{ T. Viik, 2005 käsikiri }

Natuke Kreeka mütoloogiat

Kõigepealt oli maajumalanna Gaea, kes tõi kõrvalise abita ilmale oma poja Uranose. Seejärel sigitas ta sellesama pojaga kaksteist titaani, keda nimetatakse ka vanemateks jumalateks (Rhea, Oceanus, Tethys, Hyperion, Mnemosyne, Themis, Iapetus, Coeus, Crius, Phoebe, Thea), ja veel trobikonna teisigi tähtsaid tegelasi, nagu kükloobid, heka-tonheirid ja Typhoeuse. Uranose valitsus lõppes, kui Gaea mahitusel Kronos isa sir­biga kastreeris, sest Gaea oli lõpmata tüdinud sünnitamisest. Kastratsiooni käigus tekkisid verest hiiglased. Uranos kas suri saadud haavadesse või põgenes maalt, igata­hes enam temast midagi ei kuuldud. Kronos sai siis valitsevaks titaaniks ja abiellus Rheaga. Nende järeltulijad olid olümposlased. Kronosel aga oli jube komme konkurentsi vältimiseks oma lapsi süüa, mida Rhea loomulikult pahaks pani ja lõpuks Zeusi asemel talle naha sisse mässitud kivi sisse söötis. Ellu jäid Zeus, Poseidon, Hades, Hestia, Hera ja Demeter. Kui Zeus suureks kasvas, maksis ta oma isale ja teistele titaanidele kätte, võitis need ja sulges allilma Tartarosesse.

Üldandmed

Titaan on Saturni suurim kuu ja üleüldse Päikesesüsteemi kuude hulgas suu­ruse poolest auväärsel teisel kohal. Esimest kohta hoiab kindlalt Jupiteri kaaslane Ganymedes (läbimõõdud vastavalt 5150 ja 5262 km). Enne Voyageride kohalejõudmist Saturni naabrusse 1980-1981. aastal arvasid astronoomid, et Titaanil on atmosfäär. Ar­vati ka, et Titaanil on vedela metaani või etaani mered, vesi võiks olla jäätunud Titaani madala pinnatemperatuuri tõttu.

Oodates ebatavalist maailma oli Voyager 1 programmeeritud tegema suurel hulgal pilte Titaanist möödalennul novembris 1980. Kuid kõik, mis pildistati, oli läbitungimatu at­mosfäär ja tihe pilvkate. Vaadeldi vaid mõningaid värvuse ja heleduse muutusi. Kuigi Titaan on klassifitseeritud kuuks, on ta ometi suurem kui Merkuur või Pluuto. Tal on planeedisarnane atmosfäär, mis on tihedam kui Merkuuril, Maal, Marsil või Pluutol,

sest seal on atmosfäärirõhk 1.6 baari. Atmosfäär koosneb põhiliselt lämmastikust ja natukesest süsivesinikest, mis annavad Titaanile oranži värvuse. Need süsivesinikud on amiinohapete ehituskivid, mis on vajalikud elu tekkeks. Teadlased usuvad, et Titaani keskkond on just selline, mis oli Maal enne seda, kui elu hakkas pumpama hapnikku atmosfääri.

Tabel 1. Andmed Titaani kohta

Titaani pinnatemperatuur on -178C. Metaan on allpool oma küllastusrõhku ja metaani jõgesid ja järvi tõenäoselt pole, kuigi me nii sooviksime - asi peaks ju ikka Maa sar­nane olema! Teisest küljest tundub, et etaani järved on olemas, kus sees ka lahus­tunud metaani võiks leida. Titaani metaan muutub fotokeemiliste reaktsioonide käigus etaaniks, atsetüleeniks, etüleeniks ja koos lämmastikuga tsüaanvesinikhappeks (HCN). Viimane on eriti tähtis, sest on otseselt seotud amiinohapete tekkega. Voyagerid ei olnud võimelised pilvekattest läbi tungima, kuid nad andsid teada, et Titaan on üks huvitavamaid paiku Päikesesüsteemis.

Cassini-Huygens

15. oktoobril 1997 startis Cassini, mis pidi jõudma randevuule Saturniga juunis 2004.

Joonis 1. Cassini lend

Joonis 2. Titaan

Pärast kohanemist orbiidil pidi ta teele Titaanile saatma sond Huygensi. Cassinil pidi olema rohkem kui 30 möödalendu Titaanist, et kaardistada selle kuu pinda sünteetilise apertuurradariga (SAR) - sama tüüpi riistapuuga, millega Magellan kaardistas Veenust.

Joonis 3 on saadud üheksast kokkumonteeritud kujutisest, mille Cassini tegi 26.10.2004 esimese väga lähedase möödalennu ajal. See on siiani kõige detailsem Titaani kogu ketta vaade, mille keskpunktiks on: laius 15 S ja pikkus 157 E. Heledus muutub ule ketta ja heledad pilved lõunapooluse kohal on hästi nähtavad. Kujutise töötlus sisaldas atmosfääriefektide vähendamist ja pinnamoodustiste terav­damist. Päike oli Cassini taga, nii et pildile sai peaaegu terve ketta. Lahutusvõime pildil muutub piirides 2 kuni 4 kilomeetrit pikseli kohta. Pinnamoodustised on paremi­ni näha ketta keskel, kus Cassini vaatab otse alla. Kontrast muutub kehvemaks ketta ääre poole, kus pinnamoodustised ähmastuvad atmosfääri vine tõttu. Heledam piirkond paremal ja ekvatoriaalne piirkond nimetati Xanadu piirkonnaks.

Joonis 3. Titaan orbiidilt

Teadlased vaidlevad, ja ilmselt veel kaua, millised protsesid on kujundanud sellised kummalised heledusmustrid.  Kujutis vihjab noorele pinnale, millel on vähe nähtavaid kraatreid.   Kas need protsessid on olnud tektoonilised, tuule erosioonist põhjustatud, jõgede settelised, merelised või vulkaanilised - see tuleb veel selgitada. (Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 4. Helendav Titaan

Joonisel (4) helendab Titaani atmosfäär valedes värvides, nagu ta paistab 2. juulil 2004 toimunud Cassini möödalennul tehtud piltidel nähtavas ja infrapunases valguses töötava spektromeetriga. Kui Cassini lendas üle terminaatori, kus Titaani öö ja päev kohtuvad, oli näha mõlemaid poolkerasid erinevatel lainepikkustel. Nendel piltidel on Päikesest valgustatud külg vasakul ja öö paremal. Sinine kujutis näitab Titaani kiir-guses, mis tungis läbi pilvkatte pinnani. Kujutis on väiksem kui ülejäänud, sest at­mosfääri tekitatud efektid puuduvad.

Kontrastina näitab roheline kujutis Titaani atmosfääri kogu ulatust. See on metaani fluorostsents, sest metaan ulatub rohkem kui 700 km kõrgusele pinna kohale, misläbi Titaani mõõtmed lausa kahekordistuvad  (mahuliselt). Sellel pildil kiirgab Titaan lainepikkusel 3.3 /im, seega umbes viis korda pikemal lainepikkusel, kui inimene näeb.

Punane kujutis näitab, et Titaan kiirgab ka öösel, mis alguses teadlasi hämmastas. Punane kiirgus ulatus kuni 200 km kõrguseni, näidates vingugaasi emissioonkiirgust 4.7 mm lainepikkusel, mis tekib Titaani suhteliselt soojas stratosfääris.

Viimane, mitmevärviline kujutis kombineerib kolm eelmist kokku üheks. Siin on näha, et vingugaasi kiirgus ulatub ka päevapoolele, moodustades kollaka kihi vasakul. See on tingitud sellest, et metaani (roheline) ja vingugaasi (punane) kiiratud valgus segunevad kollaseks. Titaani pind on näidatud ringiga. Pind paistab lillana, kuna segunevad sinine ja punane kujutis. (Kujutis saadud: NASA/JPL/University of Arizona).

Joonis 5. Lilla vine Titaani atmosfääris

Joonisel (5) paistab Titaan pehmelt helendava kerana, mida ümbritseb lilla kestana vine stratosfääris. Pilt on tehtud päev pärast Cassini esimest möödalendu Titaanist. Oieti on siin näha kaks vine kihti. Välimine on eraldatud ja näib hõljuvat kõrgel at­mosfääris.   Kuna see on nii õhuke, on seda paremini näha kuu limbil.   Pilt on tehtud spektraalfiltri abil, mis on tundlik ultravioletis, keskmestatud 338 nanomeetri juures. See on tegelikult vale värv, sest Titaanil on meie silma jaoks kahvatu oranž jume. Atmosfäär ise ja õhuke eraldatud kiht on tehtud heledamaks ja antud lilla jume, et parandada nende nähtavust. Parimad kujutised sellest eraldatud kihist on tehtud ult­ravioletis, sest väikesed vine osakesed hajutavad efektiivsemalt just seal. Sellised kujutised annavad selgust mõnedele põhiprotsessidele, mis tekitavad ja evolut-sio neer ivad Titaani vinet. Protsess arvatakse algavat kõrgel atmosfääris (üle 400 km), kus ultravioletne kiirgus lagundab metaani ja lämmastiku molekule. Tekkinud pro­duktid usutakse reageerivat omavahel, moodustades keerulisi orgaanilisi molekule, mis sisaldavad süsinikku, vesinikku ja lämmastikku, mis omakorda kombineerudes annavad väga väikesed vine osakesed. Selle eraldatud kihi põhi on mõnisada kilomeetrit pinna kohal ja on umbes 120 km paks.

Kujutis saadi kitsasnurk kaameraga 3.    juulil 2004 kauguselt  umbes 789 000 km Titaanist, kusjuures Päikese-Titaani-Cassini faasinurk oli 114 kraadi. Kujutise lahutus on 4.7 km pikseli kohta. (Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 6. Nii näeksime Titaani oma silmaga

Inimsilm Titaani pinda ei näe.  Joonis (6) on saadud kitsasnurk kaameraga, kom-bineerides punase, rohelise ja sinise filtri abil tehtud fotod. Sellel spektri nähtavas piirkonnas tehtud pildil on näha Titaani fotokeemiline sudu, mis sisaldab rikkalikult orgaanilist ainet. See annabki Titaanile sileda, detailidest puuduva oranži väljanägemise.

See pilt tehti Päike-Titaan-Cassini faasinurgal 67 kraadi ja umbes 13.1 miljoni kilo-meetri kaugusel Titaanist 10. juunil 2004.a. lahutusega 79 kilomeetrit pikseli kohta. (Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 7. Kummaline pinnavorm Titaanil

Joonisel (7) on sünteetilise apertuurradariga tehtud pilt Titaanist 26. oktoo­bril 2004, kui Cassini lendas umbes 2500 km kõrgusel Titaani pinna kohal ja tegi esimesed radarvõtted. Radar kiirgas lõunapoolt, tumedad piirkonnad võivad olla siledad, radarneelavast ainest alad, või on siis kaldu eemale radarkiirguse suunast. Vasakult ülevalt algav ja alla paremale ulatuv hele ala on seotud mingite lahtede kaudu idapoolsete piirkondadega. See fakt, et heleda ala alumised (lõunapoolsed) ääred on heledamad, võib tähendada nende suuremat kõrgust tumedate aladega võrreldes. On vaja rohkem andmeid, et liigitada see nähtus krüovulkaanilseks vooluks, kus veerikas vedelik tungib välja Titaani soojast sisemusest.

Kujutis katab umbes  150  x   150 kilomeetrit ja on tsentreeritud punktis 45 kraadi põhjalaiust ja 30 kraadi läänepikkust Titaani põhjapoolkeral.  Sellest piirkonnast pole veel optilist kujutist olemas. Väiksemad detailid kujutisel on umbes ühe kilomeetri suu­rused. Kujutis on halvem pildi allosas, sest vaatlusnurk ei ole seal hea. (Kujutis saadud: NASA/JPL).

Joonis 8. Pikergused pinnavormid Titaanil

See keskmise lahutusega vaade näitab mingeid pikergusi pinnavorme Titaanil, mis jooksevad enam-vähem idast läände. Kuid mõned neist kalduvad põhja ja mõned lõunasse, võib-olla selle piirkonna topograafia tõttu. Põhjasuund on mõned kraadid vertikaalist paremale. lahutus on 0.85 km pikseli kohta. Kujutis saadi 26. oktoobril 2004 Cassinil lähedases infrapunases piirkonnas. (Kujutis saadud: NASA/JPL/Space Science Institute).

Joonis 9. Radar näitab Titaani pinda värviliselt

Sellel valede värvustega pildil (joonis 9) on näha teravat kontrasti siledate ja mägiste alade vahel Titaani pinnal. Parema perspektiivi saamiseks on must-valge ja värviline kujutis kõrvuti. Värvikujutisel võivad heledad alad tähendada mägiseid piir­kondi, kus kallakud radari kiirguse poole on eriti heledad, või siis on nad teistsugusest materjalist. Roosa värv parandab vaikeset detailide nähtavust, kuna roheline annab paremini edasi siledaid pindu. Vonklevad lineaarstruktuurid, mis lõikavad läbi tume­date piirkondade, võivad olla orud või väinad. Kuigi muidugi nende loomus on veel teadmata.

On näha suur rõngasjas struktuur vasakul üleval, kuid üldiselt pole Titaanil näha selli­seid struktuure, mis võiksid sarnaneda värsketele põrkekraatritele. Ala pildil on 150 x 300 kilomeetrit ja on osa suuremast kujutisest, mis saadi 26.  ok­toobril 2004, kui Cassini lendas umbes 1200 km kõrgusel Titaani kohal. (Kujutis saadud: NASA/JPL).

Sond Huygens

Enne kui vaatame, mida head Huygens korda saatis, tutvume sondi tööriistakastiga. Cassini-Huygensi kosmoselaeval on 18 instrumenti, neist kuus Huygensil:

Huygens saadeti langevarjuga Titaani pinnale reedel, 14. jaanuaril 2005. Esimest korda sai oma silmaga näha, mis seal Titaani pinnal siis on.

Joonis 10. Titaani pind laskuvalt sondilt 16 km kõrguselt

Oli näha vonklevaid voolukanaleid, mis viisid tõenäoselt rannajooneni. Voolab neis ilmselt vedel metaan. Oranž maastik Huygensi maandumiskoha ümber on täis väikesi umaraid ja siledaid kive nagu Maa jõgedes. Uks kujutis näitab pinnaudu haarmeid, udu pole mitte veest, vaid etaanist või metaanist.

See on kaunis tuttav, kuid siiski võõras pilt. Uurijad on muidugi vaimustuses. Kuna Titaanil on atmosfäär, siis on ta kärarikas paik.   Mikrofonid Huygensi pardal registreerisid tuule vihinat, kui sond laskus.

Huygens oli nii ehitatud, et ta pidi jääma pinnale ka laskumisel jõkke või järve. Aga nii ei juhtunud. Pärast kahe ja poole tunnist laskumist tabas sond kuiva maad kiirusega 4.5 m sekundis, kogedes 15g suurust kiirendust. Sond jäi ellu ja jätkas andmete saatmist rohkem kui tund pärast maandumist.

Sond mõõtis temperatuuri, rõhku, atmosfääri koostist ja tuule kiirust alates atmosfääri ulakihtidest kuni maapinnani. Temperatuur maandumiskohas oli -179.4 C. Pinnase läbitavuse mõõtja näitas, et pinnas sarnaneb märjale liivale või savile, mida katab mingist ainest koorik. Mis see on, ei teata.

Joonis 11. 360-kraadine panoraam maandumiskohast

Joonisel (11) on 360 kraadine panoraam maandumiskohast. Valged viirud on vist pinnaudu metaanist või etaanist.

Joonis 12. Mosaiik Titaani pinnast

Joonisel (12) on mosaiik Titaani pinnast, mis näitab mäestikku, kust voolavad alla lisajõed suurde jõkke kokku. Pilt on tehtud Descent Imager/Spectral Radiometer'iga (DISR).

Joonis 13. Laskumisel tehtud pilt tumedast tasandikust, kus on näha 'saari'

Pilt on tehtud DISR'iga laskumisel, mis näitab voolusid heledate 'saarte' ümber. Alad heledatest 'saartest' all- ja ülalpool võivad olla erinevatel kõrgustel.

Joonis 14. Veejää ja metaaniallikad

Joonisel (14) on kaht uut moodustist Titaani pinnal.   Hele lineaarne moodustis sunnib arvama,  et see on ala,  kus veejää on pressitud pinnale.     Samuti on näha lühikesed paksukesed kanalid, mis võivad olla tekkinud pigem vedela metaani allikatest kui metaanivihmast (DISR).

Joonis 15. Huygensi maandumispaik (punane rõngas pildi keskel)

Joonis (15) on tehtud Cassinilt kaardistava spektromeetriga nähtavas ja IP piirkon­nas. Huygens maandus punase rõnga sees. Rõnga läbimõõt annab DISR'i vaatevälja 20 km kõrguselt.

Joonis 16. Varieeruv maastik

Joonisel (16) on varieeruv maastik. Pilt on tehtud DISR'iga Huygensilt lasku­misel 14. jaanuaril 2005 kaheksa km kõrguselt. On näha kõrgeid heledaid alasid voo­lusängidega ja madalaid tumedaid alasid. Lahutus on 20 m pikseli kohta.

Joonis 17. Esimene värvipilt Titaanil

Esimene värvipilt Titaanilt. Algselt arvatud kaljudeks või jääb lokkideks, kuid hiljem saadi aru, et need on väikeste mõõtmetega. Kaks objekti pildi keskosast allpool on 15 cm (vasakul) ja 4 cm (paremal) läbimõõdus, 85 cm kaugusel Huygensist. Pind on tumedam kui arvati, koosnedes vee- ja süsivesinikjää segust. On näha erosioonijälgi nende objektide all, mis näitab vooluvedelike olemasolu (pilt on tehtud DISR'iga).

Titaanil on siiski ka vähemalt kaks kraatrit avastatud. Esimene neist on nimetatud Circus Maximuseks.   Hiiglaslik kraater Titaanil umbes 440 kilomeetrise läbimõõduga. Pilt on tehtud Cassinilt radarkaardistajaga. See võib olla tekkinud komeedi või asteroidi löögist. Löögikeha pidi olema mitukümmend kilomeetrit läbimõõdus. Titaani pind tundub olevat noor võrreldes teiste Saturni kaaslastega.

Joonis 18. Circus Maximus Titaanil

Joonis 19. Kraater Titaanil

Joonisel (19) on kraater, umbes 60 km läbimõõdus, tehtud Cassini kolmanda möödalennu ajal 15.veebruaril 2005. Kraater ja selle ümbrus on hele, seega mitte sile näitavad tugeva põrke jälgi.   Titaani on tabanud hüperkiirusega liikunud komeet või asteroid, umbes 5-10 kilomeetrise läbimõõduga. Kraatril pole keskmist tippu, võib-olla on see erodeerunud.  Vihmad, tuuleerosioon ja kraatripinnase pehmenemine võivad kõik olla muutnud kraatri algset kuju.

Viimane möödalend Titaanist

Saturni kuul Titaanil on näha ebatavaliselt hele laik, mis on siiani teadlasi müstifitseerinud. See laik on umbes Lääne-Virgiinia suurune (62 000 km2) ja see paikneb kagusse heledast Xanadu piirkonnast, olles nähtav paljudele vaatlusriistadele Cassini pardal.

483 km laiune laik võib olla "hot spot" - piirkond, mida on võib-olla hiljuti soojen­danud asteroidi põrge Titaani pinnal või on see satelliidi soojast sisemusest jäävulkaani kaudu ümbritsevale külmale pinnale välja purskunud veejää ja ammoniaagi segu. Teised võimalused on maastiku iseärasused, mis hoiavad pilvi samas kohas või siis on tegu ebatavaliste ainetega Titaani pinnal.

Laigu heledus lainepikkusel 5 /im on 50% suurem kui ümbritseval alal. lühematel lainepikkustel laik heledam pole.

Räägib Robert H. Brown, Cassini visuaalse ja infrapunase kaardistava spektromeetri meeskonna juht, Tucsonis asuva Arizona Ulikooli Kuu ja Planeetide Laboratooriumi professor: "Esimesel pilgul mõtlesin ma, et see ala on kummaline ega sobi sinna. Pärast lühikest mõttepausi arvasin ma, et see on "hot spot". Tagasivaates pole see parim hüpotees. Kuid see ala on intrigeeriv ikkagi."

Cassini kosmoselaev lendas Titaanist mööda 31. märtsil ja 16. aprillil. Cassini vi­suaalne ja infrapunane kaardistav spektromeeter vaatles seda Titaani heledaimat ala kõige pikemates lainepikkustes, mida see aparaat veel näeb.

Cassini kujutiskaamerad nägid samas kohas heledat, 550 km laiust poolkaart spektri nähtavas piirkonnas, kui Cassini Titaanist mööda lendas detsembris 2004 ja veebruaris 2005.

"Tundub, et mõlemad instrumendid vaatlevad sama asja, mis on kas Titaani pinnal või selle poolt kontrollitud," ütles Alfred S. McEwen, Cassini kujutiste meeskonna teadlane, samuti Arizona Ulikoolist. "See hele ala võib olla põrke koht, maalihe, krüovulkanism või mingi atmosfääriprotsess. Selle selgelt eristuv värv ja heledus lasevad arvata, et see on tekkinud hiljuti."

Joonis 20. Titaani hele laik erinevates värvides

Titaanil on nähtud ka teisi heledaid alasid, kuid kõik nad on olnud ajutise iseloomuga, mis liiguvad või kaovad tundidega ja millel on olnud teistsugune spektraalne iseloom. Ala on püsiv nii värvis kui asukohas.

"On võimalik, et visuaalne ja infrapunane spektromeeter näeb pilve, mida hoiab to­pograafiliselt paigas mingi maastikuelement, ja et see kummaline poolkaar on selle pilve põhjustaja," ütleb Elizabeth Turtle, Cassini kujutismeeskonna liige, samuti Kuu ja pla­neetide laborist.

"Kui see laik on pilv, siis selle pikaealisus ja stabiilsus nõuavad, et seda hoiab paigal mingi pinnaelement. Sellise pilve võib põhjustada atmosfääri voolamine üle madalate mägede või geoloogilisest aktiivsusest põhjustatud väljagaasumine," ütles Jason Barnes, Arizona Ulikooli järeldoktor, kes töötab visuaalse ja infrapunase spektromeetri meeskon­nas.

See hele ala võib olla mingi eksootilise ainega kaetud pinnamoodustiselt peegeldunud valgus.

"Titaani pind paistab olevat enamasti räpane jää. Hele laik võib olla mingi teistsuguse keemilise koostisega ala, või siis õhuke mittejäine pinnakate," lisas Barnes. Teadlased on pakkunud, et see laik võib olla mäed. Kui see on nii, siis nad peavad olema palju kõrgemad kui 100 meetrised künkad, mida Cassini altimeeter on siiani näidanud. Teadlased kahtlevad aga, kas Titaani pind suudab selliseid suuri mägesid toetada. Visuaalse ja  infrapunase  spektromeetri  meeskond  saab  oma  hüpoteese kontrollida möödalennul 2.  juulil 2006.   Siis on plaanis teha öövõtteid samast alast.   Kui see ala helendab ka öösel, siis saavad nad teada, et see on kuum.

Joonis 21. Titaani hele laik

See värvikujutis tehti kolmes erinevas lainepikkuses - 1.7 mm (sinine), 2.0 mim (ro­heline) ja 5.0m m (punane), sest nendes akendes on Titaani pinda näha. Kuna inimsilma nähtav kollane on lainepikkusega umbes 0.5mm, siis värvid kujutisel on 3 kuni 10 korda punasemad, kui inimsilm suudab vastu võtta.

Loengus kasutud materjal on osaliselt Calvin J. Hamiltoni koostatud. Samuti on kasutatud materjale lehelt ESA kodulehelt.