 |
| Credit: NASA |
Si capisce quindi l'interesse degli astronomi che modificarono apposta la traiettoria della sonda Voyager 1 per farla passare vicino a Titano (posticipando così di decenni lo studio di Plutone). Fu necessario tuttavia aspettare la missione Cassini-Huygens del 2004 per ottenere dati significativi sulla luna grazie proprio al modulo Huygens fatto adagiare sulla superficie di Titano
 |
| Il suolo di Titano visto dal modulo Huygens (credit: ESA/NASA/JPL/University of Arizona) |
Gli astronomi sono oggi concordi nel dire che il guscio esterno di Titano è rigido, con pochi crateri da impatto ad indicare che la superficie è sottoposta ad un certo rimaneggiamento causato da vulcani o dalle piogge di idrocarburi che compongono l'atmosfera. A completare il quadro non certo degno di un nostro Eden, i laghi di metano ed etano che supportano l'idea che vi sia un ciclo di idrocarburi analogo a quello dell'acqua sulla Terra (evaporazione, condensazione, piogge, erosioni, etc).
Per spiegare la sua gravità relativamente elevata è necessario ipotizzare un'alta densità sotterranea; alcuni suggeriscono che vi sia sotto la superficie un oceano di acqua mista a sali di zolfo, sodio e potassio, tali da generare una densità paragonabile a quella delle acque del Mar Morto.
A completare il quadro alcuni criovulcani che come dice il nome non emettono roccia fusa ma acqua, ammoniaca e metano, che una volta a contatto con le bassissime temperature dell'atmosfera congelano ricadendo al suolo.
L'atmosfera estremamente opaca è fatta nella quasi totalità da azoto con un 5% di metano. Le spesse nubi sono fatte da metano ed etano e questo conferisce alla luna l'aspetto opaco.
E' stato grazie al telescopio ad infrarossi (Visual and Infrared Mapping Spectrometer - VIMS) montato sulla sonda Cassini che si è finalmente riusciti a vedere al di là delle nubi e ricostruire l'aspetto della sua superficie.
Osservare la superficie di Titano nella regione visibile dello spettro è difficile, a causa della nebbia perenne che avvolge la luna; le piccole particelle (aerosol) presenti nella parte superiore dell'atmosfera causano lo scattering (diffusione ottica) specie alle lunghezze d'onda del visibile. Ci sono tuttavia alcune "finestre" ottiche in cui tale fenomeno è minimo e questo corrisponde ad alcune regioni dell'infrarosso. I colori dell'immagine successiva, sono stati ottenuti associando ciascuno dei canali cromatici del RGB al rapporto della luminosità a certe lunghezze d'onda (ad esempio il rosso deriva dal rapporto dei valori misurati a 1,59 e 1,27 micron). La tecnica usata è nota come band-ratio. E' stato così possibile visualizzare dettagli della superficie come le dune equatoriali rappresentate con il colore marrone mentre quelle dove è presente acqua ghiacciata appaiono come blu-viola.
 |
| Titano visto con luce visibile (centro) e dopo scansione agli infrarossi (credit: NASA) |
A dispetto della "semplicità" della frase precedente, le immagini oggi disponibili sono il risultato di 13 anni di dati acquisiti e dello sforzo successivo mirato a combinare in modo fluido i dati provenienti dalla moltitudine di osservazioni diverse realizzate da VIMS in un'ampia varietà di condizioni di illuminazione.
Quello che emerge è una "fotografia" ad alta risoluzione della superficie di Titano senza nubi.
 |
| all credit to: NASA/JPL |
Articolo precedente su Titano --> C'è acqua su Titano?
Fonte
NASA- JPL news (luglio 2018)
Nessun commento:
Posta un commento