Изображение углеводородных озёр на Титане, полученное радаром Кассини 22 июля 2006 (цвета условные)
Жидкость на Титане представлена естественными резервуарами на поверхности Титана, наполненными, предположительно, смесью жидких углеводородов, в основном метана и этана, а также подповерхностным океаном, содержащим, предположительно, жидкую воду со значительным содержанием аммиака и экстремально высокой солёностью.
Озёра сосредоточены в приполярных областях, причём крупнейшие из них, называемые морями, находятся только в северном полушарии Титана. Такую асимметрию учёные объясняют тем, что, когда в южном полушарии Титана лето, Сатурн находится вблизи перигелия, то есть лето там более «жаркое», чем в северном[1].
Учёные также предполагают наличие больших объёмов углеводородов под поверхностью спутника[2].
Инфракрасный снимок южного полюса Титана, на котором видно озеро Онтарио
Впервые предположение о возможности существования на Титане углеводородных озёр (углеводоёмов) было сделано на основе анализа данных, полученных АМСВояджер 1 и Вояджер 2. Сопоставив состав, плотность и температуру атмосферы Титана, учёные сделали вывод, что на спутнике могут присутствовать углеводороды в жидком состоянии. Эта гипотеза подтвердилась в 1995 году, когда при помощи телескопа Хаббл в атмосфере Титана был обнаружен жидкий метан, хотя его количество на поверхности оставалось неясным[3].
Инфракрасный снимок солнечного блика в северном полушарии Титана
Окончательное подтверждение наличия на Титане крупных углеводоёмов было получено благодаря проекту «Кассини-Гюйгенс». Хотя снимки, полученные при спуске зонда «Гюйгенс», который сел вблизи экватора Титана, не обнаружили каких-либо значительных объёмов жидкости, рельеф поверхности явно свидетельствовал о воздействии на него жидкости в прошлом[4]. Первое свидетельство существования крупных углеводоёмов нашлось на инфракрасном снимке южного полюса, сделанном 6 июня 2005 года, на котором заметно большое тёмное пятно[5]. Радарное зондирование поверхности спутника с борта станции Кассини, проведённое 22 июля 2006 года, выявило в северном полушарии большие области с резко очерченными границами, которые сильно поглощали радиоволны[6]. Эти данные позволили учёным в январе 2007 года уверенно заявить о наличии на Титане метановых озёр[7][8].
Также 8 июля 2009 года камере VIMS «Кассини» удалось заснять на поверхности блики в инфракрасном диапазоне (длина волны 5 мкм),[9] которые учёные долго надеялись увидеть как основное доказательство наличия жидкости на поверхности[10].
В 2013 году с помощью радара «Кассини» были исследованы сети соединённых с морем Лигеиканалов Вид, которое показало, что их поверхность является такой же тёмной, как у углеводородных морей. Более поздний анализ этих данных подтвердил: блеск на их поверхности указывает на то, что они сейчас заполнены жидкостью[11][12].
Для подробного исследования озёр Титана проектируется зонд TiME (англ.Titan Mare Explorer) в составе миссии Titan Saturn System Mission, запуск которой планировался на 2020 год.[13]
Состав «вод»
Средняя температура на Титане составляет 93,7 К (−179,5 °C),[14] а атмосферное давление у поверхности 146,7 кПа (1,45 атм)[15]. При таких условиях многие газы переходят в жидкое состояние. Предположительный молярный состав жидкости, наполняющей титанские «водоёмы»[16][17]:
Поскольку смесь состоит из сжиженных газов с разной температурой кипения, то её состав меняется в зависимости от температуры: при нагревании уменьшается концентрация более летучих веществ (метан, азот) и увеличивается концентрация менее летучих (пропан, бутен). Поэтому состав жидкости на полюсах (где 90 К) отличается от состава на более тёплом экваторе (где 93,65 К)[17].
Поскольку температура на Титане близка к температуре кристаллизации метана (−182,5 °C) и этана (−183,3 °C), то в озёрах может присутствовать также углеводородный лёд. Плотность смеси углеводородов в озёрах составляет примерно 516,3 кг/м³,[2] что значительно меньше плотности твёрдых метана и этана, поэтому углеводородный лёд в этих озёрах будет тонуть, а не всплывать на поверхность. Однако, учёные предполагают, что при определённых условиях на поверхности озёр всё же могут образовываться плавучие льдины. Такой лёд должен быть насыщен газом (более 5 %) чтобы оставаться на поверхности озера, а не опускаться на дно[18].
По оценкам учёных, количество углеводородов в озёрах Титана в сотни раз превышает их содержание в недрах Земли[19].
Озёра (лат.lacus) — небольшие тёмные участки с чёткими очертаниями (впадины, заполненные жидкими углеводородами). Их названия происходят от названий земных озёр.
Лакуны (лат.lacuna) — объекты, похожие на озёра, но лучше отражающие радиоволны, что говорит об их малой глубине либо полном отсутствии жидкости. Их названия происходят от названий земных солончаков и пересыхающих озёр.
Пролив (лат.fretum) — узкий участок жидкости, соединяющий два больших резервуара. Они получили свои названия в честь героев произведений Айзека Азимова из цикла «Основание».
Ряд учёных выдвинули гипотезу о существовании на Титане глобального подповерхностного океана[93]. Мощное приливное действие Сатурна может привести к разогреву ядра и поддержанию достаточно высокой температуры для существования жидкой воды[94].
Сравнение снимков «Кассини» за 2005 и 2007 годы показало, что детали ландшафта сместились примерно на 30 км. Поскольку Титан всегда повёрнут к Сатурну одной стороной, такой сдвиг может объясняться тем, что ледяная кора отделена от основной массы спутника глобальной жидкой прослойкой[94].
Предполагается, что в воде содержится значительное количество аммиака (около 10 %), который действует на воду как антифриз[95], то есть понижает температуру её замерзания. В сочетании с высоким давлением, оказываемым корой спутника, это может являться дополнительным условием существования подповерхностного океана[96][97].
Согласно данным, обнародованным в конце июня 2012 году и собранным ранее КА «Кассини», под поверхностью Титана (на глубине около 100 км) действительно должен находиться океан, состоящий из воды с возможным небольшим количеством солей[98]. В результатах нового исследования, опубликованных в 2014 году и основанных на гравитационной карте спутника, построенной на основании данных, собранных «Кассини», учёные высказали предположение, что жидкость в океане спутника Сатурна отличается повышенной плотностью и экстремальной солёностью. Скорее всего, она представляет собой рассол, в состав которого входят соли, содержащие натрий, калий и серу. Кроме того, в разных районах спутника глубина океана варьируется — в одних местах вода промерзает, изнутри наращивая ледяную корку, покрывающую океан, и слой жидкости в этих местах практически не сообщается с поверхностью Титана. Сильная солёность подповерхностного океана делает практически невозможным существование в нём жизни.[99]
↑Bortman, HenryTitan: Where's the Wet Stuff? (неопр.) Astrobiology Magazine (28 октября 2004). Дата обращения: 5 февраля 2011. Архивировано из оригинала 22 августа 2011 года.
↑ 12D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunine; P. Lavvas; V. Vuitton (2009). "An estimate of the chemical composition of Titan's lakes". arXiv:0911.1860 [astro-ph]. {{cite arXiv}}: Неизвестный параметр |version= игнорируется (справка)
