Pioggia, vento e nebbia nella discesa su Titano

Superficie di Titano
1 Dicembre 2005

Le immagini ad alta risoluzione dell’atmosfera di Titano dal Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) sono spettacolari, ma non sono stati l’unico aspetto sorprendente della discesa. Sia i dati del DISR che del Doppler Wind Experiment hanno dato agli scienziati molto da pensare.

L’irreversibile conversione di metano in altri idrocarburi nella stratosfera di Titano ne presuppone una riserva sotto o sulla superficie. La sonda Cassini (NASA/ESA/ASI ) non ha rivelato una riserva di metano superficiale su scala globale. E sebbene neppure le immagini del DISR mostrino bacini di idrocarburi liquidi sulla superficie, rivelano effettivamente tracce dello scorrimento di liquidi.

Le immagini del DISR ci permettono di vedere la superficie di Titano, mai osservata in precedenza, consentendoci una comprensione più profonda della geologia di questa luna di Saturno. Le regioni montuose più brillanti, sorprendentemente simili alla Terra, mostrano sistemi complessi che fluiscono in pianure scure, forse laghi o letti di fiume in secca.

Le immagini raccolte dopo l’atterraggio in una di queste pianure raffigurano oltre 50 pietre di dimensioni che vanno dai 3 mm ai 15 cm. Non sembrano esserci rocce di dimensioni superiori. Questa distribuzione di dimensioni indica che le rocce più grandi non possono essere trasportati nei letti dei fiumi, mentre le pietre più piccole (sotto i 5 cm) sono velocemente rimosse dalla superficie.

Immagine della superficie di Titano presa da 8 chilometri de altitudine, ottenuta con il DISR

Da queste caratteristiche, insieme con strutture che sembrano “stagni” e “isole” allungate orientate parallelamente agli “argini”, gli scienziati sono in grado di proporre una spiegazione per la natura delle variazioni di luminosità che appaiono diffusamente in tutte le immagini.

Sembrano essere effettivamente controllati da un flusso di liquidi (forse metano o etano o entrambi) lungo i declivi, forse causati da precipitazioni o sorgenti naturali...

Immagine DISR della superficie di Titano da 1.2 km

La differenza di luminosità può essere spiegata con il “dilavamento” del terreno che appare brillante, dal quale viene rimosso il materiale più scuro, che poi si accumula nei canali. Questi si scaricano infine nella regione “al largo”, determinandone il colore scuro.

I processi eolici, come raffiche di vento, e la bassa gravità di Titano possono favorire questa migrazione di materiale.

Riflettività superficiale di Titano ottenuta con il DISR

La Surface Science Lamp ha funzionato esattamente come previsto, consentendo misure di riflettività superficiale anche nelle bande di assorbimento del metano. Dopo l’atterraggio erano state pianificate sia la raccolta di immagini in sequenza sia misure di riflettività spettrale della superficie illuminata dalla lampada, assumendo che l’altezza a cui si trovava era di circa 30 centimetri.

Lo spettro infrarosso in riflessione — l’aumento e la diminuzione in luminosità a diverse lunghezze d’onda — raccolto per la superficie è diverso da qualsiasi altro nel Sistema Solare. Ci sono tracce di materiali organici come la tolina (tholin), mentre le cadute di luminosità sono consistenti con ghiaccio di acqua. Ma la caratteristica più intrigante dello spettro superficiale è una riga spettrale che non viene riprodotta da nessuna combinazione possibile di ghiacci di acqua e di complessi organici che si trovano sulla Terra.

Spettri della atmosfera di Titano ottenuti con il DISR

Gli spettri mostrano anche un’abbondanza di metano vicino alla superficie di 5 +/-1%, che in ottimo accordo con la misura in situ realizzata dallo strumento Gas Chromatograph Mass Spectrometer di Huygens. La corrispondente umidità relativa di metano è intorno al 50%: la superficie non dunque è secca, ma è possibile escludere che fossero presenti estese nebbie di metano nei pressi del sito di atterraggio.

Nel loro complesso le nuove osservazioni aggiungono informazioni sul ruolo del metano nella modellazione della superficie di Titano e sul modo nel quale viene reintrodotto. L’umidità relativa di metano e l’evidenza di flussi di liquidi sulla superficie forniscono prove a favore di piogge di metano e della evaporazione che ne segue. Nelle immagini potrebbero esserci anche alcuni indizi di eruzioni di “criovulcani”.

Ricomponendo i panorami a mosaico, gli scienziati del team di Huygens sono riusciti a determinare la traiettoria di discesa come parte di un processo iterativo di ricostruzione dell’immagine. La traiettoria è stata usata per derivare la posizione esatta della sonda e vedere come la velocità dei venti cambia con la quota.

Gli scienziati hanno scoperto che la sonda ha avuto una deriva costante verso est-nordest a causa dei venti "progradi" di Titano (cioè che si muovono nella stessa direzione della rotazione della luna). Quando Huygens era tra i 50 e in 30 km ha rallentato da circa 30 a circa 10 m/s, poi ha rallentato più velocemente passando da circa 10 a circa 4 m/s tra i 30 e i 20 km di quota.

I venti sono cessati e poi hanno invertito il movimento a circa 7 km di quota, vicino all’attesa sommità dello strato limite, dando vita a un movimento in direzione ovest-nordovest di circa 1 km nel corso degli ultimi 15 minuti di discesa.

Velocità e direzione del vento dal DWE e DISR

I dati del Doppler Wind Experiment (DWE) che sono stati ottenuti da due telescopi terrestri hanno confermato i risultati del DISR e hanno fornito un profilo verticale ad alta risoluzione dei venti della luna di Saturno.

Non solo il DWE ha confermato la notevole turbolenza oltre i 120 km di quota e la deriva verso est nei venti progradi, ma anche i deboli venti retrogradi (verso ovest) vicino alla superficie.

Questo esperimento ha prodotto la prima conferma in situ della "super rotazione" di Titano, il fatto cioè che l’atmosfera di Titano si muove più velocemente della superficie). Inatteso, si è trovato anche uno strato con una velocità dei venti piuttosto bassa tra 60 e 100 km di quota, che al momento rimane non spiegato.

Note all'editore:

Questo testo è basato su un articolo che apparirà sul numero speciale di Nature, online il 30 novembre 2005

Per ulteriori informazioni:

Marti Tomasko, PI Descent Imager/Spectral Radiometer,
Lunar and Planetary Laboratory, Univ. of Arizona, USA
E-mail: mtomasko @ lpl.arizona.edu

Bruno Bezard, Observatoire de Paris-Meudon, France
E-mail: bruno.bezard @ obspm.fr

Michael Bird, PI for the Doppler Wind Experiment
Radioastronomisches Institut, Universitaet Bonn, Germany
E-mail: mbird @ astro.uni-bonn.de

Robindro Dutta-Roy
Radioastronomisches Institut, Universitaet Bonn, Germany
E-mail: duttaroy @ astro.uni-bonn.de

Jean-Pierre Lebreton, ESA Huygens Mission Manager
E-mail: jplebret @ rssd.esa.int

Copyright 2000 - 2014 © European Space Agency. All rights reserved.