Gli scienziati hanno a lungo sospettato che un vasto oceano di acqua allo stato liquido fosse presente sotto la crosta di Titano, la più grande luna di Saturno. Una nuova analisi suggerisce che il calore generato internamente dipende dalle interazioni con Saturno e le sue lune ed è capace di mantenere l'oceano sommerso liquido.
Una nuova analisi dei dati topografici e della gravità di Titano, indicherebbe che la crosta ghiacciata esterna di Titano è due volte più spessa di come è stata generalmente ipotizzata. Il nuovo studio suggerisce che il calore generato internamente che mantiene quel mare liquido dal congelamento dipende molto dalle interazioni di Titano con Saturno e dalle sue lune più di quanto si sospettava.
Zebker Howard, professore di geofisica e di ingegneria elettrica presso la Stanford University, presenterà i risultati in occasione della riunione annuale della American Geophysical Union (AGU) a San Francisco il 4 dicembre.
Zebker fa parte del team di interpretazione dei dati radar di Titano acquisite dalla sonda Cassini della NASA, che è in orbita intorno a Saturno dal 2004.
Egli ha studiato la topografia di Titano e ha combinato le misure radar migliorate della superficie lunare con le misure della gravità appena rilasciata per rendere la nuova analisi.
Titano è stato a lungo studiato con particolare attenzione dagli scienziati a causa delle somiglianze con la Terra.
Come la Terra, Titano sembra avere una struttura stratificata, rozzamente simile agli strati concentrici di una cipolla, anche se molto meno commestibile.
"Titano probabilmente ha un nucleo che è una miscela di ghiaccio e roccia", ha detto Zebker. Il nucleo è ricoperto dal mare e dalla crosta ghiacciata.
La roccia nel nucleo è ritenuta contenere gli elementi radioattivi rimasti dalla formazione del Sistema Solare. Come nel centro della Terra, quando tali elementi decadono, generano calore. Su Titano, il calore è fondamentale per mantenere il suo oceano dal pieno congelamento.
Quando Titano orbita attorno a Saturno, lentamente ruota anche sul suo asse, una rotazione per ogni viaggio intorno a Saturno.
Eppure, la rotazione è sufficiente per lo strumento di gravità a bordo di Cassini a misurare la sua resistenza a qualsiasi cambiamento nella sua rotazione, chiamato anche momento di inerzia.
"Il momento d'inerzia dipende essenzialmente dallo spessore degli strati di materiale all'interno Titano" ha detto Zebker. Così, lui e i suoi colleghi sono stati in grado di utilizzare tali dati per calcolare la struttura interna della luna.
"L'immagine di Titano che si ottiene è quella di un nucleo gelido e roccioso con un raggio di poco più di 2.000 chilometri, un oceano da qualche parte nel range dai 225 a 300 chilometri di spessore e da uno strato di ghiaccio che è di 200 chilometri di spessore", ha detto.
I modelli precedenti della struttura di Titano avevano stimato la crosta ghiacciata circa 100 chilometri di spessore. Quindi, se vi è più ghiaccio, ci dovrebbe essere meno calore nel nucleo di quanto era stato stimato.
Un modo per spiegare il calore generato internamente è che ci sia meno roccia e più ghiaccio nel nucleo rispetto a quanto avevano previsto i modelli precedenti.
Tutto sembrerebbe abbastanza semplice, ma c'è una complicazione. Titano non è una sfera perfetta. La sua forma è distorta dall'attrazione gravitazionale di Saturno, rendendolo una sorta di luna oblunga lungo il suo equatore e un pó schiacciata ai poli.
Dalla misurazione del suo campo gravitazionale, si può calcolare quale forma dovrebbe avere. Ma i nuovi dati mostrano che la forma di Titano è molto più distorta di quanto sarebbe prevista da un semplice modello gravitazionale.
Tale differenza implicherebbe che la struttura interna di Titano non è così semplice.
"Titano per esercitare la sua attrazione gravitazionale osservata, la densità media da qualsiasi punto verso il centro del nucleo deve essere la stessa", ha detto Zebker.
Ma non è questo il caso, dato che Titano è un pó schiacciato. Secondo i dati, la densità del materiale sotto i poli deve essere leggermente maggiore di quella che è sotto l'equatore.
Poiché l'acqua liquida è più densa del ghiaccio, il team di Zebker ha motivato che lo strato di ghiaccio deve essere leggermente più sottile ai poli rispetto al centro e lo strato di acqua corrispondentemente più spesso.
Gli scienziati hanno calcolato che lo spessore della crosta di ghiaccio possa di circa 3000 metri in meno della media dei poli e 3.000 metri superiore alla media all'equatore. La combinazione della gravità e della topografia suggerisce inoltre che lo spessore medio dello strato di ghiaccio è di circa 200 km.
Per far si che la crosta ghiacciata vari di spessore sulla superficie di Titano, la distribuzione del calore all'interno della luna dovrebbe anche variare. Ma se la variazione di calore provenisse dal nucleo della luna, non sarebbe abbastanza uniforme in tutte le direzioni.
Zebker ha detto che la variazione dello spessore del ghiaccio può essere un risultato della variazione della forma dell'orbita intorno a Saturno, che non è perfettamente circolare.
"La variazione della forma dell'orbita, leggermente distorta, implica che vi sia una certa flessione nell'orbita", ha detto Zebker. Anche altre lune del pianeta esercitano una certa influenza sulle maree di Titano, ma l'influenza principale è Saturno.
"Le maree generano un pó di calore".
Ad esempio, se si prende una sottile striscia di metallo e la si piega, inizierà a indebolirsi e infine, si può rompere. L'indebolimento è il risultato del calore che viene prodotto quando si flette il metallo.
"Le interazioni di marea tendono ad essere più concentrate ai poli rispetto all'equatore, il che significa che vi è leggermente più calore generato ai poli, che a sua volta si scioglie un pó sul fondo dello strato di ghiaccio, l'assottigliamento del ghiaccio in tale regione rispetto ad altre parti del pianeta", ha detto Zebker.
La missione Cassini è stata recentemente prorogata per continuare a funzionare fino al 2017, il che significa che verranno acquisiti altri cinque anni di dati, che potranno contribuire a fornire ulteriori perfezionamenti del modello Zebker per Titano.
Traduzione a cura di Arthur McPaul
Fonte:
http://www.sciencedaily.com/releases/2012/12/121204112215.htm
Una nuova analisi dei dati topografici e della gravità di Titano, indicherebbe che la crosta ghiacciata esterna di Titano è due volte più spessa di come è stata generalmente ipotizzata. Il nuovo studio suggerisce che il calore generato internamente che mantiene quel mare liquido dal congelamento dipende molto dalle interazioni di Titano con Saturno e dalle sue lune più di quanto si sospettava.
Zebker Howard, professore di geofisica e di ingegneria elettrica presso la Stanford University, presenterà i risultati in occasione della riunione annuale della American Geophysical Union (AGU) a San Francisco il 4 dicembre.
Zebker fa parte del team di interpretazione dei dati radar di Titano acquisite dalla sonda Cassini della NASA, che è in orbita intorno a Saturno dal 2004.
Egli ha studiato la topografia di Titano e ha combinato le misure radar migliorate della superficie lunare con le misure della gravità appena rilasciata per rendere la nuova analisi.
Titano è stato a lungo studiato con particolare attenzione dagli scienziati a causa delle somiglianze con la Terra.
Come la Terra, Titano sembra avere una struttura stratificata, rozzamente simile agli strati concentrici di una cipolla, anche se molto meno commestibile.
"Titano probabilmente ha un nucleo che è una miscela di ghiaccio e roccia", ha detto Zebker. Il nucleo è ricoperto dal mare e dalla crosta ghiacciata.
La roccia nel nucleo è ritenuta contenere gli elementi radioattivi rimasti dalla formazione del Sistema Solare. Come nel centro della Terra, quando tali elementi decadono, generano calore. Su Titano, il calore è fondamentale per mantenere il suo oceano dal pieno congelamento.
Quando Titano orbita attorno a Saturno, lentamente ruota anche sul suo asse, una rotazione per ogni viaggio intorno a Saturno.
Eppure, la rotazione è sufficiente per lo strumento di gravità a bordo di Cassini a misurare la sua resistenza a qualsiasi cambiamento nella sua rotazione, chiamato anche momento di inerzia.
"Il momento d'inerzia dipende essenzialmente dallo spessore degli strati di materiale all'interno Titano" ha detto Zebker. Così, lui e i suoi colleghi sono stati in grado di utilizzare tali dati per calcolare la struttura interna della luna.
"L'immagine di Titano che si ottiene è quella di un nucleo gelido e roccioso con un raggio di poco più di 2.000 chilometri, un oceano da qualche parte nel range dai 225 a 300 chilometri di spessore e da uno strato di ghiaccio che è di 200 chilometri di spessore", ha detto.
I modelli precedenti della struttura di Titano avevano stimato la crosta ghiacciata circa 100 chilometri di spessore. Quindi, se vi è più ghiaccio, ci dovrebbe essere meno calore nel nucleo di quanto era stato stimato.
Un modo per spiegare il calore generato internamente è che ci sia meno roccia e più ghiaccio nel nucleo rispetto a quanto avevano previsto i modelli precedenti.
Tutto sembrerebbe abbastanza semplice, ma c'è una complicazione. Titano non è una sfera perfetta. La sua forma è distorta dall'attrazione gravitazionale di Saturno, rendendolo una sorta di luna oblunga lungo il suo equatore e un pó schiacciata ai poli.
Dalla misurazione del suo campo gravitazionale, si può calcolare quale forma dovrebbe avere. Ma i nuovi dati mostrano che la forma di Titano è molto più distorta di quanto sarebbe prevista da un semplice modello gravitazionale.
Tale differenza implicherebbe che la struttura interna di Titano non è così semplice.
"Titano per esercitare la sua attrazione gravitazionale osservata, la densità media da qualsiasi punto verso il centro del nucleo deve essere la stessa", ha detto Zebker.
Ma non è questo il caso, dato che Titano è un pó schiacciato. Secondo i dati, la densità del materiale sotto i poli deve essere leggermente maggiore di quella che è sotto l'equatore.
Poiché l'acqua liquida è più densa del ghiaccio, il team di Zebker ha motivato che lo strato di ghiaccio deve essere leggermente più sottile ai poli rispetto al centro e lo strato di acqua corrispondentemente più spesso.
Gli scienziati hanno calcolato che lo spessore della crosta di ghiaccio possa di circa 3000 metri in meno della media dei poli e 3.000 metri superiore alla media all'equatore. La combinazione della gravità e della topografia suggerisce inoltre che lo spessore medio dello strato di ghiaccio è di circa 200 km.
Per far si che la crosta ghiacciata vari di spessore sulla superficie di Titano, la distribuzione del calore all'interno della luna dovrebbe anche variare. Ma se la variazione di calore provenisse dal nucleo della luna, non sarebbe abbastanza uniforme in tutte le direzioni.
Zebker ha detto che la variazione dello spessore del ghiaccio può essere un risultato della variazione della forma dell'orbita intorno a Saturno, che non è perfettamente circolare.
"La variazione della forma dell'orbita, leggermente distorta, implica che vi sia una certa flessione nell'orbita", ha detto Zebker. Anche altre lune del pianeta esercitano una certa influenza sulle maree di Titano, ma l'influenza principale è Saturno.
"Le maree generano un pó di calore".
Ad esempio, se si prende una sottile striscia di metallo e la si piega, inizierà a indebolirsi e infine, si può rompere. L'indebolimento è il risultato del calore che viene prodotto quando si flette il metallo.
"Le interazioni di marea tendono ad essere più concentrate ai poli rispetto all'equatore, il che significa che vi è leggermente più calore generato ai poli, che a sua volta si scioglie un pó sul fondo dello strato di ghiaccio, l'assottigliamento del ghiaccio in tale regione rispetto ad altre parti del pianeta", ha detto Zebker.
La missione Cassini è stata recentemente prorogata per continuare a funzionare fino al 2017, il che significa che verranno acquisiti altri cinque anni di dati, che potranno contribuire a fornire ulteriori perfezionamenti del modello Zebker per Titano.
Traduzione a cura di Arthur McPaul
Fonte:
http://www.sciencedaily.com/releases/2012/12/121204112215.htm
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