Astronomie

Comment Arecibo a-t-il détecté les lacs de méthane sur Titan et image les anneaux de Saturne ?

Comment Arecibo a-t-il détecté les lacs de méthane sur Titan et image les anneaux de Saturne ?

Cette réponse à La distance la plus éloignée d'un objet du système solaire qui a été mesurée par radar ? mentionne que les anneaux de Saturne et le poste Uncover Travel post Arecibo Observatory, Puerto Rico - The World's Largest Radio Telescope For Over 50 Years mentionne :

Parmi les autres réalisations de l'Observatoire d'Arecibo figurent :

  • Imagerie directe d'un astéroïde pour la première fois dans l'histoire.
  • Découverte de dépôts de glace d'eau aux pôles de Mercure.
  • Suivi des astéroïdes géocroiseurs pour surveiller les risques d'impact.
  • Cartographie de la surface nuageuse de Vénus.
  • Imagerie radar des anneaux de Saturne, révélant de nouveaux détails de la structure des anneaux.
  • Première détection de lacs de méthane sur Titan, une lune de Saturne.
  • Première détection d'un astéroïde avec une lune.

Question: Comment Arecibo a-t-il détecté les lacs de méthane sur Titan et image les anneaux de Saturne ? Ce sont des exploits assez remarquables de la Terre pour un seul radiotélescope. Comment ont-ils été faits ? Peut-on trouver des citations et montrer des exemples de l'image des anneaux et des preuves du lac méthane?


Il n'a pas détecté de lacs de méthane.

Il a constaté que Titan était brillant (en termes de radar) : c'est-à-dire que les réflexions provenaient d'une surface lisse plutôt que rugueuse, et en même temps pas très intense.

En conséquence (citant l'article du New Scientist de 2003 Radar révèle les lacs de méthane de Titan liés dans l'un des commentaires à votre question), "certains chercheurs pensent qu'il s'agit de lacs de méthane, assis dans des cratères d'impact.» D'autres chercheurs peuvent penser à des explications différentes.

Si nous apprenons, à partir d'autres preuves et raisonnements ou simplement par élimination, qu'il y a sont lacs de méthane sur Titan, alors Arecibo peut prétendre les avoir vus. Mais en soi, cela ne fournit aucune preuve qu'il s'agit de méthane, ou même qu'il s'agit de lacs.

De même, si quelqu'un avait lancé un télescope spatial en 1961 et produit des images couleur de haute qualité de Mars, il aurait pu prétendre, sur le principe d'Arecibo, « Première détection du cycle de végétation saisonnier sur Mars », car à cette époque la plupart des scientifiques croyaient que c'était cela les changements de couleur saisonniers.


Titan "lacs":

Publication en libre accès dans Science : preuves radar pour les surfaces liquides sur Titan Campbell, D. B., Black, G. J., Carter, L. M. et Ostro, S. J., Science 302, 5644, pp. 431-434, 17 oct. 2003 DOI : 10.1126/science.1088969

C'était un expérience vraiment élégante! Une onde continue, non modulée et polarisée circulairement de 13 cm a été diffusée d'Arecibo vers le système Saturne/Titan, et le décalage Doppler a été utilisé pour isoler le signal renvoyé de Titan.

La majeure partie de la surface est rugueuse, il y a donc un signal renvoyé par des zones sur tout le disque de Titan, et comme la lune tourne, bien que lentement, la puissance renvoyée des côtés "gauche" et "droite" est déplacée vers des fréquences plus hautes et plus basses.

Cependant, pendant certaines périodes d'observation, il y avait une réflexion très forte et prononcée avec un décalage Doppler nul par rapport à la vitesse radiale connue de Titan, et ce pic est attribué à la réflexion spéculaire. Les vérifications de la polarisation reçue confirment que, tandis que la puissance de la surface rugueuse est renvoyée dans les deux états de polarisation circulaire, la composante spéculaire présumée n'est que dans l'état de polarisation circulaire attendu.

Comme indiqué dans la réponse réfléchie de @Martin Kochanski, l'observation radar ne permet pas de déterminer que la réflexion spéculaire renvoyée provient du méthane. Il s'agit simplement d'une composante présumée des lacs présumés, sur la base d'informations connues sur la chimie de Titan à l'époque (2003).

Nous avons observé Titan 16 nuits en novembre et décembre 2001 et 9 nuits en novembre et décembre 2002, émettant à 13 cm de longueur d'onde avec le télescope Arecibo de 305 m et recevant l'écho avec Arecibo. Les périodes de rotation et d'orbite de Titan sont de 15,9 jours, et nos observations de 2001 ont été obtenues à un intervalle uniforme de 22,6° (∼800 km) en longitude. Les 9 observations en 2002 n'ont pas fourni une couverture uniforme. La latitude de la piste sous-terre était de 25,9°S en 2001 et de 26,2°S en 2002, son excursion la plus au sud. Le temps de lumière aller-retour vers le système Saturne pendant les observations était de 2 heures 15 min, et le temps de suivi limité du télescope d'Arecibo signifiait que la réception du signal était limitée à ∼30 min par jour, correspondant à 0,5° de rotation de Titan (20 km de mouvement du point sous-terre). Une nuit de 2001 et pour la plupart des observations de 2002 (ainsi que d'autres lorsque nous tentions de mesurer la distance jusqu'à Titan), le télescope de 100 m de Green Bank (GBT) a également été utilisé pour recevoir l'écho pendant tout l'aller-retour. temps. Ces données ont des rapports signal sur bruit inférieurs à ceux obtenus avec Arecibo recevant l'écho, mais le temps de réception plus long correspondant à 2,1° de rotation de Titan a permis d'étudier plus d'emplacements sous-terrestres.


Voici quelques-unes des données Titan :

Fig. 3. Spectre d'écho radar OC à une résolution de 1,0 Hz pour l'observation de 2002 à la longitude sous-terrestre de 80°. La section efficace normalisée pour la composante spéculaire de l'écho et la pente RMS sont respectivement de 0,023 et 0,2°.

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Fig. 1. Spectres d'écho radar d'Arecibo à partir des données de 2001 pour cinq longitudes sous-terrestres sur Titan. Les spectres sont indiqués à la fois pour le sens attendu (OC) de la polarisation circulaire reçue et le sens de la polarisation croisée (SC). L'ordonnée est en écart type du bruit. La bande passante élargie Doppler membre à membre pour Titan est de 325 Hz. Quatre des spectres OC montrent des signes d'une composante spéculaire à 0 Hz.


Anneaux de Saturne « imagés » (retard-Doppler) :

À partir de l'imagerie radar des anneaux de Saturne Nicholson, P. D. et al., Icarus 177 (2005) 32-62, doi:10.1016/j.icarus.2005.03.023

L'"image" ci-dessous n'est pas une image conventionnelle, puisque la parabole d'Arecibo n'a aucun moyen de résoudre spatialement l'étendue transversale de Saturne et de ses anneaux. Il s'agit d'une image "doppler retardée", utilisant des émissions radar de 12,6 cm, ~ 500 kW transmises par Arecibo. Le temps d'éclairage aller-retour était d'environ 135 minutes. Parce qu'Arecibo a une direction limitée par rapport au zénith (<19,7 degrés), Saturne n'était disponible pour le plat que pendant 166 minutes, même dans des conditions idéales.

L'axe vertical montre un retard d'environ +/- 800 millisecondes qui démontre la résolution spatiale, mais dans la direction radiale ou en profondeur. L'axe horizontal est le décalage Doppler. Le décalage de +/- 300 kHz représente la vitesse orbitale des particules dans les anneaux.

Alors que la réflexion spéculaire de Titan ci-dessus a été effectuée avec un faisceau continu ou CW, la technique d'imagerie à retard-doppler nécessite une modulation de fréquence du faisceau avec un motif à sauts de fréquence. En appliquant une fonction de corrélation utilisant le modèle connu aux signaux reçus enregistrés, des composants avec des temps de retour différents et des décalages Doppler différents peuvent être extraits, et les résultats sont ensuite hzstogrammés, produisant l'image retard-Doppler ci-dessous.

Il s'agit d'une technique standard qui a été utilisée pour imager d'autres planètes et astéroïdes : consultez les éléments et références suivants :

  • cette réponse à Qu'est-ce qui cause « l'ambiguïté Nord-Sud » lorsque le radar Doppler image l'équateur de la surface d'une planète ?
  • Pourquoi les cartes radar de la surface de Vénus ont-elles des tranches manquantes ?
  • Quelle est la géométrie physique de cette apparente « éclipse » d'une minuscule lune de l'astéroïde Florence ?
  • L'imagerie radar doppler retard des astéroïdes NEO n'est-elle possible que s'il tourne assez vite ?

Fig. 2. Images Delay-Doppler construites à partir des données obtenues en (a) octobre 1999, (b) novembre 2000, (c) décembre 2001 et (d) janvier 2003. Les polarisations OC et SC ont été combinées pour maximiser le signal à rapport de bruit. Notez les quatre régions lumineuses de chaque image où les cellules à retard et Doppler sont parallèles et où les anneaux A et B semblent se croiser.


Des «cristaux extraterrestres» bordent de mystérieux lacs de méthane sur la lune Titan de Saturne, selon les scientifiques

La lune de SATURNE Titan a des lacs à sa surface similaires à la Terre et les chercheurs ont repéré des « anneaux de baignoire » autour des bords de certaines de ces piscines partiellement évaporées qui, selon eux, pourraient être constituées de « cristaux quotidiens ».

Les scientifiques ont tenté de prouver leur théorie et de recréer les conditions sur Titan en mettant du méthane, de l'éthane et « d'autres molécules contenant du carbone » dans une chambre froide glaciale.

L'étude a été menée par des chercheurs du Jet Propulsion Laboratory de la NASA et a été publiée dans le Union géophysique américaine journal.

Les chercheurs ont noté : "Nous avons découvert un troisième minéral moléculaire qui est stable dans les mêmes conditions présentes à la surface de Titan, une lune de Saturne.

"Ce minéral moléculaire est composé d'acétylène et de butane, deux molécules organiques qui sont produites dans l'atmosphère de Titan et tombent à la surface.

« Nous appelons ces minéraux des « minéraux moléculaires » parce qu'ils se comportent comme les minéraux le font ici sur Terre, mais au lieu d'être constitués de carbonates ou de silicates, ils sont constitués de molécules organiques. »

Saturne a en fait 62 lunes confirmées, mais Titan est spécial car c'est le seul autre objet céleste de notre système solaire qui est connu pour avoir de l'eau de surface.

En menant l'expérience sur les cristaux, les scientifiques ont pu découvrir de nouveaux composés et minéraux que l'on ne voit pas sur Terre, comme un "co-cristal composé d'acétylène et de butane solides".

Les chercheurs ont noté qu'il est possible que ce cristal inhabituel soit abondant sur Titan.

Ils ont déclaré: "Ce dernier est probablement beaucoup plus abondant à la surface de Titan, car l'acétylène et le butane y seraient très répandus.

"En particulier, nous pensons que les anneaux de baignoire autour des lacs de Titan pourraient être constitués de ce matériau, car l'acétylène et le butane se dissolvent bien dans le méthane et l'éthane liquides par rapport à d'autres molécules."

Les chercheurs doivent maintenant mener d'autres expériences pour voir si ces "anneaux de baignoire" sont vraiment là, car il peut être difficile de voir à travers l'atmosphère brumeuse de Saturne.

Un vaisseau spatial sera nécessaire pour observer correctement le lac Titan de près.


Instruments de l'orbiteur Cassini

Ils ont arpenté et reniflé, analysé et scruté. Ils ont pris des images époustouflantes dans divers spectres visibles. Les 12 instruments scientifiques de Cassini ont été conçus pour effectuer des études scientifiques sophistiquées de Saturne, de la collecte de données dans plusieurs régions du spectre électromagnétique à l'étude des particules de poussière, à la caractérisation de l'environnement plasmatique et de la magnétosphère de Saturne.

Télédétection optique

Montés sur la palette de télédétection, ces instruments ont étudié Saturne et ses anneaux et lunes dans le spectre électromagnétique.

Champs, particules et ondes

Ces instruments étudiaient la poussière, le plasma et les champs magnétiques autour de Saturne. Alors que la plupart n'ont pas produit de « photos » réelles, les informations qu'ils ont recueillies sont essentielles à la compréhension des scientifiques de ce riche environnement.

Télédétection par micro-ondes

À l'aide d'ondes radio, ces instruments ont cartographié les atmosphères, déterminé la masse des lunes, collecté des données sur la taille des particules annulaires et dévoilé la surface de Titan.


Lancé en 2005, le Mars Reconnaissance Orbiter était chargé d'un barrage d'instruments scientifiques qui lui permettraient de prendre des images haute résolution de Mars et de comprendre les formes de glace à la surface.

Surnommé ‘un microscope en orbite‘ par la NASA, le MRO rejoindrait 5 autres engins spatiaux déjà en orbite ou en surface :

  • Arpenteur mondial de Mars
  • Mars Express
  • 2001 L'Odyssée de Mars
  • Le rover Spirit
  • Le rover Opportunity

Le MRO surveillerait également les conditions météorologiques quotidiennes sur Mars et étudierait les sites d'atterrissage potentiels pour les futures missions. Il a joué un rôle déterminant dans le choix du site d'atterrissage de l'atterrisseur Phoenix en 2008.

Le cratère Victoria photographié par Mars Reconnaissance Orbiter.

L'orbiteur a mesuré plus de 800 000 kilomètres cubes de glace dans la calotte polaire nord, soit environ 30% du volume de glace trouvé dans la calotte glaciaire du Groenland sur Terre.

Il a également étudié la formation de glace au pied des falaises qui sont devenues intéressantes à partir des images prises par les missions Viking.

À partir d'images spectroscopiques, des preuves ont été trouvées pour divers minéraux, y compris des carbonates qui sont un précurseur de la formation de la vie.

Le Mars Reconnaissance Orbiter a suffisamment de puissance dans sa batterie pour continuer à étudier les sites d'atterrissage au-delà de 2030.


Observatoire d'Arecibo, Porto Rico - Le plus grand radiotélescope du monde depuis plus de 50 ans

L'observatoire d'Arecibo abritait le plus grand télescope à ouverture unique depuis la date de son achèvement en 1963 jusqu'en juillet 2016, date de la construction du télescope sphérique chinois à ouverture. Contrairement à la plupart des télescopes traditionnels, qui utilisent la lumière optique, l'Observatoire d'Arecibo utilise des ondes radio pour comprendre la nature de notre univers. Il est utilisé dans trois grands domaines de recherche : la radioastronomie, les sciences de l'atmosphère et l'astronomie radar. Le radiotélescope fonctionne 24 heures sur 24 et peut fonctionner par tous les temps. Il a également été présenté dans des films et des séries télévisées populaires tels que X-Files, Contact et Golden Eye.

La construction de l'observatoire d'Arecibo a commencé en 1960 et il a été inauguré en 1963. Le concepteur du télescope était l'ingénieur William E. Gordon, et son objectif initial était d'étudier les propriétés de l'ionosphère dans le cadre d'un projet pour le ministère de la Défense. . À la fin des années 1960, la National Science Foundation a assumé l'exploitation de l'installation, la nommant Centre national d'astronomie et d'ionosphère (NAIC). C'est le seul endroit au monde à faire de la recherche en radioastronomie, en radar planétaire et en sciences spatiales et atmosphériques.

Le radiotélescope a été construit à Arecibo, Porto Rico pour trois raisons principales. Faisant partie d'un projet du gouvernement américain, il devait être situé sur le territoire des États-Unis. De plus, afin d'étudier les corps en orbite près de la Terre, un endroit près de l'équateur était nécessaire. Porto Rico est situé à 18,5°N, ce qui le rend idéal à cette fin. Un autre facteur qui a contribué à la décision a été la découverte d'un grand gouffre assez grand pour accueillir l'énorme réflecteur (ce qui a considérablement réduit le coût de construction) dans la zone Esperanza, à Arecibo.

L'énorme réflecteur mesure environ 305 mètres (1 000 pieds) de diamètre et est composé de 38 778 panneaux d'aluminium perforé mesurant environ 2 mètres sur 1 (6 pieds sur 3 pieds) chacun. Chaque panneau est ajusté individuellement pour produire une courbure sphérique avec une précision RMS de 2 mm. Le poids total est de 272 155 kilogrammes (300 tonnes). Une chaussure spéciale est nécessaire pour marcher sur le réflecteur, qui protège le panneau en répartissant le poids de la personne.

Au total, 39 câbles sont nécessaires pour supporter la plate-forme de 907 185 kilogrammes (1 000 tonnes) suspendue au-dessus du réflecteur. La longueur combinée des câbles est de 6,7 kilomètres (4 miles) et les câbles enfilés entre les tours et la plate-forme pèsent chacun environ 9 072 kilogrammes (10 tonnes).

En 1997, le dôme grégorien a été installé sur le bras azimutal suspendu du télescope d'Arecibo. Depuis lors, le nouveau système radar a été utilisé pour un large éventail d'études du système solaire. Les images radar révèlent une mine d'informations sur les formes, les propriétés de surface et la rotation des corps solides dans le système solaire.

Pour certaines expériences, la technique radar est utilisée pour produire des ondes radio, puis les réfléchir sur des objets célestes, c'est ce qu'on appelle le « mode actif ». Pour d'autres, les ondes radio qui ont été émises par des objets célestes sont capturées, c'est ce qu'on appelle le « mode passif » 8217.

Les radars se réfléchissant sur les planètes et leurs satellites révèlent leur nature et leurs propriétés, et permettent la production d'images détaillées de leurs surfaces peu profondes. Le radar aide également à protéger la Terre en surveillant les orbites des astéroïdes, en mesurant avec précision la distance de l'objet par rapport à la Terre et sa vitesse, ce qui permet de prédire la position future de l'objet.

Le radar Arecibo 430 MHz diffuse des ondes radio au large de l'ionosphère de notre planète, révélant des détails sur ses propriétés physiques telles que la composition et la température. L'ionosphère est une région de l'atmosphère terrestre qui se situe entre environ 75 et 1 000 kilomètres (46 et 621 miles) au-dessus de la surface de la Terre. Le nombre de particules chargées électroniquement (ions et électrons) dans l'ionosphère est suffisamment important pour affecter la propagation des ondes radio.

Pour tenter d'améliorer les capacités du radiotélescope, une installation à haute fréquence avec six émetteurs a été construite. Cette installation a été achevée en 2015 et vise à élargir la gamme des expériences ionosphériques réalisées à l'observatoire d'Arecibo. Les émetteurs fournissent de l'énergie pour alimenter deux réseaux d'antennes triangulaires, situés au centre du réflecteur principal. Chaque antenne est équipée de trois dipôles croisés et fonctionne en 5MHz ou 8MHz. Le nouvel équipement permet d'étudier le comportement du plasma dans l'ionosphère, ce qui permet une meilleure compréhension de la haute atmosphère.

Le LIDAR (Light Detection and Ranging) est utilisé pour étudier la moyenne et la haute atmosphère. Cela se fait en détectant des atomes de sodium et d'autres vapeurs métalliques, qui sont le résultat de météores. Cette technique permet d'étudier la dynamique et le climat de la haute atmosphère neutre à la limite de l'espace, entre 80 et 100 kilomètres (50 et 60 miles).

À l'observatoire, les scientifiques découvrent les pulsars en trouvant les impulsions électromagnétiques qu'ils émettent. Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation rapide qui peuvent générer une émission radio rayonnée qui peut régulièrement clignoter au-dessus de la Terre comme le faisceau d'un phare céleste. Ce sont des objets extrêmement denses composés presque entièrement de neutrons et ayant un diamètre de seulement 20 kilomètres (12 miles) ou moins, malgré des masses supérieures à celle du Soleil. Une étoile transportée sur Terre pèserait autant qu'une montagne. Une étoile à neutrons se forme lorsque le noyau d'une étoile en explosion (une supernova) s'effondre vers l'intérieur, entraînant un énorme niveau de compression.

Des émissions de radio et de télévision, voyageant à la vitesse de la lumière, rayonnent chaque jour de la Terre. Arecibo a diffusé des messages délibérés dans l'espace en 1974 et 2009 et les astronomes de l'observatoire recherchent des transmissions accidentelles ou délibérées d'autres mondes. Jusqu'à présent, la recherche de renseignements extraterrestres (SETI) a échoué.

De nombreuses découvertes scientifiques importantes ont été faites à Arecibo. En 1964, l'équipe de Gordon Pettengill a découvert que la période de rotation de Mercure n'est pas de 88 jours, comme on le pensait auparavant, mais de seulement 59 jours.

En 1974, Joseph Taylor et son élève Russell Hulse ont utilisé les données de l'observatoire d'Arecibo pour mesurer les orbites changeantes d'un nombre d'étoiles à neutrons. Alors que ces étoiles tournent les unes autour des autres, la théorie a dit qu'elles émettraient des ondes gravitationnelles et que l'énergie emportée par ces ondes entraînerait un rétrécissement des orbites des étoiles. Les mesures de Taylor et Hulse ont magnifiquement confirmé cette idée et leur ont valu le prix Nobel de physique en 1993.

Parmi les autres réalisations de l'Observatoire d'Arecibo figurent :

  • Imagerie directe d'un astéroïde pour la première fois dans l'histoire.
  • Découverte de dépôts de glace d'eau aux pôles de Mercure.
  • Suivi des astéroïdes géocroiseurs pour surveiller les risques d'impact.
  • Cartographie de la surface nuageuse de Vénus.
  • Imagerie radar des anneaux de Saturne, révélant de nouveaux détails de la structure des anneaux.
  • Première détection de lacs de méthane sur Titan, une lune de Saturne.
  • Première détection d'un astéroïde avec une lune.

Depuis la célébration de son 50e anniversaire en 2013, l'avenir de l'Observatoire d'Arecibo est désormais incertain. Un climat de financement difficile peut entraîner la fermeture de l'observatoire et le démantèlement du télescope. Malgré son statut emblématique, l'augmentation des télescopes traditionnels à travers les États-Unis, qui sont plus fréquemment utilisés et moins chers à exploiter, a contribué à l'inquiétude pour l'avenir de l'observatoire. Cependant, perdre Arecibo signifierait perdre la capacité de surveiller avec précision une grande quantité de pulsars actuellement détectés par l'observatoire pour des projets nécessitant des télescopes extrêmement sensibles. Les Portoricains espèrent que la NASA ou une autre institution fournira les fonds pour permettre à Arecibo de poursuivre son travail et l'ancien directeur de l'observatoire, Robert Kerr, a entamé le processus d'inscription comme site historique national dans le but de protéger l'observatoire.

Le centre d'accueil est ouvert du lundi au dimanche de 9h00 à 16h00 (sauf jours fériés). L'entrée pour les adultes coûte 12$ et pour les enfants et les aînés, le coût est de 8$.


Titan "Lacs":

Publication du libre accès scientifique : Radar Evidence for Liquid Surfaces sur Titan Campbell, DB, Black, GJ, Carter, LM et Ostro, SJ, Science 302 , 5644, pp. 431-434, 17 octobre 2003 DOI : 10.1126 / science. 1088969

Ce fut une expérience vraiment élégante !Une onde continue, non modulée et polarisée circulairement de 13 cm a été diffusée depuis Arecibo vers le système Saturne / Titan, et le décalage Doppler a été utilisé pour isoler le signal renvoyé de Titan.

La majeure partie de la surface est rugueuse, il y a donc un signal renvoyé par des zones partout sur le disque de Titan, et puisque la lune tourne, quoique lentement, la puissance restituée par les côtés "gauche" et "droit" est décalée vers des fréquences plus hautes et plus basses.

Cependant, pendant certaines périodes d'observation, il y a eu une réflexion très forte et prononcée avec un décalage nul par rapport à la vitesse radiale connue de Titan, et ce pic est attribué à la réflexion spéculaire. Les vérifications de la polarisation reçue confirment que, bien que la puissance de la surface rugueuse soit renvoyée dans les deux états de polarisation circulaire, la composante spéculaire présumée n'est que dans l'état de polarisation circulaire attendu.

Comme indiqué dans la réponse réfléchie de @Martin Kochanski, l'observation radar ne permet pas de déterminer que la réflexion spéculaire renvoyée provient du méthane. Il s'agit simplement d'une composante présumée des lacs présumés, d'après les informations connues sur la chimie de Titan à l'époque (2003).

Nous avons observé Titan 16 nuits en novembre et décembre 2001 et 9 nuits en novembre et décembre 2002, transmettant à une longueur d'onde de 13 cm avec le télescope Arecibo de 305 m et recevant l'écho avec Arecibo. Les périodes de rotation et d'orbite de Titan sont de 15,9 jours, et nos observations de 2001 ont été enregistrées à un intervalle uniforme de 22,6 ° (∼800 km) en longitude. Les 9 observations de 2002 n'ont pas fourni une couverture uniforme. La latitude de la piste souterraine était de 25,9 ° S en 2001 et de 26,2 ° S en 2002, son excursion sud la plus éloignée. Le temps d'éclairage aller-retour vers le système Saturne pendant les observations était de 2 heures 15 min, et le temps de suivi limité du télescope Arecibo signifiait que la réception du signal était limitée à ∼30 min par jour, ce qui correspond à 0,5° de rotation du Titan (20 km de mouvement du point sous-marin). Une nuit en 2001 et pour la plupart des observations de 2002 (ainsi que d'autres lorsque nous tentions de mesurer des distances jusqu'à Titan), le télescope de 100 m de la banque verte (GBT) a également été utilisé pour recevoir l 'écho pour le trajet aller-retour complet temps. Ces données ont des rapports signal / bruit inférieurs à ceux obtenus avec Arecibo recevant l'écho, mais le temps de réception plus long correspondant à 2,1 ° de rotation de Titan a permis d'étudier plus d'emplacements sous-terrestres.

Voici quelques-unes des données Titan :

Fig. 3. Spectre d'écho radar OC à une résolution de 1,0 Hz pour l'observation de 2002 à une longitude sous-marine de 80°. La section normalisée pour la composante spéculaire de l'écho et la pente RMS sont respectivement de 0,023 et 0,2°.

Fig. 1. Spectres d'écho radar Arecibo à partir des données de 2001 pour cinq longitudes souterraines sur Titan. Les spectres présentés pour le sens attendu (OC) de la polarisation circulaire reçue et le sens cross-polarisé (SC). L'ordonnée est en écart type du bruit. La bande passante élargie Doppler membre à membre pour Titan est de 325 Hz. Quatre des spectres OC déclare la preuve d'une composante spéculaire à 0 Hz.


Astronomie des planètes

Elliot Baldwin, Yen Ling Tan, Ryan Bahrey, Breanna Roy, Christian Pollock, Tyson Brakefield

Introduction

Quand vous pensez à notre Lune, vous imaginez probablement un endroit simple, gris et rempli de cratères sans grand-chose d'autre. Deux des lunes de Saturne, Titan et Encelade, ne pourraient pas être plus différentes de cette description. Saturne est la sixième planète du Soleil dans le système solaire. Bien qu'elle soit bien connue pour ses anneaux phénoménaux, peu savent que Saturne a 62 lunes. Encore moins connu, c'est à quel point les lunes peuvent être intéressantes ! Titan est la plus grande lune de Saturne et est le seul objet dans l'espace autre que la Terre où des preuves évidentes de lacs de surface ont été trouvées. Ces lacs sont faits de méthane liquide, ce qui signifie que les conditions de Titan sont idéales pour que le méthane liquide existe, ce qui n'est pas naturel sur Terre. Le méthane est un hydrocarbure, et les hydrocarbures sont la base de la vie telle que nous la connaissons. Titan a également été le premier objet du système solaire externe à recevoir un vaisseau terrestre à sa surface. Encelade est la sixième plus grande lune de Saturne et possède des volcans de glace qui envoient des geysers de particules de glace sous sa surface dans l'espace. La Terre a aussi des volcans, même s'ils crachent de la lave chaude, alors qui savait qu'il était même possible d'avoir des volcans de glace ? Ces phénomènes de Titan et d'Encelade ont été plus largement analysés par la mission Cassini-Huygens. En analysant les résultats des scientifiques et leurs expériences avec les instruments de Cassini et Huygens, nous avons recherché comment nous connaissons ces faits sur Titan et Encelade et pourquoi ces phénomènes existent en premier lieu.

Figure 1 : Représentation artistique de Cassini-Huygens en orbite autour de Saturne. Crédit à Wikipedia Commons.

La mission Cassini-Huygens

Le Cassini-Huygens est un vaisseau spatial sans pilote lancé le 15 octobre 1997 et arrivé à Saturne le 1er juillet 2004. 1 La mission était un effort conjoint entre la NASA, le Jet Propulsion Laboratory, l'Agence spatiale européenne et l'Agence spatiale italienne. Le vaisseau spatial se compose de deux composants principaux : un orbiteur (Cassini) et un atterrisseur (Huygens). La sonde Huygens est essentiellement un laboratoire robotique et bien qu'elle ait atterri avec succès sur la surface de Titan le 14 janvier 2005, elle n'est restée opérationnelle que quelques heures. En mars 2017, la sonde Cassini est toujours opérationnelle mais est dans la phase finale de sa mission. 2

Titan

Figure 2 : Une fausse couleur de Titan qui laisse apparaître les lacs d'hydrocarbures. Crédit à NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/University of Idaho

Saviez-vous que Titan est bien plus de neuf fois plus éloigné du Soleil que la Terre ? Pour cette raison, Titan ne reçoit qu'environ 1% de la lumière que reçoit la Terre. 3 Malgré cela, il a d'abord été suggéré que des corps liquides étaient présents à la surface de Titan sur la base des données des sondes spatiales Voyager 1 et 2 qui ont été lancées en 1977. Leurs données ont montré que Titan avait une atmosphère suffisamment épaisse et la bonne température et composition pour soutenir de tels organismes. Cependant, ce n'est que lors de la mission Cassini-Huygens que ce fait a été confirmé.

Il a été découvert que l'atmosphère de Titan a une humidité relativement élevée, ce qui permet la présence de corps liquides. Non seulement les corps liquides ont-ils été confirmés, mais aussi le fait que certains de ces corps sont énormes ! Certains scientifiques les appellent mers plutôt que lacs parce qu'ils sont si grands. 4 Ils peuvent aussi avoir des rivages. 5 Une mer exceptionnelle et observable s'appelle Ligeia jument, ce qui équivaut à la taille du lac Supérieur en Amérique du Nord. 3 Les mers sont formées de canaux ressemblant à des rivières qui se rejoignent en un point et déposent continuellement les liquides de méthane et d'éthane dans une dépression. 3 Les lacs de Titan se trouvent généralement dans son pôle nord et certains sont également présents dans son pôle sud. 3 La composition de ces lacs est de 75 % d'éthane, 10 % de méthane, 7 % de propane et contient des traces de cyanure d'hydrogène, de butane, d'azote et d'argon 6 . Cependant, la composition des lacs varie d'un lac à l'autre dans le rapport éthane:méthane.

jument: Latin pour "mer" et couramment utilisé pour décrire les grandes plaines sombres sur les lunes et Mars.

La composition des corps liquides de Titan est très différente de celle de la Terre. La Terre est constituée d'atomes d'hydrogène et d'oxygène qui se sont liés pour former le H familier2Molécule O alors que celle de Titan est principalement constituée d'atomes de carbone, d'hydrogène et d'oxygène qui se lient pour former des hydrocarbures. Le cycle du méthane de Titan est similaire au cycle de l'eau de la Terre (voir figures 3 et 4) mais fonctionne à une température beaucoup plus basse d'environ -179,2 °C. Cependant, le point d'ébullition du méthane, de l'éthane et du propane est respectivement de -161,5 °C, -89 °C et -42 °C, tandis que le point d'ébullition de l'eau est de 99,98 °C. En raison d'un point d'ébullition inférieur du méthane, de l'éthane et du propane par rapport à l'eau, ils ont besoin de moins de chaleur pour se transformer en vapeur. Cela permet le recyclage du méthane et de l'éthane dans l'atmosphère et de retour dans les lacs. 7 En raison du point d'ébullition plus élevé du méthane et de l'éthane étant plus élevé que le point d'ébullition de la surface de Titan, tout l'éthane et le méthane ne sont pas vaporisés dans l'atmosphère. 6 Le méthane et l'éthane existent sous forme liquide à la surface de Titan parce que la lune est loin du soleil et a une température basse. 6

Figure 3 : Le cycle de l'eau sur Terre. 9

Figure 4 : Le cycle du méthane et de l'éthane sur Titan. 8

Figure 5 : Ce diagramme montre le cycle du méthane liquide et comment les composés organiques se retrouvent dans le fond marin de Titan, formant une couche de boue sur la croûte sous-marine. dix

Il pleut également sur Titan 11 et on pense que les lacs se remplissent des précipitations et des liquides suintant du sol, tandis que les mers sont formées par les rivières qui se connectent. 12 Par conséquent, la formation du lac de Titan est très différente de ses mers.

Figure 6 : Image des mers du Kraken et de Ligeia. Crédit à la NASA.

Outre les mers gigantesques, il existe également des lacs moins profonds et plus petits. Ces petits lacs ont des marges arrondies et des parois abruptes. 11 Les lacs subissent un cycle d'évaporation, de formation de nuages ​​et de précipitations du méthane. 13 Bien qu'il existe des lacs au pôle Sud, ils ne sont pas aussi grands que ceux du pôle Nord. La raison en est qu'il y a deux saisons sur Titan. Au Nord, l'été est plus long mais plus sombre, tandis qu'au Sud, l'été est plus court mais plus intense. 14 Les pluies de méthane sont plus susceptibles de se produire lorsqu'il fait plus froid dans le nord. 12 Par conséquent, davantage de lacs se forment au pôle Nord où la saison des pluies est plus longue.

La NASA a récemment découvert que les lacs de Titan produisent beaucoup de bulles d'azote. Les bulles d'azote se forment lorsque les mers plus riches en méthane se réchauffent, en particulier lorsque Titan change de saison. 15

Ci-dessous, une vidéo de bulles d'azote formées à la surface du lac de Titan.

Figure 7: Here is an animation of how radar works. Credit to National Oceanic and Atmospheric Administration.

Cassini used its Radar Mapper to discover Titan’s lakes. In general, radar is used in many applications to determine surface outlines. 16 It does this by sending out radio waves which hit surfaces of objects and then bounce back toward the receiver. The manner in which the radio waves return to the receiver helps us understand certain qualities about the object that the waves just bounced up against. For example, radio waves sent toward a mountain will return to the receiver in a different manner in which radio waves sent toward a flat plain. This is also true for the Radar instruments on the Cassini spacecraft. It can detect slight differences in both the arrival time and the stretching or shortening of the radio waves it sends towards the surface of Saturn’s moon Titan. 17 Cassini can then create a picture of Titan’s surface based on what this information provides. It determined that some of these waves must have been bouncing off solid ground and that other waves were bouncing off liquid bodies. 2 This is how the ideas but forward from the data collected from the Voyager 1 and 2 missions some 20 years earlier were confirmed.

Figure 8: Topographical map of Titan. Lighter and darker coloring indicates more solid ground and more liquid bodies, respectively. Credit to International Cartographic Association.

We are able to know all these fascinating facts about Titan thanks to Cassini’s sophisticated instruments. Titan, much like Venus, has a thick atmosphere that hides its surface. 3 Therefore, the Radar needed to be tuned in order to see what’s below the interference. The scientists at NASA were able to tune the instruments so they can detect even very small differences such as how smooth a surface is. This makes it great for looking at the methane lakes. 3 Every time Cassini flies past the moon it gathers data for the ground that it is passing over. After numerous fly-bys nearly the entire surface of the moon was mapped, creating the first global topographic map of Titan, 3 see figure 8.

Encelade

Did you know that Enceladus has deeper oceans than Earth?

We received the first hints towards liquid oceans on Enceladus when the Cassini spacecraft flew by the moon shortly after it arrived in the Saturn system in 2005. The craft noticed huge geysers ejecting large amounts of water vapour at speeds of 2,189 km/h (over twice the speed of a passenger airplane) 18 from the surface of Enceladus near its south pole. 19 , 20 Water as a molecule, H2O, is commonly found this far from the Sun but only in its solid form: ice. Finding clear evidence of water in liquid form this far out in our solar system was unexpected and intriguing, to say the least! Therefore, scientists immediately started asking three big questions that would lead to amazing discoveries:

Where exactly was the source of this liquid water on Enceladus?

Where did this source come from?

Why hasn’t the source frozen solid like the surface?

Figure 9: Image of Enceladus’ south polar region. Credit to NASA/JPL-Caltech/SSI.

The Source

Since its discovery, scientists knew the geysers needed to be sourced from a liquid reservoir underneath the surface. But as for how extensive this body of water was, there was much debate. Some said that there were many small reservoirs located beneath each geyser. Others said that there was one single reservoir located around the south polar region because almost all the geysers were concentrated there. Both turned out to be false! In 2015, the debate was finally put to rest: Enceladus has a global ocean beneath its surface.

To prove this fact, scientists carefully measured slight variations in Enceladus’ orbit around Saturn, a phenomenon known as libration. 22 The idea was that if the moon wasn’t completely solid all the way through, there would be a “wobble” in its orbit due to the insides of the moon effectively “sloshing around”. For seven years, they took measurements from instrument both on Earth and on Cassini and looked for just such a wobble. 22 Once the wobble was found, proving their idea true, they set about determining how deep and extensive this body would have to be to cause the wobble they were observing. To do this, a modeling software was used. For an explanation of how modeling software can tell us things about Enceladus see the “Flight Simulator Analogy” section.

Flight Simulator Analogy

Modeling software is used in many disciplines of science. It is often used when someone wants to test an idea that can’t be physically tested. Such as our case with Enceladus. Modeling software achieves this by running simulations with known parameters. Think of a flight simulator that pilots use for training, as an example. The known parameters are things like the wind or how big the plane is, etc. And the modeling software (i.e., the flight simulator) with calculate how all these parameters will affect how the plane with fly. Even though the simulator can’t duplicate real world scenarios exactly, it can make a very precise and accurate estimation that are close enough. A similar thing is done with the modeling of Enceladus. In the model, things like Enceladus’ mass and size were considered. Also, needing to be considered is how different kinds and depths of liquids would affect the wobble of Enceladus. Then, it was a relatively simple matter of finding the correct size of the ocean in the model that would produce a similar wobble to the one they observed in real life. And just as with the flight simulator, this can only provide a highly precise and accurate estimate. We won’t know the true nature of Enceladus’ oceans until we actually interact with them just like a pilot won’t know the true nature of flying until they’re in a real plane. But the simulation is pretty close! Figure 10: Flight simulator used to train US Air Force pilots. Credit to Wikipedia Commons.

The modeling software told us that the reservoir did indeed wrap around the entire moon! Though, it was underneath a 30-40 km thick layer of ice. At its deepest, estimates based on the modeling range from 26 to 31 km deep. 21 Around the south pole, a maximum depth of 10 km is estimated. 22 For comparison, oceans here on Earth have an average depth of 3.7 km and a maximum depth, in the Mariana Trench, of 11 km. 23 So that means the global ocean on Enceladus is likely to be deeper than the deepest ocean on Earth!

Figure 11: Image showing the different layers of Enceladus. Note: layer thicknesses not to scale. Credit to: NASA/JPL-Caltech/SSI.

How Did All This Water Get There?

We know already that there is plenty of ice (water in solid form) in this part of the solar system. Much of Saturn’s rings are made of ice and plenty of comets, asteroids, and meteoroids have been found to contain ice. 24 , 25 The issue is getting this ice to melt into water. The only way to be 100% sure about how the ocean formed is to go back in time and observed it happening. Unfortunately, we can’t do this. But what we can do it take what we know about physics and make educated guesses.

Science: Truth or Best Guess? If you’re beginning to think that all science is, is best-guessing things, then you may not be far off from the truth! While there are things that we know for certain about the universe (laws of thermodynamics, conservation of momentum, etc.) there are plenty of things (some of which you’ve come to know from reading this page) that we are simply making guesses about. One thing to note here is that these are highly educated guesses. There’s a big difference between a highly-educated guess and just making something up. Educated guesses are based on facts that we know for sure and that we extend out to other situations. Make believe can be anything, whether it’s founded on reason and logic, or not.
Figure 12: Credit to Wikipedia Commons.

One idea as to how the water got there in the first place is the “hot start” model. This model suggests that the moon began as a mixture of ice and rock. In the rock was lots of rapidly decaying radioactive isotopes. 26 A radioactive isotope is an atom, like oxygen or hydrogen, that is unstable. This instability causes the atom to “break apart” into two smaller atoms, see figure 13. When it breaks up, a large amount of energy is released. Here on Earth we harness the energy released from radioactive isotopes in order to generate electricity in nuclear power plants. For Enceladus, certain radioactive isotopes of aluminum and iron with a short demi-vie are suggested. This is because the shorter the half-life, the more decays happen every second and therefore more energy every second and we need a lot of energy released quickly in order to generate the heat needed for the next step.

Figure 13: Image shows a radioactive atom decaying into two smaller atoms. Credit to Wikipedia Commons.

Half-life: the amount of time for a half of a sample of radioactive material to decay. A shorter half-life means more decays per second, and therefore more energy released per second.

Next, with all this heat, the rock containing the isotopes melts into magma (like what’s inside the Earth), and even the surrounding ice melts into water. 27 Now with everything in a liquid state, the heavier material (rock) falls toward to the center and the lighter material (water) rises to the surface. Think of when you throw a rock into a pond: the rock sinks to the bottom (or in other words, as close to the center of the Earth as it can) and the water ends up on top of the rock because, of course, the rock is denser than the water. This is why the center of Enceladus in mostly rock and the outer layers are water and ice. 28 As the decay subsided, the outermost layers of Enceladus froze due to the extreme cold of space but a global ocean remains underneath the icy surface.

Geological Features on Enceladus Further evidence of Enceladus once being very hot, are the geological features such as faults and rifts observed on its icy surface by the Voyager missions. These features are similar to the geological features that appear here on Earth which are a result of the Earth’s mantle and outer core being very hot and therefore liquid. See figure 14, for a comparison of geological features on Earth and Enceladus. Figure 14: Shown here is a comparison of geological features on Earth to similar features on Enceladus. A transform fault requires a liquid/plastic “lubricant” layer to be present underneath the crust in order to form. Credit to NASA/JPL/Space Science Institute.

Why Doesn’t This Now-Formed Ocean Freeze?

If Enceladus’ surface has turned to ice because of the cold temperature of space why hasn’t it frozen solid all the way through? It was the Cassini satellite that answered these questions. Using Cassini’s Composite Infrared Spectrometer (CIRS), scientists were able to determine that Enceladus’ subsurface ocean is in thermal equilibrium. 30 To understand how the CIRS can do this we need to first talk about what temperature and light are and how they are connected.

Figure 15: Image of the Bohr model of an atom. Here an excited electron is descending back down to the ground stable orbital and releasing energy in the form of a photon as a result. Credit to Wikipedia Commons.

Équilibre thermique: A system is said to be in thermal equilibrium if its temperature is remaining constant that is, all the heat that the system is giving off is being replaced at an equal rate.

Temperature, by definition, is simply a measure of the heat of a system. Further, heat is a measure of how “excited” the atoms are that make up a system. 31 When an atom is not excited/not heated, the electrons that orbit the centre of the atom orbit at a distance that is known as the ground state. When an atom is excited/heated, the electron move outward and orbit at a distance farther from the centre. Electrons in an excited state are unstable and therefore must descend back down to the ground state orbital eventually. 30 When the electron descends, it releases a photon. See figure 15. This is where the connection to light is made. Photons are what light is made of, in a similar way that atoms are what you are made of.

Photons are different from atoms in the sense that they have no mass and exists, for our intents and purposes, as a wave. 32 This photon/wave has a specific longueur d'onde based on how much energy the photon has. This wavelength determines what kind of light a particular photon is. In figure 16, you can see all the different wavelengths of light. Notice how small of a portion visible light is. Also, notice how the only difference between the visible light that your eyes use to see and the radio waves that your stereo uses to play music is their wavelength.

Figure 16: Image shows the different wavelengths of light. Also portrays examples for reference. Credit to NASA.

Everything is giving is giving off light no matter what the temperature of that thing is. 30 However, what wavelength/type of light it is does depend on temperature. The higher the temperature the shorter the wavelengths of the photons being emitted.

Hot Iron Rod Analogy An good example of this is a hot iron rod. At room temperature, the rod doesn’t emit any visible light but is still emitting light at other wavelengths. However, if you heat the rod in a fire long enough it will begin to glow, emitting visible light. Figure 17: Image show a iron rod that has been heated and therefore emit light. In this case, the photons happen to have the wavelength of visible light and therefore can be seen with our eyes. Credit to https://pixabay.com/en/photos/fire/?cat=industry.

Figure 18: Image show a diagram of a wave with the crest and trough labelled. Credit to NASA.

Wavelength: the measure of the length between two successive crests or troughs in a given wave. See figure 18.

Now, tying all this back to Enceladus and the CIRS! The CIRS works by detecting and analyzing infrared light given off by the heat of Enceladus’ oceans. 33 This light is not visible to the human eye but it is “visible” to the instrument. By analyzing the wavelength of the light, the temperature of an object (i.e., the global ocean) can be determined. 34 The CIRS can measure wavelengths of 10 to 600 cm for comparison, visible light is 400-700 nm. Cassini’s instrument also measures the background light by targeting the surrounding area in order to ensure that the photons it is analyzing is coming from the global oceans and not just from the surrounding area. 35 By measure the light from multiple points in Enceladus’ ocean for long periods of time they found that the temperature didn’t change. This is what led the scientist to claim that the global ocean is in thermal equilibrium.

Scientist aren’t sure where the heat that’s balancing the thermal equilibrium is coming from. Another question is whether life could exist on Enceladus given that there’s a heat source and liquid water. Cassini has told us much about Enceladus. However, in order to answer the remaining questions, it looks as though we will need to send another satellite to Saturn as Cassini will soon be running out of fuel. If that happens, who knows what we would discover!

Conclusion

Two of Saturn’s moons, Titan and Enceladus, are particularly interesting to study. What is happening on our Moon is nowhere near the same as the things happening on Titan and Enceladus. Titan has clear evidence of methane surface lakes as determined by the radar capabilities aboard Cassini. Some of these lakes detected by Cassini are so large they can be classified as seas. Although these lakes are made of methane, they are still hydrocarbon lakes and could indicate that life can thrive on Titan. The radar capabilities of Cassini are able to penetrate the thick atmosphere of Titan and have successfully imaged the lakes and surface of Titan to create a topographical map. This can make further research on Titan easier as we can pinpoint exact positions on the moon if we find notable features or events that occur. This evidence could also help with the search for life on Titan, a phenomenon never thought possible on our own Moon.

Saturn’s other notable moon Enceladus was observed to have geysers that sprayed water vapour into space at very high speeds. It was later found that Enceladus has a massive subsurface ocean made of water that is hypothesized to have been created by the heat of radioactive isotopes early in the moon’s evolution. This is the source of the material being sprayed from Enceladus’ geysers. Enceladus’ subsurface ocean was also determined to be in thermal equilibrium. This means that there is equal heat being put into and leaving Enceladus’ subsurface ocean. These factors all provide support for the possibility of life on Enceladus. Further research is needed to see if Enceladus could support life.

With all these amazing facts being discovered about these celestial bodies and with more advancements in research on these moons happening all the time, it will be interesting to see what is uncovered in the future.


Cassini’s Final Mission: Obliteration

The Cassini spacecraft is dancing toward death — and NASA wants to make sure it doesn’t take any alien life with it.

Since 2004 the probe has twirled around Saturn, studying the gas giant’s rings, storms and moons. But it has recently started preparing for next year, when it will plunge into the planet’s atmosphere and vaporize.

NASA chose the ringed planet as Cassini’s final resting place because the space agency doesn’t want to risk contaminating a potentially habitable world with hardy microbes that may be aboard the craft. Saturn, with its gaseous surface consumed by hydrogen and helium, is inhospitable to life.

The same may not be true for some of its moons.

Titan, the biggest Saturnian satellite, has an atmosphere that is much less hostile than its overlord’s. It is a wet world similar to Earth, but unlike our planet, it is awash in methane.

“Methane plays the role on Titan that water plays on Earth,” said Linda Spilker, the Cassini project scientist at NASA’s Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Calif. “Methane can be a vapor and form clouds. It can rain methane and that methane can flow into tiny lakes and large seas at the north pole of Titan.”

Image

Cassini is currently exploring the methane seas and trying to determine if they have waves. Its goal is to detect mirror-like reflections of sunlight off the liquid surface, known as specular reflections.

“Someday we might land a boat on the sea of Titan and make measurements,” she said. “You could have very unusual kinds of life in those seas, life that uses methane instead of water.”

To protect Titan and other potentially life-bearing places, Cassini’s final mission calls for its obliteration. Researchers have dubbed the spacecraft’s swan song the “Cassini Grand Finale” because it includes an ambitious maneuver: 22 loops through the gap between Saturn’s surface and its innermost rings.

Before launching Cassini, NASA drew up plans to dispose of it in Saturn’s upper atmosphere, but they only developed its elaborate end-of-mission maneuver in the past couple of years. Once they found that some of Saturn’s moons may be potentially habitable to life, keeping the probe clear of them as it ran out of fuel became crucial.

Before Cassini can thread the needle through the planet’s gap, it must first reach the proper angle in its orbit. That means climbing to an inclination of approximately 64 degrees. The problem is that Cassini doesn’t have the power to propel itself to that position.

“The fuel tank gauge is on ‘E,’” said Dr. Spilker, adding that the probe is in desperate need of a gravity boost. To get one, it will tango with Titan.

“Imagine Titan as having a giant extra fuel tank,” Dr. Spilker said. By performing a flyby of the moon, Cassini can swing from one partner to another. “We can use its energy and gravity to raise the tilt of Cassini’s orbit.”

Earlier this month Cassini completed a flyby that raised its inclination from 35 degrees to 42 degrees. It has plans to conduct five more this year before its final mission.


New study finds the mix that makes Titan's lakes spew nitrogen bubbles

An artist’s depiction of Winnipeg Lacus, a hydrocarbon lake close to Titan’s north pole. Crédit : NASA/JPL-Caltech

New research explains how bubbles erupt in frigid hydrocarbon lakes on Saturn's largest moon Titan, potentially creating fizz intense enough to form geologic features on the moon.

Titan is covered in hydrocarbon lakes made up of methane and ethane. Scientists have noticed bright spots in these lakes, which appeared in some pictures from NASA's Cassini spacecraft and mysteriously vanished in others. They later theorized these "magic islands" might be outbursts of nitrogen bubbles.

In the new study published in AGU's journal Lettres de recherche géophysique, researchers simulated Titan's lakes in a pressurized chamber. They found the right combination of methane, ethane and nitrogen crucial for bubbles to form.

Under conditions most like those on Titan, the researchers found ethane had to flow into pools of methane to produce vigorous bubbles. It is possible these bubble outbreaks are strong enough to shape river deltas in bodies of liquid on the moon, according to the new research.

Explaining how bubbles form in Titan's lakes now allows scientists to begin probing fundamental questions about how liquids behave on the moon. Of all the bodies in our solar system, few are more Earth-like than Titan, and it is one of the few places scientists think might have conditions necessary for extraterrestrial life.

The results also hint at scenarios an exploratory submarine might face in Titan's lakes, if the spacecraft were to give off heat and potentially spark an explosion of bubbles.

"The more we learn about Titan, the more we learn that we can't ignore the lakes," said Kendra Farnsworth, a planetary scientist at the University of Arkansas in Fayetteville and lead author of the new study. "And we find fun things like bubbles. Maybe a little bit more violent than we'd expected, but definitely fun to watch."

Titan is the only moon in our solar system to have an atmosphere. Its air is composed mainly of nitrogen—an element that also forms the bulk of Earth's atmosphere—and hydrocarbons, which form a thick, hazy layer obscuring many of the features across its surface.

These images from the Radar instrument aboard NASA’s Cassini spacecraft show the evolution of a transient feature, informally known as a “magic island”, in the large hydrocarbon sea named Ligeia Mare on Saturn’s moon Titan. Credit: NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell

Titan's clouds deliver hydrocarbon rain in the form of methane and ethane. On Earth, methane is a gas used for heating, cooking and electricity, while ethane gas is a precursor for polyethylene plastic.

Temperatures on Titan, however, are cold enough for these compounds to be liquids. There, hydrocarbons cycle through the atmosphere much like water does on Earth. Liquid methane and ethane lakes sprinkle Titan's surface—making it the only other body in our solar system besides Earth to host stable fluids.

Previous work found nitrogen gas from Titan's atmosphere could readily dissolve into cold pools with high concentrations of methane—like when carbon dioxide dissolves into soda. Upon heating, the liquid released nitrogen gas in the form of fizzing bubbles.

But these earlier experiments didn't fully mimic the natural environment on Titan. They also didn't explain what conditions could make the lakes foam, although researchers suspected it happens during heavy rainfall or when a stream flows into a lake.

"Titan's lakes have very interesting dynamics," Farnsworth said. "They're not just static bodies of liquid."

To determine how ethane, methane and nitrogen might burst into bubbles on Titan, Farnsworth and her colleagues conducted experiments in a six-foot tall, pressurized chamber simulating conditions on the moon. Inside, they set the atmospheric pressure to 1.5-bar—which is 1.5 times higher than Earth's at sea level—and temperatures ranged from a brisk 83 degrees Kelvin (-190 Celsius or -310 Fahrenheit) to a balmy 94 degrees Kelvin (-179 Celsius or -290 Fahrenheit).

The researchers allowed one liquid to flow into a sample dish containing a pool of the other. The researchers then cooled the inside of the chamber until it was either above or below 86 degrees Kelvin (-187 Celsius or -305 Fahrenheit) to let nitrogen dissolve. In one set of experiments, ethane flowed into ponds of methane. In another, methane flowed into ethane. The team then gradually warmed up the chamber and waited for bubbles to erupt.

Two scenarios resulted in bubbles. At temperatures below 86 degrees Kelvin, ethane layered on top of nitrogen-rich methane, no matter what order they were poured into the petri dish. As the temperature warmed, the methane underneath began to foam and when the layers dissolved, bubbles reached the surface.

If the chamber was above 86 degrees Kelvin when the researchers added the liquids, methane flowing into ethane didn't yield any foam. Only ethane flowing into methane pools produced bubbles—and did so forcefully.

"The most surprising thing was how violent the explosions were," Farnsworth said. During one experiment, the outburst of bubbles was so strong, it affected the equipment. "All of a sudden, I look over and the bubbles literally blew up and hit my camera," she recalled.

The new results suggest changes in both temperature and composition are crucial for bubbles to form in Titan's lakes.

Bubbles erupt when flowing ethane mixes with methane supersaturated with nitrogen—meaning the methane contains more dissolved nitrogen than normal conditions allow. When the methane warms, it can hold less dissolved nitrogen, which escapes as gas. The mixture must also have between 40 and 95 percent methane to make bubbles, according to the study.

It's almost like making rock candy. When boiling water is supersaturated with sugar—or contains more sugar than can normally be dissolved—crystals will form on a piece of sugar-coated wood as the liquid cools.

Experiments at warmer temperatures most likely mimic what is happening on Titan's surface because the moon's coldest temperatures dip down to only 89 degrees Kelvin (-184 Celsius or-299 Fahrenheit), Farnsworth said.

"[The new study] is a nice piece of work that adds to what we are learning about Titan's lakes and emphasizes how important laboratory work is," said Michael Malaska, a planetary scientist at NASA's Jet Propulsion Laboratory in California who was not involved in the work. "It's like 'welcome to the weird' and is a different way of thinking about something that's not water."


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'The atmosphere of Titan is very complex, and it does synthesize complex organic molecules--the bricks of life,' Grima said.

'It may act as a laboratory of sorts, where you can see how basic molecules can be transformed into more complex molecules that could eventually lead to life.'

On top of that, it's also thought to have an ocean of liquid water beneath its icy crust.

TITAN: EARTH'S TOXIC TWIN?

Aside from Earth, Titan is the only place in the solar system known to have rivers, rainfall and seas - and possibly even waterfalls.

Of course, in the case of Titan these are liquid methane rather than water on Earth.

Regular Earth-water, H2O, would be frozen solid on Titan where the surface temperature is -180°C (-292°F).

With its thick atmosphere and organic-rich chemistry, Titan resembles a frozen version of Earth several billion years ago, before life began pumping oxygen into our atmosphere.

Because Titan is smaller than Earth, its gravity does not hold onto its gaseous envelope as tightly, so the atmosphere extends 370 miles (595km) into space.

With Titan's low gravity and dense atmosphere, methane raindrops could grow twice as large as Earth's raindrops.

As a graduate student at the Université Grenoble Alpes in France, and then a postdoctoral fellow at UTIG, Grima developed a technique for measuring surface roughness in minute detail from radar data.

Called radar statistical reconnaissance, the technique has been used to measure the snow density and its surface roughness in Antarctica and the Arctic, and to assist the landing site selection of NASA's Mars lander InSight, which is scheduled to launch next year.

Researchers at NASA's Jet Propulsion Laboratory suggested he apply the technique to measuring Titan's waves.

The research zeroes in on the three largest lakes in Titan's northern hemisphere: Kraken Mare, Ligeia Mare and Punga Mare.

Kraken Mare, the largest of the three, is estimated to be larger than the Caspian Sea.

By analyzing radar data collected by Cassini during Titan's early summer season, Grima and his team found that waves across these lakes are diminutive, reaching only about 1 centimeter high and 20 centimeters long.

'Cyril's work is an independent measure of sea roughness and helps to constrain the size and nature of any wind waves,' said co-author Alex Hayes, an assistant professor of astronomy at Cornell University.

'From the results, it looks like we are right near the threshold for wave generation, where patches of the sea are smooth and patches are rough.'

Researchers have previously found a mysterious network of mazes crisscross the landscape of Saturn's largest moon Titan.

But astronomers have long struggled to understand how they form.

Scientists have used images captured by the Cassini probe of the surface of Titan (pictured left) to reveal how chemical rains falling from the skies above Saturn's largest moon carved out a network of methane filled canyons over millions of years. Pictured right is a similar phenomenon on Earth

WEIRD WEATHER

A team of French researchers has found that a process called dissolution carved out a network of methane filled canyons over millions of years on the surface of Titan.

Michael Malaska, a planetary geologist from the Cassini mission, also agrees with this finding.

He believes that the surface of Saturn's largest moon would have begun life with huge areas of flat open expanses, dotted with some minor pock marks.

As liquid methane and ethane rain fell, these pools would have grown slowly over time.

Eventually, these would have formed the structures first spotted by the Cassini probe in 2007.

Similar labyrinth terrain exists on Earth.

One of the most famous examples of is also home to the Arecibo telescope in Puerto Rico.

Other examples can be found in Canada, New Guinea, Cuba, China and Australia.

Now, research has found similar 'labyrinth terrain' on Earth - and scientists believe the landscape on both Saturn's moon and our planet may be formed by similar processes.

They suspect the maze structures on Titan were likely carved out by rains and shaped by strong winds, in the same way they were on Earth .

Understanding these structures could provide new insights into Titan's weather.

'When we first saw them, we knew the terrain was special,' Michael Malaska, a planetary geologist at NASA's Jet Propulsion Laboratory in California, told Space.com.

'Now we know pretty much where they all are.'

Scientists have analysed images from the Cassini probe to uncover how the maze like structures, first spotted in 2007, were formed.

Experts at the Saclay Nuclear Research Centre in France used computer modelling based on weather patterns on Earth to make a comparison with Titan, Saturn's largest moon.

When rain falls from our atmosphere, the chemicals it contains interact with and dissolve the planet's surface in a process called dissolution.

The modelling showed that this process can occur over a few million years on our planet and it has resulted in similar structures to Titan's here on Earth.

But the labyrinth network of valleys and ridges on Titan are believed to be billions of years old.

This raises the question of exactly how long it took for the process to occur and what caused it to stop.

Perhaps the most visually similar to the pattern seen on satellite images is the Shilin or Stone Forest in Yunnan Province, China (pictured). The limestone formations were created by the same process as those on Titan (stock image)

'We know that dissolution should play a role in the landscape evolution,' researcher Thomas Cornet, from the French team, told Space.com.

'After 13 years, we don't have a clue about the surface composition.'

The image which were used in the study were captured by the Cassini probe, which launched in 1997 and arrived at Saturn in 2004.

It has since been touring the system with an up-close study of the planet, its rings and moons.

The web of dark canyons on Titan have been known about since Cassini first spotted them in December 2007.

The new research has only just uncovered how they may have been formed, and researchers say more work needs to be done.

The Marakoopa cave (pictured) in Mole Creek Karst, a national park situated in the North of Tasmania, Australia, is another famous example of the forces of dissolution at work on the planet's surface (stock image)

Dr Malaska, who worked on a separate study of the labyrinth features, told Space.com that a lot of places on Titan 'look almost exactly like some of the places we have here on Earth.'

Dr Malaska, a planetary geologist from the Cassini mission, said that one of the most famous examples of labyrinth terrain is also home to the Arecibo telescope in Puerto Rico.

The massive sinkhole that houses the instrument is part of the island's unusual geography.

Other examples can be found in Canada, New Guinea, Cuba, China and Australia.

Images beamed back from Nasa's Cassini reveal Titan's steep-sided canyons that branch out from norther sea Ligeia Mare are flowing with liquid methane. One such feature is Vid Flumina (pictured), the branching network of narrow lines in the upper-left quadrant of the image