Tín dụng hình ảnh: ESO
Titan, mặt trăng lớn nhất của Sao Thổ được phát hiện bởi nhà thiên văn học người Hà Lan Christian Huygens vào năm 1655 và chắc chắn xứng đáng với tên của nó. Với đường kính không dưới 5.150 km, nó lớn hơn Sao Thủy và lớn gấp đôi Sao Diêm Vương. Nó là duy nhất trong việc có một bầu không khí mờ của nitơ, metan và hydrocarbon dầu. Mặc dù nó đã được các nhiệm vụ Voyager của NASA khám phá một số chi tiết, nhưng nhiều khía cạnh của bầu khí quyển và bề mặt vẫn chưa được biết đến. Do đó, sự tồn tại của các hiện tượng theo mùa hoặc ban ngày, sự hiện diện của các đám mây, thành phần bề mặt và địa hình vẫn đang được tranh luận. Thậm chí đã có những suy đoán rằng một số loại cuộc sống nguyên thủy (hiện có thể bị tuyệt chủng) có thể được tìm thấy trên Titan.
Titan là mục tiêu chính của sứ mệnh NASA / ESA Cassini / Huygens, được phóng vào năm 1997 và dự kiến đến Sao Thổ vào ngày 1 tháng 7 năm 2004. Tàu thăm dò ESA Huygens được thiết kế để đi vào bầu khí quyển của Titan và hạ xuống bằng cách nhảy dù xuống bề mặt.
Các quan sát trên mặt đất là rất cần thiết để tối ưu hóa sự trở lại của sứ mệnh không gian này, bởi vì chúng sẽ bổ sung cho thông tin thu được từ không gian và thêm niềm tin vào việc giải thích dữ liệu. Do đó, sự ra đời của hệ thống quang học thích ứng NAOS-CONICA (NACO) [1] kết hợp với Kính thiên văn rất lớn (VLT) của ESO tại Đài quan sát Paranal ở Chile hiện cung cấp một cơ hội duy nhất để nghiên cứu đĩa Titan đã phân giải có độ nhạy cao và tăng độ phân giải không gian.
Các hệ thống Quang học Thích ứng (AO) hoạt động bằng gương biến dạng được điều khiển bằng máy tính, chống lại sự biến dạng hình ảnh gây ra bởi nhiễu loạn khí quyển. Nó dựa trên hiệu chỉnh quang học thời gian thực được tính toán từ dữ liệu hình ảnh thu được bởi một máy ảnh đặc biệt ở tốc độ rất cao, hàng trăm lần mỗi giây.
Một nhóm các nhà thiên văn học Pháp [2] gần đây đã sử dụng hệ thống quang học thích nghi tối tân của NACO trên kính viễn vọng đơn vị VLT thứ tư, Yepun, để ánh xạ bề mặt Titan bằng hình ảnh cận hồng ngoại và tìm kiếm những thay đổi trong bầu không khí dày đặc
Những hình ảnh đặc biệt này có độ phân giải danh nghĩa là 1/30 arcsec và hiển thị chi tiết về thứ tự 200 km trên bề mặt Titan. Để cung cấp các chế độ xem tốt nhất có thể, dữ liệu thô từ thiết bị đã được giải mã (làm sắc nét hình ảnh).
Hình ảnh của Titan thu được thông qua 9 bộ lọc dải hẹp, lấy mẫu các bước sóng gần hồng ngoại với độ biến thiên lớn của độ mờ khí mêtan. Điều này cho phép âm thanh của các độ cao khác nhau, từ tầng bình lưu đến bề mặt.
Titan có bến cảng ở 1,24 và 2,12 a m phía nam nụ cười, đó là sự bất đối xứng bắc-nam, trong khi tình huống ngược lại được quan sát với các bộ lọc thăm dò độ cao cao hơn, chẳng hạn như 1,64, 1,75 và 2,17? M.
Một đặc điểm sáng có độ tương phản cao được quan sát thấy ở Nam Cực và rõ ràng là do một hiện tượng trong khí quyển gây ra, ở độ cao dưới 140 km hoặc hơn. Tính năng này đã được tìm thấy để thay đổi vị trí của nó trên các hình ảnh từ một bên của trục cực nam sang bên kia trong tuần quan sát.
Nguồn gốc: ESO News Release
