Титан плотность: Титан. Свойства, применение, марки, химический состав. Сплавы титана – 403 — Доступ запрещён

Содержание

Плотность титана

Плотность титана.

 

 

Плотность титана:

Плотность – скалярная физическая величина, определяемая как отношение массы тела к занимаемому этим телом объёму.

Для обозначения плотности обычно используется греческая буква ρ.

ρ = m / V , где m – масса тела, V – его объём.

Плотность титана (ρ) составляет 4,54 г/см3 или 4540 кг/м3.

Плотность титана приведена при нормальных условиях (согласно ИЮПАК), т.е. при  0 °C и давлении 105 (100 000) Па.

Для сведения: 101 325 Па = 1 атм = 760 мм рт. ст.

Необходимо иметь в виду, что плотность металлов может изменяться в зависимости от условий окружающей среды (температуры и давления). Точное значение плотности металлов в зависимости от условий окружающей среды (температуры и давления) необходимо смотреть в справочниках.

 

 

Источник: https://ru.wikipedia.org

Примечание: © Фото https://www.pexels.com, https://pixabay.com

 

карта сайта

 

Коэффициент востребованности 57

Климат Титана — Википедия

Схема, показывающая температуру, давление и другие параметры климата Титана. Атмосферная мгла снижает температуру в нижней части атмосферы, наличие метана повышает температуру у поверхности. Криовулканы выбрасывают метан в атмосферу, затем метан выпадает на поверхость, образуя озёра.

Климат Титана, крупнейшего спутника Сатурна, по многим параметрам напоминает климат Земли, несмотря на существенно более низкую температуру Титана. Толстая атмосфера, метановые дожди и возможное наличие криовулканической активности приводят к изменениям климата на протяжении года.

Титан получает лишь около 1 % солнечного излучения, получаемого Землёй.[1] Средняя температура поверхности составляет около 98,29 K (−179 °C или −290 °F). При данной температуре водяной лёд обладает очень низким давлением пара, поэтому атмосфера практически не содержит водяного пара. Наличие метана в атмосфере приводит к возникновению парникового эффекта, способствующего более высокой температуре поверхности.

[2][3]

Мгла в атмосфере Титана способствует антипарниковому эффекту, отражая часть солнечного излучения, благодаря чему поверхность оказывается холоднее, чем более высокие слои атмосферы.[2] Данный процесс частично компенсирует парниковый эффект.[4] Согласно исследованию McKay и др., антипарниковый эффект уменьшает температуру поверхности на 9 K, парниковый эффект увеличивает на 21 K; таким образом, поверхностная температура (94 K) на 12 K выше, чем эффективная температура 82 K (температура, которая бы достигалась в отсутствие атмосферы).[2]

Наклон орбиты Титана очень близок к наклону оси вращения Сатурна (около 27°), а ось вращения Титана перпендикулярна плоскости орбиты. Это означает, что направление солнечных лучей зависит от смены дня и ночи на Титане и от продолжительности года на Сатурне. Цикл день-ночь на Титане занимает 15,9 земных суток, ровно столько же времени длится оборот Титана по орбите вокруг Сатурна. Титан находится в синхронном вращении с Сатурном, поэтому одна и та же часть Титана обращена к Сатурну всё время.

Сезонные изменения связаны с годом Сатурна: Сатурн обращается по орбите вокруг Солнца с периодом около 29,5 земных лет, при этом на разные полушария Титана попадает различное количество солнечного излучения в различные промежутки года. Сезонные изменения погоды включают увеличение углеводородных озёр в северном полушарии в течение зимы, уменьшение мглы в окрестности равноденствий, облака льда в южной полярной области.[5][6] Последнее (на 2018 год) равноденствие произошло 11 августа 2009 года, это было весеннее равноденствие для северного полушария, следовательно, южное полушарие получает меньше света и приближается к наступлению зимы.

[7]

Ветер на поверхности Титана обычно слабый (менее 1 м/с). Недавние результаты компьютерного моделирования показали, что высокие дюны из сажи могут образовываться редкими ураганными ветрами, возникающими каждые 15 лет во время равноденствий.[8] Ураганы создают сильные вертикальные течения в атмосфере, достигая у поверхности скорости потока 10 м/с. В конце 2010 года в пустынных областях экваториальных пустынь Титана наблюдались метановые штормы.[9]

Вследствие ненулевого эксцентриситета орбиты Сатурна Титан находится на 12 % ближе к Солнцу в течение лета в южном полушарии, благодаря чему южное лето более короткое и жаркое, чем северное. Эта асимметрия может влиять на топологические различия между полушариями: в северном полушарии гораздо больше углеводородных облаков.

[10] Поверхность озёр Титана очень спокойная, редко заметны волны или рябь. Однако космический аппарат Кассини обнаружил усиление турбулентности в течение лета в северном полушарии; возможно, в некоторые сезоны года ветер около поверхности усиливается.[11] Кассини также заметил наличие волн и ряби.[12]

Исследования, проведённые зондом «Гюйгенс», показали, что в атмосфере Титана периодически возникают дожди жидкого метана и других органических веществ.[13] В октябре 2007 года наблюдатели отметили повышение непрозрачности облаков над областью Ксанаду, но это не являлось прямым доказательством идущего дождя.[14] Однако последующие изображения озёр в южном полушарии Титана, полученные в течение года, показали, что озёра увеличиваются и наполняются благодаря сезонным углеводородным дождям.[3][15] Возможно, некоторые области на поверхности покрыты слоем толинов, но это предположение пока не подтверждено.

[16] Наличие дождя показывает, что Титан может быть единственным объектом Солнечной системы за исключением Земли, на котором возможно наблюдать радугу. Но вследствие высокой непрозрачности атмосферы для видимого света большинство радуг можно будет наблюдать только в инфракрасном излучении.[17]

Количество метановых озёр, наблюдаемых вблизи южного полюса Титана, существенно меньше, чем число наблюдаемых вблизи северного полюса. Поскольку на южном полюсе в настоящее время (2018 год) лето, а на северном — зима, существует гипотеза, по которой метан проливается на полюса зимой в виде дождя и испаряется летом.[18] Согласно работе Тецуя Токано из Университета Кёльна, регулируемые таким испарением и дождями циклоны, а также ветер со скоростью до 20 м/с могут образовывать крупные моря в северной части Титана (Море Кракена, Море Лигеи, Море Пунги) только летом.

[19] К настоящему времени (2018 год) ни на одном из озёр Титана не было обнаружено волн. Однако вычисления показывают, что по мере наступления лета в северном полушарии, где находится большинство озёр, скорость ветра может возрастать до 3 км/ч, что достаточно для создания волн.[20]

Вихрь на северном полюсе Титана

Моделирование крупномасштабного распределения ветра, проводимое по данным о скорости ветра, полученным аппаратом Гюйгенс, показывает, что атмосфера Титана циркулирует как единая гигантская ячейка Хэдли. Тёплый воздух поднимается в южном полушарии, в котором на момент исследования было лето, и опускается в северном полушарии, что приводит к возникновению потоков воздуха на большой высоте с юга на север и на малой высоте — с севера на юг. Подобная крупная ячейка Хэдли возможна лишь в случае медленного вращения небесного тела.

[21] Циркуляция ветра от полюса к полюсу по всей видимости имеет центр в стратосфере; моделирование показывает, что каждые 12 лет циркуляция должна меняться, при этом будет существовать трёхлетний переходный период. Полный период смены циркуляций составляет около 30 лет (год на Титане).[22] Ячейка Хэдли создаёт глобальную полосу низкого давления, что является аналогом земной внутритропической зоны конвергенции. В отличие от Земли, где океаны удерживают данную зону внутри области тропиков, на Титане такая зона простирается от полюса до полюса, унося с собой метановые облака. Таким образом, несмотря на низкие температуры на Титане, можно сказать, что Титан обладает тропическим климатом.[23]

В июне 2012 года аппарат Кассини получил изображение полярного вихря на южном полюсе Титана. Вероятно, он связан с «полярным капюшоном» (англ. polar hood) — областью плотной дымки на большой высоте, наблюдаемой на северном полюсе с 2004 года. Поскольку в настоящее время сезоны на полюсах сменяются после равноденствия 2009 года, на южном полюсе наступает зима, а на северном — лето, существует предположение о том, что такой вихрь свидетельствует о формировании нового «полярного капюшона», на южном полюсе.

[24][25]

Система облаков на северном полюсе в условных цветах. Детали вихря на южном полюсе

Облака Титана, вероятно состоящие из метана, этана или других простых органических соединений, разнообразны и рассеяны в пространстве, образуют при этом общую мглу.[26]

В сентябре 2006 года аппарат Кассини получил изображение крупного облака на высоте около 40 км над северным полюсом Титана. Хотя метан конденсируется в атмосфере Титана, облака с большей вероятностью состоят из этана, размер обнаруженных частиц составляет около 1-3 микрометров; на таких высотах этан может замерзать. В декабре

Кассини снова наблюдал облачный покров и обнаружил метан, этан и другие органические соединения. Облако составляло более 2400 км в диаметре и наблюдалось спустя месяц. По одной из гипотез из этого облака должен идти дождь (или снег) на северном полюсе. Нисходящие потоки воздуха в высоких северных широтах достаточно сильные для того, чтобы частицы органических соединений выпадали на поверхность. Это является сильнейшим доказательством того, что на Титане существует «метанологический» цикл по аналогии с гидрологическим циклом на Земле.[27]

Облака также были обнаружены в области вблизи южного полюса. Обычно облаками закрыт 1 % диска Титана, но в некоторых случаях облачный покров достигает площади в 8 %. По одной из гипотез южные облака образуются при повышении уровня освещённости Солнцем во время лета в южном полушарии, что приводит к конвекции. Это объяснение усложняется тем фактом, что формирование облаков наблюдалось не только в период после летнего солнцестояния, но и в середине весны. Повышение количества метановой жидкости на южном полюсе вероятно вносит вклад в быстрый рост размеров облаков.

[28] В южном полушарии до 2010 года было лето.[21] При смене времён года ожидается, что этан начинает конденсироваться около южного полюса.[29]

Titan methane clouds (animated; July 2014).[30]

Модели, хорошо согласующиеся с наблюдениями, показывают, что облака на Титане тяготеют к определённым координатам, а облачный покров может находиться на разных расстояниях от поверхности в разных частях спутника. В полярных областях (на широтах более 60 градусов) широко распространённые облака этана возникают в и над тропосферой, на более низких широтах метановые облака обнаруживаются на высотах от 15 до 18 км, при этом они менее регулярны и в большей степени локализованы. В том полушарии, в котором сейчас лето, на широтах около 40 градусов концентрируются толстые метановые облака.

[22]

Наземные наблюдения также выявили сезонные изменения в облачном покрове. В течение 30-летнего периода обращения Сатурна по орбите облачная система Титана по всей видимости существует около 25 лет, а затем исчезает на 4 или 5 лет, затем появляясь вновь.[27]

Кассини также обнаружил высокие белые облака типа циррусов в верхних слоях атмосферы, состоящие, вероятно, из метана.[31]

Хотя не существует наблюдательных свидетельств в пользу существования молний на Титане, компьютерное моделирование показало, что облака в нижней части тропосферы могут накапливать достаточно заряда для создания молний на высотах более 20 км.[32]

  1. ↑ Titan: A World Much Like Earth. Space.com (2009-08-06). Retrieved on 2012-04-02.
  2. 1 2 3 C.P. McKay; J.B. Pollack; R. Courtin. Titan: Greenhouse and Anti-greenhouse Effects on Titan (англ.) // Science : journal. — 1991. — 6 September (vol. 253, no. 5024). — P. 1118—1121. — doi:10.1126/science.11538492. — PMID 11538492.
    See also McKay, «Titan: Greenhouse and Anti-greenhouse, » Astrobiology Magazine November 03, 2005 (retrieved October 3, 2008)
  3. 1 2 Titan Has More Oil Than Earth (неопр.) (13 февраля 2008). Дата обращения 13 февраля 2008.
  4. ↑ Planetary Photojornal — PIA06236: Titan: Complex ‘Anti-greenhouse’
  5. ↑ https://www.sciencedaily.com/releases/2012/09/120928085222.htm
  6. ↑ Monstrous Ice Cloud in Titan’s South Polar Region | NASA
  7. ↑ On Titan, the Sky is Falling! — Solar System Exploration: NASA Science
  8. ↑ Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction (неопр.). Spaceref (2015). Дата обращения 19 апреля 2015.
  9. ↑ Cassini Sees Seasonal Rains Transform Titan’s Surface (неопр.). NASA (17 марта 2011). Дата обращения 20 января 2018.
  10. ↑ Oded Aharonson’s Home Page: Titan’s Lakes (неопр.) (недоступная ссылка). Дата обращения 3 апреля 2018. Архивировано 15 апреля 2018 года.
  11. ↑ Summer on Titan may make its lakes ripple with waves | New Scientist
  12. ↑ Cassini Spies Wind-Rippled Waves on Titan
  13. Lakdawalla, Emily. Titan: Arizona in an Icebox?, The Planetary Society (21 января 2004). Архивировано 12 февраля 2010 года. Дата обращения 28 марта 2005.
  14. Ádámkovics, Máté; Wong, MH; Laver, C; De Pater, I. Widespread Morning Drizzle on Titan (англ.) // Science. — 2007. — Vol. 318, no. 5852. — P. 962—965. — doi:10.1126/science.1146244. — Bibcode: 2007Sci…318..962A. — PMID 17932256.
  15. Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes (неопр.). Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Дата обращения 29 января 2009.
  16. Somogyi, Arpad and Smith, M. A.; Smith. Mass Spectral Investigation of Laboratory Made Tholins and Their Reaction Products: Implications to Tholin Surface Chemistry on Titan (англ.) // American Astronomical Society : journal. — University of Arizona, 2006. — Vol. 38. — P. 533. — Bibcode: 2006DPS….38.2730S.
  17. ↑ Rainbows on Titan (неопр.). NASA. Дата обращения 8 октября 2011.
  18. ↑ NASA Cassini File: Radar Images Titan’s South Pole (неопр.). JPL (2008). Дата обращения 11 января 2008.
  19. Hecht, Jeff. Icy Titan spawns tropical cyclones, New Scientist (22 февраля 2013). Дата обращения 9 марта 2013.
  20. ↑ Forecast for Titan: Wild Weather Could be Ahead (неопр.). NASA JPL (22 мая 2013). Дата обращения 19 июля 2013.
  21. 1 2 The Way the Wind Blows on Titan, Jet Propulsion Laboratory (1 июня 2007). Архивировано 27 апреля 2009 года. Дата обращения 2 июня 2007.
  22. 1 2 Rannou, R.; Montmessin, F; Hourdin, F; Lebonnois, S. The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan (англ.) // Science : journal. — 2006. — Vol. 311, no. 5758. — P. 201—205. — doi:10.1126/science.1118424. — Bibcode: 2006Sci…311..201R. — PMID 16410519.
  23. ↑ Tropical Titan (неопр.). astrobio.net (2007). Дата обращения 16 октября 2007. Архивировано 11 октября 2007 года.
  24. Cassini Imaging Team. The South Polar Vortex in Motion (неопр.) (2012). Дата обращения 11 июля 2012.
  25. ↑ Huge vortex spied on Saturn moon, NASA, BBC News (11 июля 2012). Дата обращения 11 июля 2012.
  26. Arnett, Bill. Titan (неопр.). Nine planets. University of Arizona, Tucson (2005). Дата обращения 10 апреля 2005. Архивировано 21 ноября 2005 года.
  27. 1 2 Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan’s North Pole (неопр.). NASA (2007). Дата обращения 14 апреля 2007.
  28. Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. A large cloud outburst at Titan’s south pole (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 182, no. 182. — P. 224—229. — doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. — Bibcode: 2006Icar..182..224S.
  29. Shiga, David. Huge ethane cloud discovered on Titan (англ.) // New Scientist : magazine. — 2006. — Vol. 313. — P. 1620.
  30. Dyches, Preston Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea (неопр.). NASA (12 августа 2014). Дата обращения 13 августа 2014.
  31. Nancy Atkinson. Earth-like Cirrus Clouds Found on Titan (неопр.). Universe Today. Дата обращения 11 февраля 2011.
  32. Denise Chow. Titan’s Thunder Could Point to Alien Lightning (неопр.). space.com. Дата обращения 11 февраля 2011.

Карбид титана — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 23 сентября 2013; проверки требуют 5 правок. Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 23 сентября 2013; проверки требуют 5 правок.

Карбид титана — соединение углерода и металлического титана (хим.формула TiC). Это порошок, имеющий светло-серый оттенок и отличающийся особыми прочностными характеристиками (9 по шкале Мооса, ~30 ГПа), жаропрочностью и стойкостью к действию некоторых кислот (серной и соляной). Однако карбид титана растворим в «царской водке», а также в смесях плавиковой (HF) и азотной (HNO3) кислот и расплавах щелочей. Компонент жаропрочных, жаростойких и твердых сплавов, абразивный материал; его используют для нанесения износостойких покрытий, для изготовления тиглей и чехлов термопар, стойких к расплавлению металлам, для футеровки вакуумных высокотемпературных печей.

Получить карбид титана можно в виде:

— волокон

— покрытий

— монокристаллов

— порошков

Монокристаллы можно получать:

— жидкофазным методом

— растворным методом

— плазмохимическим методом

Порошки можно получать из различных реагентов.

Получение из TiO2:

— плавление смеси оксидов с углеродом

— углетермический метод

— плазмохимический синтез

Получение из порошка Ti:

— прямой синтез без плавления

— СВС

— псевдоплавленный TiC

Получение из галогенидов Ti:

— плазмохимический синтез

Получение из оксидов Ti:

— гидрирование-дегидрирование

— карбидизация смеси титановой стружки с сажей

Получение из бедного сырья

Возможные методы получения[1][2]:

В связи с низкой стоимостью и легкодоступностью TiO2в производственных условия карбид титана чаще всего получают именно из него

TiO2⟶Ti2O3⟶TiO⟶TiC{\displaystyle {\mathsf {TiO_{2}\longrightarrow Ti_{2}O_{3}\longrightarrow TiO\longrightarrow TiC}}}

Последний этап цепочки реакций выглядит следующим образом:

TiO+2C⟶TiC+CO{\displaystyle {\mathsf {TiO+2C\longrightarrow TiC+CO}}}

Реакция при PVD-процессе:

Ti+Ch5⟶TiC+2h3{\displaystyle {\mathsf {Ti+CH_{4}\longrightarrow TiC+2H_{2}}}}

Реакция при CVD-процессе:

TiCl4+Ch5⟶ TiC+4HCl{\displaystyle {\mathsf {TiCl_{4}+CH_{4}\longrightarrow \ TiC+4HCl}}}
  • Сергей Сергеевич Кипарисов, Юрий Валентинович Левинский, Александр Петрович Петров. Карбид титана: получение, свойства, применение. — Металлургия, 1987. — 215 с.

Атмосфера Титана — Википедия

Атмосфера Титана
Titan - Northern Crescent.png

Полуосвещенный вид северного полюса Титана.

Основные параметры
Температура поверхности −179,5 °C
Давление 1,5 атм
Масса 8,7⋅1018 кг
Состав
Азот N2 ~95 %
Метан CH4 ~4 %
Другие ~1 %

Атмосфе́ра Тита́на — газовая оболочка вокруг естественного спутника планеты Сатурн Титана. Это небесное тело является единственным естественным спутником в Солнечной системе с атмосферой, которая по массе превосходит атмосферу Земли и близка к ней по химическому составу.

Наличие атмосферы Титана было определено в 1944 году Джерардом Койпером на основании спектральных измерений.

Атмосфера Титана составляет около 400 км в толщину и содержит несколько слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне. Также смог является причиной уникального для Солнечной системы антипарникового эффекта, который приводит к снижению температуры поверхности спутника на 9 °C[1]. Вместе с тем, благодаря массивной атмосфере со значительным количеством углеводородов, Титан обладает значительным парниковым эффектом, который среди планет Солнечной системы с твёрдой поверхностью наблюдается только у Венеры — влияние парникового эффекта приводит к увеличению температуры поверхности на 20 °C, а суточные и сезонные изменения температуры не превосходят 2 °C[1]. Выравнивание погодных условий в разных областях спутника происходит в основном за счет атмосферного теплового переноса, приповерхностная температура составляет около −179 °C (94 К).

Так как сила тяжести на Титане составляет примерно одну седьмую часть от земного, то для создания давления 1,5 атм масса атмосферы Титана должна быть на порядок больше земной[2]. По причине низкой температуры около поверхности спутника, плотность атмосферы Титана в четыре раза превосходит земную.

Titan - Northern Crescent.png Схематический разрез атмосферы Титана

Нижние слои атмосферы Титана, как и на Земле, делятся на тропосферу и стратосферу. В тропосфере температура с высотой падает — с 94 К на поверхности до 70 К на высоте 35 км (на Земле тропосфера заканчивается на высоте 10—12 км). До высоты 50 км простирается обширная тропопауза, где температура остается практически постоянной. А затем температура начинает расти. Такие инверсии температуры препятствуют развитию вертикальных движений воздуха. Они обычно возникают из-за совместного действия двух факторов — подогрева воздуха снизу от поверхности и подогрева сверху благодаря поглощению солнечного излучения. В земной атмосфере инверсия температуры наблюдается на высотах около 50 км (стратопауза) и 80—90 км (мезопауза). На Титане температура уверенно растет по крайней мере до 150 км. Однако на высотах более 500 км «Гюйгенс» неожиданно обнаружил целую серию температурных инверсий, каждая из которых определяет отдельный слой атмосферы. Их происхождение пока остается неясным.

По данным «Кассини», нижняя часть атмосферы Титана, так же как и атмосфера Венеры, обращается существенно быстрее поверхности, представляя собой единый мощный постоянно действующий ураган. Однако согласно измерениям посадочного аппарата, на поверхности Титана ветер был очень слабым (0,3 м/с), на небольших высотах направление ветра менялось[3].

На высотах более 10 км в атмосфере Титана постоянно дуют ветры. Их направление совпадает с направлением вращения спутника, а скорость растет с высотой с нескольких метров в секунду на высоте 10—30 км до 30 м/с на высоте 50—60 км. На высотах более 120 км имеет место сильная турбулентность атмосферы — её признаки были замечены ещё в 1980—1981 годах, когда через систему Сатурна пролетали космические аппараты «Вояджер». Однако неожиданностью стало то, что на высоте около 80 км в атмосфере Титана зарегистрирован штиль — сюда не проникают ни ветры, дующие ниже 60 км, ни турбулентные движения, наблюдаемые вдвое выше. Причины такого странного замирания движений пока не удаётся объяснить.

Титан получает слишком мало солнечной энергии для того, чтобы обеспечить динамику атмосферных процессов. Скорее всего, энергию для перемещения атмосферных масс обеспечивают мощные приливные воздействия Сатурна, в 400 раз превышающие по силе обусловленные Луной приливы на Земле. В пользу предположения о приливном характере ветров говорит широтное расположение гряд дюн, широко распространённых на Титане (согласно радарным исследованиям).

Атмосфера в целом на 98,6 % состоит из азота, а в приповерхностном слое его содержание уменьшается до 95 %. Таким образом, Титан и Земля — единственные тела в Солнечной системе, обладающие плотной атмосферой с преимущественным содержанием азота (разреженными азотными атмосферами, кроме того, обладают Тритон и Плутон). На метан приходится 1,6 % от атмосферы в целом и 5 % в приповерхностном слое; имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, циана, гелия. Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности). В 2014 году учёными было установлено, что оранжевый цвет атмосфере Титана придаёт смесь углеводородов и нитрилов[4]. Одним из источников метана может быть вулканическая активность.

В верхних слоях атмосферы под воздействием ультрафиолетового солнечного излучения метан и азот образуют сложные углеводородные соединения. Некоторые из них по данным масс-спектрометра Кассини содержат не менее 7 атомов углерода. Кроме того, Титан не имеет магнитосферы и, временами выходя за пределы магнитосферы Сатурна, подвергает верхние слои своей атмосферы воздействию солнечного ветра.

Толстая атмосфера не пропускает большую часть солнечного света. Посадочный модуль Гюйгенс не смог зарегистрировать прямых солнечных лучей во время снижения в атмосфере. Ранее предполагалось, что атмосфера ниже 60 км практически прозрачна, однако жёлтая дымка присутствует на всех высотах. Плотность дымки позволила снимать поверхность, когда аппарат опустился ниже 40 км, но дневное освещение на Титане напоминает земные сумерки. Сатурн также, вероятно, не может быть виден с поверхности Титана.

Одной из неожиданностей стало существование на Титане нижнего слоя ионосферы, лежащего между 40 и 140 км (максимум электропроводности на высоте 60 км).

Атмосферный вихрь над северным полюсом. «Кассини», 2006 год.

Около поверхности температура составляет около 94 К (−179 °C). При этой температуре водяной лед не может испаряться и ведёт себя подобно твёрдой каменной породе, а атмосфера является очень сухой. Однако такая температура близка к тройной точке метана.

Метан конденсируется в облака на высоте нескольких десятков километров. Согласно данным, полученным «Гюйгенсом», относительная влажность метана повышается с 45 % у поверхности до 100 % на высоте 8 км (при этом общее количество метана, наоборот, уменьшается). На высоте 8—16 км простирается очень разреженный слой облаков, состоящих из смеси жидкого метана с азотом, покрывающий половину поверхности спутника. Слабая изморось постоянно выпадает из этих облаков на поверхность, компенсируемая испарением (аналог гидрологического цикла на Земле). Выше 16 км, отделенный промежутком, лежит разреженный слой облаков из кристалликов метанового льда.

Существует и другой тип облачности, обнаруженный ещё в 1990-е годы на снимках телескопа «Хаббл». Фотографии, сделанные с борта Кассини, а также с наземных обсерваторий, показали наличие облаков у южного полюса Титана. Это мощные метановые дождевые облака, хорошо заметные на фоне поверхности, быстро перемещающиеся и меняющие форму под действием ветра. Обычно они покрывают относительно небольшую площадь (менее 1 % диска), и рассеиваются за время порядка земных суток. Вызванные ими ливни должны быть очень интенсивными и сопровождаться ветром ураганной силы. Дождевые капли, по расчетам, достигают диаметра 1 см. Однако несмотря на то, что за несколько часов может выпасть до 25 см метана, общий уровень осадков составляет в среднем за земной год несколько см, что соответствует климату самых засушливых земных пустынь.

В сентябре 1995 года в районе экватора и в октябре 2004 года у южного полюса наблюдались огромные облака площадью до 10 % диска. Время их появления соответствует периоду максимальной инсоляции в указанных регионах, приводящей к появлению восходящих потоков в атмосфере. В 2004 году начали появляться вытянутые ветрами в широтном направлении облака в районе 40° южной широты, где с приближением осени также возникают восходящие потоки.

Спектр облаков, вопреки ожиданиям, отличается от спектра метана. Это может объясняться примесью других веществ (прежде всего, этана), а также перенасыщенностью верхних слоев тропосферы метаном, приводящей к образованию очень крупных капель.

Также в атмосфере были зарегистрированы высотные перистые облака[5].

Наличие в атмосфере Титана большого количества азота (~95 %) и углеводородов (~4 %) должно было быть характерно для ранней атмосферы Земли до того, как её химический состав был изменен воздействием солнечного излучения и до её насыщения кислородом представителями флоры в процессе фотосинтеза. Отсутствие в атмосфере Титана диоксида углерода обусловлено низкой температурой поверхности равной −179 °C, при которой этот газ находится в твердом кристаллическом состоянии на поверхности.

Современные представления о происхождении и эволюции[править | править код]

Существование атмосферы Титана оставалось загадкой на протяжении продолжительного времени, потому как близкие по своим параметрам естественные спутники планеты Юпитер Ганимед и Каллисто практически её лишены. Представления о путях формирования и эволюции атмосферы Титана появилось лишь в последние 20—30 лет после исследований с помощью АМС «Пионер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2» и «Кассини», а также с помощью орбитальных обсерваторий и наземных телескопов, снабженных адаптивной оптикой.

Особенности физических условий[править | править код]

Так как орбита Сатурна располагается значительно дальше от Солнца по сравнению с Землёй, получаемое количество солнечного излучения и интенсивность солнечного ветра недостаточно велики для того, чтобы химические элементы и соединения, которые остаются газообразными в условиях планет земной группы, в условиях поверхности Титана имели тенденцию принимать агрегатную форму жидкости или переходить в твёрдое состояние. Более низкие температуры газа также способствуют его сохранению вокруг небесных тел даже с небольшой гравитацией, что объясняется ме́ньшей скоростью движения молекул[6]. Температура поверхности Титана также достаточно низка — 90 К[7][8]. Таким образом, массовая доля[en] веществ, которые могут стать составляющими атмосферы, на Титане значительно выше по сравнению с Землей. На самом деле современные исследования указывают на то, что только 70 % общей массы этого спутника составляют силикатные породы, остальные составляющие представлены различными видами водного льда и гидратами аммиака[9]. Аммиак, который считается источником азотной атмосферы Титана, может составлять до 8 % общей массы гидрата аммиака[10]. Согласно современным моделям, внутреннее строение спутника скорее всего стратифицировано и включает в себя подповерхностный океан с раствором гидроксида аммония (см. нашатырный спирт), который сверху ограничен поверхностным слоем кристаллического водяного льда вида лёд Ic. Поверхностный слой также включает в себя большое количество свободного аммиака[10]. Активность скрытого жидкого слоя криомантии проявляется в виде криовулканизма.

Оценки скорости потери атмосферы и его механизма[править | править код]

В основном потеря атмосферы обусловлена низким уровнем гравитации спутника, а также в силу влияния солнечного ветра и фотолиза ионизирующим излучением[11][12]. Современные оценки потерь атмосферы Титана по сравнению с её первоначальными характеристиками производятся на основании анализа соотношения изотопов азота 14N/15N. Более лёгкий изотоп азота 14N должен теряться быстрее под воздействием нагрева и ионизации излучением. Так как соотношение 14N/15N на стадии образования Титана из протопланетного облака известно недостаточно хорошо, современные исследования дают 1,5—100 кратное уменьшение массы атмосферного N2 по сравнению с первоначальным. При этом несомненно только, что с начала существования атмосферы Титана её масса в результате потерь в космос уменьшилась не менее чем в 1,5 раза[11]. Так как азот составляет 98 % всей современной атмосферы Титана, анализ соотношения изотопов указывает на то, что бо́льшая часть его атмосферы была потеряна за время существования этого спутника[13].

С другой стороны, атмосферное давление на поверхности спутника сейчас остается большим, составляя 1,5 атм, а геологический состав Титана предполагает значительные запасы для восполнения потерь газа[8]. Отдельные исследования указывают, что все основные потери атмосферы могли произойти в первые 50 млн лет после начала термоядерных реакций на Солнце, а более поздние изменения параметров атмосферы были незначительны[12].

Сравнение Титана с Ганимедом и Каллисто[править | править код]

Естественные спутники планеты Юпитер Ганимед и Каллисто по размерам близки к Титану, их внутреннее строение также должно быть также схожим. Тем не менее спутники Юпитера не обладают какой-либо значительной газовой оболочкой. Существующие объяснения этого факта основываются на разном положении этих объектов в Солнечной системе и на различиях в основных характеристиках их центральных планет.

Существует два объяснения появления азота в первоначальной атмосфере Титана: первое объяснение основывается на предположении о постепенном выделении аммиака с последующим его фотолизом; второе предполагает отсутствие роли процесса фотолиза и поступление химически свободного азота, связанного в клатратах, из аккреционного диска. Как показал анализ измерений спускаемого аппарата «Гюйгенс», последний путь образования протоатмосферы не мог играть решающей роли по причине малого количества аргона, который был представлен в протопланетном облаке, но не был обнаружен в том же процентном отношении в современной атмосфере Титана[14]. Недостаточная концентрация 36Ar и 38Ar также указывает на то, что температура протопланетного облака в области образования прото-Сатурна была выше температуры ~40 К, необходимой для связывания аргона в клатратах. На самом деле эта область могла быть даже теплее 75 К, что ограничивало химическое связывание аммиака в гидратах[15]. Температура в области образования прото-Юпитера должна была быть ещё выше по причине в два раза более близкого к Солнцу расстояния и бо́льшей массы формирующейся планеты, что серьёзно сокращало количество поступающего аммиака из аккреционного диска к Ганимеду и Каллисто. Их азотная протоатмосфера была слишком тонкой и не имела достаточных геологических резервов для компенсирования потерь азота[15].

Альтернативное объяснение состоит в том, что столкновения с кометами Каллисто и Ганимеда приводят к выделению бо́льшего количества энергии по причине более сильного гравитационного поля Юпитера по сравнению с Сатурном. Эти соударения могли приводить к значительным потерям массы протоатмосфер крупных спутников Юпитера, а в случае Титана, наоборот, восполнять её новым запасом летучих веществ. Однако, в атмосфере Титана соотношение изотопов водорода 2H/1H составляет (2,3 ± 0,5)⋅10−4, что приблизительно в 1,5 раза меньше значения, характерного для комет[13][14]. Это различие предполагает, что соударения с кометами не могли быть основным поставщиком материала при формировании протоатмосферы Титана.

Магнитосфера и атмосфера[править | править код]

У Титана не было обнаружено собственного магнитного поля[16]. Его расстояние от центральной планеты составляет 20,3 радиусов Сатурна. Это означает, что Титан в ходе своего движения по орбите время от времени находится в пределах магнитосферы планеты Сатурн. Период обращения Сатурна вокруг своей оси составляет 10,7 часов, а период обращения Титана вокруг центральной планеты — 15,95 дня. Поэтому любая заряженная частица в магнитном поле Сатурна обладает относительной скоростью порядка 100 км/с при столкновении с Титаном[16]. Таким образом, наряду с защитой от солнечного ветра, магнитосфера Сатурна может быть причиной дополнительных потерь атмосферы[17].

  1. 1 2 C.P. McKay, A. Coustenis, R.E. Samuelson, M.T. Lemmon, R.D. Lorenz, M. Cabane, P. Rannou, P. Drossart. Physical properties of the organic aerosols and clouds on Titan. (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2001 г.. — No. 49. — P. 79—99.
  2. ↑ Кусков О. Л., Дорофеева В. А., Кронрод В. А., Макалкин А. Б. «Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение крупных спутников», изд-во УРСС, 2009 г.
  3. ↑ Как ветра дуют на Титане Архивировано 10 декабря 2008 года. на freescince.narod.ru
  4. ↑ Учёные разгадали рецепт атмосферы Титана
  5. ↑ На Титане зарегистрированы перистые облака (недоступная ссылка) — Компьюлента
  6. P. A. Bland et al. Trace element carrier phases in primitive chondrite matrix: implications for volatile element fractionation in the inner solar system (англ.) // Lunar and Planetary Science : journal. — 2005. — Vol. XXXVI. — P. 1841.
  7. F. M. Flasar et al. Titan’s atmospheric temperatures, winds, and composition (англ.) // Science : journal. — 2005. — Vol. 308, no. 5724. — P. 975—978. — doi:10.1126/science.1111150. — PMID 15894528.
  8. 1 2 G. Lindal et al. The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1983. — Vol. 53. — P. 348—363. — doi:10.1016/0019-1035(83)90155-0.
  9. G. Tobie, J. I. Lunine, C. Sotin. Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan (англ.) // Nature : journal. — 2006. — Vol. 440, no. 7080. — P. 61—64. — doi:10.1038/nature04497. — PMID 16511489.
  10. 1 2 G. Tobie et al. Titan’s internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 175. — P. 496—502. — doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  11. 1 2 J. H. Waite (Jr) et al. Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan (англ.) // Science : journal. — 2005. — Vol. 308, no. 5724. — P. 982—986. — doi:10.1126/science.1110652. — PMID 15890873.
  12. 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, H. K. Biernat. The influence of the solar particle and radiation environment on Titan’s atmosphere evolution (англ.) // Advances in Space Research (англ.)русск. : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 36. — P. 241—250. — doi:10.1016/j.asr.2005.03.043.
  13. 1 2 A. Coustenis. Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere (англ.) // Space Science Reviews : journal. — 2005. — Vol. 116. — P. 171—184. — doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  14. 1 2 H. B. Niemann et al. The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe (англ.) // Nature : journal. — 2005. — Vol. 438, no. 7069. — P. 779—784. — doi:10.1038/nature04122. — PMID 16319830.
  15. 1 2 T. C. Owen, H. Niemann, S. Atreya, M. Y. Zolotov. Between heaven and Earth: the exploration of Titan (англ.) // Faraday Discussions (англ.)русск. : journal. — 2006. — Vol. 133. — P. 387—391. — doi:10.1039/b517174a.
  16. 1 2 H. Backes et al. Titan’s magnetic field signature during the first Cassini encounter (англ.) // Science : journal. — 2005. — Vol. 308, no. 5724. — P. 992—995. — doi:10.1126/science.1109763. — PMID 15890875.
  17. D. G. Mitchell et al. Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn’s magnetosphere (англ.) // Science : journal. — 2005. — Vol. 308, no. 5724. — P. 989—992. — doi:10.1126/science.1109805. — PMID 15890874.

Жидкость на Титане — Википедия

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].

История исследования[править | править код]

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 АМС Вояджер 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 Лигеи каналов 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 планируется на 2020 год.[13]

Состав «вод»[править | править код]

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]:

Также в жидкости растворены твёрдые (при данных температурах и давлении) вещества (в молярных долях):

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].

Список морей и озёр[править | править код]

На сегодняшний день многие углеводоёмы получили собственные названия.

Моря[править | править код]

Морями (лат. mare) называются наиболее крупные углеводоёмы Титана. Они получили свои названия по именам мифических морских существ.

Озёра[править | править код]

Озёра (лат. lacus) — небольшие тёмные участки с чёткими очертаниями (впадины, заполненные жидкими углеводородами). Их названия происходят от названий земных озёр.

Русское название Латинское название Координаты Размер, км Происхождение названия #
Озеро Абая Abaya Lacus 73°10′ с. ш. 314°27′ в. д. / 73,17° с. ш. 314,45° в. д. / 73.17; 314.45 65 Абая (Эфиопия) [23]
Озеро Альбано Albano Lacus 65°54′ с. ш. 123°36′ в. д. / 65,9° с. ш. 123,6° в. д. / 65.9; 123.6 6 Альбано (Италия) [24]
Озеро Атитлан Atitlán Lacus 69°18′ с. ш. 121°12′ в. д. / 69,3° с. ш. 121,2° в. д. / 69.3; 121.2 14 озеро Атитлан (Гватемала) [25]
Озеро Больсена Bolsena Lacus 75°45′ с. ш. 349°43′ в. д. / 75,75° с. ш. 349,72° в. д. / 75.75; 349.72 100 озеро Больсена (Италия) [26]
Озеро Венерн Vänern Lacus 70°24′ с. ш. 136°54′ в. д. / 70,4° с. ш. 136,9° в. д. / 70.4; 136.9 44 Венерн (Швеция) [27]
Озеро Кардиель Cardiel Lacus 70°12′ с. ш. 153°30′ в. д. / 70,2° с. ш. 153,5° в. д. / 70.2; 153.5 22 Кардиель (Аргентина) [28]
Озеро Кейюга Cayuga Lacus 69°48′ с. ш. 130°00′ в. д. / 69,8° с. ш. 130° в. д. / 69.8; 130 23 озеро Кейюга (США) [29]
Озеро Киву Kivu Lacus 87°00′ с. ш. 239°00′ в. д. / 87,0° с. ш. 239° в. д. / 87.0; 239 78 Киву (озеро) (граница Руанды и ДРК) [30]
Озеро Койтере Koitere Lacus 79°24′ с. ш. 323°52′ в. д. / 79,4° с. ш. 323,86° в. д. / 79.4; 323.86 68 Койтере (Финляндия) [31]
Озеро Ладога Ladoga Lacus 74°48′ с. ш. 333°54′ в. д. / 74,8° с. ш. 333,9° в. д. / 74.8; 333.9 110 Ладожское озеро (Россия) [32]
Озеро Ланао Lanao Lacus 71°00′ с. ш. 142°18′ в. д. / 71,0° с. ш. 142,3° в. д. / 71.0; 142.3 34 Ланао (Филиппины) [33]
Озеро Локтак Logtak Lacus 70°48′ с. ш. 133°54′ в. д. / 70,8° с. ш. 133,9° в. д. / 70.8; 133.9 14 Локтак (Индия) [34]
Озеро Маккай Mackay Lacus 78°19′ с. ш. 262°28′ в. д. / 78,32° с. ш. 262,47° в. д. / 78.32; 262.47 180 озеро Маккай (Австралия) [35]
Озеро Миватн Mývatn Lacus 78°11′ с. ш. 224°43′ в. д. / 78,19° с. ш. 224,72° в. д. / 78.19; 224.72 55 Миватн (Исландия) [36]
Озеро Ней Neagh Lacus 81°07′ с. ш. 327°50′ в. д. / 81,11° с. ш. 327,84° в. д. / 81.11; 327.84 98 Лох-Ней (Северная Ирландия) [37]
Озеро Онайда Oneida Lacus 76°08′ с. ш. 288°10′ в. д. / 76,14° с. ш. 288,17° в. д. / 76.14; 288.17 51 озеро Онейда (США) [38]
Озеро Онтарио Ontario Lacus 72°00′ ю. ш. 175°00′ в. д. / 72,0° ю. ш. 175,0° в. д. / -72.0; 175.0 235 Онтарио (озеро) (граница Канады и США) [39]
Озеро Охрид Ohrid Lacus 71°48′ с. ш. 138°06′ в. д. / 71,8° с. ш. 138,1° в. д. / 71.8; 138.1 17 Охридское озеро (граница Македонии и Албании) [40]
Озеро Севан Sevan Lacus 69°42′ с. ш. 134°24′ в. д. / 69,7° с. ш. 134,4° в. д. / 69.7; 134.4 47 Севан (Армения) [41]
Озеро Сионаскейг Sionascaig Lacus 41°31′ ю. ш. 81°53′ в. д. / 41,52° ю. ш. 81,88° в. д. / -41.52; 81.88 143 Лох-Сионаскейг (Шотландия) [42]
Озеро Сотонера Sotonera Lacus 76°45′ с. ш. 342°31′ в. д. / 76,75° с. ш. 342,51° в. д. / 76.75; 342.51 63 Сотонера (Испания) [43]
Озеро Спарроу Sparrow Lacus 84°18′ с. ш. 295°18′ в. д. / 84,3° с. ш. 295,3° в. д. / 84.3; 295.3 81 Спарроу (Канада) [44]
Озеро Товада Towada Lacus 71°24′ с. ш. 135°48′ в. д. / 71,4° с. ш. 135,8° в. д. / 71.4; 135.8 24 Товада (озеро) (Япония) [45]
Озеро Увс Uvs Lacus 69°36′ с. ш. 114°18′ в. д. / 69,6° с. ш. 114,3° в. д. / 69.6; 114.3 27 Убсу-Нур (Монголия) [46]
Озеро Урмия Urmia Lacus 39°16′ ю. ш. 83°27′ в. д. / 39,27° ю. ш. 83,45° в. д. / -39.27; 83.45 29 Урмия (Иран) [47]
Озеро Уэйкэр Waikare Lacus 81°36′ с. ш. 234°00′ в. д. / 81,6° с. ш. 234° в. д. / 81.6; 234 52 Уэйкэр (Новая Зеландия) [48]
Озеро Фейа Feia Lacus 73°42′ с. ш. 295°35′ в. д. / 73,7° с. ш. 295,59° в. д. / 73.7; 295.59 47 Фейа, Бразилия [49]
Озеро Фримен Freeman Lacus 73°36′ с. ш. 148°36′ в. д. / 73,6° с. ш. 148,6° в. д. / 73.6; 148.6 26 Фримен (озеро) (США) [50]
Озеро Хунин Junín Lacus 66°54′ с. ш. 123°06′ в. д. / 66,9° с. ш. 123,1° в. д. / 66.9; 123.1 6 озеро Хунин (Перу) [51]
Озеро Цзинбо Jingpo Lacus 73°00′ с. ш. 24°00′ в. д. / 73,0° с. ш. 24° в. д. / 73.0; 24 240 Цзинбо (Китай) [52]
Озеро Мюггель Müggel Lacus 84°26′ с. ш. 156°30′ в. д. / 84,44° с. ш. 156,5° в. д. / 84.44; 156.5 170 Мюггельзе (Германия) [53]
Озеро Хаммар Hammar Lacus 48°36′ с. ш. 51°43′ в. д. / 48,6° с. ш. 51,71° в. д. / 48.6; 51.71 200 Эль-Хаммар (Ирак) [54]
Озеро Червено Crveno Lacus 79°24′ ю. ш. 5°00′ в. д. / 79,4° ю. ш. 5° в. д. / -79.4; 5 41 Красное озеро (Хорватия) [55]
Лакуны[править | править код]

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.

Русское название Латинское название Координаты Размер, км Происхождение названия #
Лакуна Атакама Atacama Lacuna 62°48′ с. ш. 132°24′ в. д. / 62,8° с. ш. 132,4° в. д. / 62.8; 132.4 36 солончаки пустыни Атакама (Чили) [56]
Лакуна Велико Veliko Lacuna 76°48′ ю. ш. 33°06′ з. д. / 76,8° ю. ш. 33,1° з. д. / -76.8; -33.1 93 Велико (Босния и Герцеговина) [57]
Лакуна Джерид Jerid Lacuna 66°42′ с. ш. 139°00′ в. д. / 66,7° с. ш. 139° в. д. / 66.7; 139 43 Шотт-эль-Джерид (Тунис) [58]
Лакуна Мельгир Melrhir Lacuna 64°54′ с. ш. 147°24′ в. д. / 64,9° с. ш. 147,4° в. д. / 64.9; 147.4 23 Шотт-Мельгир (Алжир) [59]
Лакуна Нгами Ngami Lacuna 66°42′ с. ш. 146°06′ в. д. / 66,7° с. ш. 146,1° в. д. / 66.7; 146.1 37 Нгами (Ботсвана) [60]
Лакуна Рейстрек Racetrack Lacuna 66°06′ с. ш. 135°06′ в. д. / 66,1° с. ш. 135,1° в. д. / 66.1; 135.1 10 Рейстрек-Плайя (США) [61]
Лакуна Уюни Uyuni Lacuna 66°18′ с. ш. 131°36′ в. д. / 66,3° с. ш. 131,6° в. д. / 66.3; 131.6 27 Солончак Уюни (Боливия) [62]
Лакуна Эйр Eyre Lacuna 72°36′ с. ш. 134°54′ в. д. / 72,6° с. ш. 134,9° в. д. / 72.6; 134.9 25 озеро Эйр (Австралия) [63]
Лакуна Кач Kutch Lacuna 88°24′ с. ш. 143°00′ в. д. / 88,4° с. ш. 143° в. д. / 88.4; 143 175 Озеро Кач (граница Индии и Пакистана) [64]
Лакуна Накуру Nakuru Lacuna 65°49′ с. ш. 266°00′ в. д. / 65,81° с. ш. 266° в. д. / 65.81; 266 188 Озеро Накуру (Кения) [65]
Лакуна Войтчугга Woytchugga Lacuna 68°53′ с. ш. 251°00′ в. д. / 68,88° с. ш. 251° в. д. / 68.88; 251 450 Войтчугга (Австралия) [66]
Каналы[править | править код]

Каналы (лат. flumina) — система каналов, по которым, вероятно, текут жидкие углеводороды.

Заливы[править | править код]

Залив (лат. sinus) — часть моря или озера.

Русское название Латинское название Координаты Размер, км Происхождение названия #
Arnar Sinus [74]
Flensborg Sinus [75]
Gabes Sinus [76]
Kumbaru Sinus [77]
Moray Sinus [78]
Nicoya Sinus [79]
Okahu Sinus [80]
Patos Sinus [81]
Puget Sinus [82]
Rombaken Sinus [83]
Skelton Sinus [84]
Trold Sinus [85]
Tunu Sinus [86]
Wakasa Sinus [87]
Walvis Sinus [88]

Проливы[править | править код]

Пролив (лат. fretum) — узкий участок жидкости, соединяющий два больших резервуара. Они получили свои названия в честь героев произведений Айзека Азимова из цикла «Основание».

Русское название Латинское название Координаты Размер, км Происхождение названия #
Пролив Бейты Bayta Fretum 73°00′ с. ш. 311°12′ з. д. / 73° с. ш. 311,2° з. д. / 73; -311.2 (Пролив Бейты) 165 Бейта Дарелл — персонаж романа «Основание и Империя», жена торговца Трана Дарелла и бабушка Аркадии Дарелл. [89]
Пролив Хардина Hardin Fretum 57°18′ с. ш. 317°48′ з. д. / 57,3° с. ш. 317,8° з. д. / 57.3; -317.8 (Пролив Хардина) 246 Сальвор Хардин — персонаж романа «Основание», первый мэр планеты Терминус. [90]
Пролив Селдона Seldon Fretum 66°00′ с. ш. 316°36′ з. д. / 66° с. ш. 316,6° з. д. / 66; -316.6 (Пролив Селдона) 67 Гэри Селдон — главный герой основной трилогии, создатель вымышленной науки психоистории, первый министр Галактической Империи. [91]
Пролив Тревайза Trevize Fretum 74°24′ с. ш. 269°54′ з. д. / 74,4° с. ш. 269,9° з. д. / 74.4; -269.9 (Пролив Тревайза) 173 Голан Тревайз — герой романов «Кризис Основания» и «Основание и Земля», совета планеты Терминус. [92]

Карта северной полярной области Титана[править | править код]

PIA17655 crop Titan north polar seas and lakes.jpg

Море Кракена

Море Лигеи

Море Пунги

Озеро Цзинбо

Озеро
Больсена

Озеро
Ней

Озеро
Киву

Озеро
Маккай

Пролив Тревайз

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 варьирует — 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]

Подгруппа титана — Википедия

Подгруппа титана
Состав группы Титан, цирконий, гафний, резерфордий
Период открытия XVIII—XX вв.
Нахождение в природе нормальное
Реакционная способность средняя
Степень окисления для всех +4 (Ti, Zr, Hf и возможно Rf)
Нахождение группы в электронных блоках d-блок
Цвет Титан — серебристо-металлический
Цирконий — серебристо-белый
Гафний — серебристо-серый
Состояние (ст. усл.) Металлы
Средняя плотность 8,1 г/см³
Средний металлический радиус 150 нм
Средняя температура плавления 1919 °C
Средняя температура кипения 4099 °C
Токсичность низкая (кроме резерфордия)

Подгруппа титана — химические элементы 4-й группы периодической таблицы химических элементов (по устаревшей классификации — элементы побочной подгруппы IV группы)[1]. По номенклатуре ИЮПАК подгруппа титана содержит в себе титан, цирконий, гафний и резерфордий.

Первые три элемента данной подгруппы находятся в природе в заметных количествах. Они относятся к тугоплавким металлам. Последний представитель — резерфордий — радиоактивный элемент. У него нет стабильных изотопов. Его физические и химические свойства не изучены.

Химические свойства[править | править код]

40

Цирконий

4d25s2
72

Гафний

4f145d26s2
104

Резерфордий

5f146d27s2

Большинство химических свойств было изучено только для первых трёх элементов данной подгруппы. Химия резерфордия ещё недостаточно изучена для того, чтобы утверждать, что он в целом похож на элементы этой подгруппы. При воздействии кислорода происходит образование оксидной плёнки на поверхности металла. Диоксид титана, диоксид циркония и диоксид гафния являются твёрдыми кристаллическими веществами с высокой температурой плавления и инертностью по отношению к кислотам[2].

Как четырёхвалентные элементы образуют различные неорганические соединения, как правило в степени окисления +4. Были получены данные, говорящие об их устойчивости к щелочам. С галогенами образуют соответствующие тетрагалогениды с общей формулой MHal4 (где М: Ti, Zr и Hf). При более высоких температурах реагируют с кислородом, азотом, углеродом, бором, кремнием и серой. Вероятно из-за лантаноидного сжатия, гафний и цирконий имеют практически одинаковые ионные радиусы. Ионный радиус Zr+4 составляет 79 пм, а Hf+4 78 пм[2][3].

Сходство ионных радиусов приводит к образованию схожих по своим свойствам химических соединений[3]. Химия гафния настолько схожа с химией циркония, что их можно различить лишь по физическим свойствам. Основными различиями между двумя элементами следует считать температуру плавления и кипения и растворимость в растворителях[2].

Физические свойства[править | править код]

  • Брусок титана

  • Брусок гафния

  • Слитки гафния

Цирконий и титан были изучены в XVII веке, в то время как гафний был открыт только в 1923 году. На протяжении двухсот лет химикам не удавалось открыть новый элемент гафний, в то время как он присутствовал в качестве примеси почти во всех соединениях циркония в значительных количествах[4].

Вильям Грегор (англ.), Франц-Йозеф Мюллер фон Рейхенштейн (англ.) и Мартин Генрих Клапрот независимо друг от друга обнаружили титан в 1791 и 1795 гг. Клапрот назвал элемент титаном, в честь персонажей греческой мифологии[5]. Также Клапрот обнаружил цирконий в его минеральной форме: циркон, и назвал новый элемент Цирконердом. Существование гафния было предсказано великим русским химиком Д. И. Менделеевым в 1869 году. Генри Мозли посредством рентгеноспектрального анализа вычислил атомный номер гафния — он оказался равен 72. После обнаружения нового элемента Дирк Костер и Дьёрдь де Хевеши первыми принялись за поиски гафния в циркониевых рудах[6]. После его нахождения гафний был изучен двумя первооткрывателями в 1923 году для проверки предсказания Менделеева[7].

По сообщениям, резерфордий был открыт в 1966 году в объединённом институте ядерных исследований в Дубне. Для получения элемента ядра 242Pu бомбардировались ускоренными ядрами 22Ne. Элемент после бомбардировки отделялся с помощью градиентной термохроматографии после реакции с ZrCl4[8]:

242
94Pu + 22
10Ne → 264−x
104Rf → 264−x
104RfCl4

Производство данных металлов трудно в связи с их реакционной способностью. Образование нитридов, карбидов и оксидов не позволяет получать годные к применению металлы. Этого можно избежать, применяя процесс Кролла (англ.). Оксиды (MO2) реагируют с углём и хлором, образуя тетрахлориды металлов (MCl4). Затем соли реагируют с магнием, в результате чего получаются очищенные металлы и хлорид магния:

MO2 + C(кокс) + Cl2 → MCl4 + 2Mg → M + 2MgCl2

Дальнейшая очистка получается химическим переносом (англ.). В закрытой камере металл реагирует с иодом при температуре 500 °C, образуя иодид металла. Затем на вольфрамовой нити соль разогревается до 2000 °C для расщепления вещества на металл и иод[2][9]:

M+2I2→500∘CMI4{\displaystyle {\mathsf {M+2I_{2}{\xrightarrow {500^{\circ }C}}MI_{4}}}}
MI4→2000∘CM+2I2{\displaystyle {\mathsf {MI_{4}{\xrightarrow {2000^{\circ }C}}M+2I_{2}}}}

Нахождение в природе элементов данной группы уменьшается с увеличением атомной массы. Титан является седьмым по распространению элементов на Земле. Его распространенность примерно равна 6320 частей на миллион, в то время как у циркония 162, а у гафния всего 3[10].

Минералами титана являются анатаз и рутил, циркония — циркон, гафний может находиться в незначительном количестве в цирконе. Самыми большими странами-добытчиками являются Австралия, Северная Африка и Канада[11][12][13][14].

В организмах[править | править код]

Элементы данной группы не участвуют в биохимических процессах живых организмов[15]. Химические соединения с этими элементами в большинстве случаев нерастворимы. Титан является одним из немногих d-элементов с неясной биологической ролью в организме. Радиоактивность резерфордия делает его токсичным для живых организмов.

Титан и его сплавы находят своё применение там, где требуются коррозионная стойкость, тугоплавкость и легкость материала. Гафний и цирконий применяются в ядерных реакторах. Гафний имеет высокое сечение захвата тепловых нейтронов, в то время как цирконий — наоборот. Из-за этого свойства цирконий в виде сплавов применяется в качестве облицовки ядерных стержней (ТВЭЛ) в ядерных реакторах[16], в то время как гафний применяется в управляющих стержнях ядерного реактора[17][18].

Малые количества гафния[19] и циркония применяются в сплавах обоих элементов для улучшения их свойств[20].

Титан не является токсичным для человеческого организма в любых дозах[15]. Мелкодисперсный цирконий вызывает раздражение при попадании на кожу, при попадании в глаза может потребоваться медицинская помощь[21]. В США ПДК циркония в рабочих помещениях составляет 5 мг/м³, а короткосрочное содержание не более 10 мг/м³[22]. О токсикологических свойствах гафния известно немного[23].

  1. ↑ Таблица Менделеева Архивная копия от 17 мая 2008 на Wayback Machine на сайте ИЮПАК
  2. 1 2 3 4 Arnold F., Holleman. Lehrbuch der Anorganischen Chemie / Wiberg, Egon; Wiberg, Nils. — 91—100. — Берлин: Walter de Gruyter, 1985. — С. 1056—1057. — ISBN 3110075113.
  3. 1 2 Hafnium (англ.). Los Alamos National Laboratory (Last Updated: 12/15/2003). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 14 января 2001 года.
  4. Barksdale, Jelks. Titanium // The Encyclopedia of the Chemical Elements. — Illinois: Reinhold Book Corporation, 1968. — С. 732—738.
  5. Weeks, Mary Elvira. Some Eighteenth-Century Metals (англ.) // Журнал Chemical Education : статья. — 1932. — P. 1231–1243.
  6. Urbain, M. G. Sur les séries L du lutécium et de l’ytterbium et sur l’identification d’un celtium avec l’élément de nombre atomique 72 (фр.) // Журнал Comptes rendus : статья. — 1922. — Livr. 174. — P. 1347–1349.
  7. Coster, D. On the Missing Element of Atomic Number 72 (англ.) // Соавт.: Hevesy, G. Журнал Nature : статья. — 1923. — Iss. 111. — P. 79. — doi:10.1038/111079a0.
  8. Barber, R. C. Discovery of the transfermium elements. Part II: Introduction to discovery profiles. Part III: Discovery profiles of the transfermium elements (англ.) // Greenwood, N. N.; Hrynkiewicz, A. Z.; Jeannin, Y. P.; Lefort, M.; Sakai, M.; Ulehla, I.; Wapstra, A. P.; Wilkinson, D. H. Журнал Pure and Applied Chemistry : статья. — 1993. — Iss. 65. — No. 8. — P. 1757–1814. — doi:10.1351/pac199365081757.
  9. van Arkel, A. E.; de Boer, J. H. Darstellung von reinem Titanium-, Zirkonium-, Hafnium- und Thoriummetall (нем.) // Журнал Zeitschrift für anorganische und allgemeine Chemie : статья. — 1925. — H. 148. — Nr. 1. — S. 345–350. — doi:10.1002/zaac.19251480133.
  10. ↑ Abundance in Earth’s Crust (англ.) (недоступная ссылка). WebElements.com. Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 23 мая 2008 года.
  11. ↑ Dubbo Zirconia Project Fact Sheet (англ.) (PDF) (недоступная ссылка). Alkane Resources Limited (June 2007). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  12. ↑ Zirconium and Hafnium (англ.) (PDF) 192–193. US Geological Survey (January 2008). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  13. ↑ Minerals Yearbook Commodity Summaries 2009: Titanium (англ.) (PDF). US Geological Survey (May 2009). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  14. Gambogi, Joseph Titanium and Titanium dioxide Statistics and Information (англ.). US Geological Survey (January 2009). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  15. 1 2 Emsley, John. Titanium // Nature’s Building Blocks: An A-Z Guide to the Elements. — Oxford, England, UK: Oxford University Press, 2001. — С. 457–456. — ISBN 0198503407.
  16. Schemel, J. H. ASTM Manual on Zirconium and Hafnium. — ASTM International, 1977. — С. 1–5. — 96 с. — ISBN 9780803105058.
  17. Hedrick, James B. Hafnium (англ.) (PDF). United States Geological Survey. Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  18. ↑ Reactive Metals. Zirconium, Hafnium, and Titanium (англ.) // Industrial and Engineering Chemistry : статья. — 1961. — Iss. 53. — No. 2. — P. 97–104. — doi:10.1021/ie50614a019.
  19. Hebda, John Niobium alloys and high Temperature Applications (англ.) (PDF) (недоступная ссылка). CBMM (2001). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  20. Matthew J. Donachie, Stephen James Donachie. Superalloys. — ASTM International, 2002. — С. 235–236. — 439 с. — ISBN 9780871707499.
  21. ↑ International Chemical Safety Cards (англ.). International Labour Organization (October 2004). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  22. ↑ Zirconium Compounds (англ.). National Institute for Occupational Health and Safety (2007). Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 2 июля 2012 года.
  23. ↑ Occupational Safety & Health Administration: Hafnium (англ.) (недоступная ссылка). U.S. Department of Labor. Дата обращения 21 октября 2010. Архивировано 8 марта 2002 года.
  • Третьяков Ю. Д. и др. Неорганическая химия / Ред.: Белан Г. И. — Учебник для вузов в двух книгах. — М.: «Химия», 2001. — Т. 1. — 472 с. — (Химия элементов). — 1000 экз. — ISBN 5-7245-1213-0.
  • Голуб А. М. Общая и неорганическая химия = Загальна та неорганична хімiя. — Вища школа, 1971. — Т. 2. — 416 с. — 6700 экз.
  • Шека И. А., Карлышева К. Ф. Химия гафния. — Киев: «Наукова думка», 1973. — 451 с. — 1000 экз.
  • Гринвуд Н. Н., Эрншо А. Титан, цирконий, гафний // Химия элементов = Chemistry of the elements / Пер. с англ. ред. кол. — Учебное пособие. — М.: Бином. Лаборатория знаний, 2008. — Т. 2. — С. 293. — 607 с. — (Лучший зарубежный учебник. В 2-х томах). — 2000 экз. — ISBN 978-5-94774-373-9.

Прочность титана, плотность воды: инженеры создали «металлическую древесину»

В будущем можно будет создать крылья для самолетов, которые одновременно будут являться его аккумуляторными батареями. Клюшки для гольфа и крылья самолетов делают из титана, который прочнее стали, но вдвое легче. Эти свойства зависят от способа укладки атомов металла, но случайные дефекты, возникающие в процессе производства, означают, что эти материалы могут быть гораздо прочнее, но не будут.


Дерево из металла — возможно?


В новом исследовании, опубликованном в Nature Scientific Reports, исследователи из Школы инженерных и прикладных наук Университета Пенсильвании, Университета Иллинойса и Университета Кембриджа, сделали именно это. Они собрали лист никеля с наноразмерными порами, которые делают его таким же прочным, как титан, но в четыре-пять раз легче.

 

Пустое пространство пор и процесс самосборки делают пористый металл похожим на натуральный материал, такой как древесина.

 

И точно так же, как пористость древесного ствола выполняет биологическую функцию транспортировки энергии, пустое пространство в «металлической древесине» может быть наполнено другими материалами. Наполнение лесов анодными и катодными материалами позволит металлическому дереву служить двойной цели: быть крылом самолета или протезом ноги с аккумулятором.

 

Руководил исследованием Джеймс Пикуль, доцент кафедры машиностроения и прикладной механики в Пенсильванском университете.
Даже самые лучшие природные металлы имеют дефекты в расположении атомов, которые ограничивают их прочность. Блок из титана, где каждый атом был бы идеально выровнен со своими соседями, был бы в десять раз прочнее того, что можно произвести в настоящее время. Материаловеды пытались использовать это явление, применяя архитектурный подход, проектируя структуры с геометрическим контролем, необходимым для разблокировки механических свойств, которые возникают в наноразмерном масштабе, где дефекты оказывают сниженное воздействие.
Пикуль и его коллеги обязаны своим успехом природе.

 

«Причина, по которой мы называем это металлическим деревом, заключается не только в его плотности, которая равна плотности древесины, но и в клеточной природе», говорит Пикуль. «Ячеистые материалы являются пористыми; если посмотреть на деревянное зерно (типичный рисунок древесного ламината), что вы увидите? Более толстые и плотные части удерживают структуру, а более пористые части необходимы для поддержания биологических функций, вроде транспорта в клетку и из нее».

«Наша структура подобна»,- говорит он. «У нас есть области, которые являются толстыми и плотными, с прочными металлическими распорками, и области, которые являются пористыми, с воздушными зазорами. Мы просто работаем в масштабах длины, где прочность распорок приближается к теоретическому максимуму».

 

Распорки в металлической древесине имеют ширину около 10 нанометров, или 100 атомов никеля в поперечнике. Другие подходы включают использование технологий вроде трехмерной печати, для создания наноразмерных лесов с точностью до 100 нанометров, но медленный и кропотливый процесс трудно масштабировать до полезных размеров.

«Мы знали, что уменьшение размеров сделает вас сильнее на некоторое время, но люди не смогли сделать из этих прочных материалов достаточно большие структуры, чтобы можно было сделать что-то полезное. Большинство примеров, сделанных из прочных материалов, были размером с небольшую блоху, но с нашим подходом мы можем сделать образцы металлической древесины, которые в 400 раз больше».

Метод Пикуля начинается с крошечных пластиковых сфер диаметром в несколько сотен нанометров, подвешенных в воде. Когда вода медленно испаряется, сферы оседают и складываются, как пушечные ядра, образуя упорядоченный, кристаллический каркас. Используя гальванику, с помощью которой обыкновенно добавляют тонкий слой хрома к колпаку, ученые затем наполняют пластиковые сферы никелем. Как только никель оказывается на месте, пластиковые сферы растворяют, оставляя открытую сеть металлических распорок.

«Мы сделали фольгу из этого металлического дерева размером порядка квадратного сантиметра — грань игральной кости», говорит Пикуль. «Чтобы дать вам представление о масштабе, скажу, что в одном куске такого размера около 1 миллиарда никелевых распорок».

Поскольку получившийся материал на 70% состоит из пустого пространства, плотность металлической древесины на основе никеля крайне низка по отношению к ее прочности. При плотности, равной плотности воды, кирпич такого материала будет плавать.

 

Следующей задачей команды будет воспроизведение этого производственного процесса в коммерческих масштабах. В отличие от титана, ни один из задействованных материалов не является особенно редким или дорогим сам по себе, но инфраструктура, необходимая для работы в наномасштабах, в настоящее время ограничена. Как только она будет развита, экономия за счет масштаба позволит сделать производство значительного количества металлической древесины быстрее и дешевле.

Как только исследователи смогут производить образцы своей металлической древесины в больших размерах, они смогут подвергнуть их более масштабным испытаниям. Например, очень важно лучше понять их свойства при растяжении.

В настоящее время пока не известны все свойства изобретения. Ученые не знают, что будет происходить при изгибе крупных деталей. Будут ли они изгибаться как сталь или, может быть, будут ломаться как стекло. Команда исследователей уже работает над созданием образца в макромасштабе для дальнейшего изучения его свойств.

Очевидно, что материал с такими характеристиками будет востребован во всех сферах жизни. Особенно в авиации, где особую роль играет легкость и прочность элементов конструкции.

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.

Новости о науке, технике, вооружении и технологиях.

Подпишитесь и будете получать свежий дайджест лучших статей за неделю!

Email*

Подписаться

Отправить ответ

avatar
  Подписаться  
Уведомление о