Atmosfære af Titan

Titans atmosfære  er en skal af gas omkring den naturlige satellit på planeten Saturn Titan . Dette himmellegeme er den eneste naturlige satellit i solsystemet med en atmosfære , der er større i masse end Jordens atmosfære og tæt på den i kemisk sammensætning .

Tilstedeværelsen af ​​Titans atmosfære blev bestemt i 1944 af Gerard Kuiper baseret på spektrale målinger.

Nøglefunktioner

Titans atmosfære er omkring 400 km tyk og indeholder flere lag af kulbrinte- "smog", hvilket gør Titan til den eneste satellit i solsystemet, hvis overflade ikke kan observeres i det optiske område. Smog er også årsagen til anti-drivhuseffekten , som er unik for solsystemet , som fører til et fald i satellittens overfladetemperatur med 9 °C [1] . Men på grund af den massive atmosfære med en betydelig mængde kulbrinter har Titan en betydelig drivhuseffekt , som blandt solsystemets planeter med en fast overflade kun observeres i Venus - drivhuseffektens indflydelse fører til en stigning i overfladetemperatur med 20 °C, og daglige og sæsonbestemte temperaturændringer overstiger ikke 2 °C [1] . Udligningen af ​​vejrforhold i forskellige områder af satellitten sker hovedsageligt på grund af atmosfærisk varmeoverførsel, overfladetemperaturen er omkring -179 ° C (94 K).

Da tyngdekraften på Titan er cirka en syvendedel af jordens, for at skabe et tryk på 1,5 atm, skal massen af ​​Titans atmosfære være en størrelsesorden større end jordens [2] . På grund af den lave temperatur nær overfladen af ​​satellitten er tætheden af ​​Titans atmosfære fire gange større end jordens.

Struktur

Titans lavere atmosfære er ligesom på Jorden opdelt i troposfæren og stratosfæren . I troposfæren falder temperaturen med højden, fra 94 K ved overfladen til 70 K i en højde af 35 km (på Jorden ender troposfæren i en højde af 10-12 km). En omfattende tropopause strækker sig op til en højde på 50 km , hvor temperaturen forbliver næsten konstant. Og så begynder temperaturen at stige. Sådanne temperaturinversioner forhindrer udviklingen af ​​lodrette luftbevægelser. De opstår normalt på grund af den kombinerede virkning af to faktorer - luftopvarmning fra under overfladen og opvarmning ovenfra på grund af absorption af solstråling. I jordens atmosfære observeres temperaturinversion i højder på omkring 50 km ( stratopause ) og 80-90 km ( mesopause ). På Titan stiger temperaturen støt op til mindst 150 km. Men i højder over 500 km opdagede Huygens uventet en hel række af temperaturinversioner, som hver bestemmer et separat lag af atmosfæren . Deres oprindelse er stadig uklar.

Ifølge Cassini cirkulerer den nederste del af Titans atmosfære, såvel som Venus-atmosfæren , meget hurtigere end overfladen, hvilket repræsenterer en enkelt kraftig permanent orkan . Men ifølge landerens målinger var vinden på Titans overflade meget svag (0,3 m/s), i lave højder ændrede vindens retning [3] .

I højder over 10 km blæser der konstant vind i Titans atmosfære. Deres retning falder sammen med satellittens rotationsretning, og hastigheden stiger med højden fra flere meter i sekundet i en højde på 10-30 km til 30 m/s i en højde på 50-60 km. I højder på mere end 120 km finder stærk atmosfærisk turbulens sted  - dens tegn blev bemærket tilbage i 1980-1981 , da Voyager - rumfartøjet fløj gennem Saturn-systemet . Overraskelsen var dog, at der i en højde på omkring 80 km i Titans atmosfære blev registreret en stilhed - hverken vinde, der blæser under 60 km, eller turbulente bevægelser observeret dobbelt så højt, trænger ind her. Årsagerne til denne mærkelige falmning af bevægelser er endnu ikke blevet forklaret.

Titan modtager for lidt solenergi til at sikre dynamikken i atmosfæriske processer. Mest sandsynligt er energien til at flytte atmosfæriske masser leveret af Saturns kraftige tidevandseffekter, som er 400 gange stærkere end tidevandet forårsaget af Månen på Jorden. Til fordel for antagelsen om vindenes tidevandskarakter er den breddegradsplacering af klitryggene, som er udbredt på Titan (ifølge radarundersøgelser).

Atmosfæren som helhed er 98,6% nitrogen , og i det overfladenære lag falder dets indhold til 95%. Titan og Jorden er således de eneste kroppe i solsystemet, der har en tæt atmosfære med et overvejende nitrogenindhold ( Triton og Pluto har også forsælnede nitrogenatmosfærer ). Metan udgør 1,6 % af atmosfæren som helhed og 5 % i overfladelaget; der er også spor af ethan , diacetylen , methylacetylen , cyanoacetylen , acetylen , propan , kuldioxid , kulilte , cyan , helium . Kulbrinter giver atmosfæren en orange farve (især er dette himlens farve set fra overfladen). I 2014 fandt forskerne ud af, at den orange farve i Titans atmosfære giver en blanding af kulbrinter og nitriler [4] . En af kilderne til metan kan være vulkansk aktivitet.

I den øvre atmosfære danner metan og nitrogen under påvirkning af ultraviolet solstråling komplekse kulbrinteforbindelser. Nogle af dem indeholder ifølge Cassini massespektrometeret mindst 7 carbonatomer. Derudover har Titan ikke en magnetosfære og udsætter til tider uden for Saturns magnetosfære de øverste lag af sin atmosfære for solvinden .

Den tykke atmosfære holder det meste af sollys ude. Huygens-landeren kunne ikke registrere direkte sollys under sin atmosfæriske nedstigning. Tidligere blev det antaget, at atmosfæren under 60 km er næsten gennemsigtig, men en gul dis er til stede i alle højder. Tætheden af ​​disen gjorde det muligt at fotografere overfladen, når sonden faldt under 40 km, men dagslyset på Titan minder om terrestrisk tusmørke. Saturn kan sandsynligvis heller ikke ses fra Titans overflade.

En af overraskelserne var eksistensen på Titan af det nederste lag af ionosfæren , der ligger mellem 40 og 140 km (maksimal elektrisk ledningsevne i en højde af 60 km).

Overskyethed og metanudfældning

Nær overfladen er temperaturen omkring 94 K (−179 °C). Ved denne temperatur kan vandis ikke fordampe og opfører sig som fast sten, og atmosfæren er meget tør. Denne temperatur er dog tæt på metans tredobbelte punkt .

Metan kondenserer til skyer i en højde af flere titusinder kilometer. Ifølge de data, Huygens har opnået, stiger den relative luftfugtighed af metan fra 45 % ved overfladen til 100 % i en højde af 8 km (mens den samlede mængde af metan tværtimod falder). I en højde af 8-16 km strækker sig et meget sjældent lag af skyer, bestående af en blanding af flydende metan med nitrogen, og dækker halvdelen af ​​satellittens overflade. Svagt støvregn falder konstant fra disse skyer til overfladen, kompenseret af fordampning (svarende til den hydrologiske cyklus på Jorden). Over 16 km, adskilt af et mellemrum, ligger et fortærnet skylag af metan-iskrystaller.

Der er en anden form for uklarhed, opdaget tilbage i 1990'erne på billeder fra Hubble -teleskopet . Fotografier taget fra Cassini-brættet såvel som fra jordbaserede observatorier viste tilstedeværelsen af ​​skyer nær Titans sydpol. Disse er kraftige metanregnskyer , tydeligt synlige på baggrund af overfladen, som hurtigt bevæger sig og ændrer form under påvirkning af vinden. De dækker normalt et relativt lille område (mindre end 1% af disken) og spreder sig over en tid i størrelsesordenen en jorddag. De regnskyl, der forårsages af dem, skal være meget intense og ledsaget af orkanvinde. Regndråber når ifølge beregninger en diameter på 1 cm. Men på trods af, at der kan falde op til 25 cm metan på få timer, er den samlede nedbør i gennemsnit flere cm pr. jordår, hvilket svarer til klimaet for de tørreste jordens ørkener.

I september 1995, nær ækvator og i oktober 2004, blev enorme skyer med et areal på op til 10% af skiven observeret nær sydpolen. Tidspunktet for deres udseende svarer til perioden med maksimal isolation i disse regioner, hvilket fører til udseendet af stigende strømme i atmosfæren. I 2004 begyndte der at dukke skyer ud i bredden i området 40° sydlig bredde, hvor der også opstår opstrømninger, når efteråret nærmer sig.

Skyernes spektrum adskiller sig mod forventning fra spektret af metan. Dette kan forklares med iblanding af andre stoffer (primært ethan), samt ved overmætning af troposfærens øverste lag med metan, hvilket fører til dannelsen af ​​meget store dråber.

Også højtliggende cirrusskyer blev registreret i atmosfæren [5] .

Sammenligning med Jordens atmosfære

Tilstedeværelsen i Titans atmosfære af en stor mængde nitrogen (~95%) og kulbrinter (~4%) burde have været karakteristisk for den tidlige Jords atmosfære, før dens kemiske sammensætning blev ændret af solstråling, og før den blev mættet med oxygen af ​​repræsentanter af floraen i processen med fotosyntese . Fraværet af kuldioxid i Titans atmosfære skyldes den lave overfladetemperatur på -179 °C, hvor denne gas er i fast krystallinsk tilstand på overfladen.

Moderne begreber om oprindelse og evolution

Eksistensen af ​​Titans atmosfære forblev et mysterium i lang tid, fordi de naturlige satellitter på planeten Jupiter , Ganymede og Callisto , som er tæt på deres parametre, praktisk talt er blottet for det. Idéer om måderne til dannelsen og udviklingen af ​​Titans atmosfære dukkede kun op i de sidste 20-30 år efter forskning ved hjælp af Pioneer-11 , Voyager-1 , Voyager-2 og Cassini AMS , såvel som med hjælp fra orbitale observatorier og jordbaserede teleskoper udstyret med adaptiv optik .

Funktioner ved fysiske forhold

Da Saturns kredsløb er meget længere fra Solen sammenlignet med Jorden , er mængden af ​​modtaget solstråling og intensiteten af ​​solvinden ikke stor nok til, at kemiske grundstoffer og forbindelser , der forbliver gasformige under jordplaneternes betingelser at antage en aggregatform som en væske eller blive et fast stof. Lavere gastemperaturer bidrager også til dens bevarelse omkring himmellegemer selv med lav tyngdekraft, hvilket forklares af molekylernes lavere hastighed [6] . Titans overfladetemperatur er også ret lav - 90  K [7] [8] . Således er massefraktionen af stoffer, der kan blive bestanddele af atmosfæren, meget højere på Titan sammenlignet med Jorden. Faktisk viser moderne undersøgelser, at kun 70% af den samlede masse af denne satellit er silikatsten , de resterende komponenter er repræsenteret af forskellige typer vandis og ammoniakhydrater [9] . Ammoniak , som menes at være kilden til Titans nitrogenatmosfære, kan udgøre op til 8% af den samlede masse af ammoniakhydrat [10] . Ifølge moderne modeller er satellittens indre struktur højst sandsynligt lagdelt og omfatter et hav under overfladen med en opløsning af ammoniumhydroxid (se ammoniak ), som er begrænset ovenfra af et overfladelag af krystallinsk vandis af typen is I c . Overfladelaget indeholder også en stor mængde fri ammoniak [10] . Aktiviteten af ​​det latente væskelag af kryomanti manifesterer sig i form af kryovulkanisme .

Estimater af den atmosfæriske tabsrate og dens mekanisme

Grundlæggende skyldes tabet af atmosfæren satellittens lave tyngdekraft , samt påvirkning af solvinden og fotolyse ved ioniserende stråling [11] [12] . Moderne estimater af tabet af Titans atmosfære sammenlignet med dens oprindelige karakteristika er baseret på analysen af ​​forholdet mellem nitrogenisotoper 14 N / 15 N. Den lettere nitrogenisotop 14 N skulle tabes hurtigere under påvirkning af opvarmning og ionisering ved stråling. Da forholdet 14 N/ 15 N på dannelsesstadiet af Titan fra en protoplanetarisk sky ikke er velkendt, viser moderne undersøgelser et 1,5-100 gange fald i massen af ​​atmosfærisk N 2 sammenlignet med den oprindelige. Samtidig er det kun sikkert, at siden begyndelsen af ​​eksistensen af ​​Titans atmosfære er dens masse som følge af tab i rummet faldet med mindst 1,5 gange [11] . Da nitrogen udgør 98 % af Titans moderne atmosfære, indikerer analyse af isotopforholdet, at det meste af dens atmosfære gik tabt under denne satellits eksistens [13] .

På den anden side forbliver det atmosfæriske tryk på overfladen af ​​satellitten nu højt og beløber sig til 1,5 atm , og Titans geologiske sammensætning antyder betydelige reserver til at genopbygge gastab [8] . Separate undersøgelser indikerer, at alle større atmosfæriske tab kunne forekomme i de første 50 millioner år efter begyndelsen af ​​termonukleære reaktioner på Solen , og senere ændringer i atmosfæriske parametre var ubetydelige [12] .

Sammenligning af Titan med Ganymedes og Callisto

De naturlige satellitter på planeten Jupiter Ganymedes og Callisto er tæt på Titans størrelse, og det menes, at deres indre struktur også burde være ens på grund af disse satellitters omtrent lige gennemsnitlige tæthed. Jupiters måner har dog ikke nogen betydelig gaskappe. Eksisterende forklaringer på denne kendsgerning er baseret på disse objekters forskellige positioner i solsystemet og på forskelle i deres centrale planeters hovedkarakteristika.

Der er to forklaringer på forekomsten af ​​nitrogen i Titans oprindelige atmosfære: den første forklaring er baseret på antagelsen om den gradvise frigivelse af ammoniak, efterfulgt af dens fotolyse ; den anden antager fraværet af rollen som fotolyseprocessen og tilførslen af ​​kemisk frit nitrogen bundet i clathrates fra accretion disken . Som analysen af ​​målingerne af Huygens nedstigningskøretøj viste , kunne den sidste måde til dannelsen af ​​protoatmosfæren ikke spille en afgørende rolle på grund af den lille mængde argon , som var til stede i den protoplanetariske sky, men ikke blev opdaget i samme procentdel i Titans moderne atmosfære [14] . Den utilstrækkelige koncentration af 36 Ar og 38 Ar indikerer også, at temperaturen af ​​den protoplanetariske sky i proto-Saturn-formationsregionen var højere end den temperatur på ~40 K, der kræves til argonbinding i clathrates. Faktisk kunne denne region være endnu varmere end 75 K, hvilket begrænsede den kemiske binding af ammoniak i hydrater [15] . Temperaturen i dannelsesregionen af ​​proto-Jupiter skulle have været endnu højere på grund af afstanden dobbelt så tæt på Solen og den større masse af den dannede planet, hvilket for alvor reducerede mængden af ​​ammoniak fra tilvækstskiven til Ganymedes og Callisto. Deres nitrogenholdige proto -atmosfære var for tynd og havde ikke tilstrækkelige geologiske reserver til at kompensere for nitrogentab [15] .

En alternativ forklaring er, at kollisioner med kometerne Callisto og Ganymedes frigiver mere energi på grund af Jupiters stærkere gravitationsfelt end Saturns. Disse sammenstød kan føre til betydelige massetab af protoatmosfærerne i Jupiters store satellitter, og i Titans tilfælde tværtimod genopfylde den med en ny forsyning af flygtige stoffer. Men i Titans atmosfære er forholdet mellem hydrogenisotoper 2 H / 1 H (2,3 ± 0,5)⋅10 −4 , hvilket er cirka 1,5 gange mindre end den typiske værdi for kometer [13] [14] . Denne forskel antyder, at kometnedslag måske ikke har været hovedkilden til materiale i dannelsen af ​​Titans protoatmosfære .

Magnetosfære og atmosfære

Titan har ikke vist sig at have sit eget magnetfelt [16] . Dens afstand fra den centrale planet er 20,3 Saturn -radier . Det betyder, at Titan under sin orbitale bevægelse fra tid til anden befinder sig i magnetosfæren på planeten Saturn. Saturns omdrejningsperiode omkring dens akse er 10,7 timer, og Titans omdrejningsperiode omkring den centrale planet er 15,95 dage. Derfor har enhver ladet partikel i Saturns magnetfelt en relativ hastighed på omkring 100 km/s , når den kolliderer med Titan [16] . Sammen med beskyttelse mod solvinden kan Saturns magnetosfære således være årsag til yderligere atmosfæriske tab [17] .

Noter

1. ↑ 12 C.P. _ McKay, A. Coustenis, RE Samuelson, MT Lemmon, RD Lorenz, M. Cabane, P. Rannou, P. Drossart. Fysiske egenskaber af de organiske aerosoler og skyer på Titan  (engelsk)  // Planetary and Space Science . - Elsevier, 2001. - Nej. 49 . - S. 79-99 .
2. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. "Systemer af Jupiter og Saturn: Formation, sammensætning og indre struktur af store satellitter", forlaget URSS, 2009 . Hentet 31. december 2009. Arkiveret fra originalen 18. juli 2013. (ubestemt)
3. ↑ Hvordan vinden blæser på Titan Arkiveret 10. december 2008. på freescince.narod.ru
4. ↑ Forskere knækker opskriften på Titans atmosfære . Dato for adgang: 16. juni 2014. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016. (ubestemt)
5. ↑ Cirrusskyer registreret på Titan  (utilgængeligt link)  - Compulenta
6. ↑ P. A. Bland et al . Sporelementbærerfaser i primitiv kondritmatrix: implikationer for fraktionering af flygtige grundstoffer i det indre solsystem //  Lunar and Planetary Science: tidsskrift. - 2005. - Bd. XXXVI . - S. 1841 .  
7. ↑ FM Flasar et al . Titans atmosfæriske temperaturer, vinde og sammensætning  (engelsk)  // Science : journal. - 2005. - Bd. 308 , nr. 5724 . - S. 975-978 . - doi : 10.1126/science.1111150 . — PMID 15894528 .
8. ↑ 1 2 G. Lindal et al . Titans atmosfære: En analyse af Voyager 1-radiookkultationsmålingerne  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1983. - Vol. 53 . - S. 348-363 . - doi : 10.1016/0019-1035(83)90155-0 .
9. ↑ G. Tobie, JI Lunine, C. Sotin. Episodisk afgasning som oprindelsen af ​​atmosfærisk metan på Titan  (engelsk)  // Nature : journal. - 2006. - Bd. 440 , nr. 7080 . - S. 61-64 . - doi : 10.1038/nature04497 . — PMID 16511489 .
10. ↑ 1 2 G. Tobie et al . Titans indre struktur udledt af en koblet termisk-orbital model  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 . - S. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 .
11. ↑ 1 2 J. H. Waite (Jr) et al . Ion neutral massespektrometer resultater fra den første forbiflyvning af Titan  //  Science : journal. - 2005. - Bd. 308 , nr. 5724 . - s. 982-986 . - doi : 10.1126/science.1110652 . — PMID 15890873 .
12. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, HK Biernat. Solpartiklernes og strålingsmiljøets indflydelse på Titans atmosfæreudvikling  //  Advances in Space Research  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 36 . - S. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
13. ↑ 1 2 A. Coustenis. Dannelse og udvikling af Titan's Atmosphere  (engelsk)  // Space Science Reviews  : tidsskrift. - Springer , 2005. - Vol. 116 . - S. 171-184 . - doi : 10.1007/s11214-005-1954-2 .
14. ↑ 1 2 H. B. Niemann et al . Overflod af bestanddele af Titans atmosfære fra GCMS-instrumentet på Huygens-sonden  //  Nature : journal. - 2005. - Bd. 438 , nr. 7069 . - s. 779-784 . - doi : 10.1038/nature04122 . — PMID 16319830 .
15. ↑ 1 2 T. C. Owen, H. Niemann, S. Atreya, MY Zolotov. Mellem himmel og jord: udforskningen af ​​Titan   // Faraday- diskussioner  : journal. - 2006. - Bd. 133 . - s. 387-391 . - doi : 10.1039/b517174a .
16. ↑ 1 2 H. Backes et al . Titans magnetfeltsignatur under det første Cassini-møde  //  Science : journal. - 2005. - Bd. 308 , nr. 5724 . - S. 992-995 . - doi : 10.1126/science.1109763 . — PMID 15890875 .
17. ↑ DG Mitchell et al . Energiske neutrale atomemissioner fra Titans interaktion med Saturns magnetosfære  (engelsk)  // Science : journal. - 2005. - Bd. 308 , nr. 5724 . - S. 989-992 . - doi : 10.1126/science.1109805 . — PMID 15890874 .