A Titán atmoszférája

A Titán légköre  egy gázhéj a Szaturnusz Titán bolygó természetes műholdja körül . Ez az égitest az egyetlen természetes műhold a Naprendszerben , amelynek légköre tömege nagyobb, mint a Föld légköre , kémiai összetétele pedig közel áll hozzá .

A Titán légkörének jelenlétét 1944-ben Gerard Kuiper határozta meg spektrális mérések alapján.

Főbb jellemzők

A Titán atmoszférája körülbelül 400 km vastag, és több réteg szénhidrogén „szmogot” tartalmaz, így a Titán az egyetlen olyan műhold a Naprendszerben, amelynek felszíne nem figyelhető meg az optikai tartományban. A szmog okozza a Naprendszerben egyedülálló üvegházhatás-ellenes hatást is, amely a műhold felszíni hőmérsékletének 9 °C-os csökkenéséhez vezet [1] . A jelentős mennyiségű szénhidrogént tartalmazó masszív atmoszféra miatt azonban a Titán jelentős üvegházhatást fejt ki , amely a Naprendszer szilárd felületű bolygói közül csak a Vénuszban figyelhető meg - az üvegházhatás hatása az üvegházhatás növekedéséhez vezet. felszíni hőmérséklet 20 °C-kal, a napi és az évszakos hőmérsékletváltozás pedig nem haladja meg a 2 °C -ot [1] . Az időjárási viszonyok kiegyenlítése a műhold különböző régióiban elsősorban a légköri hőátadásnak köszönhető, a felszíni hőmérséklet körülbelül –179 ° C (94 K).

Mivel a Titán gravitációs ereje hozzávetőlegesen a földi gravitációs erő egyhetede, 1,5 atm nyomás létrehozásához a Titán légkörének tömegének egy nagyságrenddel nagyobbnak kell lennie, mint a földé [2] . A műhold felszínéhez közeli alacsony hőmérséklet miatt a Titán légkörének sűrűsége négyszer nagyobb, mint a Földé.

Szerkezet

A Titán alsó légköre a Földhöz hasonlóan troposzférára és sztratoszférára oszlik . A troposzférában a hőmérséklet a magassággal csökken, a felszíni 94 K-ről 35 km-es magasságban 70 K-re (a Földön a troposzféra 10-12 km magasságban ér véget). Egy kiterjedt tropopauza egészen 50 km -es magasságig terjed , ahol a hőmérséklet szinte állandó marad. És akkor a hőmérséklet emelkedni kezd. Az ilyen hőmérséklet-inverziók megakadályozzák a függőleges légmozgások kialakulását. Általában két tényező együttes hatása miatt keletkeznek - a levegő felmelegedése a felszín alól és a felülről a napsugárzás elnyelése miatt. A Föld légkörében a hőmérséklet inverziója körülbelül 50 km-es ( sztratopauza ) és 80-90 km-es ( mezopauza ) magasságban figyelhető meg . A Titánon a hőmérséklet folyamatosan emelkedik legalább 150 km-ig. 500 km feletti magasságban azonban Huygens váratlanul egy egész sor hőmérsékleti inverziót fedezett fel, amelyek mindegyike a légkör egy külön rétegét határozza meg . Eredetük máig tisztázatlan.

Cassini szerint a Titán légkörének alsó része, valamint a Vénusz légköre sokkal gyorsabban kering, mint a felszín, egyetlen erős, állandó hurrikánt képviselve . A leszállóegység mérései szerint azonban a Titán felszínén nagyon gyenge volt a szél (0,3 m/s), alacsony magasságban a szél iránya megváltozott [3] .

10 km feletti magasságban folyamatosan fúj a szél a Titán légkörében. Irányuk egybeesik a műhold forgási irányával, és a sebesség a magassággal növekszik 10-30 km magasságban másodpercenként több méterről 50-60 km magasságban 30 m/s-ra. Több mint 120 km-es magasságban erős légköri turbulencia zajlik - ennek jeleit már 1980-1981 -  ben észlelték , amikor a Voyager űrszonda átrepült a Szaturnusz rendszeren . A meglepetés azonban az volt, hogy a Titán légkörében körülbelül 80 km-es magasságban nyugalmat regisztráltak - sem a 60 km alatt fújó szelek, sem a kétszer olyan magasan megfigyelt turbulens mozgások nem hatolnak be ide. A mozgások e furcsa elhalványulásának okait még nem magyarázták meg.

A Titán túl kevés napenergiát kap ahhoz, hogy biztosítsa a légköri folyamatok dinamikáját. Valószínűleg a légköri tömegek mozgatásához szükséges energiát a Szaturnusz erőteljes árapály-hatásai biztosítják, amelyek 400-szor erősebbek, mint a Hold okozta árapályok a Földön. A szelek árapály jellegének feltételezése mellett szól a Titánon elterjedt dűnegerincek szélességi elhelyezkedése (radarvizsgálatok szerint).

A légkör 98,6%-a nitrogén , a felszínhez közeli rétegben pedig 95%-ra csökken. Így a Titán és a Föld az egyetlen olyan test a Naprendszerben, amelynek sűrű légköre túlnyomórészt nitrogéntartalommal rendelkezik (a Triton és a Plútó is ritka nitrogénatmoszférával rendelkezik ). A metán a légkör egészének 1,6%-át, a felszíni rétegben pedig 5%-át teszi ki ; nyomokban etán , diacetilén , metil -acetilén , cianoacetilén , acetilén , propán , szén-dioxid , szén-monoxid , cián , hélium is található . A szénhidrogének narancssárga színt adnak a légkörnek (különösen ez az ég színe a felszínről nézve). 2014-ben a tudósok megállapították, hogy a Titán légkörének narancssárga színe szénhidrogének és nitrilek keverékét adja [4] . A metán egyik forrása lehet a vulkáni tevékenység.

A felső légkörben ultraibolya napsugárzás hatására a metán és a nitrogén összetett szénhidrogén vegyületeket képez. Némelyikük a Cassini tömegspektrométer szerint legalább 7 szénatomot tartalmaz. Ezenkívül a Titánnak nincs magnetoszférája , és időnként a Szaturnusz magnetoszféráján kívül a légkör felső rétegeit a napszél hatásának teszi ki .

A sűrű légkör távol tartja a napfény nagy részét. A Huygens leszállóegység nem észlelte a közvetlen napfényt a légköri süllyedés során. Korábban azt feltételezték, hogy a légkör 60 km alatt szinte átlátszó, de sárga köd minden magasságban jelen van. A köd sűrűsége lehetővé tette a felszín fényképezését, amikor a szonda 40 km alá ereszkedett, de a Titán nappali fénye a földi szürkületre emlékeztet. A Szaturnusz valószínűleg nem is látható a Titán felszínéről.

Az egyik meglepetés az volt, hogy a Titánon az ionoszféra alsó rétege 40 és 140 km között terül el (maximális elektromos vezetőképesség 60 km magasságban).

Felhősödés és metáncsapadék

A felszín közelében a hőmérséklet körülbelül 94 K (−179 °C). Ezen a hőmérsékleten a vízjég nem tud elpárologni, szilárd kőzetként viselkedik, a légkör pedig nagyon száraz. Ez a hőmérséklet azonban közel van a metán hármaspontjához .

A metán több tíz kilométeres magasságban felhőkké kondenzálódik. A Huygens által nyert adatok szerint a metán relatív páratartalma a felszínen 45%-ról 8 km-es magasságban 100%-ra emelkedik (miközben a metán teljes mennyisége éppen ellenkezőleg csökken). 8-16 km-es magasságban a műhold felszínének felét beborító, folyékony metán és nitrogén keverékéből álló, igen ritka felhőréteg húzódik. Ezekből a felhőkből folyamatosan gyenge szitálás hull a felszínre, amit párolgás kompenzál (hasonlóan a Föld hidrológiai ciklusához ). 16 km felett egy réssel elválasztva metánjégkristályokból álló ritka felhőréteg terül el.

Létezik egy másik típusú felhőzet is, amelyet az 1990-es években fedeztek fel a Hubble -teleszkóp felvételein . A Cassini tábláról, valamint a földi obszervatóriumokról készült fényképek felhők jelenlétét mutatták a Titán déli pólusának közelében. Ezek erős metánesőfelhők , jól láthatóak a felszín hátterében, gyorsan mozognak és változtatják alakjukat a szél hatására. Általában viszonylag kis területet fednek le (a korong kevesebb, mint 1%-át), és egy földi nap nagyságrendjében egy idő alatt eloszlanak. Az általuk okozott felhőszakadások bizonyára nagyon hevesek és orkán erejű széllel járnak. Az esőcseppek a számítások szerint elérik az 1 cm átmérőt, de annak ellenére, hogy néhány óra alatt akár 25 cm metán is lehullhat, az összes csapadék átlagosan több cm földévenként, ami megfelel a legszárazabb éghajlatnak. földi sivatagok.

1995 szeptemberében az Egyenlítő közelében és 2004 októberében a déli pólus közelében hatalmas felhőket figyeltek meg, amelyek területe a korong 10%-a. Megjelenésük ideje megfelel a maximális besugárzás időszakának ezekben a régiókban, ami a légkörben felszálló áramlatok megjelenéséhez vezet. 2004-ben a déli szélesség 40°-án kezdtek megjelenni a szélességi irányban húzódó felhők, ahol az ősz közeledtével felfelé ívelő hullámok is megjelennek.

A felhők spektruma a várakozásokkal ellentétben eltér a metán spektrumától. Ez más anyagok (elsősorban etán) keveredésével magyarázható, valamint a troposzféra felső rétegeinek metánnal való túltelítettségével, ami nagyon nagy cseppek képződéséhez vezet.

A légkörben magaslati pehelyfelhőket is regisztráltak [5] .

Összehasonlítás a Föld légkörével

A nagy mennyiségű nitrogén (~95%) és szénhidrogének (~4%) jelenléte a Titán légkörében a korai Föld légkörére kellett volna jellemző, mielőtt kémiai összetételét a napsugárzás megváltoztatta volna, és mielőtt a képviselők oxigénnel telítették volna. a flóra a fotoszintézis folyamatában . A szén-dioxid hiánya a Titán légkörében az alacsony –179 °C-os felületi hőmérsékletnek köszönhető, amelynél ez a gáz szilárd kristályos állapotban van a felszínen.

Az eredet és az evolúció modern fogalmai

A Titán atmoszférájának létezése sokáig rejtély maradt, mert a paramétereikben közel álló Jupiter bolygó természetes műholdai, Ganümédész és Kallisztó gyakorlatilag hiányzik belőle. A Titán légkörének kialakulásának és fejlődésének módjairól csak az elmúlt 20-30 évben jelentek meg ötletek a Pioneer-11 , Voyager-1 , Voyager-2 és Cassini AMS segítségével végzett kutatások után , valamint a orbitális obszervatóriumok és adaptív optikával felszerelt földi teleszkópok segítségével .

A fizikai feltételek jellemzői

Mivel a Szaturnusz pályája sokkal távolabb van a Naptól a Földhöz képest, a kapott napsugárzás mennyisége és a napszél intenzitása nem elég nagy ahhoz, hogy a földi bolygók körülményei között gáz halmazállapotú kémiai elemek és vegyületek hajlamosak legyenek. aggregátumot felvenni folyékony vagy szilárd halmazállapotúvá. Az alacsonyabb gázhőmérséklet is hozzájárul ahhoz, hogy alacsony gravitáció mellett is megmaradjon az égitestek körül , ami a molekulák kisebb sebességével magyarázható [6] . A Titán felszíni hőmérséklete is meglehetősen alacsony - 90  K [7] [8] . Így a légkör összetevőivé váló anyagok tömeghányada Valójában a modern tanulmányok azt mutatják, hogy ennek a műholdnak a teljes tömegének csak 70%-a szilikátkőzet, a fennmaradó komponenseket különböző típusú vízjégek és ammónia - hidrátok képviselik [9] . Az ammónia , amelyről úgy gondolják, hogy a Titán nitrogénatmoszférájának forrása, az ammónia-hidrát teljes tömegének 8%-át teheti ki [10] . A modern modellek szerint a műhold belső szerkezete nagy valószínűséggel rétegzett , és egy felszín alatti óceánt foglal magában ammónium-hidroxid oldattal (lásd ammónia ), amelyet felülről a jég I c típusú kristályos vízjég felületi rétege határol. . A felületi réteg nagy mennyiségű szabad ammóniát is tartalmaz [10] . A kriománia látens folyékony rétegének aktivitása kriovulkanizmus formájában nyilvánul meg .

A légköri veszteség mértékének és mechanizmusának becslései

A légkör elvesztése alapvetően a műhold alacsony gravitációs szintjének , valamint a napszél hatásának és az ionizáló sugárzás fotolízisének köszönhető [11] [12] . A Titán légkörének eredeti jellemzőihez viszonyított veszteségére vonatkozó modern becslések a 14 N / 15 N nitrogénizotópok arányának elemzésén alapulnak. A 14 N könnyebb nitrogénizotópnak gyorsabban kell elvesznie melegítés és sugárzás általi ionizáció hatására. Mivel a 14 N/ 15 N arány a Titán protoplanetáris felhőből való képződésének szakaszában nem jól ismert, a modern tanulmányok a légköri N 2 tömegének 1,5-100-szoros csökkenését mutatják a kezdetihez képest. Ugyanakkor csak annyi bizonyos, hogy a Titán légkörének létezésének kezdete óta tömege az űrbe való veszteségek következtében legalább másfélszeresére csökkent [11] . Mivel a nitrogén a Titán modern légkörének 98%-át teszi ki, az izotóparány elemzése azt mutatja, hogy légkörének nagy része elveszett a műhold fennállása során [13] .

Másrészt a műhold felszínén a légköri nyomás továbbra is magas, eléri az 1,5 atm -t , és a Titán geológiai összetétele jelentős tartalékokra utal a gázveszteségek pótlására [8] . Külön tanulmányok azt mutatják, hogy minden jelentős légköri veszteség előfordulhat a Napon a termonukleáris reakciók kezdetét követő első 50 millió évben , és a légköri paraméterek későbbi változásai jelentéktelenek voltak [12] .

A Titán összehasonlítása Ganymedesszel és Kallistóval

A Jupiter Ganymede és Callisto bolygó természetes műholdai mérete közel állnak a Titánhoz, és úgy gondolják, hogy belső szerkezetüknek is hasonlónak kell lennie e műholdak megközelítőleg azonos átlagos sűrűsége miatt. A Jupiter holdjainak azonban nincs jelentős gázburoka. Ennek a ténynek a meglévő magyarázatai ezen objektumok naprendszerbeli eltérő helyzetén és központi bolygóik főbb jellemzőiben mutatkozó különbségeken alapulnak.

A nitrogén megjelenésének a Titán kezdeti légkörében két magyarázata van: az első magyarázat az ammónia fokozatos felszabadulásának, majd fotolízisének feltételezésén alapul ; a második feltételezi a fotolízis folyamat szerepének hiányát és a kémiailag szabad, klatrátokban kötött nitrogén ellátását az akkréciós korongból . Amint a Huygens leszállójármű méréseinek elemzése kimutatta , a protoatmoszféra kialakulásának utolsó módja nem játszhatott döntő szerepet a protoplanetáris felhőben jelenlévő kis mennyiségű argon miatt , amely azonban nem volt kimutatható ugyanennyi százalék a Titán modern légkörében [14] . A 36 Ar és a 38 Ar elégtelen koncentrációja azt is jelzi, hogy a protobolygók felhőjének hőmérséklete a proto-Szaturnusz képződési régiójában magasabb volt, mint a klatrátokban az argon megkötéséhez szükséges ~40 K hőmérséklet. Valójában ez a régió még 75 K-nél is melegebb lehet, ami korlátozta az ammónia kémiai kötődését a hidrátokban [15] . A proto-Jupiter képződési régiójában a hőmérsékletnek még magasabbnak kellett volna lennie a Naphoz való kétszeres távolság és a kialakuló bolygó nagyobb tömege miatt, ami jelentősen csökkentette az ammónia mennyiségét az akkréciós korongból a Ganümédesz és a Kallistóba. Nitrogéntartalmú protolégkörük túl vékony volt, és nem rendelkezett elegendő geológiai tartalékkal a nitrogénveszteségek kompenzálására [15] .

Alternatív magyarázat az, hogy a Callisto és Ganymedes üstökösökkel való ütközések több energiát szabadítanak fel a Jupiter erősebb gravitációs tere miatt, mint a Szaturnuszé. Ezek az ütközések a Jupiter nagy műholdjainak protoatmoszférájának jelentős tömegveszteségéhez vezethetnek, a Titán esetében pedig éppen ellenkezőleg, új illékony anyagkészlettel tölthetik fel. A Titán atmoszférájában azonban a hidrogénizotópok 2 H / 1 H aránya (2,3 ± 0,5)⋅10 −4 , ami körülbelül másfélszer kisebb, mint az üstökösökre jellemző érték [13] [14] . Ez a különbség arra utal, hogy nem az üstökösök becsapódása lehetett a fő anyagforrás a Titán protoatmoszférájának kialakulásában .

Magnetoszféra és légkör

A Titánnak nincs saját mágneses tere [16] . Távolsága a központi bolygótól 20,3 Szaturnusz sugara . Ez azt jelenti, hogy a Titán keringési mozgása során időről időre a Szaturnusz bolygó magnetoszféráján belül van. A Szaturnusz tengelye körüli keringési periódusa 10,7 óra, a Titán központi bolygója körüli keringési periódusa 15,95 nap. Ezért a Szaturnusz mágneses terében lévő bármely töltött részecske relatív sebessége körülbelül 100 km/s , amikor a Titánnal ütközik [16] . Így a napszél elleni védelem mellett a Szaturnusz magnetoszférája további légköri veszteségeket okozhat [17] .

Jegyzetek

1. ↑ 12 C.P. _ McKay, A. Coustenis, RE Samuelson, MT Lemmon, RD Lorenz, M. Cabane, P. Rannou, P. Drossart. A Titán szerves aeroszoljainak és felhőinek fizikai tulajdonságai  (angolul)  // Planetary and Space Science . - Elsevier, 2001. - Nem. 49 . - 79-99 . o .
2. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. "A Jupiter és a Szaturnusz rendszerei: nagy műholdak kialakulása, összetétele és belső szerkezete", URSS kiadó, 2009 . Letöltve: 2009. december 31. Az eredetiből archiválva : 2013. július 18.. (határozatlan)
3. ↑ How the Winds Blow on Titan Archiválva : 2008. december 10. a freescince.narod.ru oldalon
4. ↑ A tudósok megfejtik a Titán légkörének receptjét . Hozzáférés dátuma: 2014. június 16. Az eredetiből archiválva : 2016. március 4. (határozatlan)
5. ↑ Cirrus felhők regisztrálva a Titán  (elérhetetlen link)  - Compulenta
6. ↑ P. A. Bland et al . Nyomelemhordozó fázisok primitív kondritmátrixban: implikációk az illékony elemek frakcionálására a belső naprendszerben //  Lunar and Planetary Science : Journal. - 2005. - 20. évf. XXXVI . - 1841. o .  
7. ↑ FM Flasar et al . A Titán légköri hőmérséklete, szelei és összetétele  (angol)  // Science : Journal. - 2005. - 20. évf. 308 , sz. 5724 . - P. 975-978 . - doi : 10.1126/tudomány.1111150 . — PMID 15894528 .
8. ↑ 1 2 G. Lindal et al . A Titán atmoszférája: A Voyager 1 rádiós okkultációs méréseinek elemzése  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1983. - Vol. 53 . - P. 348-363 . - doi : 10.1016/0019-1035(83)90155-0 .
9. ↑ G. Tobie, JI Lunine, C. Sotin. Epizodikus gázkibocsátás, mint a légköri metán eredete a Titánon  (angol)  // Nature : Journal. - 2006. - Vol. 440 , sz. 7080 . - 61-64 . o . - doi : 10.1038/nature04497 . — PMID 16511489 .
10. ↑ 1 2 G. Tobie et al . A titán belső szerkezetére egy csatolt hőpálya modellből következtethetünk  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — 20. évf. 175 . - P. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 .
11. ↑ 1 2 J. H. Waite (Jr) et al . Az ionsemleges tömegspektrométer eredményei a Titán első elrepüléséből  //  Science : Journal. - 2005. - 20. évf. 308 , sz. 5724 . - P. 982-986 . - doi : 10.1126/tudomány.1110652 . — PMID 15890873 .
12. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, HK Biernat. A naprészecske és a sugárzási környezet hatása a Titán légkörének fejlődésére  //  Advances in Space Research  : folyóirat. — Elsevier , 2005. — 20. évf. 36 . - P. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
13. ↑ 1 2 A. Coustenis. Formation and Evolution of Titan's Atmosphere  (angol)  // Space Science Reviews  : folyóirat. - Springer , 2005. - Vol. 116 . - 171-184 . o . - doi : 10.1007/s11214-005-1954-2 .
14. ↑ 1 2 H. B. Niemann et al . A Titán légkörének összetevőinek mennyisége a Huygens-szondán lévő GCMS-műszerből  //  Nature : Journal. - 2005. - 20. évf. 438. sz . 7069 . - P. 779-784 . - doi : 10.1038/nature04122 . — PMID 16319830 .
15. ↑ 1 2 T. C. Owen, H. Niemann, S. Atreya, MY Zolotov. Ég és Föld között: a Titán felfedezése   // Faraday Discussions  : folyóirat. - 2006. - Vol. 133 . - P. 387-391 . - doi : 10.1039/b517174a .
16. ↑ 1 2 H. Backes et al . A Titán mágneses mezeje az első Cassini-találkozás során  //  Science : Journal. - 2005. - 20. évf. 308 , sz. 5724 . - P. 992-995 . - doi : 10.1126/tudomány.1109763 . — PMID 15890875 .
17. ↑ DG Mitchell et al . Energetikailag semleges atomok kibocsátása a Titán és a Szaturnusz magnetoszférájának kölcsönhatásából  (angol)  // Tudomány : folyóirat. - 2005. - 20. évf. 308 , sz. 5724 . - P. 989-992 . - doi : 10.1126/tudomány.1109805 . — PMID 15890874 .