Войти
 Цветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана | |
| Общая информация | |
|---|---|
| Химическая промышленность виды | Молярная доля |
| Состав | |
| Азот | 94,2% |
| Метан | 5,65% |
| Водород | 0,099% |
Атмосфера Титана слой газов, окружающий Титан, самый большой спутник Сатурна. Это единственная плотная атмосфера из естественного спутника в Солнечной системе. Нижняя атмосфера Титана в основном состоит из азота (94,2%), метана (5,65%) и водорода (0,099%). Есть следовые количества других углеводородов, таких как этан, диацетилен, метилацетилен, ацетилен, пропан, ПАУ и других газов, таких как цианоацетилен, цианистый водород, диоксид углерода, оксид углерода, цианоген, ацетонитрил, аргон и гелий. Изотопное исследование соотношения изотопов азота также предполагает, что ацетонитрил может присутствовать в количествах, превышающих цианистый водород и цианоацетилен. приземное давление примерно на 50% выше, чем у Земли при 1,5 барах (147 кПа), что близко к тройной точке метана и позволяет присутствовать в атмосфере газообразный метан и жидкий метан. на поверхности. Оранжевый цвет, видимый из космоса, производится другими более сложными химическими веществами в небольших количествах, возможно, толинами, смолоподобными органическими осадками.
Впервые предполагалось присутствие значительной атмосферы от испанского астронома Хосепа Комаса и Сола, который наблюдал отчетливое потемнение конечностей на Титане в 1903 году и подтверждено Джерардом П.. Койпер в 1944 году с использованием спектроскопической техники, которая дала оценку атмосферного парциального давления метана порядка 100 миллибар (10 кПа).). Последующие наблюдения 1970-х годов показали, что цифры Койпера были сильно занижены; Содержание метана в атмосфере Титана было в десять раз выше, а давление на поверхности было, по крайней мере, вдвое, чем он предсказывал. Высокое давление на поверхности означало, что метан мог образовывать лишь небольшую часть атмосферы Титана. В 1980 году "Вояджер-1 " провел первые подробные наблюдения за атмосферой Титана, обнаружив, что его поверхностное давление было выше земного, на 1,5 бара (примерно в 1,48 раза больше земного).
НАСА / ЕКА Миссия Кассини-Гюйгенс предоставила обширную информацию о Титане и системе Сатурна в целом с момента выхода на орбиту 1 июля 2004 года. Было установлено, что изотопное содержание в атмосфере Титана было доказательством того, что обильные изотопы азот в атмосфере произошел из материалов в облаке Оорта, связанном с кометами, а не из материалов, которые сформировали Сатурн в прежние времена. Было установлено, что на Титане могут возникать сложные органические химические вещества, включая полициклические ароматические углеводороды, пропилен и метан.
. Dragonfly Миссия НАСА планирует посадить большой летательный аппарат на Титан в 2034 году. Миссия будет изучать обитаемость Титана и химию пребиотиков в различных местах. Этот беспилотный летательный аппарат будет выполнять измерения геологических процессов, а также состава поверхности и атмосферы.
Наблюдения с космических зондов Voyager показали, что атмосфера Титана непостоянна. плотнее, чем Земля, с поверхностным давлением примерно в 1,48 раза больше земного. Атмосфера Титана примерно в 1,19 раза массивнее Земли в целом, или примерно в 7,3 раза массивнее в пересчете на площадь поверхности. Он поддерживает слои непрозрачной дымки, которые блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и делают неясными особенности поверхности Титана. Атмосфера настолько плотная, а сила тяжести настолько мала, что люди могут летать сквозь нее, взмахивая «крыльями», прикрепленными к их рукам. Более низкая гравитация Титана означает, что его атмосфера намного шире, чем у Земли; даже на расстоянии 975 км космическому кораблю «Кассини» пришлось внести коррективы, чтобы поддерживать стабильную орбиту против сопротивления атмосферы. Атмосфера Титана непрозрачна для многих длин волн, и получить полный спектр отражения от поверхности извне невозможно. Первые прямые изображения поверхности Титана были получены только после прибытия Кассини – Гюйгенса в 2004 году. Зонд Huygens не смог определить направление Солнца во время его спуска, и, хотя он смог получить изображения с поверхности, команда Huygens сравнила этот процесс с «съемкой асфальтовой стоянки на сумерки ».
Вертикальная структура атмосферы Титана похожа на Землю. У них обоих есть тропосфера, стратосфера, мезосфера и термосфера. Однако более низкая поверхностная гравитация Титана создает более протяженную атмосферу с масштабом 15-50 км по сравнению с 5-8 км на Земле. Данные Voyager в сочетании с данными Huygens радиационно-конвективные модели обеспечивают лучшее понимание структуры атмосферы Титана.
Химический состав атмосферы Титана разнообразен и сложен. В каждом слое атмосферы происходят уникальные химические взаимодействия, которые затем взаимодействуют с другими подслоями атмосферы. Например, считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в реакциях, возникающих в результате разложения метана ультрафиолетовым светом Солнца, в результате чего образуется густой оранжевый смог. В таблице ниже показаны механизмы образования и потери наиболее распространенных фотохимически образованных молекул в атмосфере Титана.
| Молекула | Производство | Потери |
|---|---|---|
| Водород | Фотолиз метана | Escape |
| Окись углерода |  .  |  |
| Этан |  | Конденсация |
| Ацетилен |  |  . Конденсация |
| Пропан |  | Конденсация |
| Этилен |  |  |
| Цианистый водород |  .  | Конденсация |
| Углекислый газ | Конденсация | |
| Метилацетилен |  .  | |
| Диацетилен |  |  |
Облако над северным полюсом Титана в условных цветах. Тита n не имеет магнитного поля, хотя исследования в 2008 году показали, что Титан сохраняет остатки магнитного поля Сатурна в краткие моменты, когда он проходит за пределы магнитосферы Сатурна и подвергается прямому воздействию солнечный ветер. Это может ионизировать и унести некоторые молекулы из верхних слоев атмосферы. Внутреннее магнитное поле Титана незначительно и, возможно, даже отсутствует. Его орбитальное расстояние 20,3 радиуса Сатурна иногда помещает его в магнитосферу Сатурна. Однако разница между периодом вращения Сатурна (10,7 часа) и орбитальным периодом Титана (15,95 дня) приводит к относительной скорости около 100 км / с между намагниченной плазмой Сатурна. и Титан. Это может фактически усилить реакции, вызывающие потери в атмосфере, вместо того, чтобы защищать атмосферу от солнечного ветра.
В ноябре 2007 года ученые обнаружили доказательства наличия отрицательных ионов с примерно 13 800-кратным увеличением масса водорода в ионосфере Титана, которая, как считается, падает в нижние области, образуя оранжевую дымку, скрывающую поверхность Титана. Меньшие отрицательные ионы были идентифицированы как анионы с линейной углеродной цепью с более крупными молекулами, демонстрирующими более сложные структуры, возможно, полученные из бензола. Эти отрицательные ионы, по-видимому, играют ключевую роль в образовании более сложных молекул, которые, как считается, являются толинами, и могут составлять основу полициклических ароматических углеводородов, цианополиинов. и их производные. Примечательно, что ранее было показано, что отрицательные ионы, подобные этим, усиливают производство более крупных органических молекул в молекулярных облаках за пределами нашей Солнечной системы, сходство, которое подчеркивает возможное более широкое значение отрицательных ионов Титана.
Южный полюсный вихрь Титана - вихрь. HCN газовое облако (29 ноября 2012 г.). Обнаружена схема циркуляции воздуха, текущая в направлении вращения Титана, с запада на восток. Кроме того, были обнаружены сезонные колебания атмосферной циркуляции. Наблюдения Кассини за атмосферой, сделанные в 2004 году, также предполагают, что Титан является «супервращателем», таким как Венера, с атмосферой, которая вращается намного быстрее, чем его поверхность. Атмосферная циркуляция объясняется большой циркуляцией Хэдли, которая происходит от полюса к полюсу.
Энергия Солнца должна была преобразовать все следы метана в Атмосфера Титана на более сложные углеводороды в течение 50 миллионов лет - короткий срок по сравнению с возрастом Солнечной системы. Это предполагает, что метан должен каким-то образом пополняться резервуаром на самом Титане или внутри него. Большая часть метана на Титане находится в атмосфере. Метан транспортируется через холодную ловушку в тропопаузе. Следовательно, циркуляция метана в атмосфере влияет на радиационный баланс и химический состав других слоев атмосферы. Если на Титане есть резервуар метана, цикл будет стабильным только в геологических временных масштабах.
След органических газов в атмосфере Титана - HNC (слева) и HC3N (справа). Доказательства того, что атмосфера Титана содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем угарный газ, по-видимому, исключают значительный вклад кометных ударов, поскольку кометы состоит из большего количества окиси углерода, чем метана. То, что Титан мог аккрецировать атмосферу из ранней туманности Сатурна во время образования, также кажется маловероятным; в таком случае он должен иметь содержание в атмосфере, аналогичное солнечной туманности, включая водород и неон. Многие астрономы предположили, что исходное происхождение метана в атмосфере Титана происходит изнутри самого Титана, высвобождаемого в результате извержений криовулканов.
Полярные облака, состоящие из метана, на Титане (слева) по сравнению с полярными облаками на Земле (справа). 
Яркость неба модели солнечного дня на Титане. Солнце заходит с полудня до сумерек на 3 длинах волн: 5 мкм, ближний инфракрасный (1-2 мкм) и видимый. Каждое изображение показывает "развернутую" версию неба, видимого с поверхности Титана. Левая сторона показывает Солнце, а правая сторона указывает от Солнца. Верх и низ изображения - это зенит и горизонт соответственно. зенитный угол Солнца представляет собой угол между Солнцем и зенитом (0 °), где 90 ° - это когда Солнце достигает горизонта. Ожидается, что яркость неба и условия обзора будут сильно отличаться от земных. и Марс из-за большего расстояния Титана от Солнца (~ 10 AU ) и сложных слоев дымки в его атмосфере. Видео с моделями яркости неба показывают, как может выглядеть типичный солнечный день, стоя на поверхности Титана, на основе моделей переноса излучения.
Для астронавтов, которые видят в видимом свете дневное небо имеет отчетливо темно-оранжевый цвет и кажется однородным во всех направлениях из-за значительного рассеяния Ми от множества высотных слоев дымки. Подсчитано, что дневное небо в ~ 100-1000 раз тусклее, чем днем на Земле, что похоже на условия просмотра густого смога или плотного огненного дыма. закаты на Титане, как ожидается, будут «впечатляющими событиями», когда Солнце исчезает примерно на полпути в небе (~ 50 ° над горизонтом ) без явных изменений в цвет. После этого небо будет медленно темнеть, пока не дойдет до ночи. Однако ожидается, что поверхность будет оставаться такой же яркой, как полная Луна до 1 земного дня после заката.
В ближнем инфракрасном свете закаты напоминают Марсианский закат или закат в пыльной пустыне. Рассеяние Ми имеет более слабое влияние на более длинных инфракрасных волнах, что позволяет создавать более красочные и изменчивые условия неба. В дневное время Солнце имеет заметную солнечную корону, цвет которой после полудня меняет цвет с белого на «красный». Яркость послеполуденного неба в ~ 100 раз ниже, чем у Земли. Ожидается, что с приближением вечернего времени Солнце исчезнет довольно близко к горизонту. Оптическая толщина атмосферы Титана самая низкая и составляет 5 мкм. Таким образом, Солнце с размером 5 микрон может быть видно даже, когда оно находится ниже горизонта, из-за атмосферной рефракции. Подобно изображениям марсианских закатов с марсоходов, видно, что веерообразная корона развивается над Солнцем из-за рассеяния дымкой или пылью при высоких температурах.
Из космического пространства, Cassini изображения от ближнего инфракрасного до УФ длин волн показали, что сумерки периоды (восход / закат) ярче дневного на Титане. Ученые ожидают, что яркость планеты будет ослабевать при переходе от дневной к ночной стороне планетарного тела, известной как терминатор. Это парадоксальное наблюдение не наблюдалось ни на одном другом планетном теле с толстой атмосферой. Сумерки на Титане, затмевающие дневную сторону, вероятно, являются результатом сочетания атмосферы Титана, простирающейся на сотни километров над поверхностью, и интенсивного рассеяния Ми вперед из дымки. Модели переноса излучения не воспроизвели это
Сохранение плотной атмосферы на Титане было загадочным, поскольку атмосферы структурно подобных спутников Юпитера, Ганимед и Каллисто пренебрежимо малы. Хотя это несоответствие все еще плохо изучено, данные недавних миссий предоставили основные ограничения на эволюцию атмосферы Титана.
Слои атмосферы, изображение с космического корабля Cassini Грубо говоря, на расстоянии Сатурн, солнечная инсоляция и солнечный ветер поток достаточно мал, чтобы элементы и соединения, которые являются летучими на планетах земной группы, имеют тенденцию накапливаться во всех трех фазы. температура поверхности Титана также довольно низкая, около 94 К. Следовательно, массовые доли веществ, которые могут стать атмосферными составляющими, на Титане намного больше, чем на Земле.. Фактически, современные интерпретации предполагают, что только около 50% массы Титана составляет силикаты, а остальная часть состоит в основном из различных H 2 O (вода ) льды и NH 3·H2O (аммиак гидраты ). NH 3, который может быть первоначальным источником атмосферного N 2(диазота Титана), может составлять до 8% от массы NH 3·H2O. Титан, скорее всего, разделен на слои, где слой жидкой воды под льдом I h может быть богат NH 3.
Полностью цветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана 
Атмосфера Титана, освещенная сзади Солнцем, с кольцами Сатурна позади. Внешний слой дымки наверху сливается с северным полярным колпаком. 
Зимнее полушарие Титана (вверху) немного темнее в видимом свете из-за большой высоты. дымка Доступны предварительные ограничения с текущими потерями в основном из-за низкой гравитации и солнечного ветра, чему способствует фотолиз. Утрата ранней атмосферы Титана может быть оценена с помощью изотопного отношения N – N , поскольку более легкий N предпочтительно теряется из верхних слоев атмосферы при фотолизе и нагревании. Поскольку исходное отношение N – N Титана плохо ограничено, в ранней атмосфере могло быть больше N 2 с коэффициентом от 1,5 до 100 с уверенностью только в более низком коэффициенте. Поскольку N 2 является основным компонентом (98%) атмосферы Титана, изотопное соотношение предполагает, что большая часть атмосферы была потеряна за геологическое время. Тем не менее, атмосферное давление на его поверхности остается почти в 1,5 раза выше, чем у Земли, поскольку оно началось с пропорционально большим изменчивым балансом, чем Земля или Марс. Возможно, что большая часть атмосферных потерь произошла в пределах 50 миллионов лет после аккреции из-за высокоэнергетического выброса легких атомов, уносящего большую часть атмосферы (гидродинамический выброс ). Такое событие могло быть вызвано эффектами нагрева и фотолиза более высокой выработки фотонов рентгеновских лучей и ультрафиолетовых (XUV) на раннем Солнце.
Поскольку Каллисто и Ганимед структурно похожи на Титан, неясно, почему их атмосферы незначительны по сравнению с атмосферой Титана. Тем не менее, происхождение N 2 Титана в результате геологически древнего фотолиза аккреции и дегазации NH3, в отличие от дегазации N 2 из аккреционного клатраты могут быть ключом к правильному выводу. Если бы N 2 был выделен из клатратов, Ar и Ar, которые являются инертными первичными изотопами Солнечной системы, также должны были присутствовать в атмосфере, но ни один из них не был обнаружен в значительных количествах. Незначительная концентрация Ar и Ar также указывает на то, что температура ~ 40 К, необходимая для их улавливания, и N 2 в клатратах не существует в суб- туманности Сатурна. Вместо этого температура могла быть выше 75 К, что ограничивало даже накопление NH 3 в виде гидратов. Температуры в суб-туманности Юпитера были бы еще выше из-за большего гравитационного выделения потенциальной энергии, массы и близости к Солнцу, что значительно уменьшило запас NH 3, накопленный Каллисто и Ганимедом. Образовавшаяся атмосфера N 2 могла быть слишком тонкой, чтобы выдержать атмосферные эффекты эрозии, которые выдержал Титан.
Альтернативное объяснение состоит в том, что удары комет высвобождают больше энергии на Каллисто и Ганимед, чем на Титане, из-за более высокого гравитационного поля Юпитера. Это могло разрушить атмосферы Каллисто и Ганимеда, тогда как кометный материал фактически создал атмосферу Титана. Однако отношение H – H (т.е. D – H) атмосферы Титана составляет (2.3 ± 0.5) × 10, что почти в 1,5 раза ниже, чем у комет. Это различие предполагает, что кометный материал вряд ли будет основным источником атмосферы Титана. Атмосфера Титана также содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем окиси углерода, что подтверждает идею о том, что кометный материал не является вероятным источником, поскольку кометы состоят из большего количества окиси углерода, чем метана. обнаружен в 2009-2010 гг.
СМИ, связанные с Атмосферой Титана на Wikimedia Commons
