Атмосфера Титана

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Атмосфера Титана
Titan - Northern Crescent.png
Напівосвітлений вид північного полюса Титана.
Основні параметри
Температура поверхні −179 °C
Тиск 1,5 атм
Маса 4,8·1020 кг
Склад
Азот N2 ~95 %
Метан CH4 ~4 %
інші гази ~1 %

Атмосфе́ра Тита́на — газова оболонка навколо природного супутника планети Сатурн Титана. Це небесне тіло є єдиним природним супутником у Сонячній системі з атмосферою, яка переважає за масою атмосферу Землі і близька до неї за хімічним складом.

Наявність атмосфери Титана була визначена в 1944 році Джерардом Койпером на підставі спектральних вимірювань.

Характеристики[ред.ред. код]

Атмосфера Титана має близько 400 кілометрів завтовшки і містить кілька шарів вуглеводневого «смогу» через що Титан є єдиним супутником у Сонячній системі, поверхню якого неможливо спостерігати в оптичному діапазоні. Смог також є причиною унікального для Сонячної системи антипарникового ефекту, який призводить до зниження температури поверхні супутника на 9 °C[1]. Разом з тим, завдяки масивній атмосфері зі значною кількістю вуглеводнів, Титан має значний парниковий ефект, який серед планет Сонячної системи з твердою поверхнею спостерігається лише у Венери — вплив парникового ефекту призводить до збільшення температури поверхні на 20 °C, а добові та сезонні зміни температури вищими на 2 °C[1]. Вирівнювання погодних умов у різних областях супутника відбувається переважно за рахунок атмосферного теплового переносу, приповерхнева температура становить близько -179 °C (94 К).

Оскільки сила тяжіння на Титані становить приблизно одну сьому частину від земної, то для створення тиску 1,5 атм маса атмосфери Титана має бути на порядок більшою, ніж маса атмосфери Землі[2]. Унаслідок низької температури біля поверхні супутника густина атмосфери Титана вчетверо більша, ніж густина атмосфери Землі.

Структура[ред.ред. код]

Шари у верхній частині атмосфери Титана (знімок «Кассіні»)

Нижні шари атмосфери Титана, як і на Землі, поділяють на тропосферу й стратосферу. У тропосфері температура з висотою падає — з 94 К на поверхні до 70 К на висоті 35 км (на Землі тропосфера закінчується на висоті 10-12 км). До висоти 50 км тягнеться велика тропопауза, де температура залишається майже незмінною. А потім температура починає зростати. Такі інверсії температури перешкоджають розвитку вертикальних рухів повітря. Вони зазвичай виникають через спільну дію двох факторів — підігрів повітря знизу від поверхні і підігрів зверху завдяки поглинанню сонячного випромінювання. У земній атмосфері інверсія температури спостерігається на висотах близько 50 км (стратопауза) і 80-90 км (мезопауза). На Титані температура впевнено зростає принаймні до 150 км. Однак, на висотах понад 500 км «Гюйгенс» несподівано виявив цілу серію температурних інверсій кожна з яких визначає окремий шар атмосфери. Їх походження залишається незрозумілим.

За даними «Кассіні — Гюйгенса» нижня частина атмосфери Титана, так само як і атмосфера Венери, обертається істотно швидше поверхні, являючи собою єдиний потужний, постійний ураган. Однак, відповідно до вимірів посадкового апарата на поверхні Титана, вітер був дуже слабким (03 м/с), на невеликих висотах напрям вітру змінювався[3].

На висотах понад 10 км в атмосфері Титана постійно дмуть вітри. Їх напрямок збігається з напрямком обертання супутника, а швидкість зростає з висотою від кількох метрів на секунду на висоті 10-30 км до 30 м/с на висоті 50-60 км. На висотах понад 120 км має місце сильна турбулентність атмосфери — її ознаки були помічені ще в 1980—1981 роках, коли через систему Сатурна пролітали космічні апарати «Вояджер». Однак, несподіванкою стало те, що на висоті близько 80 км в атмосфері Титана зареєстрований штиль — сюди не потрапляють ні вітри що дмуть нижче 60 км, ні турбулентні рухи, які спостерігаються вдвічі вище. Причини такого дивного завмирання рухів поки не вдається пояснити.

Титан отримує занадто мало сонячної енергії для того щоб забезпечити динаміку атмосферних процесів. Швидше за все, енергію для руху атмосферних мас забезпечують потужні припливи від Сатурна, що в 400 разів перевищують припливи, зумовлені Місяцем на Землі. На користь припущення про припливний характер вітрів свідчить і широтне розташування гряд дюн, широко поширених на Титані (згідно з радіолокаційними дослідженнями).

Атмосфера в цілому на 98,6% складається з азоту[джерело?], а в поверхневому шарі його вміст зменшується до 95 %. Таким чином, Титан і Земля — ​​єдині тіла в Сонячній системі, що мають доволі потужну атмосферу з переважним вмістом азоту (розріджені азотні атмосфери є також на Тритоні й Плутоні). На метан припадає 16% атмосфери в цілому[джерело?] і 5 % — у приповерхневому шарі; є також сліди етану, диацетилу, метилацетилену, ціаноацетилену, ацетилену, пропану, вуглекислого газу, чадного газу, ціану, гелію. Вуглеводні надають атмосфері помаранчевий колір (зокрема, такий колір небо має, якщо дивитися з поверхні). 2014 року дослідники встановили, що помаранчевий колір атмосфері Титана надає суміш вуглеводнів і нітрилів[4]. Одним з джерел метану може бути вулканічна активність.

У верхніх шарах атмосфери під впливом ультрафіолетового сонячного випромінювання метан і азот утворюють складні вуглеводневі сполуки. Деякі з них за даними мас-спектрометра Кассіні містять не менш як 7 атомів вуглецю. Крім того, Титан не має магнітосфери і часом, коли Титан виходить за межі магнітосфери Сатурна, верхні шари атмосфери піддаються впливу сонячного вітру.

Товста атмосфера не пропускає більшу частину сонячного світла. Посадковий модуль Гюйгенс не зміг зареєструвати прямих сонячних променів під час зниження в атмосфері. Раніше передбачалося, що атмосфера нижче 60 км практично прозора, однак жовтий серпанок наявний на всіх висотах. Щільність димки дозволила знімати поверхню, коли апарат опустився нижче 40 км, але денне освітлення на Титані нагадує земні сутінки. Імовірно, з поверхні Титана ніколи не видно й Сатурн.

Однією з несподіванок стало існування на Титані нижнього шару іоносфери що лежить між 40 і 140 км (максимум електропровідності на висоті 60 км).

Хмарність і метанові опади[ред.ред. код]

Атмосферний вихор над північним полюсом. «Кассіні» 2006 рік.

Біля поверхні температура становить близько 94 К (-179 °C). За такої температури водяний лід не може випаровуватися і поводиться подібно до твердої кам'яної породи, а атмосфера є дуже сухою. Однак, така температура близька до потрійної точки метану.

Метан конденсується в хмари на висоті декількох десятків кілометрів. Згідно з даними, отриманими «Гюйгенсом», відносна вологість метану підвищується з 45 % біля поверхні до 100 % на висоті 8 км (при цьому загальна кількість метану навпаки зменшується). На висоті 8-16 км простягається дуже розріджений шар хмар, що складаються з суміші рідкого метану і азоту, який вкриває половину поверхні супутника. Слабка мряка постійно випадає з цих хмар на поверхню, що компенсується випаровуванням (аналог гідрологічного циклу на Землі). Вище 16 км відокремлений проміжком лежить розріджений шар хмар з кристаликів метанового льоду.

Існує й інший тип хмарності, виявлений ще в 1990-х роках на знімках телескопа «Хаббл». Фотографії, зроблені з борту Кассіні, а також з наземних обсерваторій, показали наявність потужних дощових хмар біля південного полюса Титана, які добре помітні на тлі поверхні. Ці хмари швидко рухаються і змінюють форму під дією вітру. Зазвичай вони вкривають відносно невелику площу (менше 1 % диска) і розсіюються за час порядку земних діб. Викликані ними зливи мають бути дуже інтенсивними й супроводжуватися вітром ураганної сили. Дощові краплі за розрахунками досягають діаметра 1 см. Однак незважаючи на те, що за кілька годин може випасти до 25 см метану, загальний рівень опадів (за земний рік) в середньому становить кілька см, що відповідає клімату найбільш посушливих земних пустель.

У вересні 1995 року поблизу екватора і в жовтні 2004 року біля південного полюса спостерігалися величезні хмари площею до 10 % диска. Час їх появи відповідає періоду максимальної інсоляції в зазначених регіонах, що приводить до утворення висхідних потоків в атмосфері. 2004 року почали з'являтися витягнуті вітрами в широтному напрямку хмари поблизу 40 ° південної широти, де з наближенням осені також виникають висхідні потоки.

Спектр хмар всупереч очікуванням відрізняється від спектру метану. Це може пояснюватися домішкою інших речовин (насамперед етану), а також перенасиченістю верхніх шарів тропосфери метаном, що призводить до утворення дуже великих крапель.

Також в атмосфері були зареєстровані висотні перисті хмари[5].

Порівняння із земною атмосферою[ред.ред. код]

Наявність в атмосфері Титана великої кількості азоту (~ 95 %) і вуглеводнів (~ 4 %) мало бути характерно для ранньої атмосфери Землі до того, як її хімічний склад був змінений впливом сонячного випромінювання і до її насичення киснем представниками флори в процесі фотосинтезу. Відсутність в атмосфері Титана діоксиду вуглецю обумовлена низькою температурою поверхні, рівною -179 °C, при якій цей газ не може бути наявним у значних кількостях.

Сучасні уявлення про походження й еволюцію[ред.ред. код]

Існування атмосфери Титана залишалося загадкою протягом тривалого часу, тому як близькі за своїми параметрами природні супутники планети Юпітер Ганімед і Каллісто практично її позбавлені. Уявлення про шляхи формування та еволюції атмосфери Титана з'явилося лише в останні 20-30 років після досліджень за допомогою КА «Піонер 11», Вояджер-1, Вояджер-2 і «Кассіні», а також за допомогою орбітальних обсерваторій і наземних телескопів, забезпечених адаптивною оптикою.

Особливості фізичних умов[ред.ред. код]

Оскільки орбіта планети Сатурн розташована значно далі від Сонця (у порівнянні з Землею), кількість сонячного випромінювання, що надходить, та інтенсивність сонячного вітру досить малі, тому хімічні елементи й сполуки, які в умовах планет земної групи мають газоподібний стан, в умовах поверхні Титана переходять в агрегатний стан рідини або в твердий стан. Нижчі температури газу також сприяють його збереженню навколо небесних тіл навіть з невеликою гравітацією, що пояснюється меншою швидкістю руху молекул[6]. Температура поверхні Титана також досить низька — 90 К[7] [8]. Таким чином масова частка речовин, які можуть стати складовими атмосфери, на Титані значно вища в порівнянні з Землею. Насправді сучасні дослідження вказують на те що лише 70 % загальної маси цього супутника складають силікатні породи, інші складові представлені різними видами водного льоду і гідратами аміаку. Аміак, який вважають джерелом азотної атмосфери Титана, може становити до 8 % загальної маси гідрату аміаку[9]. Згідно з сучасними моделями, внутрішня будова супутника швидше за все стратифікована і включає в себе підповерхневий океан з розчином гідроксиду амонію[10] (див. Нашатирний спирт) який зверху обмежений поверхневим шаром кристалічного водяного льоду. Поверхневий шар також включає в себе велику кількість вільного аміаку[10]. Активність прихованого рідкого шару кріомантії виявляється у вигляді кріовулканізму.

Оцінки швидкості втрати атмосфери і його механізму[ред.ред. код]

Втрата атмосфери обумовлена здебільшого низьким рівнем гравітації супутника, а також впливом сонячного вітру й фотолізу іонізуючим випромінюванням[11] [12]. Сучасні оцінки втрати атмосфери Титана (в порівнянні з її початковими характеристиками) виробляються на підставі аналізу співвідношення ізотопів азоту 14N /15N. Легший ізотоп азоту 14N має втрачатися швидше під впливом нагріву і іонізації випромінюванням. Оскільки співвідношення 14N / 15N на стадії утворення Титана з протопланетної хмари відоме не досить добре, сучасні дослідження дають зменшення маси атмосферного N2 в 1,5-100 разів (у порівнянні з початковою). Безсумнівно тільки, що від початку існування атмосфери Титана її маса в результаті втрат у космос зменшилася принаймні в 1,5 рази[11]. Оскільки азот становить 98 % усієї сучасної атмосфери Титана, аналіз співвідношення ізотопів вказує на те, що за час свого існування цей супутник втратив більшу частину своєї атмосфери[13].

З іншого боку, атмосферний тиск на поверхні супутника нині залишається великим, становлячи 15 атм, а геологічний склад Титана передбачає значні запаси для поповнення втрат газу[8]. Окремі дослідження вказують, що всі основні втрати атмосфери могли статися в перші 50 млн років після початку термоядерних реакцій на Сонці, а пізніші зміни параметрів атмосфери були незначними[12].

Порівняння Титана з Ганімедом і Каллісто[ред.ред. код]

Природні супутники планети Юпітер Ганімед і Каллісто за розмірами не поступаються і навіть перевершують Титан, їх внутрішня будова має бути також схожою. Проте, супутники Юпітера не мають якоїсь значної газової оболонки. Існуючі пояснення цього факту ґрунтуються на різному розташуванні цих об'єктів у Сонячній системі і на відмінностях в основних характеристиках їх центральних планет.

Існує два пояснення появи азоту в первісній атмосфері Титана: перше пояснення ґрунтується на припущенні про поступове виділення аміаку з подальшим його фотолізом; друге передбачає відсутність фотолізу і вивільнення азоту, зв'язаного в клатратах акреційного диску. Як показав аналіз вимірювань Гюйгенса, другий варіант не міг відігравати вирішальну роль внаслідок малої кількості аргону, який у протопланетній хмарі був, але не виявлений у відповідній кількості в сучасній атмосфері Титана[14]. Недостатня концентрація 36Ar і 38Ar також вказує на те, що температура протопланетної хмари в місці утворення прото-Сатурна була вищою ~ 40 К, необхідної для зв'язування аргону в клатратах. Насправді, відповідна ділянка могла бути навіть теплішою 75 К, що обмежувало й хімічне зв'язування аміаку в гідрати[15]. Температура на місці утворення прото-Юпітера мала бути ще вищою (він удвічі ближчий до Сонця), а більша маса планети значно скорочувала кількість аміаку, який надходив з акреційного диску до Ганімеда й Каллісто. Їх азотна протоатмосфера була надто тонкою і не мала достатніх геологічних резервів для компенсації втрат азоту[15].

Альтернативне пояснення полягає в тому, що зіткнення з кометами Каллісто і Ганімеда призводять до виділення більшої кількості енергії (через потужніше гравітаційне поле Юпітера (у порівнянні з Сатурном). Ці зіткнення могли призводити до значних втрат маси протоатмосфер великих супутників Юпітера, а у випадку Титана, навпаки, збільшувати запас летких речовин. Однак, в атмосфері Титана співвідношення ізотопів водню 2H / 1H становить 23 ± 05 × 10-4, що приблизно в 1,5 рази менше значення, характерного для комет[13][14]. Ця різниця передбачає, що зіткнення з кометами не могли бути основним постачальником матеріалу при формуванні протоатмосфери Титана.

Магнітосфера й атмосфера[ред.ред. код]

У Титана не було виявлено власного магнітного поля[16]. Його відстань від центральної планети становить 20,3 радіуса Сатурна. Це означає, що Титан рухаючись орбітою час від часу перебуває в межах магнітосфери планети Сатурн. Період обертання Сатурна навколо своєї осі становить 10,7 годин, а період обертання Титана навколо центральної планети — 15,95 дні. Тому будь-яка заряджена частинка в магнітному полі Сатурна в момент зіткнення з Титаном має відносну швидкість близько 100 км/с[16]. Таким чином, поряд із захистом від сонячного вітру, магнітосфера Сатурна може бути причиною додаткових втрат атмосфери[17].

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б 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. 
  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 на freescince.narod.ru
  4. Учёные разгадали рецепт атмосферы Титана
  5. На Титане зарегистрированы перистые облака — Компьюлента
  6. P. A. Bland et al. (2005).
  7. F. M. Flasar et al. (2005).
  8. а б G. Lindal et al. (1983).
  9. G. Tobie, J. I. Lunine, C. Sotin (2006).
  10. а б G. Tobie et al. (2005).
  11. а б J. H. Waite (Jr) et al. (2005).
  12. а б T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, H. K. Biernat (2005).
  13. а б A. Coustenis (2005).
  14. а б H. B. Niemann et al. (2005).
  15. а б T. C. Owen, H. Niemann, S. Atreya, M. Y. Zolotov (2006).
  16. а б H. Backes et al. (2005).
  17. D. G. Mitchell et al. (2005).

Див. також[ред.ред. код]