Атмосфера Титана

Атмосфера Титана
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 Титана — естественного спутника Сатурна. Титан — единственный естественный спутник в Солнечной системе, имеющий атмосферу, превосходящую по массе земную и близкую к ней по химическому составу. Наличие атмосферы Титана было определено в 40-х годах Джерардом Койпером на основании спектральных измерений.

Основные характеристики

Запись посадки «Гюйгенса», зонд опускается на парашюте и приземляется на Титане 14 января 2005 года.

Единственный спутник в Солнечной системе, у которого есть своя атмосфера — это спутник Сатурна Титан. Его атмосфера массивнее земной (примерно на 20 %) и толще: из-за меньшего тяготения она простирается гораздо дальше — почти до высоты 600 км. Это единственное известное космическое тело, кроме Земли, которое имеет стабильную поверхностную жидкость.

Атмосфера Титана состоит в основном из азота (95 % в тропосфере, 98 % в стратосфере), метана (около 4 % в тропосфере, 1 % в стратосфере) и следовых количеств водорода, углекислого газа, также углеводородов и нитрилов более высокого порядка (то есть CH и CHCN). В 2014 году учёными было установлено, что оранжевый цвет атмосфере Титана придаёт смесь углеводородов и нитрилов.

Низкая температура поверхности на Титане обеспечивает тропосферный гидрологический цикл на основе метана. Об этом свидетельствуют метановые озера, реки и дожди.

Поверхность Титана в месте посадки зонда «Гюйгенс». Единственное изображение с поверхности тела, находящегося дальше Марса.

То же изображение с повышенной контрастностью.

Атмосфера содержит несколько слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне. Смог становится полупрозрачным в инфракрасных лучах, ещё больше информации дает радиолокация, которая помогла обнаружить на Титане озера и моря.

Дымка (смог) возникает в результате воздействия ультрафиолетового солнечного излучения на молекулы азота и метана в верхних слоев атмосферы, в результате чего они образуют более сложные большие молекулы с участием водорода и углерода (некоторые из них по данным масс-спектрометра Кассини содержат не менее 7 атомов углерода), отрицательно заряженные анионы углеродной цепи, молекулы кольцевого типа, такие как бензол, которые конденсируются в аэрозоли. Именно они, спускаясь вниз, образуют смог.

Давление у поверхности почти на 60 % больше земного.

Смог является причиной уникального для Солнечной системы антипарникового эффекта, который приводит к снижению температуры поверхности. 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.

Описание

Схематический разрез атмосферы Титана

Слои в верхней части атмосферы Титана (снимок «Кассини»)

Температура

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. 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. 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.

Ветер

По данным зонда «Гюйгенс» на поверхности Титана ветер в момент посадки был слабым (0,3 м/с), на небольших высотах его направление менялось. На высотах более 10 км в атмосфере Титана постоянно дуют ветры, направление которых совпадает с направлением вращения спутника. Скорость ветра растет с высотой: от нескольких метров в секунду на высоте 10—30 км до 30 метров в секунду на высоте 50—60 км. На высотах более 120 км наблюдается сильная турбулентность атмосферы (её признаки были замечены ещё в 1980—1981 годах Вояджером". На высоте около 80 км в атмосфере Титана зарегистрирован штиль — сюда не проникают ни ветры, дующие ниже 60 км, ни турбулентные движения, наблюдаемые выше. Причины такого странного замирания движений пока не удаётся объяснить.

Облачность и метановые осадки

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. В 1990-е годы у южного полюса Титана были обнаружены мощные метановые дождевые облака, 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 сантиметров, что соответствует климату самых засушливых земных пустынь.

Также в атмосфере были зарегистрированы высотные перистые облака.

Потеря атмосферы

Титан не имеет магнитосферы, в ходе своего движения по орбите он время от времени находится в пределах магнитосферы планеты Сатурн. Когда же он выходит за её пределы, его верхние слои своей атмосферы подвергаются воздействию солнечного ветра.

В основном потеря атмосферы обусловлена низким уровнем гравитации спутника, а также в силу влияния солнечного ветра и фотолиза ионизирующим излучением . С начала существования атмосферы Титана её масса в результате потерь в космос уменьшилась не менее чем в 1,5 раза. Анализ данных, переданных зондом Cassini показал, что взаимодействие между атмосферой Титана, уровнем радиации и её магнитным полем приводит к утечке с полюсов углеводородов и нитрилов в космос. Полярные ветры Титана подпитываются за счет взаимодействия солнечного света, энергии электромагнитного поля Сатурна и молекул, присутствующих в верхних слоях атмосферы. Отрицательно заряженные фотоэлектроны, появляющиеся в результате воздействия солнечного света на молекулы в верхних слоях атмосферы Титана, ионосферы, перемещаются вдоль силовых линий магнитного поля Сатурна, создавая локализованные электромагнитные поля, достаточные, чтобы вытащить молекулы из ионосферы в космос. До сих пор это явление наблюдалось лишь на Земле.

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. 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.

Сравнение с земной атмосферой

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. Температура поверхности Титана также достаточно низка — 90 К.

Исследования

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.

Примечания

Литература

• Backes H. et al. Titan's magnetic field signature during the first Cassini encounter // Science : journal. — 2005. — 13 мая (т. 308, № 5724). — С. 992—995. — doi:10.1126/science.1109763. — PMID 15890875.
• Bland P. A.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.
• Lindal G.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.
• Coustenis A. Formation and Evolution of Titan's Atmosphere (англ.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2005. — Vol. 116. — P. 171—184. — doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
• Mitchell D.G. et al. Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn's magnetosphere (англ.) // Science : journal. — 2005. — 13 May (vol. 308, no. 5724). — P. 989—992. — doi:10.1126/science.1109805. — PMID 15890874.
• Penz T., Lammer H., Kulikov Yu. N., Biernat H. K. The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution (англ.) // Advances in Space Research : journal. — 2005. — Vol. 36. — P. 241—250. — doi:10.1016/j.asr.2005.03.043.
• Waite J.H.(Jr) et al. Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan (англ.) // Science : journal. — 2005. — 13 May (vol. 308, no. 5724). — P. 982—986. — doi:10.1126/science.1110652. — PMID 15890873.
• Кусков О.Л., Дорофеева В.А., Кронрод В.А., Макалкин А.Б. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение крупных спутников. — УРСС, 2009.