Атмосфера Титана

Атмосфера Титана (англ. Atmosphere of Titan) — газовая оболочка вокруг Титана, характеризуется как плотная, химически активная и богатая органикой.

Общие сведения

Составляет примерно 400 км в толщину.

Имеет несколько слоёв углеводородного «смога». Оранжевый цвет, видимый из космоса, создается другими более сложными химическими веществами в небольших количествах, возможно, толинами, смолоподобными органическими осадками. Из-за чего Титан является единственным спутником Солнечной системы, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне. Кроме того, данный смог является причиной уникального для Солнечной системы антипарникового эффекта, который приводит к снижению температуры поверхности спутника на 9 °C. Но наряду с этим, благодаря массивной атмосфере с существенным количеством углеводородов, Титан имеет заметный парниковый эффект (схожее явление известно также у Венеры) — влияние парникового эффекта приводит к повышению температуры поверхности на 20 °C, а суточные и сезонные изменения температуры не превосходят 2 °C. Выравнивание погодных условий в разных областях спутника осуществляется главным образом за счёт атмосферного теплового переноса, приповерхностная температура составляет около −179 °C (94 К).

Ввиду низкой температуры возле поверхности, плотность титанианской атмосферы в 4 раза превосходит земную.

Давление на поверхности примерно на 50% выше, чем на Земле, и составляет 1,5 бара (147 кПа), что близко к тройной точке метана и допускает наличие газообразного метана в атмосфере и жидкого метана на поверхности.

Вертикальная структура

Вертикальная структура атмосферы Титана похожа на Землю.

Нижние слои атмосферы делятся на тропосферу и стратосферу. В тропосфере температура с высотой падает — с 94 К на поверхности до 70 К на высоте 35 км (на Земле тропосфера заканчивается на высоте 10—12 км). До высоты 50 км простирается обширная тропопауза, где температура почти постоянная. Затем температура начинает расти. Такие инверсии температуры препятствуют развитию вертикальных движений воздуха. Они обычно возникают из-за совместного действия двух факторов — подогрева воздуха снизу от поверхности и подогрева сверху благодаря поглощению солнечного излучения. В земной атмосфере инверсия температуры наблюдается на высотах около 50 км (стратопауза) и 80—90 км (мезопауза). На Титане температура уверенно растет по крайней мере до 150 км. Но на высотах свыше 500 км «Гюйгенс» неожиданно выявил серию температурных инверсий, каждая из которых определяет отдельный слой атмосферы. Их происхождение остаётся невыясненным.

Согласно сведениям, полученным КА «Кассини», нижняя часть атмосферы Титана, как и атмосфера Венеры, обращается заметно быстрее поверхности, представляя собой единый мощный постоянно действующий ураган. Но по данным измерениям посадочного аппарата, на поверхности спутника ветер был довольно слабым (0,3 м/с), на малых высотах направление ветра менялось.

На высотах свыше 10 км постоянно дуют ветры. Их направление совпадает с направлением вращения Титана, а скорость растёт с высотой с нескольких метров в секунду на высоте 10—30 км до 30 м/с на высоте 50—60 км. На высоте свыше 120 км имеет место сильная турбулентность атмосферы — её признаки были замечены в 1980—1981 годах КА «Вояджером». На высоте ~80 км зарегистрирован штиль — сюда не проникают ни ветры, дующие ниже 60 км, ни турбулентные движения, наблюдаемые вдвое выше.

Так как Титан получает недостаточно солнечной энергии (из-за более дальнего расстояния от Солнца, ~ 10 а.е.) для того, чтобы обеспечить динамику атмосферных процессов, предполагается, энергию для перемещения атмосферных масс обеспечивают мощные приливные воздействия Сатурна, в 400 раз превышающие по силе обусловленные Луной приливы на Земле. В пользу гипотезы о приливном характере ветров указывается широтное расположение гряд дюн, частых на Титане.

Метан конденсируется в облака на высоте нескольких десятков км. Относительная влажность метана повышается с 45% у поверхности до 100% на высоте 8 км (при этом общее количество метана, однако, уменьшается). На высоте 8—16 км простирается крайне разреженный слой облаков из смеси жидкого метана с азотом, покрывающий половину поверхности спутника. Слабая изморось постоянно выпадает из этих облаков на поверхность, компенсируемая испарением (аналог гидрологического цикла на Земле). Выше 16 км, отделенный промежутком, лежит разреженный слой облаков из кристалликов метанового льда.

Выявлены высотные перистые облака.

• Тропосфера. Так как метан конденсируется из атмосферы Титана на больших высотах, его содержание увеличивается ниже тропопаузы на высоте 32 км (20 миль), выравниваясь на уровне 4,9% между 8 км (5 миль) и поверхностью. В тропосфере наблюдаются метановые дожди, дымка и различные слои облаков.

• Стратосфера: состав атмосферы в стратосфере на 98,4% состоит из азота, остальные 1,6% состоят в основном из метана (1,4%) и водорода (0,1–0,2%). Основной слой толиновой дымки находится в стратосфере на высоте около 100—210 км. В этом слое наблюдается сильная температурная инверсия, вызванная дымкой из-за высокого отношения коротковолновой непрозрачности к инфракрасной.

• Мезосфера: отдельный слой дымки находится на высоте около 450—500 км в мезосфере. Температура в этом слое аналогична температуре термосферы из-за охлаждения линий цианистого водорода HCN.

• Термосфера: атмосфера спутника богата аэрозолями из органических веществ, которые образуются в термосфере при фотолизе молекул N₂ и CH₄, а затем медленно оседают на поверхность Титана.

• Ионосфера: на высоте 1200 км с дополнительным слоем заряженных частиц на высоте 63 км. Это в некоторой степени разделяет атмосферу Титана на две отдельные радиорезонансные камеры. Источник естественных крайне низкочастотныхволн на Титане, обнаруженный Кассини-Гюйгенс, неясен. Ведущими источниками ионосферы Титана являются солнечное излучение, электроны и ионы магнитосферы Сатурна (H₂⁺, H⁺, O⁺), дрейфующие вдоль силовых линий магнитного поля, и галактические космические лучи. Нижний слой ионосферы лежито между 40 и 140 км (максимум электропроводности на высоте 60 км).

Потеря атмосферы

Потеря титанианской атмосферы преимущественно связана с низким уровнем гравитации Титана, с солнечным ветром и фотолизом ионизирующим излучением. Отсюда неизбежно делается вывод, о процессе восполнения потерь газа. К тому же метан легко разрушается под воздействием солнечного света, поэтому для поддержания уровня этого газа в атмосфере небесного тела необходимо наличие его постоянных источников.

По одной из версий, метан является результатом таяния замёрзших залежей этого вещества под поверхностью спутника.

Аналогично, исследователи предположили, что облака Титана могли образовываться из подземных резервуаров метана — «ледяных вулканов». Но изучив половину поверхности спутника учёные пришли к выводу о том, что на Титане нет заметной вулканической активности.

Келли Миллер из Юго-Западного исследовательского института в Техасе предположила, что материал для атмосферы, в частности аммиак, могут заносит кометы.

Высказывались гипотезы и о биологическом происхождении метана.

Химический состав

Химия атмосферы Титана разнообразна и сложна. В каждом слое атмосферы происходят уникальные химические взаимодействия, которые затем взаимодействуют с другими подслоями атмосферы. В частности, предполагается, что углеводороды формируются в верхних слоях атмосферы в результате реакций, возникающих при распаде метана солнечным ультрафиолетовым светом, в итоге и появляется густой оранжевый смог.

В целом титанианская атмосфера на 98,6 % состоит из азота (в приповерхностном слое его содержание падает до 95 %). На метан приходится 1,6 % от атмосферы в целом и 5 % в приповерхностном слое; имеются также следы этана, диацетилена, метилацетилена, цианоацетилена, ацетилена, пропана, углекислого газа, угарного газа, циана, гелия. Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности).

Ниже показаны механизмы образования и потери наиболее распространенных фотохимически произведенных молекул титанианской атмосферы:

Молекула	Возникновение	Исчезновение
Водород	фотолиз метана	утечка
Монооксид углерода	${\ce {O + CH3->H2CO + H}}$ ${\ce {H2CO + h\nu->CO + H2/2H}}$	${\ce {CO + OH->CO2 + H}}$
Этан	${\ce {2CH3 + M->C2H6 + M}}$	Конденсация
Ацетилен	${\ce {C2H + CH4->C2H2 + CH3}}$	${\ce {C2H2 + h\nu->C2H + H}}$ Condensation
Пропан	${\ce {CH3 + C2H5 + M->C3H8 + M}}$	Конденсация
Этилен	${\ce {CH + CH4->C2H4 + H}}$ ${\ce {CH2 + CH3->C2H4 + H}}$	${\ce {C2H4 + h\nu->C2H2 + H2/2H}}$
Цианистый водород	${\ce {N + CH3->H2CN + H}}$ ${\ce {H2CN + H->HCN + H2}}$	Конденсация
Углекислый газ	${\ce {CO + OH->CO2 + H}}$	Конденсация
Метилацетилен	${\ce {CH + C2H4->CH3CCH + H}}$	${\ce {CH3CCH + h\nu->C3H3 + H}}$ ${\ce {H + CH3CCH->C3H5}}$
Диацетилен	${\ce {C2H + C2H2->C4H2 + H}}$	${\ce {C4H2 + h\nu->C4H + H}}$

История исследования

Присутствие значительной атмосферы Титанабыло впервые предположено испанским астрономом Хосепом Комасом и Сола, который в 1903 году наблюдал отчетливое потемнение края Титана из обсерватории Фабра в Барселоне.

Наличие титанианской атмосферы подтвердил в 1944 году голландско-американский астроном Джерард Койпер на базе спектральных измерений.

В 1980 году «Voyager 1» провел первые детальные наблюдения за атмосферой Титана, обнаружив, что давление на его поверхности составляло 1,5 бара (практически в 1,48 раза больше, чем у Земли).

Совместная миссия НАСА/ЕКА «Кассини-Гюйгенс» показала, что на Титане могут возникать сложные органические вещества, включая полициклические ароматические углеводороды, пропилен и метан.

В ноябре 2007 года учёные обнаружили в ионосфере Титана отрицательные ионы, примерно в 13 800 раз превышающие массу водорода, которые, как полагают, падают в нижние области, образуя оранжевую дымку, скрывающую поверхность Титана.

В 2014 году было выяснено, что оранжевый цвет атмосфере придаёт смесь углеводородов и нитрилов.

1 декабря 2022 года астрономы сообщили о наблюдении облаков, по-видимому, состоящих из метана.