Атмасфера Тытана

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Атмасфера Тытана
Titan - Northern Crescent.png

Напалову асветлены выгляд паўночнага полюса Тытана.

Асноўныя параметры
Тэмпература паверхні −179 °C
Ціск 1,5 атм
Маса 4,8×1020 кг
Склад
Азот N2 ~95 %
Метан CH4 ~4 %
Іншыя ~1 %

Атмасфера Тытана — газавая абалонка вакол натуральнага спадарожніка планеты Сатурн Тытана. Гэта нябеснае цела з'яўляецца адзіным натуральным спадарожнікам ў Сонечнай сістэме з атмасферай, якая па масе пераўзыходзіць атмасферу Зямлі і блізкая да яе па хімічным складзе.

Наяўнасць атмасферы Тытана было вызначана ў 1944 Джэрардам Койперам на падставе спектральных вымярэнняў.

Асноўныя характарыстыкі[правіць | правіць зыходнік]

Атмасфера Тытана складае каля 400 кіламетраў у таўшчыню і змяшчае некалькі слаёў вуглевадароднага «смогу», з-за чаго Тытан з'яўляецца адзіным спадарожнікам у Сонечнай сістэме, паверхню якога немагчыма назіраць ў аптычным дыяпазоне. Таксама змог з'яўляецца прычынай унікальнага для Сонечнай сістэмы антыпарніковага эфекту, які прыводзіць да зніжэння тэмпературы паверхні спадарожніка на 9 °C[1]. Разам з тым, дзякуючы масіўнай атмасферы са значнай колькасцю вуглевадародаў, Тытан валодае значным парніковым эфектам, які сярод планет Сонечнай сістэмы з цвёрдай паверхняй назіраецца толькі ў Венеры — уплыў парніковага эфекту прыводзіць да павелічэння тэмпературы паверхні на 20 °C, а сутачныя і сезонныя змены тэмпературы не пераўзыходзяць 2 °C2 °C[1].. Выраўноўванне ўмоў надвор'я ў розных абласцях спадарожніка адбываецца ў асноўным за кошт атмасфернага цеплавога пераносу, прыпаверхневыя тэмпература складае каля -179 °C (94 К).

Так як сіла цяжару на Тытане складае прыкладна адну сёмую частку ад зямной, то для стварэння ціску 1,5 атм маса атмасферы Тытана павінна быць на парадак большая за зямную[2]. Па прычыне нізкай тэмпературы каля паверхні спадарожніка, шчыльнасць атмасферы Тытана у чатыры разы пераўзыходзіць зямную.

Структура[правіць | правіць зыходнік]

Слаі ў верхняй частцы атмасферы Тытана (здымак «Касіні»)

Ніжнія слаі атмасферы Тытана, як і на Зямлі, дзеляцца на трапасферу і стратасферу. У трапасферы тэмпература з вышынёй падае — з 94 К на паверхні да 70 К на вышыні 35 км (на Зямлі трапасфера заканчваецца на вышыні 10-12 км). Да вышыні 50 км распасціраецца шырокая трапапаўза, дзе тэмпература застаецца практычна пастаяннай. А затым тэмпература пачынае расці. Такія інверсіі тэмпературы перашкаджаюць развіццю вертыкальных рухаў паветра. Яны звычайна ўзнікаюць з-за сумеснага дзеяння двух фактараў — падагрэву паветра знізу ад паверхні і падагрэву зверху дзякуючы паглынанні сонечнага выпраменьвання. У зямной атмасферы інверсія тэмпературы назіраецца на вышынях каля 50 км (стратапаўза) і 80-90 км (мезапаўза). На Тытане тэмпература ўпэўнена расце па меншай меры да 150 км. Аднак на вышынях больш за 500 км «Гюйгенс» нечакана выявіў цэлую серыю тэмпературных інверсій, кожная з якіх вызначае асобны слой атмасферы. Іх паходжанне пакуль застаецца незразумелым.

Па дадзеных «Касіні», ніжняя частка атмасферы Тытана, гэтак жа як і атмасфера Венеры, звяртаецца істотна хутчэй паверхні, прадстаўляючы сабой адзіны магутны пастаянна дзеючы ўраган. Аднак паводле вымярэнняў спушчальнага апарата, на паверхні Тытана вецер быў вельмі слабым (0,3 м/с), на невялікіх вышынях кірунак ветру змяняўся[3].

На вышынях больш за 10 км у атмасферы Тытана пастаянна дзьмуць вятры. Іх напрамак супадае з кірункам кручэння спадарожніка, а хуткасць расце з вышынёй з некалькіх метраў у секунду на вышыні 10-30 км да 30 м/с на вышыні 50-60 км. На вышынях больш за 120 км мае месца моцная турбулентнасць атмасферы — яе прыкметы былі заўважаныя яшчэ ў 1980-1981 гг., калі праз сістэму Сатурна праляталі касмічныя апараты «Вояджэр». Аднак нечаканасцю стала тое, што на вышыні каля 80 км у атмасферы Тытана зарэгістраваны штыль — сюды не пранікаюць ні вятры, што дзьмуць ніжэй за 60 км, ні турбулентныя рухі, назіраныя ўдвая вышэй. Прычыны такога дзіўнага замірання рухаў пакуль не атрымоўваецца растлумачыць.

Тытан атрымлівае занадта мала сонечнай энергіі для таго, каб забяспечыць дынаміку атмасферных працэсаў. Хутчэй за ўсё, энергію для перамяшчэння атмасферных мас забяспечваюць магутныя прыліўныя ўздзеянні Сатурна, у 400 разоў большыя сіле абумоўленыя Месяцам прылівы на Зямлі. У карысць здагадкі аб прыліўнымі характары вятроў кажа шыротная размяшчэнне град дзюн, шырока распаўсюджаных на Тытане (паводле радарных даследаваннях).

Атмасфера ў цэлым на 98,6 % складаецца з азоту, а ў прыпаверхневым слоі яго ўтрыманне памяншаецца да 95%. Такім чынам, Тытан і Зямля — адзіныя целы ў Сонечнай сістэме, якія валодаюць шчыльнай атмасферай з пераважным утрыманнем азоту (разрэджанымі азотнымі атмасферамі, акрамя таго, валодаюць Трытон, і, магчыма, Плутон). На метан прыходзіцца 1,6% ад атмасферы ў цэлым і 5% у прыпаверхневым слоі; маюцца таксама сляды этану, дыацэтылену, метылацэтылену, цыаныацэтылену, ацэтылену, прапану, вуглякіслага газу, угарнага газу, цыану, гелію. Вуглевадароды надаюць атмасферы аранжавы колер (у прыватнасці, такі колер неба, калі глядзець з паверхні). Адным з крыніц метану можа быць вулканічная актыўнасць.

У верхніх пластах атмасферы пад уздзеяннем ультрафіялетавага сонечнага выпраменьвання метан і азот ўтвараюць складаныя вуглевадародныя злучэнні. Некаторыя з іх па дадзеных мас-спектрометра Касіні ўтрымліваюць не менш як 7 атамаў вугляроду. Акрамя таго, Тытан не мае магнітасферы і, часам выходзячы за межы магнітасферы Сатурна, падвяргае верхнія слаі сваёй атмасферы ўздзеянні сонечнага ветру.

Тоўстая атмасфера не прапускае вялікую частку сонечнага святла. Пасадачны модуль Гюйгенс не змог зарэгістраваць прамых сонечных прамянёў падчас зніжэння ў атмасферы. Раней меркавалася, што атмасфера ніжэй за 60 км практычна празрыстая, аднак жоўтая смуга прысутнічае на ўсіх вышынях. Шчыльнасць імглы дазволіла здымаць паверхню, калі апарат апусціўся ніжэй за 40 км, але дзённае асвятленне на Тытане нагадвае зямны змрок. Сатурн таксама, імаверна, не можа быць бачны з паверхні Тытана.

Адной з нечаканасцей стала існаванне на Тытане ніжняга слоя іанасферы, які ляжыць паміж 40 і 140 км (максімум электраправоднасці на вышыні 60 км).

Воблачнасць і метанавыя ападкі[правіць | правіць зыходнік]

Атмасферная віхура над паўночным полюсам. «Касіні», 2006 год.

Каля паверхні тэмпература складае каля 94 К (-179 °C). Пры гэтай тэмпературы вадзяной лёд не можа выпарацца і вядзе сябе падобна цвёрдай каменнай пародзе, а атмасфера з'яўляецца вельмі сухой. Аднак такая тэмпература блізкая да патройнай кропкі метану.

Метан кандэнсуецца ў аблокі на вышыні некалькіх дзесяткаў кіламетраў. Паводле дадзеных, атрыманых «Гюйгенсам», адносная вільготнасць метану павышаецца з 45% у паверхні да 100% на вышыні 8 км (пры гэтым агульная колькасць метану, наадварот, памяншаецца). На вышыні 8-16 км распасціраецца вельмі разрэджаны слой аблокаў, якія складаюцца з сумесі вадкага метану з азотам, які пакрывае палову паверхні спадарожніка. Слабая імжа пастаянна выпадае з гэтых аблокаў на паверхню, кампенсуемая выпарэннем (аналаг гідралагічнага цыклу на Зямлі). Вышэй за 16 км, аддзелены прамежкам, ляжыць разрэджаны слой аблокаў з крышталікаў метанавага лёду.

Існуе і іншы тып воблачнасці, выяўлены яшчэ ў 90-я гады мінулага стагоддзя на здымках тэлескопа «Хабл». Фотаздымкі, зробленыя з борта Касіні, а таксама з наземных абсерваторый, паказалі наяўнасць аблокаў ў паўднёвага полюса Тытана. Гэта магутныя дажджавыя аблокі, добра прыкметныя на фоне паверхні, хутка перамяшчаюцца і змяняюць форму пад дзеяннем ветру. Звычайна яны пакрываюць адносна невялікую плошчу (менш за 1% дыска), і рассейваюцца за час парадку зямных сутак. Выкліканыя імі ліўні павінны быць вельмі інтэнсіўнымі і суправаджацца ветрам ураганнай сілы. Дажджавыя кроплі, па разліках, дасягаюць дыяметра 1 см. Аднак нягледзячы на тое, што за некалькі гадзін можа выпасці да 25 см метану, агульны ўзровень ападкаў складае ў сярэднім за зямной год некалькі см, што адпавядае клімату самых засушлівых зямных пустынь.

У верасні 1995 у раёне экватара і ў кастрычніку 2004 ў паўднёвага полюса назіраліся велізарныя аблокі плошчай да 10% дыска. Час іх з'яўлення адпавядае перыяду максімальнай інсаляцыі ў названых рэгіёнах, якая прыводзіць да з'яўлення ўзыходзячых патокаў у атмасферы. У 2004 пачалі з'яўляцца выцягнутыя вятрамі ў шыротным кірунку аблокі ў раёне 40-й паўднёвай шыраты, дзе з набліжэннем восені таксама ўзнікаюць ўзыходныя патокі.

Спектр аблокаў, насуперак чаканням, адрозніваецца ад спектру метану. Гэта можа тлумачыцца прымешкай іншых рэчываў (перш за ўсё, этану), а таксама перанасычанасцю верхніх слаёў трапасферы метанам, якая прыводзіць да ўтварэння вельмі буйных кропель.

Таксама ў атмасферы былі зарэгістраваныя вышынныя перыстыя воблакі[4].

Параўнанне з зямной атмасферай[правіць | правіць зыходнік]

Наяўнасць у атмасферы Тытана вялікай колькасці азоту (~95 %) і вуглевадародаў (~4 %) павінна было быць характэрна для ранняй атмасферы Зямлі да таго, як яе хімічны склад быў зменены уздзеяннем сонечнага выпраменьвання і да яе насычэння кіслародам прадстаўнікамі флоры ў працэсе фотасінтэзу. Адсутнасць у атмасферы Тытана двухвокісу вугляроду абумоўлена нізкай тэмпературай паверхні, роўнай -179 °C, пры якой гэты газ не можа быць прадстаўлены ў значных колькасцях.

Сучасныя ўяўленні аб паходжанні і эвалюцыі[правіць | правіць зыходнік]

Існаванне атмасферы Тытана заставалася загадкай на працягу працяглага часу, таму як блізкія па сваіх параметрах натуральныя спадарожнікі планеты Юпітэр Ганімед і Каліста практычна яе пазбаўленыя. Уяўленні пра шляхі фарміравання і эвалюцыі атмасферы Тытана з'явілася толькі ў апошнія 20-30 гадоў пасля даследаванняў з дапамогай КА Піянер-11, Вояджэр-1, Вояджэр-2 і Касіні, а таксама з дапамогай арбітальных абсерваторый і наземных тэлескопаў, забяспечаных адаптыўнай оптыкай.

Асаблівасці фізічных умоў[правіць | правіць зыходнік]

Так як арбіта планеты Сатурн размяшчаецца значна далей ад Сонца ў параўнанні з Зямлёй, колькасць сонечнага выпраменьвання і інтэнсіўнасць сонечнага ветру досыць малыя для таго, каб хімічныя элементы і злучэнні, якія застаюцца газападобнымі ва ўмовы планет зямной групы, ва ўмовах паверхні Тытана мелі тэндэнцыю прымаць агрэгатную форму вадкасці або пераходзіць у цвёрды стан. Больш нізкія тэмпературы газу таксама спрыяюць яго захаванню вакол нябесных цел нават з невялікай гравітацыяй, што тлумачыцца меншай хуткасцю руху малекул][5]. Тэмпература паверхні Тытана таксама досыць нізкая — 90 К[6][7]. Такім чынам, масавая доля рэчываў, якія могуць стаць складнікамі атмасферы, на Тытане значна вышэй у параўнанні з Зямлёй. На самай справе сучасныя даследаванні паказваюць на тое, што толькі 70% агульнай масы гэтага спадарожніка складаюць сілікатныя пароды, астатнія складнікі прадстаўлены рознымі відамі воднага лёду і гідратамі аміяку[8]. Аміяк, які лічыцца крыніцай азотнай атмасферы Тытана, можа складаць да 8% агульнай масы гідрату аміяку[9]. Згодна з сучасных мадэлей, унутраная будова спадарожніка хутчэй за ўсё стратыфікаваная і ўключае ў сябе падпаверхневы акіян з растворам гідраксіду амонія (гл. нашатырны спірт), які зверху абмежаваны павярхоўным пластом крышталічнага вадзянога лёду выгляду лёд Ic (англ.: ice Ic). Павярхоўны слой таксама ўключае ў сябе вялікую колькасць свабоднага аміяку[9]. Актыўнасць схаванага вадкага слоя крыамантыі выяўляецца ў выглядзе крыавулканізму.

Ацэнкі хуткасці страты атмасферы і яго механізму[правіць | правіць зыходнік]

У асноўным страта атмасферы абумоўлена нізкім узроўнем гравітацыі спадарожніка, а таксама з-за ўплыву сонечнага ветру і фатолізу іанізавальным выпраменьваннем[10][11]. Сучасныя ацэнкі страт атмасферы Тытана па параўнанні з яе першапачатковымі характарыстыкамі вырабляюцца на падставе аналізу суадносін ізатопаў азоту 14N/15N. Больш лёгкі ізатоп азоту 14N павінен губляцца хутчэй пад уздзеяннем нагрэву і іанізацыі выпраменьваннем. Так як суадносіны 14N/15N на стадыі ўтварэння Тытана з протапланетнага воблака вядомыя недастаткова добра , сучасныя даследаванні даюць 1,5-100 кратнае памяншэнне масы атмасфернага N2 у параўнанні з першапачатковым. Пры гэтым несумненна толькі, што з пачатку існавання атмасферы Тытана яе маса ў выніку страт у космас паменшылася не менш чым у 1.5 разы[10]. Так як азот складае 98% усёй сучаснай атмасферы Тытана, аналіз суадносін ізатопаў паказвае на тое, што большая частка яго атмасферы была страчана за час існавання гэтага спадарожніка[12].

З іншага боку, атмасферны ціск на паверхні спадарожніка цяпер застаецца вялікім, складаючы 1,5 атм, а геалагічны склад Тытана прадугледжвае значныя запасы для папаўнення страт газу[7]. Асобныя даследаванні паказваюць, што ўсе асноўныя страты атмасферы маглі адбыцца ў першыя 50 млн гадоў пасля пачатку тэрмаядзерных рэакцый на Сонцы, а пазнейшыя змены параметраў атмасферы былі нязначныя[11].

Параўнанне Тытана з Ганімедам і Каліста[правіць | правіць зыходнік]

Натуральныя спадарожнікі планеты Юпітэр Ганімед і Каліста па памерах не саступаюць і нават пераўзыходзяць Тытан, іх ўнутраная будова павінна быць таксама падобным. Тым не менш спадарожнікі Юпітэра не валодаюць якой-небудзь значнай газавай абалонкай. Існуючыя тлумачэнні гэтага факту грунтуюцца на розным становішчы гэтых аб'ектаў у Сонечнай сістэме і на адрозненнях ў асноўных характарыстыках іх цэнтральных планет.

Існуе два тлумачэнні з'яўлення азоту ў першапачатковай атмасферы Тытана: першае тлумачэнне грунтуецца на дапушчэнні аб паступовым выдзяленні аміяку з наступным яго фатолізам; другое прадугледжвае адсутнасць ролі працэсу фатолізу і паступленне хімічна свабоднага азоту, звязанага ў клатраты, з акрэцыйнага дыску. Як паказаў аналіз вымярэнняў спушчальнага апарата «Гюйгенс», апошні шлях утварэння протаатмасферы не мог гуляць вырашальнай ролі па прычыне малой колькасці аргону, які быў прадстаўлены ў пратапланетным воблаку, але не быў знойдзены ў тым жа працэнтных адносінах ў сучаснай атмасферы Тытана[13]. Недастатковая канцэнтрацыя 36Ar і 38Ar таксама паказвае на тое, што тэмпература протапланетнага воблака ў вобласці ўтварэння прота-Сатурна была вышэй тэмпературы ~40 К, неабходнай для звязвання аргону ў клатратах. На самай справе гэтая вобласць магла быць нават цяплей 75 К, што абмяжоўвала хімічнае звязванне аміяку ў гідратамі[14]. Тэмпература ў вобласці ўтварэння прота-Юпітэра павінна была быць яшчэ вышэй па прычыне ў два разы больш блізкай да Сонца адлегласці і большай масы планеты, што сур'ёзна скарачала колькасць аміяку, які паступае з акрэцыйнага дыску да Ганімеду і Каліста. Іх азотная протаатмасфера была занадта тонкай і не мела дастатковых геалагічных рэзерваў для кампенсаваннем страт азоту[14]

Альтэрнатыўнае тлумачэнне складаецца ў тым, што сутыкненні з каметамі Каліста і Ганімеда прыводзяць да выдзялення большай колькасці энергіі з прычыны больш моцнага гравітацыйнага поля Юпітэра у параўнанні з Сатурнам. Гэтыя сутыкненні маглі прыводзіць да значных страт масы протаатмасфер буйных спадарожнікаў Юпітэра, а ў выпадку Тытана, наадварот, папаўняць яе новым запасам лятучых рэчываў. Аднак, у атмасферы Тытана суадносіны ізатопаў вадароду 2H/1H складае 2,3 ± 0,5×10−4, што прыблізна ў 1,5 разы менш значэння, характэрнага для камет[13][12]. Гэта адрозненне мяркуе, што сутыкненні з каметамі не маглі быць асноўным пастаўшчыком матэрыялу пры фарміраванні протаатмасферы Тытана.

Магнітасфера і атмасфера[правіць | правіць зыходнік]

У Тытана не было выяўлена ўласнага магнітнага поля[15]. Яго адлегласць ад цэнтральнай планеты складае 20,3 радыусаў Сатурна. Гэта азначае, што Тытан падчас свайго руху па арбіце час ад часу знаходзіцца ў межах магнітасферы планеты Сатурн. Перыяд абарачэння Сатурна вакол сваёй восі складае 10,7 гадзін, а перыяд абарачэння Тытана вакол цэнтральнай планеты — 15,95 дня. Таму любая зараджаная часціца ў магнітным полі Сатурна валодае адноснай хуткасцю каля 100 км/с пры сутыкненні з Тытанам[15]. Такім чынам, разам з абаронай ад сонечнага ветру, магнітасфера Сатурна можа быць прычынай дадатковых страт атмасферы[16].

Зноскі

  1. 1,0 1,1 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. // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2001 г.. — № 49. — С. 79-99.
  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. На Титане зарегистрированы перистые облака — Компьюлента
  5. P.A. Bland et al. (2005). "Trace element carrier phases in primitive chondrite matrix: implications for volatile element fractionation in the inner solar system". Lunar and Planetary Science XXXVI: 1841. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1841.pdf. 
  6. F.M. Flasar et al. (2005). "Titan's atmospheric temperatures, winds, and composition". Science 308 (5724): 975–978. doi:10.1126/science.1111150. PMID 15894528. 
  7. 7,0 7,1 G. Lindal et al. (1983). "The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements". Icarus 53: 348–363. doi:10.1016/0019-1035(83)90155-0. 
  8. G. Tobie, J.I. Lunine, C. Sotin (2006). "Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan". Nature 440 (7080): 61–64. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489. 
  9. 9,0 9,1 G. Tobie et al. (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus 175: 496–502. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. 
  10. 10,0 10,1 J.H. Waite (Jr) et al. (2005). "Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan". Science 308 (5724): 982–986. doi:10.1126/science.1110652. PMID 15890873. 
  11. 11,0 11,1 T. Penz, H. Lammer, Yu.N. Kulikov, H.K. Biernat (2005). "The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution". Advances in Space Research 36: 241–250. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043. 
  12. 12,0 12,1 A. Coustenis (2005). "Formation and Evolution of Titan's Atmosphere". Space Science Reviews 116: 171–184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. 
  13. 13,0 13,1 H.B. Niemann et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature 438 (7069): 779–784. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. 
  14. 14,0 14,1 T.C. Owen, H. Niemann, S. Atreya, M.Y. Zolotov (2006). "Between heaven and Earth: the exploration of Titan". Faraday Discussions 133: 387–391. doi:10.1039/b517174a. 
  15. 15,0 15,1 H. Backes et al. (2005). "Titan's magnetic field signature during the first Cassini encounter". Science 308 (5724): 992–995. doi:10.1126/science.1109763. PMID 15890875. 
  16. D.G. Mitchell et al. (2005). "Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn's magnetosphere". Science 308 (5724): 989–992. doi:10.1126/science.1109805. PMID 15890874.