Astronomija

Kako Titan vzdržuje svoje ozračje?

Kako Titan vzdržuje svoje ozračje?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Titan, ki je manjši od Marsa, ima ozračje, vendar Mars ne more vzdrževati svojega ozračja. Tudi Luna (Luna) nima vzdušja. Zakaj je Titan sposoben zadržati ozračje, čeprav je manjši od Marsa?


Prav imate, da je presenetljivo, da ima Titan, ki je le luna, močno atmosfero. Odgovor običajno vključuje magnetizem: Zemlja ima ozračje, ker tekoča magma znotraj planeta proizvaja magnetno polje. To magnetno polje spremeni poti delcev v sončnem vetru in tako ohrani hlapne pline nedotaknjene. Mars je sicer že imel atmosfero, tako kot Zemlja, vendar je bila magma bolj oddaljena od Sonca, zato je zmrznila in izgubila magnetne lastnosti.

Titan sam nima magnetnega polja, Saturn pa ga ima. Saturnova magnetosfera nastane z gibanjem super stisnjenega vodikovega plina znotraj planeta (kovinska tekočina). Polje je tako močno, da zajema satelite, vključno s Titanom.

Saturn nima enake magme kot Zemlja. Zemlja je skalnat planet. To pomeni, da je nastal tako blizu sonca, da se zaradi visoke temperature in sončnega vetra svetlobni plini (na primer vodik) niso mogli združiti. Zato so notranji planeti (Merkur na Mars) večinoma sestavljeni iz kamnin in kovin. Zaradi tekočega železa v zunanjem jedru je Zemlja magnetna.

Plinasti planeti imajo namesto tega trdno kovinsko / skalnato jedro (torej od tam ni magnetnega polja) in ogromno plast lahkih plinov (vodik in helij). Plini običajno niso magnetni, vendar pod tako ogromnim pritiskom prevzamejo "kovinsko" strukturo, kar pomeni, da lahko elektriko prevajajo kot kovina. Ta ista lastnost jim omogoča ustvarjanje magnetnega polja.


Saturn ga prehladi, kar zmanjša nagnjenost plinov, da izhlapijo v vesolje.

Črna telesna temperatura objektov sončnega sistema:

  • Zemlja: razdalja D = 1 AU (288 K) 16 ° C
  • Mars: D = 1,5 (232 K) -40 ° C
  • Jupiter: D = 5,2 (134 K) -138 ° C
  • Saturn: D = 9,5 (103 K) -169 ° C
  • ... Titan (94 K) -178 ° C -izmerjeno glede na izračun za druge
  • Uran: D = 19,2 (73 K) -199 ° C
  • Neptun: D = 30,1 (63 K) -209 ° C

    Ganimed, z maso 1,5X10 ^ 23 kg, v primerjavi s Titanom z maso 1,3X10 ^ 23 kg nima bistvenega ozračja, vendar je zaradi bližine sonca tudi precej toplejši. Dušik vre pri -196 ° C, zato ni nemogoče, da hladni dnevi na Titanu vključujejo dušikove nevihte. Metan in etan imata še višji temperaturi vrelišča


Sončni veter (tok nabitih delcev, ki jih oddaja zvezda) je glavni vzrok za izgubo atmosfere nebesnega telesa. Za ohranjanje ozračja bi torej nebesno telo potrebovalo magnetosfero, to je magnetno polje, ki odbije protone in elektrone sončnega vetra in jim prepreči, da bi molekulam dajali energijo, da bi uhajale iz zgornjih plasti ozračja.

Po trenutnih študijah so vir planetarnega magnetnega polja vrtinčni tokovi v tekoči kovini vrtečega se zunanjega jedra, ki jih povzročajo konvekcija in Coriolisova sila, tako imenovani "geomagnetni dinamo".

Luna je zdaj že precej geološko mrtva. Za primer Marsa se domneva, kaj se je njegov "dinamo" iz nekega razloga ustavil, vsekakor pa je dejstvo, kakšen Mars ima šibko in nepravilno magnetno polje. Toda v primeru Titana (ki v jedru nima niti veliko kovine) priskoči na pomoč plinski velikan z močnim magnetnim poljem in svoje ozračje zaščiti pred škodljivimi vplivi sončnega vetra.

Kot zanimivost omenimo domnevo, da je ta sosednja z radiacijskim pasom vzrok za večje število ogljikovodikov na Titanu.


Preprosto rečeno, sposobnost planeta ali drugega telesa, da vzdržuje ozračje, je odvisna od treh dejavnikov:

  1. Njegova gravitacija
  2. Temperatura ozračja
  3. Kemična sestava ozračja

To lahko ocenite s preprosto formulo

$$ kT ll frac {GMm} {r} $$

Kjer je $ k $ Boltzmannova konstanta, $ T $ je absolutna temperatura plina, $ G $ je gravitacijska konstanta, $ M $ je masa planeta in $ m $ je masa določene molekule. Če molekule plina ustrezajo zgornji formuli, je njihova kinetična energija veliko manjša od globine potencialne vrtine gravitacije planeta, zato ne morejo uiti. Tako bo planet ohranil svoje ozračje.

V primeru Zemlje, na primer, njena gravitacija ne zadostuje za ohranitev vodika in helija, ki imata najmanjši molekulski masi ($ m $ = 2 protonski masi).

V primeru hladnega ozračja je lahko masa nebesnega telesa, ki ga lahko zadrži, precej majhna. To je razlog, da imata Titan ali Pluton ozračje, Merkur ali Luna pa ne.


Nadzvočni vetrovi v zgornjem ozračju Titana

Opazovanja z uporabo interferometra ALMA kažejo, da vetrovi v atmosferi Titana ne pojenjajo z višino, temveč dosežejo 350 m / s na 1000 km nad površino.

Deliti

Kopirajte povezavo

Aprila 2018, le pred letom dni, je bilo na letnem srečanju Evropske geofizične zveze na Dunaju odlična tema navdušenja nad zadnjimi osupljivimi rezultati vesoljskih misij Juno in Cassini glede vetrov v globokih atmosferah Jupitra in Saturna. Z merjenjem fine strukture njihovih gravitacijskih polj je bilo razkrito, da se vetrovi v Jupitru in Saturnu raztezajo

3000 in 9000 km pod vidnimi oblaki. To je rešilo desetletje staro vprašanje z bistvenimi posledicami za notranjo strukturo teh plinskih velikanov in procese, ki ustvarjajo njihova magnetna polja.

Izkazalo se je, da sem na isti konferenci govoril o Titanovih vetrovih in predstavil gradivo, zaradi katerega bi bil prispevek trenutno objavljen v Nature Astronomy. Za Titan in njegovih 1,5 bara N2 vprašanje ni bilo «kako globoko segajo vetrovi? «, Ampak» kako močno se v tem razširijo vetrovi

1500 km debelo ozračje? »Struktura vetra v spodnjem in srednjem ozračju Titana je razmeroma dobro opisana. Leta 2005 je sonda Huygens izmerila hitrost in smer vetrov od 150 km navzdol do površine med spuščanjem po Titanovi atmosferi, v obdobju 2004-2017 pa je Cassinijev kompozitni infrardeči spektrometer CIRS zagotavljal obsežna polja temperatur nad

100-500 km nadmorske višine, iz katere je mogoče razbrati tudi vetrove (pod nekaterimi predpostavkami).

Z (med drugim) z vidika atmosferske dinamike je Titan zanimiv primer. Luna se sama počasi vrti (obdobje zemeljskega dneva 16), toda ozračje se vrti (na območje, tj. Vzporedno z ekvatorjem) veliko hitreje. Na primer na 300 km lahko dosežejo vetrovi

200 m / s v isti smeri kot trdno telo, kar ustreza obdobju vrtenja okoli Titanove osi približno 1 zemeljski dan. To situacijo - imenovano atmosferska super-rotacija - opažamo (na bolj ekstremen način) tudi na Veneri. Modelarji mislijo, da je to posledica skupnega učinka meridionalne cirkulacije, ki jo poganja sonce, ki tvori curke z visoko širino in širi valove, ki prenašajo kotni zagon ekvatorno. Titan je še bolj zanimiv od Venere, saj ima glede na svojo 27 ° poševnost letne čase, zato se meridionalni obtok spreminja skozi Titanovo leto. Na Veneri vemo, da je zgornje ozračje nad 100 km (termosfera) kraj drugega vetrnega režima. Tam vetrovi pihajo večinoma od dnevne do nočne strani kot odziv na dnevne spremembe osončenosti, medtem ko obstajajo tudi območni vetrovi, vendar manjši. Na Titanu smo imeli zgoraj zelo malo informacij o vetrnem režimu

300 km nadmorske višine. V odsotnosti meritev in situ in sledilcev vetra, kot so oblaki, je edini način za merjenje vetrov Dopplerjeva spektroskopija: molekularne črte, opažene pri visoki spektralni ločljivosti, se zdijo dopplerjevsko premikane zaradi projekcije lokalnih vetrov na črto -pogled. Pri Titanu so tehniko začeli uporabljati v zgodnjih 2000-ih na različnih valovnih dolžinah (vidna, termična infrardeča, radijska), vendar je bila omejena na nekatere razmeroma različne rezultate in omejena na nadmorske višine

450 km. Cassiniju je manjkalo tudi ustreznih instrumentov za neposredno merjenje vetrov.

Zgodnji (2013) letalski pogled na ALMA

Cassini tega ni mogel, ALMA pa. Titanov submm spekter je najbogatejši med vsemi planetarnimi ozračji in razmeroma velika navidezna velikost Titana (

1 lok, vključno z atmosfero) omogoča udobno razrešitev diska, izoliranje emisije okončin, hkrati pa ohranja dovolj signala za šum, da zazna Dopplerjev veter. Leta 2016 smo na ta način uporabili ALMA in v Titanu dobili karte vetra v najmanj 6 različnih vrstah: HCN, DCN, CH3CN, CH3CCH, HC3N in HNC. Vse karte vetra so prikazovale močne (250-350 m / s) modri premiki na vzhodnem kraku Titana in ustrezne rdeče premike na zahodnem delu, ki kažejo predvsem zonsko cirkulacijo, vendar z različno podrobno strukturo od molekule do molekule. Spodnja dva zemljevida se na primer nanašata na CH3CN in HNC. Poglejte, kako se vetrna polja razlikujejo. V CH3CN vidimo hemisferično asimetrijo, vetrovi so močnejši na jugu (pozimi) kot na severu (poletje). V HNC vidimo večinoma zelo močan ekvatorialni curek s hitrostjo skoraj 350 m / s, torej 40% večjo od hitrosti zvoka!

Zemljevidi vetra v izmerjenih CH3CN (zgoraj) in HNC (spodaj).

Kje se v ozračju pojavljajo ti močni vetrovi? Modeliranje oblik in intenzitet črt zagotavlja profile številčnosti molekul, kar posledično omogoča določanje nadmorskih višin za meritve vetra. Izjemno je, da vsaka vrsta posreduje svoje podatke o nadmorski višini, skupaj pa odvzamejo območje od 350 km do 1000 km, zgornjo nadmorsko višino (tj. Titanovo termosfero) pa sondira HNC. Precej lepo je njihova kombinacija zelo dosledno pokazala, da se hitrosti vetra povečujejo z naraščajočo nadmorsko višino (glej sliko spodaj), hkrati pa se vetrovni režim postopoma spreminja iz hemisferično-asimetričnega režima na 350 km (že sklepajo iz Cassinija) v novega odkril režim ekvatorialnega curka na 1000 km.

Enakovredna ekvatorialna hitrost vetra v odvisnosti od nadmorske višine v Titanovi atmosferi.

Obstoj ekvatorialnih vetrov z območjem 350 m / s v Titanovi termosferi je bil na podlagi meritev gostote iz Cassinija povsem nepričakovan, njegov fizični izvor pa še ni razjasnjen. Za razliko od stratosfere sončna energija verjetno ni krivec: v tem primeru bi bilo treba opazovati vetrove iz dneva v noč (kot na primer v venerini termosferi). Viri energije zaradi virov delcev (ioni, elektroni), ki so šibkejši od sončnega vhoda na Titanu, se morda tudi ne zdijo obetavni, vendar bi bila možnost, da magnetosferska plazma, ki na Titan udari s hitrostjo 120 km / s, povzroči konvekcijo v ionosferi , ki morda v končni fazi ustvarjajo vetrove v nevtralnem zgornjem ozračju. Vendar ti magnetosferski vetrovi verjetno ne bodo prodrli v ozračje pod 1000 km, medtem ko zgornja slika kaže, da močne vetrove opazujemo v območju od 350 km do 1000 km. Morda bolj verjetno je predvideti vir »od spodaj«, pri čemer se gravitacijski valovi, ki nastajajo (in jih opazujejo) na stratosferskih nivojih širijo navzgor, nalagajo zagon in pospešujejo ekvatorialne vetrove. Nujno so potrebna dodatna opazovanja za opredelitev možne spremenljivosti vetra in teoretične raziskave za oceno kvantitativne verjetnosti teh mehanizmov. Toda za zdaj ti rezultati ALMA dokazujejo, da tudi v dobi obsežnega raziskovanja sončnega sistema, ki ga prenaša vesolje, zemeljska opazovanja "dobro znanih" planetov in njihovih satelitov še vedno imajo glas.


Planetarni sateliti, naravni

IV.D.2 Titan

Titan je fascinanten svet, ki ga ima en član Voyager ekipa za posnetke imenovala "zemeljski planet v globoki zmrzali." Ima gosto atmosfero, ki vključuje plast fotokemične meglice (slika 12) in površino, ki je morda prekrita z jezeri metana ali etana. Metan je leta 1944 odkril G. P. Kuiper: Voyager poskusi so pokazali, da je glavna atmosferska sestavina dušik, glavni sestavni del Zemljine atmosfere. Metan (ki ga je z vidnih spektroskopskih linij lažje zaznati z Zemlje) lahko vsebuje le nekaj odstotkov ali manj. Atmosferski tlak Titana je 1,5-krat večji od tlaka Zemlje, toda ozračje Titana se širi precej dlje od površine (skoraj 100 km) zaradi satelitske nižje gravitacije. Ozračje je dovolj gosto, da lahko zastira površino, čeprav je HST opazil svetle površinske oznake skozi metanska atmosferska okna.

SLIKA 12. A Voyager 1 slika Titana, ki prikazuje razširjeno megleno plast.

Gostota Titan & # x27s (tabela I) pomeni večinsko sestavo 45% ledu in 55% silikatov. Verjetno ima diferencirano kamnito jedro. Titan je lahko obdržal občutno atmosfero, medtem ko enako velika Ganymede in Callisto nista bila zato, ker se je več metana in amoniaka kondenziralo pri Titan & # x27s nižji temperaturi nastajanja. Metan je ostal, medtem ko je bil amoniak fotokemično disociiran v molekularni dušik in vodik, slednji pa je dovolj lahek, da uide gravitacijskemu polju Titan. Iztekli vodik tvori šibek torus v orbitalnem položaju Titana. Čeprav ni bil neposredno zaznan, lahko argon obsega nekaj odstotkov atmosfere.

Infrardeči spektrometer je vklopljen Voyager odkril skoraj ducat organskih spojin, kot je acetilen (C2H2), etan (C2H6) in vodikov cianid (HCN), ki igrajo pomembno vlogo v prebiološki kemiji. Te molekule, ki nenehno nastajajo z interakcijo ultravijoličnega sevanja z dušikom in metanom, tvorijo megleno plast aerosolnega prahu v zgornjih ozračjih. Velik del tega materiala, ki daje Titanu rdečkasto barvo, "dežuje" na površino in lahko tvori jezera iz etana ali metana. Vloga metana na površini in v atmosferi Titana je lahko podobna vlogi vode na Zemlji, trojna točka metana (kjer lahko sobiva kot trdna snov, tekočina ali plin) je blizu površinske temperature Titana ( 93 ° K). V tem primeru metan v ozračju zajema metanska jezera in led na površini. Radarske meritve kažejo, da je večina površine Titana trdna: vsaka tekočina obstaja kot jezera in ne kot svetovni ocean.

Severno polarno območje Titana je temnejše od južnega pokrova. Zemeljska opazovanja so zaznala dolgoročne razlike v svetlosti Titana. Obe ugotovitvi sta lahko povezani z obstojem 30-letnih sezonskih ciklov na Titanu. Čeprav le majhen del vpadnega sončnega sevanja doseže površje, je Titan verjetno izpostavljen rahlemu učinku tople grede.


Masa Titana je 1.345 · 10 23 kg, masa Lune pa 7.349 · 10 22 kg. Gravitacija na površini je 1,35 m / s² za Titan in 1,62 m / s² za Luno.

Toda površinske temperature so zelo različne, 94 K za Titan, vendar je srednja površinska temperatura Lune 218 K in najvišja približno 300 K.

Zaradi visoke površinske temperature Lune ima majhen del (zaradi Bolzmanove porazdelitve) atomov plina hitrost, večjo od izhodne hitrosti Lune. Skozi milijone let je ta majhen del dovolj, da se mu izogne ​​večina plina.

Primarni dejavnik je nižja temperatura Titana, zaradi katere je največja hitrost molekul plina v Titanovi atmosferi manjša od hitrosti uhajanja. Hipotetično bombardiranje sončnega vetra povečuje tudi kinetično energijo molekul plina nad hitrostjo uhajanja, tako da bi sčasoma ozračje, ki ni zaščiteno z magnetnim poljem, izgubilo ozračje zaradi sončnega vetra.

Pretok sončnega vetra se zmanjšuje s kvadratom oddaljenosti od sonca. Ker je njegov gostiteljski planet Saturn od sonca oddaljen 10 astronomskih enot. To je 9-krat dlje od sonca kot naša luna. Torej je tok sončnega vetra, ki doseže Titan, 9 na kvadrat ali 81-krat šibkejši kot pri naši luni. Ker ima Titan v nasprotju z našo luno pomembno magnetno polje in poleg tega porabi 95% svoje orbite znotraj Saturnovega zelo močnega magnetnega polja, mali sončni veter, ki pride v bližino Titana, ta magnetna polja popolnoma odklonijo ali oslabijo.

Pravzaprav lahko domnevamo, da bi bili plazemski delci sončnega vetra tako odklonjeni in oslabljeni, da bi bila njihova povprečna hitrost do trenutka, ko prodrejo v Titanovo atmosfero na njegovih polih, veliko manjša od Titanove hitrosti uhajanja, zato sončni veter dejansko narašča Titanovo ozračje namesto da bi ga odpihnilo, kot se je zgodilo z našo luno.


Med Luno in Titanom je nekaj razlik.

Eden glavnih mehanizmov za izgubo atmosfere je toplotni izhod. Titan je veliko hladnejši. Delci, ki uhajajo, so v bistvu rep porazdelitve Maxwell-Boltzmann, del s hitrostjo, višjo od hitrosti uhajanja. Na tem koncu porazdelitve prevladuje prispevek $ e ^ <- E / kT> $, zato, kot bi pričakovali, nižja temperatura pomeni manj delcev z dovolj kinetične energije, da lahko uidejo. Upoštevajte tudi, da ker nam je mar za pobeg hitrost, medtem ko gre pri distribuciji v resnici za energijo, masivnejši delci ne bodo ušli tako enostavno. Titanovo ozračje je večinoma dušik, medtem ko je luna večinoma helij in argon. Helij v luninem ozračju se zlahka izgubi, saj je toliko lažji.

Drug velik vzrok za izgubo atmosfere je sončni veter. Titan sam nima magnetnega polja, ki bi ga zaščitilo pred sončnim vetrom, vendar se zgodi, da okoli magnetnega polja kroži ogromen planet. Titan je pred sončnim vetrom zaščiten s Saturnovo magnetosfero. Titan kroži okoli 20 $ R_S $, medtem ko je magnetopavza nekje med 16 in 27 $ R_S $, zato je Titan v magnetosferi precej časa. Zaradi prehoda skozi magnetopavzo je veliko zapletov, toda kolikor razumem, je neto učinek zagotovo zaščitniški. In seveda, Titan je bolj oddaljen od sonca, zato je sončni veter šibkejši.

Mislim, da bi bilo to od takrat

  • Titan je za 80% bolj masiven kot Luna, zato je tudi hitrost pobega nekoliko večja
  • tam je veliko hladneje - NHkako Titan vzdržuje svoje ozračje? - astronomija, [nobr] [H1toH2]

    Kako je Titan skuhal svoje vzdušje

    Saturnova velika luna Titan z manjšo luno Mimas v ospredju, kot jo je videlo vesoljsko plovilo Cassini leta 2013. Titanovo ozračje je gosto in megleno, večinoma dušikovo, kot Zemljina. Od kod dušik? Slika prek NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute.

    Titan je največja Saturnova luna in je v mnogih pogledih bolj podoben planetu kot luni. Je srhljivo podoben Zemlji, vendar zelo drugačen od Zemlje, z ekstremnim mrazom in rekami, jezeri in morji tekočega metana / etana. Titan je tudi edina luna v sončnem sistemu, ki ima gosto atmosfero in tudi na ta način spominja na glavne planete v našem sončnem sistemu. Atmosfera Titan-a je sestavljena predvsem iz dušika, kot je Zemlja. Kako se je razvijalo ozračje Titanov, je bila ena dolgoletnih skrivnosti tega bizarnega sveta.

    Nova recenzirana študija osvetli to vprašanje. Študija je bila objavljena na spletu v Ljubljani Astrofizični časopis 22. januarja 2019. Študija & # 8211 Jugozahodnega raziskovalnega inštituta (SwRI) & # 8211 kaže, da dušik v atmosferi Titan & # 8217s izvira iz & # 8220kuhanja & # 8221 organskega materiala v notranjosti Lune. Kelly Miller, raziskovalka iz SwRI-jevega oddelka za vesoljsko znanost in inženirstvo in glavna avtorica študije, je podala nekaj ozadja:

    Titan je zelo zanimiva luna, ker ima to zelo gosto atmosfero, zaradi česar je edinstven med lunami v našem sončnem sistemu. Je tudi edino telo v sončnem sistemu, razen Zemlje, ki ima na površini velike količine tekočine. Titan pa ima namesto vode tekoče ogljikovodike.

    Na Titanu se nedvomno dogaja veliko organske kemije, zato je neizpodbiten vir radovednosti.

    Glavna teorija o Titanovi atmosferi je bila, da se amoniakov led iz kometov z udarci ali fotokemijo pretvori v dušik, da tvori Titanovo atmosfero. Čeprav je to morda še vedno pomemben postopek, zanemarja učinke tega, za kar zdaj vemo, da je zelo velik del kometov: zapleten organski material.

    Koncept umetnika Huygensove sonde, ki se spušča skozi Titanovo gosto atmosfero pred pristankom leta 2005. Slika prek NASA.

    Študijo Miller & # 8217s je navdihnila misija na zelo drugačen objekt & # 8211 komet 67P / Churyumov-Gerasimenko & # 8211, ki ga je podrobno preučila Evropska vesoljska agencija & vesoljsko plovilo Rosetta # 8217s. Izkazalo se je, da je sestava kometa približno 1/2 ledu, 1/4 kamnine in 1/4 organskega materiala. Sestava kometa & # 8217s bi lahko bila po mnenju Millerja pomembna pri ugotavljanju, kako je nastalo ozračje Titana:

    Kometi in primitivna telesa v zunanjem sončnem sistemu so resnično zanimivi, ker naj bi bili ostanki gradnikov sončnega sistema. Ta majhna telesa bi lahko vključili v večja telesa, kot je Titan, v njenem jedru pa bi lahko našli gosto, z organskimi snovmi bogato kamnito snov.

    Titan, kot ga vidi radar Cassini & # 8217s, prikazuje oblake metana v ozračju. Slika prek NASA / JPL-Caltech.

    Kako natančno vse to velja za Titan? Miller je termične modele notranjosti Titan & # 8217s primerjal s podatki iz organskih snovi v meteoritih. Zamisel je bila ugotoviti, koliko plinastega materiala bi lahko nastalo pri udarcih meteorita v Titan, ko je ta prvič nastajal.

    Rezultat je bil, da je v tem scenariju mogoče upoštevati približno polovico luninega dušika in morda tudi večino njegovega metana. Organske snovi bi bile & # 8220kuhane & # 8221 v Titan, kot so nastajale pred nekaj milijardami let.

    V ozračju Titan & # 8217s je predvsem dušik, vsebuje pa tudi približno 5 odstotkov metana, ki lahko tvori organske spojine. Te organske snovi so danes po vsem Titanu & # 8211 tako v ozračju (kot meglica) kot tudi prekritju površine (vključno z masivnimi & # 8220dunami & # 8221 organskimi materiali).

    Struktura atmosfere Titan's, ki jo sestavljajo predvsem dušik in metan. Slika prek Anthonyja J. Colozze.

    Toda oskrbo z metanom v atmosferi Titan je še vedno treba nekako dopolniti, saj plin sčasoma propade, znanstveniki pa še vedno niso prepričani, kako se to zgodi. Na Zemlji večina metana prihaja iz biologije, toda na Titanu & # 8211 glede na ekstremne razmere & # 8211 obstaja večja verjetnost, da gre za prvotni metan, ki je ostal od prvega nastanka lune, podobno tistemu, ki ga najdemo v ozračjih ledenih velikanov Uran in Neptun.

    Nekateri znanstveniki pa mislijo, da je na Titanu mogoče nekakšno primitivno življenje, morda v jezerih in morjih z metanom / etanom ali v podzemnem vodnem oceanu.

    Spodnja črta: dušikovo ozračje Titan & # 8217s je edinstveno med lunami v sončnem sistemu. Dušik je bil morda v Titanu & # 8220kuhan & # 8221.


    Kategorije

    Statistika

    Glede na to, kar vemo o Titanu, se zdi, da bi moralo njegovo ozračje izginiti pred milijoni let. Torej, zakaj ni?

    SciShow ima podcast podelitve! Imenuje se SciShow Tangents. Oglejte si na http://www.scishowtangents.org

    ----------
    Podprite SciShow tako, da postanete pokrovitelj Patreona: https://www.patreon.com/scishow
    ----------
    Najlepša zahvala gre naslednjim podpornikom Patreona, ker so nam pomagali, da je SciShow za vedno brezplačen za vse:

    Silas Emrys, Charles Copley, Drew Hart, Jeffrey Mckishen, James Knight, Christoph Schwanke, Jacob, Matt Curls, Christopher R Boucher, Eric Jensen, Lehel Kovacs, Adam Brainard, Greg, GrowingViolet, Ash, Laura Sanborn, Sam Lutfi, Piya Shedden , KatieMarie Magnone, Scott Satovsky mlajši, Charles George, Alex Hackman, Chris Peters, Kevin Bealer

    Kar zadeva ozračje, se zdi, da imajo planeti v našem sončnem sistemu monopol. Tako kot od približno 150 lun tam zunaj ima samo ena pomembno vzdušje: Saturnova luna Titan.

    Ampak, to se drži. Več kot ena in pol večja od gostote Zemljine atmosfere. Titan je tako gost z meglo, da teleskopi z vidno svetlobo ne vidijo na površje.

    Zdi se, da bi to vzdušje izginilo že pred milijoni let, razen tistega, kar zagotovo vemo o Titanu. Torej, zakaj ni? Znanstveniki se še vedno učijo več, a nov vpogled morda prihaja iz presenetljivega vira: počasi pečejo komete.

    Na splošno atmosfere ni enostavno dobiti. Veliki planeti, kot sta Jupiter in Saturn, so imeli dovolj gravitacije, da so zbirali plin iz oblaka materiala okoli sebe, že ko so prvič nastali. Toda manjši planeti so morali zrasti sami.

    Tako kot zemeljsko in venerino prvotno ozračje so izpuhali plinasti vulkani in jih dopolnili z molekulami iz asteroidov. Toda na Titanu je stanje še bolj zapleteno. Glejte, Titanovo ozračje je skoraj v celoti iz dušika, v mešanico pa je dodanih približno pet odstotkov metana.

    Meglica prihaja iz kemičnih reakcij med sončno svetlobo in vrhom ozračja, ki proizvajajo organske molekule, ki ustvarjajo zlato meglo. A tu je nekaj: ker svetloba nenehno razgrajuje metan, da bi nastala ta megla, znanstveniki računajo, da bi v približno 20 milijonih letih popolnoma izginila. Torej ga mora nekaj dopolnjevati, ali pa ga verjetno ne bi bilo v bližini.

    Čeprav je Titan podobne velikosti kot Jupitrovi luni Ganimed in Kalisto, je edinstven v vzdušju. Vsaka razlaga mora torej upoštevati ne le, zakaj ima Titan ozračje, ampak tudi, zakaj druge velike lune sončnega sistema tega nimajo. Razlaga, ki so jo predlagali znanstveniki, je, da je Titanovo ozračje povezano s tem, kako je nastalo.

    Natančneje, eden od načinov, kako bi Titan lahko dobil dušik, je vodni led, dobavljen Luni med njenim nastankom. Navsezadnje se lahko veliko različnih spojin ujame v mehurčke v ledu in se zapelje okoli sončnega sistema. Nekateri znanstveniki so torej v devetdesetih predlagali, da so Titan morda bombardirali kometi, polni ledu, napolnjenega z amoniakom, spojino, ki vsebuje dušik.

    Sčasoma bi se amoniak počasi sproščal iz ledu in pretvoril v dušik, da bi napolnil ozračje. Kot lep bonus lahko to tudi pomaga razložiti, zakaj ima Titan vzdušje, medtem ko Ganymede in Callisto nimata. Prvič, Jupiter je veliko večji od Saturna, zato je bil bolj vroč, kar je v bistvu povzročilo, da je voda na teh lunah zavrela.

    Vendar pa bi njegova večja gravitacija hitreje pospešila komete v svoje lune in razstrelila led z njihove površine. Kljub temu ta hipoteza v resnici ne more razložiti izvora Titanovega metana. Po pravici povedano lahko tudi kometi vsebujejo metan!

    Toda kometi, ki smo jih preučevali od blizu, vključno s Halleyjevim kometom, vsebujejo drugačno vrsto vodika, kot jo najdemo v Titanovem metanu. Sprva je bil to velik udarec za hipotezo o kometu. Kemični odtisi ledu komete in Titanove atmosfere se niso ujemali, zato to verjetno ni bil vir Titanovega zraka.

    Potem pa je prišla misija Evropske vesoljske agencije Rosetta. Ko je Rosetta leta 2014 prispela na komet 67P / Churyumov-Gerasimenko, je to vrnilo komete nazaj v sliko. Glej, podatki iz Rosette so pokazali, da je bil komet pol ledu, približno četrtina kamnine in približno četrtina organskega materiala.

    Temeljna gradnika organskih spojin sta ogljik in vodik, enaki elementi v metanu, vendar je tudi dušik pogost element. V študiji iz leta 2019 so raziskovalci torej predstavili novo hipotezo, v kateri je ta organski material lahko tista, ki oskrbuje Titanovo ozračje. Predlagajo, da če je Titan nastal iz komet, kot je 67P, potem ima verjetno veliko organskega materiala, ujetega globoko v sebi.

    Če ima Titanovo jedro še toploto, ki ostane od nastanka, bi nekaj tega materiala nekako "spekli", segreli tako, da sprošča spojine, kot sta dušik in metan. Njihovi modeli kažejo, da bi lahko vsaj polovica dušika in ves metan v Titanovi atmosferi prihajala iz kuhanih organskih snovi v lunini opečeni notranjosti. Glavni ulov?

    Če se proizvaja v jedru, mora ves ta plin nekako iti ven. Na Zemlji se to pogosto zgodi zaradi vulkanov in nekatera ledena telesa imajo morda nekaj podobnega, imenovanega kriovulkanizem. Kriovulkanizem deluje podobno kot zemeljski vulkanizem, le da je namesto iz staljene kamnine "lava" sestavljena iz tekoče vode.

    V obeh različicah pa izbruhi povzročajo plapolajoče plume. In ti kriovulkanski plini bi lahko bili stvar, ki bo napajala Titanovo atmosfero. Le znanstveniki na Titanu še niso našli dokončnih dokazov o aktivnem kriovulkanizmu.

    Možno je, da se plini počasi sproščajo iz podzemnih rezervoarjev, skritih pod edinstvenimi luninimi jezeri. A s tako malo podatkov o Titanovi podzemni površini je težko reči zagotovo. Ironično je, da je zaradi gosto, megleno lune lune težko odgovoriti na vprašanja, kako je nastala.

    Nasini znanstveniki upajo, da bodo ta vprašanja končno obravnavali z meritvami površine in ozračja, ki jih je opravila misija Dragonfly, ki naj bi se začela leta 2027. Do takrat pa bi nam poskus razumevanja skrivnosti Titanove atmosfere lahko pomagal razumeti več o tem, kako vse atmosfere se rodijo in kako se sčasoma razvijajo. In kdo ve?

    Hipoteza o kometih je bila skoraj izključena, ker preprosto nismo vedeli dovolj o različnih vrstah kometov. Ko bomo izvedeli več o Titanu, bomo morda našli nov način, kako bi lahko tudi ti plini uhajali. Hvala, ker ste si ogledali to epizodo SciShow Space!

    Takšne teme lahko raziskujemo zaradi podpore naših pokroviteljev v Patreonu. Torej našim pokroviteljem: Hvala, ker ste nam pomagali, da internet postane bolj radoveden! Če niste pokrovitelj, a želite izvedeti več o tem, lahko to storite na Patreon.com/SciShow. [♪ OUTRO].

    za preklop bližnjic na tipkovnici.
    [(levi oklepaj): pet sekund nazaj
    ] (desni oklepaj): naprej pet sekund
    = (enako): vstavite časovni žig
    (poševnica nazaj): predvajanje ali zaustavitev videoposnetka

    Označevanje točke v videoposnetku z (?) Bo drugim uporabnikom olajšalo prepisovanje. Uporabite ga, če niste prepričani, kaj se govori, ali če niste prepričani, kako se črkuje, kaj je rečeno.


    Kako Titan vzdržuje svoje ozračje? - astronomija

    Titan, kot ga je leta 1980 gledal Voyager 1. Gosta oranžna meglica preprečuje kakršen koli pogled na površino z vidno svetlobo. (Image Credit Voyager Project, JPL, NASA, Calvin Hamilton, Solarviews)


    Tanka modra meglica v zgornjem ozračju Titana leži nad debelo oranžno meglico (lažno barvna slika)
    (Image Credit NASA / JPL)


    Plasti ozračja in meglice segajo več kot 300 kilometrov nad površino
    (Ultravijolična slika, ki prikazuje drugo megleno plast, pretvorjena v lažno barvno vizualno sliko)
    (Image Credit NASA / JPL / Space Science Institute)

    & emsp Titanova atmosfera vsebuje več kot 90% dušika, vsebuje pa tudi nekaj odstotkov metana in nekaj argona. Chemical reactions driven by absorption of ultraviolet radiation change the nitrogen and methane into various smog-like hydrocarbons which completely block our view of the surface, at least in visible light. Most of the orangish photochemical haze lies a little under 200 miles above the surface of Titan, but there is a thinner layer of blue haze another 100 miles out, and droplets of hydrocarbon compounds probably drip from the lower haze layer toward the surface, probably covering it with a tarry residue of organic compounds. There are also clouds, most likely of methane or ethane, a half dozen miles above the surface, and there may be ethane or methane oceans on the surface, although the glint characteristic of sunlight falling on lakes and oceans was not been observed in early infrared surveys of the surface by the Cassini spacecraft. Infrared observations indicate that there are lighter and darker areas on the surface, so it is not likely that the entire surface is covered by hydrocarbons. (Note: More recent Cassini observations show that there are intermittent lakes presumably made of liquid methane, and strong winds occasionally pile up "sand dunes" probably made of a mixture of methane and water ice.)

    Winds and Dunes on Titan
    &emspLarge portions of Titan's equatorial regions are covered by "sand" dunes. The sand is probably grains of hydrocarbon compounds which are piled into dunes by the prevailing winds (though recent observations show than some dunes can form and change in very short periods of time, presumably as a result of much stronger than usual winds). As on the Earth the Coriolis effect due to the rotation of Titan creates zones parallel to the Equator in which the prevailing winds blow one way or another. On both Earth and Titan winds near the Equator primarily blow toward the west, and at higher latitudes winds primarily blow toward the east. Because the Earth is larger, it has an additional region of westward winds nearer the poles, and on the even larger Jovian planets, there are several additional regions of eastward and westward winds but on Titan only the two patterns of major wind circulation exist.
    &emspGiven the westward motion of the atmosphere near the equator it would be expected that dunes would be sculpted accordingly but rather oddly the dunes appear as though they were sculpted by eastward-blowing winds. Until very recently, this was a mystery. But a new theory based on seasonal changes in the direction and strength of the winds seems to explain the matter.
    &emspSince Titan is very cold and rotates very slowly (only once in each orbit around Saturn, just as our Moon only rotates once in each orbit around the Earth), the winds driven by normal Coriolis effects are relatively slow -- less than two miles per hour -- and are apparently unable to shift the tiny grains of sand. But during Saturn's equinoxes (which, thanks to Titan's synchronous rotation, are also Titan's equinoxes), the greater heating of the equatorial regions reverses the equatorial wind direction and produces stronger winds -- two to four miles per hour -- which are able to shift the sand grains. Thus, most of the dunes are essentially stable for periods of 15 years (the time from one equinox to another), then slightly shift toward the east during the year or two nearest an equinox. (Although, as noted above, more recent observations have shown much more dramatic changes at irregular intervals, presumably due to much faster winds.)

    &emspThe image above (Image credit NASA/JPL/Space Science Institute/Planetary Photojournal) presents a map based on Cassini observations of equinoctial winds. Note that the winds are toward the east rather than westward, as is the normal case near Titan's equator.
    &emspThe image below (Image credit JPL, JSC, ESA, NASA, Cassini Radar Mapper, apod100810) is a cropped and contrast-enhanced portion of an image of Titan's sand dunes. Individual dunes are about 300 feet high, half a mile wide and stretch for hundreds of miles nearly parallel to Titan's equator. Huge swaths of such dunes cover about 20% of Titan's surface, mostly in the region within 30 degrees of its equator.

    Below, a much wider view of multiple dunes and hummocks in Xanadu (see geologic map, below)
    (Image Credit NASA/JPL-Caltech/ASI/Universite Paris-Diderot)


    Geologic map of Titan compiled from over 100 Cassini passages by the moon
    Click on the image for a much larger version
    (Image Credit NASA/JPL-Caltech/ASU)


    The left side of the geologic map of Titan click on the image to see a larger full version
    (Image Credit NASA/JPL-Caltech/ASU)


    The right side of the geologic map of Titan click on the image to see a larger full version
    (Image Credit NASA/JPL-Caltech/ASU)



    &emsp The first color image of the surface of Titan at the Huygens landing site, taken Jan 14, 2005. Ice boulders lie scattered across a surface of a wet-sand or soft clay consistency mixture of rock-hard ice and liquid methane. (Image Credit ESA, NASA, Descent Imager/Spectral Radiometer Team (LPL))

    &emsp The atmosphere of Titan is thought to be very similar to the early atmosphere of the Earth, and the presence of large amounts of complex organic compounds such as hydrogen cyanide, which is a precursor of life, makes scientists wonder whether Titan may harbor primitive lifeforms. Even though its very low temperature (discussed below) makes that somewhat unlikely, that is one of the exciting possibilities that was studied by the Huygens lander, which parachuted into Titan's atmosphere around the end of 2004. Radar imaging by the Cassini spacecraft and surface observations by the Huygens lander answered a few questions about the atmopshere and surface of the moon in the area near the landing, but raised more questions than they answered.
    &emsp Titan is able to have an atmosphere because it is relatively large and relatively cold, with surface temperatures around 290 degrees below zero Fahrenheit, and temperatures in the upper haze layers around 150 degrees below zero (the haze layers are warmer because of the heat that they absorb during the photochemical processes that produce the smog-like compounds). However, Ganymede and Callisto, the two largest moons of Jupiter, are about the same size as Titan and only about 30% warmer, so they are theoretically just as capable of holding onto an atmosphere, and neither of them has any substantial amount of gases. This makes us wonder why Titan has an atmosphere, while the other two moons don't.
    &emsp The most likely explanation of this difference is probably due to a difference in the composition of ices inside the moons. Because Jupiter formed closer to the Sun, where it was somewhat warmer, volatile ices would have been relatively rarer, and Ganymede and Callisto's ices are probably mostly water ice. Titan, forming around Saturn, which is twice as far from the Sun, in a region which was somewhat colder, although also containing substantial amounts of water ice, would have had a chance to accumulate large amounts of more volatile ices. During the early history of the Solar System, as radioactive materials contained within the rocky materials of various bodies began to heat them up and melt them, the evaporation of ammonia and methane ices would have produced a thick atmosphere of such gases. Over a period of time, absorption of ultraviolet radiation would have split off the hydrogen gas (ammonia is made of hydrogen and nitrogen, while methane is made of hydrogen and carbon), and as the hydrogen escaped into space (because anything smaller than a Jovian planet doesn't have enough gravity to hold onto such a light gas), what was left behind was the present atmosphere of nitrogen and argon, and a residue of carbon and hydrocarbon compounds. Since Ganymede and Callisto wouldn't have had nearly as much of the more volatile ices, they probably just didn't have the chance to form much of an atmosphere, and the fact that they could hold onto an atmosphere became irrelevant.
    &emsp One question about Titan's atmosphere is how it manages to maintain its concentration of methane. Theoretical calculations indicate that the loss of hydrogen gas to space and the chemical reactions which convert methane and nitrogen into heavier hydrocarbons which sink to the surface of the moon should remove all of the methane now in the atmosphere in a relatively short period of time (about ten million years, which seems like a long time, but is very short compared to the age of the Solar System). As a result there must be a continual replacement of the methane, presumably by the evaporation of methane ice from the interior.
    &emsp Titan's internal structure is unknown, but its density is almost twice that of water ice, which would imply a nearly equal mixture of ice and rocky materials. Heat generated by radioactivity within the rocky materials is probably responsible for the replenishment of methane gas in the atmosphere, but whether the heat was adequate to allow Titan to differentiate, like Ganymede, or whether Titan is more uniformly mixed, like Callisto, is not known. The Cassini spacecraft should resolve this uncertainty, but in any event Titan is not likely to have a substantially liquid region within its icy interior, because it does not have a magnetic field.
    &emsp As is true of many of the moons in the Solar System, Titan rotates synchronously, meaning that its rotation period is the same as its orbital period around Saturn (just under 16 Earth days), and it always keeps the same face towards Saturn.


    Vsebina

    Should be discussed somewhere I think .

    Instead of NH3, can't we just say ammonia so we're all on the same page? Kortoso (talk) 00:47, 23 January 2014 (UTC)

    It says "However, the 2 H– 1 H (i.e. D–H) ratio of Titan's atmosphere is (2.3 ± 0.5) × 10 −4 , nearly 1.5 times lower than that of comets. The difference suggests that cometary material is unlikely to be the major contributor to Titan's atmosphere.", which is currently unsourced. A bit above, it talks about the preferential loss of 14 N vs. 15 N due to low gravity and solar wind. Because H and D are much lighter, the same processes should be at work here, too, and to a greater degree. Hence, it seems to me that it is incorrect to a priori assume that because the D–H ratio of Titan's atmosphere does not match that of comets, its atmosphere cannot have come from comets. Or am I missing something? --JorisvS (talk) 16:52, 25 May 2015 (UTC)

    Article does not seem to say what the atmospheric density is at surface or at various heights.

      Since pressure is 1.5 x earth and surface gravity is about 0.14 g, would surface density be about 10 x earth atmosphere ?
        fig 1 has a graph suggesting it is about 3 kg/m 3 .

      0.075 lb/ft 3 ), Titan's air density must be about 5.3 kg/m 3 (

      0.3309 lb/ft 3 ). One should verify it and add it into the article. --212.186.7.232 (talk) 10:57, 16 April 2019 (UTC)

      I have just modified one external link on Atmosphere of Titan. Please take a moment to review my edit. If you have any questions, or need the bot to ignore the links, or the page altogether, please visit this simple FaQ for additional information. I made the following changes:

      When you have finished reviewing my changes, you may follow the instructions on the template below to fix any issues with the URLs.

      As of February 2018, "External links modified" talk page sections are no longer generated or monitored by InternetArchiveBot . No special action is required regarding these talk page notices, other than regular verification using the archive tool instructions below. Editors have permission to delete these "External links modified" talk page sections if they want to de-clutter talk pages, but see the RfC before doing mass systematic removals. This message is updated dynamically through the template <> (last update: 15 July 2018).

      • If you have discovered URLs which were erroneously considered dead by the bot, you can report them with this tool.
      • If you found an error with any archives or the URLs themselves, you can fix them with this tool.

      Hello, I am a graduate student in astronomy and astrobiology. I will be editing this page for a planetary atmospheres class. Tovarg (talk) 19:16, 12 June 2019 (UTC)

      This is a moon exhibiting very complex chemistry and geological processes. I appreciate a Graduate student working on this fascinating article. I hope the Kačji pastir mission to Titan is selected in July for development and launch. Cheers, Rowan Forest (talk) 23:03, 13 June 2019 (UTC) @Tovarg: There are multiple inline citations that direct to your user page. This is not acceptable in Wikipedia. Please take time to address this at your earliest convenience. Inline citations mut be references to reliable sources. (Further info at: WP:RS.) Thank you. Rowan Forest (talk) 23:09, 13 June 2019 (UTC) @Rowan Forest: Sorry about that. Is there a way I can see which inline citations need to be addressed? I read through the info you linked and all of my citations I included were automatically generated by Wikipedia. Seveda. In the introduction, there are 5 instances that the inline reference is stated as: User:Tovarg/sandbox#cite. Cheers, Rowan Forest (talk) 01:29, 14 June 2019 (UTC)


      Cornell-led astronomers cut through Titan's atmosphere to find evidence for hydrocarbon lakes

      ARECIBO, P.R. -- The smog-shrouded atmosphere of Titan, Saturn's largest moon, has been parted by Earth-based radar to reveal the first evidence of liquid hydrocarbon lakes on its surface. The observations are reported by a Cornell University-led astronomy team working with the world's largest radio/radar telescope at the National Science Foundation's (NSF) Arecibo Observatory.

      The radar observations, reported in the journal Znanost on its Science Express Web site (Oct. 2, 2003), detected specular -- or mirrorlike -- glints from Titan with properties that are consistent with liquid hydrocarbon surfaces. Cornell astronomer Donald Campbell, who led the observation team, does not rule out that the reflections could be from very smooth solid surfaces. "The surface of Titan is one of the last unstudied parcels of real estate in the solar system, and we really know very little about it," he says.

      The observations were made possible by the 1997 upgrade of the telescope's 305-meter (1,000 feet) diameter dish, which has greatly increased the sensitivity of what was already the world's most powerful radar system. The observatory is managed by the National Astronomy and Ionosphere Center (NAIC), based at Cornell in Ithaca, N.Y., which has been operating the huge telescope for the NSF since 1971.

      Campbell, who is associate director of NAIC as well as a Cornell professor of astronomy, notes that for more than two decades astronomers have speculated that the interaction of the sun's ultraviolet radiation with methane in Titan's upper atmosphere -- photochemical reactions similar to those that cause urban smog -- could have resulted in large amounts of liquid and solid hydrocarbons raining onto Titan's frigid surface (minus 290 degrees Fahrenheit, or minus 179 degrees Celsius). Campbell explains that radar signals would specularly reflect -- or glint -- from liquid surfaces on Titan, similar to sunlight glinting off the ocean. Although Titan's underlying surface is thought to be water ice, the complex chemistry in the upper atmosphere might have resulted in the icy surface being at least partly covered in liquid ethane and methane and solid hydrocarbons, says Campbell. One class of the solid hydrocarbons, often referred to as Titan tholins, was artificially created in a campus laboratory by a team led by the late Cornell astronomer Carl Sagan.

      Titan, which is about 50 percent larger than the Earth's moon, is the only satellite in the solar system with a dense atmosphere. This atmosphere is transparent to radio/radar waves and partially transparent at short infrared wavelengths but is opaque at visible wavelengths.

      The observations were made in November and December of both 2001 and 2002. The radar signal takes 2.25 hours to travel to Titan and back. The Arecibo radar operates at a 13-centimeter wavelength (2,380 megahertz), and the transmitted power is close to one megawatt (the equivalent of about 1,000 microwave ovens). Both the Arecibo telescope and the NSF's new 100-meter Robert C. Byrd Green Bank Telescope were used to receive the extremely weak radar echoes.

      Next summer, NASA's Cassini spacecraft, launched in 1997, is scheduled to go into orbit around Saturn and its moons for four years. The piggybacking Huygens probe is scheduled to plunge into the hazy Titan atmosphere and land on the moon's surface.

      On Campbell's team for the Arecibo radar observations of Titan were Gregory Black, the University of Virginia Lynn Carter, Cornell graduate student and Steven Ostro, Jet Propulsion Laboratory.

      The Arecibo Observatory part of NAIC which is operated by Cornell University under a cooperative agreement with the NSF. NASA provides partial support for Arecibo's planetary radar program. The Robert C. Byrd Green Bank Telescope is part of the National Radio Astronomy Observatory, an NSF supported institution operated under cooperative agreement by Associated Universities Inc.