Atmosféra Titanu

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Vrstvy Titanovy atmosféry ve skutečných barvách

Atmosféra Titanu je atmosféra Saturnova měsíce Titanu. Je to plně vyvinutá atmosféra, která obsahuje víc než jen stopy plynů. Její tloušťka je odhadována na 200[1] až 800[2] km. Atmosféra Titanu je na většině vlnových délek neprůhledná a znemožňuje tak z dálky pozorovat odrazové spektrum povrchu měsíce.[3] Zamlženost atmosféry bylo i příčinou chyb v odhadu jeho průměru.

Charakteristika atmosféry Titanu a její zkoumání[editovat | editovat zdroj]

Přítomnost významnější atmosféry poprvé tušil španělský astronom Josep Comas Solà, který pozoroval okrajové ztemnění Titanu v roce 1903[4] a potvrdil ji Gerard Kuiper roku 1944, kdy pomocí spektroskopie odhadl parciální tlak metanu na povrchu měsíce na řádově 10 kPa.[5] Z pozorování sond Voyager 1 a 2 vyplynulo, že Titanova atmosféra je hustší než zemská s tlakem na povrchu 1,5 vyšším. To vysvětluje její neprůhledné vrsty, které blokují většinu viditlného světla ze Slunce a dalších zdrojů a zahalují povrch Titanu. Atmosféra je tak hustá a gravitace měsíce tak nízká, že lidé by v ní mohli létat za pomoci křídel na svých rukou.[6] Sonda Huygens během svého sestupu k povrchu měsíce nemohla detekovat směr ke Slunci. Snímky, které pořídila z povrchu pak její operátoři přirovnávali k „fotografovaní asfaltového parkoviště za soumraku“.[7]

Složení atmosféry Titanu[editovat | editovat zdroj]

Hlavní složky atmosféry Titanu[editovat | editovat zdroj]

Atmosféra obsahuje 98,4 % dusíku, a je tak ve sluneční soustavě kromě zemské jediná na dusík bohatá. Dále je z 1,6 % složena z metanu a stopového množství dalších plynů jako vyšší uhlovodíky (například etan, butadiin, propin, etin, propan), kyanoacetylén, kyanovodík, oxid uhličitý, oxid uhelnatý, dikyan, argon a helium.[8] Oranžová barva atmosféry viditelná z kosmu musí být způsobena nějakými jinými složitými látkami zastoupenými v malých množstvích, nejspíše tholinem.[9] Má se za to, že uhlovodíky se tvoří v horních vrstvách atmosféry při reakcích metanu rozloženého ultrafialovým zářením Slunce. Titan nemá žádné magnetické pole a na své oběžné dráze se někdy dostane mimo Saturnovu magnetosféru, kdy je jeho atmosféra vystavena přímým účinkům slunečního větru. V něm se některé molekuly horní atmosféry ionizují a jsou odnášeny pryč. V listopadu 2007 zde byly objeveny záporné ionty o hmotnosti desetitisícinásobku hmotnosti vodíku v Titanově armosféře. Vědci se domnívají, že ty padají níž a vytvářejí oranžový závoj zahalující Titanův povrch. Jejich složení je zatím neznámé, ale předpokládá se, že jde o tholin, který může být základem tvorby složitějších molekul, například polycyklických aromatických uhlovodíků.[10]

Problematika metanu v atmosféře Titanu[editovat | editovat zdroj]

Energie ze Slunce stačí na to, aby přeměnila všechny zbytky metanu v Titanově atmosféře na složitější uhlovodíky během 50 milionů let. To je ale velmi krátká doba v porovnání se stářím sluneční soustavy. To napovídá, že se metan musí v atmosféře nějak doplňovat ze zásob na povrchu nebo pod povrchem Titanu. Vnější zdroj se dá vyloučit, protože atmosféra obsahuje více než tisíckrát méně oxidu uhelnatého než metanu. Komety naproti tomu obsahují víc oxidu uhelnatého než metanu. Možnost, že by Titan vytvořil svou atmosféru z původní saturnovské mlhoviny při jeho vzniku je taky nepravděpodobná. V takovém případě by se atmosféra víc podobala sluneční mlhovině a obsahovaly by víc vodíku a neonu.[11] Je možné, že metan v Titanově atmosféře tedy pochází z Titanu samotného a do atmosféry se dostává při kryovulkanismu.[12][13][14] Spekuluje se taky, že by metan mohl mít biologický původ.[15]

Cirkulace atmosféry Titanu a její vrstvy[editovat | editovat zdroj]

V atmosféře je patrná cirkulace ve směru rotace Titanu, tedy od západu k východu.[16] Pozorování sondy Cassini z roku 2004 napovídá, že Titanova atmosféra se otáčí mnohem rychleji než Titan sám, podobně jako Venuše.[17]

Titanova ionosféra je složitější než zemská. Její hlavní část se nachází ve výšce asi 1 200 km. Titan má ale i další vrstvu nabitých částic ve výšce 63 km; Tím je Titanova atmosféra rozdělena na dva radiové rezonátory.

Zdroj radiových vln o extrémně nízkých frekvencích je na Titanu nejasný, protože se nezdá, že by se zde ve větší míře vyskytovaly blesky.[18]

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Titan (moon) na anglické Wikipedii.

  1. Facts about Titan [online]. ESA Cassini-Huygens, [cit. 2007-08-07]. Dostupné online.  
  2. Mori K. et al.. An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula. Astrophysical Journal. 2004, roč. 607, čís. 2, s. 1065–1069. Dostupné online [cit. 2007-08-07]. DOI:10.1086/383521.   Chandra images used by Mori et al.: Photo Album – Titan
  3. Schröder, S. E., Tomasko, M. G.; Keller, H. U. The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens. American Astronomical Society, DPS meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. August 2005, roč. 37, čís. 726. Dostupné online [cit. 2007-08-20].  
  4. P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole. The Atlas of the Solar System. [s.l.] : [s.n.], 1990. ISBN 0-517-00192-6.  
  5. G. P. Kuiper. Titan: a Satellite with an Atmosphere. Astrophysical Journal. 1944, roč. 100, s. 378. Dostupné online. DOI:10.1086/144679.  
  6. Robert Zubrin. Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan : Tarcher/Putnam, 1999. ISBN 1-58542-036-0. S. 163–166.  
  7. Petre de Selding. Huygens Probe Sheds New Light on Titan. Parametr "periodikum" je povinný! SPACE.com, January 21 2005. Dostupné online [cit. 2005-03-28].  
  8. H. B. Niemann, et al.. The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Nature. 2005, roč. 438, s. 779–784. DOI:10.1038/nature04122.  
  9. BAEZ, John. This Week's Finds in Mathematical Physics [online]. University of California, Riverside, January 25, 2005, [cit. 2007-08-22]. Dostupné online.  
  10. Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler. Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere. Geophys. Res. Lett.. 2007, roč. 34, s. L22103. DOI:10.1029/2007GL030978.  
  11. A. Coustenis. Formation and evolution of Titan’s atmosphere. Space Science Reviews. 2005, roč. 116, s. 171–184. DOI:10.1007/s11214-005-1954-2.  
  12. Sushil K. Atreyaa, Elena Y. Adamsa, Hasso B. Niemann et al.. Titan's methane cycle. Planetary and Space Science. 2006, čís. 12, s. 1177. Dostupné online [cit. 2008-06-13]. DOI:10.1016/j.pss.2006.05.028.  
  13. E. R. Stofan, C. Elachi, J. I. Lunine et al.. Letters. Nature. 4 January 2007, roč. 445, s. 1177. Dostupné online [cit. 2008=-06-13]. DOI:10.1038/nature05438.  
  14. Gabriel Tobie, Jonathan Lunine, Cristophe Sotin. Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan. Nature. 2006, roč. 440, čís. 7080, s. 61–64. Dostupné online [cit. 2008-06-13]. DOI:10.1038/nature04497.  
  15. Fortes, A.D.. Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan. Icarus. 2000, roč. 146, čís. 2, s. 444–452. DOI:10.1006/icar.2000.6400.  
  16. The Way the Wind Blows on Titan. Parametr "periodikum" je povinný! Jet Propulsion Laboratory, June 1, 2007. Dostupné online [cit. 2007-06-02].  
  17. Wind or Rain or Cold of Titan's Night? [online]. Astrobiology Magazine, March 11, 2005, [cit. 2007-08-24]. Dostupné online.  
  18. Titan's Mysterious Radio Wave. Parametr "periodikum" je povinný! Jet Propulsion Laboratory, June 1, 2007. Dostupné online [cit. 2007-06-02].