Атмосфе́ра Тита́на — газова оболонка навколо природного супутника планети Сатурн Титана. Це небесне тіло є єдиним природним супутником у Сонячній системі з атмосферою, яка переважає за масою атмосферу Землі і близька до неї за хімічним складом.
Атмосфера Титана | ||
---|---|---|
Напівосвітлений вид північного полюса Титана. | ||
Основні параметри | ||
Температура поверхні | −179 °C | |
Тиск | 1,5 атм | |
Маса | 4,8·1020 кг | |
Склад | ||
Азот | N2 | ~95 % |
Метан | CH4 | ~4 % |
інші гази | ~1 % |
Наявність атмосфери Титана була визначена в 1944 році Джерардом Койпером на підставі спектральних вимірювань.
Характеристики
Атмосфера Титана має близько 400 кілометрів завтовшки і містить кілька шарів вуглеводневого «смогу» через що Титан є єдиним супутником у Сонячній системі, поверхню якого неможливо спостерігати в оптичному діапазоні. Смог також є причиною унікального для Сонячної системи антипарникового ефекту, який призводить до зниження температури поверхні супутника на 9 °C. Разом з тим, завдяки масивній атмосфері зі значною кількістю вуглеводнів, Титан має значний парниковий ефект, який серед планет Сонячної системи з твердою поверхнею спостерігається лише у Венери — вплив парникового ефекту призводить до збільшення температури поверхні на 20 °C, а добові та сезонні зміни температури вищими на 2 °C. Вирівнювання погодних умов у різних областях супутника відбувається переважно за рахунок атмосферного теплового переносу, приповерхнева температура становить близько -179 °C (94 К).
Оскільки сила тяжіння на Титані становить приблизно одну сьому частину від земної, то для створення тиску 1,5 атм маса атмосфери Титана має бути на порядок більшою, ніж маса атмосфери Землі. Унаслідок низької температури біля поверхні супутника густина атмосфери Титана вчетверо більша, ніж густина атмосфери Землі.
Структура
Нижні шари атмосфери Титана, як і на Землі, поділяють на тропосферу й стратосферу. У тропосфері температура з висотою падає — з 94 К на поверхні до 70 К на висоті 35 км (на Землі тропосфера закінчується на висоті 10-12 км). До висоти 50 км тягнеться велика тропопауза, де температура залишається майже незмінною. А потім температура починає зростати. Такі інверсії температури перешкоджають розвитку вертикальних рухів повітря. Вони зазвичай виникають через спільну дію двох факторів — підігрів повітря знизу від поверхні і підігрів зверху завдяки поглинанню сонячного випромінювання. У земній атмосфері інверсія температури спостерігається на висотах близько 50 км (стратопауза) і 80-90 км (мезопауза). На Титані температура впевнено зростає принаймні до 150 км. Однак, на висотах понад 500 км «Гюйгенс» несподівано виявив цілу серію температурних інверсій кожна з яких визначає окремий шар атмосфери. Їх походження залишається незрозумілим.
За даними «Кассіні — Гюйгенса» нижня частина атмосфери Титана, так само як і атмосфера Венери, обертається істотно швидше поверхні, являючи собою єдиний потужний, постійний ураган. Однак, відповідно до вимірів посадкового апарата на поверхні Титана, вітер був дуже слабким (03 м/с), на невеликих висотах напрям вітру змінювався.
На висотах понад 10 км в атмосфері Титана постійно дмуть вітри. Їх напрямок збігається з напрямком обертання супутника, а швидкість зростає з висотою від кількох метрів на секунду на висоті 10-30 км до 30 м/с на висоті 50-60 км. На висотах понад 120 км виникає сильна турбулентність атмосфери — її ознаки були помічені ще в 1980—1981 роках, коли через систему Сатурна пролітали космічні апарати «Вояджер». Однак, несподіванкою стало те, що на висоті близько 80 км в атмосфері Титана зареєстрований штиль — сюди не потрапляють ні вітри що дмуть нижче 60 км, ні турбулентні рухи, які спостерігаються вдвічі вище. Причини такого дивного завмирання рухів поки не вдається пояснити.
Титан отримує занадто мало сонячної енергії для того щоб забезпечити динаміку атмосферних процесів. Найімовірніше, енергію для руху атмосферних мас забезпечують потужні припливи від Сатурна, що в 400 разів перевищують припливи, зумовлені Місяцем на Землі. На користь припущення про припливний характер вітрів свідчить і широтне розташування гряд дюн, широко поширених на Титані (згідно з радіолокаційними дослідженнями).
Атмосфера в цілому на 98,6% складається з азоту[], а в поверхневому шарі його вміст зменшується до 95 %. Таким чином, Титан і Земля — єдині тіла в Сонячній системі, що мають доволі потужну атмосферу з переважним вмістом азоту (розріджені азотні атмосфери є також на Тритоні й Плутоні). На метан припадає 16% атмосфери в цілому[] і 5 % — у приповерхневому шарі; є також сліди етану, диацетилу, метилацетилену, ціаноацетилену, ацетилену, пропану, вуглекислого газу, чадного газу, ціану, гелію. Вуглеводні надають атмосфері помаранчевий колір (зокрема, такий колір небо має, якщо дивитися з поверхні). 2014 року дослідники встановили, що помаранчевий колір атмосфері Титана надає суміш вуглеводнів і нітрилів. Одним з джерел метану може бути вулканічна активність.
У верхніх шарах атмосфери під впливом ультрафіолетового сонячного випромінювання метан і азот утворюють складні вуглеводневі сполуки. Деякі з них за даними мас-спектрометра Кассіні містять не менш як 7 атомів вуглецю. Крім того, Титан не має магнітосфери і часом, коли Титан виходить за межі магнітосфери Сатурна, верхні шари атмосфери зазнають впливу сонячного вітру.
Товста атмосфера не пропускає більшу частину сонячного світла. Посадковий модуль Гюйгенс не зміг зареєструвати прямих сонячних променів під час зниження в атмосфері. Раніше передбачалося, що атмосфера нижче 60 км практично прозора, однак жовтий серпанок наявний на всіх висотах. Щільність димки дозволила знімати поверхню, коли апарат опустився нижче 40 км, але денне освітлення на Титані нагадує земні сутінки. Імовірно, з поверхні Титана ніколи не видно й Сатурн.
Однією з несподіванок стало існування на Титані нижнього шару іоносфери що лежить між 40 і 140 км (максимум електропровідності на висоті 60 км).
Хмарність і метанові опади
Біля поверхні температура становить близько 94 К (-179 °C). За такої температури водяний лід не може випаровуватися і поводиться подібно до твердої кам'яної породи, а атмосфера є дуже сухою. Однак, така температура близька до потрійної точки метану.
Метан конденсується в хмари на висоті декількох десятків кілометрів. Згідно з даними, отриманими «Гюйгенсом», відносна вологість метану підвищується з 45 % біля поверхні до 100 % на висоті 8 км (при цьому загальна кількість метану навпаки зменшується). На висоті 8-16 км простягається дуже розріджений шар хмар, що складаються з суміші рідкого метану і азоту, який вкриває половину поверхні супутника. Слабка мряка постійно випадає з цих хмар на поверхню, що компенсується випаровуванням (аналог гідрологічного циклу на Землі). Вище 16 км відокремлений проміжком лежить розріджений шар хмар з кристаликів метанового льоду.
Існує й інший тип хмарності, виявлений ще в 1990-х роках на знімках телескопа «Хаббл». Фотографії, зроблені з борту Кассіні, а також з наземних обсерваторій, показали наявність потужних дощових хмар біля південного полюса Титана, які добре помітні на тлі поверхні. Ці хмари швидко рухаються і змінюють форму під дією вітру. Зазвичай вони вкривають відносно невелику площу (менше 1 % диска) і розсіюються за час порядку земних діб. Викликані ними зливи мають бути дуже інтенсивними й супроводжуватися вітром ураганної сили. Дощові краплі за розрахунками досягають діаметра 1 см. Однак попри те, що за кілька годин може випасти до 25 см метану, загальний рівень опадів (за земний рік) в середньому становить кілька см, що відповідає клімату найбільш посушливих земних пустель.
У вересні 1995 року поблизу екватора і в жовтні 2004 року біля південного полюса спостерігалися величезні хмари площею до 10 % диска. Час їх появи відповідає періоду максимальної інсоляції в зазначених регіонах, що приводить до утворення висхідних потоків в атмосфері. 2004 року почали з'являтися витягнуті вітрами в широтному напрямку хмари поблизу 40 ° південної широти, де з наближенням осені також виникають висхідні потоки.
Спектр хмар всупереч очікуванням відрізняється від спектру метану. Це може пояснюватися домішкою інших речовин (насамперед етану), а також перенасиченістю верхніх шарів тропосфери метаном, що призводить до утворення дуже великих крапель.
Також в атмосфері були зареєстровані висотні перисті хмари.
Порівняння із земною атмосферою
Наявність в атмосфері Титана великої кількості азоту (~ 95 %) і вуглеводнів (~ 4 %) мало бути характерно для ранньої атмосфери Землі до того, як її хімічний склад був змінений впливом сонячного випромінювання і до її насичення киснем представниками флори в процесі фотосинтезу. Відсутність в атмосфері Титана діоксиду вуглецю обумовлена низькою температурою поверхні, рівною -179 °C, при якій цей газ не може бути наявним у значних кількостях.
Сучасні уявлення про походження й еволюцію
Існування атмосфери Титана залишалося загадкою протягом тривалого часу, тому як близькі за своїми параметрами природні супутники планети Юпітер Ганімед і Каллісто практично її позбавлені. Уявлення про шляхи формування та еволюції атмосфери Титана з'явилося лише в останні 20-30 років після досліджень за допомогою КА «Піонер 11», Вояджер-1, Вояджер-2 і «Кассіні», а також за допомогою орбітальних обсерваторій і наземних телескопів, забезпечених адаптивною оптикою.
Особливості фізичних умов
Оскільки орбіта планети Сатурн розташована значно далі від Сонця (у порівнянні з Землею), кількість сонячного випромінювання, що надходить, та інтенсивність сонячного вітру досить малі, тому хімічні елементи й сполуки, які в умовах планет земної групи мають газоподібний стан, в умовах поверхні Титана переходять в агрегатний стан рідини або в твердий стан. Нижчі температури газу також сприяють його збереженню навколо небесних тіл навіть з невеликою гравітацією, що пояснюється меншою швидкістю руху молекул. Температура поверхні Титана також досить низька — 90 К . Таким чином масова частка речовин, які можуть стати складовими атмосфери, на Титані значно вища в порівнянні з Землею. Насправді сучасні дослідження вказують на те що лише 70 % загальної маси цього супутника складають силікатні породи, інші складові представлені різними видами водного льоду і гідратами аміаку. Аміак, який вважають джерелом азотної атмосфери Титана, може становити до 8 % загальної маси гідрату аміаку. Згідно з сучасними моделями, внутрішня будова супутника найімовірніше стратифікована і включає в себе підповерхневий океан з розчином гідроксиду амонію (див. Нашатирний спирт) який зверху обмежений поверхневим шаром кристалічного водяного льоду. Поверхневий шар також включає в себе велику кількість вільного аміаку. Активність прихованого рідкого шару кріомантії виявляється у вигляді кріовулканізму.
Оцінки швидкості втрати атмосфери і його механізму
Втрата атмосфери обумовлена здебільшого низьким рівнем гравітації супутника, а також впливом сонячного вітру й фотолізу іонізуючим випромінюванням . Сучасні оцінки втрати атмосфери Титана (в порівнянні з її початковими характеристиками) виробляються на підставі аналізу співвідношення ізотопів азоту 14N /15N. Легший ізотоп азоту 14N має втрачатися швидше під впливом нагріву і іонізації випромінюванням. Оскільки співвідношення 14N / 15N на стадії утворення Титана з протопланетної хмари відоме не досить добре, сучасні дослідження дають зменшення маси атмосферного N2 в 1,5-100 разів (у порівнянні з початковою). Безсумнівно тільки, що від початку існування атмосфери Титана її маса в результаті втрат у космос зменшилася принаймні в 1,5 рази. Оскільки азот становить 98 % усієї сучасної атмосфери Титана, аналіз співвідношення ізотопів вказує на те, що за час свого існування цей супутник втратив більшу частину своєї атмосфери.
З іншого боку, атмосферний тиск на поверхні супутника нині залишається великим, становлячи 15 атм, а геологічний склад Титана передбачає значні запаси для поповнення втрат газу. Окремі дослідження вказують, що всі основні втрати атмосфери могли статися в перші 50 млн років після початку термоядерних реакцій на Сонці, а пізніші зміни параметрів атмосфери були незначними.
Порівняння Титана з Ганімедом і Каллісто
Природні супутники планети Юпітер Ганімед і Каллісто за розмірами не поступаються і навіть перевершують Титан, їх внутрішня будова має бути також схожою. Проте, супутники Юпітера не мають якоїсь значної газової оболонки. Існуючі пояснення цього факту ґрунтуються на різному розташуванні цих об'єктів у Сонячній системі і на відмінностях в основних характеристиках їх центральних планет.
Існує два пояснення появи азоту в первісній атмосфері Титана: перше пояснення ґрунтується на припущенні про поступове виділення аміаку з подальшим його фотолізом; друге передбачає відсутність фотолізу і вивільнення азоту, зв'язаного в клатратах акреційного диску. Як показав аналіз вимірювань Гюйгенса, другий варіант не міг відігравати вирішальну роль внаслідок малої кількості аргону, який у протопланетній хмарі був, але не виявлений у відповідній кількості в сучасній атмосфері Титана. Недостатня концентрація 36Ar і 38Ar також вказує на те, що температура протопланетної хмари в місці утворення прото-Сатурна була вищою ~ 40 К, необхідної для зв'язування аргону в клатратах. Насправді, відповідна ділянка могла бути навіть теплішою 75 К, що обмежувало й хімічне зв'язування аміаку в гідрати. Температура на місці утворення прото-Юпітера мала бути ще вищою (він удвічі ближчий до Сонця), а більша маса планети значно скорочувала кількість аміаку, який надходив з акреційного диску до Ганімеда й Каллісто. Їх азотна протоатмосфера була надто тонкою і не мала достатніх геологічних резервів для компенсації втрат азоту.
Альтернативне пояснення полягає в тому, що зіткнення з кометами Каллісто і Ганімеда призводять до виділення більшої кількості енергії (через потужніше гравітаційне поле Юпітера (у порівнянні з Сатурном). Ці зіткнення могли призводити до значних втрат маси протоатмосфер великих супутників Юпітера, а у випадку Титана, навпаки, збільшувати запас летких речовин. Однак, в атмосфері Титана співвідношення ізотопів водню 2H / 1H становить 23 ± 05 × 10-4, що приблизно в 1,5 рази менше значення, характерного для комет. Ця різниця передбачає, що зіткнення з кометами не могли бути основним постачальником матеріалу при формуванні протоатмосфери Титана.
Магнітосфера й атмосфера
У Титана не було виявлено власного магнітного поля. Його відстань від центральної планети становить 20,3 радіуса Сатурна. Це означає, що Титан рухаючись орбітою час від часу перебуває в межах магнітосфери планети Сатурн. Період обертання Сатурна навколо своєї осі становить 10,7 годин, а період обертання Титана навколо центральної планети — 15,95 дні. Тому будь-яка заряджена частинка в магнітному полі Сатурна в момент зіткнення з Титаном має відносну швидкість близько 100 км/с. Таким чином, поряд із захистом від сонячного вітру, магнітосфера Сатурна може бути причиною додаткових втрат атмосфери.
Примітки
- 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.
- Архів оригіналу за 18 липня 2013. Процитовано 22 лютого 2016.
- Как ветра дуют на Титане [ 10 грудня 2008 у Wayback Machine.] на freescince.narod.ru
- . Архів оригіналу за 4 березня 2016. Процитовано 22 лютого 2016.
- На Титане зарегистрированы перистые облака[недоступне посилання з лютого 2019] — Компьюлента
- P. A. Bland et al. (2005).
- F. M. Flasar et al. (2005).
- G. Lindal et al. (1983).
- G. Tobie, J. I. Lunine, C. Sotin (2006).
- G. Tobie et al. (2005).
- J. H. Waite (Jr) et al. (2005).
- T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, H. K. Biernat (2005).
- A. Coustenis (2005).
- H. B. Niemann et al. (2005).
- T. C. Owen, H. Niemann, S. Atreya, M. Y. Zolotov (2006).
- H. Backes et al. (2005).
- D. G. Mitchell et al. (2005).
Див. також
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Atmosfe ra Tita na gazova obolonka navkolo prirodnogo suputnika planeti Saturn Titana Ce nebesne tilo ye yedinim prirodnim suputnikom u Sonyachnij sistemi z atmosferoyu yaka perevazhaye za masoyu atmosferu Zemli i blizka do neyi za himichnim skladom Atmosfera Titana Napivosvitlenij vid pivnichnogo polyusa Titana Osnovni parametri Temperatura poverhni 179 C Tisk 1 5 atm Masa 4 8 1020 kg Sklad Azot N2 95 Metan CH4 4 inshi gazi 1 Nayavnist atmosferi Titana bula viznachena v 1944 roci Dzherardom Kojperom na pidstavi spektralnih vimiryuvan HarakteristikiAtmosfera Titana maye blizko 400 kilometriv zavtovshki i mistit kilka shariv vuglevodnevogo smogu cherez sho Titan ye yedinim suputnikom u Sonyachnij sistemi poverhnyu yakogo nemozhlivo sposterigati v optichnomu diapazoni Smog takozh ye prichinoyu unikalnogo dlya Sonyachnoyi sistemi antiparnikovogo efektu yakij prizvodit do znizhennya temperaturi poverhni suputnika na 9 C Razom z tim zavdyaki masivnij atmosferi zi znachnoyu kilkistyu vuglevodniv Titan maye znachnij parnikovij efekt yakij sered planet Sonyachnoyi sistemi z tverdoyu poverhneyu sposterigayetsya lishe u Veneri vpliv parnikovogo efektu prizvodit do zbilshennya temperaturi poverhni na 20 C a dobovi ta sezonni zmini temperaturi vishimi na 2 C Virivnyuvannya pogodnih umov u riznih oblastyah suputnika vidbuvayetsya perevazhno za rahunok atmosfernogo teplovogo perenosu pripoverhneva temperatura stanovit blizko 179 C 94 K Oskilki sila tyazhinnya na Titani stanovit priblizno odnu somu chastinu vid zemnoyi to dlya stvorennya tisku 1 5 atm masa atmosferi Titana maye buti na poryadok bilshoyu nizh masa atmosferi Zemli Unaslidok nizkoyi temperaturi bilya poverhni suputnika gustina atmosferi Titana vchetvero bilsha nizh gustina atmosferi Zemli StrukturaShari u verhnij chastini atmosferi Titana znimok Kassini Nizhni shari atmosferi Titana yak i na Zemli podilyayut na troposferu j stratosferu U troposferi temperatura z visotoyu padaye z 94 K na poverhni do 70 K na visoti 35 km na Zemli troposfera zakinchuyetsya na visoti 10 12 km Do visoti 50 km tyagnetsya velika tropopauza de temperatura zalishayetsya majzhe nezminnoyu A potim temperatura pochinaye zrostati Taki inversiyi temperaturi pereshkodzhayut rozvitku vertikalnih ruhiv povitrya Voni zazvichaj vinikayut cherez spilnu diyu dvoh faktoriv pidigriv povitrya znizu vid poverhni i pidigriv zverhu zavdyaki poglinannyu sonyachnogo viprominyuvannya U zemnij atmosferi inversiya temperaturi sposterigayetsya na visotah blizko 50 km stratopauza i 80 90 km mezopauza Na Titani temperatura vpevneno zrostaye prinajmni do 150 km Odnak na visotah ponad 500 km Gyujgens nespodivano viyaviv cilu seriyu temperaturnih inversij kozhna z yakih viznachaye okremij shar atmosferi Yih pohodzhennya zalishayetsya nezrozumilim Za danimi Kassini Gyujgensa nizhnya chastina atmosferi Titana tak samo yak i atmosfera Veneri obertayetsya istotno shvidshe poverhni yavlyayuchi soboyu yedinij potuzhnij postijnij uragan Odnak vidpovidno do vimiriv posadkovogo aparata na poverhni Titana viter buv duzhe slabkim 03 m s na nevelikih visotah napryam vitru zminyuvavsya Na visotah ponad 10 km v atmosferi Titana postijno dmut vitri Yih napryamok zbigayetsya z napryamkom obertannya suputnika a shvidkist zrostaye z visotoyu vid kilkoh metriv na sekundu na visoti 10 30 km do 30 m s na visoti 50 60 km Na visotah ponad 120 km vinikaye silna turbulentnist atmosferi yiyi oznaki buli pomicheni she v 1980 1981 rokah koli cherez sistemu Saturna prolitali kosmichni aparati Voyadzher Odnak nespodivankoyu stalo te sho na visoti blizko 80 km v atmosferi Titana zareyestrovanij shtil syudi ne potraplyayut ni vitri sho dmut nizhche 60 km ni turbulentni ruhi yaki sposterigayutsya vdvichi vishe Prichini takogo divnogo zavmirannya ruhiv poki ne vdayetsya poyasniti Titan otrimuye zanadto malo sonyachnoyi energiyi dlya togo shob zabezpechiti dinamiku atmosfernih procesiv Najimovirnishe energiyu dlya ruhu atmosfernih mas zabezpechuyut potuzhni priplivi vid Saturna sho v 400 raziv perevishuyut priplivi zumovleni Misyacem na Zemli Na korist pripushennya pro priplivnij harakter vitriv svidchit i shirotne roztashuvannya gryad dyun shiroko poshirenih na Titani zgidno z radiolokacijnimi doslidzhennyami Atmosfera v cilomu na 98 6 skladayetsya z azotu dzherelo a v poverhnevomu shari jogo vmist zmenshuyetsya do 95 Takim chinom Titan i Zemlya yedini tila v Sonyachnij sistemi sho mayut dovoli potuzhnu atmosferu z perevazhnim vmistom azotu rozridzheni azotni atmosferi ye takozh na Tritoni j Plutoni Na metan pripadaye 16 atmosferi v cilomu dzherelo i 5 u pripoverhnevomu shari ye takozh slidi etanu diacetilu metilacetilenu cianoacetilenu acetilenu propanu vuglekislogo gazu chadnogo gazu cianu geliyu Vuglevodni nadayut atmosferi pomaranchevij kolir zokrema takij kolir nebo maye yaksho divitisya z poverhni 2014 roku doslidniki vstanovili sho pomaranchevij kolir atmosferi Titana nadaye sumish vuglevodniv i nitriliv Odnim z dzherel metanu mozhe buti vulkanichna aktivnist U verhnih sharah atmosferi pid vplivom ultrafioletovogo sonyachnogo viprominyuvannya metan i azot utvoryuyut skladni vuglevodnevi spoluki Deyaki z nih za danimi mas spektrometra Kassini mistyat ne mensh yak 7 atomiv vuglecyu Krim togo Titan ne maye magnitosferi i chasom koli Titan vihodit za mezhi magnitosferi Saturna verhni shari atmosferi zaznayut vplivu sonyachnogo vitru Tovsta atmosfera ne propuskaye bilshu chastinu sonyachnogo svitla Posadkovij modul Gyujgens ne zmig zareyestruvati pryamih sonyachnih promeniv pid chas znizhennya v atmosferi Ranishe peredbachalosya sho atmosfera nizhche 60 km praktichno prozora odnak zhovtij serpanok nayavnij na vsih visotah Shilnist dimki dozvolila znimati poverhnyu koli aparat opustivsya nizhche 40 km ale denne osvitlennya na Titani nagaduye zemni sutinki Imovirno z poverhni Titana nikoli ne vidno j Saturn Odniyeyu z nespodivanok stalo isnuvannya na Titani nizhnogo sharu ionosferi sho lezhit mizh 40 i 140 km maksimum elektroprovidnosti na visoti 60 km Hmarnist i metanovi opadiAtmosfernij vihor nad pivnichnim polyusom Kassini 2006 rik Bilya poverhni temperatura stanovit blizko 94 K 179 C Za takoyi temperaturi vodyanij lid ne mozhe viparovuvatisya i povoditsya podibno do tverdoyi kam yanoyi porodi a atmosfera ye duzhe suhoyu Odnak taka temperatura blizka do potrijnoyi tochki metanu Metan kondensuyetsya v hmari na visoti dekilkoh desyatkiv kilometriv Zgidno z danimi otrimanimi Gyujgensom vidnosna vologist metanu pidvishuyetsya z 45 bilya poverhni do 100 na visoti 8 km pri comu zagalna kilkist metanu navpaki zmenshuyetsya Na visoti 8 16 km prostyagayetsya duzhe rozridzhenij shar hmar sho skladayutsya z sumishi ridkogo metanu i azotu yakij vkrivaye polovinu poverhni suputnika Slabka mryaka postijno vipadaye z cih hmar na poverhnyu sho kompensuyetsya viparovuvannyam analog gidrologichnogo ciklu na Zemli Vishe 16 km vidokremlenij promizhkom lezhit rozridzhenij shar hmar z kristalikiv metanovogo lodu Isnuye j inshij tip hmarnosti viyavlenij she v 1990 h rokah na znimkah teleskopa Habbl Fotografiyi zrobleni z bortu Kassini a takozh z nazemnih observatorij pokazali nayavnist potuzhnih doshovih hmar bilya pivdennogo polyusa Titana yaki dobre pomitni na tli poverhni Ci hmari shvidko ruhayutsya i zminyuyut formu pid diyeyu vitru Zazvichaj voni vkrivayut vidnosno neveliku ploshu menshe 1 diska i rozsiyuyutsya za chas poryadku zemnih dib Viklikani nimi zlivi mayut buti duzhe intensivnimi j suprovodzhuvatisya vitrom uragannoyi sili Doshovi krapli za rozrahunkami dosyagayut diametra 1 sm Odnak popri te sho za kilka godin mozhe vipasti do 25 sm metanu zagalnij riven opadiv za zemnij rik v serednomu stanovit kilka sm sho vidpovidaye klimatu najbilsh posushlivih zemnih pustel U veresni 1995 roku poblizu ekvatora i v zhovtni 2004 roku bilya pivdennogo polyusa sposterigalisya velichezni hmari plosheyu do 10 diska Chas yih poyavi vidpovidaye periodu maksimalnoyi insolyaciyi v zaznachenih regionah sho privodit do utvorennya vishidnih potokiv v atmosferi 2004 roku pochali z yavlyatisya vityagnuti vitrami v shirotnomu napryamku hmari poblizu 40 pivdennoyi shiroti de z nablizhennyam oseni takozh vinikayut vishidni potoki Spektr hmar vsuperech ochikuvannyam vidriznyayetsya vid spektru metanu Ce mozhe poyasnyuvatisya domishkoyu inshih rechovin nasampered etanu a takozh perenasichenistyu verhnih shariv troposferi metanom sho prizvodit do utvorennya duzhe velikih krapel Takozh v atmosferi buli zareyestrovani visotni peristi hmari Porivnyannya iz zemnoyu atmosferoyuNayavnist v atmosferi Titana velikoyi kilkosti azotu 95 i vuglevodniv 4 malo buti harakterno dlya rannoyi atmosferi Zemli do togo yak yiyi himichnij sklad buv zminenij vplivom sonyachnogo viprominyuvannya i do yiyi nasichennya kisnem predstavnikami flori v procesi fotosintezu Vidsutnist v atmosferi Titana dioksidu vuglecyu obumovlena nizkoyu temperaturoyu poverhni rivnoyu 179 C pri yakij cej gaz ne mozhe buti nayavnim u znachnih kilkostyah Suchasni uyavlennya pro pohodzhennya j evolyuciyuIsnuvannya atmosferi Titana zalishalosya zagadkoyu protyagom trivalogo chasu tomu yak blizki za svoyimi parametrami prirodni suputniki planeti Yupiter Ganimed i Kallisto praktichno yiyi pozbavleni Uyavlennya pro shlyahi formuvannya ta evolyuciyi atmosferi Titana z yavilosya lishe v ostanni 20 30 rokiv pislya doslidzhen za dopomogoyu KA Pioner 11 Voyadzher 1 Voyadzher 2 i Kassini a takozh za dopomogoyu orbitalnih observatorij i nazemnih teleskopiv zabezpechenih adaptivnoyu optikoyu Osoblivosti fizichnih umov Oskilki orbita planeti Saturn roztashovana znachno dali vid Soncya u porivnyanni z Zemleyu kilkist sonyachnogo viprominyuvannya sho nadhodit ta intensivnist sonyachnogo vitru dosit mali tomu himichni elementi j spoluki yaki v umovah planet zemnoyi grupi mayut gazopodibnij stan v umovah poverhni Titana perehodyat v agregatnij stan ridini abo v tverdij stan Nizhchi temperaturi gazu takozh spriyayut jogo zberezhennyu navkolo nebesnih til navit z nevelikoyu gravitaciyeyu sho poyasnyuyetsya menshoyu shvidkistyu ruhu molekul Temperatura poverhni Titana takozh dosit nizka 90 K Takim chinom masova chastka rechovin yaki mozhut stati skladovimi atmosferi na Titani znachno visha v porivnyanni z Zemleyu Naspravdi suchasni doslidzhennya vkazuyut na te sho lishe 70 zagalnoyi masi cogo suputnika skladayut silikatni porodi inshi skladovi predstavleni riznimi vidami vodnogo lodu i gidratami amiaku Amiak yakij vvazhayut dzherelom azotnoyi atmosferi Titana mozhe stanoviti do 8 zagalnoyi masi gidratu amiaku Zgidno z suchasnimi modelyami vnutrishnya budova suputnika najimovirnishe stratifikovana i vklyuchaye v sebe pidpoverhnevij okean z rozchinom gidroksidu amoniyu div Nashatirnij spirt yakij zverhu obmezhenij poverhnevim sharom kristalichnogo vodyanogo lodu Poverhnevij shar takozh vklyuchaye v sebe veliku kilkist vilnogo amiaku Aktivnist prihovanogo ridkogo sharu kriomantiyi viyavlyayetsya u viglyadi kriovulkanizmu Ocinki shvidkosti vtrati atmosferi i jogo mehanizmu Vtrata atmosferi obumovlena zdebilshogo nizkim rivnem gravitaciyi suputnika a takozh vplivom sonyachnogo vitru j fotolizu ionizuyuchim viprominyuvannyam Suchasni ocinki vtrati atmosferi Titana v porivnyanni z yiyi pochatkovimi harakteristikami viroblyayutsya na pidstavi analizu spivvidnoshennya izotopiv azotu 14N 15N Legshij izotop azotu 14N maye vtrachatisya shvidshe pid vplivom nagrivu i ionizaciyi viprominyuvannyam Oskilki spivvidnoshennya 14N 15N na stadiyi utvorennya Titana z protoplanetnoyi hmari vidome ne dosit dobre suchasni doslidzhennya dayut zmenshennya masi atmosfernogo N2 v 1 5 100 raziv u porivnyanni z pochatkovoyu Bezsumnivno tilki sho vid pochatku isnuvannya atmosferi Titana yiyi masa v rezultati vtrat u kosmos zmenshilasya prinajmni v 1 5 razi Oskilki azot stanovit 98 usiyeyi suchasnoyi atmosferi Titana analiz spivvidnoshennya izotopiv vkazuye na te sho za chas svogo isnuvannya cej suputnik vtrativ bilshu chastinu svoyeyi atmosferi Z inshogo boku atmosfernij tisk na poverhni suputnika nini zalishayetsya velikim stanovlyachi 15 atm a geologichnij sklad Titana peredbachaye znachni zapasi dlya popovnennya vtrat gazu Okremi doslidzhennya vkazuyut sho vsi osnovni vtrati atmosferi mogli statisya v pershi 50 mln rokiv pislya pochatku termoyadernih reakcij na Sonci a piznishi zmini parametriv atmosferi buli neznachnimi Porivnyannya Titana z Ganimedom i Kallisto Prirodni suputniki planeti Yupiter Ganimed i Kallisto za rozmirami ne postupayutsya i navit perevershuyut Titan yih vnutrishnya budova maye buti takozh shozhoyu Prote suputniki Yupitera ne mayut yakoyis znachnoyi gazovoyi obolonki Isnuyuchi poyasnennya cogo faktu gruntuyutsya na riznomu roztashuvanni cih ob yektiv u Sonyachnij sistemi i na vidminnostyah v osnovnih harakteristikah yih centralnih planet Isnuye dva poyasnennya poyavi azotu v pervisnij atmosferi Titana pershe poyasnennya gruntuyetsya na pripushenni pro postupove vidilennya amiaku z podalshim jogo fotolizom druge peredbachaye vidsutnist fotolizu i vivilnennya azotu zv yazanogo v klatratah akrecijnogo disku Yak pokazav analiz vimiryuvan Gyujgensa drugij variant ne mig vidigravati virishalnu rol vnaslidok maloyi kilkosti argonu yakij u protoplanetnij hmari buv ale ne viyavlenij u vidpovidnij kilkosti v suchasnij atmosferi Titana Nedostatnya koncentraciya 36Ar i 38Ar takozh vkazuye na te sho temperatura protoplanetnoyi hmari v misci utvorennya proto Saturna bula vishoyu 40 K neobhidnoyi dlya zv yazuvannya argonu v klatratah Naspravdi vidpovidna dilyanka mogla buti navit teplishoyu 75 K sho obmezhuvalo j himichne zv yazuvannya amiaku v gidrati Temperatura na misci utvorennya proto Yupitera mala buti she vishoyu vin udvichi blizhchij do Soncya a bilsha masa planeti znachno skorochuvala kilkist amiaku yakij nadhodiv z akrecijnogo disku do Ganimeda j Kallisto Yih azotna protoatmosfera bula nadto tonkoyu i ne mala dostatnih geologichnih rezerviv dlya kompensaciyi vtrat azotu Alternativne poyasnennya polyagaye v tomu sho zitknennya z kometami Kallisto i Ganimeda prizvodyat do vidilennya bilshoyi kilkosti energiyi cherez potuzhnishe gravitacijne pole Yupitera u porivnyanni z Saturnom Ci zitknennya mogli prizvoditi do znachnih vtrat masi protoatmosfer velikih suputnikiv Yupitera a u vipadku Titana navpaki zbilshuvati zapas letkih rechovin Odnak v atmosferi Titana spivvidnoshennya izotopiv vodnyu 2H 1H stanovit 23 05 10 4 sho priblizno v 1 5 razi menshe znachennya harakternogo dlya komet Cya riznicya peredbachaye sho zitknennya z kometami ne mogli buti osnovnim postachalnikom materialu pri formuvanni protoatmosferi Titana Magnitosfera j atmosfera U Titana ne bulo viyavleno vlasnogo magnitnogo polya Jogo vidstan vid centralnoyi planeti stanovit 20 3 radiusa Saturna Ce oznachaye sho Titan ruhayuchis orbitoyu chas vid chasu perebuvaye v mezhah magnitosferi planeti Saturn Period obertannya Saturna navkolo svoyeyi osi stanovit 10 7 godin a period obertannya Titana navkolo centralnoyi planeti 15 95 dni Tomu bud yaka zaryadzhena chastinka v magnitnomu poli Saturna v moment zitknennya z Titanom maye vidnosnu shvidkist blizko 100 km s Takim chinom poryad iz zahistom vid sonyachnogo vitru magnitosfera Saturna mozhe buti prichinoyu dodatkovih vtrat atmosferi PrimitkiC 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 Arhiv originalu za 18 lipnya 2013 Procitovano 22 lyutogo 2016 Kak vetra duyut na Titane 10 grudnya 2008 u Wayback Machine na freescince narod ru Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 22 lyutogo 2016 Na Titane zaregistrirovany peristye oblaka nedostupne posilannya z lyutogo 2019 Kompyulenta P A Bland et al 2005 F M Flasar et al 2005 G Lindal et al 1983 G Tobie J I Lunine C Sotin 2006 G Tobie et al 2005 J H Waite Jr et al 2005 T Penz H Lammer Yu N Kulikov H K Biernat 2005 A Coustenis 2005 H B Niemann et al 2005 T C Owen H Niemann S Atreya M Y Zolotov 2006 H Backes et al 2005 D G Mitchell et al 2005 Div takozhGanimed Kallisto Yevropa Io