Atmosfera de Titã - Atmosphere of Titan
 Imagem em cores reais de camadas de névoa na atmosfera de Titã
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| Informação geral | |
|---|---|
| Pressão de superfície média | 1,5 bar (147 kPa ) |
| Compostos químicos | Fração molar |
| Composição | |
| Azoto | 94,2% |
| Metano | 5,65% |
| Hidrogênio | 0,099% |
A atmosfera de Titã é a densa camada de gases em torno de Titã , a maior lua de Saturno . É o único espessa atmosfera de um satélite natural no Sistema Solar . A atmosfera inferior de Titã é composta principalmente de nitrogênio (94,2%), metano (5,65%) e hidrogênio (0,099%). Existem vestígios de outros hidrocarbonetos, como etano , diacetileno , metilacetileno , acetileno , propano , PAHs e de outros gases, como cianoacetileno , cianeto de hidrogênio , dióxido de carbono , monóxido de carbono , cianogênio , acetonitrila , argônio e hélio . O estudo isotópico da proporção de isótopos de nitrogênio também sugere que o acetonitrila pode estar presente em quantidades que excedem o cianeto de hidrogênio e o cianoacetileno . A pressão da superfície é cerca de 50% maior do que na Terra a 1,5 bar (147 kPa), que está perto do ponto triplo do metano e permite que haja metano gasoso na atmosfera e metano líquido na superfície. A cor laranja vista do espaço é produzida por outros produtos químicos mais complexos em pequenas quantidades, possivelmente tholins , precipitados orgânicos semelhantes ao alcatrão.
História de observação
A presença de uma atmosfera significativa foi inicialmente suspeitada pelo astrônomo espanhol Josep Comas i Solà , que observou o escurecimento distinto de membros em Titã em 1903, e confirmado por Gerard P. Kuiper em 1944 usando uma técnica espectroscópica que produziu uma estimativa de uma pressão parcial atmosférica de metano da ordem de 100 milibares (10 kPa). Observações subsequentes na década de 1970 mostraram que os números de Kuiper foram significativamente subestimados; a abundância de metano na atmosfera de Titã era dez vezes maior e a pressão superficial era pelo menos o dobro do que ele havia previsto. A alta pressão superficial significava que o metano só poderia formar uma pequena fração da atmosfera de Titã. Em 1980, a Voyager 1 fez as primeiras observações detalhadas da atmosfera de Titã, revelando que sua pressão superficial era maior do que a da Terra, a 1,5 bar (cerca de 1,48 vezes a da Terra).
A missão conjunta NASA / ESA Cassini-Huygens forneceu uma riqueza de informações sobre Titã e o sistema de Saturno em geral, desde que entrou em órbita em 1 de julho de 2004. Foi determinado que as abundâncias isotópicas atmosféricas de Titã eram evidências de que o nitrogênio abundante na atmosfera veio de materiais na nuvem de Oort , associados a cometas , e não dos materiais que formaram Saturno em tempos anteriores. Foi determinado que produtos químicos orgânicos complexos poderiam surgir em Titã, incluindo hidrocarbonetos aromáticos policíclicos , propileno e metano .
A missão Dragonfly da NASA está planejando pousar um grande veículo aéreo em Titan em 2034. A missão estudará a habitabilidade e a química pré-biótica de Titã em vários locais. A aeronave semelhante a um drone irá realizar medições de processos geológicos e composição de superfície e atmosférica.
Visão geral
As observações das sondas espaciais da Voyager mostraram que a atmosfera do Titanean é mais densa do que a da Terra , com uma pressão de superfície cerca de 1,48 vezes a da Terra. A atmosfera de Titã é cerca de 1,19 vezes mais massiva que a da Terra em geral, ou cerca de 7,3 vezes mais massiva por área de superfície. Suporta camadas de neblina opacas que bloqueiam a maior parte da luz visível do Sol e de outras fontes e torna as características da superfície de Titã obscuras. A atmosfera é tão densa e a gravidade tão baixa que os humanos poderiam voar através dela batendo "asas" presas a seus braços. A baixa gravidade de Titã significa que sua atmosfera é muito mais extensa do que a da Terra; mesmo a uma distância de 975 km, a espaçonave Cassini teve que fazer ajustes para manter uma órbita estável contra o arrasto atmosférico. A atmosfera de Titã é opaca em muitos comprimentos de onda e um espectro de refletância completo da superfície é impossível de adquirir de fora. Não foi até a chegada de Cassini – Huygens em 2004 que as primeiras imagens diretas da superfície de Titã foram obtidas. A sonda Huygens não foi capaz de detectar a direção do Sol durante sua descida e, embora fosse capaz de tirar imagens da superfície, a equipe da Huygens comparou o processo a "tirar fotos de um estacionamento de asfalto ao anoitecer".
Estrutura vertical
A estrutura atmosférica vertical de Titã é semelhante à da Terra. Ambos têm troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera. No entanto, a gravidade superficial mais baixa de Titã cria uma atmosfera mais extensa, com alturas de escala de 15–50 km (9–31 mi) em comparação com 5–8 km (3,1-5 mi) na Terra. Os dados da Voyager , combinados com os dados de Huygens e modelos de convecção radiativa, fornecem uma melhor compreensão da estrutura atmosférica de Titã.
- Troposfera: Esta é a camada onde ocorre grande parte do clima em Titã. Como o metano se condensa na atmosfera de Titã em grandes altitudes, sua abundância aumenta abaixo da tropopausa a uma altitude de 32 km (20 mi), nivelando-se a um valor de 4,9% entre 8 km (5 mi) e a superfície. Chuva de metano, chuva de neblina e várias camadas de nuvens são encontradas na troposfera.
- Estratosfera: A composição atmosférica na estratosfera é 98,4% de nitrogênio - a única atmosfera densa e rica em nitrogênio no Sistema Solar além da da Terra - com os 1,6% restantes compostos principalmente de metano (1,4%) e hidrogênio (0,1–0,2%) . A principal camada de névoa tholin fica na estratosfera a cerca de 100-210 km (62-130 mi). Nesta camada da atmosfera há uma forte inversão de temperatura causada pela neblina devido a uma alta proporção de ondas curtas para opacidade infravermelha.
- Mesosfera: Uma camada de névoa destacada é encontrada a cerca de 450–500 km (280-310 mi), dentro da mesosfera . A temperatura nesta camada é semelhante à da termosfera por causa do resfriamento das linhas de cianeto de hidrogênio (HCN).
- Termosfera: A produção de partículas começa na termosfera. Isso foi concluído após encontrar e medir íons pesados e partículas. Essa também foi a abordagem mais próxima da Cassini na atmosfera de Titã.
- Ionosfera: a ionosfera de Titã também é mais complexa que a da Terra, com a ionosfera principal a uma altitude de 1.200 km (750 mi), mas com uma camada adicional de partículas carregadas a 63 km (39 mi). Isso divide a atmosfera de Titã até certo ponto em duas câmaras ressoantes separadas. A fonte de ondas naturais de frequência extremamente baixa (ELF) em Titã, conforme detectada pela Cassini-Huygens , não é clara, pois não parece haver atividade extensa de raios.
Composição atmosférica e química
A química atmosférica de Titã é diversa e complexa. Cada camada da atmosfera tem interações químicas exclusivas que ocorrem dentro dela, que estão interagindo com outras subcamadas da atmosfera. Por exemplo, acredita-se que os hidrocarbonetos se formem na atmosfera superior de Titã em reações resultantes da quebra do metano pela luz ultravioleta do Sol , produzindo uma espessa fumaça laranja. A tabela abaixo destaca os mecanismos de produção e perda das moléculas mais abundantes produzidas fotoquimicamente na atmosfera de Titã.
| Molécula | Produção | Perda |
|---|---|---|
| Hidrogênio | Fotólise de metano | Fuga |
| Monóxido de carbono |
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| Etano | Condensação | |
| Acetileno |
Condensação |
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| Propano | Condensação | |
| Etileno |
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| Cianeto de hidrogenio |
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Condensação |
| Dióxido de carbono | Condensação | |
| Metilacetileno |
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| Diacetileno |
Campo magnético
Titã não tem campo magnético , embora estudos em 2008 tenham mostrado que Titã retém resquícios do campo magnético de Saturno nas breves ocasiões em que passa fora da magnetosfera de Saturno e está diretamente exposto ao vento solar . Isso pode ionizar e carregar algumas moléculas do topo da atmosfera. O campo magnético interno de Titã é insignificante e talvez até inexistente. Sua distância orbital de 20,3 raios de Saturno o coloca ocasionalmente dentro da magnetosfera de Saturno . No entanto, a diferença entre o período de rotação de Saturno (10,7 horas) e o período orbital de Titã (15,95 dias) causa uma velocidade relativa de cerca de100 km / s entre o plasma magnetizado de Saturno e Titã. Isso pode realmente intensificar as reações que causam perdas atmosféricas, em vez de proteger a atmosfera do vento solar .
Química da ionosfera
Em novembro de 2007, os cientistas descobriram evidências de íons negativos com cerca de 13.800 vezes a massa do hidrogênio na ionosfera de Titã, que se pensa cair nas regiões inferiores para formar a névoa laranja que obscurece a superfície de Titã. Os íons negativos menores foram identificados como ânions de cadeia de carbono linear com moléculas maiores exibindo evidências de estruturas mais complexas, possivelmente derivadas do benzeno . Esses íons negativos parecem desempenhar um papel fundamental na formação de moléculas mais complexas, que se pensa serem tholins , e podem formar a base para hidrocarbonetos aromáticos policíclicos , cianopolyines e seus derivados. Notavelmente, íons negativos como esses foram mostrados anteriormente para aumentar a produção de moléculas orgânicas maiores em nuvens moleculares além do nosso Sistema Solar, uma semelhança que destaca a possível relevância mais ampla dos íons negativos de Titã.
Circulação atmosférica
Existe um padrão de circulação de ar que flui na direção da rotação de Titã, de oeste para leste. Além disso, variações sazonais na circulação atmosférica também foram detectadas. As observações da Cassini da atmosfera feitas em 2004 também sugerem que Titã é um "super rotador", como Vênus , com uma atmosfera que gira muito mais rápido que sua superfície. A circulação atmosférica é explicada por uma grande circulação Hadley que está ocorrendo de pólo a pólo.
Ciclo do metano
A energia do Sol deveria ter convertido todos os vestígios de metano na atmosfera de Titã em hidrocarbonetos mais complexos em 50 milhões de anos - um tempo curto em comparação com a idade do Sistema Solar. Isso sugere que o metano deve ser de alguma forma reabastecido por um reservatório sobre ou dentro da própria Titã. A maior parte do metano de Titã está na atmosfera. O metano é transportado pela armadilha fria na tropopausa. Portanto, a circulação do metano na atmosfera influencia o equilíbrio da radiação e a química de outras camadas da atmosfera. Se houver um reservatório de metano em Titã, o ciclo só seria estável em escalas de tempo geológicas.
Evidências de que a atmosfera de Titã contém mais de mil vezes mais metano do que monóxido de carbono parecem descartar contribuições significativas de impactos cometários, porque os cometas são compostos de mais monóxido de carbono do que metano. Que Titã possa ter agregado uma atmosfera da nebulosa de Saturno no momento da formação também parece improvável; nesse caso, deve ter abundâncias atmosféricas semelhantes às da nebulosa solar, incluindo hidrogênio e neon . Muitos astrônomos sugeriram que a origem definitiva do metano na atmosfera de Titã é de dentro de Titã, liberado por erupções de crio - vulcões .
Céus diurnos e crepusculares (amanhecer / pôr-do-sol)
Espera-se que o brilho do céu e as condições de visualização sejam bastante diferentes da Terra e de Marte, devido à maior distância de Titã do Sol (~ 10 UA ) e às complexas camadas de neblina em sua atmosfera. Os vídeos dos modelos de brilho do céu mostram como pode ser um dia típico de sol na superfície de Titã com base em modelos de transferência radiativa .
Para os astronautas que enxergam com a luz visível , o céu diurno tem uma cor laranja escura distinta e parece uniforme em todas as direções devido à dispersão significativa de Mie das muitas camadas de névoa de alta altitude. O céu diurno é calculado para ser ~ 100-1000 vezes mais escuro do que uma tarde na Terra, o que é semelhante às condições de visualização de uma espessa fumaça ou fumaça densa de fogo . Os pores do sol em Titã são esperados para ser "eventos assombroso", onde o Sol desaparece a meio caminho para o céu (~ 50 ° acima do horizonte ) sem alteração visível de cor. Depois disso, o céu escurecerá lentamente até chegar à noite. No entanto, espera-se que a superfície permaneça tão brilhante quanto a Lua cheia até 1 dia terrestre após o pôr do sol .
Na luz infravermelha , o pôr do sol se assemelha a um pôr do sol marciano ou a um pôr do sol empoeirado no deserto. O espalhamento de Mie tem uma influência mais fraca em comprimentos de onda infravermelhos mais longos, permitindo condições de céu mais coloridas e variáveis. Durante o dia, o Sol tem uma coroa solar perceptível que muda de cor de branco para "vermelho" ao longo da tarde. O brilho do céu da tarde é cerca de 100 vezes mais escuro que o da Terra. À medida que o entardecer se aproxima, espera-se que o Sol desapareça bem perto do horizonte. A profundidade óptica atmosférica de Titã é a mais baixa com 5 mícrons . Portanto, o Sol em 5 mícrons pode até ser visível quando está abaixo do horizonte devido à refração atmosférica . Semelhante às imagens do pôr do sol marciano dos rovers de Marte , uma coroa em forma de leque é vista se desenvolvendo acima do Sol devido à dispersão da névoa ou poeira em grandes altitudes.
Em relação a Saturno , o planeta está quase fixo em sua posição no céu porque a órbita de Titã está travada em torno de Saturno. No entanto, há um pequeno movimento de 3 ° de leste a oeste ao longo de um ano de Titã devido à excentricidade orbital , semelhante ao analema na Terra. A luz solar refletida em Saturno, Saturnshine, é cerca de 1000 vezes mais fraca do que a insolação solar na superfície de Titã. Embora Saturno pareça várias vezes maior no céu do que a Lua no céu da Terra, o contorno de Saturno é mascarado pelo Sol mais brilhante durante o dia. Saturno pode se tornar discernível apenas à noite, mas apenas no comprimento de onda de 5 mícrons. Isso se deve a dois fatores: a pequena profundidade óptica da atmosfera de Titã em 5 mícrons e as fortes emissões de 5 μm do lado noturno de Saturno. Na luz visível, Saturno fará com que o céu no lado de Titã voltado para Saturno pareça ligeiramente mais brilhante, semelhante a uma noite nublada com lua cheia na Terra. Os anéis de Saturno estão ocultos devido ao alinhamento do plano orbital de Titã e o plano dos anéis. Espera-se que Saturno mostre fases, semelhantes às fases de Vênus na Terra, que iluminam parcialmente a superfície de Titã à noite, exceto para eclipses .
Do espaço sideral , imagens da Cassini de comprimentos de onda infravermelho próximo a UV mostraram que os períodos de crepúsculo ( ângulos de fase > 150 °) são mais brilhantes do que o dia em Titã. Esta observação não foi observada em nenhum outro corpo planetário com uma atmosfera densa. O crepúsculo do Titanean ofuscando o lado diurno é devido a uma combinação da atmosfera de Titan estendendo-se centenas de quilômetros acima da superfície e o intenso espalhamento de Mie para a frente da névoa. Os modelos de transferência radiativa não reproduziram este efeito.
Evolução atmosférica
A persistência de uma atmosfera densa em Titã tem sido enigmática, pois as atmosferas dos satélites estruturalmente semelhantes de Júpiter , Ganimedes e Calisto são insignificantes. Embora a disparidade ainda seja mal compreendida, os dados de missões recentes forneceram restrições básicas sobre a evolução da atmosfera de Titã.
Grosso modo, na distância de Saturno , a insolação solar e o fluxo do vento solar são suficientemente baixos para que os elementos e compostos que são voláteis nos planetas terrestres tendem a se acumular nas três fases . A temperatura da superfície de Titã também é bastante baixa, cerca de 94 K. Conseqüentemente, as frações de massa das substâncias que podem se tornar constituintes atmosféricas são muito maiores em Titã do que na Terra . Na verdade, as interpretações atuais sugerem que apenas cerca de 50% da massa de Titã são silicatos , com o resto consistindo principalmente de vários gelados de H 2 O ( água ) e NH 3 · H 2 O ( hidratos de amônia ). O NH 3 , que pode ser a fonte original do N 2 atmosférico de Titã ( dinitrogênio ), pode constituir até 8% da massa do NH 3 · H 2 O. Titã é provavelmente diferenciado em camadas, onde a camada de água líquida sob o gelo I h pode ser rica em NH 3 .
Restrições provisórias estão disponíveis, com a perda de corrente principalmente devido à baixa gravidade e ao vento solar auxiliado pela fotólise . A perda da atmosfera inicial de Titã pode ser estimada com a razão isotópica 14 N– 15 N , porque o 14 N mais leve é preferencialmente perdido da atmosfera superior sob fotólise e aquecimento. Como a razão 14 N– 15 N original de Titã é pouco restrita, a atmosfera primitiva pode ter tido mais N 2 por fatores que variam de 1,5 a 100 com certeza apenas no fator mais baixo. Como o N 2 é o componente primário (98%) da atmosfera de Titã, a proporção isotópica sugere que grande parte da atmosfera foi perdida ao longo do tempo geológico . No entanto, a pressão atmosférica em sua superfície permanece quase 1,5 vezes maior que a da Terra, pois começou com um orçamento volátil proporcionalmente maior do que a Terra ou Marte . É possível que a maior parte da perda atmosférica tenha ocorrido dentro de 50 milhões de anos de acreção , de uma fuga altamente energética de átomos leves levando uma grande parte da atmosfera ( fuga hidrodinâmica ). Tal evento poderia ser causado por efeitos de aquecimento e fotólise da maior produção de fótons de raios-X e ultravioleta (XUV) do Sol primitivo .
Como Calisto e Ganimedes são estruturalmente semelhantes a Titã, não está claro por que suas atmosferas são insignificantes em relação à de Titã. No entanto, a origem do N 2 de Titã por meio da fotólise geologicamente antiga de NH 3 agregado e desgaseificado , em oposição à desgaseificação do N 2 de clatratos acrescidos , pode ser a chave para uma inferência correta. Se o N 2 tivesse sido liberado de clatratos, 36 Ar e 38 Ar, que são isótopos primordiais inertes do Sistema Solar, também deveriam estar presentes na atmosfera, mas nenhum deles foi detectado em quantidades significativas. A concentração insignificante de 36 Ar e 38 Ar também indica que a temperatura de ~ 40 K necessária para prendê-los e N 2 em clatratos não existia na sub- nebulosa de Saturno . Em vez disso, a temperatura pode ter sido superior a 75 K, limitando até mesmo o acúmulo de NH 3 na forma de hidratos . As temperaturas teriam sido ainda mais altas na sub-nebulosa de Júpiter devido à maior liberação de energia potencial gravitacional, massa e proximidade do Sol, reduzindo bastante o estoque de NH 3 acumulado por Calisto e Ganimedes. As atmosferas de N 2 resultantes podem ter sido muito finas para sobreviver aos efeitos da erosão atmosférica que Titã suportou.
Uma explicação alternativa é que os impactos cometários liberam mais energia em Calisto e Ganimedes do que em Titã devido ao maior campo gravitacional de Júpiter . Isso poderia erodir as atmosferas de Calisto e Ganimedes, enquanto o material cometário construiria a atmosfera de Titã. No entanto, a proporção 2 H– 1 H (ou seja, D – H) da atmosfera de Titã é(2,3 ± 0,5) × 10 −4 , quase 1,5 vezes menor que o dos cometas . A diferença sugere que é improvável que o material cometário seja o principal contribuinte para a atmosfera de Titã. A atmosfera de Titã também contém mais de mil vezes mais metano do que monóxido de carbono, o que sustenta a ideia de que o material cometário não é um contribuinte provável, uma vez que os cometas são compostos de mais monóxido de carbono do que metano.
Veja também
Referências
Leitura adicional
- Roe, HG (2012). "Clima de Metano de Titã". Revisão Anual de Ciências da Terra e Planetárias . 40 (1): 355–382. Bibcode : 2012AREPS..40..355R . doi : 10.1146 / annurev-earth-040809-152548 .
links externos
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Mídia relacionada ao Atmosphere of Titan no Wikimedia Commons
