Atmósfera de Titán - Atmosphere of Titan

Atmósfera de Titán

Imagen en color verdadero de capas de neblina en la atmósfera de Titán
Información general
Presión superficial media	1,5 bares (147 kPa )
Especies quimicas	Fracción molar
Composición
Nitrógeno	94,2%
Metano	5,65%
Hidrógeno	0,099%

La atmósfera de Titán es la densa capa de gases que rodea Titán , la luna más grande de Saturno . Es la única atmósfera densa de un satélite natural en el Sistema Solar . La atmósfera inferior de Titán está compuesta principalmente de nitrógeno (94,2%), metano (5,65%) e hidrógeno (0,099%). Hay trazas de otros hidrocarburos, como etano , diacetileno , metilacetileno , acetileno , propano , HAP y de otros gases, como cianoacetileno , cianuro de hidrógeno , dióxido de carbono , monóxido de carbono , cianógeno , acetonitrilo , argón y helio . El estudio isotópico de la proporción de isótopos de nitrógeno también sugiere que el acetonitrilo puede estar presente en cantidades superiores al cianuro de hidrógeno y al cianoacetileno . La presión superficial es aproximadamente un 50% más alta que en la Tierra a 1,5 bares (147 kPa), que está cerca del punto triple del metano y permite que haya metano gaseoso en la atmósfera y metano líquido en la superficie. El color naranja visto desde el espacio es producido por otras sustancias químicas más complejas en pequeñas cantidades, posiblemente tolinas , precipitados orgánicos similares al alquitrán.

Historia de la observación

La presencia de una atmósfera significativa fue sospechada por primera vez por el astrónomo español Josep Comas i Solà , quien observó un claro oscurecimiento de las extremidades en Titán en 1903, y confirmado por Gerard P. Kuiper en 1944 utilizando una técnica espectroscópica que arrojó una estimación de una presión atmosférica parcial de metano del orden de 100 milibares (10 kPa). Observaciones posteriores en la década de 1970 mostraron que las cifras de Kuiper se habían subestimado significativamente; La abundancia de metano en la atmósfera de Titán era diez veces mayor y la presión en la superficie era al menos el doble de lo que había predicho. La alta presión superficial significaba que el metano solo podía formar una pequeña fracción de la atmósfera de Titán. En 1980, la Voyager 1 hizo las primeras observaciones detalladas de la atmósfera de Titán, revelando que su presión superficial era más alta que la de la Tierra, a 1,5 bares (aproximadamente 1,48 veces la de la Tierra).

La misión conjunta NASA / ESA Cassini-Huygens proporcionó una gran cantidad de información sobre Titán y el sistema de Saturno en general, desde que entró en órbita el 1 de julio de 2004. Se determinó que las abundancias isotópicas atmosféricas de Titán eran evidencia de que el nitrógeno abundante en la atmósfera provino de materiales en la nube de Oort , asociados con cometas , y no de los materiales que formaron Saturno en épocas anteriores. Se determinó que podrían surgir sustancias químicas orgánicas complejas en Titán, incluidos hidrocarburos aromáticos policíclicos , propileno y metano .

La misión Dragonfly de la NASA planea aterrizar un gran vehículo aéreo en Titán en 2034. La misión estudiará la habitabilidad y la química prebiótica de Titán en varios lugares. La aeronave similar a un dron realizará mediciones de los procesos geológicos y la composición de la superficie y la atmósfera.

Visión general

Las observaciones de las sondas espaciales Voyager han demostrado que la atmósfera de Titanean es más densa que la de la Tierra , con una presión superficial de aproximadamente 1,48 veces la de la Tierra. La atmósfera de Titán es aproximadamente 1,19 veces más masiva que la de la Tierra en general, o aproximadamente 7,3 veces más masiva por superficie. Admite capas de neblina opacas que bloquean la mayor parte de la luz visible del Sol y otras fuentes y oscurecen las características de la superficie de Titán. La atmósfera es tan densa y la gravedad tan baja que los humanos podrían volar a través de ella batiendo "alas" unidas a sus brazos. La menor gravedad de Titán significa que su atmósfera es mucho más extensa que la de la Tierra; incluso a una distancia de 975 km, la nave espacial Cassini tuvo que hacer ajustes para mantener una órbita estable contra la resistencia atmosférica. La atmósfera de Titán es opaca en muchas longitudes de onda y es imposible adquirir un espectro de reflectancia completo de la superficie desde el exterior. No fue hasta la llegada de Cassini-Huygens en 2004 que se obtuvieron las primeras imágenes directas de la superficie de Titán. La sonda Huygens no pudo detectar la dirección del Sol durante su descenso, y aunque pudo tomar imágenes de la superficie, el equipo de Huygens comparó el proceso con "tomar fotografías de un estacionamiento de asfalto al anochecer".

Estructura vertical

Diagrama de la atmósfera de Titán

La estructura atmosférica vertical de Titán es similar a la Tierra. Ambos tienen troposfera, estratosfera, mesosfera y termosfera. Sin embargo, la gravedad de la superficie inferior de Titán crea una atmósfera más extendida, con alturas de escala de 15 a 50 km (9 a 31 millas) en comparación con 5 a 8 km (3,1 a 5 millas) en la Tierra. Los datos de la Voyager , combinados con datos de Huygens y modelos radiativos-convectivos, proporcionan una mayor comprensión de la estructura atmosférica de Titán.

• Troposfera: esta es la capa donde ocurre gran parte del clima en Titán. Dado que el metano se condensa fuera de la atmósfera de Titán a grandes altitudes, su abundancia aumenta por debajo de la tropopausa a una altitud de 32 km (20 millas), estabilizándose en un valor del 4,9% entre 8 km (5 millas) y la superficie. La lluvia de metano, la lluvia de neblina y diferentes capas de nubes se encuentran en la troposfera.
• Estratosfera: la composición atmosférica en la estratosfera es 98,4% de nitrógeno , la única atmósfera densa y rica en nitrógeno en el Sistema Solar, aparte de la de la Tierra, con el 1,6% restante compuesto principalmente de metano (1,4%) e hidrógeno (0,1-0,2%). . La principal capa de neblina de tholin se encuentra en la estratosfera a unos 100-210 km (62-130 millas). En esta capa de la atmósfera hay una fuerte inversión de temperatura causada por la neblina debido a una alta proporción de opacidad de onda corta a infrarroja.
• Mesosfera: Se encuentra una capa de neblina desprendida a unos 450-500 km (280-310 mi), dentro de la mesosfera . La temperatura en esta capa es similar a la de la termosfera debido al enfriamiento de las líneas de cianuro de hidrógeno (HCN).
• Termosfera: La producción de partículas comienza en la termosfera. Esto se concluyó después de encontrar y medir iones y partículas pesadas. Este fue también el acercamiento más cercano de Cassini en la atmósfera de Titán.
• Ionosfera: La ionosfera de Titán también es más compleja que la de la Tierra, con la ionosfera principal a una altitud de 1200 km (750 mi) pero con una capa adicional de partículas cargadas a 63 km (39 mi). Esto divide la atmósfera de Titán hasta cierto punto en dos cámaras de radio-resonancia separadas. La fuente de ondas naturales de frecuencia extremadamente baja (ELF) en Titán, detectadas por Cassini-Huygens , no está clara ya que no parece haber una gran actividad de rayos.

Composición y química atmosférica

La química atmosférica de Titán es diversa y compleja. Cada capa de la atmósfera tiene interacciones químicas únicas que ocurren dentro y luego interactúan con otras subcapas en la atmósfera. Por ejemplo, se cree que los hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones resultantes de la ruptura del metano por la luz ultravioleta del Sol , produciendo un espeso smog anaranjado. La siguiente tabla destaca los mecanismos de producción y pérdida de las moléculas más abundantes producidas fotoquímicamente en la atmósfera de Titán.

Química en la atmósfera de Titán

Molécula	Producción	Pérdida
Hidrógeno	Fotólisis de metano	Escapar
Monóxido de carbono	${\ Displaystyle {\ ce {O + CH3-> H2CO + H}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {H2CO + h \ nu-> CO + H2 / 2H}}}$	${\ displaystyle {\ ce {CO + OH-> CO2 + H}}}$
Etano	${\ Displaystyle {\ ce {2CH3 + M-> C2H6 + M}}}$	Condensación
Acetileno	${\ displaystyle {\ ce {C2H + CH4-> C2H2 + CH3}}}$	${\ Displaystyle {\ ce {C2H2 + h \ nu-> C2H + H}}}$ Condensación
Propano	${\ displaystyle {\ ce {CH3 + C2H5 + M-> C3H8 + M}}}$	Condensación
Etileno	${\ displaystyle {\ ce {CH + CH4-> C2H4 + H}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {CH2 + CH3-> C2H4 + H}}}$	${\ Displaystyle {\ ce {C2H4 + h \ nu-> C2H2 + H2 / 2H}}}$
Cianuro de hidrógeno	${\ Displaystyle {\ ce {N + CH3-> H2CN + H}}}$ ${\ Displaystyle {\ ce {H2CN + H-> HCN + H2}}}$	Condensación
Dióxido de carbono	${\ displaystyle {\ ce {CO + OH-> CO2 + H}}}$	Condensación
Metilacetileno	${\ Displaystyle {\ ce {CH + C2H4-> CH3CCH + H}}}$	${\ Displaystyle {\ ce {CH3CCH + h \ nu-> C3H3 + H}}}$ ${\ Displaystyle {\ ce {H + CH3CCH-> C3H5}}}$
Diacetileno	${\ Displaystyle {\ ce {C2H + C2H2-> C4H2 + H}}}$	${\ Displaystyle {\ ce {C4H2 + h \ nu-> C4H + H}}}$

Imagen de una nube en falso color sobre el polo norte de Titán.

Campo magnético

Titán no tiene campo magnético , aunque los estudios de 2008 mostraron que Titán retiene restos del campo magnético de Saturno en las breves ocasiones en que pasa fuera de la magnetosfera de Saturno y está directamente expuesto al viento solar . Esto puede ionizar y arrastrar algunas moléculas de la parte superior de la atmósfera. El campo magnético interno de Titán es insignificante y quizás incluso inexistente. Su distancia orbital de 20,3 radios de Saturno lo coloca ocasionalmente dentro de la magnetosfera de Saturno . Sin embargo, la diferencia entre el período de rotación de Saturno (10,7 horas) y el período orbital de Titán (15,95 días) provoca una velocidad relativa de aproximadamente100 km / s entre el plasma magnetizado de Saturno y Titán. Eso en realidad puede intensificar las reacciones que causan la pérdida atmosférica, en lugar de proteger la atmósfera del viento solar .

Química de la ionosfera

En noviembre de 2007, los científicos descubrieron evidencia de iones negativos con aproximadamente 13 800 veces la masa de hidrógeno en la ionosfera de Titán, que se cree que caen en las regiones inferiores para formar la neblina naranja que oscurece la superficie de Titán. Los iones negativos más pequeños se han identificado como aniones de cadena de carbono lineal con moléculas más grandes que muestran evidencia de estructuras más complejas, posiblemente derivadas del benceno . Estos iones negativos parecen desempeñar un papel clave en la formación de moléculas más complejas, que se cree que son tolinas , y pueden formar la base de los hidrocarburos aromáticos policíclicos , los cianopolinos y sus derivados. Sorprendentemente, se ha demostrado anteriormente que los iones negativos como estos mejoran la producción de moléculas orgánicas más grandes en las nubes moleculares más allá de nuestro Sistema Solar, una similitud que destaca la posible relevancia más amplia de los iones negativos de Titán.

Vórtice del Polo Sur de Titán: una nube de gas HCN en forma de remolino (29 de noviembre de 2012).

Circulación atmosférica

Hay un patrón de circulación de aire que fluye en la dirección de rotación de Titán, de oeste a este. Además, también se ha detectado variación estacional en la circulación atmosférica. Las observaciones de Cassini de la atmósfera realizadas en 2004 también sugieren que Titán es un "súper rotador", como Venus , con una atmósfera que gira mucho más rápido que su superficie. La circulación atmosférica se explica por una gran circulación de Hadley que se produce de polo a polo.

Ciclo del metano

La energía del Sol debería haber convertido todos los rastros de metano en la atmósfera de Titán en hidrocarburos más complejos en 50 millones de años, un tiempo corto en comparación con la edad del Sistema Solar. Esto sugiere que el metano debe reponerse de alguna manera mediante un depósito en Titán o dentro de él. La mayor parte del metano de Titán se encuentra en la atmósfera. El metano se transporta a través de la trampa fría en la tropopausa. Por lo tanto, la circulación de metano en la atmósfera influye en el equilibrio de la radiación y la química de otras capas de la atmósfera. Si hay un depósito de metano en Titán, el ciclo solo sería estable en escalas de tiempo geológicas.

Rastrear gases orgánicos en la atmósfera de Titán: HNC (izquierda) y HC ₃ N (derecha).

La evidencia de que la atmósfera de Titán contiene más de mil veces más metano que monóxido de carbono parece descartar contribuciones significativas de los impactos de cometas, porque los cometas están compuestos de más monóxido de carbono que metano. También parece poco probable que Titán haya acumulado una atmósfera de la nebulosa primitiva de Saturno en el momento de la formación; en tal caso, debería tener abundancias atmosféricas similares a la nebulosa solar, incluyendo hidrógeno y neón . Muchos astrónomos han sugerido que el origen último del metano en la atmósfera de Titán proviene del propio Titán, liberado a través de erupciones de criovolcanes .

Las nubes polares, hechas de metano , en Titán (izquierda) comparadas con las nubes polares en la Tierra (derecha).

Cielos diurnos y crepusculares (amanecer / atardecer)

Modelos de brillo del cielo de un día soleado en Titán. Se ve el Sol poniéndose desde el mediodía hasta después del anochecer en 3 longitudes de onda: 5 μm, infrarrojo cercano (1-2 μm) y visible . Cada imagen muestra una versión "desplegada" del cielo visto desde la superficie de Titán. El lado izquierdo muestra el Sol, mientras que el lado derecho apunta en dirección opuesta al Sol. La parte superior e inferior de la imagen son el cenit y el horizonte respectivamente. El ángulo del cenit solar representa el ángulo entre el Sol y el cenit (0 °), donde 90 ° es cuando el Sol alcanza el horizonte.

Saturno colocándose detrás de Titán.

Se espera que el brillo del cielo y las condiciones de visión sean bastante diferentes de la Tierra y Marte debido a la mayor distancia de Titán del Sol (~ 10 AU ) y las complejas capas de neblina en su atmósfera. Los videos del modelo de brillo del cielo muestran cómo se ve un día soleado típico de pie en la superficie de Titán según los modelos de transferencia radiativa .

Para los astronautas que ven con luz visible , el cielo diurno tiene un color naranja claramente oscuro y parece uniforme en todas las direcciones debido a la importante dispersión de Mie de las muchas capas de neblina a gran altitud. Se calcula que el cielo durante el día es entre 100 y 1000 veces más tenue que una tarde en la Tierra, lo que es similar a las condiciones de visualización de una niebla espesa o un humo de fuego denso . Se espera que las puestas de sol en Titán sean "eventos decepcionantes", en los que el Sol desaparece aproximadamente a la mitad del cielo (~ 50 ° sobre el horizonte ) sin un cambio de color distintivo. Después de eso, el cielo se oscurecerá lentamente hasta que llegue la noche. Sin embargo, se espera que la superficie permanezca tan brillante como la Luna llena hasta 1 día terrestre después de la puesta del sol .

En la luz del infrarrojo cercano , las puestas de sol se asemejan a una puesta de sol marciana o una puesta de sol polvorienta del desierto. La dispersión de Mie tiene una influencia más débil en longitudes de onda infrarrojas más largas, lo que permite condiciones de cielo más coloridas y variables. Durante el día, el Sol tiene una corona solar notable que cambia de color de blanco a "rojo" durante la tarde. El brillo del cielo de la tarde es ~ 100 veces más tenue que el de la Tierra. A medida que se acerca la tarde, se espera que el Sol desaparezca bastante cerca del horizonte. La profundidad óptica atmosférica de Titán es la más baja a 5 micrones . Entonces, el Sol a 5 micrones puede incluso ser visible cuando está debajo del horizonte debido a la refracción atmosférica . De manera similar a las imágenes de los atardeceres marcianos de los rovers de Marte , se ve que se desarrolla una corona en forma de abanico sobre el Sol debido a la dispersión de la neblina o el polvo a gran altura.

En lo que respecta a Saturno , el planeta está casi fijo en su posición en el cielo porque la órbita de Titán está bloqueada por mareas alrededor de Saturno. Sin embargo, hay un pequeño movimiento de este a oeste de 3 ° durante un año de Titán debido a la excentricidad orbital , similar al analema en la Tierra. La luz solar reflejada en Saturno, Saturnshine, es aproximadamente 1000 veces más débil que la insolación solar en la superficie de Titán. Aunque Saturno parece varias veces más grande en el cielo que la Luna en el cielo de la Tierra, el contorno de Saturno está enmascarado por el sol más brillante durante el día. Saturno solo puede ser discernible por la noche, pero solo a una longitud de onda de 5 micrones. Esto se debe a dos factores: la pequeña profundidad óptica de la atmósfera de Titán a 5 micrones y las fuertes emisiones de 5 μm del lado nocturno de Saturno. En luz visible, Saturno hará que el cielo en el lado de Titán que mira hacia Saturno parezca un poco más brillante, similar a una noche nublada con luna llena en la Tierra. Los anillos de Saturno están ocultos a la vista debido a la alineación del plano orbital de Titán y el plano de los anillos. Se espera que Saturno muestre fases, similares a las fases de Venus en la Tierra, que iluminen parcialmente la superficie de Titán durante la noche, excepto en los eclipses .

Desde el espacio exterior , las imágenes de Cassini desde el infrarrojo cercano a las longitudes de onda ultravioleta han demostrado que los períodos crepusculares ( ángulos de fase > 150 °) son más brillantes que durante el día en Titán. Esta observación no se ha observado en ningún otro cuerpo planetario con atmósfera espesa. El crepúsculo de Titane que eclipsa el lado diurno se debe a una combinación de la atmósfera de Titán que se extiende a cientos de kilómetros sobre la superficie y la intensa dispersión de Mie hacia adelante desde la neblina. Los modelos de transferencia radiativa no han reproducido este efecto.

Evolución atmosférica

La persistencia de una atmósfera densa en Titán ha sido enigmática ya que las atmósferas de los satélites estructuralmente similares de Júpiter , Ganímedes y Calisto son insignificantes. Aunque la disparidad aún se comprende poco, los datos de misiones recientes han proporcionado restricciones básicas sobre la evolución de la atmósfera de Titán.

Capas de atmósfera, imagen de la nave espacial Cassini

En términos generales, a la distancia de Saturno , solar insolación y viento solar flujo son suficientemente baja para que los elementos y compuestos que son volátiles en los planetas terrestres tienden a acumularse en las tres fases . La temperatura de la superficie de Titán también es bastante baja, alrededor de 94 K. En consecuencia, las fracciones de masa de sustancias que pueden convertirse en constituyentes atmosféricos son mucho mayores en Titán que en la Tierra . De hecho, las interpretaciones actuales sugieren que sólo alrededor del 50% de la masa de Titán son silicatos , y el resto consiste principalmente en varios hielos de H ₂ O ( agua ) y NH ₃ · H ₂ O ( hidratos de amoniaco ). El NH ₃ , que puede ser la fuente original del N ₂ atmosférico de Titán ( dinitrógeno ), puede constituir hasta un 8% de la masa de NH ₃ · H ₂ O. Lo más probable es que Titán esté diferenciado en capas, donde la capa de agua líquida debajo del hielo I _h puede ser rica en NH ₃ .

Imagen en color verdadero de capas de neblina en la atmósfera de Titán

Atmósfera de Titán retroiluminada por el Sol, con los anillos de Saturno detrás. Una capa de neblina exterior se fusiona en la parte superior con la capucha polar norte.

El hemisferio invernal de Titán (arriba) es ligeramente más oscuro en luz visible debido a una neblina a gran altitud

Hay restricciones provisionales disponibles, y la pérdida de corriente se debe principalmente a la baja gravedad y al viento solar ayudado por la fotólisis . La pérdida de la atmósfera primitiva de Titán se puede estimar con la relación isotópica ¹⁴ N- ¹⁵ N , porque el ¹⁴ N más ligero se pierde preferentemente de la atmósfera superior bajo fotólisis y calentamiento. Debido a que la relación ¹⁴ N- ¹⁵ N original ^de Titán está pobremente restringida, la atmósfera primitiva puede haber tenido más N ₂ por factores que van desde 1.5 a 100 con certeza solo en el factor más bajo. Dado que el N ₂ es el componente principal (98%) de la atmósfera de Titán, la proporción isotópica sugiere que gran parte de la atmósfera se ha perdido a lo largo del tiempo geológico . Sin embargo, la presión atmosférica en su superficie sigue siendo casi 1,5 veces mayor que la de la Tierra cuando comenzó con un presupuesto volátil proporcionalmente mayor que la Tierra o Marte . Es posible que la mayor parte de la pérdida atmosférica se haya producido dentro de los 50 millones de años de la acreción , debido a un escape altamente energético de átomos de luz que se llevan una gran parte de la atmósfera ( escape hidrodinámico ). Tal evento podría ser impulsado por los efectos de calentamiento y fotólisis de la mayor producción de fotones de rayos X y ultravioleta (XUV) del Sol temprano .

Debido a que Calisto y Ganímedes son estructuralmente similares a Titán, no está claro por qué sus atmósferas son insignificantes en relación con la de Titán. Sin embargo, el origen del N ₂ de Titán a través de la fotólisis geológicamente antigua del NH ₃ acumulado y desgasificado , en contraposición a la desgasificación del N ₂ de los clatratos acrecionales , puede ser la clave para una inferencia correcta. Si se hubiera liberado N ₂ de los clatratos, ³⁶ Ar y ³⁸ Ar, que son isótopos primordiales inertes del Sistema Solar, también deberían estar presentes en la atmósfera, pero ninguno de los dos se ha detectado en cantidades significativas. La concentración insignificante de ³⁶ Ar y ³⁸ Ar también indica que la temperatura de ~ 40 K requiere para atraparlos y N ₂ en clatratos no existían en la de Saturno sub- nebulosa . En cambio, la temperatura puede haber sido superior a 75 K, lo que limita incluso la acumulación de NH ₃ como hidratos . Las temperaturas habrían sido incluso más altas en la subnebulosa joviana debido a la mayor liberación de energía potencial gravitacional, masa y proximidad al Sol, reduciendo en gran medida el inventario de NH ₃ acumulado por Calisto y Ganímedes. Las atmósferas de N ₂ resultantes pueden haber sido demasiado delgadas para sobrevivir a los efectos de la erosión atmosférica que ha resistido Titán.

Una explicación alternativa es que los impactos de cometas liberan más energía en Calisto y Ganímedes que en Titán debido al mayor campo gravitacional de Júpiter . Eso podría erosionar las atmósferas de Calisto y Ganímedes, mientras que el material cometario en realidad construiría la atmósfera de Titán. Sin embargo, la relación ² H– ¹ H (es decir, D – H) de la atmósfera de Titán es(2,3 ± 0,5) × 10 ⁻⁴ , casi 1,5 veces menor que el de los cometas . La diferencia sugiere que es poco probable que el material cometario sea el principal contribuyente a la atmósfera de Titán. La atmósfera de Titán también contiene más de mil veces más metano que monóxido de carbono, lo que apoya la idea de que el material cometario no es un contribuyente probable, ya que los cometas están compuestos por más monóxido de carbono que metano.

Titán: tres tormentas de polvo detectadas en 2009-2010.

Ver también

• Atmósfera de Marte

Referencias

Otras lecturas

• Roe, HG (2012). "Clima del metano de Titán". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 40 (1): 355–382. Código bibliográfico : 2012AREPS..40..355R . doi : 10.1146 / annurev-earth-040809-152548 .

enlaces externos

• Medios relacionados con la atmósfera de Titán en Wikimedia Commons