Gebruiker:LukaBE/Atmosfeer van Titan

Mee bezig Aan deze pagina of deze sectie wordt de komende uren of dagen nog druk gewerkt. Toelichting: Wordt tot en met 13 juni aan gewerkt Klik op geschiedenis voor de laatste ontwikkelingen.

Foto in oorspronkelijke kleuren van de hoge atmosfeer van Titan.

De Saturnusmaan Titan is de enige maan uit het zonnestelsel met een dikke en compacte atmosfeer. Titans atmosfeer heeft een dikte van ongeveer 1200 kilometer, wat ze bijna twee keer zo dik maakt als de aardatmosfeer. Ze roteert, net zoals bij de planeet Venus, sneller dan de eigen rotatiesnelheid van de maan. Dit noemt men een superroterende atmosfeer.

Opbouw

Stratografie van de atmosfeer

De atmosfeer van Titan sterkt zich veel verder de ruimte in in vergelijking met de dampkring. Dit komt door de geringe zwaartekracht op de maan.

Net zoals bij de aardatmosfeer kunnen we de atmosfeer opdelen in vijf lagen:

• Troposfeer: In deze onderste laag van de atmosfeer van Titan spelen de meeste meteorologische processen zich af. Hoe hoger in de troposfeer, hoe lager de temperatuur, waardoor op een bepaalde hoogte het methaangas gaat condenseren. Hierdoor ontstaan wolken en kan het regenen als de luchtvochtigheid hoog genoeg is.
• Tropopauze: Op 40 km hoogte bevindt zich de tropopauze. Hier is een plaatselijk temperatuur minimum van 70 K (203 °C).
• Stratosfeer: In de stratosfeer bevindt zich de tholine nevel (zie chemische samenstelling) op een hoogte van 100 à 210 km. Deze heeft een oranje kleur en verhindert dat we naar het oppervlak van Titan kunnen kijken.
• Stratopauze: De stratosfeer eindigt op een hoogte rond 300 à 310 km.
• Mesosfeer: De mesosfeer bevat een tweede afzonderlijke nevel laag die zich tussen de 450 en 500 km hoogte bevindt.
• Mesopauze: De grens tussen de mesosfeer en de thermosfeer is ongeveer op 490 à 600 km boven het oppervlak van Titan.
• Thermosfeer/ ionosfeer: De thermosfeer is de laag waarin de productie van heel grote en zware ionen plaatsvindt.(p.26) Vandaar dat de ionosfeer ook deels overlapt met de thermosfeer. Twee chemische processen die er plaatsvinden zijn:

$${\ce {N_{2}\to N_{2}^{+},N^{+},N}}$$

$${\ce {CH_{4}\to CH_{4}^{+},CH_{3}^{+}}}$$

Chemische samenstelling

Hoofdcomponenten
N2 Stikstofgas	∼ 98%
CH4 Methaan	1,4 - 4,9%
Spoorgassen
H2 Waterstofgas	0,11%
40Ar Argon	0,0043%
CH3D	0,0006%
36Ar Argon	0,000028%
Overige	∼ 0,5 %

Vorming van tholines

De atmosfeer van Titan bestaat voornamelijk uit distikstof (ook: stikstofgas) en methaan. De eerstgenoemde komt enkel in gasvormige toestand voor op Titan, net zoals het op de Aarde doet. De laatstgenoemde komt ook voor als vloeistof en speelt een gelijkaardige rol als water op Aarde, met allerlei meteorologische processen (denk aan regen en wolkenvorming) tot gevolg.

Er zijn daarnaast heel wat complexe organische moleculen ontdekt in de atmosfeer. Deze ontstaan onder invloed van uv-licht of hoogenergetische deeltjes (die versnelden door het magnetisch veld van Saturnus) uit eenvoudige verbindingen als N₂ en CH₄. Omdat deze specifieke groep organische moleculen wel vaker voorkomt in buitenaardse atmosferen bedacht Carl Sagan de verzamelnaam tholines. Deze tholines geven de atmosfeer zijn karakteristieke oranjekleurige nevel.

In de troposfeer (de laag vlak boven het oppervlak) komt meer dan 97% stikstofgas en iets minder dan 3% methaangas voor. Het percentage H₂ ligt rond de 0,2%.

De stratosfeer van Titan is samengesteld uit 98,4% stikstof, 1,4% methaan en 0,1% waterstofgas, met nog enkele kleine hoeveelheden spoorgassen: koolwaterstoffen (zoals ethaan, diacetyleen, propyn, ethyn en cyanoacetyleen), koolstofdioxide, koolstofmonoxide, oxalonitril, argon en helium.

Gelijkenis aardse oeratmosfeer

De huidige atmosfeer van Titan lijkt sterk op de oeratmosfeer van de Aarde. Hierdoor is het een uitstekend laboratorium waarin chemische en fysische processen kunnen onderzocht worden om zo beter de chemische evolutie van de primordiale aardatmosfeer te begrijpen.

...

Herkomst methaan

Het is nog steeds een mysterie waarom Titan na 4,6 miljard jaar nog zo een hoge concentratie methaan bezit. Deze wordt geleidelijk omgezet in complexere moleculen die we tholines noemen. Bijgevolg moet er dus een toevoer van methaan zijn om de hoge concentratie methaan op peil te houden. Een mogelijke hypothese is dat het methaan in de atmosfeer afkomstig is van het binnenste van de maan en dat deze door zogenaamde cryovulkanen in de atmosfeer terechtkomen.

Evolutie

Een indruk van de samenstelling van de oorspronkelijke atmosfeer van Titan kan worden verkregen door berekeningen aan de verhouding tussen de stikstof-isotopen stikstof-14 en stikstof-15. Doordat ¹⁴N iets lichter is dan ¹⁵N, verdwijnt het iets sneller in het heelal door fotolyse en verhitting, waardoor de relatieve concentratie van ¹⁵N langzaam toeneemt. Uit het hoge percentage ¹⁵N kan worden afgeleid dat er aanvankelijk nog veel meer stikstof is geweest, en dat de atmosfeer dus ook nog vele malen dikker is geweest dan nu.

Waarschijnlijk is het merendeel van de stikstof al verdwenen in de eerste 50 miljoen jaar na de vorming van Titan.

De oorsprong van het stikstof in Titans atmosfeer is waarschijnlijk te verklaren vanuit fotolyse van geaccreteerd en ontgast ammoniak (NH₃). Een alternatieve hypothese is dat het vrijgekomen zou kunnen zijn uit clathraten, maar dan zouden argon-36 en argon-38 (wat eveneens initiële isotopen van het zonnestelsel zijn) ook in aanzienlijke hoeveelheden in de atmosfeer aanwezig moeten zijn, omdat die dan eveneens uit de clathraten vrijgekomen zouden moeten zijn, maar daarvan is geen sprake. Om deze gassen op te sluiten in clathraten is een temperatuur van minder dan ongeveer 40 kelvin vereist, en blijkbaar was de temperatuur hoger in de accretieschijf van de oer-planeet Saturnus. Vermoedelijk was de temperatuur op Titan destijds zelfs hoger dan 75-100 K, waardoor de ophoping van NH₃ als hydraten werd beperkt. Waarschijnlijk was de temperatuur in de accretieschijf van de jonge Jupiter nog wat hoger door de nabijheid van de zon en de grotere zwaartekracht van Jupiter, waardoor daar nauwelijks ammoniak kon worden vastgehouden, zodat de uiteindelijk rond Jupiter gevormde manen geen stikstof-atmosfeer kregen.

Huidige inzichten suggereren dat slechts ongeveer 50% van Titans massa bestaat uit silicaten. De rest zou voornamelijk bestaan uit ijs (H₂O) en ammoniak-hydraten (NH₃ · H₂O). Ammoniak, mogelijk dus de oorspronkelijke bron van Titans atmosferische stikstofgas, zou maar liefst 8% van de massa van alle hydraten uitmaken.