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 タイタンの大気中のもやの層の真のカラー画像 | |
| 一般情報[2] | |
|---|---|
| 平均表面圧力 | 1.5バール（147kPa ） [ 1] |
| 化学種 | モル分率 |
| 作曲[2] | |
| 窒素 | 94.2% |
| メタン | 5.65% |
| 水素 | 0.099% |
| アルゴン | 0.0043% [3] |
タイタンの大気は、土星の最大の衛星タイタンを取り囲む濃いガスの層である。タイタンは、太陽系の惑星の天然衛星の中で唯一、地球よりも大気の密度が高い。また、天候を左右するほどの大気を持つ2つの衛星のうちの1つである（もう1つはトリトンの大気）。[4]タイタンの下層大気は、主に窒素（94.2%）、メタン（5.65%）、水素（0.099%）で構成されている。 [2]エタン、ジアセチレン、メチルアセチレン、アセチレン、プロパン、PAHs [5]などの他の炭化水素や、シアノアセチレン、シアン化水素、二酸化炭素、一酸化炭素、シアン、アセトニトリル、アルゴン、ヘリウムなどの他のガスも微量に存在している。[3]窒素同位体比の同位体研究によると、アセトニトリルはシアン化水素やシアノアセチレンを超える量で存在する可能性があることも示唆されています。[6]表面圧力は1.5バール（147 kPa）で、地球よりも約50％高くなっています[1]。これはメタンの三重点に近く、大気中に気体メタンが存在し、表面に液体メタンが存在することを可能にします。[7]宇宙から見たオレンジ色は、少量のより複雑な化学物質、おそらくソリン、タールのような有機沈殿物によって生成されます。[8]
観察履歴
大気の存在は、1903年にカタルーニャ州バルセロナのファブラ天文台からタイタンの縁が明瞭に暗くなるのを観測したスペインの天文学者ジョゼップ・コマス・イ・ソラによって最初に疑われた。[9]この観測は、1944年にオランダの天文学者ジェラルド・P・カイパーによって分光法を用いて確認され、大気中のメタン分圧は100ミリバール（10kPa）程度と推定された。 [10] 1970年代のその後の観測で、カイパーの数字は大幅に過小評価されていたことが判明した。タイタンの大気中のメタンの量は10倍高く、表面圧力は彼の予測の少なくとも2倍だった。表面圧力が高いということは、メタンがタイタンの大気のごく一部しか形成できないことを意味していた。[11] 1980年、ボイジャー1号はタイタンの大気を初めて詳細に観測し、その表面圧力が地球よりも高く、1.5バール（地球の約1.48倍）であることを明らかにした。[12]
NASAとESAの合同探査機カッシーニ・ホイヘンス号は、2004年7月1日に軌道に乗って以来、タイタンや土星系全般に関する豊富な情報を提供した。タイタンの大気中の同位体組成は、大気中の豊富な窒素がオールトの雲の物質、つまり彗星に由来するものであり、土星を以前に形成した物質に由来するものではないことを示す証拠であることが判明した。[13]タイタンでは、多環芳香族炭化水素、[15] [5]プロピレン、[16]メタンなど、複雑な有機化学物質が発生する可能性があることが判明した。[17] [18]
NASAのドラゴンフライミッションは、2034年にタイタンに大型航空機を着陸させる計画です。 [19]このミッションでは、タイタンのさまざまな場所での居住可能性と生命誕生前の化学反応を調査します。[20]ドローンのような航空機は、地質学的プロセス、表面と大気の組成の測定を行います。[21]
概要
ボイジャー宇宙探査機の観測によると、タイタニアンの大気は地球よりも濃く、表面圧力は地球の約 1.48 倍である。[12]タイタンの大気は地球全体の約 1.19 倍の質量で、[22]表面積あたりでは約 7.3 倍の質量である。不透明なもやの層が太陽やその他の光源からの可視光線のほとんどを遮り、タイタンの表面の特徴を不明瞭にしている。大気は非常に厚く、重力は非常に低いため、人間は腕に取り付けた「翼」を羽ばたかせてその中を飛ぶことができる。[23]タイタンの重力が低いということは、その大気が地球よりもはるかに広がっていることを意味する。975 km の距離でも、カッシーニ宇宙船は大気の抵抗に逆らって安定した軌道を維持するために調整する必要があった。[24]タイタンの大気は多くの波長で不透明であり、表面の完全な反射スペクトルを外部から取得することは不可能である。[25]タイタンの表面の直接画像が初めて得られたのは、2004年にカッシーニ・ホイヘンスが到着してからだった。ホイヘンス探査機は降下中に太陽の方向を検知することができず、表面から画像を撮影することはできたものの、ホイヘンスチームはそのプロセスを「夕暮れ時のアスファルト駐車場の写真を撮ること」に例えた。[26]
垂直構造
タイタンの大気の図
タイタンの垂直大気構造は地球に似ている。どちらも対流圏、成層圏、中間圏、熱圏を持っている。しかし、タイタンの表面重力が低いため、スケール高は地球の5～8 km（3.1～5マイル）に比べて15～50 km（9～31マイル）と、より広範囲の大気を形成している。[7] ボイジャーのデータとホイヘンスのデータ、放射対流モデルを組み合わせることで、タイタンの大気構造に関する理解が深まった。[27]
- 対流圏:これはタイタンの天候の多くが発生する層です。メタンは高高度でタイタンの大気から凝縮するため、高度32 km (20 mi) の対流圏界面以下でその量が増加し、8 km (5 mi) から地表までの間で4.9% の値で横ばいになります。[28] [29]メタンの雨、煙霧の雨、さまざまな雲層が対流圏で見られます。
- 成層圏:成層圏の大気組成は98.4%が窒素で、太陽系で地球以外では唯一の高密度で窒素に富んだ大気です。残りの1.6%は主にメタン(1.4%)と水素(0.1～0.2%)で構成されています。 [28]主なソリンの煙霧層は、成層圏の高度約100～210 km (62～130 mi)にあります。この大気層では、短波と赤外線の不透明度の比率が高いため、煙霧によって強い温度逆転が起こります。[2]
- 中間圏：中間圏内の高度約450～500 km（280～310 mi）に分離したヘイズ層が見られる。この層の温度は、シアン化水素（HCN）線の冷却により熱圏の温度と同程度である。 [30]
- 熱圏：熱圏で粒子生成が始まる[7]これは重イオンと粒子を発見し測定した後に結論づけられた。[31]これはカッシーニがタイタンの大気圏に最も接近した時でもあった。
- 電離層: タイタンの電離層も地球のものより複雑で、主な電離層は高度1,200 km (750 mi) にありますが、63 km (39 mi) にも荷電粒子の層があります。これにより、タイタンの大気はある程度、2つの別々の電波共鳴室に分割されています。カッシーニ・ホイヘンスによって検出されたタイタンの自然の超低周波(ELF) 波の発生源は、雷活動がないように見えるため不明です。タイタンの電離層の主な発生源は、太陽放射、磁力線に沿って漂う土星の磁気圏の電子とイオン ( 、、)、および銀河宇宙線です (詳細は[32]を参照)。
大気の組成と化学
タイタンの大気の化学は多様かつ複雑です。大気の各層では独自の化学反応が起こり、それが大気の他の下層と相互作用します。例えば、炭化水素はタイタンの上層大気で太陽の紫外線によるメタン分解の反応で生成され、濃いオレンジ色のスモッグを生み出すと考えられています。[33]以下の表は、タイタンの大気中で最も多く光化学的に生成される分子の生成と消失のメカニズムを示しています。[7]
磁場
タイタンの内部磁場はごくわずかで、おそらくは存在しない。しかし、2008年の研究では、タイタンが土星の磁気圏の外側を通過して太陽風に直接さらされる短い機会に、土星の磁場の名残を保持することが示された。[34] [35]これにより、大気圏上部の分子がイオン化され、運び去られる可能性がある。興味深い事例の1つは、土星の磁気圏へのコロナ質量放出の影響の例として検出され、タイタンの軌道が磁気圏シース内の衝撃を受けた太陽風にさらされる原因となった。これにより、粒子の沈殿が増加し、タイタンの電離層で極端な電子密度が形成される。[36]軌道距離は土星の半径の20.3倍であるため、タイタンは時折土星の磁気圏内に位置する。しかし、土星の自転周期（10.7時間）とタイタンの公転周期（15.95日）の差により、相対速度は約土星の磁化されたプラズマとタイタンの間の速度は100 km/sです。 [35]これは実際には、太陽風から大気を守る代わりに、反応を激化させて大気の損失を引き起こす可能性があります。[37]
電離層の化学
2007 年 11 月、科学者らはタイタンの電離層に水素の約 13,800 倍の質量を持つマイナスイオンが存在する証拠を発見しました。このイオンは下層に落ちてタイタンの表面を覆い隠すオレンジ色のもやを形成していると考えられています。[38]より小さなマイナスイオンは直鎖炭素アニオンであると特定され、より大きな分子はより複雑な構造の証拠を示しており、ベンゼンに由来している可能性があります。[39]これらのマイナスイオンは、ソリンであると考えられているより複雑な分子の形成に重要な役割を果たしているようで、多環芳香族炭化水素、シアノポリイン、およびその誘導体の基礎を形成している可能性があります。驚くべきことに、このようなマイナスイオンは、太陽系外の分子雲でより大きな有機分子の生成を促進することが以前に示されており、[40]この類似性は、タイタンのマイナスイオンのより広範な関連性を浮き彫りにしています。[41]
大気循環
タイタンの自転方向、つまり西から東に流れる空気循環のパターンが見つかっている。さらに、大気循環の季節変動も検出されている。 2004年に行われたカッシーニによる大気の観測では、タイタンは金星のように「超自転惑星」であり、その大気は表面よりもはるかに速く回転していることも示唆されている。[42]大気循環は、極から極へと発生する大規模なハドレー循環によって説明される。 [2]
メタン循環
タイタン雲
地球の水循環と同様に、タイタンにはメタン循環がある。[43] [44]このメタン循環の結果、地球に見られる地層に似た地層が地表に形成される。タイタンの極地にはメタンとエタンの湖が点在している。メタンは大気中で雲に凝縮し、その後地表に沈殿する。この液体メタンはその後湖に流れ込む。湖のメタンの一部は時間の経過とともに蒸発し、再び大気中で雲を形成し、このプロセスが繰り返される。しかし、メタンは熱圏で失われるため、大気中のメタンを補充するためのメタン源が必要である。[44]太陽からのエネルギーは、太陽系の年齢と比較すると短い期間である5000万年以内に、タイタンの大気中のメタンのすべての痕跡をより複雑な炭化水素に変換したはずである。これは、タイタン自体または内部の貯蔵庫によってメタンが何らかの形で補充されなければならないことを示唆している。タイタンのメタンのほとんどは大気中にある。メタンは対流圏界面のコールドトラップを通って輸送される。[45]そのため、大気中のメタンの循環は、大気中の他の層の放射バランスと化学反応に影響を与えます。タイタンにメタンの貯蔵庫がある場合、その循環は地質学的時間スケールでのみ安定するでしょう。[7]
タイタンの大気には一酸化炭素の1000倍以上のメタンが含まれているという証拠は、彗星の衝突による影響を否定するものと思われる。なぜなら、彗星はメタンよりも一酸化炭素を多く含んでいるからである。タイタンが形成時に初期の土星状星雲から大気を獲得した可能性も低いと思われる。その場合、大気中の水素やネオンなどの元素の量は太陽系星雲と同程度になるはずである。[46]多くの天文学者は、タイタンの大気中のメタンの究極の起源はタイタン内部にあり、氷火山の噴火によって放出されたと示唆している。[47] [48] [49]
タイタンの大気中のメタン補充源として考えられるもう一つのものは、メタンクラスレートである。[50]クラスレートとは、氷の格子がケージのようにガス粒子を囲んでいる化合物である。この場合、メタンガスは水の結晶ケージに囲まれている。[51]これらのメタンクラスレートは、タイタンの歴史のかなり早い時期に形成され、タイタンの氷の表面下に存在する可能性がある。[52]メタンクラスレートの解離により、メタンが大気中に放出され、供給が補充される可能性がある。[51] [50]
2022年12月1日、天文学者たちはジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って、おそらくメタンでできた雲がタイタンを横切って移動するのを観測したと報告した。[53] [54]
昼間と夕暮れ（日の出/日の入り）の空
タイタンは太陽から遠い（約10AU）ことと、大気中の複雑なもやの層のため、空の明るさと視界条件は地球や火星とはかなり異なると予想されます 。空の明るさモデルのビデオは、放射伝達モデルに基づいて、タイタンの表面に立ったときの典型的な晴れた日の様子を示しています。[55]
可視光線で見る宇宙飛行士にとって、昼間の空ははっきりとした暗いオレンジ色で、多くの高高度のもや層からの著しいミー散乱により、どの方向でも均一に見える。 [55]昼間の空は、地球の午後よりも約100～1000倍暗いと計算されており、[55]これは、濃いスモッグや濃い火災の煙の視界条件に似ている。タイタンの日没は「期待外れの出来事」になると予想されており、[55]太陽は空の半分ほどの高さ（地平線から約50°上）で消え、色に明確な変化はない。その後、空は夜になるまでゆっくりと暗くなる。しかし、表面は日没後1地球日までは満月と同じくらいの明るさを保つと予想されている。[55]
近赤外線では、夕焼けは火星の夕焼けやほこりっぽい砂漠の夕焼けに似ている。[55] ミー散乱はより長い赤外線波長では影響が弱くなるため、より色鮮やかで変化に富んだ空の状態になる。日中、太陽には目立つ太陽コロナがあり、午後になると色が白から「赤」に変わる。[55]午後の空の明るさは地球の約100倍暗い。[55]夕方が近づくと、太陽は地平線にかなり近いところに消えると予想される。タイタンの大気の光学的厚さは5ミクロンで最も低い。[56]そのため、5ミクロンの太陽は、大気の屈折により地平線の下にあるときでも見える可能性がある。火星探査車による火星の夕焼けの画像と同様に、高高度のもややほこりによる散乱により、太陽の上に扇状のコロナが発生するのが見られる。 [55]
土星に関しては、タイタンの軌道が土星の周りを潮汐固定されているため、この惑星は天空での位置がほぼ固定されています。しかし、地球のアナレンマと同様に、軌道離心率により、タイタンは1年間で東から西に3°の小さな動きがあります。 [57]土星から反射される太陽光、つまり土星光は、タイタン表面への日射量の約1000倍弱いです。[57]土星は地球の空では月よりも空で数倍大きく見えますが、日中は土星の輪郭は明るい太陽に隠されています。土星は夜に識別できるようになりますが、5ミクロンの波長でのみ識別できます。これは、タイタンの大気の光学的厚さが5ミクロンと小さいこと[56] [58]と、土星の夜側からの5μmの強い放射の2つの要因によるものです。[59]可視光では、土星はタイタンの土星側の空を地球の満月の曇りの夜のようにわずかに明るく見せる。[55] [57] 土星の環は、タイタンの軌道面と環の面の配置により視界から隠されている。[57] 土星は、地球の金星の満ち欠けに似た満ち欠けを見せると予想されており、日食を除いて、夜間にタイタンの表面を部分的に照らす。[57]
宇宙からは、カッシーニが近赤外線から紫外線の波長で撮影した画像から、薄明期（位相角＞150°）はタイタンの昼間よりも明るいことがわかった。 [60]この現象は、厚い大気を持つ他の惑星では観測されていない。 [60]タイタンの薄明が昼間よりも明るいのは、地表から数百キロメートル上空に広がるタイタンの大気と、もやからの強い前方ミー散乱の組み合わせによるものである。[60] 放射伝達モデルではこの効果は再現されていない。[55]
反温室効果
タイタンの温度は、圧力によって大気が不透明になり赤外線を吸収することで生じる強い温室効果によって黒体温度以上に上昇しているが、ポラックが反温室効果と名付けた効果によって温室効果による温暖化はいくらか軽減される。[61] [62]太陽エネルギーの一部は地表に到達する前に吸収されるため、メタンが少ない場合よりも地表温度が低くなる。温室効果によって地表温度が 21 K 上昇するのに対し、反温室効果によってこの効果は半分になり[62] 12 K の上昇に抑えられる。[61]
地球[63]とタイタン[64]の大気温度プロファイルを比較すると、際立った対照が浮かび上がります。地球では、高度が地表から80キロメートルから60キロメートルに下がるにつれて、気温が上昇するのが一般的です。対照的に、タイタンの温度プロファイルは同じ高度範囲で低下を示しています。この違いは、地球とタイタンの大気の温室効果と反温室効果の影響が異なることに大きく起因しています。[引用が必要]
タイタンは、公転周期の約 95% の間、土星の磁気圏内を公転している。[65]この間、磁気圏内に閉じ込められた荷電粒子は、月が通過するときにタイタンの上層大気と相互作用し、より濃いヘイズの生成につながる。その結果、土星の磁場が公転周期約 30 年にわたって変動することで、これらの相互作用に変化が生じ、ヘイズ密度が増減する可能性がある。[要出典]公転周期中に観測されるタイタンの大気の変動のほとんどは、通常、太陽光との直接的な相互作用に起因するが、土星の磁気圏の変化の影響も無視できない役割を果たしていると考えられている。タイタンの大気と土星の磁気環境の相互作用は、天体とその大気の複雑な相互作用を強調し、内部の化学プロセスと外部の天文条件の両方によって形作られた動的システムを明らかにしている。将来的に研究が進めば、変化する磁気圏がタイタンのような高密度の大気に与える影響を証明（または反証）するのに役立つかもしれない。[要出典]
大気の進化
木星の構造的に類似した衛星であるガニメデとカリストの大気が無視できるほど小さいため、タイタンの濃い大気がなぜ持続しているのかは謎に包まれている。その相違点はまだ十分に理解されていないが、最近のミッションから得られたデータにより、タイタンの大気の進化に関する基本的な制約が得られた。
大まかに言えば、土星までの距離では、太陽からの放射量と太陽風の フラックスが十分に低いため、地球型惑星で揮発性のある元素と化合物は、3つの相すべてに蓄積する傾向がある。[66]タイタンの表面温度も非常に低く、約94 K（–179 C / –290 F）です。[67] [68] その結果、大気の成分になり得る物質の質量分率は、地球よりもタイタンの方がはるかに大きい。実際、現在の解釈では、タイタンの質量の約50％のみがケイ酸塩であり、[69]残りは主にさまざまなH 2 O（水）氷とNH 3 ·H 2 O（アンモニア水和物）で構成されていることが示唆されています。タイタンの大気中のN 2（二窒素）の元々の供給源である可能性のあるNH 3は、NH 3 ·H 2 O質量の8％を占める可能性があります。タイタンは層状に分化している可能性が高く、氷Ihの下の液体の水層にはNH3が豊富に含まれる可能性がある。[専門用語]
暫定的な制約は利用可能であり、現在の損失は主に低重力[70]と光分解によって促進された太陽風[71]によるものである。タイタンの初期の大気の損失は、14 N- 15 N同位体比で推定することができる。これは、より軽い14 Nが光分解と加熱によって上層大気から優先的に失われるためである。タイタンの元々の14 N- 15 N比は十分に制約されていないため、初期の大気には1.5倍から100倍のN 2 が多かった可能性があるが、確実なのは低い方の係数だけである。 [70] N 2はタイタンの大気の主成分（98%）であるため、[72]同位体比は地質学的時間の経過とともに大気の大部分が失われたことを示唆している。それでも、タイタン表面の大気圧は、地球や火星よりも比例して大きな揮発性物質の予算で始まったため、地球のほぼ1.5倍のままである。[68]大気の損失の大部分は、集積から5000万年以内に、大気の大部分を運び去る軽い原子の高エネルギーの逃避（流体力学的逃避）によって起こった可能性がある。[71]このような出来事は、初期の太陽のより高いX線と紫外線（XUV）光子の出力による加熱と光分解の影響によって引き起こされた可能性がある。
カリストとガニメデは構造的にタイタンに似ているため、その大気がタイタンに比べて微々たるものである理由は不明である。しかしながら、タイタンのN 2の起源が、付加クラスレートからのN 2の脱ガスではなく、地質学的に古い集積・脱ガスしたNH 3の光分解によるものであることが、正しい推論の鍵となるかもしれない。N 2 がクラスレートから放出されたのであれば、太陽系の不活性な原始同位体である36 Arと38 Arも大気中に存在するはずであるが、どちらも十分な量では検出されていない。 [73] 36 Arと38 Arの濃度が微々たるものであるということは、クラスレート内にそれらとN 2 を閉じ込めるのに必要な約40 Kの温度が土星の亜星雲には存在しなかったことも示している。代わりに、温度は75 Kよりも高く、NH 3の水和物としての蓄積さえ制限していた可能性がある。[74]木星系亜星雲では、より大きな重力による位置エネルギーの放出、質量、太陽への近さにより、温度はさらに高かったと思われ、カリストとガニメデによって蓄積されたNH3の量は大幅に減少した。その結果生じたN2大気は、タイタンが耐えてきた大気の浸食効果に耐えるには薄すぎた可能性がある。[74]
別の説明としては、木星の重力場が強いため、彗星の衝突によってカリストとガニメデで放出されるエネルギーがタイタンよりも大きいというものである。これによりカリストとガニメデの大気が侵食される可能性があるが、彗星の物質は実際にはタイタンの大気を形成する。しかし、タイタンの大気の2 H- 1 H（つまりD-H）比は(2.3 ± 0.5) × 10 −4、[73]彗星のほぼ1.5倍低い。[72]この差は、彗星の物質がタイタンの大気の主な原因である可能性は低いことを示唆している。[7] [75]タイタンの大気には一酸化炭素の1000倍以上のメタンも含まれており、彗星はメタンよりも一酸化炭素を多く含んでいるため、彗星の物質が原因である可能性は低いという考えを裏付けている。
参照
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さらに読む
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズのタイタンの大気に関するメディア