Klima Titanu , největšího měsíce Saturnu, se v mnoha ohledech podobá podnebí na Zemi, a to i přes podstatně nižší teplotu na Titanu. Hustá atmosféra, metanový déšť a možná přítomnost kryovulkanické aktivity vedou ke změnám klimatu v průběhu roku.
Titan přijímá pouze asi 1% slunečního záření, které přijímá Země. [1] Průměrná povrchová teplota je asi 98,29 K (-179 °C nebo -290 °F). Při dané teplotě má vodní led velmi nízký tlak par, takže atmosféra obsahuje málo nebo žádnou vodní páru. Přítomnost metanu v atmosféře vede ke skleníkovému efektu , který přispívá k vyšším povrchovým teplotám. [2] [3]
Opar v atmosféře Titanu přispívá k protiskleníkovému efektu tím, že odráží část slunečního záření, takže povrch vypadá chladněji než vyšší vrstvy atmosféry. [2] Tento proces částečně kompenzuje skleníkový efekt. [4] Podle studie McKay et al., anti-skleníkový efekt snižuje povrchovou teplotu o 9 K, skleníkový efekt se zvyšuje o 21 K; povrchová teplota (94 K) je tedy o 12 K vyšší než efektivní teplota 82 K (teplota, které by bylo dosaženo bez přítomnosti atmosféry). [2]
Sklon oběžné dráhy Titanu je velmi blízký rotační ose Saturnu (asi 27°) a rotační osa Titanu je kolmá k rovině oběžné dráhy. To znamená, že směr slunečních paprsků závisí na cyklu dne a noci na Titanu a na délce roku na Saturnu. Cyklus den-noc na Titanu trvá 15,9 pozemského dne, přesně stejnou dobu trvá oběžná dráha Titanu kolem Saturnu. Titan je v synchronní rotaci se Saturnem, takže stále stejná část Titanu čelí Saturnu.
S rokem Saturnu jsou spojeny sezónní změny: Saturn obíhá kolem Slunce s periodou asi 29,5 pozemského roku, přičemž na různé polokoule Titanu dopadá v různých ročních intervalech různé množství slunečního záření. Sezónní změny počasí zahrnují nárůst uhlovodíkových jezer na severní polokouli během zimy, pokles oparu kolem rovnodenností a ledové mraky v jižní polární oblasti. [5] [6] Poslední (pro rok 2018) rovnodennost nastala 11. srpna 2009, což byla jarní rovnodennost pro severní polokouli, proto jižní polokoule dostává méně světla a blíží se zimě. [7]
Vítr na povrchu Titanu je obvykle slabý (méně než 1 m/s). Nedávné výsledky počítačové simulace ukázaly, že vysoké duny sazí mohou být tvořeny vzácnými větry o síle hurikánu, které se vyskytují každých 15 let během rovnodennosti. [8] Hurikány vytvářejí v atmosféře silné vertikální proudy, dosahující rychlosti proudění 10 m/s v blízkosti povrchu. Na konci roku 2010 byly v pouštních oblastech rovníkových pouští Titanu pozorovány metanové bouře. [9]
Kvůli nenulové excentricitě oběžné dráhy Saturnu je Titan během léta na jižní polokouli o 12 % blíže Slunci, takže jižní léta jsou kratší a teplejší než severní. Tato asymetrie může přispět k topologickým rozdílům mezi hemisférami: na severní polokouli je mnohem více uhlovodíkových mraků. [10] Hladina jezer Titanu je velmi klidná, vlny nebo vlnky jsou vidět jen zřídka. Sonda Cassini však během léta na severní polokouli zaznamenala nárůst turbulence; možná v některých ročních obdobích vítr zesílí blízko povrchu. [11] Cassini také zaznamenala přítomnost vln a vlnění. [12]
Studie provedené sondou Huygens ukázaly, že v atmosféře Titanu se periodicky vyskytují deště kapalného metanu a dalších organických látek. [13] V říjnu 2007 pozorovatelé zaznamenali nárůst opacity oblačnosti nad oblastí Xanadu , ale nejednalo se o přímý důkaz deště. [14] Následné snímky jezer na jižní polokouli Titanu pořízené v průběhu roku však ukázaly, že jezera se zvětšují a naplňují kvůli sezónním uhlovodíkovým dešťům. [3] [15] Je možné, že některé oblasti na povrchu jsou pokryty vrstvou tholinů , ale tento předpoklad se zatím nepotvrdil. [16] Přítomnost deště naznačuje, že Titan může být jediným objektem sluneční soustavy kromě Země, na kterém lze pozorovat duhu. Ale kvůli vysoké opacitě atmosféry pro viditelné světlo bude většina duhy viditelná pouze v infračerveném světle. [17]
Počet metanových jezer pozorovaných poblíž jižního pólu Titanu je výrazně menší než počet pozorovaných poblíž severního pólu. Vzhledem k tomu, že na jižním pólu je aktuálně (2018) léto a na severním pólu zima, existuje hypotéza, podle které metan v zimě padá k pólům ve formě deště a v létě se odpařuje. [18] Podle práce Tetsuyi Tokano z univerzity v Kolíně nad Rýnem mohou cyklóny regulované takovýmto odpařováním a deštěm, stejně jako větry o rychlosti až 20 m/s, vytvářet v severní části Titanu velká moře ( Kraken Sea , Ligeia Sea , Pungi Sea ) pouze v létě. [19] K dnešnímu dni (2018) nebyly na žádném z Titanových jezer detekovány žádné vlny. Výpočty však ukazují, že s blížícím se létem na severní polokouli, kde se nachází většina jezer, může rychlost větru vystoupat až na 3 km/h, což stačí k vytvoření vln. [dvacet]
Simulace distribuce větru ve velkém měřítku z Huygensových dat rychlosti větru ukazují, že atmosféra Titanu cirkuluje jako jedna obří Hadleyova buňka . Teplý vzduch stoupá na jižní polokouli, což bylo v době studie léto, a klesá na severní polokouli, což má za následek vzdušné proudy ve vysoké nadmořské výšce od jihu k severu a v malé výšce od severu k jihu. Takto velká Hadleyova buňka je možná pouze v případě pomalé rotace nebeského tělesa. [21] Zdá se, že cirkulace větru od pólu k pólu je soustředěna ve stratosféře; modelování ukazuje, že každých 12 let by se měl oběh změnit, přičemž bude existovat tříleté přechodné období. Úplné období změny oběhu je asi 30 let (rok na Titanu). [22] Hadleyova buňka vytváří globální pás nízkého tlaku, který je analogický intratropické konvergenční zóně Země . Na rozdíl od Země, kde oceány udržují tuto zónu v tropech, na Titanu se tato zóna rozprostírá od pólu k pólu a nese s sebou mračna metanu. I přes nízké teploty na Titanu tedy můžeme říci, že Titan má tropické klima. [23]
V červnu 2012 získala sonda Cassini snímek polárního víru na jižním pólu Titanu. Pravděpodobně to souvisí s "polární kapucí" - oblastí hustého oparu ve vysoké nadmořské výšce, pozorované na severním pólu od roku 2004 . Vzhledem k tomu, že roční období na pólech se nyní po rovnodennosti v roce 2009 mění, se zimou na jižním pólu a létem na severním, existuje spekulace, že takový vír svědčí o vytvoření nové „polární kapuce“ na jižním pólu. [24] [25]
Mraky Titanu, pravděpodobně sestávající z metanu, etanu nebo jiných jednoduchých organických sloučenin, jsou různorodé a rozptýlené v prostoru a vytvářejí všeobecný opar. [26]
V září 2006 pořídila sonda Cassini snímek velkého mraku asi 40 km nad severním pólem Titanu. Ačkoli metan kondenzuje v atmosféře Titanu, mraky jsou pravděpodobněji tvořeny etanem, s velikostí částic kolem 1-3 mikrometrů detekovaných; v takových výškách může etan zmrznout. V prosinci Cassini znovu pozorovala oblačnost a našla metan, etan a další organické sloučeniny. Oblak měl průměr více než 2400 km a byl pozorován o měsíc později. Podle jedné hypotézy by z tohoto mraku na severním pólu mělo pršet (nebo sněžit). Sestupné proudy vzduchu ve vysokých severních zeměpisných šířkách jsou dostatečně silné na to, aby částice organických sloučenin dopadaly na povrch. Toto je nejsilnější důkaz toho, že na Titanu existuje „metanologický“ cyklus, podobný hydrologickému cyklu na Zemi. [27]
Mraky byly také detekovány v oblasti poblíž jižního pólu. Obvykle je 1% disku Titanu pokryto mraky, ale v některých případech oblačnost dosahuje oblasti 8%. Podle jedné hypotézy se jižní oblaka tvoří, když se během léta na jižní polokouli zvyšuje úroveň osvětlení ze Slunce, což vede ke konvekci. Toto vysvětlení komplikuje fakt, že tvorba oblačnosti byla pozorována nejen v období po letním slunovratu, ale i uprostřed jara. Nárůst množství metanu na jižním pólu pravděpodobně přispěje k rychlému růstu velikosti mraků. [28] Před rokem 2010 bylo na jižní polokouli léto. [21] Jak se mění roční období, očekává se, že etan začne kondenzovat poblíž jižního pólu. [29]
Modely, které dobře souhlasí s pozorováními, ukazují, že mraky na Titanu gravitují k určitým souřadnicím a oblačnost může být v různých částech satelitu v různých vzdálenostech od povrchu. V polárních oblastech (v zeměpisných šířkách větších než 60 stupňů) se v troposféře a nad ní vyskytují rozšířená ethanová oblaka, v nižších zeměpisných šířkách se metanová oblaka nacházejí ve výškách od 15 do 18 km, přičemž jsou méně pravidelná a více lokalizovaná. Na polokouli, na které je nyní léto, se hustá metanová mračna soustředí v zeměpisných šířkách kolem 40 stupňů. [22]
Pozemní pozorování také odhalila sezónní změny v oblačnosti. Během třicetileté oběžné doby Saturnu se zdá, že oblačný systém Titanu existuje asi 25 let a poté na 4 nebo 5 let zmizí, než se znovu objeví. [27]
Cassini také objevila vysoká bílá oblaka podobná cirrům v horních vrstvách atmosféry, pravděpodobně složená z metanu. [31]
Ačkoli neexistují žádné pozorovací důkazy pro existenci blesků na Titanu, počítačové simulace ukázaly, že mraky ve spodní troposféře mohou nahromadit dostatek náboje k vytvoření blesku ve výškách větších než 20 km. [32]
| Titan | ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Zeměpis |
| |||||||
| Studie | ||||||||
| Další témata |
| |||||||
| ||||||||