Atmosfera de Titã

Atmosfera de Titã
Atmosfera de Titã
Imagem em cores reais de camadas de névoa na atmosfera de Titã
Pressão na superfície 1,5 bares (147 kPa)[1]
Altura de escala 15–50 km[2]
Nitrogênio 94,2%
Metano 5,65%
Hidrogênio 0,099%
Argônio 0,0043%[3]

A atmosfera de Titã é a densa camada de gases que envolve Titã, a maior lua de Saturno. Titã é o único satélite natural de um planeta no Sistema Solar com uma atmosfera que é mais densa que a atmosfera da Terra e é uma das duas luas com uma atmosfera significativa o suficiente para impulsionar o clima (sendo a outra a atmosfera de Tritão).[4] A baixa atmosfera de Titã é composta principalmente de nitrogênio (94,2%), metano (5,65%) e hidrogênio (0,099%). Existem quantidades residuais de outros hidrocarbonetos, como etano, diacetileno, metilacetileno, acetileno, propano, HAPs[5] e de outros gases, como cianoacetileno, cianeto de hidrogênio, dióxido de carbono, monóxido de carbono, cianogênio, acetonitrila, argônio e hélio.[3] O estudo isotópico da proporção de isótopos de nitrogênio também sugere que a acetonitrila pode estar presente em quantidades excedendo o cianeto de hidrogênio e o cianoacetileno.[6] A pressão na superfície é cerca de 50% maior que a da Terra, com 1,5 bares (147 kPa).[1] Isso é maior do que a pressão no ponto triplo do metano, o que permite a existência de metano líquido na superfície, além do metano gasoso na atmosfera.[2] A cor laranja vista do espaço é produzida por outras substâncias químicas mais complexas em pequenas quantidades, possivelmente tolinas, precipitados orgânicos semelhantes ao alcatrão.[7]

História observacional

A presença de uma atmosfera significativa foi suspeitada pela primeira vez pelo astrônomo espanhol Josep Comas i Solà, que observou um nítido escurecimento de bordo em Titã em 1903 a partir do Observatório Fabra em Barcelona, Catalunha.[8] Esta observação foi confirmada pelo astrônomo holandês 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).[9] Observações subsequentes na década de 1970 mostraram que os números de Kuiper haviam sido subestimados significativamente; a abundância de metano na atmosfera de Titã era dez vezes maior, e a pressão na superfície era pelo menos o dobro do que ele havia previsto. A alta pressão na superfície significava que o metano só poderia formar uma pequena fração da atmosfera de Titã.[10] Em 1980, a Voyager 1 fez as primeiras observações detalhadas da atmosfera de Titã, revelando que sua pressão na superfície era maior que a da Terra, em 1,5 bares (cerca de 1,48 vezes a da Terra).[11]

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 remotos.[12] Foi determinado que substâncias químicas orgânicas complexas poderiam surgir em Titã,[13] incluindo hidrocarbonetos aromáticos policíclicos,[14][5] propileno,[15] e metano.[16][17]

A missão Dragonfly da NASA planeja pousar um grande veículo aéreo em Titã em 2034.[18] A missão estudará a habitabilidade de Titã e a química prebiótica em vários locais.[19] A aeronave do tipo drone realizará medições de processos geológicos e da composição da superfície e da atmosfera.[20]

Visão geral

Perfil da atmosfera de Titã comparado ao da Terra.
Sistema da baixa atmosfera de Titã.

Observações das sondas espaciais do programa Voyager mostraram que a atmosfera titaniana é mais densa que a da Terra, com uma pressão na superfície cerca de 1,48 vezes a da Terra.[11] A massa atmosférica de Titã foi estimada em 9,1×1018 kg, quase o dobro da atmosfera da Terra.[21] Ela sustenta camadas de névoa 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 espessa e a gravidade tão baixa que os humanos poderiam voar através dela batendo "asas" presas aos braços.[22] A menor gravidade de Titã significa que sua atmosfera é muito mais extensa que a da Terra; mesmo a uma distância de 975 km, a sonda Cassini teve que fazer ajustes para manter uma trajetória estável contra o arrasto atmosférico.[23] A atmosfera de Titã é opaca em muitos comprimentos de onda e um espectro completo de refletância da superfície é impossível de adquirir do lado de fora.[24] Não foi até a chegada da Cassini–Huygens em 2004 que as primeiras imagens diretas da superfície de Titã foram obtidas. A sonda Huygens foi incapaz de detectar a direção do Sol durante sua descida, e embora tenha conseguido tirar imagens da superfície, a equipe da Huygens comparou o processo a "tirar fotos de um estacionamento de asfalto ao anoitecer".[25]

Estrutura vertical

Diagrama da atmosfera de Titã.

A estrutura atmosférica vertical de Titã é semelhante à da Terra... A estrutura atmosférica vertical de Titã é semelhante à da Terra. Ambas têm troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera. No entanto, a menor gravidade na superfície de Titã cria uma atmosfera mais estendida, com alturas de escala de 15–50 km (9,3–31,1 mi) em comparação com 5–8 km (3,1–5,0 mi) na Terra.[2] Dados da Voyager, combinados com dados da Huygens e modelos radiativo-convectivos, fornecem um entendimento maior da estrutura atmosférica de Titã.[26]

  • Troposfera: Esta é a camada onde grande parte do clima ocorre em Titã. Como o metano se condensa da 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 (5,0 mi) e a superfície.[27][28] Chuva de metano, precipitação de névoa e camadas variadas de nuvens são encontradas na troposfera.
  • Estratosfera: A composição atmosférica na estratosfera é de 98,4% de nitrogênio — a única atmosfera densa e rica em nitrogênio no Sistema Solar além da Terra — com os 1,6% restantes compostos principalmente de metano (1,4%) e hidrogênio (0,1–0,2%).[27] A principal camada de névoa de tolina fica na estratosfera a cerca de 100–210 km (62–130 mi). Nesta camada da atmosfera, há uma forte inversão térmica causada pela névoa devido a uma alta taxa de opacidade de ondas curtas para infravermelho.[29]
  • Mesosfera: Uma camada separada de névoa é encontrada a cerca de 450–500 km (280–310 mi), dentro da mesosfera. A temperatura nesta camada é semelhante à da termosfera devido ao resfriamento das linhas de cianeto de hidrogênio (HCN).[30]
  • Termosfera: A produção de partículas começa na termosfera.[2] Isso foi concluído após encontrar e medir íons e partículas pesadas.[31] Esta também foi a aproximação 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 (0,746 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 separadas de ressonância de rádio. A fonte de ondas naturais de frequência extremamente baixa (ELF) em Titã, conforme detectado pela Cassini–Huygens, não é clara, pois não parece haver atividade de relâmpagos. As principais fontes da ionosfera de Titã são a irradiância solar, elétrons e íons da magnetosfera de Saturno (, , ), derivando ao longo das linhas do campo magnético, e raios cósmicos galácticos (veja mais em[32]).

Composição atmosférica e química

As tolinas, moléculas orgânicas complexas fundamentais para a química pré-biótica, aparentemente estão se formando em altitudes muito maiores e de maneiras diferentes do que se esperava na atmosfera de Titã.

A química atmosférica de Titã é diversa e complexa. Cada camada da atmosfera tem interações químicas únicas ocorrendo que interagem com outras subcamadas na atmosfera. Por exemplo, acredita-se que os hidrocarbonetos se formem na alta atmosfera de Titã em reações resultantes da quebra do metano pela luz ultravioleta do Sol, produzindo uma espessa névoa laranja.[33] A tabela abaixo destaca os mecanismos de produção e perda das moléculas produzidas fotoquimicamente mais abundantes na atmosfera de Titã.[2]

Química na atmosfera de Titã
Molécula Produção Perda
Hidrogênio molecular Fotólise do metano Escape
Monóxido de carbono
Etano Condensação
Acetileno
Condensação
Propano Condensação
Etileno
Cianeto de hidrogênio
Condensação
Dióxido de carbono Condensação
Metilacetileno
Diacetileno
Uma nuvem fotografada em cores falsas sobre o polo norte de Titã.

Campo magnético

O campo magnético interno de Titã é insignificante e talvez até inexistente, 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 é diretamente exposto ao vento solar.[34][35] Isso pode ionizar e arrastar algumas moléculas do topo da atmosfera. Um caso interessante foi detectado como exemplo do impacto de uma ejeção de massa coronal na magnetosfera de Saturno, fazendo com que a órbita de Titã ficasse exposta ao choque do vento solar na bainha magnética. Isso leva ao aumento da precipitação de partículas e à formação de densidades extremas de elétrons na ionosfera de Titã.[36] Sua distância orbital de 20,3 raios de Saturno de fato o coloca dentro da magnetosfera de Saturno ocasionalmente. 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 de 100 km/s entre o plasma magnetizado de Saturno e Titã.[35] Isso pode realmente intensificar reações que causam perda atmosférica, em vez de proteger a atmosfera do vento solar.[37]

Química da ionosfera

Em novembro de 2007, cientistas descobriram evidências de íons negativos com cerca de 13 800 vezes a massa do hidrogênio na ionosfera de Titã, que se acredita caírem nas regiões inferiores para formar a névoa laranja que obscurece a superfície de Titã.[38] Os íons negativos menores foram identificados como ânions de cadeia carbônica linear, com moléculas maiores mostrando evidências de estruturas mais complexas, possivelmente derivadas do benzeno.[39] Esses íons negativos parecem desempenhar um papel fundamental na formação de moléculas mais complexas, que se acredita serem tolinas, e podem formar a base para hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, cianopoliinos e seus derivados. Notavelmente, íons negativos como esses já demonstraram aumentar a produção de moléculas orgânicas maiores em nuvens moleculares além do Sistema Solar,[40] uma semelhança que destaca a possível relevância mais ampla dos íons negativos de Titã.[41]

Vórtice do Polo Sul de Titã — uma nuvem de gelo de HCN em redemoinho (29 de novembro de 2012).

Circulação atmosférica

Ver também: Clima de Titã

Há um padrão de circulação de ar encontrado fluindo na direção da rotação de Titã, de oeste para leste. Além disso, variação sazonal na circulação atmosférica também foi detectada. Observações da atmosfera feitas pela Cassini em 2004 também sugerem que Titã é um "super-rotador", como Vênus, com uma atmosfera que gira muito mais rápido que sua superfície.[42] A circulação atmosférica é explicada por uma grande circulação de Hadley que ocorre de polo a polo.[29]

Ciclo do metano

Nuvens em Titã
Nuvens (4 de novembro de 2022)
Nuvens (6 de novembro de 2022)
Ver também: Vida em Titã

Semelhante ao ciclo hidrológico na Terra, Titã apresenta um ciclo do metano.[43][44] Esse ciclo do metano resulta em formações na superfície que lembram formações encontradas na Terra. Lagos de metano e etano são encontrados nas regiões polares de Titã. O metano se condensa em nuvens na atmosfera e então precipita na superfície. Esse metano líquido flui para os lagos. Parte do metano nos lagos evaporará com o tempo e formará nuvens na atmosfera novamente, reiniciando o processo. No entanto, como o metano é perdido na termosfera, é necessário haver uma fonte de metano para reabastecer o metano atmosférico.[44] A energia do Sol deveria ter convertido todos os traços de metano na atmosfera de Titã em hidrocarbonetos mais complexos dentro de 50 milhões de anos — um tempo curto comparado com a idade do Sistema Solar. Isso sugere que o metano deve de alguma forma ser reabastecido por um reservatório sobre ou dentro do próprio Titã. A maior parte do metano em Titã está na atmosfera. O metano é transportado através da armadilha fria na tropopausa.[45] Portanto, a circulação de metano na atmosfera influencia o balanço de radiação e a química de outras camadas na atmosfera. Se houver um reservatório de metano em Titã, o ciclo só seria estável em escalas de tempo geológicas.[2]

Gáses orgânicos residuais na atmosfera de Titã — HNC (esquerda) e HC3N (direita).

A evidência de que a atmosfera de Titã contém mais de mil vezes mais metano do que monóxido de carbono parece descartar contribuições significativas de impactos de cometas, porque os cometas são compostos de mais monóxido de carbono do que metano. Que Titã possa ter acretado uma atmosfera da nebulosa saturniana primordial na época de sua formação também parece improvável; em tal caso, deveria ter abundâncias atmosféricas semelhantes às da nebulosa solar, incluindo hidrogênio e neônio.[46] Muitos astrônomos sugeriram que a origem final do metano na atmosfera de Titã é do próprio interior de Titã, liberado através de erupções de criovulcões.[47][48][49]

Outra possível fonte de reabastecimento de metano na atmosfera de Titã são os clatratos de metano.[50] Clatratos são compostos nos quais uma rede de gelo envolve uma partícula de gás, muito parecido com uma gaiola. Neste caso, o gás metano é cercado por uma gaiola de cristais de água.[51] Esses clatratos de metano poderiam estar presentes sob a superfície gelada de Titã, tendo se formado muito mais cedo na história de Titã.[52] Através da dissociação de clatratos de metano, o metano poderia ser liberado na atmosfera, reabastecendo o suprimento.[51][50]

Em 1º de dezembro de 2022, astrônomos relataram ter visto nuvens, provavelmente feitas de metano, movendo-se através de Titã, usando o Telescópio Espacial James Webb.[53][54]

Nuvens polares, feitas de metano, em Titã (esquerda) comparadas com nuvens polares na Terra (direita).

Céus diurnos e crepusculares (nascer/pôr do sol)

Modelos de brilho do céu[55] de um dia ensolarado em Titã. O Sol é visto se pondo do meio-dia até depois do crepúsculo em 3 comprimentos de onda: 5 μm, infravermelho próximo (1-2 μm) e visível. Cada imagem mostra uma versão "desenrolada" do céu como visto da superfície de Titã. O lado esquerdo mostra o Sol, enquanto o lado direito aponta para longe do Sol. O topo e a base da imagem são o zênite e o horizonte, respectivamente. O ângulo zenital solar representa o ângulo entre o Sol e o zênite (0°), onde 90° é quando o Sol atinge o horizonte.
Saturno se pondo atrás de Titã.

Espera-se que o brilho do céu e as condições de observação sejam bem diferentes da Terra e de Marte devido à distância maior de Titã do Sol (~10 UA) e às complexas camadas de névoa em sua atmosfera. Os vídeos do modelo de brilho do céu mostram como pode ser um dia ensolarado típico estando na superfície de Titã com base em modelos de transferência radiativa.[55]

Para astronautas que enxergam com luz visível, o céu diurno tem uma cor laranja escura distinta e parece uniforme em todas as direções devido à significativa dispersão de Mie nas muitas camadas de névoa de alta altitude.[55] Calcula-se que o céu diurno seja de ~100 a 1000 vezes mais escuro que uma tarde na Terra,[55] o que é semelhante às condições de visualização de uma espessa neblina de smog ou fumaça densa de incêndio. Espera-se que os pores do sol em Titã sejam "eventos decepcionantes",[55] onde o Sol desaparece quase na metade do céu (~50° acima do horizonte) sem alteração nítida na cor. Depois disso, o céu escurecerá lentamente até a noite. No entanto, espera-se que a superfície permaneça tão clara quanto a lua cheia até 1 dia terrestre após o pôr do sol.[55]

Na luz infravermelha próxima, os pores do sol se assemelham a um pôr do sol marciano ou pôr do sol em um deserto empoeirado.[55] 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.[55] O brilho do céu à tarde é ~100 vezes mais escuro que a Terra.[55] À medida que o fim do dia se aproxima, espera-se que o Sol desapareça bem próximo ao horizonte. A profundidade óptica atmosférica de Titã é a mais baixa a 5 mícrons.[56] Portanto, o Sol em 5 mícrons pode até ser visível quando estiver abaixo do horizonte devido à refração atmosférica. Semelhante às imagens de pores do sol marcianos de rovers marcianos, uma coroa em forma de leque se desenvolve acima do Sol devido à dispersão da névoa ou poeira em grandes altitudes.[55]

Em relação a Saturno, o planeta está quase fixo em sua posição no céu porque a órbita de Titã está travada por maré em torno de Saturno. No entanto, há um pequeno movimento leste-oeste de 3° ao longo de um ano em Titã devido à excentricidade orbital,[57] semelhante ao analema na Terra. A luz solar refletida em Saturno (Saturnshine) é cerca de 1000 vezes mais fraca que a insolação solar na superfície de Titã.[57] 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 à noite, mas apenas em um comprimento de onda de 5 mícrons. Isso se deve a dois fatores: a pequena profundidade óptica da atmosfera de Titã a 5 mícrons[56][58] e às fortes emissões de 5 μm do lado noturno de Saturno.[59] Na luz visível, Saturno fará o céu no lado de Titã voltado para Saturno parecer ligeiramente mais claro, semelhante a uma noite nublada com uma lua cheia na Terra.[55][57] Os anéis de Saturno ficam ocultos à vista devido ao alinhamento do plano orbital de Titã e do plano dos anéis.[57] Espera-se que Saturno exiba fases, semelhantes às fases de Vênus na Terra, que iluminam parcialmente a superfície de Titã à noite, exceto em eclipses.[57]

Do espaço sideral, as imagens da Cassini de comprimentos de onda do infravermelho próximo ao UV mostraram que os períodos de crepúsculo (ângulos de fase > 150°) são mais brilhantes do que o dia em Titã.[60] Esta observação não foi vista em nenhum outro corpo planetário com uma atmosfera espessa.[60] O crepúsculo titaniano ofuscando o lado diurno deve-se a uma combinação da atmosfera de Titã que se estende por centenas de quilômetros acima da superfície e intenso espalhamento progressivo de Mie da névoa.[60] Modelos de transferência radiativa não reproduziram esse efeito.[55]

Efeito antiestufa

A temperatura de Titã é elevada acima da temperatura de corpo negro por um forte efeito estufa causado pela absorção de infravermelho por opacidade induzida por pressão da atmosfera de Titã, mas o aquecimento da estufa é um tanto reduzido por um efeito rotulado por Pollack de efeito antiestufa,[61][62] absorvendo parte da energia solar incidente antes que possa atingir a superfície, levando a temperaturas superficiais mais frias do que se o metano fosse menos abundante. O efeito estufa aumenta a temperatura da superfície em 21 K, enquanto a antiestufa tira metade desse efeito,[62] reduzindo isso a um aumento de 12 K.[61]

Evolução atmosférica

A persistência de uma atmosfera densa em Titã tem sido enigmática, já que as atmosferas dos satélites estruturalmente semelhantes de Júpiter, Ganimedes e Calisto, são insignificantes. Embora a disparidade ainda seja mal compreendida, dados de missões recentes forneceram restrições básicas sobre a evolução da atmosfera de Titã.

Camadas de atmosfera, imagem da sonda Cassini

Em termos gerais, à distância de Saturno, a insolação solar e o fluxo do vento solar são suficientemente baixos para que elementos e compostos que são voláteis nos planetas terrestres tendam a se acumular em todas as três fases.[63] A temperatura da superfície de Titã também é bem baixa, cerca de 94 K (−179 °C, –290 °F).[64][65] Consequentemente, as frações em massa de substâncias que podem se tornar constituintes atmosféricos são muito maiores em Titã do que na Terra. De fato, interpretações atuais sugerem que apenas cerca de 50% da massa de Titã são silicatos,[66] com o restante consistindo principalmente de vários gelos de H2O (água) e hidratos de NH3·H2O (amônia). A NH3, que pode ser a fonte original do N2 atmosférico de Titã, pode constituir até 8% da massa de NH3·H2O. Titã é mais provavelmente diferenciado em camadas, onde a camada de água líquida abaixo do gelo Ih pode ser rica em NH3.

Imagem em cores reais das camadas de névoa na atmosfera de Titã
Atmosfera de Titã retroiluminada pelo Sol, com os anéis de Saturno atrás. Uma camada externa de névoa se funde no topo com o capuz polar norte.
O hemisfério de inverno de Titã (topo) é ligeiramente mais escuro sob a luz visível devido a uma névoa de alta altitude

Restrições provisórias estão disponíveis, com a perda atual devida principalmente à baixa gravidade[67] e vento solar[68] auxiliados pela fotólise. A perda da atmosfera primordial de Titã pode ser estimada com a proporção isotópica de 14N–15N, porque o 14N mais leve é preferencialmente perdido da alta atmosfera sob fotólise e aquecimento. Como a proporção original de 14N–15N de Titã é mal restringida, a atmosfera primitiva pode ter tido mais N2 por fatores variando de 1,5 a 100 com certeza apenas no fator menor.[67] Como o N2 é o principal componente (98%) da atmosfera de Titã,[69] 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 a da Terra, já que começou com um orçamento de voláteis proporcionalmente maior do que a Terra ou Marte.[65] É possível que a maior parte da perda atmosférica tenha ocorrido dentro de 50 milhões de anos após a acreção, a partir de um escape altamente energético de átomos leves carregando consigo grande parte da atmosfera (escape hidrodinâmico).[68] Tal evento poderia ser impulsionado por efeitos de aquecimento e fotólise da maior emissão de fótons de raios-X e ultravioleta (XUV) do Sol primordial.

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 N2 de Titã via fotólise geologicamente antiga de NH3 acretado e desgaseificado, em oposição à desgaseificação de N2 de clatratos de acreção, pode ser a chave para uma inferência correta. Se o N2 tivesse sido liberado de clatratos, 36Ar e 38Ar que são isótopos primordiais inertes do Sistema Solar também deveriam estar presentes na atmosfera, mas nenhum deles foi detectado em quantidades significativas.[70] A concentração insignificante de 36Ar e 38Ar também indica que a temperatura de ~40 K necessária para aprisioná-los e ao N2 em clatratos não existia na sub-nebulosa saturniana. Em vez disso, a temperatura pode ter sido superior a 75 K, limitando até mesmo o acúmulo de NH3 como hidratos.[71] As temperaturas teriam sido ainda mais altas na subnebulosa joviana devido à maior liberação de energia potencial gravitacional, massa e proximidade com o Sol, reduzindo enormemente o inventário de NH3 acretado por Calisto e Ganimedes. As atmosferas de N2 resultantes podem ter sido muito finas para sobreviver aos efeitos da erosão atmosférica que Titã resistiu.[71]

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 na verdade construiria a atmosfera de Titã. No entanto, a proporção 2H–1H (isto é, D–H) da atmosfera de Titã é (2,3±0,5)×10−4,[70] quase 1,5 vezes menor do que a de cometas.[69] A diferença sugere que o material cometário dificilmente será o principal contribuinte para a atmosfera de Titã.[2][72] A atmosfera de Titã também contém mais de mil vezes mais metano do que monóxido de carbono, o que apoia a ideia de que o material cometário não é um contribuinte provável, já que os cometas são compostos de mais monóxido de carbono do que metano.

Titã – três tempestades de poeira detectadas em 2009–2010.[73]

Ver também

Referências

  1. ↑ a b Lindal, G. F.; Wood, G. E.; Hotz, H. B.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Tyler, G. L. (1 de fevereiro de 1983). «The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements». Icarus. 53 (2): 348–363. Bibcode:1983Icar...53..348L. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(83)90155-0 
  2. ↑ a b c d e f g Horst, Sarah (2017). «Titan's Atmosphere and Climate». J. Geophys. Res. Planets. 122 (3): 432–482. Bibcode:2017JGRE..122..432H. arXiv:1702.08611Acessível livremente. doi:10.1002/2016JE005240 
  3. ↑ a b Niemann, H. B.; et al. (2005). «The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe» (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. PMID 16319830. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703Acessível livremente 
  4. ↑ Ingersoll, Andrew P. (1990). «Dynamics of Triton's atmosphere». Nature. 344 (6264): 315–317. Bibcode:1990Natur.344..315I. doi:10.1038/344315a0 
  5. ↑ a b Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. (2020). «The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics». Icarus. 339. Bibcode:2020Icar..33913571C. arXiv:2001.02791Acessível livremente. doi:10.1016/j.icarus.2019.113571 
  6. ↑ Iino, Takahiro; Sagawa, Hideo; Tsukagoshi, Takashi (2020). «14N/15N isotopic ratio in CH3CN of Titan's atmosphere measured with ALMA». The Astrophysical Journal. 890 (2): 95. Bibcode:2020ApJ...890...95I. arXiv:2001.01484Acessível livremente. doi:10.3847/1538-4357/ab66b0Acessível livremente 
  7. ↑ Baez, John (25 de janeiro de 2005). «This Week's Finds in Mathematical Physics». Universidade da Califórnia, Riverside. Consultado em 22 de agosto de 2007. Cópia arquivada em 8 de fevereiro de 2012 
  8. ↑ Moore, P. (1990). The Atlas of the Solar SystemRegisto grátis requerido. [S.l.]: Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6 
  9. ↑ Kuiper, G. P. (1944). «Titan: a Satellite with an Atmosphere». Astrophysical Journal. 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679 
  10. ↑ Coustenis, pp. 13–15
  11. ↑ a b Coustenis, p. 22
  12. ↑ Dyches, Preston; Clavin, Clavin (23 de junho de 2014). «Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn». NASA. Consultado em 24 de junho de 2014 
  13. ↑ Staff (3 de abril de 2013). «NASA team investigates complex chemistry at Titan». Phys.Org. Consultado em 11 de abril de 2013 
  14. ↑ López-Puertas, Manuel (6 de junho de 2013). «PAH's in Titan's Upper Atmosphere». CSIC. Consultado em 6 de junho de 2013. Cópia arquivada em 3 de dezembro de 2013 
  15. ↑ Jpl.Nasa.Gov (30 de setembro de 2013). «NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space – NASA Jet Propulsion Laboratory». Jpl.nasa.gov. Consultado em 4 de outubro de 2013 
  16. ↑ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (24 de outubro de 2014). «NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere». NASA. Consultado em 31 de outubro de 2014 
  17. ↑ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (24 de outubro de 2014). «NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan». NASA. Consultado em 31 de outubro de 2014 
  18. ↑ «Eyes on Titan: Dragonfly Team Shapes Science Instrument Payload». Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins. 9 janeiro 2019. Consultado em 15 março 2019 
  19. ↑ Dragonfly: Exploring Titan's Prebiotic Organic Chemistry and Habitability (PDF). E. P. Turtle, J. W. Barnes, M. G. Trainer, R. D. Lorenz, S. M. MacKenzie, K. E. Hibbard, D. Adams, P. Bedini, J. W. Langelaan, K. Zacny, and the Dragonfly Team. Lunar and Planetary Science Conference 2017.
  20. ↑ Langelaan J. W. et al. (2017) Proc. Aerospace Conf. IEEE
  21. ↑ Vuitton, Veronique; Lavvas, Panayotis; Nixon, Conor; Teanby, Nicholas (2024). «Chapter 6: Titan's Atmospheric Structure, Composition, Haze, and Dynamics» (PDF). Elsevier. doi:10.1016/B978-0-323-99161-2.00011-5. Consultado em 19 de julho de 2025 
  22. ↑ Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring CivilizationRegisto grátis requerido. Section: Titan: Tarcher/Putnam. pp. 163–166. ISBN 1-58542-036-0 
  23. ↑ Turtle, Elizabeth P. (2007). «Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens». Smithsonian. Consultado em 18 de abril de 2009. Cópia arquivada em 20 de julho de 2013 
  24. ↑ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (agosto 2005). «The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens». American Astronomical Society, DPS Meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S 
  25. ↑ de Selding, Petre (21 de janeiro de 2005). «Huygens Probe Sheds New Light on Titan». SPACE.com. Consultado em 28 de março de 2005. Cópia arquivada em 4 abril 2005 
  26. ↑ Catling, David C.; Robinson, Tyler D. (9 de setembro de 2012). «An Analytic Radiative-Convective Model for Planetary Atmospheres». The Astrophysical Journal (em inglês). 757 (1): 104. Bibcode:2012ApJ...757..104R. arXiv:1209.1833Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/757/1/104 
  27. ↑ a b Coustenis, Athena; Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. [S.l.]: World Scientific. pp. 154–155. ISBN 981-270-501-5 
  28. ↑ Niemann, H. B.; et al. (2005). «The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe» (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. PMID 16319830. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703Acessível livremente 
  29. ↑ a b Catling, David C.; Kasting, James F. (10 de maio de 2017). Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds 1 ed. [S.l.]: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84412-3 
  30. ↑ Yelle, Roger (10 de dezembro de 1991). «Non-LTE models of Titan's upper atmosphere». Astrophysical Journal. 383 (1): 380–400. Bibcode:1991ApJ...383..380Y. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/170796 
  31. ↑ Podolak, M.; Bar-Nun, A. (1 de agosto de 1979). «A constraint on the distribution of Titan's atmospheric aerosol». Icarus. 39 (2): 272–276. Bibcode:1979Icar...39..272P. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(79)90169-6 
  32. ↑ Waite, J. H.; Lewis, W. S.; Kasprzak, W. T.; Anicich, V. G.; Block, B. P.; Cravens, T. E.; Fletcher, G. G.; Ip, W.-H.; Luhmann, J. G.; Mcnutt, R. L.; Niemann, H. B. (1 de setembro de 2004). «The Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) Investigation». Space Science Reviews (em inglês). 114 (1): 113–231. Bibcode:2004SSRv..114..113W. ISSN 1572-9672. doi:10.1007/s11214-004-1408-2. hdl:2027.42/43764Acessível livremente 
  33. ↑ Waite, J. H.; et al. (2007). «The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere». Science. 316 (5826): 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. PMID 17495166. doi:10.1126/science.1139727 
  34. ↑ «Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan». NASA/JPL. 2008. Consultado em 20 de abril de 2009. Cópia arquivada em 20 maio 2009 
  35. ↑ a b H. Backes; et al. (2005). «Titan's magnetic field signature during the first Cassini encounter». Science. 308 (5724): 992–995. Bibcode:2005Sci...308..992B. PMID 15890875. doi:10.1126/science.1109763 
  36. ↑ T. Edberg, N. J.; Andrews, D. J.; Shebanits, O.; Ågren, K.; Wahlund, J.-E.; Opgenoorth, H. J.; Roussos, E.; Garnier, P.; Cravens, T. E.; Badman, S. V.; Modolo, R. (17 de junho de 2013). «Extreme densities in Titan's ionosphere during the T85 magnetosheath encounter». Geophysical Research Letters. 40 (12): 2879–2883. Bibcode:2013GeoRL..40.2879E. ISSN 0094-8276. doi:10.1002/grl.50579Acessível livremente. hdl:1808/14414Acessível livremente 
  37. ↑ D.G. Mitchell; et al. (2005). «Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn's magnetosphere». Science. 308 (5724): 989–992. Bibcode:2005Sci...308..989M. PMID 15890874. doi:10.1126/science.1109805 
  38. ↑ Coates, A. J.; F. J. Crary; G. R. Lewis; D. T. Young; J. H. Waite; E. C. Sittler (2007). «Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere» (PDF). Geophys. Res. Lett. 34 (22): L22103. Bibcode:2007GeoRL..3422103C. doi:10.1029/2007GL030978 
  39. ↑ Desai, R. T.; A. J. Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; et al. (2017). «Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere». Astrophys. J. Lett. 844 (2): L18. Bibcode:2017ApJ...844L..18D. arXiv:1706.01610Acessível livremente. doi:10.3847/2041-8213/aa7851Acessível livremente 
  40. ↑ Walsch, C.; N. Harada; E. Herbst; T. J. Millar (2017). «The EFFECTS OF MOLECULAR ANIONS ON THE CHEMISTRY OF DARK CLOUDS». Astrophys. J. 700 (1): 752–761. Bibcode:2009ApJ...700..752W. arXiv:0905.0800Acessível livremente. doi:10.3847/2041-8213/aa7851Acessível livremente 
  41. ↑ «Has Cassini found a universal driver for prebiotic chemistry at Titan?». Agência Espacial Europeia. 26 de julho de 2017. Consultado em 12 de agosto de 2017 
  42. ↑ «Wind or Rain or Cold of Titan's Night?». Astrobiology Magazine. 11 de março de 2005. Consultado em 24 de agosto de 2007. Cópia arquivada em 27 setembro 2007 
  43. ↑ Lunine, Jonathan I.; Atreya, Sushil K. (março 2008). «The methane cycle on Titan»Subscrição paga é requerida. Nature Geoscience (em inglês). 1 (3): 159–164. Bibcode:2008NatGe...1..159L. ISSN 1752-0894. doi:10.1038/ngeo125 
  44. ↑ a b MacKenzie, Shannon M.; Birch, Samuel P. D.; Hörst, Sarah; Sotin, Christophe; Barth, Erika; Lora, Juan M.; Trainer, Melissa G.; Corlies, Paul; Malaska, Michael J.; Sciamma-O'Brien, Ella; Thelen, Alexander E. (1 de junho de 2021). «Titan: Earth-like on the Outside, Ocean World on the Inside». The Planetary Science Journal. 2 (3): 112. Bibcode:2021PSJ.....2..112M. ISSN 2632-3338. arXiv:2102.08472Acessível livremente. doi:10.3847/PSJ/abf7c9Acessível livremente 
  45. ↑ Roe, Henry G. (2 de maio de 2012). «Titan's Methane Weather». Annual Review of Earth and Planetary Sciences (em inglês). 40 (1): 355–382. Bibcode:2012AREPS..40..355R. doi:10.1146/annurev-earth-040809-152548 
  46. ↑ Coustenis, A. (2005). «Formation and evolution of Titan's atmosphere». Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2 
  47. ↑ Sushil K. Atreya; Elena Y. Adams; Hasso B. Niemann; et al. (outubro 2006). «Titan's methane cycle». Planetary and Space Science. 54 (12): 1177. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028 
  48. ↑ Stofan, E. R.; et al. (2007). «The lakes of Titan.». Nature. 445 (7123): 61–4. Bibcode:2007Natur.445...61S. PMID 17203056. doi:10.1038/nature05438 
  49. ↑ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan; Sotin, Cristophe (2006). «Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan». Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. PMID 16511489. doi:10.1038/nature04497 
  50. ↑ a b Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan; Sotin, Cristophe (2006). «Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan». Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. PMID 16511489. doi:10.1038/nature04497 
  51. ↑ a b Choukroun, Mathieu; Grasset, Olivier; Tobie, Gabriel; Sotin, Christophe (fevereiro 2010). «Stability of methane clathrate hydrates under pressure: Influence on outgassing processes of methane on Titan»Subscrição paga é requerida. Icarus (em inglês). 205 (2): 581–593. Bibcode:2010Icar..205..581C. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.011 
  52. ↑ Maynard-Casely, Helen E.; Cable, Morgan L.; Malaska, Michael J.; Vu, Tuan H.; Choukroun, Mathieu; Hodyss, Robert (1 de março de 2018). «Prospects for mineralogy on Titan». American Mineralogist (em inglês). 103 (3): 343–349. Bibcode:2018AmMin.103..343M. ISSN 0003-004X. doi:10.2138/am-2018-6259Acessível livremente 
  53. ↑ Bartels, Meghan (1 de dezembro de 2022). «James Webb Space Telescope view of Saturn's weirdest moon Titan thrills scientists». Space.com. Consultado em 2 de dezembro de 2022 
  54. ↑ Overbye, Dennis (5 de dezembro de 2022). «Telescopes Team Up to Forecast an Alien Storm on Titan - Saturn's largest moon came under the gaze of NASA's powerful Webb space observatory, allowing it and another telescope to capture clouds drifting through Titan's methane-rich atmosphere.». The New York Times. Consultado em 6 de dezembro de 2022 
  55. ↑ a b c d e f g h i j k l Barnes, Jason W.; MacKenzie, Shannon M.; Lorenz, Ralph D.; Turtle, Elizabeth P. (2 de novembro de 2018). «Titan's Twilight and Sunset Solar Illumination». The Astronomical Journal (em inglês). 156 (5): 247. Bibcode:2018AJ....156..247B. ISSN 1538-3881. doi:10.3847/1538-3881/aae519Acessível livremente 
  56. ↑ a b Sotin, C.; Lawrence, K. J.; Reinhardt, B.; Barnes, J. W.; Brown, R. H.; Hayes, A. G.; Le Mouélic, S.; Rodriguez, S.; Soderblom, J. M.; Soderblom, L. A.; Baines, K. H. (1 de novembro de 2012). «Observations of Titan's Northern lakes at 5μm: Implications for the organic cycle and geology». Icarus (em inglês). 221 (2): 768–786. Bibcode:2012Icar..221..768S. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/j.icarus.2012.08.017 
  57. ↑ a b c d e Lorenz, Ralph (2020). Saturn's Moon Titan: From 4. 5 Billion Years Ago to the Present – an Insight Into the Workings and Exploration of the Most Earth-Like World in the Outer Solar System (em inglês). [S.l.]: Haynes Publishing Group P.L.C. pp. 130–131. ISBN 978-1-78521-643-5. Consultado em 30 novembro 2020 
  58. ↑ Barnes, Jason W.; Clark, Roger N.; Sotin, Christophe; Ádámkovics, Máté; Appéré, Thomas; Rodriguez, Sebastien; Soderblom, Jason M.; Brown, Robert H.; Buratti, Bonnie J.; Baines, Kevin H.; Le Mouélic, Stéphane (24 de outubro de 2013). «A Transmission Spectrum of Titan's North Polar Atmosphere from a Specular Reflection of the Sun». The Astrophysical Journal. 777 (2): 161. Bibcode:2013ApJ...777..161B. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/777/2/161. hdl:1721.1/94552Acessível livremente 
  59. ↑ BAINES, K. H.; DROSSART, P.; MOMARY, T. W.; FORMISANO, V.; GRIFFITH, C.; BELLUCCI, G.; BIBRING, J. P.; BROWN, R. H.; BURATTI, B. J.; CAPACCIONI, F.; CERRONI, P. (1 de junho de 2005). «The Atmospheres of Saturn and Titan in the Near-Infrared: First Results of Cassini/Vims». Earth, Moon, and Planets (em inglês). 96 (3): 119–147. Bibcode:2005EM&P...96..119B. ISSN 1573-0794. doi:10.1007/s11038-005-9058-2 
  60. ↑ a b c García Muñoz, A.; Lavvas, P.; West, R. A. (24 de abril de 2017). «Titan brighter at twilight than in daylight». Nature Astronomy (em inglês). 1 (5): 0114. Bibcode:2017NatAs...1E.114G. ISSN 2397-3366. arXiv:1704.07460Acessível livremente. doi:10.1038/s41550-017-0114 
  61. ↑ a b McKay, Christopher P.; Pollack, James B.; Courtin, Régis (1991). «The Greenhouse and Antigreenhouse Effects on Titan»Subscrição paga é requerida. Science. 253 (5024): 1118–1121. Bibcode:1991Sci...253.1118M. doi:10.1126/science.11538492 
  62. ↑ a b "Titan: Greenhouse And Anti-Greenhouse," Space Daily, Nov 4, 2005. Retirado em 13 de agosto de 2024.
  63. ↑ P.A. Bland; et al. (2005). «Trace element carrier phases in primitive chondrite matrix: implications for volatile element fractionation in the inner solar system» (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXVI: 1841. Bibcode:2005LPI....36.1841B 
  64. ↑ F.M. Flasar; et al. (2005). «Titan's atmospheric temperatures, winds, and composition». Science. 308 (5724): 975–978. Bibcode:2005Sci...308..975F. PMID 15894528. doi:10.1126/science.1111150 
  65. ↑ a b G. Lindal; et al. (1983). «The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements». Icarus. 53 (2): 348–363. Bibcode:1983Icar...53..348L. doi:10.1016/0019-1035(83)90155-0 
  66. ↑ G. Tobie; J.I. Lunine; C. Sotin (2006). «Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan». Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. PMID 16511489. doi:10.1038/nature04497 
  67. ↑ a b J.H. Waite (Jr); et al. (2005). «Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan». Science. 308 (5724): 982–986. Bibcode:2005Sci...308..982W. PMID 15890873. doi:10.1126/science.1110652 
  68. ↑ a b T. Penz; H. Lammer; Yu.N. Kulikov; H.K. Biernat (2005). «The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution». Advances in Space Research. 36 (2): 241–250. Bibcode:2005AdSpR..36..241P. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043 
  69. ↑ a b A. Coustenis (2005). «Formation and Evolution of Titan's Atmosphere». Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2 
  70. ↑ a b H.B. Niemann; et al. (2005). «The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe» (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. PMID 16319830. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703Acessível livremente 
  71. ↑ a b T.C. Owen; H. Niemann; S. Atreya; M.Y. Zolotov (2006). «Between heaven and Earth: the exploration of Titan». Faraday Discussions. 133: 387–391. Bibcode:2006FaDi..133..387O. CiteSeerX 10.1.1.610.9932Acessível livremente. PMID 17191458. doi:10.1039/b517174a 
  72. ↑ Bockelée-Morvan, Dominique; Calmonte, Ursina; Charnley, Steven; Duprat, Jean; Engrand, Cécile; Gicquel, Adeline; Hässig, Myrtha; Jehin, Emmanuël; Kawakita, Hideyo (1 de dezembro de 2015). «Cometary Isotopic Measurements». Space Science Reviews (em inglês). 197 (1): 47–83. Bibcode:2015SSRv..197...47B. ISSN 1572-9672. doi:10.1007/s11214-015-0156-9 
  73. ↑ McCartney, Gretchen; Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Bauer, Markus (24 setembro 2018). «Dust Storms on Titan Spotted for the First Time». NASA. Consultado em 24 setembro 2018 

Leitura adicional

Ligações externas

Predefinição:Titã

Content Disclaimer

Informasi ini disarikan dari Wikipedia dan disajikan kembali untuk tujuan edukasi. Konten tersedia di bawah lisensi CC BY-SA 3.0. Kami tidak bertanggung jawab atas ketidakakuratan data yang bersumber dari kontribusi publik tersebut.

  1. The information displayed on this website is sourced in part or in whole from Wikipedia and has been adapted for the purpose of restating it. We strive to provide accurate and relevant information, however:
  2. There is no guarantee of absolute accuracy. Wikipedia is an open, collaborative project that can be edited by anyone, so information is subject to change.
  3. It is not intended to constitute professional advice. The content displayed is for informational and educational purposes only. For important decisions (e.g., medical, legal, or financial), please consult a professional.
  4. Content copyright. Wikipedia is licensed under the Creative Commons Attribution-ShareAlike License (CC BY-SA). This means that content may be reused with appropriate attribution and shared under a similar license.
  5. Responsible use. Any risk arising from the use of information from this website is entirely the responsibility of the user.