Atmosfer Titan

Atmosfer Titan adalah lapisan gas yang mengelilingi Titan, bulan terbesar Saturnus. Atmosfer Titan adalah satu-satunya atmosfer tebal dari satelit alami di Tata Surya . Atmosfer bawah Titan terutama terdiri dari nitrogen (94,2%), metana (5,65%), hidrogen (0,099%). Ada sejumlah kecil hidrokarbon lain, seperti etana, diasetilena, metilasetilena, asetilena dan propana, dan gas-gas lain, seperti sianoasetilena, hidrogen sianida, karbon dioksida, karbon monoksida, sianogen, argon dan helium. Tekanan permukaannya sekitar 50% lebih tinggi dari Bumi dengan tekanan 1,5 bar yang berada di dekat titik tripel metana dan memungkinkan adanya gas metana di atmosfer dan metana cair di permukaan. Warna oranye yang terlihat dari luar angkasa diproduksi oleh bahan kimia lain yang lebih kompleks dalam jumlah kecil, mungkin tholin, endapan organik yang menyerupai tar.

Sejarah pengamatan

Adanya atmosfer yang tebal di Titan pertama kali dicurigai oleh astronom Spanyol Josep Comas i Solà, yang mengamati penggelapan tepi berbeda pada Titan pada tahun 1903, dan dikonfirmasi oleh Gerard P. Kuiper pada tahun 1944 menggunakan teknik spektroskopi yang menghasilkan perkiraan tekanan parsial atmosfer metana sekitar 100 milibar (10 kPa). Pengamatan selanjutnya pada tahun 1970-an menunjukkan bahwa angka-angka yang diusulkan Kuiper terlalu rendah; kelimpahan metana di atmosfer Titan justru sepuluh kali lebih tinggi, dan tekanan permukaan setidaknya dua kali lipat dari yang ia prediksi. Tekanan permukaan yang tinggi berarti bahwa metana hanya membentuk sebagian kecil dari atmosfer Titan. Pada 1980, Voyager 1 melakukan pengamatan terperinci pertama terhadap atmosfer Titan, mengungkapkan bahwa tekanan permukaannya lebih tinggi daripada bumi, yaitu 1,5 bar (sekitar x 1,48 atmosfer bumi).

Misi gabungan NASA/ESA Cassini-Huygens memberikan banyak informasi tentang Titan, dan sistem Saturnus secara umum, sejak memasuki orbit pada 1 Juli 2004. Ditemukan bahwa kelimpahan isotop atmosfer Titan adalah bukti bahwa nitrogen yang melimpah di atmosfer Titan berasal dari materi di awan Oort, terkait dengan komet, dan bukan dari materi yang membentuk Saturnus pada zaman sebelumnya. Ditentukan bahwa bahan kimia organik kompleks dapat muncul di Titan, termasuk hidrokarbon aromatik polisiklik, propilena, dan metana.

Misi Dragonfly oleh NASA berencana untuk mendaratkan kendaraan udara besar di Titan pada tahun 2034. Misi ini akan mempelajari kelayakhunaan Titan dan kimia prabiotik di berbagai lokasi. Pesawat yang seperti drone ini akan melakukan pengukuran proses geologis, serta komposisi permukaan dan atmosfer.

Ikhtisar

Pengamatan dari wahana antariksa Voyager menunjukkan bahwa atmosfer Titan lebih padat daripada atmosfer Bumi, dengan tekanan permukaan sekitar 1,45 kali dari atmosfer Bumi. Atmosfer Titan sekitar 1,19 kali lebih besar dari keseluruhan Bumi, atau sekitar 7,3 kali lebih besar dengan basis per luas permukaan. Atmosfer Titan memiliki lapisan kabut buram yang menghalangi sebagian besar cahaya yang terlihat dari Matahari dan sumber lainnya sehingga relief permukaan Titan menjadi tidak jelas. Atmosfernya begitu tebal dan gravitasinya sangat rendah sehingga manusia bisa terbang melaluinya dengan mengepakkan "sayap" lengannya. Gravitasi Titan yang lebih rendah berarti atmosfernya jauh lebih tebal daripada Bumi. Bahkan pada jarak 975 km, pesawat luar angkasa Cassini harus melakukan penyesuaian untuk mempertahankan orbit yang stabil terhadap gesekan atmosfer. Atmosfer Titan bersifat buram pada banyak panjang gelombang dan spektrum pantulan lengkap permukaannya tidak mungkin diperoleh dari luar planet. Baru pada saat kedatangan Cassini-Huygens pada tahun 2004 gambar langsung pertama dari permukaan Titan diperoleh. Penyelidikan Huygens tidak dapat mendeteksi arah Matahari selama penurunannya, dan meskipun mampu mengambil gambar dari permukaan, tim Huygens menyamakan proses tersebut dengan "mengambil gambar tempat parkir saat senja".

Struktur vertikal

Atmosfer Titan

Struktur atmosfer vertikal Titan mirip dengan Bumi. Keduanya memiliki troposfer, stratosfer, mesosfer, dan termosfer. Namun, gravitasi permukaan bawah Titan menciptakan atmosfer yang lebih tebal, dengan ketinggian skala 15-50 km dibandingkan dengan 5-8 km di Bumi. Data Voyager, dikombinasikan dengan data dari Huygens dan model radiasi-konvektif memberikan peningkatan pemahaman tentang struktur atmosfer Titan.

• Troposfer: Ini adalah lapisan di mana banyak konsidi cuaca terjadi di Titan. Karena metana mengembun dari atmosfer Titan di ketinggian, kelimpahannya meningkat di bawah tropopause pada ketinggian 32 km, menjadi merata dengan nilai 4,9% antara 8 km dan permukaan tanah. Hujan metana, hujan kabut, dan beragam lapisan awan ditemukan di troposfer.
• Stratosfer: Komposisi atmosfer di stratosfer adalah 98,4% nitrogen — satu-satunya atmosfer kaya nitrogen yang padat di Tata Surya selain dari Bumi — dengan 1,6% sisanya sebagian besar terdiri atas metana (1,4%) dan hidrogen (0,1-0,2%). Lapisan kabut utama tholin terletak di stratosfer sekitar 100-210 km. Dalam lapisan atmosfer ini ada inversi suhu yang kuat yang disebabkan oleh kabut karena rasio gelombang pendek dan opasitas inframerah yang tinggi.
• Mesosfer: Lapisan kabut terpisah ditemukan sekitar 450-500 km, di dalam mesosfer. Suhu pada lapisan ini mirip dengan termosfer karena pendinginan garis hidrogen sianida (HCN).
• Termosfer: Produksi partikel dimulai di termosfer. Ini disimpulkan setelah penemuan dan pengukuran ion dan partikel berat. Lapisan ini juga merupakan ketinggian pendekatan terendah Cassini di atmosfer Titan.
• Ionosfer: Ionosfer Titan juga lebih kompleks daripada ionosfer Bumi, dengan ionosfer utama di ketinggian 1.200 km tetapi dengan lapisan tambahan partikel bermuatan pada 630 km. Hal ini membagi atmosfer Titan sampai batas tertentu menjadi dua ruang yang meresonansi radio terpisah. Sumber gelombang alami frekuensi sangat rendah (ELF) di Titan, seperti yang dideteksi oleh Cassini-Huygens, tidak jelas karena tampaknya tidak ada aktivitas petir yang luas.

Komposisi dan kimia atmosfer

Kimia atmosfer Titan beragam dan kompleks. Setiap lapisan atmosfer memiliki interaksi kimia unik yang terjadi di dalamnya yang kemudian berinteraksi dengan sub lapisan lain di atmosfer. Misalnya, hidrokarbon diperkirakan terbentuk di atmosfer atas Titan dalam reaksi yang dihasilkan dari pemecahan metana oleh sinar ultraviolet Matahari, menghasilkan kabut oranye tebal. Tabel di bawah ini menyoroti mekanisme produksi dan kehilangan molekul yang paling banyak menghasilkan fotokimia di atmosfer Titan.

Kimia di Atmosfer Titan

Molekul	Produksi	Kehilangan
Hidrogen	Fotolisis metana	Lepasnya gas dari atmosfer
Karbon Monoksida	$\mathrm{O}({\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}3}\mathrm{P}){\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3⟶\mathrm{H}{\phantom{A}}_2\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$$\mathrm{H}{\phantom{A}}_2\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{h}\mathrm{v}⟶\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}{\phantom{A}}_2/2\mathrm{H}$	$\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{O}\mathrm{H}⟶\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$
Etana	$\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3{\phantom{A}}^{+}\mathrm{M}⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_6{\phantom{A}}^{+}\mathrm{M}$	Kondensasi
Asetilena	$\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_4⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}{\phantom{A}}_2$	Kondensasi
Propana	$\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_5{\phantom{A}}^{+}\mathrm{M}⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_3\mathrm{H}{\phantom{A}}_8{\phantom{A}}^{+}\mathrm{M}$	Kondensasi
Etilena	$\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_4⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_4{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}3}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_4{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$	$\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_4{\phantom{A}}^{+}\mathrm{h}\mathrm{v}⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}{\phantom{A}}_2/2\mathrm{H}$
Hidrogen Sianida	$\mathrm{N}({\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}4}\mathrm{S}){\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3⟶\mathrm{H}{\phantom{A}}_2\mathrm{C}\mathrm{N}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$$\mathrm{H}{\phantom{A}}_2\mathrm{C}\mathrm{N}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}⟶\mathrm{H}\mathrm{C}\mathrm{N}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}{\phantom{A}}_2$	Kondensasi
Karbon Dioksida	$\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{O}\mathrm{H}⟶\mathrm{C}\mathrm{O}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$	Kondensasi
Metilasetilena	$\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_4⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_3\mathrm{H}{\phantom{A}}_4{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$	$\mathrm{C}{\phantom{A}}_3\mathrm{H}{\phantom{A}}_4{\phantom{A}}^{+}\mathrm{h}\mathrm{v}⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_3\mathrm{H}{\phantom{A}}_3{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$$\mathrm{H}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}\mathrm{H}{\phantom{A}}_3\mathrm{C}\mathrm{C}\mathrm{H}⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_3\mathrm{H}{\phantom{A}}_3$
Diasetilena	$\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{C}{\phantom{A}}_2\mathrm{H}{\phantom{A}}_2⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_4\mathrm{H}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$	$\mathrm{C}{\phantom{A}}_4\mathrm{H}{\phantom{A}}_2{\phantom{A}}^{+}\mathrm{h}\mathrm{v}⟶\mathrm{C}{\phantom{A}}_4\mathrm{H}{\phantom{A}}^{+}\mathrm{H}$

Awan dicitrakan dengan warna semu di atas kutub utara Titan.

Medan magnet

Titan tidak memiliki medan magnet, meskipun penelitian pada tahun 2008 menunjukkan bahwa Titan mempertahankan sisa-sisa medan magnet Saturnus secara singkat ketika melintasi wilayah di luar magnetosfer Saturnus dan langsung terkena angin matahari. Angin matahari dapat mengionisasi dan membawa beberapa molekul dari atas atmosfer. Medan magnet internal Titan dapat diabaikan, dan mungkin bahkan tidak ada. Jarak orbitnya sebesar 20,3 radius Saturnus kadang-kadang menempatkannya dalam magnetosfer Saturnus. Namun, perbedaan antara periode rotasi Saturnus (10,7 jam) dan periode orbit Titan (15,95 hari) menyebabkan kecepatan relatif sekitar Templat:Val km/detik antara plasma termagnetisasi Saturnus dan Titan. Hal tersebut sebenarnya dapat mengintensifkan reaksi yang menyebabkan hilangnya atmosfer, alih-alih menjaga atmosfer dari angin matahari.

Kimia ionosfer

Vortex Kutub Selatan Titan — awan gas HCN yang berputar-putar (29 November 2012).

Pada November 2007, ilmuwan mengungkapkan bukti adanya ion negatif dengan massa kira-kira 13.800 kali massa hidrogen di atmosfer Titan, yang diangap jatuh menuju daerah yang lebih rendah untuk membentuk kabut oranye yang menutupi permukaan Titan. Ion negatif yang lebih kecil telah diidentifikasi sebagai anion rantai karbon linear dengan molekul yang lebih besar menunjukkan bukti adanya struktur yang lebih kompleks, yang mungkin diturunkan dari benzena. Ion-ion negatif ini tampaknya memiliki peran kunci dalam pembentukan molekul yang lebih kompleks, yang usulkan berupa tholin, dan mungkin membentuk basis untuk hidrokarbon aromatik polisiklis, sianopolina dan turunannya. Hebatnya, ion-ion negatif seperti ini sebelumnya diketahui dapat meningkatkan produksi molekul organik yang lebih besar di luar tata surya, sebuah kesamaan yang menyoroti kemungkinan akan pentingnya ion negatif di Titan.

Sirkulasi atmosfer

Ada pola sirkulasi udara yang ditemukan mengalir ke arah rotasi Titan, dari barat ke timur. Selain itu, variasi musiman dalam sirkulasi atmosfer juga telah terdeteksi. Pengamatan oleh Cassini tentang atmosfer yang dilakukan pada 2004 juga menunjukkan bahwa Titan adalah "super rotator", seperti Venus, dengan atmosfer yang berputar jauh lebih cepat daripada permukaannya. Sirkulasi atmosfer ini dapat dijelaskan oleh sirkulasi Hadley besar yang terjadi dari kutub ke kutub. Lihat Iklim Titan untuk detail lebih lanjut tentang sirkulasi.

Jejak gas organik di atmosfer Titan— HNC (kiri) dan HC₃N (kanan).

Siklus metana

Energi dari Matahari seharusnya mengubah semua jejak metana di atmosfer Titan menjadi hidrokarbon yang lebih kompleks dalam 50 juta tahun, waktu yang singkat dibandingkan dengan usia Tata Surya. Ini menunjukkan bahwa metana entah bagaimana harus diisi ulang oleh reservoir di permukaan atau di dalam Titan. Sebagian besar metana di Titan ada di atmosfer. Metana diangkut melalui perangkap dingin di tropopause. Oleh karena itu, sirkulasi metana di atmosfer mempengaruhi keseimbangan radiasi dan kimia lapisan lain di atmosfer. Jika ada reservoir metana di Titan, siklusnya hanya akan stabil dalam rentang waktu geologis.

Bukti bahwa atmosfer Titan mengandung metana ribuan kali lebih banyak daripada karbon monoksida akan mengesampingkan kontribusi signifikan dari dampak komet, karena komet terdiri dari lebih banyak karbon monoksida daripada metana. Bahwa Titan mungkin telah memperoleh atmosfer dari Saturnus nebula awal pada saat pembentukan juga tampaknya tidak mungkin. Dalam kasus seperti itu,Titan harus memiliki kelimpahan atmosfer yang mirip dengan nebula matahari, termasuk hidrogen dan neon. Banyak astronom berpendapat bahwa asal mula metana di atmosfer Titan berasal dari dalam Titan sendiri, yang dilepaskan melalui letusan dari kriovolkano. Kemungkinan asal biologis untuk metana belum diabaikan (lihat kehidupan di Titan). Templat:Wide image

Lihat pula

• Atmosfer
• Atmosfer Mars
• Iklim Titan
• Kehidupan di Titan
• Saturnus