Co tvoří prapodivné mraky vysoko v atmosféře Titanu?
23.9.2016, Jan Vítek, aktualita
Nedávno se astronomům zkoumajícím materiály zaslané sondou Cassini ukázal divný mrak ve stratosféře Titanu. Široký, asi 20 km tlustý a umístěný vysoko nad severním pólem měsíce. Dle všeho by tam nic takového nemělo být.
Záhada týkající se severní části atmosféry na Titanu ale trvá již od 80. let, kdy kolem měsíce proletěl Voyager 1. Jeho spektrometr viděl mrak vytvořený ze zmrzlých krystalů dikyanoacetylenu (C4N2), což vědce překvapilo. Tehdy to ale viděli jen jako důkaz toho, že dikyanoacetylen je hojně zastoupen v atmosféře Titanu, což ale nezjistili kvůli nedostatečně citlivým přístrojům na palubě Voyageru 1. Ovšem v roce 2010 se k Titanu přiblížila sonda Cassini a zaslala na Zemi snímek, na němž byl v IR spektru zachycen také mrak z krystalů dikyanoacetylenu, přičemž palubní přístroje, nyní už dostatečně citlivé, ukázaly, že v atmosféře není dostatek dikyanoacetylenové páry, která by mohla takový mrak vytvořit. Záhada tak byla zpět, neboť přístroj CIRS (Cassini’s Composite Infrared Spectrometer) detekoval jen 1% úroveň koncentrace potřebné látky, která by byla potřeba k vytvoření takového mraku. Celá věc vypadala tak, že sonda Cassini zaslala domů snímek něčeho zhola nemožného.
Atmosféra Titanu je složena z bohatého a složitého koktejlu organických látek, mezi nimiž je dikyanoacetylen jen mizivě zastoupen. Především se tam nachází látky jako etan, acetylen, kyanoacetylen nebo kyanovodík. Takže výsledný mrak nemohl být vytvořen jen z páry dikyanoacetylenu, ale nějak vzniknout musel. Na to se podívala Carrie Anderson z Goddardova kosmického střediska, která má na starosti výzkum údajů zachycených přístrojem CIRS. Ta se svými kolehy přišla s nápadem, že namísto kondenzace mohl mrak vzniknout jinak, a to chemickou reakcí mezi ledovými krystalky kyanoacetylenu (HC3N) a kyanovodíku (HCN), kterou spouští ultrafialové paprsky.
Vysvětlení je takové, že asi 150 km nad povrchem Titanu kondenzuje kyanoacetylenová pára do podoby krystalků, které začnou klesat dolů skrz stratosféru, kvůli čemuž se na ně nabalí vrstvička z krystalického kyanovodíku. Pak zapracuje UV záření, které pronikne kyanovodíkovým obalem a odstartuje uvnitř chemickou reakci, z níž vznikne právě dikyanoacetylen a jako další produkt také vodík.
Cassini však nezíral na severní část atmosféry Titanu tak dlouho na to, aby mohl vidět nějaké změny ve formaci tamního mraku. Ten se ale má dle předpokladů postupně propadat atmosférou, ale není tak hustý, aby to případný pozorovatel mohl vidět jako když u nás sněží. Jistá podoba s pozemským počasím tu ale je, neboť i v atmosféře Země, jak je dobře známo, způsobuje UV záření chemické reakce. Děje se tak rovněž ve stratosféře na oběma póly, kde zkondenzované vodní krystalky na sebe nabalují sloučeniny chlóru a UV záření spouští reakci, na jejímž konci je kyselina dusičná (HNO3) a chlór. Právě toto je součást procesu, který rozpouští nad póly ozónovou vrstvu.
Proces na Titanu je také dle předpokladů sezónní a trvá od konce tamní zimy do začátku jara. Nyní se tým z Goddardova střediska snaží reprodukovat reakce, které mají dle něj probíhat na Titanu, aby svou hypotézu potvrdili. Úspěch by otevřel dveře ke zkoumání jiných ledových částeček různých sloučenin nejen na Titanu, ale i na ostatních měsících či planetách.
Zdroj: Astronomy
Atmosféra Titanu je složena z bohatého a složitého koktejlu organických látek, mezi nimiž je dikyanoacetylen jen mizivě zastoupen. Především se tam nachází látky jako etan, acetylen, kyanoacetylen nebo kyanovodík. Takže výsledný mrak nemohl být vytvořen jen z páry dikyanoacetylenu, ale nějak vzniknout musel. Na to se podívala Carrie Anderson z Goddardova kosmického střediska, která má na starosti výzkum údajů zachycených přístrojem CIRS. Ta se svými kolehy přišla s nápadem, že namísto kondenzace mohl mrak vzniknout jinak, a to chemickou reakcí mezi ledovými krystalky kyanoacetylenu (HC3N) a kyanovodíku (HCN), kterou spouští ultrafialové paprsky.
Vysvětlení je takové, že asi 150 km nad povrchem Titanu kondenzuje kyanoacetylenová pára do podoby krystalků, které začnou klesat dolů skrz stratosféru, kvůli čemuž se na ně nabalí vrstvička z krystalického kyanovodíku. Pak zapracuje UV záření, které pronikne kyanovodíkovým obalem a odstartuje uvnitř chemickou reakci, z níž vznikne právě dikyanoacetylen a jako další produkt také vodík.
Cassini však nezíral na severní část atmosféry Titanu tak dlouho na to, aby mohl vidět nějaké změny ve formaci tamního mraku. Ten se ale má dle předpokladů postupně propadat atmosférou, ale není tak hustý, aby to případný pozorovatel mohl vidět jako když u nás sněží. Jistá podoba s pozemským počasím tu ale je, neboť i v atmosféře Země, jak je dobře známo, způsobuje UV záření chemické reakce. Děje se tak rovněž ve stratosféře na oběma póly, kde zkondenzované vodní krystalky na sebe nabalují sloučeniny chlóru a UV záření spouští reakci, na jejímž konci je kyselina dusičná (HNO3) a chlór. Právě toto je součást procesu, který rozpouští nad póly ozónovou vrstvu.
Proces na Titanu je také dle předpokladů sezónní a trvá od konce tamní zimy do začátku jara. Nyní se tým z Goddardova střediska snaží reprodukovat reakce, které mají dle něj probíhat na Titanu, aby svou hypotézu potvrdili. Úspěch by otevřel dveře ke zkoumání jiných ledových částeček různých sloučenin nejen na Titanu, ale i na ostatních měsících či planetách.
Zdroj: Astronomy
