Titans Atmosphäre. 10. Mai 2011

Transkript

1 Titans Atmosphäre Manuela Gober 10. Mai

2 Inhalt 1. Ursprung und Evolution von Titans Stickstoff- Atmosphäre 2. Direkter N2-Einfang 3. N2-Atmosphäre als Zweitprodukt 4. Cassini-Huygens i Perspektive 5. Titan und dessen Methan 6. Die Meteorologie des Methans 7. Das Ethan-Ozean- Dilemma 8. Referenzen

3 Ursprung und Evolution von Titans Stickstoff-Atmosphäre Zwei mögliche Hypothesen vor Cassini- Huygens Mission: Direkter N2-Einfang N2-Atmosphäre als Zweitprodukt

4 Direkter N2-Einfang Hypothese: N2-Atmosphäre durch direkten Einfang von Nebel-Materie Ne/N2-Verhältnis sollte solaren Wert von 6.2 aufweisen UVS- Messungen:upper limit von Ne/N2 bei rund 0.01 über Titans Homopause Weiterfolgende Hypothese (Miller et al. 1961): N2, CH4 und Ar an Hydrate gebunden Ar/N2-Verhältnis sollte solaren Wert von 0.11 aufweisen UVS- Messungen: Ar/N2 von rund 0.01 über Titans Homopause

5 Gleiches für C/N-Verhältnis UVS: geringes Vorkommen von CO, CO 2 in Titans Atmosphäre Falls C in Form von CH 4 CH 4 /N2 ~ solaren Wert von 8 großes Reservoir an flüssigen CH 4 Zusammenbruch der Atmosphäre Voyager IRIS Daten: CH 4 /N2 ~ UVS- Daten: direkter N2-Einfang weder bestätigt noch widerlegt

6 N2-Atmosphäre als Zweitprodukt Drei mögliche Mechanismen: Photolyse Impakte Endogene Prozesse

7 N2-Gewinn durch Photolyse Atreaya et a entwickelte photochemisches Modell: Brown et al. (2009): Titan from Cassini-Huygens

8 NH h 3 NH 2 ~ 1 NH H 2 NH 3 3 Rekombinatin von ~ 2 NH NH eo N H Wenn Umgebungstemperatur warm genug: h N 2 H 4 N 2 H 3 Rekombination von N 2 H 3 N 2 H 4 + N 2 Wenn Umgebungstemperatur zu kalt: - Kondensation von N 2 H 4 ; Auswaschung durch Schnee; Verhinderung der N 2 -Produktion Wenn Umgebungstemperatur g zu hoch: -große Menge an Wasserdampf; Photolyse von H 2 O zu OH- Moleküle, Reaktion mit NH 2 ; Verhinderung der N 2 -Produktion

9 N2-Gewinn durch Impakte Simulationsexperimente von McKay et al. 1988: schock-induzierte Produktion von N 2 mittels Laser Problem: nicht nur N 2 -Produktion -Kohlenwasserstoff ~100 bar; größte Teil würde sich auf Oberfläche anlagern (~15 km dicke Schicht); h nur geringer Nachweis von Aerosol-Schicht auf Titan; -H 2 ~4 bar entspricht 1000fachen H 2 auf Titan -Wasserdampf nicht berücksichtigt- würde N 2 -Produktion unterdrücken

10 Kometenimpakte:Quelle der N 2-Atmosphäre D/H-Verhältnis von Titan ähnlich dem von Kometen Problem: -D/H Komet >D/H Titan -N 2 nur geringes Vorkommen in Kometen -geringe Wahrscheinlichkeit h hk it eines Impaktes

11 N2-Gewinn durch endogene Prozesse Hypothese von Matson et al. 2007: Aufspaltung von NH 3 im Inneren als N 2 -Quelle -Temperaturanstieg durch radioaktiven Zerfall in Titans Inneren -nach einigen 100 Myr hohe Temperatur Freisetzung von NH 3 Bildung von N 2 & H 2 -Abkühlung des Titans Bindung von N als Clathrat -endogene Prozesse verursachen Ausgasen von N 2 Problem: anhaltendes Ausgasen von N 2 -Titan-Verhältnisse von 14 N/ 15 N sowie 12 C/ 13 C sollen ähnlich terrestrischen Werten sein - 12 C/ 13 C nahezu terrestrisch, 14 N/ 15 N zu niedrig

12 Cassini-Huygens Perspektive Klärung von N 2 -Atmosphäre mittels Cassini-Huygens Mission 2 Messungen relevant: -Messung der ursprünglichen Ar-Anreicherung -Messung der Anreicherung von N- und C-Isotope Artist's concept of en.wikipedia.org Cassini's Saturn Orbit Insertion

13 Titan-Erde-Verhältnis zeigt geringes Ar-Vorkommen Hinweis auf nicht direkten N 2 -Einfang 14 N/ 15 N-Verhältnis 2.3fache geringer als jenes von Kometen spricht gegen Impakt-Hypothese Brown et al. (2009): Titan from Cassini-Huygens

14 Brown et al. (2009): Titan from Cassini-Huygens Photolyse wahrscheinlichste Quelle für Titans N 2 -Atmosphäre

15 Der Methan- Zyklus

16 2-häufigstes Element Kein Methan- Kollabieren der Atmosphäre durch N 2 - Kondensation Methan photochemische Pr ozesse H + Dunst Verursacht Erwärmung der Atmosphäre verhindert Auskondensieren der N 2 -Atmosphäre

17 Die Meteorologie des Methans Brown et al. (2009): Titan from Cassini-Huygens

18 Methananstieg bei 16 km Durchquerung einer methanhaltigen Wolke Rel. Feuchte von Methan knapp über Oberfläche ~50 % Stoffmengengehalt von Methan ab ca. 8 km konstant Kondensationslevel bei 8 km reines CH 4 jedoch nur 80 % -Lösung von N 2 -Gas in flüssigen CH 4 führt zu Verringerung des Sättigungsdampfdruck somit tatsächliche t h rel. Feuchte von 100 % Jährlicher Regenfall von CH 4 in äquatorialen Zonen rund 10 cm Cassini-Radar: Seen in nördlichen Regionen CH 4 -Seen Seen, 2-4 K kältere Temperatur führen zu stärkere Kondensation sowie Niederschläge in polaren Breiten Zeitskala von Pol-zu-Pol-Zirkulation etwa yr

19 Ethan-Ozean-Dilemma Irreversible photochemische Zerstörung des CH 4-1 / 3 CH 4 von über 600km durch UV-Photolyse - 2 / 3 CH 4 in niederen Bereichen durch katalytische Zerstörung

20 Lunine et al. 1983: Zukünftiger 1km tiefer Ethansee -Cassini-Huygens Daten: kein Hinweis auf Ethansee -Lösung: komplexerer Methanzyklus Ethan ist in beiden Reaktionen ein Subprodukt, jedoch nicht Endprodukt Weitere photochemische Modelle berücksichtigen C 6 H 6 und andere Produkte -geringer Kondensation von CH 4 Reduktion der Ethanozeantiefe auf m -Periodisches Ausgasen von CH 4 könnte ebenso Tiefe reduzieren 40 % des CH 4 wandeln sich in C 2 H 6 um C 2 H 6 könnte noch immer kondensieren Bildung von Seen Momentane Annahme: polare Seen aus Methan-Ethan-Gemisch

21 Referenzen Brown, R., Lebreton, J., Waite, J. (2009): Titan from Cassini- Huygens, Springer, Dordrecht Mitri et al. (2008): Cryovolvanism and methane outgassing on Titan, Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona