Ursprung undd E U Evolution l ti von Titans StickstoffAtmosphäre Direkter N2-Einfang Einfang N2-Atmosphäre als Zweitprodukt C i iH Cassini-Huygens Perspektive Titan und dessen Methan Die Meteorologie des Methans D Ethan-OzeanDas Eth O Dilemma Referenzen
www.saturnmonde.de
Ursprung und Evolution von Titans Stickstoff-Atmosphäre Zwei mögliche Hypothesen vor CassiniCassini Huygens Mission: Direkter N2-Einfang Einfang N2-Atmosphäre als Zweitprodukt
www.answers.com/topic/heterosphere
Direkter N2-Einfang Hypothese: N2-Atmosphäre durch direkten Einfang von
Nebel-Materie Ne/N2-Verhältnis Verhältnis sollte solaren Wert von 6.2 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/N / 2 von rundd 0.01 über b Titans T Homopause www.solarvoyager.com
Gleiches für C/N-Verhältnis
UVS: geringes Vorkommen von CO, CO2 in Titans Atmosphäre Falls C in Form von CH4 CH4/N2 ~ solaren Wert von 8 großes Reservoir an flüssigen CH4 Zusammenbruch der Atmosphäre Voyager IRIS Daten: CH4/N2 ~00.02 02 UVS- Daten: direkter N2-Einfang weder bestätigt noch widerlegt
N2-Atmosphäre als Zweitprodukt Drei mögliche Mechanismen: Photolyse Ph t l Impakte Endogene Prozesse
N2-Gewinn durch Photolyse Atreaya et aa. 1978 entwickelte photochemisches Modell:
Brown et al. al (2009): Titan from Cassini-Huygens Cassini Huygens
NH3
h
NH2 ~ 13 NH2 H NH3 Rekombinatin e o b at vo von ~ 2 3 NH2 NH 2 N2H4 Wenn Umgebungstemperatur warm genug: N2H4 h N2H3 Rekombination von N2H3 N2H4 + N2
Wenn Umgebungstemperatur zu kalt:
- Kondensation von N2H4; Auswaschung durch Schnee; Verhinderung der N2-Produktion Wenn Umgebungstemperatur g g p zu hoch: -große Menge an Wasserdampf; Photolyse von H2O zu OHMoleküle, Reaktion mit NH2; Verhinderung der N2-Produktion
N2-Gewinn durch Impakte Simulationsexperimente von McKay et al. al 1988:
schock-induzierte Produktion von N2 mittels Laser P bl Problem: nicht i ht nur N2-Produktion P d kti -Kohlenwasserstoff ~100 bar; größte Teil würde sich auff Oberfläche Ob flä h anlagern l ((~15 15 km k di dicke k SSchicht); hi h ) nur geringer Nachweis von Aerosol-Schicht auf Titan; -H2 ~4 bar entspricht 1000fachen H2 auf Titan -Wasserdampf nicht berücksichtigt- würde N2-Produktion unterdrücken
Kometenimpakte:Quelle p Q der N2-Atmosphäre p
D/H-Verhältnis von Titan ähnlich dem von Kometen Problem: -D/H D/HKomet >D/HTitan K Ti -N2 nur geringes Vorkommen in Kometen -geringe i Wahrscheinlichkeit W h h i li hk it eines i Impaktes I kt
www.solarvoyager.com
N2-Gewinn durch endogene Prozesse Hypothese yp von Matson et al. 2007: Aufspaltung p g von NH3 im Inneren als N2-Quelle -Temperaturanstieg durch radioaktiven Zerfall in Titans Inneren -nach einigen 100 Myr hohe Temperatur Freisetzung von NH3 Bildung von N2 & H2 -Abkühlung des Titans Bindung von N als Clathrat -endogene Prozesse verursachen Ausgasen von N2 P bl Problem: anhaltendes h lt d A Ausgasen von N2 -Titan-Verhältnisse von 14N/15N sowie 12C/13C sollen ähnlich terrestrischen Werten sein - 12C/13C nahezu terrestrisch, 14N/15N zu niedrig
Cassini-Huygens Perspektive Klärung von N2-Atmosphäre mittels Cassini-Huygens Mission 2 Messungen M relevant: l t -Messung der ursprünglichen Ar-Anreicherung -Messung der Anreicherung von N- und C-Isotope
en wikipedia.org en.wikiped ia org
Artist's concept of Cassini's Saturn Orbit Insertion
Titan Titan-Erde-Verhältnis Erde Verhältnis zeigt geringes Ar Ar-Vorkommen Vorkommen
Hinweis auf nicht direkten N2-Einfang 14N/15N N-Verhältnis Verhältnis 22.3fache 3fache geringer als jenes von Kometen spricht gegen Impakt-Hypothese
Brown et al. (2009): Titan from Cassini-Huygens
Photolyse wahrscheinlichste Quelle für Titans N2-Atmosphäre
Brown et al. (2009): Titan from Cassini-Huygens
Der M th MethanZyklus www.korbsammler.de
2-häufigstes Element Kein Methan- Kollabieren der Atmosphäre durch N2-
Kondensation photochemische Pr ozesse Methan H + Dunst Verursacht V h E Erwärmung ä dder A Atmosphäre hä verhindert hi d Auskondensieren der N2-Atmosphäre
Die Meteorologie des Methans
Brown et al. ((2009): ) Titan from Cassini-Huygens yg
Methananstieg bei 16 km Durchquerung einer
methanhaltigen Wolke Rel. Rel Feuchte von Methan knapp über Oberfläche ~50 % Stoffmengengehalt von Methan ab ca. 8 km konstant Kondensationslevel d l l bbei 8 kkm reines CH4 jedoch d h nur 80 % -Lösung von N2-Gas in flüssigen CH4 führt zu Verringerung des Sätti Sättigungsdampfdruck d fd k somit it ttatsächliche t ä hli h rel. l FFeuchte ht von 100 % Jährlicher Regenfall von CH4 in äquatorialen Zonen rund 10 cm Cassini-Radar: Seen in nördlichen Regionen CH4-Seen Seen, 22-44 K kältere Temperatur führen zu stärkere Kondensation sowie Niederschläge in polaren Breiten Zeitskala von Pol-zu-Pol-Zirkulation etwa 10-100 yr y
Ethan-Ozean-Dilemma Irreversible photochemische Zerstörung des CH4 -1/3 CH4 von üb über 600km 600k durch d h UV-Photolyse UV Ph t l -2/3 CH4 in niederen Bereichen durch katalytische Z ö Zerstörung
Lunine L i ett al. l 1983 1983: Zukünftiger Z kü fti 1km 1k tiefer ti f Ethansee Eth
-Cassini-Huygens Daten: kein Hinweis auf Ethansee -Lösung: Lösung: komplexerer Methanzyklus Ethan ist in beiden Reaktionen ein Subprodukt, jedoch nicht p Endprodukt Weitere photochemische Modelle berücksichtigen C6H6 und andere Produkte -geringer Kondensation von CH4 Reduktion der Ethanozeantiefe auf 150-250 m -Periodisches Ausgasen g von CH4 könnte ebenso Tiefe reduzieren 40 % des CH4 wandeln sich in C2H6 um
C2H6 könnte noch immer kondensieren Bildung von Seen Momentane Annahme: polare Seen aus Methan-Ethan-Gemisch
Referenzen Brown, Brown R R., Lebreton, Lebreton J., J Waite Waite, J. J (2009): Titan from Cassini-
Huygens, Springer, Dordrecht Mitri et al. al (2008): Cryovolvanism and methane outgassing on Titan, Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona
