Дослідники з Франції і США змоделювали в лабораторії процеси, що відбуваються в атмосфері Титана, і показали, що відмінності між хімічними складами аерозолів, розрахованими на підставі даних апаратів «Кассіні» і «Гюйгенс», можна пояснити руйнуванням молекул під дією ультрафіолетового випромінювання Сонця. Стаття опублікована в.
Єдиний у Сонячній системі супутник, що володіє щільною атмосферою - це Титан, найбільший із супутників Сатурна. Зазвичай супутники, незважаючи на свій значний розмір, мають сильно розріджену атмосферу і нагадують швидше Місяць, ніж Землю, але на поверхні Титану атмосферний тиск може в півтора рази перевищувати тиск на поверхні Землі. В основному атмосфера Титана складається з молекулярного азоту (98,4 відсотка) і метану (1,6 відсотка), причому концентрація останнього зростає зі збільшенням висоти.
Тим не менш, Титан практично не володіє магнітним полем, а значить, його атмосфера погано захищена від впливу сонячного вітру і космічних променів. Крім того, вона також схильна до дії ультрафіолетового випромінювання (земну атмосферу від ультрафіолету захищає озоновий шар, якого на Титані немає). Через це молекули атмосфери відчувають фотохімічні перетворення, в результаті яких утворюється безліч органічних сполук (наприклад, ціановодень або бензол), включаючи частинки твердих аерозолів. Передбачається, що в якості осередків концентрації таких аерозолів виступають великі частинки, іонізовані ультрафіолетовим випромінюванням. Саме через аерозолі атмосфера Титана набуває коричневатого відтінку.
Спостереження станції «Кассіні», запущеної NASA 1997 року і яка вийшла на орбіту Сатурна в червні 2004 року, дозволили в подробицях вивчити атмосферу Титана. Зокрема, спектроскопічні спостереження за випромінюванням атмосфери показали, що аерозолі дійсно утворюються на висоті близько 1000 кілометрів, а вимірювання апарата «Гюйгенс», який збирав зразки на висоті менше 130 кілометрів, підтвердили їх наявність в нижніх шарах. Тим не менш, хімічні склади атмосфери, розраховані за даними обох апаратів, відрізнялися. Отже, різні аерозолі по-різному поводяться зі зменшенням висоти.
Щоб пояснити різницю в хімічних складах, група вчених під керівництвом Наталі Карраско (Nathalie Carrasco) з Університету П'єра і Марії Кюрі експериментально змоделювала процеси, що відбуваються в атмосфері Титана. Для цього дослідники помістили у вакуумну камеру (повітря відкачали до тиску менше 10 − 8 атмосфер) тверду платівку з напиленими органічними плівками товщиною близько 440 нанометрів, хімічний склад яких відтворював хімічний склад аерозолів у верхніх шарах атмосфери супутника, а потім опромінювали її ультрафіолетом протягом тривалого часу. Інтенсивність випромінювання становила близько 1016 фотонів на сантиметр квадратний за секунду, а довжина хвилі відповідала лінії Лайман-альфа (довжина хвилі - 121,6 нанометрів), яка найкраще проникає вглиб атмосфери.
В результаті виявилося, що спектр поглинання платівки (тобто її хімічний склад) змінювався з плином часу, а в цілому її поглинаюча здатність зменшувалася. При цьому ультрафіолет сильніше руйнував одинарні зв'язки між молекулами вуглецю і вуглецю, вуглецю і водню, але слабкіше зачіпав подвійні зв'язки і зв'язки вуглець-азот. Зрештою, після 24 годин опромінення концентрація азоту в платівці підвищилася, а її хімічний склад починав сильніше походити на склад аерозолів, вимірений апаратом «Гюйгенс» поблизу поверхні Титана. Водночас синтезовані у верхніх шарах атмосфери аерозольні частинки досягають поверхні супутника тільки через 260 годин (що відповідає одному дню на Титані або 11 земним дням). Отже, укладають автори, відмінність між даними «Кассіні» і «Гюйгенса» можна списати на руйнування молекул аерозолів під дією ультрафіолетового випромінювання.
Минулого тижня астрономи пов'язали періодичну появу і зникнення серпанку в атмосфері Титана з сезонними змінами клімату планети. А в листопаді минулого року вчені пояснили різке зниження температури біля південного полюса Титана за допомогою інфрачервоного випромінювання молекул слідових газів і частинок аерозолів, що входять до складу серпанку, яке призводило до охолодження атмосфери. Крім того, результати детального чисельного моделювання з урахуванням подібного випромінювання дозволили виділити три стадії формування вихору над південним полюсом супутника, які узгоджувалися з зібраними зондом «Кассіні» даними.