ידענים: טבעות וירחי שבתאי | טיטאן

מאת 2 בספטמבר 2017 אין תגובות

ממצאים חדשים מחקר הירח הגדול ביותר של שבתאי – טיטאן, שהאטמוספירה שלו מכילה שפע חומרים אורגניים

טיטאן על רקע שבתאי וטבעותיו. צולם עיל ידי קאסיני בשנת 2011. מקור: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

טיטאן על רקע שבתאי וטבעותיו. צולם עיל ידי קאסיני בשנת 2011. מקור: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

אטמוספירה

החנקן והמתאן שבאטמוספירה מקיימים ביניהם ריאקציות כימיות היוצרות מגוון רחב של חומרים אורגניים. נראה שהמולקולות הכבדות ביותר מבין תרכובות אלה מגיעות לקרקע הירח. כאשר הן מגיעות לימים בין שזה נעשה בדרך של גשם ובין שזה נעשה דרך נהרות, חלק מהן מתמוססות במתאן, הנוזלי, שעה שאלה שאינן מתמוססות כמו ניטרילים (Nitriles) ובנזן (Benzene) שוקעות בקרקעית הימים (1).

טמפרטורות

רצף המפות של טמפרטורות הקרקע של טיטן שהוכנו על סמך מדידותיה של הקסיני בין 2016 – 2004 נעשה במרווחים של שנתיים בין סדרת תמונות אחת לשניה. זה אפשר מדידה של טמפרטורות במהלכן של שנים אלה. מדידת הטמפרטורות נעשתה באורך גל של 19 מיקרון מכיון שבאורך גל זה האטמוספרה כמעט כולה היא שקופה. הטמפרטורות מוצעו (averaged) מסביב לירח כולו בכיוון מזרח מערב. זאת מתוך מגמה לבחון שינויים עונתיים בכיוון צפון דרום. אזורים שחורים במפות הם אלה שאין לגביהם שום מידע.

התברר שטמפרטורות הקרקע משתנה באיטיות לאורך עונות השנה של טיטן. אין לשכוח ששנה של טיטן נמשכת 30 שנים ארציות. זה הזמן בו שבתאי וירחיו מקיפים את השמש. לכן כל עונה נמשכת 7.5 שנים ארציות. כאשר הקסיני הגיעה לשבתאי ב- 2004 הטמפרטורה בחצי הכדור הדרומי של טיטן היתה בשלהי הקיץ ולכן היתה גם האזור החם ביותר. זמן קצר לאחר יום השוויון (ב-2009), ב-2010 הטמפרטורות בחצי הכדור הדרומי ובחצי הכדור הצפוני היו זהות. דומה למה שנצפה על ידי חללית הוויג'ר 1 ב-1980 (שנת שבתאי אחת קודם לכן). הטמפרטורות בהתאם, התקררו בחצי הכדור הדרומי ועלו בחצי הכדור הצפוני, עם התקרבות החורף. הטמפרטורה, הגם שהיא נעה על פי קווי הרוחב, היא בסביבות 179.6 מעלות מתחת לאפס והמינימלית בחורף, הקוטבי משתנה ב- 3.5 מעלות (2).

רצף המפות של טמפרטורות הקרקע של טיטן שהוכנו על סמך מדידותיה של הקסיני בין 2016 – 2004. מקור: NASA/JPL-Caltech/GSFC.

רצף המפות של טמפרטורות הקרקע של טיטן שהוכנו על סמך מדידותיה של הקסיני בין 2016 – 2004. מקור: NASA/JPL-Caltech/GSFC.

המדידות לא הראו שום הבדלים משמעותיים בטמפרטורות בין גוף הנוזל של ים Ligeia Mare לבין קו החוף שלו. לעומת זאת נמצא פער זמנים בהתחממות בקוטב הצפוני שעה שהקיץ מתקרב. יתכן שהקרקע המקיפה אגמים וימים אלה מוצפת בהידרוקרבונטים נוזליים היכולים לשנות את האופן החומני שלהם (1).

עננים

בספטמבר 2016 דווח על ענן חדש. את הענן מצאו בסטרטוספרה והוא עשוי מפחמן וחנקן במבנה מלוקולרי של C4N2 המוכר בשם Dicyanoacetylene . הפעם האחרונה שצפו בענן מסוג זה היתה כאשר וויג'ר 1 חלפה ליד שבתאי. מה שהפתיע את החוקרים הוא שרק 1% מחומר זה נדרש להתעבותו של הענן. כמו במקרה של וויג'ר 1 הסטרטוספירה היתה יבשה כמו מדבר. הענן אם כן הופיע כנגד כל הציפיות.

בכול מה שקשור להיווצרות עננים על טיטן, על כדור הארץ התהליך המוכר הוא מחזור המים. על טיטן המתאן ממלא את תפקיד המים. תהליך עיבוי מסוג אחר מתרחש בסטרטוספרה. בקטבים של טיטן. במקרה זה שכבות עננים מתעבות כאשר הצירקולציה הגלובלית מאלצת גזים חמים לשקוע מעל הקוטב. אז הגזים מתעבים תוך מעברם בשכבות אחת קרה יותר מהשנייה בסטרטוספרה. בקטבים, האדים והקרח מגיעים לנקודת איזון שנקבעת על ידי הטמפרטורה והלחץ האטמוספרי. נקודת איזון זו מאפשרת לחשב את כמות האדים במקום בו מצוי קרח. התהליך מתרחש במספר שלבים. בשלב הראשון בעקבות ריאקציות כימיות נוצרים חלקיקי קרח ה – HC3N ( Cyanoacelene ). בשלב השני, חלקיקים אלה יורדים מטה בתוך הסטרטוספרה ומתכסים בשכבה של מימן ציאניד ( HCN) . בשלב זה לחלקיקי הקרח יש גרעין וקליפה ולכול אחד מהם הרכב אחר. באופן אקראי פוטון של קרינה אולטרה סגולה חודר לתוך הקליפה הקפואה ויוצר סדרת ריאקציות כימיות בקרח. ריאקציות אלה יכולות להתחיל או בגרעין או בקליפה. בשתי האפשרויות יכול להיווצר קרח של מימן וקרח של Dicyanoacetylene (ראו הערה 3).

ענני מתאן באטמוספירה של טיטאן. התמונה שהורכבה מצילומים גולמיים של החללית קאסיני, שבוצעו ממרחק של כ-500,000 ק"מ מהירח, ב-7 במאי 2017. מקור: NASA/JPL-Caltech/SSI/Kevin M. Gill.

ענני מתאן באטמוספירה של טיטאן. התמונה שהורכבה מצילומים גולמיים של החללית קאסיני, שבוצעו ממרחק של כ-500,000 ק"מ מהירח, ב-7 במאי 2017. מקור: NASA/JPL-Caltech/SSI/Kevin M. Gill.

במהלך 2016 .30.6- 29, חללית הקסיני עקבה אחר תנועת עננים בחצי הכדור הצפוני. בוצעה סדרת צילומים במשך 11 שעות כאשר מרווח הזמן בין צילום אחד למשנהו הוא 20 דקות. הבולטים שבין העננים שנראו , הארוכים שבהם, היו בין קווי הרוחב 55– 49 צפון. עננים אלה נעו במהירות של 36 – 25.2 קמ"ש. נמצאו גם עננים קטנים מעל אזור של אגמים קטנים צפונה יותר כולל ענן בהיר בין Neagh Lacus – Punga Mare שהתפוגג במהלכה של סדרת תצלומים זו. מקבצי עננים קטנים אלה נעו במהירות של 7.2 – 3.6 קמ"ש. סוג זה של צילומים אפשר ביצוע מעקב אחר הדינמיקה של עננים במהלך התפתחותם. מרווח הזמן שבין הצילומים נתן אפשרות לבודד רעשי רקע כמו קרינה קוסמית הפוגעת בגלאים , עננים קלושים וערפל. על פי מודלים אקלימיים של טיטן הצפי היה לפעילות גדולה של עננים במהלך תחילת הקיץ בחצי הכדור הצפוני . בפועל זה לא היה כך, מה שבעצם אומר שחילופי העונות של הירח עדיין לא מובנים (4).

מקורות

  1. Profile of a Methane season on Titan”, 28.4.2016“
  2. ”PIA20020: Titan temperature lag maps & animation“
  3. Nasa scientists find impossible cloud on Titan”, 21.9.2016“
  4. ”PIA21051: watching summer clouds on Titan“

הוספת תגובה

  • (will not be published)