タイタンの大気中の雲
Nature Communicationsに掲載された論文によると、タイタンの南極付近の渦の温度の急激な低下は、微量ガス分子からの赤外線放射による大気の冷却によって説明できます。 Nicholas A. Teanbyが率いる科学者のグループは、この効果を研究し、渦形成の3つの段階を特定しました。
土星の1年は29.5地球年です。同時に、タイタン（土星の衛星）の自転軸は、日食面に対してかなり強く傾いており（約29.7度）、衛星の移動中に季節の顕著な変化をもたらします。太陽の周りの惑星。 13年余り続いたカッシーニ探査機の観測は、2004年の初冬（タイタンの北半球の冬について話している）から2017年の夏至まで、この期間の約半分を捉えました。合計で、プローブはTitanによって127回飛行しました。
2009年の春分まで、カッシーニは北極付近で顕著な渦を観測し、衛星の成層圏と中間圏を捉えました。エクイノックスの後、南半球でも同様の渦が形成され始め、そのような構造の形成過程を詳細に研究することが可能になりました。 2012年、カッシーニに設置されたVIMS赤外線分光計は、南極から約300kmの高度でシアン化水素氷の分子を記録しました。このような氷は、2011年の真冬に測定された渦の温度よりも50度低い125度ケルビン未満の温度でのみ形成される可能性があります。これにより、科学者は渦形成メカニズムを再考することを余儀なくされました。
南半球におけるタイタンの気温-カッシーニ観測。
南半球のタイタンの大気の温度-大循環モデルでの計算結果。
これを行うために、研究者たちは「カッシーニ」が13年間にわたって収集したデータを調査しました。科学者が自由に使えるのは、プローブに取り付けられた赤外線分光計CIRSを使用して編集されたタイタンの大気の画像でした。メタンの放出（大気中の含有量は約1.5パーセント）は、1100〜1500センチメートルの波長で記録され、微量ガスの放出は600〜1100センチメートルの長さで記録されました。科学者たちは、NEMESIS機器を使用して、放射スペクトルから大気の温度と組成を決定しました。このように、成層圏の冷却、極付近のホットスポットの形成、2012年の中間圏の急激な冷却、2016年までの温度回復など、渦形成の段階を観察することができました。この開発シナリオは、大循環モデルの予測と一致しませんでした。
不一致を説明するために、科学者たちは、熱を放射してタイタンの大気を冷やす微量ガスの影響を考慮に入れることを提案しました。以前は、Voyagerが気付いた南53°と北50°の気温の違いは、すでに同様の方法で説明されていました。さらに、科学者たちは、大気の断熱加熱と、観測期間中に衛星の回転軸の傾きのためにタイタンの南半球が受け取る太陽エネルギーがますます少なくなっているという事実を考慮に入れました。次に、彼らは数学モデルを構築し、大気中で発生する現象を数値的にシミュレートし、それを49層に分解し、以前の研究からガス濃度を取得しました。
それが形成される渦の発達の最初の段階。微量気体による中間圏の断熱加熱は、その冷却よりも優先されます
微量気体の役割が増大する渦発生の第2段階
渦発生の第3段階である断熱加熱は、冷却よりも優先されます
今回のシミュレーション結果は、観測されたパターンと一致し、渦の進展の3つの段階を区別することを可能にしました。最初の段階では、太陽から来るエネルギーの減少と大気を構成する分子の長波放射により、空気を極に引き寄せる温度差が生じます。コリオリ効果は空気を渦巻かせ、渦を発生させます。次に、移流の結果として中間圏に微量ガス分子が濃縮され、冷却が強化されます。特に、シアン化水素の氷がその中に形成されます。最後に、第3段階で、渦が安定し、断熱加熱が再び主要な役割を果たし始めます。
最近、シアン化水素とベンゼンの冷たい雲がタイタンでどのように発見されたかについて書きました。カッシーニミッションの結果については、私たちの資料で読むことができます。さらに、先週ネイチャー誌に掲載された記事で、科学者たちは同様に冥王星の異常に寒い大気について説明しました。
