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타이탄의 대기

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목차

1. 개요

타이탄의 대기는 토성의 위성인 타이탄을 둘러싼 질소와 메탄으로 구성된 대기이다. 1903년 타이탄의 주연 어둡기를 통해 대기 존재가 처음 추측되었으며, 1944년에는 메탄이 발견되었다. 보이저 1호는 1980년 타이탄 대기에 대한 상세 관측을 수행했으며, 카시니-호이겐스 임무를 통해 복잡한 유기 화합물 생성과 대기 동위원소 농도에 대한 정보가 밝혀졌다. 타이탄 대기는 대류권, 성층권, 중간권, 열권, 전리층으로 구성되어 있으며 지구와 유사한 구조를 갖지만, 낮은 중력으로 인해 더 확장된 대기를 형성한다. 타이탄은 메탄 순환을 보이며, 메탄 저장소에서 공급을 받거나 메탄 클래스레이트의 해리를 통해 메탄이 대기 중으로 보충될 수 있다. 타이탄의 대기는 반온실 효과를 보이며, 대기 순환, 자기장, 전리층 화학 등 복잡한 특징을 나타낸다.

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타이탄의 대기
타이탄 대기
타이탄 대기의 연무층
타이탄 대기 연무층의 실제 색상 이미지
평균 표면 압력1.5 바 (147 kPa)
조성
화학 물질비율
질소94.2%
메탄5.65%
수소0.099%
아르곤0.0043%

2. 관측 역사

타이탄의 대기 존재는 1903년 스페인 천문학자 호세프 코마스 이 솔라가 바르셀로나의 파브라 천문대에서 타이탄의 뚜렷한 주연 어둡기를 관찰하면서 처음 의심되었다.[9] 1944년 네덜란드 천문학자 제라드 카이퍼가 분광법을 사용하여 대기 분압을 추정하는 기술로 확인했는데, 대기 중 메탄의 분압은 약 100밀리바(10kPa)로 추정되었다.[10] 1970년대의 후속 관측에서는 카이퍼의 수치가 상당한 과소평가였음이 밝혀졌다. 타이탄 대기 중의 메탄 농도는 10배나 더 높았고, 표면 압력은 그가 예측한 것의 최소 두 배였다.[11] 1980년, ''보이저 1호''는 타이탄 대기에 대한 최초의 상세한 관측을 수행하여, 표면 압력이 지구의 1.5바(지구의 약 1.48배)보다 높다는 것을 밝혀냈다.[12]

NASA와 ESA의 공동 임무인 ''카시니-호이겐스''는 2004년 7월 1일에 궤도에 진입한 이후 타이탄과 토성 시스템 전반에 대한 풍부한 정보를 제공했다. 타이탄 대기의 동위원소 농도는 대기 중 풍부한 질소가 초기 토성을 형성한 물질이 아닌, 혜성과 관련된 오르트 구름의 물질에서 기원했음을 보여주는 증거로 밝혀졌다.[13] 복잡한 유기 화합물이 타이탄에서 생성될 수 있음이 밝혀졌는데,[14] 여기에는 다환 방향족 탄화수소,[15][4] 프로필렌,[16] 및 메탄이 포함된다.[17][18]

NASA의 ''드래곤플라이'' 임무는 2034년 타이탄에 대형 공중 차량을 착륙시킬 계획이다.[19] 이 임무는 타이탄의 행성 거주 가능성 및 여러 위치에서의 전생명 화학을 연구할 것이다.[20] 드론과 같은 항공기는 지질 과정, 표면 및 대기 조성을 측정할 것이다.[21]

3. 대기 구조

보이저 우주 탐사선의 관측에 따르면 타이탄의 대기는 지구보다 밀도가 높으며, 지표면 기압은 지구의 약 1.48배이다.[12] 타이탄의 대기는 전체적으로 지구의 약 1.19배 질량이며,[22] 표면적당 질량 기준으로 약 7.3배 더 크다. 이는 태양과 다른 광원에서 오는 대부분의 가시광선을 차단하고 타이탄 표면의 특징을 가리는 불투명한 헤이즈층을 지탱한다. 대기가 매우 두껍고 중력이 매우 낮아 인간은 팔에 "날개"를 달고 날갯짓하여 날 수 있다.[23]

타이탄의 낮은 중력은 대기가 지구보다 훨씬 더 확장되어 있다는 것을 의미한다. 975km 거리에서도, ''카시니'' 우주선은 대기 항력에 대한 안정적인 궤도를 유지하기 위해 조정을 해야 했다.[24] 타이탄의 대기는 많은 파장에서 불투명하며, 외부에서 표면의 완전한 반사 스펙트럼을 얻는 것은 불가능하다.[25] 2004년 ''카시니-호이겐스''가 도착하기 전까지 타이탄 표면의 첫 직접 이미지는 얻어지지 않았다. ''호이겐스'' 탐사선은 하강 중에 태양의 방향을 감지할 수 없었고, 표면에서 이미지를 찍을 수 있었지만, ''호이겐스'' 팀은 그 과정을 "황혼 무렵 아스팔트 주차장의 사진을 찍는 것"에 비유했다.[26]

타이탄의 수직 대기 구조는 지구와 유사하게 대류권, 성층권, 중간권, 열권으로 구성되어 있다. 타이탄 자전 방향을 따라 서쪽에서 동쪽으로의 대기 순환 패턴도 발견되었다. 2004년에 수행된 카시니 관측에서도, 타이탄은 금성과 마찬가지로 지표보다 빠르게 대기가 회전하고 있음이 밝혀졌다.[96]

태양의 에너지는 타이탄 대기 중 모든 메테인을, 태양계의 나이보다 훨씬 짧은 5천만 년 이내에 더 복잡한 탄화수소로 변환시켜야 한다. 이는 메테인이 보충되거나 타이탄 내부에서 생성되고 있음을 의미한다. 타이탄의 대기가 일산화 탄소의 1000배 이상 메테인을 포함하고 있다는 점은 메테인보다 일산화 탄소를 더 많이 포함하는 혜성의 충돌에 의한 보충 가능성을 배제한다. 태양계에 풍부하게 존재하는 수소나 네온을 가지지 않기 때문에, 타이탄이 형성 과정에서 초기 토성의 대기를 강착시켰을 가능성도 없다고 여겨진다.[92] 많은 천문학자들은 타이탄 대기 중의 메테인이 타이탄 내부에서 얼음 화산의 분화 등으로 방출된 것이라고 생각한다.[93][94][95]

타이탄 대기층과 지구 대기층의 비교


타이탄 하부 대기의 시스템


타이탄 북극 상공의 구름

3. 1. 대류권

타이탄의 대기 중 대류권은 지구와 유사하게 많은 날씨 현상이 발생하는 곳이다. 타이탄의 낮은 표면 중력으로 인해 대기가 지구보다 더 확장되어, 지구의 5–8 km에 비해 15–50 km의 스케일 높이를 갖는다.[7] 보이저 데이터와 ''호이겐스''의 데이터, 복사 대류 모델을 통해 타이탄 대기 구조에 대한 이해가 높아졌다.[27]

메탄은 타이탄 대기의 높은 고도에서 응축되기 때문에, 32 km 고도의 대류권계면 아래에서 그 풍부함이 증가하며, 8 km와 표면 사이에서 4.9%로 일정해진다.[28][29] 대류권에서는 메탄 비, 헤이즈 비 제거, 다양한 구름 층이 발견된다.

3. 2. 성층권

성층권의 대기 조성은 98.4% 질소로 이루어져 있으며, 이는 지구를 제외하고 태양계에서 유일하게 밀도가 높고 질소가 풍부한 대기이다. 나머지 1.6%는 대부분 메탄(1.4%)과 수소 (0.1–0.2%)로 구성된다.[28] 주요 톨린 헤이즈 층은 성층권 내 약 100km에서 210km 사이에 위치한다. 대기의 이 층에서는 단파 대 적외선 불투과성의 높은 비율로 인해 헤이즈에 의해 강한 온도 반전이 발생한다.[2]

메탄은 고도에서 응결하기 때문에, 그 존재량은 고도 32km의 대류권계면 아래로 내려가면서 증가하여, 고도 8km 이하에서는 4.9%로 일정 값을 유지한다.[77][87] 에탄, 다이아세틸렌, 메틸아세틸렌, 아세틸렌, 프로페인 등 메탄 이외의 탄화수소나 시아노아세틸렌, 시안화수소, 이산화 탄소, 일산화 탄소, 다이시안, 아르곤, 헬륨 등 기타 기체도 미량 존재한다.[87]

3. 3. 중간권

타이탄의 중간권에서는 약 450km~500km 지점에 분리된 헤이즈 층이 발견된다.[30] 이 층의 온도는 시안화수소(HCN) 선의 냉각 때문에 열권과 유사하다.[30]

3. 4. 열권

입자 생산은 열권에서 시작된다.[7] 이는 무거운 이온과 입자를 발견하고 측정한 후에 결론지어졌다.[31] 이는 카시니가 타이탄 대기에 가장 가깝게 접근한 것이기도 하다.

3. 5. 전리층

타이탄의 전리층은 지구보다 더 복잡하다. 주요 전리층은 고도 1,200 km (750 mi)에 존재하고, 63 km (39 mi)에 추가적인 하전 입자 층이 있다. 이것은 타이탄의 대기를 어느 정도 두 개의 별도 무선 공명 챔버로 나눈다. ''카시니-호이겐스''에 의해 감지된 타이탄의 자연적인 극저주파 (ELF) 파동의 원인은 번개 활동이 없는 것으로 보이기 때문에 불분명하다. 타이탄 전리층의 주요 원인은 태양 복사, 토성의 자기권 전자 및 이온(H^+_2, H^+

, O

^+), 자기력선을 따라 이동, 그리고 은하 우주선이다.[32]

4. 대기 조성 및 화학

타이탄의 대기는 대부분 질소로 구성되어 있으며, 메테인과 에테인 구름을 가지고 있다.[12] 1903년 스페인 천문학자 호세프 코마스 이 솔라가 타이탄의 뚜렷한 주연 어둡기를 관찰하면서 타이탄 대기의 존재가 처음 의심되었고,[9] 1944년 네덜란드 천문학자 제라드 카이퍼가 분광법을 사용하여 대기 중 메탄의 분압을 100밀리바(10kPa)로 추정하면서 확인되었다.[10] 그러나 1970년대 관측 결과 카이퍼의 추정치는 과소평가된 것으로 밝혀졌고, 실제 메탄 농도는 10배 더 높았으며 표면 압력은 최소 두 배였다.[11] 1980년 ''보이저 1호''는 타이탄 대기의 표면 압력이 지구의 1.5바(지구의 약 1.48배)보다 높다는 것을 밝혀냈다.[12]

성층권 대기의 조성은 98.4%의 질소, 1.4%의 메탄, 0.1~0.2%의 수소로 이루어져 있다.[86] 메탄은 고도에서 응결하기 때문에, 그 존재량은 고도 32km의 대류권계면 아래로 내려가면서 증가하여, 고도 8km 이하에서는 4.9%로 일정하다.[77][87] 에탄, 다이아세틸렌, 메틸아세틸렌, 아세틸렌, 프로페인 등 메탄 이외의 탄화수소나 시아노아세틸렌, 시안화수소, 이산화 탄소, 일산화 탄소, 다이시안, 아르곤, 헬륨 등 기타 기체도 미량 존재한다.[87]

''카시니-호이겐스''는 타이탄 대기의 동위원소 농도를 통해 대기 중 질소가 초기 토성을 형성한 물질이 아닌, 혜성과 관련된 오르트 구름의 물질에서 기원했음을 밝혀냈다.[13] 또한, 다환 방향족 탄화수소,[15][4] 프로필렌,[16] 메탄을 포함한 복잡한 유기 화합물이 생성될 수 있음이 밝혀졌다.[17][18]

대기 화학 과정


타이탄의 대기 화학은 다양하고 복잡하며, 각 층은 고유한 화학적 상호 작용을 한다. 예를 들어, 탄화수소는 타이탄 상층 대기에서 태양의 자외선에 의해 메탄이 분해되어 생성되어 두꺼운 오렌지색 스모그를 생성한다.[33] 아래 표는 타이탄 대기에서 가장 풍부하게 광화학적으로 생성된 분자의 생성 및 손실 메커니즘을 보여준다.[7]

타이탄 대기의 화학
분자생성손실
수소메탄 광분해탈출
일산화 탄소O + CH3->H2CO + H
H2CO + h\nu->CO + H2/2H		CO + OH->CO2 + H
에탄2CH3 + M->C2H6 + M응축
아세틸렌C2H + CH4->C2H2 + CH3C2H2 + h\nu->C2H + H
응축
프로판CH3 + C2H5 + M->C3H8 + M응축
에틸렌CH + CH4->C2H4 + H
CH2 + CH3->C2H4 + H		C2H4 + h\nu->C2H2 + H2/2H
시안화 수소N + CH3->H2CN + H
H2CN + H->HCN + H2		응축
이산화 탄소CO + OH->CO2 + H응축
메틸아세틸렌CH + C2H4->CH3CCH + HCH3CCH + h\nu->C3H3 + H
H + CH3CCH->C3H5
다이아세틸렌C2H + C2H2->C4H2 + HC4H2 + h\nu->C4H + H



타이탄은 자전 방향을 따라 서쪽에서 동쪽으로 대기 순환 패턴을 보이며, 2004년 카시니 관측에서는 금성과 마찬가지로 지표보다 빠르게 대기가 회전하고 있음이 밝혀졌다.[96]

태양 에너지는 타이탄 대기 중 모든 메탄을 5천만 년 이내에 더 복잡한 탄화수소로 변환시키는데, 이는 메탄이 타이탄 내부에서 얼음 화산 분화 등으로 방출되어 보충되고 있음을 의미한다.[93][94][95]

NASA의 ''드래곤플라이'' 임무는 2034년 타이탄에 대형 공중 차량을 착륙시켜 타이탄의 행성 거주 가능성 및 전생명 화학을 연구할 계획이다.[19][20]

4. 1. 자기장

타이탄의 내부 자기장은 무시할 만하며, 심지어 존재하지 않을 수도 있다. 2008년 연구에 따르면, 타이탄은 토성의 자기권 바깥을 지나 태양풍에 직접 노출되는 짧은 기간 동안 토성의 자기장의 잔존물을 유지한다.[34][35] 이는 타이탄 대기 상층의 일부 분자를 이온화하여 잃게 할 수 있다. 코로나 질량 방출이 토성의 자기권에 영향을 미치는 사례가 탐지되었는데, 이로 인해 타이탄의 궤도가 자기권 외피의 충격받은 태양풍에 노출되었다. 이는 입자 강하의 증가와 타이탄의 전리층에서 극심한 전자 밀도의 형성을 초래한다.[36]

타이탄의 궤도 거리는 토성 반지름의 20.3배로, 때때로 토성의 자기권 내에 위치한다. 하지만, 토성의 자전 주기(10.7시간)와 타이탄의 공전 주기(15.95일)의 차이는 토성의 자화된 플라즈마와 타이탄 사이에서 약 100km/s의 상대 속도를 발생시킨다.[35] 이는 실제로 태양풍으로부터 대기를 보호하는 대신, 대기 손실을 유발하는 반응을 강화할 수 있다.[37]

4. 2. 전리층 화학

2007년 11월, 과학자들은 타이탄의 전리층에서 수소 질량의 약 1만 배에 달하는 음이온이 존재한다는 증거를 발견했다. 이 음이온은 타이탄 표면을 가리는 주황색 안개를 형성하는 것으로 여겨진다.[91] 더 작은 음이온은 선형 탄소 사슬 음이온으로 확인되었으며, 더 큰 분자는 벤젠에서 파생되었을 수 있는 더 복잡한 구조의 증거를 보여준다.[39] 이러한 음이온은 톨린 형성에 핵심적인 역할을 하는 것으로 보이며, 다환 방향족 탄화수소, 시아노폴리인 및 그 유도체의 기반을 형성할 수 있다. 놀랍게도, 이러한 음이온은 이전에 태양계 너머의 분자 구름에서 더 큰 유기 분자의 생성을 촉진하는 것으로 나타났으며,[40] 이러한 유사성은 타이탄 음이온의 더 넓은 관련성을 강조한다.[41]

타이탄의 전리층은 지구의 전리층보다 복잡하며, 주요 부분은 고도 1200km에 있지만, 고도 63km에도 하전 입자층이 존재한다. 이는 타이탄 대기를 일종의 전파 반향실로 만든다. 극초장파의 근원은 밝혀지지 않았으며, 광범위한 번개도 보이지 않는다. 타이탄은 내부 자기장이 무시할 정도이거나, 전혀 없을 수도 있다.[97]

5. 대기 순환

타이탄의 대기 순환은 서쪽에서 동쪽으로 타이탄의 자전 방향으로 흐르는 패턴을 보인다. 또한 대기 순환의 계절적 변화도 감지되었다. 2004년에 이루어진 카시니의 대기 관측은 타이탄이 금성과 마찬가지로 표면보다 훨씬 빠르게 자전하는 대기를 가진 "초회전체"임을 시사한다.[42] 대기 순환은 극에서 극으로 일어나는 거대한 해들리 순환으로 설명된다.[2]

6. 메탄 순환

지구의 수문학적 순환과 유사하게, 타이탄은 메탄 순환을 특징으로 한다.[43][44] 이 메탄 순환은 지구에서 발견되는 지형과 유사한 표면 형성을 만들어낸다. 메탄과 에탄의 호수는 타이탄의 극지방에서 발견된다. 메탄은 대기 중에서 구름으로 응축된 다음 표면으로 강수된다. 이 액체 메탄은 호수로 흘러 들어간다. 호수의 메탄 중 일부는 시간이 지남에 따라 증발하여 대기 중에서 다시 구름을 형성하고 과정을 반복한다. 그러나 메탄은 열권에서 손실되므로 대기 중 메탄을 보충할 메탄 공급원이 있어야 한다.[44]

태양 에너지는 타이탄 대기 중의 모든 메탄을 5천만 년 이내에 더 복잡한 탄화수소로 변환해야 하는데, 이는 태양계의 나이에 비해 짧은 시간이다. 이는 메탄이 타이탄 자체의 저장소에 의해 어떻게든 보충되어야 함을 시사한다. 타이탄의 대부분의 메탄은 대기 중에 있으며, 메탄은 대류권계면의 냉각 트랩을 통해 이동한다.[45] 따라서 대기 중의 메탄 순환은 대기의 다른 층의 복사 균형과 화학에 영향을 미친다. 타이탄에 메탄 저장소가 있다면 순환은 지질학적 시간 척도에서만 안정적일 것이다.[7]

타이탄의 대기가 일산화 탄소보다 천 배 이상 많은 메탄을 함유하고 있다는 증거는 혜성의 충돌에 의한 상당한 기여를 배제하는 것처럼 보인다. 혜성은 메탄보다 일산화 탄소로 더 많이 구성되어 있기 때문이다. 타이탄이 형성 당시 초기 토성의 성운으로부터 대기를 흡수했을 가능성도 낮아 보이는데, 그런 경우 수소와 네온을 포함하여 태양 성운과 유사한 대기 풍부도를 가져야 할 것이다.[46] 많은 천문학자들은 타이탄 대기 중 메탄의 궁극적인 기원이 극저온 화산의 분출을 통해 방출되어 타이탄 자체 내부에 있다고 제안했다.[47][48][49]

타이탄 대기 중 메탄 보충의 또 다른 가능한 공급원은 메탄 클래스레이트이다.[50] 클래스레이트는 얼음 격자가 가스 입자를 둘러싸는 화합물이며, 이 경우 메탄 가스는 물 결정 우리에 둘러싸여 있다.[51] 이러한 메탄 클래스레이트는 타이탄의 얼음 표면 아래에 존재할 수 있으며, 타이탄 역사 초기에 형성되었을 것이다.[52] 메탄 클래스레이트의 해리를 통해 메탄이 대기 중으로 방출되어 공급을 보충할 수 있다.[51][50]

2022년 12월 1일, 천문학자들은 제임스 웹 우주 망원경을 사용하여 타이탄을 가로질러 이동하는 구름을 관측했는데, 이는 메탄으로 만들어졌을 가능성이 높다고 보고했다.[53][54]

7. 낮과 황혼 (일출/일몰) 하늘

보이저 우주 탐사선의 관측에 따르면 타이탄의 대기는 지구보다 밀도가 높으며, 지표면 기압은 지구의 약 1.48배이다.[12] 대기가 매우 두껍고 중력이 매우 낮아 인간은 팔에 "날개"를 달고 날갯짓하여 날 수 있다.[23] 975km 거리에서도, ''카시니'' 우주선은 대기 항력에 대한 안정적인 궤도를 유지하기 위해 조정을 해야 했다.[24] 2004년 ''카시니-호이겐스''가 도착하기 전까지 타이탄 표면의 첫 직접 이미지는 얻어지지 않았다. ''호이겐스'' 탐사선은 하강 중에 태양의 방향을 감지할 수 없었고, 표면에서 이미지를 찍을 수 있었지만, ''호이겐스'' 팀은 그 과정을 "황혼 무렵 아스팔트 주차장의 사진을 찍는 것"에 비유했다.[26]

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하늘의 밝기와 관측 조건은 타이탄이 태양으로부터 더 멀리 떨어져 있고(~10 AU), 대기에 복잡한 헤이즈 층이 존재하기 때문에 지구와 화성과는 매우 다를 것으로 예상된다. 하늘 밝기 모델 비디오는 복사 전달 모델을 기반으로 타이탄 표면에 서 있는 전형적인 맑은 날의 모습을 보여준다.[55]

가시광선으로 보는 우주 비행사에게 낮 하늘은 뚜렷하게 어두운 주황색을 띠며, 고고도 헤이즈 층에서 발생하는 상당한 미 산란으로 인해 모든 방향에서 균일하게 보인다.[55] 낮 하늘은 지구의 오후보다 ~100~1000배 더 어둡다고 계산[55]되는데, 이는 짙은 스모그나 짙은 화재 연기의 관측 조건과 유사하다. 타이탄의 일몰은 "별 볼 일 없는 사건"[55]으로 예상되는데, 태양은 하늘의 절반쯤(지평선 위 ~50°)에서 사라지며 색상에 뚜렷한 변화가 없다. 그 후 하늘은 밤이 될 때까지 천천히 어두워질 것이다. 그러나 표면은 보름달만큼 밝게 유지될 것으로 예상되며, 이는 일몰 후 최대 1 지구일까지 지속된다.[55]

근적외선에서는 일몰이 화성 일몰 또는 먼지가 많은 사막 일몰과 유사하다.[55] 미 산란은 적외선 파장이 길어질수록 영향이 약해져서 더 다채롭고 다양한 하늘 조건을 허용한다. 낮 동안 태양은 눈에 띄는 태양 코로나를 가지며, 오후 동안 흰색에서 "빨간색"으로 색상이 변한다.[55] 오후 하늘의 밝기는 지구보다 ~100배 더 어둡다.[55] 저녁 시간이 다가오면서 태양은 지평선에 비교적 가깝게 사라질 것으로 예상된다. 타이탄의 대기 광학 깊이는 5 마이크론에서 가장 낮다.[56] 따라서 5마이크론의 태양은 대기 굴절로 인해 지평선 아래에 있을 때도 보일 수 있다. 화성 탐사선의 화성 일몰 이미지와 유사하게, 고도에서 헤이즈 또는 먼지로부터의 산란으로 인해 태양 위에 부채꼴 모양의 코로나가 생기는 것을 볼 수 있다.[55]

우주에서, ''카시니'' 이미지는 근적외선에서 UV 파장에 이르기까지 황혼 기간(위상각 > 150°)이 타이탄의 낮보다 ''더 밝다''는 것을 보여주었다.[60] 이러한 관측은 두꺼운 대기를 가진 다른 행성체에서는 관측되지 않았다.[60] 타이탄 황혼이 낮 측면보다 더 밝은 것은 타이탄의 대기가 표면 위 수백 킬로미터까지 확장되고 헤이즈에서 강렬한 전방 미 산란이 결합된 결과이다.[60]

8. 반온실 효과

타이탄의 온도는 타이탄 대기의 압력 유도 불투명도에 의한 적외선 흡수로 인한 강력한 온실 효과로 인해 흑체 온도보다 상승한다. 그러나 온실 효과에 의한 온난화는 폴락이 명명한 반온실 효과[61][62]에 의해 다소 감소한다. 반온실 효과는 표면에 도달하기 전에 입사하는 태양 에너지를 일부 흡수하여 메탄의 양이 적을 경우보다 더 낮은 표면 온도를 유발한다. 온실 효과는 표면 온도를 21 K 증가시키지만, 반온실 효과는 이 효과의 절반을 상쇄하여[62] 12 K 증가로 감소시킨다.[61]

지구[63]와 타이탄[64]의 대기 온도 프로파일을 비교하면 뚜렷한 대조를 보인다. 지구에서는 일반적으로 표면에서 80~60km 고도가 낮아질수록 온도가 상승한다. 반면 타이탄의 온도 프로파일은 동일한 고도 범위에서 감소를 보인다. 이러한 차이는 지구와 타이탄의 대기에서 각각 온실 효과와 반온실 효과의 상이한 영향 때문이다.

9. 대기 진화

타이탄의 대기 존재는 1903년 스페인 천문학자 호세프 코마스 이 솔라가 타이탄의 뚜렷한 주연 어둡기를 관찰하면서 처음 의심되었다.[9] 1944년 네덜란드 천문학자 제라드 카이퍼는 분광법을 사용하여 대기 분압을 추정했고, 메탄의 분압은 약 100밀리바(10kPa)로 추정되었다.[10] 그러나 1970년대의 후속 관측에서는 카이퍼의 수치가 과소평가되었음이 밝혀졌다. 타이탄 대기 중의 메탄 농도는 10배 더 높았고, 표면 압력은 그가 예측한 것의 최소 두 배였다.[11] 1980년, ''보이저 1호''는 타이탄 대기에 대한 상세한 관측을 수행하여 표면 압력이 지구의 1.5배(지구의 약 1.48배)보다 높다는 것을 밝혀냈다.[12]

타이탄 대기의 헤이즈 층의 실제 색상 이미지


''카시니-호이겐스''는 타이탄 대기의 동위원소 농도를 통해 대기 중 질소가 초기 토성을 형성한 물질이 아닌, 혜성과 관련된 오르트 구름의 물질에서 기원했음을 보여주었다.[13] 또한 타이탄에서는 다환 방향족 탄화수소,[15][4] 프로필렌,[16] 메탄[17][18] 등 복잡한 유기 화합물이 생성될 수 있음이 밝혀졌다.[14]

NASA의 ''드래곤플라이'' 임무는 2034년 타이탄에 대형 공중 차량을 착륙시킬 계획이다.[19] 이 임무는 타이탄의 행성 거주 가능성 및 여러 위치에서의 전생명 화학을 연구할 것이다.[20]

타이탄의 짙은 대기 유지는 수수께끼인데, 구조적으로 유사한 목성의 위성인 가니메데와 칼리스토의 대기는 미미하기 때문이다.

카시니가 촬영한 타이탄 대기의 층


현재 대기 손실은 주로 낮은 중력[70]과 태양풍[71]에 의한 것이며, 광분해가 이를 돕는다. 타이탄의 초기 대기 손실은 14N–15N 동위원소 비를 사용하여 추정할 수 있는데, 가벼운 14N이 광분해와 가열 하에서 상층 대기에서 우선적으로 손실되기 때문이다. N2는 타이탄 대기의 주요 성분(98%)이므로,[72] 동위원소 비는 지질학적 시간 동안 대기의 많은 부분이 손실되었음을 시사한다. 그럼에도 불구하고 표면의 대기압은 지구보다 거의 1.5배나 높은데, 이는 지구나 화성보다 비례적으로 더 큰 휘발성 물질을 가지고 시작했기 때문이다.[68] 대부분의 대기 손실은 강착 후 5천만 년 이내에 발생했을 가능성이 있는데, 대기의 큰 부분을 함께 운반하는 가벼운 원자의 매우 격렬한 탈출(유체역학적 탈출) 때문이다.[71]

칼리스토와 가니메데는 타이탄과 구조적으로 유사하지만, 타이탄에 비해 대기가 미미한 이유는 불분명하다. 타이탄의 N2가 강착되고 탈가스화된 NH3의 지질학적으로 오래된 광분해를 통해 생성된 것이, 강착 클라트레이트로부터 N2의 탈가스화와는 반대로, 정확한 추론의 열쇠가 될 수 있다. N2가 클라트레이트로부터 방출되었다면 태양계의 불활성 기체인 36Ar과 38Ar 원시 동위원소도 대기에 존재해야 하지만, 어느 것도 상당한 양으로 감지되지 않았다.[73]

또 다른 설명은 혜성 충돌이 목성의 더 높은 중력장으로 인해 칼리스토와 가니메데에서 타이탄보다 더 많은 에너지를 방출한다는 것이다. 그러나 타이탄 대기의 2H–1H (즉, D-H) 비율은 2.3±0.5×10-4이며,[73] 이는 혜성의 비율보다 거의 1.5배 낮다.[72] 이러한 차이는 혜성 물질이 타이탄 대기의 주요 기여원일 가능성이 낮다는 것을 시사한다.[7][75] 타이탄 대기에는 또한 일산화 탄소보다 천 배 이상 많은 메탄이 포함되어 있는데, 이는 혜성이 메탄보다 일산화 탄소로 구성되어 있기 때문에 혜성 물질이 기여할 가능성이 낮다는 생각을 뒷받침한다.


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