বিষয়বস্তুতে চলুন

টাইটানের বায়ুমণ্ডল

উইকিপিডিয়া, মুক্ত বিশ্বকোষ থেকে

এই নিবন্ধ থেকে {{Short description}} সরান। এটি বাংলা উইকিপিডিয়ায় কাজ করবে না।

টেমপ্লেট:AstronomicalAtmosphere

টাইটানের বায়ুমণ্ডল হলো শনির বৃহত্তম উপগ্রহ টাইটান-কে ঘিরে থাকা ঘন গ্যাসের স্তর। টাইটান হলো সৌরজগতের একমাত্র প্রাকৃতিক উপগ্রহ যার পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল-এর চেয়ে ঘন বায়ুমণ্ডল রয়েছে এবং এটি দুটি উপগ্রহের মধ্যে একটি যার বায়ুমণ্ডল এত ঘন যে এতে আবহাওয়া প্রক্রিয়া চলে (অন্যটি হলো ট্রাইটনের বায়ুমণ্ডল)।[১] টাইটানের নিম্ন বায়ুমণ্ডল প্রধানত নাইট্রোজেন (৯৪.২%), মিথেন (৫.৬৫%) এবং হাইড্রোজেন (০.০৯৯%) দিয়ে গঠিত।[২] এছাড়া অন্যান্য হাইড্রোকার্বনের অল্প পরিমাণ রয়েছে, যেমন ইথেন, ডায়াসিটিলিন, মিথাইলাসিটিলিন, অ্যাসিটিলিন, প্রোপেন, PAHs[৩] এবং অন্যান্য গ্যাস যেমন সায়ানোঅ্যাসিটিলিন, হাইড্রোজেন সায়ানাইড, কার্বন ডাইঅক্সাইড, কার্বন মনোক্সাইড, সায়ানোজেন, অ্যাসিটোনিট্রাইল, আর্গন এবং হিলিয়াম।[৪] নাইট্রোজেন আইসোটোপ অনুপাতের গবেষণায় দেখা গেছে যে অ্যাসিটোনিট্রাইল-এর পরিমাণ হাইড্রোজেন সায়ানাইড এবং সায়ানোঅ্যাসিটিলিন-এর চেয়ে বেশি হতে পারে।[৫] পৃষ্ঠের চাপ পৃথিবীর তুলনায় প্রায় ৫০% বেশি, ১.৫ বার (১৪৭ kPa)।[৬] এই চাপ মিথেনের ত্রিপল বিন্দু-র চেয়ে বেশি, যার ফলে বায়ুমণ্ডলে গ্যাসীয় মিথেনের পাশাপাশি পৃষ্ঠে তরল মিথেন থাকতে পারে।[৭] মহাকাশ থেকে দেখা কমলা রঙ অন্যান্য জটিল রাসায়নিক পদার্থের অল্প পরিমাণের কারণে, সম্ভবত থোলিনস, টার-জাতীয় জৈব অবক্ষেপ।[৮]

পর্যবেক্ষণের ইতিহাস

[সম্পাদনা]

উল্লেখযোগ্য বায়ুমণ্ডলের অস্তিত্ব প্রথম সন্দেহ করেন স্প্যানিশ জ্যোতির্বিজ্ঞানী জোসেপ কোমাস ই সোলা, যিনি ১৯০৩ সালে বার্সেলোনা-র ফাব্রা মানমন্দির থেকে টাইটানে স্পষ্ট লিম্ব ডার্কেনিং পর্যবেক্ষণ করেন।[৯] এই পর্যবেক্ষণ ১৯৪৪ সালে ডাচ জ্যোতির্বিজ্ঞানী জেরার্ড পি. কুইপার স্পেকট্রোস্কোপিক কৌশল ব্যবহার করে নিশ্চিত করেন, যা মিথেনের আংশিক চাপ প্রায় ১০০ মিলিবার (১০ kPa) অনুমান করে।[১০] ১৯৭০-এর দশকে পরবর্তী পর্যবেক্ষণে দেখা যায় কুইপারের অনুমান অনেক কম ছিল; টাইটানের বায়ুমণ্ডলে মিথেনের পরিমাণ দশ গুণ বেশি এবং পৃষ্ঠের চাপ তার অনুমানের অন্তত দ্বিগুণ। উচ্চ পৃষ্ঠের চাপের কারণে মিথেন বায়ুমণ্ডলের শুধুমাত্র অল্প অংশ গঠন করতে পারে।[১১] ১৯৮০ সালে ভয়েজার ১ টাইটানের বায়ুমণ্ডলের প্রথম বিস্তারিত পর্যবেক্ষণ করে, যা দেখায় পৃষ্ঠের চাপ পৃথিবীর চেয়ে বেশি, ১.৫ বার (পৃথিবীর প্রায় ১.৪৮ গুণ)।[১২]

NASA/ESA-এর যৌথ ক্যাসিনি-হাইগেন্স মিশন ২০০৪ সালের ১ জুলাই থেকে কক্ষপথে প্রবেশ করে টাইটান এবং শনি পদ্ধতি সম্পর্কে প্রচুর তথ্য সরবরাহ করে। নির্ধারিত হয় যে টাইটানের বায়ুমণ্ডলের আইসোটোপিক প্রাচুর্য প্রমাণ করে যে বায়ুমণ্ডলের প্রচুর নাইট্রোজেন ওর্ট মেঘ-এর উপাদান থেকে এসেছে, যা ধূমকেতু-র সাথে যুক্ত, শনির গঠনের সময়ের উপাদান থেকে নয়।[১৩] নির্ধারিত হয় যে টাইটানে জটিল জৈব রাসায়নিক উৎপন্ন হতে পারে,[১৪] যার মধ্যে পলিসাইক্লিক অ্যারোম্যাটিক হাইড্রোকার্বন,[১৫][৩] প্রোপিলিন,[১৬] এবং মিথেন।[১৭][১৮]

NASA-এর ড্রাগনফ্লাই মিশন ২০৩৪ সালে টাইটানে একটি বড় আকাশযান অবতরণ করার পরিকল্পনা করছে।[১৯] এই মিশন টাইটানের বিভিন্ন স্থানে বাসযোগ্যতা এবং প্রাক-জৈব রসায়ন অধ্যয়ন করবে।[২০] ড্রোন-জাতীয় এই যান ভূতাত্ত্বিক প্রক্রিয়া এবং পৃষ্ঠ ও বায়ুমণ্ডলের গঠন পরিমাপ করবে।[২১]

সারাংশ

[সম্পাদনা]
টাইটানের বায়ুমণ্ডলের প্রোফাইল পৃথিবীর সাথে তুলনা।
টাইটানের নিম্ন বায়ুমণ্ডলের সিস্টেম।

ভয়েজার মহাকাশযানের পর্যবেক্ষণ থেকে দেখা গেছে টাইটানের বায়ুমণ্ডল পৃথিবীর চেয়ে ঘন, পৃষ্ঠের চাপ প্রায় ১.৪৮ গুণ বেশি।[১২] টাইটানের বায়ুমণ্ডলের ভর আনুমানিক ৯.১×১০১৮ কেজি, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের প্রায় দ্বিগুণ।[২২] এটি এমন ঘন ধোঁয়াশার স্তর সমর্থন করে যা সূর্য এবং অন্যান্য উৎস থেকে আসা অধিকাংশ দৃশ্যমান আলো ব্লক করে এবং টাইটানের পৃষ্ঠের বৈশিষ্ট্য অস্পষ্ট করে দেয়। বায়ুমণ্ডল এত ঘন এবং মাধ্যাকর্ষণ এত কম যে মানুষ বাহুতে সংযুক্ত "ডানা" ঝাপটিয়ে এর মধ্য দিয়ে উড়তে পারে।[২৩] টাইটানের কম মাধ্যাকর্ষণের কারণে এর বায়ুমণ্ডল পৃথিবীর চেয়ে অনেক বেশি বিস্তৃত; ৯৭৫ কিমি দূরত্বেও ক্যাসিনি মহাকাশযানকে বায়ুমণ্ডলীয় টানের বিরুদ্ধে স্থিতিশীল কক্ষপথ বজায় রাখতে সামঞ্জস্য করতে হয়েছিল।[২৪] টাইটানের বায়ুমণ্ডল অনেক তরঙ্গদৈর্ঘ্য-এ অস্বচ্ছ এবং বাইরে থেকে পৃষ্ঠের সম্পূর্ণ প্রতিফলন বর্ণালী পাওয়া অসম্ভব।[২৫] ২০০৪ সালে ক্যাসিনি-হাইগেন্স-এর আগমনের আগ পর্যন্ত টাইটানের পৃষ্ঠের প্রথম সরাসরি চিত্র পাওয়া যায়নি। হাইগেন্স প্রোব অবতরণের সময় সূর্যের দিক নির্ধারণ করতে পারেনি এবং পৃষ্ঠ থেকে চিত্র নিতে পারলেও হাইগেন্স দল এই প্রক্রিয়াকে "সন্ধ্যায় অ্যাসফল্ট পার্কিং লটের ছবি তোলার" সাথে তুলনা করেছিল।[২৬]

উল্লম্ব গঠন

[সম্পাদনা]
টাইটানের বায়ুমণ্ডলের চিত্র
টাইটানের বায়ুমণ্ডলের চিত্র
টাইটানের বায়ুমণ্ডলের চিত্র

টাইটানের উল্লম্ব বায়ুমণ্ডলীয় গঠন পৃথিবীর মতো। উভয়েরই ট্রপোস্ফিয়ার, স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার, মেসোস্ফিয়ার এবং থার্মোস্ফিয়ার রয়েছে। তবে টাইটানের কম পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণের কারণে বায়ুমণ্ডল অনেক বেশি বিস্তৃত, স্কেল উচ্চতা ১৫–৫০ কিমি (৯.৩–৩১.১ মা) পৃথিবীর ৫–৮ কিমি (৩.১–৫.০ মা)-এর তুলনায়।[৭] ভয়েজার তথ্য, হাইগেন্স এবং রেডিয়েটিভ-কনভেকটিভ মডেলের তথ্যের সাথে মিলিয়ে টাইটানের বায়ুমণ্ডলীয় গঠন সম্পর্কে বোঝা বেড়েছে।[২৭]

  • ট্রপোস্ফিয়ার: এই স্তরে টাইটানের বেশিরভাগ আবহাওয়া ঘটে। যেহেতু মিথেন উচ্চ উচ্চতায় টাইটানের বায়ুমণ্ডল থেকে ঘনীভূত হয়, তাই ট্রপোপজ-এর নিচে ৩২ কিমি (২০ মা) উচ্চতায় এর প্রাচুর্য বাড়ে, ৮ কিমি (৫.০ মা) থেকে পৃষ্ঠ পর্যন্ত ৪.৯%-এ স্থির হয়।[২৮][২৯] মিথেন বৃষ্টি, ধোঁয়াশা বৃষ্টিপাত এবং পরিবর্তনশীল মেঘ স্তর ট্রপোস্ফিয়ারে পাওয়া যায়।
  • স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার: স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার-এ বায়ুমণ্ডলের গঠন ৯৮.৪% নাইট্রোজেন—সৌরজগতে পৃথিবী ছাড়া একমাত্র ঘন নাইট্রোজেন-সমৃদ্ধ বায়ুমণ্ডল—বাকি ১.৬% প্রধানত মিথেন (১.৪%) এবং হাইড্রোজেন (০.১–০.২%)।[২৮] প্রধান থোলিন ধোঁয়াশার স্তর স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে প্রায় ১০০–২১০ কিমি (৬২–১৩০ মা) উচ্চতায় অবস্থিত। এই স্তরে ধোঁয়াশার কারণে স্বল্প-তরঙ্গ থেকে অবলোহিত অস্বচ্ছতার উচ্চ অনুপাতের কারণে তীব্র তাপমাত্রা উল্টোপাল্টা (ইনভার্সন) ঘটে।[২]
  • মেসোস্ফিয়ার: ৪৫০–৫০০ কিমি (২৮০–৩১০ মা) উচ্চতায় মেসোস্ফিয়ার-এর মধ্যে একটি বিচ্ছিন্ন ধোঁয়াশার স্তর পাওয়া যায়। এই স্তরের তাপমাত্রা থার্মোস্ফিয়ার-এর মতো কারণ হাইড্রোজেন সায়ানাইড (HCN) লাইনের শীতলতার কারণে।[৩০]
  • থার্মোস্ফিয়ার: কণা উৎপাদন থার্মোস্ফিয়ার-এ শুরু হয়।[৭] ভারী আয়ন এবং কণা খুঁজে পাওয়া ও পরিমাপের পর এই সিদ্ধান্তে পৌঁছানো হয়। এটি ক্যাসিনি-এর টাইটানের বায়ুমণ্ডলে সবচেয়ে কাছাকাছি অবস্থানও ছিল।
  • আয়নোস্ফিয়ার: টাইটানের আয়নোস্ফিয়ার পৃথিবীর চেয়ে জটিল, প্রধান আয়নোস্ফিয়ার ১,২০০ কিমি (৭৫০ মা) উচ্চতায় কিন্তু ৬৩ কিমি (৩৯ মা) উচ্চতায় চার্জযুক্ত কণার অতিরিক্ত স্তর রয়েছে। এটি টাইটানের বায়ুমণ্ডলকে কিছুটা দুটি পৃথক রেডিও-রেজোনেটিং চেম্বারে বিভক্ত করে। ক্যাসিনি-হাইগেন্স দ্বারা সনাক্ত করা টাইটানে প্রাকৃতিক অত্যন্ত-নিম্ন-কম্পাঙ্ক (ELF) তরঙ্গের উৎস অস্পষ্ট কারণ এখানে বজ্রপাতের কার্যকলাপ বলে মনে হয় না। টাইটানের আয়নোস্ফিয়ারের প্রধান উৎস হলো সৌর বিকিরণ, শনির ম্যাগনেটোস্ফিয়ারের ইলেকট্রন ও আয়ন (, , ), ম্যাগনেটিক ফিল্ড লাইন বরাবর ভেসে যাওয়া, এবং গ্যালাকটিক কসমিক রশ্মি (আরও বিস্তারিত দেখুন[৩১] )।

বায়ুমণ্ডলীয় গঠন ও রসায়ন

[সম্পাদনা]
টাইটানের উচ্চ বায়ুমণ্ডলে থোলিন গঠনের রাসায়নিক প্রক্রিয়া।

টাইটানের বায়ুমণ্ডলীয় রসায়ন বৈচিত্র্যময় এবং জটিল। বায়ুমণ্ডলের প্রতিটি স্তরে অনন্য রাসায়নিক মিথস্ক্রিয়া ঘটে এবং এগুলো অন্যান্য উপ-স্তরের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে। উদাহরণস্বরূপ, হাইড্রোকার্বনগুলো টাইটানের উচ্চ বায়ুমণ্ডলে সূর্যের অতিবেগুনী রশ্মি দ্বারা মিথেন ভাঙার ফলে গঠিত হয় বলে মনে করা হয়, যা ঘন কমলা ধোঁয়াশা তৈরি করে।[৩২] নিচের সারণিতে টাইটানের বায়ুমণ্ডলে সবচেয়ে প্রচুর ফটোকেমিক্যালি উৎপন্ন অণুগুলোর উৎপাদন ও ক্ষয় প্রক্রিয়া তুলে ধরা হয়েছে।[৭]

টাইটানের বায়ুমণ্ডলে রসায়ন
অণু উৎপাদন ক্ষয়
হাইড্রোজেন মিথেন ফটোলাইসিস পলায়ন
কার্বন মনোক্সাইড পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{O + CH3→H2CO + H}}
পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{H2CO + hν→CO + H2/2H}} 		পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CO + OH→CO2 + H}}
ইথেন পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{2CH3 + M→C2H6 + M}} ঘনীভবন
অ্যাসিটিলিন পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{C2H + CH4→C2H2 + CH3}} পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{C2H2 + hν→C2H + H}}
ঘনীভবন
প্রোপেন পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CH3 + C2H5 + M→C3H8 + M}} ঘনীভবন
ইথিলিন পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CH + CH4→C2H4 + H}}
পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CH2 + CH3→C2H4 + H}} 		পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{C2H4 + hν→C2H2 + H2/2H}}
হাইড্রোজেন সায়ানাইড পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{N + CH3→H2CN + H}}
পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{H2CN + H→HCN + H2}} 		ঘনীভবন
কার্বন ডাইঅক্সাইড পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CO + OH→CO2 + H}} ঘনীভবন
মিথাইলাসিটিলিন পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CH + C2H4→CH3CCH + H}} পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{CH3CCH + hν→C3H3 + H}}
পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{H + CH3CCH→C3H5}}
ডায়াসিটিলিন পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{C2H + C2H2→C4H2 + H}} পার্স করতে ব্যর্থ (পার্স করতে ব্যর্থ): {\displaystyle \ce{C4H2 + hν→C4H + H}}
টাইটানের উত্তর মেরুর উপর মিথ্যা রঙে চিত্রিত একটি মেঘ।

চৌম্বক ক্ষেত্র

[সম্পাদনা]

টাইটানের অভ্যন্তরীণ চৌম্বক ক্ষেত্র নগণ্য, এমনকি সম্ভবত অস্তিত্বহীন। তবে ২০০৮ সালের গবেষণায় দেখা গেছে যে টাইটান শনির চৌম্বক ক্ষেত্রের অবশিষ্টাংশ ধরে রাখে যখন এটি সংক্ষিপ্ত সময়ের জন্য শনির চৌম্বকমণ্ডল-এর বাইরে চলে যায় এবং সরাসরি সৌর বায়ু-র সংস্পর্শে আসে।[৩৩][৩৪] এটি বায়ুমণ্ডলের উপরের অংশ থেকে কিছু অণুকে আয়ন করে বহন করে নিয়ে যেতে পারে। একটি আকর্ষণীয় উদাহরণ হলো করোনাল ম্যাস ইজেকশন-এর প্রভাব শনির চৌম্বকমণ্ডলে পড়ে, যার ফলে টাইটানের কক্ষপথ ম্যাগনেটোশিথে শকড সৌর বায়ুর সংস্পর্শে আসে। এতে কণা বৃষ্টিপাত বৃদ্ধি পায় এবং টাইটানের আয়নোস্ফিয়ারে অত্যধিক ইলেকট্রন ঘনত্ব গঠিত হয়।[৩৫] টাইটানের কক্ষপথ শনির কেন্দ্র থেকে ২০.৩ শনি ব্যাসার্ধ দূরে হওয়ায় এটি মাঝে মাঝে শনির চৌম্বকমণ্ডল-এর মধ্যে থাকে। তবে শনির আবর্তন কাল (১০.৭ ঘণ্টা) এবং টাইটানের কক্ষীয় কাল (১৫.৯৫ দিন)-এর পার্থক্যের কারণে শনির চৌম্বকীয় প্লাজমা এবং টাইটানের মধ্যে প্রায় ১০০ কিমি/স আপেক্ষিক বেগ সৃষ্টি হয়।[৩৪] এটি বায়ুমণ্ডলীয় ক্ষয়কে তীব্রতর করতে পারে, সৌর বায়ু থেকে বায়ুমণ্ডলকে রক্ষা করার পরিবর্তে।[৩৬]

আয়নোস্ফিয়ারের রসায়ন

[সম্পাদনা]

২০০৭ সালের নভেম্বরে বিজ্ঞানীরা টাইটানের আয়নোস্ফিয়ারে হাইড্রোজেনের তুলনায় প্রায় ১৩,৮০০ গুণ ভারী নেগেটিভ আয়নের প্রমাণ পান, যেগুলো নিচের অঞ্চলে পড়ে কমলা ধোঁয়াশা গঠন করে যা টাইটানের পৃষ্ঠকে অস্পষ্ট করে।[৩৭] ছোট নেগেটিভ আয়নগুলোকে লিনিয়ার কার্বন চেইন অ্যানায়ন হিসেবে চিহ্নিত করা হয়েছে, আর বড় অণুগুলোতে আরও জটিল গঠনের প্রমাণ রয়েছে, সম্ভবত বেনজিন থেকে উদ্ভূত।[৩৮] এই নেগেটিভ আয়নগুলো জটিল অণু গঠনে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে বলে মনে করা হয়, যেগুলো থোলিনস হতে পারে এবং পলিসাইক্লিক অ্যারোম্যাটিক হাইড্রোকার্বন, সায়ানোপলিআইন এবং তাদের ডেরিভেটিভের ভিত্তি হতে পারে। আশ্চর্যজনকভাবে, এ ধরনের নেগেটিভ আয়ন সৌরজগতের বাইরে আণবিক মেঘে বড় জৈব অণু উৎপাদন বাড়ায় বলে আগে দেখা গেছে,[৩৯] যা টাইটানের নেগেটিভ আয়নের সম্ভাব্য ব্যাপক প্রাসঙ্গিকতা তুলে ধরে।[৪০]

টাইটানের দক্ষিণ মেরু ভর্টেক্স—একটি ঘূর্ণায়মান HCN বরফ মেঘ (২৯ নভেম্বর ২০১২)।

বায়ুমণ্ডলীয় সঞ্চালন

[সম্পাদনা]

টাইটানের আবর্তনের দিকে (পশ্চিম থেকে পূর্বে) বায়ু প্রবাহের একটি ধরণ লক্ষ্য করা গেছে। এছাড়া বায়ুমণ্ডলীয় সঞ্চালনে ঋতুগত পরিবর্তনও সনাক্ত হয়েছে। ২০০৪ সালে ক্যাসিনি-এর বায়ুমণ্ডল পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে টাইটান একটি "সুপার রোটেটর", শুক্র-এর মতো, যার বায়ুমণ্ডল পৃষ্ঠের চেয়ে অনেক দ্রুত আবর্তন করে।[৪১] বায়ুমণ্ডলীয় সঞ্চালন একটি বড় হ্যাডলি সেল-এর মাধ্যমে ব্যাখ্যা করা হয় যা মেরু থেকে মেরু পর্যন্ত চলে।[২]

মিথেন চক্র

[সম্পাদনা]
টাইটানের মেঘ
মেঘ (৪ নভেম্বর ২০২২)
মেঘ (৬ নভেম্বর ২০২২)

পৃথিবীর জলচক্র-এর মতো টাইটানে একটি মিথেন চক্র রয়েছে।[৪২][৪৩] এই মিথেন চক্র পৃথিবীর মতো পৃষ্ঠের গঠন তৈরি করে। মিথেন ও ইথেনের হ্রদ টাইটানের মেরু অঞ্চলে পাওয়া যায়। মিথেন বায়ুমণ্ডলে মেঘে ঘনীভূত হয় এবং তারপর পৃষ্ঠে বৃষ্টি হয়। এই তরল মিথেন হ্রদে প্রবাহিত হয়। হ্রদের কিছু মিথেন সময়ের সাথে বাষ্পীভূত হয়ে বায়ুমণ্ডলে মেঘ তৈরি করে এবং প্রক্রিয়াটি আবার শুরু হয়। তবে থার্মোস্ফিয়ারে মিথেন হারিয়ে যাওয়ায় বায়ুমণ্ডলীয় মিথেন পুনরায় পূরণের জন্য একটি উৎস থাকতে হবে।[৪৩] সূর্যের শক্তি ৫০ মিলিয়ন বছরের মধ্যে টাইটানের বায়ুমণ্ডলের সব মিথেনকে জটিল হাইড্রোকার্বনে রূপান্তর করতে পারত—যা সৌরজগতের বয়সের তুলনায় অল্প সময়। এটি ইঙ্গিত দেয় যে মিথেন টাইটানের অভ্যন্তরে বা পৃষ্ঠে কোনো জলাধার থেকে পুনরায় সরবরাহ হচ্ছে। টাইটানের বেশিরভাগ মিথেন বায়ুমণ্ডলে রয়েছে। মিথেন ট্রপোপজের কোল্ড ট্র্যাপের মাধ্যমে পরিবহন হয়।[৪৪] তাই বায়ুমণ্ডলে মিথেনের সঞ্চালন অন্যান্য স্তরের বিকিরণ ভারসাম্য এবং রসায়নকে প্রভাবিত করে। যদি টাইটানে মিথেনের কোনো জলাধার থাকে, তবে এই চক্র ভূতাত্ত্বিক সময়সীমায় স্থিতিশীল থাকবে।[৭]

টাইটানের বায়ুমণ্ডলে ট্রেস জৈব গ্যাস—HNC (বামে) এবং HC3N (ডানে)।

২০২২ সালের ১ ডিসেম্বর জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ ব্যবহার করে টাইটানের উপর দিয়ে সম্ভবত মিথেন দিয়ে তৈরি মেঘ চলাচল করতে দেখেন।[৪৫][৪৬]

টাইটানের মেরু মেঘ, মিথেন দিয়ে তৈরি (বামে) পৃথিবীর মেরু মেঘ-এর সাথে তুলনা (ডানে)।

দিনের আকাশ এবং সন্ধ্যা/ভোর (সূর্যোদয়/সূর্যাস্ত)

[সম্পাদনা]
টাইটানে একটি রৌদ্রোজ্জ্বল দিনের আকাশ উজ্জ্বলতা মডেল।[৪৭] সূর্য দুপুর থেকে সন্ধ্যার পর পর্যন্ত তিনটি তরঙ্গদৈর্ঘ্যে (৫ মাইক্রন, নিয়ার-ইনফ্রারেড (১-২ মাইক্রন), এবং দৃশ্যমান) অস্ত যাচ্ছে। প্রতিটি চিত্র টাইটানের পৃষ্ঠ থেকে আকাশের "রোল-আউট" সংস্করণ দেখায়। বাম দিকে সূর্য এবং ডান দিকে সূর্যের বিপরীত দিক। চিত্রের উপরের এবং নিচের অংশ যথাক্রমে জেনিথ এবং দিগন্ত। সৌর জেনিথ কোণ সূর্য এবং জেনিথের মধ্যবর্তী কোণ (০°), যেখানে ৯০° হলে সূর্য দিগন্তে পৌঁছায়।
টাইটানের পিছনে শনি অস্ত যাচ্ছে।

টাইটান সূর্য থেকে অনেক দূরে (~১০ AU) এবং এর বায়ুমণ্ডলে জটিল ধোঁয়াশার স্তর থাকায় আকাশের উজ্জ্বলতা এবং দৃশ্যমানতা পৃথিবী ও মঙ্গলের থেকে বেশ ভিন্ন। আকাশ উজ্জ্বলতা মডেল ভিডিওগুলো রেডিয়েটিভ ট্রান্সফার মডেলের ভিত্তিতে টাইটানের পৃষ্ঠে একটি সাধারণ রৌদ্রোজ্জ্বল দিন কেমন হতে পারে তা দেখায়।[৪৭]

দৃশ্যমান আলোতে দেখা মহাকাশচারীদের জন্য দিনের আকাশ গাঢ় কমলা রঙের এবং সব দিকে একরকম মনে হয় উচ্চ উচ্চতার ধোঁয়াশার স্তরে মি স্ক্যাটারিং-এর কারণে।[৪৭] দিনের আকাশ পৃথিবীর দুপুরের তুলনায় ~১০০–১০০০ গুণ কম উজ্জ্বল, যা ঘন ধোঁয়াশা বা ঘন ধোঁয়া-র মতো দৃশ্যের অনুরূপ।[৪৭] টাইটানে সূর্যাস্ত "অনুপ্রেরণাহীন ঘটনা" হিসেবে প্রত্যাশিত, যেখানে সূর্য আকাশের মাঝামাঝি (~৫০° দিগন্তের উপরে) অদৃশ্য হয়ে যায় কোনো রঙের স্পষ্ট পরিবর্তন ছাড়াই।[৪৭] এরপর আকাশ ধীরে ধীরে অন্ধকার হয়ে রাতে পৌঁছায়। তবে সূর্যাস্তের পর ১ পৃথিবী দিন পর্যন্ত পৃষ্ঠ পূর্ণিমা-র মতো উজ্জ্বল থাকে বলে আশা করা হয়।[৪৭]

নিয়ার-ইনফ্রারেড আলোতে সূর্যাস্ত মঙ্গল গ্রহের সূর্যাস্ত বা ধূলিময় মরুভূমির সূর্যাস্তের মতো।[৪৭] দীর্ঘ ইনফ্রারেড তরঙ্গদৈর্ঘ্যে মি স্ক্যাটারিং-এর প্রভাব কম, যার ফলে আরও রঙিন ও পরিবর্তনশীল আকাশের অবস্থা সম্ভব। দিনের বেলা সূর্যের একটি লক্ষণীয় সৌর করোনা থাকে যা দুপুর থেকে বিকেল পর্যন্ত সাদা থেকে "লাল"-এ রূপান্তরিত হয়।[৪৭] বিকেলের আকাশ উজ্জ্বলতা পৃথিবীর তুলনায় ~১০০ গুণ কম।[৪৭] সন্ধ্যার সময় সূর্য দিগন্তের কাছাকাছি অদৃশ্য হয়ে যায়। টাইটানের বায়ুমণ্ডলের অপটিক্যাল গভীরতা ৫ মাইক্রন-এ সর্বনিম্ন।[৪৮] তাই ৫ মাইক্রন-এ সূর্য দিগন্তের নিচে থাকলেও বায়ুমণ্ডলীয় প্রতিসরণ-এর কারণে দৃশ্যমান হতে পারে। মঙ্গল রোভার থেকে মঙ্গলের সূর্যাস্তের চিত্রের মতো, ধোঁয়াশা বা উচ্চ উচ্চতার ধূলিকণার স্ক্যাটারিং-এর কারণে সূর্যের উপরে ফ্যান-জাতীয় করোনা গঠিত হয়।[৪৭]

শনি-র ক্ষেত্রে, টাইটানের কক্ষপথ জোয়ারে আবদ্ধ হওয়ায় শনি আকাশে প্রায় স্থির থাকে। তবে কক্ষীয় উৎকেন্দ্রতা-র কারণে এক টাইটান বছরে ৩° পূর্ব-পশ্চিম গতি রয়েছে, পৃথিবীর অ্যানালেমা-র মতো।[৪৯] শনি থেকে প্রতিফলিত সূর্যালোক, শনিশাইন, টাইটানের পৃষ্ঠে সৌর বিকিরণের তুলনায় প্রায় ১০০০ গুণ দুর্বল।[৪৯] দিনের বেলা উজ্জ্বল সূর্যের কারণে শনির রূপরেখা ঢাকা পড়ে। রাতে শনি দৃশ্যমান হতে পারে, তবে শুধু ৫ মাইক্রন তরঙ্গদৈর্ঘ্যে। এর কারণ দুটি: ৫ মাইক্রন-এ টাইটানের বায়ুমণ্ডলের অপটিক্যাল গভীরতা কম[৪৮][৫০] এবং শনির রাতের দিক থেকে শক্তিশালী ৫ মাইক্রন নির্গমন।[৫১] দৃশ্যমান আলোতে শনি টাইটানের শনি-মুখী দিকের আকাশকে সামান্য উজ্জ্বল করে, পৃথিবীতে মেঘলা রাতে পূর্ণিমা-র মতো।[৪৭][৪৯] শনির বলয় টাইটানের কক্ষপথের সমতল এবং বলয়ের সমতলের সারিবদ্ধতার কারণে দৃশ্যমান হয় না।[৪৯] শনি ফেজ দেখায়, পৃথিবীতে শুক্রের ফেজ-এর মতো, যা রাতে টাইটানের পৃষ্ঠকে আংশিক আলোকিত করে, গ্রহণ ছাড়া।[৪৯]

মহাকাশ থেকে দেখা ক্যাসিনি-এর নিয়ার-ইনফ্রারেড থেকে অতিবেগুনী তরঙ্গদৈর্ঘ্যের চিত্রে দেখা গেছে যে সন্ধ্যাকালীন সময়ে (ফেজ কোণ > ১৫০°) দিনের চেয়ে উজ্জ্বল।[৫২] এই পর্যবেক্ষণ ঘন বায়ুমণ্ডলযুক্ত অন্য কোনো গ্রহীয় বস্তুতে দেখা যায়নি।[৫২] টাইটানের সন্ধ্যা দিনকে ছাড়িয়ে যাওয়ার কারণ হলো টাইটানের বায়ুমণ্ডল পৃষ্ঠ থেকে শত শত কিলোমিটার উপরে বিস্তৃত এবং ধোঁয়াশায় তীব্র ফরওয়ার্ড মি স্ক্যাটারিং।[৫২] রেডিয়েটিভ ট্রান্সফার মডেল এই প্রভাব পুনরুৎপাদন করতে পারেনি।[৪৭]

অ্যান্টি-গ্রিনহাউস প্রভাব

[সম্পাদনা]

টাইটানের তাপমাত্রা ব্ল্যাকবডি তাপমাত্রার চেয়ে বেশি বৃদ্ধি পায় গ্রিনহাউস প্রভাব-এর কারণে, যা টাইটানের বায়ুমণ্ডলের চাপ-প্ররোচিত অস্বচ্ছতার কারণে অবলোহিত শোষণের ফলে ঘটে। কিন্তু এই গ্রিনহাউস উষ্ণতা কিছুটা কমে যায় অ্যান্টি-গ্রিনহাউস প্রভাব নামে একটি প্রভাবের কারণে, যা পোলাক কর্তৃক চিহ্নিত করা হয়েছে।[৫৩][৫৪] এই প্রভাব কিছু আগত সৌর শক্তিকে পৃষ্ঠে পৌঁছানোর আগেই শোষণ করে, যার ফলে মিথেন কম থাকলে পৃষ্ঠের তাপমাত্রা যতটা বাড়ত তার চেয়ে কম বাড়ে। গ্রিনহাউস প্রভাব পৃষ্ঠের তাপমাত্রা ২১ কেলভিন বাড়ায়, কিন্তু অ্যান্টি-গ্রিনহাউস প্রভাব এর অর্ধেক কমিয়ে দেয়,[৫৪] যার ফলে শুধু ১২ কেলভিন বৃদ্ধি ঘটে।[৫৩]

বায়ুমণ্ডলের বিবর্তন

[সম্পাদনা]

টাইটানে ঘন বায়ুমণ্ডলের অস্তিত্ব রহস্যময় ছিল, কারণ গঠনগতভাবে অনুরূপ জুপিটারের উপগ্রহ গ্যানিমিড এবং ক্যালিস্টো-র বায়ুমণ্ডল নগণ্য। যদিও এই পার্থক্য এখনও পুরোপুরি বোঝা যায়নি, সাম্প্রতিক মিশনগুলোর তথ্য টাইটানের বায়ুমণ্ডলের বিবর্তন সম্পর্কে মৌলিক সীমাবদ্ধতা দিয়েছে।

টাইটানের বায়ুমণ্ডলের স্তরসমূহ, ক্যাসিনি মহাকাশযানের চিত্র।

সাধারণভাবে বললে, শনি-র দূরত্বে সৌর বিকিরণ এবং সৌর বায়ু প্রবাহ যথেষ্ট কম যে অস্থির উপাদান এবং যৌগগুলো পার্থিব গ্রহ-এ অস্থির হলেও তিনটি অবস্থায় (কঠিন, তরল, গ্যাস) জমা হয়।[৫৫] টাইটানের পৃষ্ঠের তাপমাত্রাও খুব কম, প্রায় ৯৪ কেলভিন (−১৭৯ °সে, –২৯০ °ফা)।[৫৬][৫৭] ফলে বায়ুমণ্ডলীয় উপাদান হিসেবে পরিণত হতে পারে এমন পদার্থের ভর ভগ্নাংশ টাইটানে পৃথিবী বা মঙ্গলের চেয়ে অনেক বেশি। বর্তমান ব্যাখ্যা অনুসারে টাইটানের ভরের মাত্র ৫০% সিলিকেট,[৫৮] বাকিটা প্রধানত বিভিন্ন H2O (পানি) বরফ এবং NH3·H2O (অ্যামোনিয়া হাইড্রেট) দিয়ে গঠিত। NH3, যা টাইটানের বায়ুমণ্ডলীয় N2 (ডাইনাইট্রোজেন)-এর মূল উৎস হতে পারে, NH3·H2O ভরের ৮% পর্যন্ত হতে পারে। টাইটান সম্ভবত স্তরে বিভক্ত, যেখানে বরফ Ih-এর নিচে তরল পানির স্তরে NH3 সমৃদ্ধ হতে পারে।টেমপ্লেট:Technical inline

টাইটানের বায়ুমণ্ডলে ধোঁয়াশার স্তরসমূহের সত্য রঙের চিত্র।
সূর্যের পিছনে আলোকিত টাইটানের বায়ুমণ্ডল, পিছনে শনির বলয়। উপরে বাইরের ধোঁয়াশার স্তর উত্তর মেরুর হুডের সাথে মিশে গেছে।
টাইটানের শীতকালীন গোলার্ধ (উপরে) উচ্চ উচ্চতার ধোঁয়াশার কারণে দৃশ্যমান আলোতে সামান্য গাঢ়।

আনুমানিক সীমাবদ্ধতা পাওয়া গেছে, বর্তমান ক্ষয় প্রধানত কম মাধ্যাকর্ষণ[৫৯] এবং সৌর বায়ু[৬০] দ্বারা ঘটছে, যা ফটোলাইসিস দ্বারা সহায়তা পায়। টাইটানের প্রাথমিক বায়ুমণ্ডলের ক্ষয় 14N–15N আইসোটোপ অনুপাত দিয়ে অনুমান করা যায়, কারণ হালকা 14N ফটোলাইসিস ও উত্তাপের কারণে উপরের বায়ুমণ্ডল থেকে অগ্রাধিকারে হারায়। টাইটানের মূল 14N–15N অনুপাত ভালোভাবে নির্ধারিত না হওয়ায় প্রাথমিক বায়ুমণ্ডলে N2 ১.৫ থেকে ১০০ গুণ বেশি থাকতে পারত, নিশ্চিতভাবে শুধু নিম্ন সীমায়।[৫৯] যেহেতু N2 টাইটানের বায়ুমণ্ডলের প্রধান উপাদান (৯৮%),[৬১] আইসোটোপ অনুপাত ইঙ্গিত দেয় যে ভূতাত্ত্বিক সময় ধরে বায়ুমণ্ডলের অনেক অংশ হারিয়েছে। তবুও পৃষ্ঠের বায়ুমণ্ডলীয় চাপ পৃথিবীর প্রায় ১.৫ গুণ, কারণ এটি পৃথিবী বা মঙ্গলের তুলনায় আনুপাতিকভাবে বেশি অস্থির উপাদানের ভাণ্ডার নিয়ে শুরু হয়েছিল।[৫৭] সম্ভবত বায়ুমণ্ডলের অধিকাংশ ক্ষয় অ্যাক্রিশন-এর ৫০ মিলিয়ন বছরের মধ্যে ঘটেছে, হালকা পরমাণুর উচ্চ-শক্তির পলায়নের মাধ্যমে (হাইড্রোডায়নামিক পলায়ন)।[৬০] এ ধরনের ঘটনা প্রাথমিক সূর্যের উচ্চ এক্স-রে এবং অতিবেগুনী (XUV) ফোটন নির্গমনের উত্তাপ ও ফটোলাইসিস প্রভাব দ্বারা চালিত হতে পারে।

ক্যালিস্টো এবং গ্যানিমিড টাইটানের মতো গঠনগতভাবে অনুরূপ হওয়া সত্ত্বেও তাদের বায়ুমণ্ডল নগণ্য কেন তা স্পষ্ট নয়। তবে টাইটানের N2-এর উৎস প্রাচীন ফটোলাইসিসের মাধ্যমে অ্যাক্রিটেড এবং ডিগ্যাসড NH3 থেকে আসা, অ্যাক্রিশনারি ক্ল্যাথ্রেট থেকে N2 ডিগ্যাসিং-এর পরিবর্তে, সঠিক অনুমানের চাবিকাঠি হতে পারে। যদি N2 ক্ল্যাথ্রেট থেকে মুক্তি পেয়ে থাকে, তবে সৌরজগতের নিষ্ক্রিয় প্রাথমিক আইসোটোপ 36Ar এবং 38Ar বায়ুমণ্ডলে উপস্থিত থাকার কথা, কিন্তু এদের কোনোটিই উল্লেখযোগ্য পরিমাণে পাওয়া যায়নি।[৬২] 36Ar এবং 38Ar-এর নগণ্য ঘনত্ব ইঙ্গিত দেয় যে ক্ল্যাথ্রেটে এদের এবং N2 আটকে রাখার জন্য প্রয়োজনীয় ~৪০ কেলভিন তাপমাত্রা শনির উপ-নীহারিকা-তে ছিল না। পরিবর্তে তাপমাত্রা ৭৫ কেলভিনের বেশি হতে পারে, যা NH3 হাইড্রেট হিসেবে জমা হওয়াও সীমিত করে।[৬৩] জুপিটারের উপ-নীহারিকায় তাপমাত্রা আরও বেশি ছিল বৃহত্তর মাধ্যাকর্ষণ সম্ভাব্য শক্তি মুক্তি, ভর এবং সূর্যের নৈকট্যের কারণে, যা ক্যালিস্টো এবং গ্যানিমিডে NH3 জমা অনেক কমিয়ে দেয়। ফলে N2 বায়ুমণ্ডল এত পাতলা হয়ে যায় যে টাইটান যে বায়ুমণ্ডলীয় ক্ষয় সহ্য করেছে তা সহ্য করতে পারেনি।[৬৩]

অন্য ব্যাখ্যা হলো ধূমকেতু আঘাত ক্যালিস্টো এবং গ্যানিমিডে টাইটানের চেয়ে বেশি শক্তি মুক্ত করে জুপিটারের উচ্চ মাধ্যাকর্ষণ ক্ষেত্রের কারণে। এটি ক্যালিস্টো এবং গ্যানিমিডের বায়ুমণ্ডল ক্ষয় করতে পারে, যেখানে ধূমকেতু উপাদান টাইটানের বায়ুমণ্ডল গঠনে সাহায্য করে। তবে টাইটানের বায়ুমণ্ডলের 2H–1H (অর্থাৎ D–H) অনুপাত (২.৩±০.৫)×১০−৪,[৬২] ধূমকেতুর তুলনায় প্রায় ১.৫ গুণ কম।[৬১] এই পার্থক্য ইঙ্গিত দেয় যে ধূমকেতু উপাদান টাইটানের বায়ুমণ্ডলের প্রধান অবদানকারী নয়।[৭][৬৪] টাইটানের বায়ুমণ্ডলে মিথেনের তুলনায় কার্বন মনোক্সাইড হাজার গুণ কম থাকাও ধূমকেতু উপাদানের অবদান কম সমর্থন করে, কারণ ধূমকেতুতে মিথেনের চেয়ে কার্বন মনোক্সাইড বেশি থাকে।

টাইটান – ২০০৯–২০১০ সালে সনাক্তকৃত তিনটি ধূলিঝড়।[৬৫]

আরও দেখুন

[সম্পাদনা]

তথ্যসূত্র

[সম্পাদনা]
  1. ↑ Ingersoll, Andrew P. (১৯৯০)। "Dynamics of Triton's atmosphere"। Nature। ৩৪৪ (6264): ৩১৫–৩১৭। বিবকোড:1990Natur.344..315I। ডিওআই:10.1038/344315a0। এস২সিআইডি 4250378।
  2. 1 2 3 উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; Abundance নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি
  3. 1 2 Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. (২০২০)। "The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics"। Icarus। ৩৩৯ 113571। আরজাইভ:2001.02791। বিবকোড:2020Icar..33913571C। ডিওআই:10.1016/j.icarus.2019.113571। এস২সিআইডি 210116807।
  4. ↑ উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; Niemann নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি
  5. ↑ Iino, Takahiro; Sagawa, Hideo; Tsukagoshi, Takashi (২০২০)। "14N/15N isotopic ratio in CH3CN of Titan's atmosphere measured with ALMA"। The Astrophysical Journal। ৮৯০ (2): ৯৫। আরজাইভ:2001.01484। বিবকোড:2020ApJ...890...95I। ডিওআই:10.3847/1538-4357/ab66b0। এস২সিআইডি 210023743।
  6. ↑ Lindal, G. F.; Wood, G. E.; Hotz, H. B.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Tyler, G. L. (১ ফেব্রুয়ারি ১৯৮৩)। "The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements"। Icarus। ৫৩ (2): ৩৪৮–৩৬৩। বিবকোড:1983Icar...53..348L। ডিওআই:10.1016/0019-1035(83)90155-0। আইএসএসএন 0019-1035।
  7. 1 2 3 4 5 6 Horst, Sarah (২০১৭)। "Titan's Atmosphere and Climate"। J. Geophys. Res. Planets। ১২২ (3): ৪৩২–৪৮২। আরজাইভ:1702.08611। বিবকোড:2017JGRE..122..432H। ডিওআই:10.1002/2016JE005240। এস২সিআইডি 119482985।
  8. ↑ Baez, John (২৫ জানুয়ারি ২০০৫)। "This Week's Finds in Mathematical Physics"। University of California, Riverside। ৮ ফেব্রুয়ারি ২০১২ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ২২ আগস্ট ২০০৭।
  9. ↑ Moore, P. (১৯৯০)। The Atlas of the Solar System। Mitchell Beazley। আইএসবিএন ০-৫১৭-০০১৯২-৬।
  10. ↑ Kuiper, G. P. (১৯৪৪)। "Titan: a Satellite with an Atmosphere"। Astrophysical Journal। ১০০: ৩৭৮। বিবকোড:1944ApJ...100..378K। ডিওআই:10.1086/144679।
  11. ↑ Coustenis, pp. 13–15
  12. 1 2 Coustenis, p. 22
  13. ↑ Dyches, Preston; Clavin, Clavin (২৩ জুন ২০১৪)। "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn"। NASA। সংগ্রহের তারিখ ২৪ জুন ২০১৪।
  14. ↑ Staff (৩ এপ্রিল ২০১৩)। "NASA team investigates complex chemistry at Titan"। Phys.Org। সংগ্রহের তারিখ ১১ এপ্রিল ২০১৩।
  15. ↑ López-Puertas, Manuel (৬ জুন ২০১৩)। "PAH's in Titan's Upper Atmosphere"। CSIC। ৩ ডিসেম্বর ২০১৩ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ৬ জুন ২০১৩।
  16. ↑ Jpl.Nasa.Gov (৩০ সেপ্টেম্বর ২০১৩)। "NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space – NASA Jet Propulsion Laboratory"। Jpl.nasa.gov। সংগ্রহের তারিখ ৪ অক্টোবর ২০১৩।
  17. ↑ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (২৪ অক্টোবর ২০১৪)। "NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere"। NASA। সংগ্রহের তারিখ ৩১ অক্টোবর ২০১৪।
  18. ↑ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (২৪ অক্টোবর ২০১৪)। "NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan"। NASA। সংগ্রহের তারিখ ৩১ অক্টোবর ২০১৪।
  19. ↑ "Eyes on Titan: Dragonfly Team Shapes Science Instrument Payload"। Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory। ৯ জানুয়ারি ২০১৯। সংগ্রহের তারিখ ১৫ মার্চ ২০১৯।
  20. ↑ Dragonfly: Exploring Titan's Prebiotic Organic Chemistry and Habitability (PDF). E. P. Turtle, J. W. Barnes, M. G. Trainer, R. D. Lorenz, S. M. MacKenzie, K. E. Hibbard, D. Adams, P. Bedini, J. W. Langelaan, K. Zacny, and the Dragonfly Team. Lunar and Planetary Science Conference 2017.
  21. ↑ Langelaan J. W. et al. (2017) Proc. Aerospace Conf. IEEE
  22. ↑ Vuitton, Veronique; Lavvas, Panayotis; Nixon, Conor; Teanby, Nicholas (২০২৪)। "Chapter 6: Titan's Atmospheric Structure, Composition, Haze, and Dynamics" (পিডিএফ)। Elsevier। ডিওআই:10.1016/B978-0-323-99161-2.00011-5। সংগ্রহের তারিখ ১৯ জুলাই ২০২৫।
  23. ↑ Zubrin, Robert (১৯৯৯)। Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization। Section: Titan: Tarcher/Putnam। পৃ. ১৬৩–১৬৬। আইএসবিএন ১-৫৮৫৪২-০৩৬-০।
  24. ↑ Turtle, Elizabeth P. (২০০৭)। "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens"। Smithsonian। ২০ জুলাই ২০১৩ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ১৮ এপ্রিল ২০০৯।
  25. ↑ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (আগস্ট ২০০৫)। "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens"। American Astronomical Society, DPS Meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society। ৩৭ (726): ৭২৬। বিবকোড:2005DPS....37.4615S।
  26. ↑ de Selding, Petre (২১ জানুয়ারি ২০০৫)। "Huygens Probe Sheds New Light on Titan"। SPACE.com। ৪ এপ্রিল ২০০৫ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ২৮ মার্চ ২০০৫।
  27. ↑ Catling, David C.; Robinson, Tyler D. (৯ সেপ্টেম্বর ২০১২)। "An Analytic Radiative-Convective Model for Planetary Atmospheres"। The Astrophysical Journal (ইংরেজি ভাষায়)। ৭৫৭ (1): ১০৪। আরজাইভ:1209.1833। বিবকোড:2012ApJ...757..104R। ডিওআই:10.1088/0004-637X/757/1/104। এস২সিআইডি 54997095।
  28. 1 2 Coustenis, Athena; Taylor, F. W. (২০০৮)। Titan: Exploring an Earthlike World। World Scientific। পৃ. ১৫৪–১৫৫। আইএসবিএন ৯৮১-২৭০-৫০১-৫।
  29. ↑ Niemann, H. B.; এবং অন্যান্য (২০০৫)। "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe" (পিডিএফ)। Nature। ৪৩৮ (7069): ৭৭৯–৭৮৪। বিবকোড:2005Natur.438..779N। ডিওআই:10.1038/nature04122। এইচডিএল:2027.42/62703। পিএমআইডি 16319830। এস২সিআইডি 4344046।
  30. ↑ Yelle, Roger (১০ ডিসেম্বর ১৯৯১)। "Non-LTE models of Titan's upper atmosphere"। Astrophysical Journal। ৩৮৩ (1): ৩৮০–৪০০। বিবকোড:1991ApJ...383..380Y। ডিওআই:10.1086/170796। আইএসএসএন 0004-637X।
  31. ↑ Waite, J. H.; Lewis, W. S.; Kasprzak, W. T.; Anicich, V. G.; Block, B. P.; Cravens, T. E.; Fletcher, G. G.; Ip, W.-H.; Luhmann, J. G.; Mcnutt, R. L.; Niemann, H. B. (১ সেপ্টেম্বর ২০০৪)। "The Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) Investigation"। Space Science Reviews (ইংরেজি ভাষায়)। ১১৪ (1): ১১৩–২৩১। বিবকোড:2004SSRv..114..113W। ডিওআই:10.1007/s11214-004-1408-2। এইচডিএল:2027.42/43764। আইএসএসএন 1572-9672। এস২সিআইডি 120116482।
  32. ↑ Waite, J. H.; এবং অন্যান্য (২০০৭)। "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere"। Science। ৩১৬ (5826): ৮৭০–৫। বিবকোড:2007Sci...316..870W। ডিওআই:10.1126/science.1139727। পিএমআইডি 17495166। এস২সিআইডি 25984655।
  33. ↑ "Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan"। NASA/JPL। ২০০৮। ২০ মে ২০০৯ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ২০ এপ্রিল ২০০৯।
  34. 1 2 H. Backes; এবং অন্যান্য (২০০৫)। "Titan's magnetic field signature during the first Cassini encounter"। Science। ৩০৮ (5724): ৯৯২–৯৯৫। বিবকোড:2005Sci...308..992B। ডিওআই:10.1126/science.1109763। পিএমআইডি 15890875। এস২সিআইডি 38778517।
  35. ↑ T. Edberg, N. J.; Andrews, D. J.; Shebanits, O.; Ågren, K.; Wahlund, J.-E.; Opgenoorth, H. J.; Roussos, E.; Garnier, P.; Cravens, T. E.; Badman, S. V.; Modolo, R. (১৭ জুন ২০১৩)। "Extreme densities in Titan's ionosphere during the T85 magnetosheath encounter"। Geophysical Research Letters। ৪০ (12): ২৮৭৯–২৮৮৩। বিবকোড:2013GeoRL..40.2879E। ডিওআই:10.1002/grl.50579। এইচডিএল:1808/14414। আইএসএসএন 0094-8276। এস২সিআইডি 128369295।
  36. ↑ D.G. Mitchell; এবং অন্যান্য (২০০৫)। "Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn's magnetosphere"। Science। ৩০৮ (5724): ৯৮৯–৯৯২। বিবকোড:2005Sci...308..989M। ডিওআই:10.1126/science.1109805। পিএমআইডি 15890874। এস২সিআইডি 6795525।
  37. ↑ Coates, A. J.; F. J. Crary; G. R. Lewis; D. T. Young; J. H. Waite & E. C. Sittler (২০০৭)। "Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere" (পিডিএফ)। Geophys. Res. Lett.। ৩৪ (22): L২২১০৩। বিবকোড:2007GeoRL..3422103C। ডিওআই:10.1029/2007GL030978। এস২সিআইডি 129931701।
  38. ↑ Desai, R. T.; A. J. Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; এবং অন্যান্য (২০১৭)। "Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere"। Astrophys. J. Lett.। ৮৪৪ (2): L১৮। আরজাইভ:1706.01610। বিবকোড:2017ApJ...844L..18D। ডিওআই:10.3847/2041-8213/aa7851। এস২সিআইডি 32281365।
  39. ↑ Walsch, C.; N. Harada; E. Herbst & T. J. Millar (২০১৭)। "The EFFECTS OF MOLECULAR ANIONS ON THE CHEMISTRY OF DARK CLOUDS"। Astrophys. J.। ৭০০ (1): ৭৫২–৭৬১। আরজাইভ:0905.0800। বিবকোড:2009ApJ...700..752W। ডিওআই:10.3847/2041-8213/aa7851। এস২সিআইডি 32281365।
  40. ↑ "Has Cassini found a universal driver for prebiotic chemistry at Titan?"। European Space Agency। ২৬ জুলাই ২০১৭। সংগ্রহের তারিখ ১২ আগস্ট ২০১৭।
  41. ↑ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?"। Astrobiology Magazine। ১১ মার্চ ২০০৫। ২৭ সেপ্টেম্বর ২০০৭ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ২৪ আগস্ট ২০০৭।
  42. ↑ Lunine, Jonathan I.; Atreya, Sushil K. (মার্চ ২০০৮)। "The methane cycle on Titan"। Nature Geoscience (ইংরেজি ভাষায়)। ১ (3): ১৫৯–১৬৪। বিবকোড:2008NatGe...1..159L। ডিওআই:10.1038/ngeo125। আইএসএসএন 1752-0894।
  43. 1 2 MacKenzie, Shannon M.; Birch, Samuel P. D.; Hörst, Sarah; Sotin, Christophe; Barth, Erika; Lora, Juan M.; Trainer, Melissa G.; Corlies, Paul; Malaska, Michael J.; Sciamma-O'Brien, Ella; Thelen, Alexander E. (১ জুন ২০২১)। "Titan: Earth-like on the Outside, Ocean World on the Inside"। The Planetary Science Journal। ২ (3): ১১২। আরজাইভ:2102.08472। বিবকোড:2021PSJ.....2..112M। ডিওআই:10.3847/PSJ/abf7c9। আইএসএসএন 2632-3338। এস২সিআইডি 231942648।
  44. ↑ Roe, Henry G. (২ মে ২০১২)। "Titan's Methane Weather"। Annual Review of Earth and Planetary Sciences (ইংরেজি ভাষায়)। ৪০ (1): ৩৫৫–৩৮২। বিবকোড:2012AREPS..40..355R। ডিওআই:10.1146/annurev-earth-040809-152548।
  45. ↑ Bartels, Meghan (১ ডিসেম্বর ২০২২)। "James Webb Space Telescope view of Saturn's weirdest moon Titan thrills scientists"। Space.com। সংগ্রহের তারিখ ২ ডিসেম্বর ২০২২।
  46. ↑ Overbye, Dennis (৫ ডিসেম্বর ২০২২)। "Telescopes Team Up to Forecast an Alien Storm on Titan - Saturn's largest moon came under the gaze of NASA's powerful Webb space observatory, allowing it and another telescope to capture clouds drifting through Titan's methane-rich atmosphere."। The New York Times। সংগ্রহের তারিখ ৬ ডিসেম্বর ২০২২।
  47. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Barnes, Jason W.; MacKenzie, Shannon M.; Lorenz, Ralph D.; Turtle, Elizabeth P. (২ নভেম্বর ২০১৮)। "Titan's Twilight and Sunset Solar Illumination"। The Astronomical Journal (ইংরেজি ভাষায়)। ১৫৬ (5): ২৪৭। বিবকোড:2018AJ....156..247B। ডিওআই:10.3847/1538-3881/aae519। আইএসএসএন 1538-3881। এস২সিআইডি 125886785।
  48. 1 2 Sotin, C.; Lawrence, K. J.; Reinhardt, B.; Barnes, J. W.; Brown, R. H.; Hayes, A. G.; Le Mouélic, S.; Rodriguez, S.; Soderblom, J. M.; Soderblom, L. A.; Baines, K. H. (১ নভেম্বর ২০১২)। "Observations of Titan's Northern lakes at 5μm: Implications for the organic cycle and geology"। Icarus (ইংরেজি ভাষায়)। ২২১ (2): ৭৬৮–৭৮৬। বিবকোড:2012Icar..221..768S। ডিওআই:10.1016/j.icarus.2012.08.017। আইএসএসএন 0019-1035।
  49. 1 2 3 4 5 Lorenz, Ralph (২০২০)। Saturn's Moon Titan: From 4. 5 Billion Years Ago to the Present – an Insight Into the Workings and Exploration of the Most Earth-Like World in the Outer Solar System (ইংরেজি ভাষায়)। Haynes Publishing Group P.L.C.। পৃ. ১৩০–১৩১। আইএসবিএন ৯৭৮-১-৭৮৫২১-৬৪৩-৫। সংগ্রহের তারিখ ৩০ নভেম্বর ২০২০।
  50. ↑ Barnes, Jason W.; Clark, Roger N.; Sotin, Christophe; Ádámkovics, Máté; Appéré, Thomas; Rodriguez, Sebastien; Soderblom, Jason M.; Brown, Robert H.; Buratti, Bonnie J.; Baines, Kevin H.; Le Mouélic, Stéphane (২৪ অক্টোবর ২০১৩)। "A Transmission Spectrum of Titan's North Polar Atmosphere from a Specular Reflection of the Sun"। The Astrophysical Journal। ৭৭৭ (2): ১৬১। বিবকোড:2013ApJ...777..161B। ডিওআই:10.1088/0004-637X/777/2/161। এইচডিএল:1721.1/94552। আইএসএসএন 0004-637X। এস২সিআইডি 16929531।
  51. ↑ BAINES, K. H.; DROSSART, P.; MOMARY, T. W.; FORMISANO, V.; GRIFFITH, C.; BELLUCCI, G.; BIBRING, J. P.; BROWN, R. H.; BURATTI, B. J.; CAPACCIONI, F.; CERRONI, P. (১ জুন ২০০৫)। "The Atmospheres of Saturn and Titan in the Near-Infrared: First Results of Cassini/Vims"। Earth, Moon, and Planets (ইংরেজি ভাষায়)। ৯৬ (3): ১১৯–১৪৭। বিবকোড:2005EM&P...96..119B। ডিওআই:10.1007/s11038-005-9058-2। আইএসএসএন 1573-0794। এস২সিআইডি 53480412।
  52. 1 2 3 García Muñoz, A.; Lavvas, P.; West, R. A. (২৪ এপ্রিল ২০১৭)। "Titan brighter at twilight than in daylight"। Nature Astronomy (ইংরেজি ভাষায়)। ১ (5): ০১১৪। আরজাইভ:1704.07460। বিবকোড:2017NatAs...1E.114G। ডিওআই:10.1038/s41550-017-0114। আইএসএসএন 2397-3366। এস২সিআইডি 119491241।
  53. 1 2 McKay, Christopher P.; Pollack, James B.; Courtin, Régis (১৯৯১)। "The Greenhouse and Antigreenhouse Effects on Titan"। Science। ২৫৩ (5024): ১১১৮–১১২১। বিবকোড:1991Sci...253.1118M। ডিওআই:10.1126/science.11538492।
  54. 1 2 "Titan: Greenhouse And Anti-Greenhouse," Space Daily, Nov 4, 2005. Retrieved 13 August 2024.
  55. ↑ P.A. Bland; এবং অন্যান্য (২০০৫)। "Trace element carrier phases in primitive chondrite matrix: implications for volatile element fractionation in the inner solar system" (পিডিএফ)। Lunar and Planetary Science। XXXVI: ১৮৪১। বিবকোড:2005LPI....36.1841B।
  56. ↑ F.M. Flasar; এবং অন্যান্য (২০০৫)। "Titan's atmospheric temperatures, winds, and composition"। Science। ৩০৮ (5724): ৯৭৫–৯৭৮। বিবকোড:2005Sci...308..975F। ডিওআই:10.1126/science.1111150। পিএমআইডি 15894528। এস২সিআইডি 31833954।
  57. 1 2 G. Lindal; এবং অন্যান্য (১৯৮৩)। "The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements"। Icarus। ৫৩ (2): ৩৪৮–৩৬৩। বিবকোড:1983Icar...53..348L। ডিওআই:10.1016/0019-1035(83)90155-0।
  58. ↑ G. Tobie; J.I. Lunine; C. Sotin (২০০৬)। "Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan"। Nature। ৪৪০ (7080): ৬১–৬৪। বিবকোড:2006Natur.440...61T। ডিওআই:10.1038/nature04497। পিএমআইডি 16511489। এস২সিআইডি 4335141।
  59. 1 2 J.H. Waite (Jr); এবং অন্যান্য (২০০৫)। "Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan"। Science। ৩০৮ (5724): ৯৮২–৯৮৬। বিবকোড:2005Sci...308..982W। ডিওআই:10.1126/science.1110652। পিএমআইডি 15890873। এস২সিআইডি 20551849।
  60. 1 2 T. Penz; H. Lammer; Yu.N. Kulikov; H.K. Biernat (২০০৫)। "The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution"। Advances in Space Research। ৩৬ (2): ২৪১–২৫০। বিবকোড:2005AdSpR..36..241P। ডিওআই:10.1016/j.asr.2005.03.043।
  61. 1 2 A. Coustenis (২০০৫)। "Formation and Evolution of Titan's Atmosphere"। Space Science Reviews। ১১৬ (1–2): ১৭১–১৮৪। বিবকোড:2005SSRv..116..171C। ডিওআই:10.1007/s11214-005-1954-2। এস২সিআইডি 121298964।
  62. 1 2 H.B. Niemann; এবং অন্যান্য (২০০৫)। "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe" (পিডিএফ)। Nature। ৪৩৮ (7069): ৭৭৯–৭৮৪। বিবকোড:2005Natur.438..779N। ডিওআই:10.1038/nature04122। এইচডিএল:2027.42/62703। পিএমআইডি 16319830। এস২সিআইডি 4344046।
  63. 1 2 T.C. Owen; H. Niemann; S. Atreya; M.Y. Zolotov (২০০৬)। "Between heaven and Earth: the exploration of Titan"। Faraday Discussions। ১৩৩: ৩৮৭–৩৯১। বিবকোড:2006FaDi..133..387O। সাইটসিয়ারএক্স 10.1.1.610.9932। ডিওআই:10.1039/b517174a। পিএমআইডি 17191458।
  64. ↑ Bockelée-Morvan, Dominique; Calmonte, Ursina; Charnley, Steven; Duprat, Jean; Engrand, Cécile; Gicquel, Adeline; Hässig, Myrtha; Jehin, Emmanuël; Kawakita, Hideyo (১ ডিসেম্বর ২০১৫)। "Cometary Isotopic Measurements"। Space Science Reviews (ইংরেজি ভাষায়)। ১৯৭ (1): ৪৭–৮৩। বিবকোড:2015SSRv..197...47B। ডিওআই:10.1007/s11214-015-0156-9। আইএসএসএন 1572-9672। এস২সিআইডি 53457957।
  65. ↑ McCartney, Gretchen; Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Bauer, Markus (২৪ সেপ্টেম্বর ২০১৮)। "Dust Storms on Titan Spotted for the First Time"। NASA। সংগ্রহের তারিখ ২৪ সেপ্টেম্বর ২০১৮।

আরও পড়ুন

[সম্পাদনা]

বহিঃসংযোগ

[সম্পাদনা]

টেমপ্লেট:টাইটান

বিভাগ:টাইটান (উপগ্রহ) টাইটান টাইটান

'https://bn.wikipedia.org/w/index.php?title=টাইটানের_বায়ুমণ্ডল&oldid=8840483' থেকে আনীত