Преглед на кодот на Атмосфера на Титан

{{AstronomicalAtmosphere
|name=Титан
|image=Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg
|caption=Слика во вистинска боја на слоеви на магла во атмосферата на Титан 
|avg_surface_pressure=1.5 [[Бар (единица)|Бар]] (147 [[Паскал (единица)|kPa]])<ref name="Lindal_1983" />
|species=[[моларен удел]]
|composition_refs=<ref name="Abundance"/>
|chemical1=[[Азот]]
|quantity1=94.2%
|chemical2=[[Метан]]
|quantity2=5.65%
|chemical3=[[Водород]]
|quantity3=0.099%
|info_refs= <ref name="Abundance">{{cite book |last1=Catling |first1=David C. |last2=Kasting |first2=James F. |title=Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds |edition=1 |publisher=Cambridge University Press |date=10 May 2017 |isbn=978-0521844123}}</ref>
 }}
'''Атмосферата на Титан''' — густиот слој на [[гас]]ови што го опкружуваат [[Титан (месечина)|Титан]], [[Сатурнови месечини|најголемата месечина на Сатурн]]. Тоа е единствената густа [[атмосфера]] на [[природен сателит]] во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]]. Долната атмосфера на Титан е првенствено составена од [[азот]] (94,2%), [[метан]] (5,65%) и [[водород]] (0,099%). Постојат траги од другите јаглеводороди, како што се [[етан]], дијацетилен, метилацетилен, [[ацетилен]], [[пропан]], полициклични ароматични јаглеводороди <ref name="The 3.4μm absorption in Titan's str">{{Наведено списание|last=Cours|first=T.|last2=Cordier|first2=D.|last3=Seignovert|first3=B.|last4=Maltagliati|first4=L.|last5=Biennier|first5=L.|year=2020|title=The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics|journal=Icarus|volume=339|pages=113571|arxiv=2001.02791|bibcode=2020Icar..33913571C|doi=10.1016/j.icarus.2019.113571}}</ref> и на други гасови, како што се цијаноацетилен, цијановодород, [[јаглерод диоксид]], [[јаглерод моноксид]], цијан, [[ацетонитрил]], [[аргон]] и [[хелиум]].<ref name="Niemann">{{Наведено списание|last=Niemann, H. B.|displayauthors=etal|year=2005|title=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/62703/1/nature04122.pdf|journal=Nature|volume=438|issue=7069|pages=779–784|bibcode=2005Natur.438..779N|doi=10.1038/nature04122|pmid=16319830|hdl-access=free}}</ref> Изотопската студија за односот на азотните изотопи, исто така, сугерира дека [[ацетонитрил]] може да биде присутен во количини што надминуваат цијановодород и цијаноацетилен.<ref>{{Наведено списание|last=Iino|first=Takahiro|last2=Sagawa|first2=Hideo|last3=Tsukagoshi|first3=Takashi|year=2020|title=<sup>14</sup>N/<sup>15</sup>N isotopic ratio in CH<sub>3</sub>CN of Titan's atmosphere measured with ALMA|journal=The Astrophysical Journal|volume=890|issue=2|pages=95|arxiv=2001.01484|bibcode=2020ApJ...890...95I|doi=10.3847/1538-4357/ab66b0}}</ref> [[Атмосферски притисок|Површинскиот притисок]] е околу 50% повисок отколку на [[Земјата]] со 1,5 бари (147 kPa) <ref name="Lindal_1983">{{Наведено списание|last=Lindal|first=G. F.|last2=Wood|first2=G. E.|last3=Hotz|first3=H. B.|last4=Sweetnam|first4=D. N.|last5=Eshleman|first5=V. R.|last6=Tyler|first6=G. L.|date=1983-02-01|title=The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements|journal=Icarus|volume=53|issue=2|pages=348–363|bibcode=1983Icar...53..348L|doi=10.1016/0019-1035(83)90155-0|issn=0019-1035}}</ref> што е во близина на [[Тројна точка|тројната точка]] на метанот и дозволува да има гасовит метан во атмосферата и течен метан на површината.<ref name=":1">{{Наведено списание|last=Horst|first=Sarah|date=2017|title=Titan's Atmosphere and Climate|journal=J. Geophys. Res. Planets|volume=122|issue=3|pages=432–482|arxiv=1702.08611|bibcode=2017JGRE..122..432H|doi=10.1002/2016JE005240}}</ref> Портокаловата боја гледана од вселената ја произведуваат други посложени хемикалии во мали количини, веројатно [[толин]]и, органски талог слични на катран.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html|title=This Week's Finds in Mathematical Physics|last=Baez|first=John|date=January 25, 2005|publisher=[[University of California]], Riverside|archive-url=https://web.archive.org/web/20120208114737/http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html|archive-date=2012-02-08|accessdate=2007-08-22}}</ref>

== Историја на набљудување ==
Присуството на значајна атмосфера првпат било забележано од [[Шпанија|шпанскиот]] астроном Хосеп Комас и Сола, кој забележал затемнување на екстремитетите на [[Титан (месечина)|Титан]] во [[1903]] година,<ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/atlasofsolarsyst0000unse|title=The Atlas of the Solar System|last=Moore, P.|publisher=Mitchell Beazley|year=1990|isbn=0-517-00192-6|url-access=registration}}</ref> и го потврдил Жерар П. Кајпер во 1944 година користејќи [[Спектроскопија|спектроскопска техника]] која дала проценка на атмосферски [[делумен притисок]] на [[метан]] од редот од 100 милибари (10 kPa).<ref name="Kuiper">
{{Наведено списание|last=Kuiper, G. P.|year=1944|title=Titan: a Satellite with an Atmosphere|journal=Astrophysical Journal|volume=100|page=378|bibcode=1944ApJ...100..378K|doi=10.1086/144679}}</ref> Последователните набљудувања во 1970-тите покажале дека бројките на Кајпер биле значително потценети; изобилството на метан во атмосферата на Титан било десет пати поголемо, а површинскиот притисок бил најмалку двојно поголем од она што тој го предвидел. Високиот површински притисок значело дека метанот може да формира само мал дел од атмосферата на Титан.<ref>Coustenis, pp. 13–15</ref> Во 1980 година, ''Војаџер 1'' ги направил првите детални набљудувања на атмосферата на Титан, откривајќи дека нејзиниот површински притисок бил поголем од Земјиниот, со 1,5 бари (околу 1,48 пати поголем од оној на Земјата).<ref name=":0">Coustenis, p. 22</ref>

Заедничката мисија на НАСА/ЕСА ''[[Касини-Хајгенс]]'' обезбедила мноштво информации за Титан и за системот на Сатурн воопшто, откако влегла во орбитата на [[1 јули]] [[2004]] година. Утврдено е изобилството на атмосферски изотоп на Титан и доказ дека изобилството на [[азот]] во атмосферата доаѓа од материјалите во [[Ортов Облак|Ортовиот Облак]], поврзан со [[Комета|кометите]], а не од материјалите што го формирале [[Сатурн]] во претходните времиња.<ref name="NASA-201450623">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-200|title=Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn|last=Dyches|first=Preston|last2=Clavin|first2=Clavin|date=June 23, 2014|work=[[NASA]]|accessdate=June 24, 2014}}</ref> Утврдено е дека на Титан може да се појават [[Органско соединение|сложени органски хемикалии]] <ref name="PhysOrg-20130403">{{Наведена мрежна страница|url=http://phys.org/news/2013-04-nasa-team-complex-chemistry-titan.html|title=NASA team investigates complex chemistry at Titan|last=Staff|date=April 3, 2013|work=[[Phys.Org]]|accessdate=April 11, 2013}}</ref> вклучувајќи полициклични ароматични јаглеводороди,<ref name="IAA-20130606">{{Наведени вести|url=http://www.iaa.es/content/pahs-titans-upper-atmosphere|title=PAH's in Titan's Upper Atmosphere|last=López-Puertas|first=Manuel|date=June 6, 2013|work=[[Spanish National Research Council|CSIC]]|access-date=June 6, 2013|archive-date=2013-12-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20131203030521/http://www.iaa.es/content/pahs-titans-upper-atmosphere|url-status=dead}}</ref><ref name="NASA-20141024-EZ">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/content/goddard/nasa-identifies-ice-cloud-above-cruising-altitude-on-titan|title=NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan|last=Zubritsky|first=Elizabeth|last2=Dyches|first2=Preston|date=October 24, 2014|work=[[NASA]]|accessdate=October 31, 2014}}</ref>

Мисијата „Дагонфлај“ на [[НАСА]] планира да испрати големо воздушно возило на Титан во [[2034]] година.<ref name="dfnews-20190109">{{Наведена мрежна страница|url=http://dragonfly.jhuapl.edu/News-and-Resources/news/20190109.php|title=Eyes on Titan: Dragonfly Team Shapes Science Instrument Payload|date=9 January 2019|publisher=[[Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory]]|accessdate=15 March 2019}}</ref> Мисијата ќе ја проучува способноста за живеење на Титан и пребиотичката хемија на различни локации.<ref name="LPSC 2017">[https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2017/eposter/1958.pdf Dragonfly: Exploring Titan's Prebiotic Organic Chemistry and Habitability] (PDF).</ref> Авионот налик на беспилотно летало ќе врши мерења на геолошки процеси, како и на површинскиот и атмосферскиот состав.<ref>Langelaan J. W. et al. (2017) Proc.</ref>

== Преглед ==
Набљудувањата од вселенските сонди Војаџер покажале дека атмосферата на Титан е погуста од [[Земја (планета)|Земјината]], со површински притисок околу 1,48 пати поголем од оној на Земјата.<ref name=":0">Coustenis, p. 22</ref> Атмосферата на Титан е околу 1,19 пати помасивна од вкупната [[Земја]],<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=j3O47dxrDAQC&q=Titan|title=Titan: Exploring an Earthlike World|last=Coustenis, Athéna|last2=Taylor, F. W.|publisher=World Scientific|year=2008|isbn=978-981-270-501-3|page=130|access-date=2010-03-25}}</ref> или околу 7,3 пати помасивна на основа по површина. Поддржува непроѕирни слоеви на магла што ја блокираат највидливата светлина од [[Сонцето]] и другите извори и ги прави нејасни одликите на површината на Титан. Атмосферата е толку густа, а гравитацијата толку ниска што луѓето би можеле да летаат низ неа со мафтање со „крилјата“ прикачени на нивните раце.<ref name="Zubrin">{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/enteringspacecre00zubr|title=Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization|last=Zubrin, Robert|publisher=Tarcher/Putnam|year=1999|isbn=1-58542-036-0|location=Section: Titan|pages=[https://archive.org/details/enteringspacecre00zubr/page/163 163–166]|url-access=registration}}</ref> Пониската гравитација на Титан значи дека нејзината атмосфера е многу попроширена од Земјината; дури и на [[Околуземска орбита|растојание]] од 975&nbsp;км, вселенското летало ''[[Касини-Хајгенс]]'' морало да направи прилагодувања за да одржува стабилна орбита против атмосферското влечење.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE|title=Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens|last=Turtle, Elizabeth P.|year=2007|publisher=Smithsonian|accessdate=2009-04-18}}</ref> Атмосферата на Титан е непроѕирна на многу [[Бранова должина|бранови должини]] и е невозможно да се стекне целосен спектар на рефлексија на површината однадвор.<ref>
{{Наведено списание|last=Schröder, S. E.|last2=Tomasko, M. G.|last3=Keller, H. U.|date=August 2005|title=The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens|journal=American Astronomical Society, DPS Meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society|volume=37|issue=726|page=726|bibcode=2005DPS....37.4615S}}</ref> Дури со доаѓањето на ''[[Касини-Хајгенс]]'' во [[2004]] година биле добиени првите директни слики од површината на Титан. Сондата ''Хајгенс'' не можела да ја открие насоката на Сонцето за време на нејзиното спуштање, и иако можела да направи слики од површината, тимот на ''Хајгенс'' го споредил процесот со „''фотографирање на асфалтен паркинг во самрак''“.<ref>
{{Наведени вести|url=http://www.space.com/missionlaunches/titan_update_050121.html|title=Huygens Probe Sheds New Light on Titan|last=de Selding, Petre|date=January 21, 2005|access-date=2005-03-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20050404014313/http://www.space.com/missionlaunches/titan_update_050121.html|archive-date=4 April 2005|publisher=SPACE.com}}</ref>

== Вертикална структура ==
Вертикалната атмосферска структура на Титан е слична на Земјата. Двете имаат [[тропосфера]], [[стратосфера]], [[мезосфера]] и [[термосфера]]. Сепак, гравитацијата на долната површина на Титан создава попроширена атмосфера,<ref>{{Наведено списание|last=Lorenz|first=Ralph D.|date=2014|title=Titan: Interior, surface, atmosphere, and space environment, edited by I. Müller-Wodarg, C. A. Griffith, E. Lellouch, and T. E. Cravens. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2014, 474 p. $135, hardcover|journal=Meteoritics & Planetary Science|language=en|volume=49|issue=6|pages=1139–1140|doi=10.1111/maps.12317|isbn=978-0521199926|issn=1945-5100|doi-access=free}}</ref> со висина на скалата од 15-50&nbsp;км (9–31&nbsp;mi) во споредба со 5-8&nbsp;км (3,1-5&nbsp;ми) на Земјата. Податоците на Војаџер, во комбинација со податоците од ''Хајгенс'' и радијативно-конвективните модели обезбедуваат зголемено разбирање за атмосферската структура на Титан.<ref>{{Наведено списание|last=Catling|first=David C.|last2=Robinson|first2=Tyler D.|date=2012-09-09|title=An Analytic Radiative-Convective Model for Planetary Atmospheres|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=757|issue=1|pages=104|arxiv=1209.1833|bibcode=2012ApJ...757..104R|doi=10.1088/0004-637X/757/1/104}}</ref>

* '''Тропосфера:''' Ова е слој каде што се случуваат временските прилики на Титан. Бидејќи метанот се кондензира од атмосферата на Титан на големи надморски височини, неговото изобилство се зголемува под [[тропопауза]]та на надморска височина од 32&nbsp;км (20&nbsp;mi), израмнувајќи се на вредност од 4,9% помеѓу 8&nbsp;км (5&nbsp;ми) и површината.<ref name="Coustenis1552">"Titan: Exploring an Earthlike World".</ref><ref name="Niemann2">{{Наведено списание|last=Niemann, H. B.|displayauthors=etal|year=2005|title=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/62703/1/nature04122.pdf|journal=Nature|volume=438|issue=7069|pages=779–784|bibcode=2005Natur.438..779N|doi=10.1038/nature04122|pmid=16319830|hdl-access=free}}</ref> Метански дожд, дожд од магла и различни слоеви на облаци се наоѓаат во тропосферата.
* '''Стратосфера:''' Атмосферскиот состав во [[стратосфера]]та е 98,4% [[азот]] - единствената густа, богата со азот атмосфера во [[Сончевиот Систем]] настрана од Земјината - со останатите 1,6% составени главно од [[метан]] (1,4%) и [[водород]] (0,1-0,2%).<ref name="Coustenis1552" /> Главниот слој на [[толин]]<nowiki/>ска магла лежи во стратосферата на околу 100-210&nbsp;км (62–130&nbsp;ми). Во овој слој на атмосферата постои силна температурна инверзија предизвикана од маглата поради високиот сооднос на кратки бранови и инфрацрвена непроѕирност. 
* '''Мезосфера:''' Одвоен слој на магла е пронајден на околу 450-500&nbsp;км (280-310&nbsp;ми), во [[мезосфера]]та. Температурата на овој слој е слична на онаа на термосферата поради ладењето на линиите на цијановодород (HCN).<ref>{{Наведено списание|last=Yelle|first=Roger|date=1991-12-10|title=Non-LTE models of Titan's upper atmosphere|url=https://arizona.pure.elsevier.com/en/publications/non-lte-models-of-titans-upper-atmosphere|journal=Astrophysical Journal|volume=383|issue=1|pages=380–400|bibcode=1991ApJ...383..380Y|doi=10.1086/170796|issn=0004-637X}}</ref>
* '''Термосфера:''' Производството на честички започнува во термосферата Ова бил и најблискиот пристап на Касини во атмосферата на Титан.
* '''Јоносфера:''' Титановата [[јоносфера]] е исто така посложена од Земјината, со главната јоносфера на надморска височина од 1.200&nbsp;км (750&nbsp;mi) но со дополнителен слој на наелектризирани честички на 63&nbsp;км (39&nbsp;ми). Ова ја дели атмосферата на Титан до одреден степен на две одделни комори што резонираат со радио. Изворот на природните бранови со екстремно ниска честота (ELF) на Титан, како што се откриени од ''[[Касини-Хајгенс]]'', е нејасен бидејќи се смета дека нема голема молскавична активност.

== Атмосферски состав и хемија ==
Атмосферската хемија на Титан е разновидна и сложена. Секој слој од атмосферата има уникатни хемиски заемодејства кои се случуваат внатре, а потоа се во интеракција со другите подслоеви во атмосферата. На пример, се смета дека јаглеводородите се формираат во горната атмосфера на Титан во реакции кои произлегуваат од распаѓањето на метанот од [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетова]] светлина на Сонцето, создавајќи густ портокалов смог.<ref>{{Наведено списание|last=Waite, J. H.|displayauthors=etal|year=2007|title=The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere|journal=Science|volume=316|issue=5826|pages=870–5|bibcode=2007Sci...316..870W|doi=10.1126/science.1139727|pmid=17495166}}</ref> Табелата подолу ги истакнува механизмите за производство и загуба на најзастапените фотохемиски произведени молекули во атмосферата на Титан.

{| class="wikitable"
|+Хемија во атмосферата на Титан
!Молекула
!Производство
!Загуба
|-
|Водород 
|Фотолиза на метан
|побегнува
|-
|Јаглерод моноксид
|<chem>O + CH3->H2CO + H</chem><br /><br /><chem>H2CO + h\nu->CO + H2/2H</chem>
|<chem>CO + OH->CO2 + H</chem>
|-
|Етан
|<chem>2CH3 + M->C2H6 + M</chem>
|кондензира
|-
|Ацетилен
|<chem>C2H + CH4->C2H2 + CH3</chem>
|<chem>C2H2 + h\nu->C2H + H</chem><br /><br />кондензира
|-
|Пропан
|<chem>CH3 + C2H5 + M->C3H8 + M</chem>
|кондензира
|-
|Етилен
|<chem>CH + CH4->C2H4 + H</chem><br /><br /><chem>CH2 + CH3->C2H4 + H</chem>
|<chem>C2H4 + h\nu->C2H2 + H2/2H</chem>
|-
|Цијановодород
|<chem>N + CH3->H2CN + H</chem><br /><br /><chem>H2CN + H->HCN + H2</chem>
|кондензира
|-
|Јаглерод диоксид
|<chem>CO + OH->CO2 + H</chem>
|кондензира
|-
|Метилацетилен 
|<chem>CH + C2H4->CH3CCH + H</chem>
|<chem>CH3CCH + h\nu->C3H3 + H</chem><br /><br /><chem>H + CH3CCH->C3H5</chem>
|-
|Дијацетилен
|<chem>C2H + C2H2->C4H2 + H</chem>
|<chem>C4H2 + h\nu->C4H + H</chem>
|}
[[Податотека:Titancloud.jpg|лево|мини| Облак снимен во лажна боја над северниот пол на Титан.]]

=== Магнетно поле ===
Титан нема [[магнетно поле]], иако студиите во 2008 година покажале дека Титан ги задржува остатоците од магнетното поле на Сатурн во кратки прилики кога поминува надвор од [[Магнетосфера на Сатурн|магнетосферата на Сатурн]] и е директно изложен на [[Сончев ветар|сончевиот ветер]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm|title=Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan|year=2008|publisher=NASA/JPL|archive-url=https://web.archive.org/web/20090520090330/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm|archive-date=20 May 2009|accessdate=2009-04-20}}</ref> Ова може да [[јон]]изира и да однесе некои молекули од врвот на атмосферата. Внатрешното [[магнетно поле]] на Титан е занемарливо, а можеби дури и не постои.<ref name="Backes20052">{{Наведено списание|last=H. Backes|displayauthors=etal|year=2005|title=Titan's magnetic field signature during the first Cassini encounter|journal=Science|volume=308|issue=5724|pages=992–995|bibcode=2005Sci...308..992B|doi=10.1126/science.1109763|pmid=15890875}}</ref> Нејзиното орбитално растојание од 20,3 [[Полупречник|полупречници]] на Сатурн повремено го става во [[Магнетосфера на Сатурн|магнетосферата на Сатурн.]] Сепак, разликата помеѓу [[Вртежен период|вртежниот период]] на Сатурн (10.7&nbsp;часа) и Титановиот [[орбитален период]] (15.95&nbsp;дена) предизвикува релативна брзина од околу {{Вред|100}} помеѓу магнетизираната [[плазма]] на Сатурн и Титан.<ref name="Backes20052" /> Тоа всушност може да ги интензивира реакциите кои предизвикуваат атмосферски загуби, наместо да ја чуваат атмосферата од [[Сончев ветар|сончевиот ветер]].<ref name="Mitchell20052">{{Наведено списание|last=D.G. Mitchell|displayauthors=etal|year=2005|title=Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn's magnetosphere|journal=Science|volume=308|issue=5724|pages=989–992|bibcode=2005Sci...308..989M|doi=10.1126/science.1109805|pmid=15890874}}</ref>

=== Хемија на јоносферата ===
Во ноември 2007 година, научниците откриле докази за негативни јони со приближно 13&nbsp;800 пати поголема од масата на водородот во јоносферата на Титан, за кои се смета дека паѓаат во долните области за да формираат портокалова магла што ја замаглува површината на Титан.<ref>{{Наведено списание|last=Coates, A. J.|last2=F. J. Crary|last3=G. R. Lewis|last4=D. T. Young|last5=J. H. Waite|last6=E. C. Sittler|year=2007|title=Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere|url=http://discovery.ucl.ac.uk/168293/1/2007GL030978.pdf|journal=Geophys. Res. Lett.|volume=34|issue=22|pages=L22103|bibcode=2007GeoRL..3422103C|doi=10.1029/2007GL030978}}</ref> Помалите негативни јони се идентификувани како линеарни [[Јон|анјони]] на јаглероден синџир со поголеми молекули кои покажуваат докази за посложени структури, веројатно добиени од [[бензен]].<ref>{{Наведено списание|last=Desai, R. T.|last2=A. J. Coates|last3=A. Wellbrock|last4=V. Vuitton|last5=D. González-Caniulef|displayauthors=et al|year=2017|title=Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere|journal=Astrophys. J. Lett.|volume=844|issue=2|pages=L18|arxiv=1706.01610|bibcode=2017ApJ...844L..18D|doi=10.3847/2041-8213/aa7851}}</ref> Се смета дека овие негативни јони играат клучна улога во формирањето на посложени молекули, за кои се смета дека се [[толин]]и, и може да формираат основа за полициклични ароматични јаглеводороди, цијанополини и нивните деривати. Неверојатно, негативните јони како овие претходно се покажа дека го подобруваат производството на поголеми органски молекули во молекуларните облаци надвор од нашиот Сончев Систем,<ref>{{Наведено списание|last=Walsch, C.|last2=N. Harada|last3=E. Herbst|last4=T. J. Millar|year=2017|title=The EFFECTS OF MOLECULAR ANIONS ON THE CHEMISTRY OF DARK CLOUDS|journal=Astrophys. J.|volume=700|issue=1|pages=752–761|arxiv=0905.0800|bibcode=2009ApJ...700..752W|doi=10.3847/2041-8213/aa7851}}</ref> сличност што ја нагласува можната поширока релевантност на негативните јони на Титан.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://sci.esa.int/cassini-huygens/59350-has-cassini-found-a-universal-driver-for-prebiotic-chemistry-at-titan/|title=Has Cassini found a universal driver for prebiotic chemistry at Titan?|date=July 26, 2017|publisher=European Space Agency|accessdate=2017-08-12}}</ref>
[[Податотека:PIA18431-SaturnMoon-Titan-SouthPoleVortex-Cloud-20121129.jpg|лево|мини|246x246пкс| Титановиот вител на јужниот пол — вртлив гасен облак HCN (29 ноември 2012 година).]]

=== Атмосферска циркулација ===
Постои модел на циркулација на воздухот што тече во насока на ротацијата на Титан, од запад кон исток. Дополнително, откриени се и сезонски варијации во атмосферската циркулација. Набљудувањата на ''Касини'' на атмосферата направени во 2004 година, исто така, сугерираат дека Титан е „''супер ротатор''“, како [[Венера (планета)|Венера]], со атмосфера што ротира многу побрзо од неговата површина.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astrobio.net/news/article1480.html|title=Wind or Rain or Cold of Titan's Night?|date=March 11, 2005|publisher=Astrobiology Magazine|archive-url=https://web.archive.org/web/20070927030216/http://www.astrobio.net/news/article1480.html|archive-date=27 September 2007|accessdate=2007-08-24}}</ref> Атмосферската циркулација се објаснува со големата Хедлиева циркулација која се јавува од пол до пол.

=== Циклус на метан ===
Енергијата од [[Сонцето]] требало да ги претвори сите траги од метан во атмосферата на Титан во посложени јаглеводороди во рок од 50 милиони години - кратко време во споредба со староста на Сончевиот Систем. Ова сугерира дека метанот мора некако да се надополнува со резервоар на или во самиот Титан. Поголемиот дел од метанот на Титан е во атмосферата. Метанот се транспортира низ студената стапица во тропопаузата.<ref>{{Наведено списание|last=Roe|first=Henry G.|date=2012-05-02|title=Titan's Methane Weather|journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|language=en|volume=40|issue=1|pages=355–382|bibcode=2012AREPS..40..355R|doi=10.1146/annurev-earth-040809-152548}}</ref> Затоа, циркулацијата на метанот во атмосферата влијае на рамнотежата на зрачењето и хемијата на другите слоеви во атмосферата. Ако има резервоар на метан на Титан, циклусот би бил стабилен само во текот на геолошките временски размери. 
[[Податотека:Titan-SaturnMoon-Maps-TraceGases-20141022.jpg|десно|мини|319x319пкс| [[Органско соединение|Органски]] [[гас]]ови во атмосферата на Титан - HNC (лево) и HC<nowiki><sub id="mwAWU">3</sub></nowiki>N (десно).]]
Доказите дека атмосферата на Титан содржи повеќе од илјада пати повеќе метан од [[јаглерод моноксид]], се смета дека исклучува значителен придонес од ударите на кометите, бидејќи кометите се составени од повеќе јаглерод моноксид отколку [[метан]]. Дека Титан можеби создал атмосфера од раната сатурнска маглина во времето на формирањето исто така изгледа неверојатно; во таков случај, треба да има атмосферско изобилство слично на сончевата маглина, вклучувајќи [[водород]] и [[неон]].<ref>{{Наведено списание|last=Coustenis, A.|year=2005|title=Formation and evolution of Titan's atmosphere|journal=Space Science Reviews|volume=116|issue=1–2|pages=171–184|bibcode=2005SSRv..116..171C|doi=10.1007/s11214-005-1954-2}}</ref> Многу астрономи сугерираат дека конечното потекло за метанот во атмосферата на Титан е од самиот Титан, ослободен преку ерупции од криовулканите.<ref>{{Наведено списание|last=Sushil K. Atreya|last2=Elena Y. Adams|last3=Hasso B. Niemann|displayauthors=etal|date=October 2006|title=Titan's methane cycle|journal=Planetary and Space Science|volume=54|issue=12|page=1177|bibcode=2006P&SS...54.1177A|doi=10.1016/j.pss.2006.05.028}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Stofan, E. R.|displayauthors=etal|year=2007|title=The lakes of Titan.|journal=Nature|volume=445|issue=7123|pages=61–4|bibcode=2007Natur.445...61S|doi=10.1038/nature05438|pmid=17203056}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Tobie, Gabriel|last2=Lunine, Jonathan|last3=Sotin, Cristophe|year=2006|title=Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan|journal=Nature|volume=440|issue=7080|pages=61–64|bibcode=2006Natur.440...61T|doi=10.1038/nature04497|pmid=16511489}}</ref>{{Панорама|Titan-Earth-PolarClouds-20141024.jpg|600px|Поларни облаци, направени од [[метан]], на Титан (лево) во споредба со [[Поларен стратосферски облак|поларни облаци]] на [[Земјата]] (десно).}}

=== Ден и самрак (изгрејсонце/зајдисонце) ===
[[Податотека:Visible_and_Infrared_Sunsets_on_Titan_.gif|алт=|мини|569x569пкс| Модели на осветленост на небото <ref name=":2">{{Наведено списание|last=Barnes|first=Jason W.|last2=MacKenzie|first2=Shannon M.|last3=Lorenz|first3=Ralph D.|last4=Turtle|first4=Elizabeth P.|date=2018-11-02|title=Titan's Twilight and Sunset Solar Illumination|journal=The Astronomical Journal|language=en|volume=156|issue=5|pages=247|bibcode=2018AJ....156..247B|doi=10.3847/1538-3881/aae519|issn=1538-3881}}</ref> на сончев ден на Титан. Сонцето се гледа како заоѓа од пладне до самрак со 3 бранови должини: 5 μm, [[Инфрацрвено зрачење|блиску инфрацрвено]] (1-2 μm) и видливо. Секоја слика покажува „превртена“ верзија на небото како што се гледа од површината на Титан. Левата страна го покажува Сонцето, додека десната страна покажува подалеку од Сонцето. Горниот и долниот дел на сликата се соодветно [[зенит]]от и [[хоризонт]]от. Аголот на сончевиот зенит го претставува аголот помеѓу Сонцето и зенитот (0°), каде што 90° е кога Сонцето ќе стигне до хоризонтот.]]
[[Податотека:Saturnset_on_Titan.gif|мини|365x365пкс| [[Сатурн (планета)|Сатурн]] заоѓа зад Титан.]]
Осветленоста на небото и условите за гледање се очекува да бидат сосема различни од [[Земјата]] и [[Марс]] поради подалечното растојание на Титан од Сонцето (~10 [[Астрономска единица|ае]] ) и сложените слоеви на магла во неговата атмосфера. Видеата на моделот за осветленост на небото покажуваат како може да изгледа еден типичен сончев ден стоејќи на површината на Титан врз основа на моделите за пренос на зрачење.

За астронаутите кои гледаат со [[Светлина|видлива светлина]], дневното небо има изразито темно портокалова боја и изгледа униформно во сите правци поради значителното Миево расејување од многуте слоеви на магла на висока надморска височина. Дневното небо е пресметано дека е ~ 100-1000 пати помрачно од едно попладне на Земјата,<ref name=":2" /> што е слично на условите за гледање на густ смог или густ [[Чад (хемија)|чад]]. [[Зајдисонце|Зајдисонцата]] на Титан се очекува да бидат „''подземни настани''“,<ref name=":2" /> каде што Сонцето исчезнува на половина пат на небото (~ 50° над [[хоризонт]]от) без јасна промена во бојата. После тоа, небото полека ќе се затемнува додека не дојде до ноќ. Сепак, се очекува површината да остане светла како полната Месечина до 1 Земјински ден по [[зајдисонце]].<ref name=":2" />

При блиска [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвена светлина]], зајдисонцата личат на зајдисонце на Марс или на зајдисонце во прашлива пустина. Миевото расејување има послабо влијание на подолги инфрацрвени бранови должини, што овозможува пошарени и променливи услови на небото. Во текот на денот, Сонцето има забележлива сончева корона која ја преминува бојата од бела во „црвена“ во текот на попладневните часови.<ref name=":2" /> Попладневната светлина на небото е ~ 100 пати помала од Земјата.<ref name=":2" /> Како што се приближува вечерното време, се очекува Сонцето да исчезне прилично блиску до хоризонтот. Атмосферската оптичка длабочина на Титан е најмала на 5 [[Микрометар|микрони]]. Значи, Сонцето на 5 микрони може да биде видливо дури и кога е под хоризонтот поради атмосферско прекршување. Слично на сликите од зајдисонцето на Марс од роверите, се гледа дека корона слична на вентилатор се развива над Сонцето поради расејување од магла или прашина на големи надморски височини.<ref name=":2" />

Што се однесува до [[Сатурн (планета)|Сатурн]], планетата е речиси фиксирана во својата позиција на небото бидејќи орбитата на Титан е плимно сврзана околу Сатурн. Сепак, има мало движење од 3° од исток кон запад во текот на една година на Титан поради [[Орбитално занесување|орбиталната ексцентричност]],<ref name=":4">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=xyNRygEACAAJ|title=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|last=Lorenz|first=Ralph|date=June 2020|publisher=Haynes Publishing Group P.L.C.|year=2020|isbn=978-1-78521-643-5|pages=130–131|language=en|access-date=30 November 2020}}</ref> слично на аналемата на Земјата. Сончевата светлина што се рефлектира од Сатурн, Сатурнов сјај, е околу 1000 пати послаба од сончевата инсолација на површината на Титан.<ref name=":4" /> Иако Сатурн изгледа неколку пати поголем на небото од Месечината на небото на Земјата, контурите на Сатурн се маскирани од посветлото Сонце во текот на денот. Сатурн може да биде забележлив само ноќе, но само на бранова должина од 5 микрони. Ова се должи на два фактори: малата оптичка длабочина на атмосферата на Титан на 5 микрони <ref name=":5">{{Наведено списание|last=Sotin|first=C.|last2=Lawrence|first2=K. J.|last3=Reinhardt|first3=B.|last4=Barnes|first4=J. W.|last5=Brown|first5=R. H.|last6=Hayes|first6=A. G.|last7=Le Mouélic|first7=S.|last8=Rodriguez|first8=S.|last9=Soderblom|first9=J. M.|date=2012-11-01|title=Observations of Titan's Northern lakes at 5μm: Implications for the organic cycle and geology|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103512003363|journal=Icarus|language=en|volume=221|issue=2|pages=768–786|bibcode=2012Icar..221..768S|doi=10.1016/j.icarus.2012.08.017|issn=0019-1035}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFSotinLawrenceReinhardtBarnes2012">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. (2012-11-01). </cite></ref><ref>{{Наведено списание|last=Barnes|first=Jason W.|last2=Clark|first2=Roger N.|last3=Sotin|first3=Christophe|last4=Ádámkovics|first4=Máté|last5=Appéré|first5=Thomas|last6=Rodriguez|first6=Sebastien|last7=Soderblom|first7=Jason M.|last8=Brown|first8=Robert H.|last9=Buratti|first9=Bonnie J.|date=2013-10-24|title=A Transmission Spectrum of Titan's North Polar Atmosphere from a Specular Reflection of the Sun|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/777/2/161|journal=The Astrophysical Journal|volume=777|issue=2|pages=161|bibcode=2013ApJ...777..161B|doi=10.1088/0004-637X/777/2/161|issn=0004-637X|hdl-access=free}}</ref> и силните емисии од 5 μm од ноќната страна на Сатурн.<ref>{{Наведено списание|last=BAINES|first=K. H.|last2=DROSSART|first2=P.|last3=MOMARY|first3=T. W.|last4=FORMISANO|first4=V.|last5=GRIFFITH|first5=C.|last6=BELLUCCI|first6=G.|last7=BIBRING|first7=J. P.|last8=BROWN|first8=R. H.|last9=BURATTI|first9=B. J.|date=2005-06-01|title=The Atmospheres of Saturn and Titan in the Near-Infrared: First Results of Cassini/Vims|url=https://doi.org/10.1007/s11038-005-9058-2|journal=Earth, Moon, and Planets|language=en|volume=96|issue=3|pages=119–147|bibcode=2005EM&P...96..119B|doi=10.1007/s11038-005-9058-2|issn=1573-0794}}</ref> Во видлива светлина, Сатурн ќе направи небото од страната на Титан свртено кон Сатурн да изгледа малку посветло, слично на облачната ноќ со полна месечина на Земјата.<ref name=":4" /> [[Сатурнови прстени|Прстените на Сатурн]] се скриени од поглед поради порамнувањето на орбиталната рамнина на Титан и рамнината на прстените.<ref name=":4" /> Се очекува Сатурн да покаже фази, слични на [[Венерини мени|фазите на Венера]] на Земјата, кои делумно ја осветлуваат површината на Титан ноќе, освен при затемнувањата.<ref name=":4" />

Од вселената, сликите на ''Касини'' од блиска инфрацрвена до [[Ултравиолетово зрачење|УВ]] бранова должина покажале дека периодите на [[самрак]]от (фазни агли > 150°) се ''посветли'' од дневните часови на Титан.<ref name=":3">{{Наведено списание|last=García Muñoz|first=A.|last2=Lavvas|first2=P.|last3=West|first3=R. A.|date=2017-04-24|title=Titan brighter at twilight than in daylight|url=https://www.nature.com/articles/s41550-017-0114|journal=Nature Astronomy|language=en|volume=1|issue=5|page=0114|arxiv=1704.07460|bibcode=2017NatAs...1E.114G|doi=10.1038/s41550-017-0114|issn=2397-3366}}</ref> Ова набљудување не е забележано на ниту едно друго планетарно тело со густа атмосфера.<ref name=":3" /> Титановиот самрак што го надминува денот се должи на комбинацијата на атмосферата на Титан што се протега на стотици километри над површината и интензивното Миево расфрлање на маглата.<ref name=":3" /> Моделите за пренос на зрачење не го репродуцирале овој ефект.

== Атмосферска еволуција ==
Постојаноста на густата атмосфера на Титан е загадочна бидејќи атмосферите на структурно сличните [[Природен сателит|сателити]] на [[Јупитер]], [[Ганимед (месечина)|Ганимед]] и [[Калиста (месечина)|Калиста]] се занемарливи. Иако нееднаквоста сè уште е слабо разбрана, податоците од неодамнешните мисии обезбедиле основни ограничувања за еволуцијата на атмосферата на Титан.
[[Податотека:Titan's_Many_Layers.jpg|мини|Слоеви на атмосфера, слика од вселенското летало Касини]]
Грубо кажано, на растојание од [[Сатурн (планета)|Сатурн]], сончевата инсолација и флуксот на [[Сончев ветар|сончевиот ветер]] се доволно ниски што [[Хемиски елемент|елементите]] и [[Хемиско соединение|соединенијата]] кои се испарливи на [[Земјовидна планета|копнените планети]] имаат тенденција да се акумулираат во сите три [[Фаза (термодинамика)|фази]].<ref name="Bland2005">
{{Наведено списание|last=P.A. Bland|displayauthors=etal|year=2005|title=Trace element carrier phases in primitive chondrite matrix: implications for volatile element fractionation in the inner solar system|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1841.pdf|journal=Lunar and Planetary Science|volume=XXXVI|page=1841|bibcode=2005LPI....36.1841B}}</ref> [[Температура]]та на површината на Титан е исто така доста ниска, околу 94&nbsp;К.<ref name="Flasar2005">
{{Наведено списание|last=F.M. Flasar|displayauthors=etal|year=2005|title=Titan's atmospheric temperatures, winds, and composition|journal=Science|volume=308|issue=5724|pages=975–978|bibcode=2005Sci...308..975F|doi=10.1126/science.1111150|pmid=15894528}}</ref><ref name="Lindal1983">
{{Наведено списание|last=G. Lindal|displayauthors=etal|year=1983|title=The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements|journal=Icarus|volume=53|issue=2|pages=348–363|bibcode=1983Icar...53..348L|doi=10.1016/0019-1035(83)90155-0}}</ref> Следствено, масените фракции на супстанции кои можат да станат атмосферски состојки се многу поголеми на Титан отколку на [[Земја (планета)|Земјата]]. Всушност, сегашните толкувања сугерираат дека само околу 50% од масата на Титан се [[силикат]]и,<ref name="Tobie2006">
{{Наведено списание|last=G. Tobie|last2=J.I. Lunine|last3=C. Sotin|year=2006|title=Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan|journal=Nature|volume=440|issue=7080|pages=61–64|bibcode=2006Natur.440...61T|doi=10.1038/nature04497|pmid=16511489}}</ref> додека остатокот се состои првенствено од различни [[мраз]]ови H<sub>2</sub>O ([[вода]]) и NH<sub>3</sub> · H<sub>2</sub>O ( [[хидрат]]и на [[амонијак]]). NH<sub>3</sub>, кој можеби е оригиналниот извор на атмосферскиот N<sub>2</sub> ( [[Азот|динитроген]]) на Титан, може да сочинува дури 8% од масата NH<sub>3</sub> · H<sub>2</sub>O<sub>.</sub> Титан најверојатно е диференциран во слоеви, каде што течниот воден слој под мразот I<nowiki><sub id="mwAg8">h</sub></nowiki> може да биде богат со NH<sub>3</sub>. 
[[Податотека:Titan-Complex_'Anti-greenhouse'.jpg|мини|Слика во вистинска боја на слоеви на магла во атмосферата на Титан]]
{{multiple image|align=left|image1=PIA 08211 Titan backlit.jpg|width1=160|alt1=|caption1=Атмосферата на Титан осветлена од Сонцето, со [[Сатурнови прстени|Сатурновите прстени]] зад себе. Надворешниот слој на магла се спојува на врвот со северната поларна хауба.|image2=Two Halves of Titan.png|width2=120|alt2=|caption2=Зимската полутопка на Титан (горе) е малку потемна на видлива светлина поради високата надморска височина на [[магла]]та|footer=}}
Достапни се привремени ограничувања, при што сегашната загуба најмногу се должи на малата [[гравитација]] <ref name="Waite2005">
{{Наведено списание|last=J.H. Waite (Jr)|displayauthors=etal|year=2005|title=Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan|journal=Science|volume=308|issue=5724|pages=982–986|bibcode=2005Sci...308..982W|doi=10.1126/science.1110652|pmid=15890873}}</ref> и сончевиот ветер <ref name="Penz2005">
{{Наведено списание|last=T. Penz|last2=H. Lammer|last3=Yu.N. Kulikov|last4=H.K. Biernat|year=2005|title=The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution|journal=Advances in Space Research|volume=36|issue=2|pages=241–250|bibcode=2005AdSpR..36..241P|doi=10.1016/j.asr.2005.03.043}}</ref> потпомогнати од фотолизата. Загубата на раната атмосфера на Титан може да се процени со [[Природна застапеност|изотопскиот сооднос]] <sup>14</sup> N– <sup>15</sup> N, бидејќи полесниот <sup>14</sup>N е преференцијално изгубен од горната атмосфера при фотолиза и загревање. Бидејќи оригиналниот сооднос <sup>14</sup> N– <sup>15</sup>N на Титан е слабо ограничен, раната атмосфера можеби имала повеќе N<sub>2</sub> според фактори кои се движат од 1,5 до 100 со сигурност само во долниот фактор.<ref name="Waite2005" /> Бидејќи N<sub>2</sub> е примарна компонента (98%) од атмосферата на Титан,<ref name="Coustenis2004">
{{Наведено списание|last=A. Coustenis|year=2005|title=Formation and Evolution of Titan's Atmosphere|journal=Space Science Reviews|volume=116|issue=1–2|pages=171–184|bibcode=2005SSRv..116..171C|doi=10.1007/s11214-005-1954-2}}</ref> изотопскиот сооднос сугерира дека голем дел од атмосферата е изгубена со текот на [[Геолошка скала|геолошкиот временски период]]. Како и да е, атмосферскиот притисок на неговата површина останува скоро 1,5 пати поголем од оној на Земјата како што започна со пропорционално поголем испарлив буџет од [[Земја (планета)|Земјата]] или [[Марс (планета)|Марс]]. Можно е најголемиот дел од атмосферската загуба да биде во рамките на 50&nbsp;милиони години [[Насобирање (астрофизика)|акреција]], од високо енергетско бегство на светлосни атоми кои однеле голем дел од атмосферата (хидродинамичко бегство).<ref name="Penz2005" /> Таков настан би можел да биде поттикнат од ефектите на загревање и фотолиза на повисокиот излез на [[Рендгенски зраци|Х-зраци]] и [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетови]] (XUV) фотони на раното Сонце.

Бидејќи [[Калиста (месечина)|Калиста]] и [[Ганимед (месечина)|Ганимед]] се структурно слични на Титан, не е јасно зошто нивната атмосфера е незначителна во однос на Титан. Како и да е, потеклото на Титановиот N<sub>2</sub> преку геолошки античка фотолиза на [[Насобирање (астрофизика)|насобраниот]] и дегазираниот NH<sub>3</sub>, наспроти дегасирањето на N<sub>2</sub> од акреционерните клатрати, може да биде клучот за правилен заклучок. Доколку N<sub>2</sub> бил ослободен од клатрати, <sup>36</sup>Ar и <sup>38</sup>Ar кои се инертни [[Првобитен нуклид|првобитни изотопи]] на Сончевиот Систем исто така треба да бидат присутни во атмосферата, но ниту еден не е откриен во значителни количини.<ref name="Niemann2005">
{{Наведено списание|last=H.B. Niemann|displayauthors=etal|year=2005|title=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/62703/1/nature04122.pdf|journal=Nature|volume=438|issue=7069|pages=779–784|bibcode=2005Natur.438..779N|doi=10.1038/nature04122|pmid=16319830|hdl-access=free}}</ref> Незначителната концентрација на <sup>36</sup>Ar и <sup>38</sup>Ar исто така укажува дека ~40&nbsp;К-температурата потребна за нивно заробување и N<sub>2</sub> во клатратите не постоеле во Сатурнската [[Маглина|подмаглина]]. Наместо тоа, температурата можеби била повисока од 75 степени&nbsp;К, ограничувајќи ја дури и акумулацијата на NH<sub>3</sub> како [[хидрат]]и.<ref name="Owen2006">
{{Наведено списание|last=T.C. Owen|last2=H. Niemann|last3=S. Atreya|last4=M.Y. Zolotov|year=2006|title=Between heaven and Earth: the exploration of Titan|journal=Faraday Discussions|volume=133|pages=387–391|bibcode=2006FaDi..133..387O|citeseerx=10.1.1.610.9932|doi=10.1039/b517174a|pmid=17191458}}</ref> Температурите би биле уште повисоки во под-маглината на Јупитер поради поголемото ослободување на гравитациската потенцијална енергија, маса и близината до Сонцето, што значително го намалува инвентарот NH<sub>3</sub> насобирањето од Калиста и Ганимед. Добиените атмосфери N<sub>2</sub> можеби биле премногу тенки за да ги преживеат ефектите на атмосферската ерозија што ги издржал Титан.<ref name="Owen2006" />

Алтернативно објаснување е дека ударите на кометите ослободуваат повеќе енергија на Калиста и Ганимед отколку кај Титан поради повисокото гравитациско поле на [[Јупитер]]. Тоа би можело да ја еродира атмосферата на Калиста и Ганимед, додека кометниот материјал всушност би ја изградил атмосферата на Титан. Меѓутоа, <sup>2</sup>H– <sup>1</sup>H (т.е D–H) односот на атмосферата на Титан е {{Вред|2.3|0.5}}, скоро 1,5 пати помал од оној на [[Комета|кометите]]. Разликата сугерира дека материјалот од комета веројатно нема да биде главниот придонесувач за атмосферата на Титан. Атмосферата на Титан, исто така, содржи над илјада пати повеќе метан од [[јаглерод моноксид]], што ја поддржува идејата дека кометниот материјал не е веројатен придонесувач бидејќи кометите се составени од повеќе јаглерод моноксид отколку метан.
[[Податотека:PIA22484-SaturnMoon-Titan-3DustStorms-20180924.jpg|центар|мини|400x400пкс|<center> Титан - три бури од прашина откриени во 2009-2010 година.<ref name="NASA-20180924">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7243|title=Dust Storms on Titan Spotted for the First Time|last=McCartney|first=Gretchen|last2=Brown|first2=Dwayne|date=24 September 2018|work=[[NASA]]|accessdate=24 September 2018|last3=Wendel|first3=JoAnna|last4=Bauer|first4=Markus}}</ref></center>]]

== Поврзано ==
* [[Атмосфера на Марс]]

== Дополнително читање ==
* {{Наведено списание|last=Roe|first=H. G.|year=2012|title=Titan's Methane Weather|journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|volume=40|issue=1|pages=355–382|bibcode=2012AREPS..40..355R|doi=10.1146/annurev-earth-040809-152548}}

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==
* {{Commons category-inline|Atmosphere of Titan}}

{{Атмосфери}}

[[Категорија:Титан (месечина)]]