Sonda Huygens sestupující Titanovou atmosférou. Obrazový kredit: ESA Klikněte pro zvětšení
Silná turbulence v horní atmosféře, druhá ionosférická vrstva a možné blesky byly mezi překvapeními zjištěnými přístrojem Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI) během sestupu na Titanovu plochu.
HASI poskytoval měření od nadmořské výšky 1 400 km dolů na povrch fyzikálních charakteristik atmosféry a povrchu, jako jsou profily teploty a hustoty, elektrická vodivost a struktura povrchu. Huygens SSP provedl měření těsně nad a na povrchu Titanu.
Atmosférická struktura ve vysoké nadmořské výšce byla odvozena z dřívějších měření sluneční okultury pomocí Voyageru, ale střední atmosféra (200 - 600 km) nebyla dobře stanovena, ačkoli teleskopická pozorování naznačovala komplexní vertikální strukturu.
O povrchu Titanu bylo známo jen velmi málo, protože je skryto silným „zákalem“ - počáteční spekulace spočívaly v tom, že povrch byl pokryt hlubokým uhlovodíkovým oceánem, ale infračervená a radarová měření vykazovala určité albedo kontrasty - možná konzistentní s jezery, ale ne s globálním oceánem.
Předchozí pozorování ukázala, že povrchový tlak na Titanu byl srovnatelný s povrchovým tlakem na Zemi a že metan vytvořil věrohodný protějšek pozemní vody pro tvorbu mraků a deště. Rovněž se uvažovalo o možnosti blesku v Titanově atmosféře, který by mohl ovlivnit chemické složení atmosféry.
HASI zjistil, že v horní části atmosféry byla teplota i hustota vyšší, než se očekávalo. Struktura teploty ukazuje silné vlnovité variace 10-20 K přibližně v průměru asi 170 K. To, spolu s dalšími důkazy, naznačuje, že atmosféra Titanu má mnoho různých vrstev.
Modely Titanovy ionosféry předpovídaly, že galaktické kosmické paprsky budou produkovat ionosférickou vrstvu s maximální koncentrací elektronů v nadmořské výšce 70 až 90 km. HASI také překvapil tým Huygens tím, že našel druhou nižší ionosférickou vrstvu, mezi 140 km a 40 km, s elektrickou vodivostí vrcholící blízko 60 km.
HASI možná také viděl podpis blesku. Během sestupu bylo pozorováno několik impulsů elektrického pole způsobených možnou bleskovou aktivitou ve sférickém vlnovodu tvořeném povrchem Titanu a vnitřní hranicí jeho ionosféry.
Vertikální rozlišení měření teploty bylo dostatečné k vyřešení struktury planetární mezní vrstvy. Tato mezní vrstva měla tloušťku asi 300 mv místě a čase přistání. Povrchová teplota byla přesně změřena při 93,65 × 0,25 K a tlaku 1467 x 1 hPa (velmi blízká měřením provedeným dříve Voyagerem, přibližně 95 K a 1400 hPa).
Původní zdroj: ESA Portal
