stringtranslate.com

Атмосфера Титана

Атмосфера Титана – это плотный слой газов , окружающий Титан , самый большой спутник Сатурна . Это единственная плотная атмосфера естественного спутника Солнечной системы . Нижняя атмосфера Титана в основном состоит из азота (94,2%), метана (5,65%) и водорода (0,099%). [2] Существуют следовые количества других углеводородов, таких как этан , диацетилен , метилацетилен , ацетилен , пропан , ПАУ [4] и других газов, таких как цианоацетилен , цианистый водород , диоксид углерода , окись углерода , циан , ацетонитрил , аргон. и гелий . [3] Изотопное исследование соотношения изотопов азота также предполагает, что ацетонитрил может присутствовать в количествах, превышающих цианистый водород и цианоацетилен . [5] Давление на поверхности примерно на 50% выше, чем на Земле, и составляет 1,5 бар (147 кПа) [1] , что близко к тройной точке метана и позволяет иметь газообразный метан в атмосфере и жидкий метан на поверхности. [6] Оранжевый цвет, видимый из космоса, создается другими, более сложными химическими веществами в небольших количествах, возможно, толинами , смолоподобными органическими осадками. [7]

История наблюдений

О наличии значительной атмосферы впервые заподозрил испанский астроном Хосеп Комас-и - Сола , который наблюдал отчетливое затемнение края Титана в 1903 году в обсерватории Фабра в Барселоне , Каталония . [8] Это наблюдение было подтверждено голландским астрономом Джерардом П. Койпером в 1944 году с использованием спектроскопического метода , который позволил оценить атмосферное парциальное давление метана порядка 100 миллибар (10 кПа). [9] Последующие наблюдения в 1970-х годах показали, что цифры Койпера были существенно занижены; содержание метана в атмосфере Титана было в десять раз выше, а давление на поверхности было как минимум вдвое выше, чем он предсказывал. Высокое поверхностное давление означало, что метан мог составлять лишь небольшую часть атмосферы Титана. [10] В 1980 году «Вояджер-1» провел первые подробные наблюдения за атмосферой Титана, показав, что давление на его поверхности было выше, чем у Земли, и составляло 1,5 бара (примерно в 1,48 раза больше, чем у Земли). [11]

Совместная миссия НАСА/ЕКА «Кассини-Гюйгенс» предоставила огромное количество информации о Титане и системе Сатурна в целом с момента выхода на орбиту 1 июля 2004 года. Было установлено, что содержание изотопов в атмосфере Титана свидетельствует о том, что обильный азот в атмосфере произошло из материалов облака Оорта , связанных с кометами , а не из материалов, которые сформировали Сатурн в более ранние времена. [12] Было установлено, что на Титане могли возникнуть сложные органические химические вещества , [13] включая полициклические ароматические углеводороды , [14] [4] пропилен , [15] и метан . [16] [17]

Миссия НАСА « Стрекоза » планирует посадить на Титан большой летательный аппарат в 2034 году. [18] Миссия будет изучать обитаемость Титана и химию пребиотиков в различных местах. [19] Самолет, похожий на дрон, будет выполнять измерения геологических процессов, а также состава поверхности и атмосферы. [20]

Обзор

Наблюдения с космических зондов «Вояджер» показали, что атмосфера Титана плотнее земной , а давление на поверхности примерно в 1,48 раза выше земного. [11] Атмосфера Титана примерно в 1,19 раза массивнее земной в целом, [21] или примерно в 7,3 раза массивнее в расчете на площадь поверхности. Он поддерживает непрозрачные слои дымки, которые блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и делают детали поверхности Титана неясными. Атмосфера настолько плотная, а гравитация настолько низкая, что люди могли летать сквозь нее, взмахивая «крыльями», прикрепленными к их рукам. [22] Меньшая гравитация Титана означает, что его атмосфера гораздо более протяженная, чем земная; даже на расстоянии 975 км космическому кораблю Кассини пришлось вносить коррективы, чтобы поддерживать стабильную орбиту против атмосферного сопротивления. [23] Атмосфера Титана непрозрачна для многих длин волн , и полный спектр отражения поверхности невозможно получить извне. [24] Только после прибытия Кассини-Гюйгенса в 2004 году были получены первые прямые изображения поверхности Титана. Зонд «Гюйгенс» не смог определить направление Солнца во время его спуска, и хотя он смог делать снимки с поверхности, команда « Гюйгенс » сравнила этот процесс с «съемкой асфальтовой парковки в сумерках». [25]

Вертикальная структура

Схема атмосферы Титана
Схема атмосферы Титана

Вертикальная структура атмосферы Титана аналогична земной. У них обоих есть тропосфера, стратосфера, мезосфера и термосфера. Однако более низкая поверхностная гравитация Титана создает более протяженную атмосферу [26] с масштабной высотой 15–50 км (9–31 миль) по сравнению с 5–8 км (3,1–5 миль) на Земле. [6] Данные «Вояджера» в сочетании с данными Гюйгенса и радиационно-конвективными моделями обеспечивают лучшее понимание структуры атмосферы Титана. [27]

Состав и химия атмосферы

Химический состав атмосферы Титана разнообразен и сложен. В каждом слое атмосферы происходят уникальные химические взаимодействия, которые затем взаимодействуют с другими подслоями атмосферы. Например, считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в результате реакций, возникающих в результате распада метана под действием ультрафиолетового света Солнца , что приводит к образованию густого оранжевого смога. [33] В таблице ниже показаны механизмы производства и потери наиболее распространенных молекул, полученных фотохимическим путем в атмосфере Титана. [6]

Облако в искусственных цветах над северным полюсом Титана.

Магнитное поле

Внутреннее магнитное поле Титана незначительно и, возможно, даже отсутствует, хотя исследования 2008 года показали, что Титан сохраняет остатки магнитного поля Сатурна в те краткие моменты, когда он проходит за пределы магнитосферы Сатурна и подвергается непосредственному воздействию солнечного ветра . [34] [35] Это может ионизировать и унести некоторые молекулы из верхних слоев атмосферы. Один интересный случай был обнаружен как пример воздействия выброса корональной массы на магнитосферу Сатурна, в результате чего орбита Титана подверглась воздействию потрясенного солнечного ветра в магнитослое. Это приводит к увеличению выпадения частиц и образованию экстремальных плотностей электронов в ионосфере Титана. [36] Его орбитальное расстояние в 20,3 радиуса Сатурна иногда помещает его в магнитосферу Сатурна . Однако разница между периодом вращения Сатурна (10,7 часов) и орбитальным периодом Титана (15,95 дней) приводит к тому, что относительная скорость составляет около100 км/с между намагниченной плазмой Сатурна и Титаном. [35] Это может фактически усилить реакции, вызывающие потерю атмосферы, вместо того, чтобы защищать атмосферу от солнечного ветра . [37]

Химия ионосферы

В ноябре 2007 года ученые обнаружили в ионосфере Титана отрицательные ионы, масса которых примерно в 13 800 раз превышает массу водорода, которые, как полагают, падают в нижние области, образуя оранжевую дымку, закрывающую поверхность Титана. [38] Меньшие отрицательные ионы были идентифицированы как анионы с линейной углеродной цепью , а более крупные молекулы демонстрируют признаки более сложных структур, возможно, полученных из бензола . [39] Эти отрицательные ионы, по-видимому, играют ключевую роль в формировании более сложных молекул, которые, как полагают, являются толинами , и могут составлять основу полициклических ароматических углеводородов , цианополиинов и их производных. Примечательно, что подобные отрицательные ионы, как было показано ранее, усиливают производство более крупных органических молекул в молекулярных облаках за пределами нашей Солнечной системы, [40] и это сходство подчеркивает возможную более широкую значимость отрицательных ионов Титана. [41]

Вихрь Южного полюса Титана — закрученное облако газа HCN (29 ноября 2012 г.).

Атмосферная циркуляция

Обнаружена закономерность циркуляции воздуха, текущей в направлении вращения Титана, с запада на восток. Кроме того, обнаружены сезонные изменения атмосферной циркуляции. Наблюдения за атмосферой, сделанные Кассини в 2004 году, также позволяют предположить, что Титан представляет собой «суперротатор», как и Венера , с атмосферой, которая вращается намного быстрее, чем его поверхность. [42] Атмосферная циркуляция объясняется большой циркуляцией Хэдли , которая происходит от полюса к полюсу. [2]

Метановый цикл

Титановые облака

Подобно гидрологическому циклу на Земле, на Титане существует метановый цикл. [43] [44] Этот цикл метана приводит к образованию поверхностных образований, которые напоминают образования, которые мы находим на Земле. Озера метана и этана встречаются в полярных регионах Титана. Метан конденсируется в облаках в атмосфере, а затем выпадает на поверхность. Этот жидкий метан затем стекает в озера. Некоторая часть метана в озерах со временем испарится и снова сформирует облака в атмосфере, начав процесс заново. Однако, поскольку метан теряется в термосфере, должен быть источник метана для пополнения атмосферного метана. [44] Энергия Солнца должна была преобразовать все следы метана в атмосфере Титана в более сложные углеводороды в течение 50 миллионов лет — короткое время по сравнению с возрастом Солнечной системы. Это говорит о том, что метан должен каким-то образом пополняться из резервуара на самом Титане или внутри него. Большая часть метана на Титане находится в атмосфере. Метан транспортируется через холодную ловушку в тропопаузе. [45] Таким образом, циркуляция метана в атмосфере влияет на радиационный баланс и химический состав других слоев атмосферы. Если на Титане есть резервуар метана, цикл будет стабильным только в геологических временных масштабах. [6]

Следы органических газов в атмосфере Титана — HNC (слева) и HC 3 N (справа).

Доказательства того, что атмосфера Титана содержит в тысячу раз больше метана, чем угарного газа, по-видимому, исключают значительный вклад от ударов комет, поскольку кометы состоят из большего количества угарного газа, чем метана. То, что Титан мог аккрецировать атмосферу из ранней туманности Сатурна во время формирования, также кажется маловероятным; в таком случае он должен иметь содержание в атмосфере, подобное солнечной туманности, включая водород и неон . [46] Многие астрономы предполагают, что метан в атмосфере Титана находится внутри самого Титана и выделяется в результате извержений криовулканов . [47] [48] [49]

Другим возможным источником пополнения метана в атмосфере Титана являются клатраты метана . [50] Клатраты — это соединения, в которых частица газа окружена решеткой льда, подобно клетке. В этом случае газ метан окружен кристаллической клеткой воды. [51] Эти клатраты метана могли присутствовать под ледяной поверхностью Титана, образовавшись гораздо раньше в истории Титана. [52] В результате диссоциации клатратов метана метан может выделяться в атмосферу, пополняя запасы. [51] [50]

1 декабря 2022 года астрономы сообщили, что наблюдали облака, вероятно состоящие из метана , движущиеся по Титану, с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба . [53] [54]

Полярные облака, состоящие из метана , на Титане (слева) в сравнении с полярными облаками на Земле (справа).

Дневное и сумеречное небо (восход/закат).

Модели яркости неба [55] солнечного дня на Титане. Солнце видно заходящим с полудня до наступления сумерек на трех длинах волн: 5 мкм, ближнем инфракрасном (1–2 мкм) и видимом диапазоне . На каждом изображении показана «развернутая» версия неба, видимая с поверхности Титана. Левая сторона показывает Солнце, а правая сторона указывает в сторону от Солнца. Верхняя и нижняя части изображения — это зенит и горизонт соответственно. Зенитный угол Солнца представляет собой угол между Солнцем и зенитом (0°), где 90° — это момент, когда Солнце достигает горизонта.
Сатурн садится за Титаном.

Ожидается, что яркость неба и условия наблюдения будут сильно отличаться от земных и марсианских из-за большего расстояния Титана от Солнца (~ 10  а.е. ) и сложных слоев дымки в его атмосфере. Видео с моделями яркости неба показывают, как может выглядеть типичный солнечный день на поверхности Титана на основе моделей переноса излучения . [55]

Для астронавтов, которые видят видимым светом , дневное небо имеет отчетливо темно-оранжевый цвет и кажется однородным во всех направлениях из-за значительного рассеяния Ми от множества слоев дымки на больших высотах. [55] По расчетам, дневное небо примерно в 100–1000 раз тусклее, чем дневное небо на Земле, [55] что аналогично условиям наблюдения за густым смогом или густым огненным дымом . Ожидается, что закаты на Титане будут «неутешительным событием», [55] когда Солнце исчезает примерно на полпути в небе (~ 50 ° над горизонтом ) без явного изменения цвета. После этого небо будет медленно темнеть, пока не наступит ночь. Однако ожидается, что поверхность останется такой же яркой, как полная Луна, в течение 1 земного дня после захода Солнца . [55]

В ближнем инфракрасном свете закаты напоминают марсианский закат или закат в пыльной пустыне. [55] Рассеяние Ми оказывает более слабое влияние на более длинных волнах инфракрасного диапазона, что позволяет получить более красочные и изменчивые условия неба. В дневное время Солнце имеет заметную солнечную корону , цвет которой во второй половине дня меняет цвет с белого на «красный». [55] Яркость дневного неба примерно в 100 раз тусклее, чем на Земле. [55] По мере приближения вечера ожидается, что Солнце исчезнет довольно близко к горизонту. Оптическая толщина атмосферы Титана самая низкая и составляет 5 микрон . [56] Таким образом, Солнце на расстоянии 5 микрон может быть видно даже тогда, когда оно находится ниже горизонта из-за атмосферной рефракции . Подобно изображениям марсианских закатов , полученным марсианскими марсоходами , видно, что над Солнцем развивается веерообразная корона из-за рассеяния от дымки или пыли на больших высотах. [55]

Что касается Сатурна , то планета почти зафиксирована в своем положении на небе, поскольку орбита Титана приливно зафиксирована вокруг Сатурна. Однако существует небольшое движение на 3° с востока на запад в течение года Титана из-за эксцентриситета орбиты , [57] похожее на аналемму на Земле. Солнечный свет, отраженный от Сатурна, Saturnshine, примерно в 1000 раз слабее, чем солнечная инсоляция на поверхности Титана. [57] Хотя Сатурн выглядит на небе в несколько раз больше, чем Луна на земном небе, контур Сатурна в дневное время замаскирован более ярким Солнцем. Сатурн может стать видимым только ночью, но только на длине волны 5 микрон. Это связано с двумя факторами: небольшой оптической толщиной атмосферы Титана в 5 микрон [56] [58] и сильным 5-микронным излучением с ночной стороны Сатурна. [59] В видимом свете Сатурн сделает небо на стороне Титана, обращенной к Сатурну, немного ярче, подобно пасмурной ночи с полной луной на Земле. [55] [57] Кольца Сатурна скрыты от глаз из-за выравнивания орбитальной плоскости Титана и плоскости колец. [57] Ожидается, что Сатурн покажет фазы, подобные фазам Венеры на Земле, которые частично освещают поверхность Титана в ночное время, за исключением затмений . [57]

Из космоса изображения Кассини в диапазоне от ближнего инфракрасного до ультрафиолетового диапазона показали, что периоды сумерек ( фазовые углы > 150°) ярче , чем дневное время на Титане. [60] Это наблюдение не наблюдалось ни на одном другом планетарном теле с толстой атмосферой. [60] Титанские сумерки, затмевающие дневную сторону, возникают из-за сочетания атмосферы Титана, простирающейся на сотни километров над поверхностью, и интенсивного рассеяния Ми вперед из дымки. [60] Модели переноса излучения не воспроизвели этот эффект. [55]

Эволюция атмосферы

Сохранение плотной атмосферы на Титане было загадочным, поскольку атмосферы структурно подобных спутников Юпитера , Ганимеда и Каллисто , незначительны . Хотя это различие до сих пор плохо изучено, данные недавних миссий предоставили основные ограничения на эволюцию атмосферы Титана.

Слои атмосферы, снимок космического корабля Кассини .

Грубо говоря, на расстоянии Сатурна солнечная инсоляция и поток солнечного ветра достаточно малы, поэтому летучие на планетах земной группы элементы и соединения имеют тенденцию накапливаться во всех трех фазах . [61] Температура поверхности Титана также довольно низкая, около 94 К (-179 C/-290 F). [62] [63] Следовательно, массовые доли веществ, которые могут стать составляющими атмосферы, на Титане гораздо больше, чем на Земле . Фактически, современные интерпретации предполагают, что только около 50% массы Титана составляют силикаты , [64] а остальная часть состоит в основном из различных льдов H 2 O ( вода ) и NH 3 ·H 2 O ( гидраты аммиака ). NH 3 , который может быть первоначальным источником атмосферного N 2 ( динитрогена ) Титана , может составлять до 8% массы NH 3 ·H 2 O. Титан, скорее всего, дифференцирован на слои, где слой жидкой воды подо льдом I h может быть богат NH 3 . [ жаргон ]

Полноцветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.

Доступны предварительные ограничения: потери тока в основном связаны с низкой гравитацией [65] и солнечным ветром [66], чему способствует фотолиз . Утрату ранней атмосферы Титана можно оценить с помощью изотопного отношения 14 N – 15 N , поскольку более легкий 14 N преимущественно теряется из верхних слоев атмосферы при фотолизе и нагревании. Поскольку первоначальное соотношение 14 N– 15 N Титана плохо ограничено, в ранней атмосфере N 2 могло быть больше в диапазоне от 1,5 до 100 раз, причем с уверенностью только в нижнем коэффициенте. [65] Поскольку N 2 является основным компонентом (98%) атмосферы Титана, [67] соотношение изотопов предполагает, что большая часть атмосферы была потеряна в течение геологического времени . Тем не менее, атмосферное давление на его поверхности по-прежнему почти в 1,5 раза превышает земное, поскольку изначально оно имело пропорционально более высокий нестабильный баланс, чем Земля или Марс . [63] Вполне возможно, что большая часть атмосферных потерь произошла в течение 50 миллионов лет после аккреции в результате высокоэнергетического выброса легких атомов, унесшего большую часть атмосферы ( гидродинамический выброс ). [66] Такое событие могло быть вызвано эффектами нагрева и фотолиза, вызванными более высоким выходом рентгеновских и ультрафиолетовых (XUV) фотонов на раннем Солнце.

Поскольку Каллисто и Ганимед структурно похожи на Титан, неясно, почему их атмосферы незначительны по сравнению с Титаном. Тем не менее, происхождение N 2 Титана посредством геологически древнего фотолиза аккрецированного и дегазированного NH 3 , в отличие от дегазации N 2 из аккреционных клатратов , может быть ключом к правильному выводу. Если бы N 2 выделялся из клатратов, то 36 Ar и 38 Ar, являющиеся инертными первичными изотопами Солнечной системы, также должны были бы присутствовать в атмосфере, но ни один из них не был обнаружен в значительных количествах. [68] Незначительная концентрация 36 Ar и 38 Ar также указывает на то, что температура ~40 К, необходимая для захвата их и N 2 в клатратах, в сатурнианской субтуманности не существовала . Вместо этого температура могла быть выше 75 К, ограничивая даже накопление NH 3 в виде гидратов . [69] В субтуманности Юпитера температура была бы еще выше из-за большего гравитационного потенциального энерговыделения , массы и близости к Солнцу, что значительно уменьшило запасы NH 3 , накопленные Каллисто и Ганимедом. Образовавшаяся в результате атмосфера N 2 могла оказаться слишком тонкой, чтобы выдержать эффекты атмосферной эрозии, которым выдержал Титан. [69]

Альтернативное объяснение состоит в том, что удары комет высвобождают больше энергии на Каллисто и Ганимеде, чем на Титане, из-за более сильного гравитационного поля Юпитера . Это могло бы разрушить атмосферу Каллисто и Ганимеда, тогда как кометный материал фактически создал бы атмосферу Титана. Однако соотношение 2 H– 1 H (т.е. D–H) в атмосфере Титана составляет(2,3 ± 0,5 ) × 10-4 , [68] почти в 1,5 раза ниже, чем у комет . [67] Разница предполагает, что кометный материал вряд ли будет основным источником атмосферы Титана. [6] [70] Атмосфера Титана также содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем угарного газа , что подтверждает идею о том, что кометный материал не является вероятным вкладчиком, поскольку кометы состоят из большего количества угарного газа, чем метана.

Титан - три пыльные бури, обнаруженные в 2009–2010 годах. [71]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Аб Линдал, Г.Ф.; Вуд, GE; Хотц, Х.Б.; Свитнэм, DN; Эшлеман, ВР; Тайлер, GL (1 февраля 1983 г.). «Атмосфера Титана: анализ измерений радиозатмения «Вояджера-1». Икар . 53 (2): 348–363. Бибкод : 1983Icar...53..348L. дои : 10.1016/0019-1035(83)90155-0. ISSN  0019-1035.
  2. ^ abcde Catling, Дэвид С.; Кастинг, Джеймс Ф. (10 мая 2017 г.). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-84412-3.
  3. ^ аб Ниманн, HB; и другие. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N. дои : 10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046.
  4. ^ аб Кур, Т.; Кордье, Д.; Сеньовер, Б.; Мальтальяти, Л.; Бьеннье, Л. (2020). «Поглощение 3,4 мкм в стратосфере Титана: вклад этана, пропана, бутана и сложной гидрогенизированной органики». Икар . 339 : 113571. arXiv : 2001.02791 . Бибкод : 2020Icar..33913571C. doi :10.1016/j.icarus.2019.113571. S2CID  210116807.
  5. ^ Иино, Такахиро; Сагава, Хидео; Цукагоси, Такаши (2020). «Соотношение изотопов 14N/15N в CH3CN атмосферы Титана, измеренное с помощью ALMA». Астрофизический журнал . 890 (2): 95. arXiv : 2001.01484 . Бибкод : 2020ApJ...890...95I. дои : 10.3847/1538-4357/ab66b0 . S2CID  210023743.
  6. ^ abcdef Хорст, Сара (2017). «Атмосфера и климат Титана». Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 122 (3): 432–482. arXiv : 1702.08611 . Бибкод : 2017JGRE..122..432H. дои : 10.1002/2016JE005240. S2CID  119482985.
  7. ↑ Баэз, Джон (25 января 2005 г.). «Находки этой недели по математической физике». Калифорнийский университет , Риверсайд. Архивировано из оригинала 8 февраля 2012 г. Проверено 22 августа 2007 г.
  8. ^ Мур, П. (1990). Атлас Солнечной системы . Митчелл Бизли. ISBN 0-517-00192-6.
  9. ^ Койпер, врач общей практики (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Астрофизический журнал . 100 : 378. Бибкод : 1944ApJ...100..378K. дои : 10.1086/144679.
  10. ^ Кустенис, стр. 13–15.
  11. ^ аб Кустенис, с. 22
  12. ^ Дайчес, Престон; Клавин, Клавин (23 июня 2014 г.). «Строительные блоки Титана могут предшествовать Сатурну». НАСА . Проверено 24 июня 2014 г.
  13. ↑ Персонал (3 апреля 2013 г.). «Команда НАСА исследует сложную химию на Титане». Физ.орг . Проверено 11 апреля 2013 г.
  14. ↑ Лопес-Пуэртас, Мануэль (6 июня 2013 г.). «ПАУ в верхних слоях атмосферы Титана». КСИК . Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года . Проверено 6 июня 2013 г.
  15. ^ Jpl.NASA.Gov (30 сентября 2013 г.). «Космический корабль НАСА Кассини обнаружил в космосе ингредиент домашнего пластика - Лаборатория реактивного движения НАСА». Jpl.nasa.gov . Проверено 4 октября 2013 г.
  16. ^ Дайчес, Престон; Зубрицкий, Елизавета (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаруживает метановое ледяное облако в стратосфере Титана». НАСА . Проверено 31 октября 2014 г.
  17. ^ Зубрицкий, Элизабет; Дайчес, Престон (24 октября 2014 г.). «НАСА идентифицирует ледяное облако над крейсерской высотой на Титане». НАСА . Проверено 31 октября 2014 г.
  18. ^ «Глаза на Титане: команда Dragonfly формирует полезную нагрузку научных инструментов» . Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса . 9 января 2019 года . Проверено 15 марта 2019 г.
  19. ^ Стрекоза: изучение пребиотической органической химии и обитаемости Титана (PDF) . Э. П. Черепаха, Дж. У. Барнс, М. Г. Трейнер, Р. Д. Лоренц, С. М. Маккензи, К. Е. Хиббард, Д. Адамс, П. Бедини, Дж. В. Лангелаан, К. Закни и команда Dragonfly. Научная конференция по Луне и Планетам 2017 .
  20. ^ Лангелаан JW и др. (2017) Учеб. Аэрокосмическая конференция. IEEE
  21. ^ Кустенис, Афина и Тейлор, FW (2008). Титан: исследование земного мира. Всемирная научная. п. 130. ИСБН 978-981-270-501-3. Проверено 25 марта 2010 г.
  22. ^ Зубрин, Роберт (1999). Выход в космос: создание космической цивилизации . Раздел: Титан: Тарчер/Патнэм. стр. 163–166. ISBN 1-58542-036-0.
  23. ^ Черепаха, Элизабет П. (2007). «Исследование поверхности Титана с помощью Кассини-Гюйгенса». Смитсоновский институт. Архивировано из оригинала 20 июля 2013 г. Проверено 18 апреля 2009 г.
  24. ^ Шредер, SE; Томаско, МГ; Келлер, Ху (август 2005 г.). «Спектр отражения поверхности Титана, определенный Гюйгенсом». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 37, № 46.15; Бюллетень Американского астрономического общества . 37 (726): 726. Бибкод : 2005ДПС....37.4615С.
  25. ↑ де Сельдинг, Петре (21 января 2005 г.). «Зонд Гюйгенс проливает новый свет на Титан». SPACE.com. Архивировано из оригинала 4 апреля 2005 года . Проверено 28 марта 2005 г.
  26. ^ Лоренц, Ральф Д. (2014). «Титан: интерьер, поверхность, атмосфера и космическая среда, под редакцией И. Мюллера-Водарга, К. А. Гриффита, Э. Леллуша и Т. Э. Крейвенса. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, 2014, 474 стр. 135 долларов, твердый переплет». Метеоритика и планетология . 49 (6): 1139–1140. дои : 10.1111/maps.12317 . ISBN 978-0-521-19992-6. ISSN  1945-5100.
  27. ^ Кэтлинг, Дэвид К.; Робинсон, Тайлер Д. (9 сентября 2012 г.). «Аналитическая радиационно-конвективная модель планетарных атмосфер». Астрофизический журнал . 757 (1): 104. arXiv : 1209.1833 . Бибкод : 2012ApJ...757..104R. дои : 10.1088/0004-637X/757/1/104. S2CID  54997095.
  28. ^ ab «Титан: исследование мира, подобного земному». Афина Кустенис, Ф. В. Тейлор. World Scientific, 2008. стр. 154–155. ISBN 9812705015 , 9789812705013 
  29. ^ Ниманн, HB; и другие. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N. дои : 10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046.
  30. ^ Йелле, Роджер (10 декабря 1991). «Не-LTE-модели верхних слоев атмосферы Титана». Астрофизический журнал . 383 (1): 380–400. Бибкод : 1991ApJ...383..380Y. дои : 10.1086/170796. ISSN  0004-637X.
  31. ^ Подолак, М.; Бар-Нун, А. (1 августа 1979 г.). «Ограничение на распространение атмосферного аэрозоля Титана». Икар . 39 (2): 272–276. Бибкод : 1979Icar...39..272P. дои : 10.1016/0019-1035(79)90169-6. ISSN  0019-1035.
  32. ^ Уэйт, Дж. Х.; Льюис, WS; Каспржак, WT; Аничич В.Г.; Блок, БП; Крейвенс, TE; Флетчер, Г.Г.; ИП, В.-Х.; Луманн, Дж.Г.; Макнатт, РЛ; Ниманн, HB (1 сентября 2004 г.). «Исследование ионного и нейтрального масс-спектрометра Кассини (INMS)». Обзоры космической науки . 114 (1): 113–231. Бибкод : 2004ССРv..114..113W. дои : 10.1007/s11214-004-1408-2. hdl : 2027.42/43764 . ISSN  1572-9672. S2CID  120116482.
  33. ^ Уэйт, Дж. Х.; и другие. (2007). «Процесс образования толина в верхней атмосфере Титана». Наука . 316 (5826): 870–5. Бибкод : 2007Sci...316..870W. дои : 10.1126/science.1139727. PMID  17495166. S2CID  25984655.
  34. ^ «Магнитная личность Сатурна передается Титану» . НАСА/Лаборатория реактивного движения. 2008. Архивировано из оригинала 20 мая 2009 года . Проверено 20 апреля 2009 г.
  35. ^ аб Х. Бэкес; и другие. (2005). «Сигнатура магнитного поля Титана во время первой встречи с Кассини». Наука . 308 (5724): 992–995. Бибкод : 2005Sci...308..992B. дои : 10.1126/science.1109763. PMID  15890875. S2CID  38778517.
  36. ^ Т. Эдберг, Нью-Джерси; Эндрюс, диджей; Шебаниц, О.; Огрен, К.; Валунд, Ж.-Э.; Опгенорт, HJ; Руссос, Э.; Гарнье, П.; Крейвенс, TE; Бадман, СВ; Модоло, Р. (17 июня 2013 г.). «Экстремальные плотности в ионосфере Титана во время столкновения с магнитослоем T85». Письма о геофизических исследованиях . 40 (12): 2879–2883. Бибкод : 2013GeoRL..40.2879E. дои : 10.1002/grl.50579 . hdl : 1808/14414 . ISSN  0094-8276. S2CID  128369295.
  37. ^ Д. Г. Митчелл; и другие. (2005). «Энергетические выбросы нейтральных атомов в результате взаимодействия Титана с магнитосферой Сатурна». Наука . 308 (5724): 989–992. Бибкод : 2005Sci...308..989M. дои : 10.1126/science.1109805. PMID  15890874. S2CID  6795525.
  38. ^ Коутс, AJ; Ф. Дж. Крэри; Г. Р. Льюис; Д.Т. Янг; Дж. Х. Уэйт и ЕС Ситтлер (2007). «Обнаружение тяжелых отрицательных ионов в ионосфере Титана» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 34 (22): L22103. Бибкод : 2007GeoRL..3422103C. дои : 10.1029/2007GL030978. S2CID  129931701.
  39. ^ Десаи, RT; Эй Джей Коутс; А. Уэллброк; В. Виттон; Д. Гонсалес-Каниулеф; и другие. (2017). «Анионы углеродной цепи и рост сложных органических молекул в ионосфере Титана». Астрофиз. Дж. Летт . 844 (2): Л18. arXiv : 1706.01610 . Бибкод : 2017ApJ...844L..18D. дои : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID  32281365.
  40. ^ Уолш, К.; Н. Харада; Э. Хербст и Ти Джей Миллар (2017). «ВЛИЯНИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫХ АНИОНОВ НА ХИМИЯ ТЕМНЫХ ОБЛАКОВ». Астрофиз. Дж . 700 (1): 752–761. arXiv : 0905.0800 . Бибкод : 2009ApJ...700..752W. дои : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID  32281365.
  41. ^ «Нашел ли Кассини универсальный драйвер пребиотической химии на Титане?». Европейское космическое агентство. 26 июля 2017 г. Проверено 12 августа 2017 г.
  42. ^ «Ветер, дождь или холод Ночи Титана?». Журнал астробиологии. 11 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 г. Проверено 24 августа 2007 г.
  43. ^ Лунин, Джонатан И.; Атрея, Сушил К. (март 2008 г.). «Метановый цикл на Титане». Природа Геонауки . 1 (3): 159–164. Бибкод : 2008NatGe...1..159L. дои : 10.1038/ngeo125. ISSN  1752-0894.
  44. ^ Аб Маккензи, Шеннон М.; Берч, Сэмюэл П.Д.; Хёрст, Сара; Сотин, Кристоф; Барт, Эрика; Лора, Хуан М.; Тренер Мелисса Г.; Корлис, Пол; Маласка, Майкл Дж.; Сьямма-О'Брайен, Элла; Телен, Александр Э. (01 июня 2021 г.). «Титан: снаружи похож на Землю, внутри — океанский мир». Планетарный научный журнал . 2 (3): 112. arXiv : 2102.08472 . Бибкод : 2021PSJ.....2..112M. дои : 10.3847/PSJ/abf7c9 . ISSN  2632-3338. S2CID  231942648.
  45. ^ Роу, Генри Г. (2 мая 2012 г.). «Метановая погода Титана». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 355–382. Бибкод : 2012AREPS..40..355R. doi : 10.1146/annurev-earth-040809-152548.
  46. ^ Кустенис, А. (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Бибкод :2005ССРв..116..171С. дои : 10.1007/s11214-005-1954-2. S2CID  121298964.
  47. ^ Сушил К. Атрея; Елена Ю. Адамс; Хассо Б. Ниманн; и другие. (октябрь 2006 г.). «Метановый цикл Титана». Планетарная и космическая наука . 54 (12): 1177. Бибкод : 2006P&SS...54.1177A. дои :10.1016/j.pss.2006.05.028.
  48. ^ Стофан, ER; и другие. (2007). «Озера Титана». Природа . 445 (7123): 61–4. Бибкод : 2007Natur.445...61S. дои : 10.1038/nature05438. PMID  17203056. S2CID  4370622.
  49. ^ Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T. дои : 10.1038/nature04497. PMID  16511489. S2CID  4335141.
  50. ^ аб Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T. дои : 10.1038/nature04497. PMID  16511489. S2CID  4335141.
  51. ^ аб Шукрун, Матье; Грассе, Оливье; Тоби, Габриэль; Сотин, Кристоф (февраль 2010 г.). «Стабильность гидратов клатрата метана под давлением: Влияние на процессы дегазации метана на Титане». Икар . 205 (2): 581–593. Бибкод : 2010Icar..205..581C. дои : 10.1016/j.icarus.2009.08.011.
  52. ^ Мейнард-Кейсли, Хелен Э .; Кейбл, Морган Л.; Маласка, Майкл Дж.; Ву, Туан Х.; Шукрун, Матье; Ходисс, Роберт (01 марта 2018 г.). «Перспективы минералогии на Титане». Американский минералог . 103 (3): 343–349. Бибкод : 2018AmMin.103..343M. дои : 10.2138/am-2018-6259. ISSN  0003-004X. S2CID  104278344.
  53. ↑ Бартельс, Меган (1 декабря 2022 г.). «Вид с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба на самый странный спутник Сатурна Титан приводит ученых в восторг» . Space.com . Проверено 2 декабря 2022 г.
  54. ↑ До свидания, Деннис (5 декабря 2022 г.). «Объединенная команда телескопов спрогнозировала инопланетную бурю на Титане — самая большая луна Сатурна оказалась под пристальным вниманием мощной космической обсерватории НАСА Уэбб, что позволило ей и еще одному телескопу запечатлеть облака, дрейфующие в богатой метаном атмосфере Титана». Нью-Йорк Таймс . Проверено 6 декабря 2022 г.
  55. ^ abcdefghijkl Барнс, Джейсон В.; Маккензи, Шеннон М.; Лоренц, Ральф Д.; Черепаха, Элизабет П. (2 ноября 2018 г.). «Сумерки Титана и солнечное освещение заката». Астрономический журнал . 156 (5): 247. Бибкод : 2018AJ....156..247B. дои : 10.3847/1538-3881/aae519 . ISSN  1538-3881. S2CID  125886785.
  56. ^ аб Сотин, К.; Лоуренс, Кей Джей; Рейнхардт, Б.; Барнс, Дж.В.; Браун, Р.Х.; Хейс, АГ; Ле Муэлик, С.; Родригес, С.; Содерблом, Дж. М.; Содерблом, Луизиана; Бэйнс, К.Х. (1 ноября 2012 г.). «Наблюдения за северными озерами Титана на глубине 5 мкм: последствия для органического цикла и геологии». Икар . 221 (2): 768–786. Бибкод : 2012Icar..221..768S. дои : 10.1016/j.icarus.2012.08.017. ISSN  0019-1035.
  57. ^ abcde Лоренц, Ральф (июнь 2020 г.). Лунный Титан Сатурна: от 4,5 миллиардов лет назад до наших дней – взгляд на работу и исследование самого похожего на Землю мира во внешней Солнечной системе. Haynes Publishing Group PLC, стр. 130–131. ISBN 978-1-78521-643-5. Проверено 30 ноября 2020 г. .{{cite book}}: CS1 maint: дата и год ( ссылка )
  58. ^ Барнс, Джейсон В.; Кларк, Роджер Н.; Сотин, Кристоф; Адамкович, Мате; Аппере, Томас; Родригес, Себастьен; Содерблом, Джейсон М.; Браун, Роберт Х.; Буратти, Бонни Дж.; Бейнс, Кевин Х.; Ле Муэлик, Стефан (24 октября 2013 г.). «Спектр пропускания северной полярной атмосферы Титана по зеркальному отражению Солнца». Астрофизический журнал . 777 (2): 161. Бибкод : 2013ApJ...777..161B. дои : 10.1088/0004-637X/777/2/161. hdl : 1721.1/94552 . ISSN  0004-637X. S2CID  16929531.
  59. ^ БЕЙНС, Х.; ДРОССАРТ, П.; МОМАРИ, ТВ; ФОРМИЗАНО, В.; ГРИФФИТ, К.; БЕЛЛУЧЧИ, Г.; БИБРИНГ, JP; БРАУН, Р.Х.; БУРАТТИ, Б.Дж.; КАПАЧЧОНИ, Ф.; ЧЕРРОНИ, П. (1 июня 2005 г.). «Атмосферы Сатурна и Титана в ближнем инфракрасном диапазоне: первые результаты Кассини/Вимса». Земля, Луна и планеты . 96 (3): 119–147. Бибкод : 2005EM&P...96..119B. дои : 10.1007/s11038-005-9058-2. ISSN  1573-0794. S2CID  53480412.
  60. ^ abc Гарсиа Муньос, А.; Лавас, П.; Вест, РА (24 апреля 2017 г.). «Титан в сумерках ярче, чем при дневном свете». Природная астрономия . 1 (5): 0114. arXiv : 1704.07460 . Бибкод : 2017NatAs...1E.114G. дои : 10.1038/s41550-017-0114. ISSN  2397-3366. S2CID  119491241.
  61. ^ П. А. Бланд; и другие. (2005). «Фазы-носители микроэлементов в примитивной матрице хондрита: значение для фракционирования летучих элементов во внутренней части Солнечной системы» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXVI : 1841. Бибкод : 2005LPI....36.1841B.
  62. ^ ФМ Фласар; и другие. (2005). «Температура, ветры и состав атмосферы Титана». Наука . 308 (5724): 975–978. Бибкод : 2005Sci...308..975F. дои : 10.1126/science.1111150. PMID  15894528. S2CID  31833954.
  63. ^ аб Г. Линдал; и другие. (1983). «Атмосфера Титана: анализ измерений радиозатмения «Вояджера-1». Икар . 53 (2): 348–363. Бибкод : 1983Icar...53..348L. дои : 10.1016/0019-1035(83)90155-0.
  64. ^ Г. Тоби; Дж. И. Лунин; С. Сотин (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T. дои : 10.1038/nature04497. PMID  16511489. S2CID  4335141.
  65. ^ аб Дж. Х. Уэйт (младший); и другие. (2005). «Ионно-нейтральный масс-спектрометр — результат первого пролета Титана». Наука . 308 (5724): 982–986. Бибкод : 2005Sci...308..982W. дои : 10.1126/science.1110652. PMID  15890873. S2CID  20551849.
  66. ^ аб Т. Пенц; Х. Ламмер; Ю.Н. Куликов; ХК Бирнат (2005). «Влияние солнечных частиц и радиационной среды на эволюцию атмосферы Титана». Достижения в космических исследованиях . 36 (2): 241–250. Бибкод : 2005AdSpR..36..241P. дои : 10.1016/j.asr.2005.03.043.
  67. ^ аб А. Кустенис (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Бибкод :2005ССРв..116..171С. дои : 10.1007/s11214-005-1954-2. S2CID  121298964.
  68. ^ аб Х.Б. Ниманн; и другие. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N. дои : 10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046.
  69. ^ ab TC Оуэн; Х. Ниманн; С. Атрея; М.Ю. Золотов (2006). «Между небом и землей: исследование Титана». Фарадеевские дискуссии . 133 : 387–391. Бибкод : 2006FaDi..133..387O. CiteSeerX 10.1.1.610.9932 . дои : 10.1039/b517174a. ПМИД  17191458. 
  70. ^ Бокеле-Морван, Доминик ; Кальмонте, Урсина; Чарнли, Стивен; Дюпра, Жан; Энгран, Сесиль; Жикель, Аделина; Хассиг, Мирта; Жехин, Эммануэль; Кавакита, Хидэё (01 декабря 2015 г.). «Кометные изотопные измерения». Обзоры космической науки . 197 (1): 47–83. Бибкод :2015ССРв..197...47Б. дои : 10.1007/s11214-015-0156-9. ISSN  1572-9672. S2CID  53457957.
  71. ^ Маккартни, Гретхен; Браун, Дуэйн; Вендел, Джоанна; Бауэр, Маркус (24 сентября 2018 г.). «Пыльные бури на Титане впервые замечены». НАСА . Проверено 24 сентября 2018 г.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки