stringtranslate.com

Титан (луна)

Титан — крупнейший спутник Сатурна и второй по величине в Солнечной системе . Это единственный спутник , имеющий атмосферу плотнее земной , и единственный известный объект в космосе, кроме Земли , на котором есть явные доказательства существования стабильных жидких тел. Титан — один из семи гравитационно-округлых спутников Сатурна и второй по удаленности среди них. Часто описываемый как планетоподобный спутник , Титан на 50% больше в диаметре, чем Луна Земли , и на 80% массивнее. Это второй по величине спутник в Солнечной системе после Ганимеда Юпитера и больше Меркурия ; тем не менее, Титан всего на 40% массивнее Меркурия, потому что Меркурий в основном состоит из железа и камня, в то время как большая часть Титана — это лед, который менее плотный.

Открытый в 1655 году голландским астрономом Христианом Гюйгенсом , Титан был первым известным спутником Сатурна и шестым известным планетарным спутником (после Луны Земли и четырех Галилеевых лун Юпитера). Титан вращается вокруг Сатурна на расстоянии 20 радиусов Сатурна или 1 200 000 км над видимой поверхностью Сатурна. С поверхности Титана Сатурн охватывает дугу в 5,09 градуса, и если бы он был виден через толстую атмосферу луны, он казался бы в 11,4 раза больше на небе в диаметре, чем Луна с Земли, которая охватывает 0,48° дуги.

Титан в основном состоит из льда и скального материала, с каменистым ядром, окруженным различными слоями льда, включая корку льда I h и подповерхностный слой жидкой воды, богатой аммиаком. Как и в случае с Венерой до космической эры , плотная непрозрачная атмосфера препятствовала пониманию поверхности Титана, пока миссия Кассини-Гюйгенс в 2004 году не предоставила новую информацию, включая открытие жидких углеводородных озер в полярных регионах Титана и открытие его атмосферного супервращения . Геологически молодая поверхность в целом гладкая, с небольшим количеством ударных кратеров , хотя были обнаружены горы и несколько возможных криовулканов .

Атмосфера Титана в основном состоит из азота и метана ; второстепенные компоненты приводят к образованию облаков углеводородов и тяжелой азоторганической дымки . Его климат — включая ветер и дождь — создает поверхностные особенности, похожие на земные , такие как дюны, реки, озера, моря (вероятно, из жидкого метана и этана) и дельты, и преобладает сезонный характер погоды, как на Земле. С его жидкостями (как поверхностными, так и подповерхностными) и прочной азотной атмосферой метановый цикл Титана почти напоминает водный цикл Земли , хотя и при гораздо более низкой температуре около 94 К (−179 °C; −290 °F). Из-за этих факторов Титан называют самым похожим на Землю небесным объектом в Солнечной системе.

Открытие и наименование

Христиан Гюйгенс открыл Титан в 1655 году.

Голландский астроном Христиан Гюйгенс открыл Титан 25 марта 1655 года. [16] [17] [18] Очарованный открытием Галилеем в 1610 году четырех крупнейших спутников Юпитера и его достижениями в области телескопической техники, Гюйгенс с помощью своего старшего брата Константина Гюйгенса-младшего начал строить телескопы около 1650 года и открыл первый наблюдаемый спутник, вращающийся вокруг Сатурна, с помощью одного из построенных ими телескопов. [19]

Гюйгенс назвал свое открытие Saturni Luna (или Luna Saturni , что на латыни означает «луна Сатурна»), опубликовав в 1655 году трактат De Saturni Luna Observatio Nova ( Новое наблюдение луны Сатурна ). [20] После того, как Джованни Доменико Кассини опубликовал свои открытия еще четырех лун Сатурна между 1673 и 1686 годами, астрономы начали называть их и Титан Сатурном I через V (с Титаном на четвертой позиции). Другие ранние эпитеты для Титана включают «обычный спутник Сатурна». [21] Международный астрономический союз официально именует Титан «Сатурном VI». [22]

Название Титан и названия всех семи спутников Сатурна, известных тогда, пришли от Джона Гершеля (сына Уильяма Гершеля , первооткрывателя двух других спутников Сатурна, Мимаса и Энцелада ), в его публикации 1847 года «Результаты астрономических наблюдений, сделанных в течение 1834, 5, 6, 7, 8 лет на мысе Доброй Надежды» . [23] [24] С тех пор вокруг Сатурна было обнаружено множество малых лун. [25] Спутники Сатурна названы в честь мифологических гигантов. Название Титан происходит от титанов , расы бессмертных в греческой мифологии . [22]

Формирование

Регулярные луны Юпитера и Сатурна, вероятно, образовались посредством совместной аккреции , аналогично процессу, который, как полагают, сформировал планеты в Солнечной системе. По мере формирования молодых газовых гигантов они были окружены дисками материала, которые постепенно объединялись в луны. В то время как четыре галилеевых луны Юпитера существуют на очень регулярных, планетоподобных орбитах, Титан подавляюще доминирует в системе Сатурна и имеет высокий орбитальный эксцентриситет, который нельзя сразу объяснить только совместной аккрецией. Предлагаемая модель образования Титана заключается в том, что система Сатурна началась с группы лун, похожих на галилеевы луны Юпитера, но что они были разрушены серией гигантских ударов , которые впоследствии образовали Титан. Спутники Сатурна среднего размера, такие как Япет и Рея , образовались из обломков этих столкновений. Такое бурное начало также объяснило бы орбитальный эксцентриситет Титана. [26] Анализ атмосферного азота Титана, проведенный в 2014 году, показал, что он, возможно, был получен из материала, похожего на тот, что обнаружен в облаке Оорта , а не из источников, присутствовавших во время совместной аккреции материалов вокруг Сатурна. [27]

Орбита и вращение

Орбита Титана (выделена красным) среди других крупных внутренних лун Сатурна. Луны за пределами его орбиты (снаружи внутрь) — Япет и Гиперион; внутри — Рея, Диона, Тефия, Энцелад и Мимас.

Титан совершает один оборот вокруг Сатурна каждые 15 дней и 22 часа. [28] Как и у Луны и многих спутников планет-гигантов , его период вращения (его день) идентичен его орбитальному периоду; Титан приливно заблокирован в синхронном вращении с Сатурном и постоянно показывает одну сторону к планете. Долготы на Титане измеряются в западном направлении, начиная с меридиана, проходящего через эту точку. [29] Его орбитальный эксцентриситет составляет 0,0288, [30] [31], а орбитальная плоскость наклонена на 0,348 градуса относительно экватора Сатурна. [32]

Маленький и неправильной формы спутник Гиперион находится в орбитальном резонансе 3:4 с Титаном, то есть Гиперион совершает три оборота за четыре оборота Титана. Гиперион, вероятно, сформировался в стабильном орбитальном острове, тогда как массивный Титан поглощал или выбрасывал любые другие тела, которые приближались близко. [33]

Объемные характеристики

Диаметр Титана составляет 5149,46 км (3199,73 миль); [7] он на 6% больше планеты Меркурий и на 50% больше земной Луны . [34] Титан является десятым по величине объектом, известным в Солнечной системе, включая Солнце . [35] До прибытия Вояджера-1 в 1980 году считалось, что Титан немного больше Ганимеда , [17] диаметр которого составляет 5262 км (3270 миль), и, таким образом, является крупнейшим спутником в Солнечной системе. [36] [37] [38] Это было завышение, вызванное плотной, непрозрачной атмосферой Титана со слоем дымки в 100–200 км над его поверхностью. Это увеличивает его видимый диаметр. [39] Диаметр и масса Титана (и, следовательно, его плотность) аналогичны таковым у спутников Юпитера Ганимеда и Каллисто . [40] Исходя из его объемной плотности 1,881 г/см 3 , состав Титана на 40–60% состоит из горных пород, а остальное — водяной лед и другие материалы. [41] : 30 

Титан, вероятно, частично дифференцирован на отдельные слои с 3400-километровым (2100 миль) скалистым центром. [42] Этот скалистый центр, как полагают, окружен несколькими слоями, состоящими из различных кристаллических форм льда и/или воды. [43] Точная структура в значительной степени зависит от теплового потока изнутри самого Титана, который плохо ограничен. Внутренняя часть может быть все еще достаточно горячей для жидкого слоя, состоящего из « магмы », состоящей из воды и аммиака, между ледяной коркой Ih и более глубокими слоями льда, состоящими из форм льда высокого давления. Тепловой поток изнутри Титана может быть даже слишком высоким для образования льдов высокого давления, при этом самые внешние слои вместо этого состоят в основном из жидкой воды под поверхностной коркой. [44] Присутствие аммиака позволяет воде оставаться жидкой даже при температуре всего 176 К (−97 °C) (для эвтектической смеси с водой). [45] Зонд Кассини обнаружил доказательства слоистой структуры в виде естественных крайне низкочастотных радиоволн в атмосфере Титана. Поверхность Титана, как полагают, является плохим отражателем крайне низкочастотных радиоволн, поэтому они могут вместо этого отражаться от границы жидкость-лед подповерхностного океана . [46] По наблюдениям космического аппарата Кассини , поверхностные особенности систематически смещались на 30 километров (19 миль) в период с октября 2005 года по май 2007 года, что говорит о том, что кора отделена от внутренней части, и дает дополнительные доказательства наличия внутреннего жидкого слоя. [47] Дополнительные подтверждающие доказательства того, что жидкий слой и ледяная оболочка отделены от твердого ядра, получены из того, как меняется гравитационное поле по мере того, как Титан вращается вокруг Сатурна. [48] Сравнение гравитационного поля с топографическими наблюдениями на основе RADAR [49] также предполагает, что ледяная оболочка может быть существенно жесткой. [50] [51]

Атмосфера

Вертикальная диаграмма атмосферы Титана

Титан — единственный спутник в Солнечной системе с более плотной атмосферой, чем у Земли, с поверхностным давлением 1,448 атм, [52] : 834  , и это один из двух спутников, чьи атмосферы способны поддерживать облака, дымку и погоду — другой — спутник Нептуна Тритон . [53] [52] : 872  Наличие значительной атмосферы впервые заподозрил каталонский астроном Хосеп Комас-и-Сола , который наблюдал отчетливое потемнение края на Титане в 1903 году. [54] Из-за обширной, туманной атмосферы Титан когда-то считался крупнейшим спутником в Солнечной системе, пока миссии Вояджер не показали, что Ганимед немного больше. [52] : 831  Дымка также скрывала поверхность Титана от глаз, поэтому прямые снимки его поверхности не могли быть сделаны до миссии Кассини-Гюйгенс в 2004 году. [55]

Основными составляющими атмосферы Титана являются азот, метан и водород. [56] : 243  Точный состав атмосферы меняется в зависимости от высоты и широты из-за циркуляции метана между газом и жидкостью в нижней атмосфере Титана — метанового цикла. [57] [58] Азот является наиболее распространенным газом, с концентрацией около 98,6% в стратосфере, которая уменьшается до 95,1% в тропосфере. Прямые наблюдения зонда Гюйгенс определили, что концентрация метана самая высокая вблизи поверхности, с концентрацией 4,92%, которая остается относительно постоянной до 8 километров (5,0 миль) над поверхностью. Затем концентрация метана постепенно уменьшается с увеличением высоты, до концентрации 1,41% в стратосфере. [56] : 243–244  Концентрация метана также увеличивается вблизи зимнего полюса Титана, вероятно, из-за испарения с поверхности в высокоширотных регионах. [58] : 385  Водород является третьим по распространенности газом, с концентрацией около 0,1%. [56] : 243  Существуют следовые количества других углеводородов , таких как этан , диацетилен , метилацетилен , ацетилен и пропан , а также других газов, таких как цианоацетилен , цианистый водород , углекислый газ , оксид углерода , цианоген , аргон и гелий . [14] Предполагается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в реакциях, происходящих в результате распада метана под действием ультрафиолетового света Солнца , что приводит к образованию густого оранжевого смога. [59]

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 пополняться резервуаром на самом Титане или внутри него. [60] Конечным источником метана в его атмосфере могут быть его внутренние слои, высвобождаемые посредством извержений криовулканов . [61] [62] [63] [64] 3 апреля 2013 года НАСА сообщило, что сложные органические химикаты , в совокупности называемые толинами , вероятно, возникают на Титане, на основе исследований, имитирующих атмосферу Титана. [65] 6 июня 2013 года ученые из IAA-CSIC сообщили об обнаружении полициклических ароматических углеводородов в верхней атмосфере Титана. [66] [67]

30 сентября 2013 года пропен был обнаружен в атмосфере Титана космическим аппаратом НАСА « Кассини » с помощью его составного инфракрасного спектрометра (CIRS). [68] Это первый случай обнаружения пропена на какой-либо луне или планете, кроме Земли, и это первое химическое вещество, обнаруженное CIRS. Обнаружение пропена заполняет таинственный пробел в наблюдениях, которые относятся к первому близкому пролету планеты Титана космическим аппаратом НАСА «Вояджер-1» в 1980 году, во время которого было обнаружено, что многие из газов, составляющих коричневую дымку Титана, являются углеводородами, теоретически образованными путем рекомбинации радикалов, созданных ультрафиолетовым фотолизом метана на Солнце. [59]

Полярные облака, состоящие из метана, на Титане (слева) по сравнению с полярными облаками на Земле (справа), которые состоят из воды или водяного льда.

Климат

Атмосферный полярный вихрь над южным полюсом Титана

Температура поверхности Титана составляет около 94 К (−179,2 °C). При этой температуре водяной лед имеет чрезвычайно низкое давление пара , поэтому небольшое количество водяного пара, присутствующего на поверхности, по-видимому, ограничено стратосферой. [69] Титан получает около 1% солнечного света от Земли. [70] Прежде чем солнечный свет достигает поверхности, около 90% поглощается плотной атмосферой, оставляя только 0,1% от количества света, получаемого Землей . [71]

Атмосферный метан создает парниковый эффект на поверхности Титана, без которого Титан был бы намного холоднее. [72] И наоборот, дымка в атмосфере Титана способствует антипарниковому эффекту , поглощая солнечный свет, отменяя часть парникового эффекта и делая его поверхность значительно холоднее, чем его верхняя атмосфера. [73]

Метановые облака (анимированные; июль 2014 г.). [74]

Облака Титана, вероятно, состоящие из метана, этана или других простых органических веществ, разбросаны и изменчивы, перемежая общую дымку. [39] Результаты зонда Гюйгенс указывают на то, что атмосфера Титана периодически проливает жидкий метан и другие органические соединения на его поверхность. [75]

Облака обычно покрывают 1% диска Титана, хотя наблюдались выбросы, при которых облачный покров быстро расширялся до 8%. Одна из гипотез утверждает, что южные облака образуются, когда повышенные уровни солнечного света во время южного лета создают подъем в атмосфере, что приводит к конвекции . Это объяснение осложняется тем фактом, что образование облаков наблюдалось не только после южного летнего солнцестояния, но и в середине весны. Повышенная влажность метана на южном полюсе, возможно, способствует быстрому увеличению размера облаков. [76] В южном полушарии Титана было лето до 2010 года, когда орбита Сатурна, которая управляет движением Титана, переместила северное полушарие Титана в солнечный свет. [77] Когда времена года сменятся, ожидается, что этан начнет конденсироваться над южным полюсом. [78]

Поверхностные характеристики

Поверхность Титана описывается как «сложная, обработанная флюидами [и] геологически молодая». [79] Титан существует с момента образования Солнечной системы, но его поверхность намного моложе, ей от 100 миллионов до 1 миллиарда лет. Геологические процессы могли изменить форму поверхности Титана. [80] Атмосфера Титана в четыре раза толще земной, [81] что затрудняет получение астрономическими приборами изображений его поверхности в видимом спектре света. [82] Космический аппарат Кассини использовал инфракрасные приборы, радиолокационную альтиметрию и радиолокационную съемку с синтезированной апертурой (SAR) для картирования частей Титана во время его близких пролетов. Первые изображения показали разнообразную геологию, с грубыми и гладкими участками. Есть особенности, которые могут иметь вулканическое происхождение, извергая воду, смешанную с аммиаком, на поверхность. Есть также свидетельства того, что ледяная оболочка Титана может быть существенно жесткой, [50] [51] , что предполагает небольшую геологическую активность. [83] Также имеются полосатые особенности, некоторые из них длиной в сотни километров, которые, по-видимому, вызваны переносимыми ветром частицами. [84] [85] Исследование также показало, что поверхность относительно гладкая; несколько особенностей, которые кажутся ударными кратерами, по-видимому, были частично заполнены, возможно, выпадающими углеводородами или криовулканизмом. Радиолокационная альтиметрия показывает, что топографические изменения невелики, обычно не более 150 метров. Были обнаружены случайные перепады высот в 500 метров, и на Титане есть горы, которые иногда достигают нескольких сотен метров до более чем 1 километра в высоту. [86]

Структура ледяной коры Титана.

Поверхность Титана отмечена широкими областями яркой и темной местности. К ним относится Ксанаду , большая отражающая экваториальная область размером с Австралию. Впервые она была обнаружена на инфракрасных снимках с космического телескопа Хаббл в 1994 году, а затем ее увидел космический аппарат Кассини . Извилистая область заполнена холмами и изрезана долинами и пропастями. [87] Местами она пересечена темными линеаментами — извилистыми топографическими особенностями, напоминающими хребты или расщелины. Они могут представлять собой тектоническую активность, что указывает на то, что Ксанаду геологически молод. С другой стороны, линеаменты могут быть жидкообразованными каналами, что предполагает старую местность, прорезанную речными системами. [88] На Титане есть темные области похожего размера в других местах, наблюдаемые с земли и с помощью Кассини ; по крайней мере, одна из них, Ligeia Mare , второе по величине море Титана, представляет собой почти чистое метановое море. [89] [90]

Озера и моря

Северный полярный регион Титана, включающий три моря ( maria ) — море Кракена, море Лигейи и море Пунга, а также более мелкие озера ( lacūs )

После пролётов Вояджера было подтверждено, что Титан имеет атмосферу, способную поддерживать жидкие углеводороды на своей поверхности. Однако первое предварительное обнаружение произошло только в 1995 году, когда данные с космического телескопа Хаббл и радиолокационные наблюдения предположили обширные углеводородные озёра, моря или океаны. [91] Существование жидких углеводородов на Титане было окончательно подтверждено на месте орбитальным аппаратом Кассини , а команда миссии Кассини объявила о «неопровержимых доказательствах наличия озёр, заполненных жидким метаном, на спутнике Сатурна Титане» в январе 2007 года. [92] [93]

Наблюдаемые озера и моря Титана в основном ограничены его полярными регионами, где более низкие температуры допускают наличие постоянных жидких углеводородов. [94] : 58  Около северного полюса Титана находятся море Кракена, крупнейшее море; море Лигейи, второе по величине море; и море Пунга, каждое из которых заполняет широкие впадины и в совокупности составляет примерно 80% площади морей и озер Титана — 691 000 квадратных километров (267 000 квадратных миль) вместе взятых. [a] Уровни моря всех трех морей схожи, что предполагает, что они могут быть гидравлически связаны. Между тем, в южном полярном регионе находятся четыре сухих широких впадины, потенциально представляющие собой высохшее морское дно. Дополнительные более мелкие озера занимают полярные регионы Титана, покрывая совокупную площадь поверхности 215 000 квадратных километров (83 000 квадратных миль). Были предложены озера в более низких широтах и ​​экваториальных регионах Титана, хотя ни одно из них не было подтверждено; Сезонные или транзитные экваториальные озера могут образовывать бассейны после сильных ливней. [94] : 60  Данные радара Кассини использовались для проведения батиметрии морей и озер Титана. Используя обнаруженные подповерхностные отражения, измеренная максимальная глубина Ligeia Mare составляет примерно 200 метров (660 футов), а глубина Ontario Lacus — примерно 90 метров (300 футов). [94] : 67–70 

В озерах и морях Титана преобладает метан ( CH 4 ), с меньшим количеством этана ( C 2 H 6 ) и растворенного азота ( N 2 ). Доля этих компонентов различается в зависимости от разных тел: наблюдения за Ligeia Mare соответствуют 71% CH 4 , 12% C 2 H 6 и 17% N 2 по объему; в то время как Ontario Lacus соответствует 49% CH 4 , 41% C 2 H 6 и 10% N 2 по объему. Поскольку Титан синхронно заблокирован с Сатурном, существует постоянная приливная выпуклость примерно в 100 метров (330 футов) в суб- и антисатурнианских точках. Орбитальный эксцентриситет Титана означает, что приливное ускорение изменяется на 9%, хотя длительный орбитальный период означает, что эти приливные циклы очень постепенны. [94] : 70–71  Группа исследователей под руководством Ральфа Д. Лоренца оценила, что приливный диапазон основных морей Титана составляет около 0,2–0,8 метра (0,66–2,62 фута). [95] : 12 

Тектоника и криовулканизм

Благодаря картированию поверхности Титана с помощью Cassini RADAR многочисленные формы рельефа были интерпретированы многими авторами как кандидаты на криовулканические и тектонические особенности. [96] : 14  Анализ горных хребтов на Титане, проведенный в 2016 году, показал, что хребты сосредоточены в экваториальных регионах Титана, что подразумевает, что хребты либо образуются чаще, либо лучше сохраняются в низкоширотных регионах. Хребты, в основном ориентированные с востока на запад, имеют линейную или дугообразную форму, причем авторы анализа сравнивают их с земными складчатыми поясами, указывающими на горизонтальное сжатие или конвергенцию. Они отмечают, что глобальное распределение хребтов Титана может указывать на глобальное сокращение, при этом утолщенная ледяная оболочка вызывает региональное поднятие. [96] : 23–25 

Идентификация криовулканических особенностей на Титане остается спорной и неубедительной, в первую очередь из-за ограничений изображений и покрытия Cassini . Изображения Cassini RADAR и VIMS выявили несколько потенциальных криовулканических особенностей, в частности, потокообразные ландшафты в западной части Ксанаду и крутые озера в северном полушарии, которые напоминают кратеры маар на Земле, которые создаются взрывными подземными извержениями. Наиболее вероятными криовулканическими особенностями является комплекс рельефа, включающий две горы, Doom Mons и Erebor Mons ; большую впадину, Sotra Patera ; и систему потокообразных особенностей, Mohini Fluctus. В период с 2005 по 2006 год части Sotra Patera и Mohini Fluctus стали значительно ярче, в то время как окружающие равнины остались неизменными, что потенциально указывает на продолжающуюся криовулканическую активность. [97] : 21–23  Косвенные доказательства криовулканизма включают присутствие аргона-40 в атмосфере Титана. Радиогенный 40 Ar образуется в результате распада 40 K и, вероятно, производился внутри Титана в течение миллиардов лет в его каменистом ядре. Таким образом, присутствие 40 Ar в атмосфере Титана подтверждает активную геологию на Титане, а криовулканизм является одним из возможных методов подъема изотопа из недр. [98]

Ударные кратеры

На поверхности Титана сравнительно мало ударных кратеров, и эрозия, тектоника и криовулканизм, возможно, работают над тем, чтобы стереть их со временем. [80] По сравнению с кратерами Ганимеда и Каллисто, имеющих схожие размеры и структуру, кратеры Титана гораздо мельче. Многие имеют темное дно из осадка; геоморфологический анализ ударных кратеров в значительной степени предполагает, что эрозия и захоронение являются основными механизмами изменения кратеров. [99] : 2  Кратеры Титана также неравномерно распределены, поскольку полярные регионы почти лишены каких-либо идентифицированных кратеров, в то время как большинство из них расположено в экваториальных дюнных полях. Это неравенство может быть результатом океанов, которые когда-то занимали полюса Титана, полярного отложения осадков прошлыми дождями или возросших скоростей эрозии в полярных регионах. [97] : 19 

Равнины и дюны

Снимки экваториальных темных областей Титана, включая обширные поля дюн, полученные с помощью аппарата «Кассини» в ближнем инфракрасном диапазоне .

Большая часть поверхности Титана покрыта равнинами. Из нескольких типов наблюдаемых равнин наиболее обширными являются Недифференцированные равнины, которые охватывают обширные, темные для радаров однородные регионы. [97] : 15  Эти равнины средних широт, расположенные в основном между 20–60° северной или южной широты, кажутся моложе всех основных геологических объектов, за исключением дюн и нескольких кратеров. [100] : 177  Недифференцированные равнины, вероятно, были образованы ветровыми процессами и состояли из богатых органикой осадков. [100] : 180 

Другой обширный тип рельефа на Титане — песчаные дюны, сгруппированные в обширные дюнные поля или «песчаные моря», расположенные в пределах 30° северной или южной широты. Дюны Титана обычно имеют ширину 1–2 километра (0,62–1,24 мили) и расположены на расстоянии 1–4 километра (0,62–2,49 мили) друг от друга, а некоторые отдельные дюны имеют длину более 100 километров (62 мили). Ограниченные данные о высоте, полученные с помощью радара, предполагают, что высота дюн составляет 80–130 метров (260–430 футов), при этом дюны выглядят темными на снимках Кассини SAR. Взаимодействие между дюнами и препятствиями, такими как горы, указывает на то, что песок обычно переносится в направлении с запада на восток. В песке, который образует дюны, преобладает органический материал, вероятно, из атмосферы Титана; возможными источниками песка являются речные русла или недифференцированные равнины. [97] : 16–18 

Наблюдение и исследование

Титан никогда не виден невооруженным глазом, но его можно наблюдать через небольшие телескопы или сильные бинокли. Любительские наблюдения затруднены из-за близости Титана к блестящему шару и системе колец Сатурна; затемняющая перемычка, закрывающая часть окуляра и используемая для блокировки яркой планеты, значительно улучшает наблюдение. [101] Титан имеет максимальную видимую величину +8,2, [13] и среднюю величину оппозиции 8,4. [102] Это сопоставимо с +4,6 для Ганимеда аналогичного размера в системе Юпитера. [102]

Наблюдения за Титаном до космической эры были ограничены. В 1907 году испанский астроном Хосеп Комас-и-Сола наблюдал потемнение края Титана, что стало первым доказательством того, что у тела есть атмосфера. В 1944 году Джерард П. Койпер использовал спектроскопическую технику для обнаружения атмосферы метана. [103]

ПионериВояджер

Вид дымки на лимбе Титана, полученный с Вояджера-1 (1980 г.)

Первым зондом, посетившим систему Сатурна, был Pioneer 11 в 1979 году, который показал, что Титан, вероятно, слишком холоден для поддержания жизни. [104] Он сделал снимки Титана, включая Титан и Сатурн вместе в середине-конце 1979 года. [105] Качество вскоре было превзойдено двумя Voyagers . [106]

Титан был исследован Voyager 1 и 2 в 1980 и 1981 годах соответственно. Траектория Voyager 1 была разработана для обеспечения оптимизированного пролета Титана, во время которого космический аппарат смог определить плотность, состав и температуру атмосферы, а также получить точное измерение массы Титана. [107] Атмосферная дымка помешала прямой съемке поверхности, хотя в 2004 году интенсивная цифровая обработка изображений, полученных через оранжевый фильтр Voyager 1 , выявила намеки на светлые и темные особенности, теперь известные как Ксанаду и Шангри-ла , [108] которые были обнаружены в инфракрасном диапазоне космическим телескопом Хаббл. Voyager 2 , который был бы изменен для выполнения пролета Титана, если бы Voyager 1 не смог этого сделать, не прошел вблизи Титана и продолжил свой путь к Урану и Нептуну. [107] : 94 

Кассини–Гюйгенс

Космический аппарат «Кассини-Гюйгенс» достиг Сатурна 1 июля 2004 года [109] и начал процесс картирования поверхности Титана с помощью радара . [110] Совместный проект Европейского космического агентства (ЕКА) и НАСА , «Кассини-Гюйгенс» оказался очень успешной миссией. [111] Зонд «Кассини» пролетел мимо Титана 26 октября 2004 года и сделал самые четкие изображения поверхности Титана, на расстоянии всего 1200 километров (750 миль), различая пятна света и тени, которые были бы невидимы человеческому глазу. [35]

22 июля 2006 года Кассини совершил свой первый целенаправленный близкий пролет на расстоянии 950 километров (590 миль) от Титана; самый близкий пролет был на расстоянии 880 километров (550 миль) 21 июня 2010 года. [112] Жидкость была обнаружена в изобилии на поверхности в северном полярном регионе в виде множества озер и морей, открытых Кассини . [113]

Гюйгенспосадка

Huygens был атмосферным зондом, который приземлился на Титане 14 января 2005 года, [114] обнаружив, что многие из его поверхностных структур, по-видимому, были сформированы жидкостями в какой-то момент в прошлом. [115] Титан является самым удаленным от Земли телом, на поверхность которого приземлился космический зонд. [116]

Зонд «Гюйгенс» спускается на парашюте и приземляется на Титане 14 января 2005 года.

Зонд Гюйгенс приземлился недалеко от восточной оконечности яркой области, которая сейчас называется Адири . Зонд сфотографировал бледные холмы с темными «реками», стекающими к темной равнине. Текущее понимание заключается в том, что холмы (также называемые возвышенностями) состоят в основном из водяного льда. Темные органические соединения, созданные в верхних слоях атмосферы ультрафиолетовым излучением Солнца, могут выпадать из атмосферы Титана. Они смываются с холмов метановым дождем и оседают на равнинах в течение геологических временных масштабов. [117]

После приземления Гюйгенс сфотографировал темную равнину, покрытую мелкими камнями и галькой, состоящими из водяного льда. [117] Два камня чуть ниже середины изображения справа меньше, чем могут показаться: левый имеет 15 сантиметров в поперечнике, а тот, что в центре, имеет 4 сантиметра в поперечнике, на расстоянии около 85 сантиметров от Гюйгенса . Имеются свидетельства эрозии у основания камней, что указывает на возможную речную активность. Поверхность земли темнее, чем первоначально ожидалось, и состоит из смеси воды и углеводородного льда. [118]

В марте 2007 года НАСА, ЕКА и КОСПАР решили назвать место посадки Гюйгенса Мемориальной станцией имени Хьюберта Курьена в память о бывшем президенте ЕКА. [119]

Стрекоза

Миссия Dragonfly , разработанная и управляемая Лабораторией прикладной физики Университета Джонса Хопкинса , будет запущена в июле 2028 года. [120] Она состоит из большого беспилотника, работающего на РТГ , который будет летать в атмосфере Титана в качестве New Frontiers 4. [121] [122] Его приборы будут изучать, насколько далеко могла продвинуться пребиотическая химия . [123] Планируется, что миссия прибудет на Титан в середине 2030-х годов. [122]

Предлагаемые или концептуальные миссии

Озерный посадочный модуль, воздушный шар и их орбитальный аппарат, предложенные для миссии к системе Титан-Сатурн (художественная интерпретация)

В последние годы было предложено несколько концептуальных миссий для возвращения роботизированного космического зонда на Титан. Первоначальная концептуальная работа для таких миссий была завершена NASA (и JPL ) и ESA . В настоящее время ни одно из этих предложений не стало финансируемой миссией. Миссия Titan Saturn System Mission (TSSM) была совместным предложением NASA/ ESA по исследованию спутников Сатурна. [ 124] Она предусматривает плавание воздушного шара в атмосфере Титана в течение шести месяцев. Она конкурировала с предложением Europa Jupiter System Mission (EJSM) за финансирование. В феврале 2009 года было объявлено, что ESA/NASA отдали приоритет миссии EJSM перед TSSM. [125] Предлагаемый Titan Mare Explorer (TiME) был недорогим посадочным модулем, который приводнился бы в Ligeia Mare в северном полушарии Титана. Зонд будет плавать, исследуя углеводородный цикл Титана, химию моря и происхождение Титана. [126] Он был выбран для исследования проекта фазы A в 2011 году в качестве кандидата на миссию для 12-й программы NASA Discovery , [127] но не был выбран для полета. [128]

Другая миссия на Титан, предложенная в начале 2012 года Джейсоном Барнсом, ученым из Университета Айдахо , — это летательный аппарат для местной и воздушной разведки Титана (AVIATR): беспилотный самолет (или дрон ), который будет пролетать через атмосферу Титана и делать снимки поверхности Титана в высоком разрешении . НАСА не одобрило запрошенные 715 миллионов долларов, и будущее проекта неопределенно. [129] [130]

Концептуальный проект еще одного озерного посадочного модуля был предложен в конце 2012 года испанской частной инженерной фирмой SENER и Центром астробиологии в Мадриде . Концептуальный зонд называется Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). [131] Главное отличие по сравнению с зондом TiME заключается в том, что TALISE будет иметь собственную двигательную систему и, следовательно, не будет ограничиваться простым дрейфом по озеру при приводнении. [131]

Участником программы Discovery на миссию № 13 является Journey to Enceladus and Titan (JET), астробиологический орбитальный аппарат Сатурна, который должен оценить потенциальную пригодность для жизни Энцелада и Титана. [132] [133]

В 2015 году программа NASA Innovative Advanced Concepts (NIAC) выдала грант II фазы [134] на проектирование подводной лодки Titan для исследования морей Титана. [135] [136] [137]

Пребиотические условия и жизнь

Считается, что Титан представляет собой пребиотическую среду, богатую сложными органическими соединениями , [65] [138], но его поверхность находится в глубокой заморозке при температуре -179 °C (-290,2 °F; 94,1 K), поэтому в настоящее время считается, что жизнь не может существовать на холодной поверхности луны. [139] Однако Титан, по-видимому, содержит под своей ледяной оболочкой глобальный океан, и внутри этого океана условия потенциально подходят для микробной жизни. [140] [141] [142]

Миссия Кассини-Гюйгенс не была оснащена для предоставления доказательств биосигнатур или сложных органических соединений; она показала среду на Титане, которая в некотором роде похожа на ту, что предполагалась для изначальной Земли. [143] Ученые предполагают, что атмосфера ранней Земли была похожа по составу на современную атмосферу на Титане, за важным исключением отсутствия водяного пара на Титане. [144] [138]

Образование сложных молекул

Эксперимент Миллера -Юри и несколько последующих экспериментов показали, что при атмосфере, подобной атмосфере Титана, и добавлении УФ-излучения могут образовываться сложные молекулы и полимерные вещества, такие как толины . Реакция начинается с диссоциации азота и метана, образуя цианистый водород и ацетилен. Дальнейшие реакции были тщательно изучены. [145]

Сообщалось, что когда энергия была применена к комбинации газов, подобных тем, что находятся в атмосфере Титана, пять нуклеотидных оснований , строительных блоков ДНК и РНК , были среди многих полученных соединений. Кроме того, были обнаружены аминокислоты — строительные блоки белка . Это был первый раз, когда нуклеотидные основания и аминокислоты были обнаружены в таком эксперименте без присутствия жидкой воды. [146]

Возможные подземные местообитания

Лабораторное моделирование привело к предположению, что на Титане существует достаточно органического материала, чтобы начать химическую эволюцию, аналогичную той, которая, как считается, положила начало жизни на Земле. Аналогия предполагает наличие жидкой воды в течение более длительных периодов, чем это наблюдается в настоящее время; несколько гипотез постулируют, что жидкая вода от удара могла сохраниться под замороженным слоем изоляции. [147] Также была выдвинута гипотеза, что океаны жидкого аммиака могут существовать глубоко под поверхностью. [140] [148] Другая модель предполагает наличие раствора аммиака и воды на глубине до 200 километров (120 миль) под коркой из водно-ледяной воды с условиями, которые, хотя и экстремальны по земным меркам, таковы, что жизнь может выжить. [141] Теплопередача между внутренними и верхними слоями будет иметь решающее значение для поддержания любой подповерхностной океанической жизни. [140] Обнаружение микробной жизни на Титане будет зависеть от ее биогенных эффектов с изучением атмосферного метана и азота. [141]

Метан и жизнь на поверхности

Было высказано предположение, что жизнь могла бы существовать в озерах жидкого метана на Титане, так же как организмы на Земле живут в воде. [149] Такие организмы вдыхали бы H 2 вместо O 2 , метаболизировали бы его с ацетиленом вместо глюкозы и выдыхали бы метан вместо углекислого газа. [142] [149] Однако такие гипотетические организмы должны были бы метаболизироваться при температуре глубокой заморозки -179,2 °C (-290,6 °F; 94,0 K). [139]

Все формы жизни на Земле (включая метаногенов ) используют жидкую воду в качестве растворителя; предполагается, что жизнь на Титане может вместо этого использовать жидкий углеводород, такой как метан или этан, [150] хотя вода является более сильным растворителем, чем метан. [151] Вода также более химически активна и может расщеплять большие органические молекулы посредством гидролиза . [150] Форма жизни, растворителем которой является углеводород, не столкнется с риском уничтожения ее биомолекул таким образом. [150]

В 2005 году астробиолог Крис Маккей утверждал, что если бы метаногенная жизнь существовала на поверхности Титана, она, вероятно, оказала бы измеримое влияние на соотношение смешивания в тропосфере Титана: уровни водорода и ацетилена были бы измеримо ниже, чем ожидалось бы. Предполагая, что скорости метаболизма аналогичны таковым у метаногенных организмов на Земле, концентрация молекулярного водорода упала бы в 1000 раз на поверхности Титана исключительно из-за гипотетического биологического стока. Маккей отметил, что, если жизнь действительно присутствует, низкие температуры на Титане привели бы к очень медленным метаболическим процессам, которые, предположительно, могли бы быть ускорены использованием катализаторов, подобных ферментам. Он также отметил, что низкая растворимость органических соединений в метане представляет собой более существенную проблему для любой возможной формы жизни. Формы активного транспорта и организмы с большим отношением поверхности к объему могли бы теоретически уменьшить недостатки, создаваемые этим фактом. [149]

В 2010 году Даррелл Штробель из Университета Джонса Хопкинса выявил большее содержание молекулярного водорода в верхних слоях атмосферы Титана по сравнению с нижними слоями, аргументируя это нисходящим потоком со скоростью примерно 1028 молекул в секунду и исчезновением водорода вблизи поверхности Титана; как отметил Штробель, его выводы соответствовали эффектам, которые Маккей предсказал при наличии метаногенных форм жизни. [149] [151] [152] В том же году другое исследование показало низкие уровни ацетилена на поверхности Титана, которые были интерпретированы Маккеем как соответствующие гипотезе об организмах, потребляющих углеводороды. [151] Хотя он переформулировал биологическую гипотезу, он предупредил, что другие объяснения результатов по водороду и ацетилену более вероятны: возможности еще не идентифицированных физических или химических процессов (например, поверхностный катализатор, принимающий углеводороды или водород) или недостатки в текущих моделях потока материалов. [142] Данные о составе и модели переноса должны быть обоснованы и т. д. Несмотря на это, несмотря на то, что Маккей сказал, что небиологическое каталитическое объяснение было бы менее поразительным, чем биологическое, он отметил, что открытие катализатора, эффективного при 95 К (−180 °C), все равно будет иметь значение. [142] Что касается результатов по ацетилену, Марк Аллен, главный исследователь из группы NASA Astrobiology Institute Titan, предоставил спекулятивное, небиологическое объяснение: солнечный свет или космические лучи могут преобразовать ацетилен в ледяных аэрозолях в атмосфере в более сложные молекулы, которые упадут на землю без признаков ацетилена. [153]

Как отмечает НАСА в своей новостной статье о результатах, полученных в июне 2010 года: «На сегодняшний день формы жизни на основе метана являются лишь гипотетическими. Ученые пока не обнаружили эту форму жизни где-либо». [151] Как также говорится в заявлении НАСА: «некоторые ученые считают, что эти химические сигнатуры подкрепляют аргумент в пользу примитивной, экзотической формы жизни или предшественника жизни на поверхности Титана». [151]

В феврале 2015 года была смоделирована гипотетическая клеточная мембрана, способная функционировать в жидком метане при криогенных температурах (глубокая заморозка). Состоящая из небольших молекул, содержащих углерод, водород и азот, она будет иметь ту же стабильность и гибкость, что и клеточные мембраны на Земле, которые состоят из фосфолипидов , соединений углерода, водорода, кислорода и фосфора . Эта гипотетическая клеточная мембрана была названа « азотосомой », сочетанием «azote», французского слова для азота, и « liposome ». [154] [155]

Препятствия

Несмотря на эти биологические возможности, существуют огромные препятствия для жизни на Титане, и любая аналогия с Землей неточна. Находясь на большом расстоянии от Солнца, Титан холоден, и в его атмосфере отсутствует CO2 . На поверхности Титана вода существует только в твердой форме. Из-за этих трудностей такие ученые, как Джонатан Лунин, рассматривали Титан не как вероятную среду обитания для жизни, а как эксперимент для проверки гипотез об условиях, которые преобладали до появления жизни на Земле. [156] Хотя сама жизнь может и не существовать, пребиотические условия на Титане и связанная с ними органическая химия по-прежнему представляют большой интерес для понимания ранней истории земной биосферы. [143] Использование Титана в качестве пребиотического эксперимента включает не только наблюдение с помощью космического корабля, но и лабораторные эксперименты, а также химическое и фотохимическое моделирование на Земле. [145]

Гипотеза панспермии

Предполагается, что крупные астероиды и кометные удары о поверхность Земли могли привести к тому, что фрагменты микробной породы вырвались из-под земного притяжения, что предполагает возможность панспермии . Расчеты показывают, что они столкнулись бы со многими телами в Солнечной системе, включая Титан. [157] [158] С другой стороны, Джонатан Лунин утверждал, что любые живые существа в криогенных углеводородных озерах Титана должны были бы настолько отличаться химически от земной жизни, что одно не могло бы быть предком другого. [159]

Будущие условия

Условия на Титане могут стать гораздо более пригодными для жизни в далеком будущем. Через пять миллиардов лет, когда Солнце станет субкрасным гигантом , температура его поверхности может подняться достаточно высоко, чтобы Титан поддерживал жидкую воду на своей поверхности, делая его пригодным для жизни. [160] По мере того, как ультрафиолетовый выброс Солнца уменьшается, дымка в верхней атмосфере Титана будет истощаться, уменьшая антипарниковый эффект на поверхности и позволяя парниковому эффекту, создаваемому атмосферным метаном, играть гораздо большую роль. Эти условия вместе могут создать пригодную для жизни среду и могут сохраняться в течение нескольких сотен миллионов лет. Предполагается, что этого времени было достаточно для зарождения простой жизни на Земле, хотя более высокая вязкость растворов аммиака в воде в сочетании с низкими температурами приведет к более медленному протеканию химических реакций на Титане. [161]

Галерея

Изображения

Диаграммы

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Из отдельных областей Kraken Mare (5,0 · 10 5 км 2 ), Ligeia Mare (1,3 · 10 5 км 2 ) и Punga Mare (6,1 · 10 4 км 2 ), как предоставлено Hayes 2016. [94] : 60 

Ссылки

  1. ^ "Титан" . Оксфордский словарь английского языка (Электронная правка). Oxford University Press . (Требуется подписка или членство в участвующем учреждении.)
  2. ^ "Миссия Cassini Equinox: Huygens приземлился со шлепком". JPL . 18 января 2005 г. Архивировано из оригинала 20 июня 2010 г. Получено 26 мая 2010 г.
  3. ^ Луз и др. (2003). «Широтный перенос баротропными волнами в стратосфере Титана». Icarus . 166 (2): 343–358. doi :10.1016/j.icarus.2003.08.014.
  4. ^ "Titanian" . Оксфордский словарь английского языка (Электронная правка). Oxford University Press . (Требуется подписка или членство в участвующем учреждении.)
  5. ^ «Titanian» — это письменная адъективная форма как Титана, так и луны Урана Титании . Однако луна Урана имеет шекспировское произношение с короткой гласной «i» и «a» из spa : / t ɪ ˈ t ɑː n i ə n / , в то время как оба написания для Титана произносятся с этими двумя гласными долго: / t aɪ ˈ t eɪ n i ə n / .
  6. ^ Если не указано иное: «JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computing service». Solar System Dynamics . NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивировано из оригинала 7 октября 2012 г. Получено 19 августа 2007 г.
  7. ^ ab Zebker, Howard A.; Stiles, Bryan; Hensley, Scott; Lorenz, Ralph; Kirk, Randolph L.; Lunine, Jonathan I. (15 мая 2009 г.). "Размер и форма спутника Сатурна Титана" (PDF) . Science . 324 (5929): 921–923. Bibcode :2009Sci...324..921Z. doi :10.1126/science.1168905. PMID  19342551. S2CID  23911201. Архивировано из оригинала (PDF) 12 февраля 2020 г.
  8. ^ ab Jacobson, RA; Antreasian, PG; Bordi, JJ; Criddle, KE; Ionasescu, R.; Jones, JB; Mackenzie, RA; Meek, MC; Parcher, D.; Pelletier, FJ; Owen, Jr., WM; Roth, DC; Roundhill, IM; Stauch, JR (декабрь 2006 г.). "Поле гравитации системы Сатурна по данным спутниковых наблюдений и слежения за космическими аппаратами". The Astronomical Journal . 132 (6): 2520–2526. Bibcode : 2006AJ....132.2520J. doi : 10.1086/508812 .
  9. ^ Iess, L.; Rappaport, NJ; Jacobson, RA; Racioppa, P.; Stevenson, DJ; Tortora, P.; Armstrong, JW; Asmar, SW (12 марта 2010 г.). «Поле гравитации, форма и момент инерции Титана». Science . 327 (5971): 1367–1369. Bibcode :2010Sci...327.1367I. doi :10.1126/science.1182583. PMID  20223984. S2CID  44496742.
  10. ^ Уильямс, DR (22 февраля 2011 г.). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. Архивировано из оригинала 30 апреля 2010 г. Получено 22 апреля 2015 г.
  11. ^ Ли, Лиминг и др. (декабрь 2011 г.). "Глобальный энергетический баланс Титана" (PDF) . Geophysical Research Letters . 38 (23). Bibcode : 2011GeoRL..3823201L. doi : 10.1029/2011GL050053 . Получено 20 августа 2023 г.
  12. ^ Митри, Г.; Шоумен, Адам П.; Лунин, Джонатан И.; Лоренц, Ральф Д. (2007). «Углеводородные озера на Титане» (PDF) . Icarus . 186 (2): 385–394. Bibcode : 2007Icar..186..385M. doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.004. Архивировано (PDF) из оригинала 27 февраля 2008 г.
  13. ^ ab "Классические спутники Солнечной системы". Observatorio ARVAL. Архивировано из оригинала 9 июля 2011 г. Получено 28 июня 2010 г.
  14. ^ ab Niemann, HB; et al. (2005). "The havings of components of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe" (PDF) . Nature . 438 (7069): 779–784. Bibcode :2005Natur.438..779N. doi :10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046. Архивировано из оригинала 14 апреля 2020 г. . Получено 17 апреля 2018 г. .
  15. ^ Кустенис и Тейлор (2008), стр. 154–155.
  16. ^ Бьяджоли, Марио (2012). «От шифров к конфиденциальности: секретность, открытость и приоритет в науке». Британский журнал истории науки . 45 (2). [Cambridge University Press, Британское общество истории науки]: 213–233. doi :10.1017/S0007087412000088. ISSN  0007-0874. JSTOR  23275476. PMID  23050368. Получено 11 июля 2024 г.
  17. ^ ab "Titan: Exploration". NASA Science . 11 июля 2023 г. Получено 11 июля 2024 г.
  18. ^ "Спутники Сатурна". Спутники Солнечной системы . Берлин, Гейдельберг: Springer Berlin Heidelberg. 2010. стр. 53–90. doi :10.1007/978-3-540-68853-2_3. ISBN 978-3-540-68852-5.
  19. ^ "Открыватель Титана: Христиан Гюйгенс". Европейское космическое агентство. 4 сентября 2008 г. Архивировано из оригинала 9 августа 2011 г. Получено 18 апреля 2009 г.
  20. ^ Гюйгенс, Кристиан; Голландское общество наук (1888 г.). Oeuvres Completes de Christian Huygens (на латыни). Том. 1. Гаага, Нидерланды: Мартинус Нийхофф. стр. 387–388. Архивировано из оригинала 31 января 2019 года . Проверено 31 января 2019 г.
  21. ↑ Кассини, ГД (1673). «Открытие двух новых планет около Сатурна, сделанное в Королевской Парижской обсерватории синьором Кассини, членом обоих Королевских обществ Англии и Франции; английский язык, происходящий от французского». Philosophical Transactions . 8 (1673): 5178–5185. Bibcode :1673RSPT....8.5178C. doi : 10.1098/rstl.1673.0003 .
  22. ^ ab "Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. Архивировано из оригинала 28 ноября 2017 г. Получено 6 марта 2021 г.
  23. ↑ Lassell (12 ноября 1847 г.). «Наблюдения Мимаса, ближайшего и самого внутреннего спутника Сатурна». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 8 (3): 42–43. Bibcode : 1848MNRAS...8...42L. doi : 10.1093/mnras/8.3.42 . Архивировано из оригинала 11 сентября 2006 г. Получено 29 марта 2005 г.
  24. ^ Гершель, сэр Джон Ф. У. (1847). Результаты астрономических наблюдений, проведенных в 1834, 5, 6, 7, 8 годах на мысе Доброй Надежды: завершение телескопического обзора всей поверхности видимого неба, начатого в 1825 году. Лондон: Smith, Elder & Co., стр. 415.
  25. ^ "Обзор | Спутники Сатурна". solarsystem.nasa.gov . NASA . Архивировано из оригинала 29 ноября 2021 г. . Получено 1 марта 2021 г. .
  26. ^ "Сценарий гигантского удара может объяснить необычные луны Сатурна". Space Daily . 2012. Архивировано из оригинала 28 марта 2016 года . Получено 19 октября 2012 года .
  27. ^ Dyches, Preston; Clavin, Whitney (23 июня 2014 г.). «Строительные блоки Титана могут предшествовать Сатурну» (пресс-релиз). Jet Propulsion Laboratory . Архивировано из оригинала 27 июня 2014 г. Получено 28 июня 2014 г.
  28. ^ Хокинг, Стивен; Хокинг, Люси (9 января 2020 г.). Раскрытие Вселенной . Random House . стр. 127. ISBN 978-0-241-41534-4.
  29. ^ "EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". Архивировано из оригинала 9 августа 2011 г. Получено 22 октября 2009 г.
  30. ^ Даррин, Энн; О'Лири, Бет Л. (26 июня 2009 г.). Справочник по космической инженерии, археологии и наследию . CRC Press. стр. 61. ISBN 978-1-4200-8432-0.
  31. ^ Хеллер, Рене; Уильямс, Даррен; Киппинг, Дэвид; Лимбах, Мэри Энн; Тернер, Эдвин; Гринберг, Ричард; Сасаки, Таканори; Больмонт, Эмелин; Грассе, Оливье; Льюис, Карен; Барнс, Рори; Зулуага, Хорхе И. (2014). «Формирование, обитаемость и обнаружение внесолнечных лун». Астробиология . 14 (9): 798–835. arXiv : 1408.6164 . Bibcode : 2014AsBio..14..798H. doi : 10.1089/ast.2014.1147. ISSN  1531-1074. PMC 4172466. PMID 25147963  . 
  32. ^ Петреску, Релли Виктория; Аверса, Рафаэлла; Апичелла, Антонио; Петреску, Флориан Ион Тибериу (1 января 2018 г.). «НАСА выбирает концепции для новой миссии на Титан, спутник Сатурна». Журнал авиационных и космических технологий . 2 (1): 40–52. дои : 10.3844/jastsp.2018.40.52. ISSN  2523-1200.
  33. ^ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, AM; Farinella, P. (1980). «Резонансы и близкие сближения. I. Случай Титана-Гипериона». Earth, Moon, and Planets . 22 (2): 141–152. Bibcode : 1980M&P....22..141B. doi : 10.1007/BF00898423. S2CID  119442634.
  34. ^ Лоренц, Ральф; Миттон, Жаклин (2010). Разоблаченный титан . Princeton University Press . стр. 1. ISBN 978-1-4008-3475-4.
  35. ^ ab Seargent, David AJ (2013). Weird Worlds . Нью-Йорк: Springer Science & Business Media. стр. 175. ISBN 978-1-4614-7064-9.
  36. ^ "Ганимед". Добро пожаловать в NSSDCA . 29 марта 1998 г. Получено 27 июля 2024 г.
  37. ^ Анджело, Джозеф А. (2014). Энциклопедия космоса и астрономии . Infobase Publishing. стр. 258. ISBN 978-1-4381-1018-9.
  38. ^ Райна, Натер Сингх (2012). Современная физическая география . Нью-Дели: Concept Publishing Company. стр. 38. ISBN 978-81-8069-761-6.
  39. ^ ab Arnett, Bill (2005). "Титан". Девять планет . Университет Аризоны, Тусон. Архивировано из оригинала 21 ноября 2005 года . Получено 10 апреля 2005 года .
  40. ^ Lunine, Jonathan I. (21 марта 2005 г.). «Сравнение триады больших лун». Astrobiology Magazine . Архивировано из оригинала 7 июля 2019 г. Получено 20 июля 2006 г.
  41. ^ Браун, Р. Х.; Лебретон, Дж. П.; Уэйт, Дж. Х., ред. (13 октября 2009 г.). Титан с Кассини-Гюйгенса (1-е изд.). Springer Dordrecht. Bibcode : 2010tfch.book...35L. doi : 10.1007/978-1-4020-9215-2. ISBN 978-1-4020-9214-5.
  42. ^ Митри, Г.; Паппалардо, РТ; Стивенсон, ДЖ. (1 декабря 2009 г.). «Частично ли дифференцирован Титан?». Тезисы осеннего заседания AGU . 43 : P43F–07. Bibcode : 2009AGUFM.P43F..07M.
  43. ^ Тоби, Г.; Грассе, Оливье; Лунин, Джонатан И.; Мокке, Антуан; Сотин, Кристоф (2005). «Внутренняя структура Титана, выведенная из связанной тепловой орбитальной модели». Icarus . 175 (2): 496–502. Bibcode :2005Icar..175..496T. doi :10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  44. ^ Sohl, F.; Solomonidou, A.; Wagner, FW; Coustenis, A.; Hussmann, H.; Schulze-Makuch, D. (23 мая 2014 г.). «Структурные и приливные модели Титана и выводы о криовулканизме». Journal of Geophysical Research: Planets . 119 (5): 1013–1036. Bibcode : 2014JGRE..119.1013S. doi : 10.1002/2013JE004512 .
  45. ^ Лонгстафф, Алан (февраль 2009 г.). «Является ли Титан (крио)вулканически активным?». Королевская обсерватория, Гринвич (Astronomy Now) : 19.
  46. ^ "Таинственная радиоволна Титана". Веб-сайт ESA Cassini-Huygens. 1 июня 2007 г. Архивировано из оригинала 5 июня 2011 г. Получено 25 марта 2010 г.
  47. ^ Шига, Дэвид (20 марта 2008 г.). «Изменение вращения Титана намекает на скрытый океан». New Scientist . Архивировано из оригинала 21 октября 2014 г.
  48. ^ Иесс, Л.; Джейкобсон, РА; Дуччи, М.; Стивенсон, диджей; Лунин, Джонатан И.; Армстронг, JW; Асмар, Юго-Запад; Рачиоппа, П.; Раппапорт, Нью-Джерси; Тортора, П. (2012). «Приливы Титана». Наука . 337 (6093): 457–9. Бибкод : 2012Sci...337..457I. дои : 10.1126/science.1219631. hdl : 11573/477190 . PMID  22745254. S2CID  10966007.
  49. ^ Zebker, HA; Stiles, B.; Hensley, S.; Lorenz, R.; Kirk, RL; Lunine, Jonathan I. (2009). "Размер и форма спутника Сатурна Титана" (PDF) . Science . 324 (5929): 921–3. Bibcode :2009Sci...324..921Z. doi :10.1126/science.1168905. PMID  19342551. S2CID  23911201. Архивировано из оригинала (PDF) 12 февраля 2020 г.
  50. ^ ab Хемингуэй, Д.; Ниммо, Ф.; Зебкер, Х.; Иесс, Л. (2013). «Жесткая и выветренная ледяная оболочка на Титане». Nature . 500 (7464): 550–2. Bibcode :2013Natur.500..550H. doi :10.1038/nature12400. hdl :11573/563592. PMID  23985871. S2CID  4428328.
  51. ^ ab "Данные Cassini: спутник Сатурна может иметь твёрдую ледяную оболочку". JPL. Архивировано из оригинала 20 октября 2014 г.
  52. ^ abc Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, Torrence V., ред. (2014). Энциклопедия Солнечной системы (3-е изд.). Elsevier. doi :10.1016/C2010-0-67309-3. ISBN 978-0-12-415845-0.
  53. ^ Forget, F.; Bertrand, T.; Vangvichith, M.; Leconte, J.; Millour, E.; Lellouch, E. (май 2017 г.). «Глобальная климатическая модель Плутона после New Horizons, включающая циклы N 2 , CH 4 и CO» (PDF) . Icarus . 287 : 54–71. Bibcode :2017Icar..287...54F. doi :10.1016/j.icarus.2016.11.038.
  54. ^ Мур, П. (1990). Атлас Солнечной системы . Митчелл Бизли. ISBN 0-517-00192-6.
  55. ^ de Selding, Petre (21 января 2005 г.). «Зонд «Гюйгенс» проливает новый свет на Титан». Space.com. Архивировано из оригинала 19 октября 2012 г. Получено 28 марта 2005 г.
  56. ^ abc Браун, Роберт Х.; Лебретон, Жан-Пьер; Уэйт, Дж. Хантер, ред. (2010). Титан от Кассини-Гюйгенса (1-е изд.). Springer Dordrecht. Bibcode : 2010tfch.book.....B. doi : 10.1007/978-1-4020-9215-2. ISBN 978-94-017-8107-7.
  57. ^ Пентеадо, Пауло Ф.; Гриффит, Кейтлин А. (2010). «Наземные измерения распределения метана на Титане». Icarus . 210 (1): 345–351. Bibcode :2010Icar..206..345P. doi :10.1016/j.icarus.2009.08.022.
  58. ^ ab Ádámkovics, Máté; et al. (2016). «Меридиональная вариация тропосферного метана на Титане, наблюдаемая с помощью спектроскопии АО на телескопах Кека и VLT». Icarus . 270 : 376–388. arXiv : 1509.08835 . Bibcode :2016Icar..270..376A. doi :10.1016/j.icarus.2015.05.023.
  59. ^ ab Waite, JH; Cravens, TE; Coates, AJ; Crary, FJ; Magee, B.; Westlake, J. (2007). «Процесс образования толина в верхней атмосфере Титана». Science . 316 (5826): 870–5. Bibcode :2007Sci...316..870W. doi :10.1126/science.1139727. PMID  17495166. S2CID  25984655.
  60. ^ Кустенис, А. (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Space Science Reviews . 116 (1–2): 171–184. Bibcode : 2005SSRv..116..171C. doi : 10.1007/s11214-005-1954-2. S2CID  121298964.
  61. ^ "NASA Titan – Surface". NASA. Архивировано из оригинала 17 февраля 2013 года . Получено 14 февраля 2013 года .
  62. ^ Атреяа, Сушил К.; Адамса, Елена Юрьевна; Ниманн, Хассо Б.; Демик-Монтелар, Хайме Э.а; Оуэн, Тобиас К.; Фульчиньони, Марчелло; Ферри, Франческа; Уилсон, Эрик Х. (2006). «Метановый цикл Титана». Планетарная и космическая наука . 54 (12): 1177–1187. Бибкод : 2006P&SS...54.1177A. дои :10.1016/j.pss.2006.05.028.
  63. ^ Стофан, ER; Элачи, C.; Лунин, Джонатан И.; Лоренц, RD; Стайлз, B.; Митчелл, KL; Остро, S.; Содерблом, L.; и др. (2007). «Озера Титана». Nature . 445 (7123): 61–64. Bibcode :2007Natur.445...61S. doi :10.1038/nature05438. PMID  17203056. S2CID  4370622.
  64. ^ Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан И.; Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическое выделение газа как источник атмосферного метана на Титане» . Nature . 440 (7080): 61–64. Bibcode : 2006Natur.440...61T. doi : 10.1038/nature04497. PMID  16511489. S2CID  4335141.
  65. ^ ab Staff (3 апреля 2013 г.). "Команда NASA исследует сложную химию на Титане". Phys.Org . Архивировано из оригинала 21 апреля 2013 г. Получено 11 апреля 2013 г.
  66. ↑ 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.
  67. ^ Курс, Т.; Кордье, Д.; Сеньовер, Б.; Мальтальяти, Л.; Бьенниер, Л. (2020). «Поглощение на длине волны 3,4 мкм в стратосфере Титана: вклад этана, пропана, бутана и сложных гидрогенизированных органических соединений». Icarus . 339 : 113571. arXiv : 2001.02791 . Bibcode :2020Icar..33913571C. doi :10.1016/j.icarus.2019.113571. S2CID  210116807.
  68. ↑ Браун, Дуэйн; Нил-Джонс, Нэнси; Зубрицкий, Элизабет; Кук, Цзя-Руй (30 сентября 2013 г.). «Космический корабль «Кассини» НАСА находит в космосе компонент бытового пластика». НАСА . Архивировано из оригинала 27 ноября 2013 г. Получено 2 декабря 2013 г.
  69. ^ Коттини, В.; Никсон, Калифорния; Дженнингс, Делавэр; Андерсон, CM; Гориус, Н.; Бьоракер, Г.Л.; Кустенис, А.; Тинби, Северная Каролина; и др. (2012). «Водяной пар в стратосфере Титана по дальним инфракрасным спектрам Cassini CIRS». Икар . 220 (2): 855–862. Бибкод : 2012Icar..220..855C. дои : 10.1016/j.icarus.2012.06.014. hdl : 2060/20120013575 . ISSN  0019-1035. S2CID  46722419.
  70. ^ "Титан: Мир, очень похожий на Землю". Space.com. 6 августа 2009 г. Архивировано из оригинала 12 октября 2012 г. Получено 2 апреля 2012 г.
  71. ^ Слабого солнечного света, достаточного для управления погодой и облаками на спутнике Сатурна Титане. Архивировано 3 апреля 2017 г. на Wayback Machine . Благодаря большому расстоянию от Солнца и плотной атмосфере поверхность Титана получает около 0,1 процента солнечной энергии, получаемой Землей.
  72. ^ "Titan Has More Oil Than Earth". Space.com . 13 февраля 2008 г. Архивировано из оригинала 8 июля 2012 г. Получено 13 февраля 2008 г.
  73. ^ Маккей, CP; Поллак, JB; Куртен, R. (1991). «Парниковые и антипарниковые эффекты на Титане» (PDF) . Science . 253 (5024): 1118–1121. Bibcode :1991Sci...253.1118M. doi :10.1126/science.11538492. PMID  11538492. S2CID  10384331. Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 г.
  74. ^ Dyches, Preston (12 августа 2014 г.). «Cassini отслеживает облака, развивающиеся над морем Титана». NASA . Архивировано из оригинала 13 августа 2014 г. Получено 13 августа 2014 г.
  75. ↑ Lakdawalla, Emily (21 января 2004 г.). «Титан: Аризона в холодильнике?». Планетарное общество. Архивировано из оригинала 12 февраля 2010 г. Получено 28 марта 2005 г.
  76. ^ Эмили Л., Шаллер; Браун, Майкл Э.; Роу, Генри Г.; Буше, Антонин Х. (2006). "Большой выброс облака на южном полюсе Титана" (PDF) . Icarus . 182 (1): 224–229. Bibcode :2006Icar..182..224S. doi :10.1016/j.icarus.2005.12.021. Архивировано (PDF) из оригинала 26 сентября 2007 г. . Получено 23 августа 2007 г. .
  77. ^ "The Way the Wind Blows on Titan". Jet Propulsion Laboratory. 1 июня 2007 г. Архивировано из оригинала 27 апреля 2009 г. Получено 2 июня 2007 г.
  78. ^ Шига, Дэвид (2006). «Огромное облако этана обнаружено на Титане». New Scientist . 313 : 1620. Архивировано из оригинала 20 декабря 2008 г. Получено 7 августа 2007 г.
  79. ^ Махаффи, Пол Р. (13 мая 2005 г.). «Начинается интенсивное исследование Титана». Science . 308 (5724): 969–970. Bibcode :2005Sci...308..969M. CiteSeerX 10.1.1.668.2877 . doi :10.1126/science.1113205. PMID  15890870. S2CID  41758337. 
  80. ^ ab Chu, Jennifer (июль 2012 г.). «Речные сети на Титане указывают на загадочную геологическую историю». MIT Research. Архивировано из оригинала 30 октября 2012 г. Получено 24 июля 2012 г.
  81. ^ «В атмосфере Титана обнаружена 'Странная' молекула». nasa.gov . 20 октября 2020 г. Архивировано из оригинала 15 июля 2021 г. Получено 25 февраля 2021 г.
  82. ^ Тарик, Таймур (12 марта 2012 г.). «Титан, крупнейший спутник Сатурна, наконец-то подробно раскопан». Новости Пакистана . Архивировано из оригинала 11 августа 2014 г. Получено 12 марта 2012 г.
  83. ^ Мур, Дж. М.; Паппалардо, РТ (2011). «Титан: экзогенный мир?». Icarus . 212 (2): 790–806. Bibcode :2011Icar..212..790M. doi :10.1016/j.icarus.2011.01.019. Архивировано из оригинала 26 июля 2021 г. Получено 18 марта 2020 г.
  84. ↑ Баттерсби, Стивен (29 октября 2004 г.). «Раскрыт сложный и странный мир Титана». New Scientist . Архивировано из оригинала 21 декабря 2008 г. Получено 31 августа 2007 г.
  85. ^ "Космический корабль: приборы орбитального аппарата Cassini, радар". Миссия Cassini–Huygens к Сатурну и Титану . NASA, Лаборатория реактивного движения. Архивировано из оригинала 7 августа 2011 г. Получено 31 августа 2007 г.
  86. ^ Лоренц, РД; и др. (2007). "Форма, радиус и ландшафт Титана по данным радиолокационной альтиметрии Кассини" (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах . 38 (1338): 1329. Bibcode :2007LPI....38.1329L. Архивировано (PDF) из оригинала 26 сентября 2007 г. . Получено 27 августа 2007 г. .
  87. ^ "Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-like Land". Science Daily . 23 июля 2006 г. Архивировано из оригинала 29 июня 2011 г. Получено 27 августа 2007 г.
  88. ^ Barnes, Jason W.; et al. (2006). "Глобальные спектральные вариации поверхности Титана, наблюдаемые с Cassini/VIMS" (PDF) . Icarus . 186 (1): 242–258. Bibcode :2007Icar..186..242B. doi :10.1016/j.icarus.2006.08.021. Архивировано из оригинала (PDF) 25 июля 2011 г. . Получено 27 августа 2007 г. .
  89. ^ Клотц, Ирен (28 апреля 2016 г.). «Один из Титана». Discovery News . Space.com. Архивировано из оригинала 30 апреля 2016 г. Получено 1 мая 2016 г.
  90. ^ Le Gall, A.; et al. (25 февраля 2016 г.). «Состав, сезонные изменения и батиметрия моря Лигейя, Титан, полученные на основе его микроволнового теплового излучения». Journal of Geophysical Research: Planets . 121 (2): 233–251. Bibcode :2016JGRE..121..233L. doi : 10.1002/2015JE004920 . hdl : 11573/1560395 . Архивировано из оригинала 12 августа 2021 г. . Получено 12 августа 2021 г. .
  91. ^ Дермотт, С.Ф .; Саган, К. (1995). «Приливные эффекты разъединенных углеводородных морей на Титане». Nature . 374 (6519): 238–240. Bibcode : 1995Natur.374..238D. doi : 10.1038/374238a0. PMID  7885443. S2CID  4317897.
  92. ^ Стофан, Э. Р. и др. (2007). «Озера Титана». Nature . 445 (1): 61–64. Bibcode : 2007Natur.445...61S. doi : 10.1038/nature05438. PMID  17203056. S2CID  4370622.
  93. ^ «На Титане есть жидкие озера, сообщают ученые в Nature». NASA/JPL. 3 января 2007 г. Архивировано из оригинала 23 мая 2013 г. Получено 8 января 2007 г.
  94. ^ abcde Hayes, Alexander G. (июнь 2016 г.). «Озера и моря Титана». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 44 (1): 57–83. Bibcode :2016AREPS..44...57H. doi : 10.1146/annurev-earth-060115-012247 .
  95. ^ Лоренц, Ральф Д. и др. (Июль 2014 г.). «Радиолокационная карта морей Титана: приливное рассеивание и перемешивание океана через глотку Кракена». Icarus . 237 : 9–15. Bibcode :2014Icar..237....9L. doi :10.1016/j.icarus.2014.04.005.
  96. ^ ab Liu, Zac Yung-Chun; et al. (май 2016 г.). «Тектоника Титана: глобальное структурное картирование с радара Кассини». Icarus . 270 : 14–29. Bibcode :2016Icar..270...14L. doi :10.1016/j.icarus.2015.11.021.
  97. ^ abcd Лопес, RMC (июнь 2019 г.). «Титан, обнаруженный радаром Кассини». Обзоры космической науки . 215 (4): 33. Bibcode : 2019SSRv..215...33L. doi : 10.1007/s11214-019-0598-6.
  98. ^ Ниманн, Х. Б. (декабрь 2005 г.). «Распространенность компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс». Nature . 438 (7069): 779–784. Bibcode :2005Natur.438..779N. doi :10.1038/nature04122. PMID  16319830.
  99. ^ Хеджепет, Джошуа Э. и др. (июль 2020 г.). «Население ударных кратеров Титана после Кассини». Icarus . 344 . Bibcode :2020Icar..34413664H. doi :10.1016/j.icarus.2020.113664.
  100. ^ ab Lopes, Rosaly MC ; et al. (май 2016 г.). «Природа, распределение и происхождение недифференцированных равнин Титана». Icarus . 270 : 162–182. Bibcode :2016Icar..270..162L. doi :10.1016/j.icarus.2015.11.034.
  101. ^ Бентон, Джулиус Л. младший (2005). «Наблюдение спутников Сатурна». Сатурн и как его наблюдать . Лондон: Springer. стр. 141–146. doi :10.1007/1-84628-045-1_9. ISBN 978-1-84628-045-0.
  102. ^ ab "Planetary Satellite Physical Parameters". JPL (Solar System Dynamics). 3 апреля 2009 г. Архивировано из оригинала 22 мая 2009 г. Получено 29 июня 2010 г.
  103. ^ Койпер, ГП (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Astrophysical Journal . 100 : 378. Bibcode : 1944ApJ...100..378K. doi : 10.1086/144679.
  104. ^ "The Pioneer Missions". Pioneer Project . NASA, Jet Propulsion Laboratory. 26 марта 2007 г. Архивировано из оригинала 29 июня 2011 г. Получено 19 августа 2007 г.
  105. ^ «40 лет назад: Pioneer 11 первым исследовал Сатурн». NASA. 3 сентября 2019 г. Архивировано из оригинала 24 августа 2021 г. Получено 22 февраля 2020 г.
  106. ^ "Voyager Camera Desc". Planetary Data System. 21 ноября 2021 г. Архивировано из оригинала 7 ноября 2021 г. Получено 21 ноября 2021 г.
  107. ^ ab Bell, Jim (24 февраля 2015 г.). Межзвездная эра: внутри сорокалетней миссии Voyager. Penguin Publishing Group. стр. 93. ISBN 978-0-698-18615-6. Архивировано из оригинала 4 сентября 2016 года.
  108. ^ Ричардсон, Дж.; Лоренц, Ральф Д.; Макьюэн, Альфред (2004). «Поверхность и вращение Титана: новые результаты из изображений, полученных с Вояджера-1». Icarus . 170 (1): 113–124. Bibcode :2004Icar..170..113R. doi :10.1016/j.icarus.2004.03.010.
  109. ^ «Approach and Arrival at Saturn». ESA Science & Technology . 11 июня 2004 г. Получено 8 августа 2024 г.
  110. ^ Rodriguez, S.; Crapeau, M.; Mouelic, S. Le; Paillou, Philippe; Baines, KH (11 марта 2007 г.). "Совместное исследование поверхности Титана с помощью Cassini VIMS и Altimeter". ResearchGate . Получено 8 августа 2024 г. .
  111. ^ "Cassini-Huygens". Лаборатория реактивного движения NASA . 15 октября 1997 г. Получено 8 августа 2024 г.
  112. ^ "Миссия Cassini Equinox: пролет Титана (T-70) – 21 июня 2010 г.". NASA/JPL. Архивировано из оригинала 18 марта 2012 г. Получено 8 июля 2010 г.
  113. ^ "PIA08630: Озёра на Титане". Planetary Photojournal . NASA/JPL. Архивировано из оригинала 18 июля 2011 г. Получено 14 октября 2006 г.
  114. ↑ Лингард, Стив; Норрис, Пэт (июнь 2005 г.). «Как приземлиться на Титане». Журнал Ingenia (23). Архивировано из оригинала 21 июля 2011 г. Получено 11 января 2009 г.
  115. ^ "Cassini at Saturn: Introduction". NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивировано из оригинала 3 апреля 2009 года . Получено 6 сентября 2007 года .
  116. ^ "Huygens Exposes Titan's Surface". Space Today . Архивировано из оригинала 7 августа 2011 г. Получено 19 августа 2007 г.
  117. ^ ab "Видеть, трогать и обонять необычайно похожий на Землю мир Титана". ESA News, Европейское космическое агентство. 21 января 2005 г. Архивировано из оригинала 7 октября 2011 г. Получено 28 марта 2005 г.
  118. ^ "PIA07232: Первый цветной вид поверхности Титана". NASA/JPL/ESA/Университет Аризоны. 15 января 2005 г. Архивировано из оригинала 6 мая 2021 г. Получено 13 февраля 2021 г.
  119. ^ "Место посадки Гюйгенса будет названо в честь Хьюберта Куриена". ESA. 5 марта 2007 г. Архивировано из оригинала 3 марта 2012 г. Получено 6 августа 2007 г.
  120. ^ Foust, Jeff (28 ноября 2023 г.). "NASA откладывает рассмотрение Dragonfly, дату запуска". SpaceNews . Получено 28 ноября 2023 г. .
  121. ^ Брайденстайн, Джим (27 июня 2019 г.). «Новая научная миссия по исследованию нашей Солнечной системы». Twitter . Архивировано из оригинала 27 января 2020 г. . Получено 27 июня 2019 г. .
  122. ^ ab Brown, David W. (27 июня 2019 г.). «NASA объявляет о новой миссии беспилотника Dragonfly по исследованию Титана – квадрокоптер был выбран для изучения спутника Сатурна после конкурса типа «Shark Tank», который длился два с половиной года». The New York Times . Архивировано из оригинала 20 мая 2020 г. Получено 27 июня 2019 г.
  123. ^ Dragonfly: A Rotorcraft Lander Concept for Scientific Exploration at Titan. Архивировано 22 декабря 2017 г. в Wayback Machine (PDF). Ральф Д. Лоренц, Элизабет П. Тертл, Джейсон В. Барнс, Мелисса Г. Трейнер, Дуглас С. Адамс, Кеннет Э. Хиббард, Колин З. Шелдон, Крис Закни, Патрик Н. Пепловски, Дэвид Дж. Лоуренс, Майкл А. Равайн, Тимоти Г. Макги, Кристин С. Сотцен, Шеннон М. Маккензи, Джек В. Лангелаан, Свен Шмитц, Ларри С. Вольфарт и Питер Д. Бедини. Johns Hopkins APL Technical Digest, черновик предварительной публикации (2017).
  124. ^ "Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission". ESA. 2009. Архивировано из оригинала 23 мая 2011 года . Получено 30 января 2009 года .
  125. ↑ Ринкон, Пол (18 февраля 2009 г.). «Юпитер в поле зрения космических агентств». BBC News . Архивировано из оригинала 24 октября 2010 г.
  126. ^ Стофан, Эллен (2010). "TiME: Titan Mare Explorer" (PDF) . Caltech. Архивировано из оригинала (PDF) 30 марта 2012 г. . Получено 17 августа 2011 г. .
  127. ^ "NASA объявляет о трех новых кандидатах на миссию". NASA Discovery Program . 5 мая 2011 г. Архивировано из оригинала 18 ноября 2016 г. Получено 13 июня 2017 г.
  128. ^ «Давайте поплаваем по озерам Титана!». Scientific American . 1 ноября 2009 г. Архивировано из оригинала 10 октября 2012 г.
  129. ^ "AVIATR: An Airplane Mission for Titan". Universetoday.com . 2 января 2012 г. Архивировано из оригинала 28 марта 2013 г. Получено 26 февраля 2013 г.
  130. ^ "Soaring on Titan: Drone, разработанный для разведки луны Сатурна". NBC News . 10 января 2012 г. Архивировано из оригинала 13 апреля 2014 г. Получено 26 февраля 2013 г.
  131. ^ ab Urdampilleta, I.; Prieto-Ballesteros, O.; Rebolo, R.; Sancho, J., ред. (2012). "TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer" (PDF) . Европейский планетарный научный конгресс 2012 . Том 7, EPSC2012-64 2012. EPSC Abstracts. Архивировано (PDF) из оригинала 21 октября 2012 г. . Получено 10 октября 2012 г. .
  132. ^ Сотин, К.; Альтвегг, К .; Браун, Р. Х.; и др. (2011). JET: Путешествие на Энцелад и Титан (PDF) . 42-я конференция по науке о Луне и планетах. Институт Луны и планет. Архивировано (PDF) из оригинала 15 апреля 2015 г.
  133. ^ Матоусек, Стив; Сотин, Кристоф; Гёбель, Дэн; Лэнг, Джаред (18–21 июня 2013 г.). JET: Путешествие к Энцеладу и Титану (PDF) . Конференция по недорогим планетарным миссиям. Калифорнийский технологический институт. Архивировано из оригинала (PDF) 4 марта 2016 г. . Получено 10 апреля 2015 г. .
  134. ↑ Холл, Лора (30 мая 2014 г.). «Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken». Архивировано из оригинала 30 июля 2015 г.
  135. ^ Олесон, Стивен Р.; Лоренц, Ральф Д.; Пол, Майкл В. (1 июля 2015 г.). «Финальный отчет по фазе I: подводная лодка Titan». NASA . Архивировано из оригинала 24 июля 2021 г. Получено 21 февраля 2021 г.
  136. ^ Лоренц, РД; Олесон, С.; Войтах, Дж.; Джонс, Р.; Колоцца, А.; Шмитц, П.; Лэндис, Г.; Пол, М.; и Уолш, Дж. (16–20 марта 2015 г.). «Подводная лодка «Титан»: концепция конструкции и эксплуатации транспортного средства для исследования углеводородных морей гигантской луны Сатурна», 46-я конференция по науке о Луне и планетах , Вудлендс, Техас. Вклад LPI № 1832, стр. 1259
  137. ^ Hartwig, J., et al. (24–26 июня 2015 г.). «Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken Mare», 26th Space Cryogenics Workshop, Phoenix, Arizona. ссылка на отчет NASA Архивировано 23 ноября 2020 г. на Wayback Machine . Получено 13 июня 2017 г.
  138. ^ ab "Спутник Сатурна Титан может быть пристанищем для простых форм жизни – и раскрыть, как организмы впервые образовались на Земле". The Conversation . 27 июля 2017 г. Архивировано из оригинала 30 августа 2017 г. Получено 30 августа 2017 г.
  139. ^ ab Обитаемость Титана и его океана. Архивировано 3 июня 2021 г. в Wayback Machine Кейт Купер, Astrobiology Magazine . 12 июля 2019 г.
  140. ^ abc Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). «О внутренней структуре и динамике Титана». Planetary and Space Science . 48 (7–8): 617–636. Bibcode : 2000P&SS...48..617G. doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8.
  141. ^ abc Fortes, AD (2000). «Экзобиологические последствия возможного аммиачно-водного океана внутри Титана». Icarus . 146 (2): 444–452. Bibcode :2000Icar..146..444F. doi :10.1006/icar.2000.6400.
  142. ^ abcd Маккей, Крис (2010). «Обнаружены ли нами доказательства существования жизни на Титане». Университет штата Нью-Мексико , Колледж искусств и наук, Кафедра астрономии. Архивировано из оригинала 9 марта 2016 г. Получено 15 мая 2014 г.
  143. ^ ab Raulin, F. (2005). «Экзоастробиологические аспекты Европы и Титана: от наблюдений к предположениям». Space Science Reviews . 116 (1–2): 471–487. Bibcode : 2005SSRv..116..471R. doi : 10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID  121543884.
  144. ↑ Staff (4 октября 2010 г.). «Озера на спутнике Сатурна Титане заполнены жидкими углеводородами, такими как этан и метан, а не водой». ScienceDaily . Архивировано из оригинала 20 октября 2012 г. Получено 5 октября 2010 г.
  145. ^ ab Раулин, Ф.; Оуэн, Т. (2002). «Органическая химия и экзобиология на Титане». Space Science Reviews . 104 (1–2): 377–394. Bibcode : 2002SSRv..104..377R. doi : 10.1023/A:1023636623006. S2CID  49262430.
  146. ↑ Staff (8 октября 2010 г.). «Дымка Титана может содержать ингредиенты для жизни». Астрономия . Архивировано из оригинала 23 сентября 2015 г. Получено 14 октября 2010 г.
  147. ^ Артемивия, Н.; Лунин, Джонатан И. (2003). «Образование кратеров на Титане: ударный расплав, выбросы и судьба поверхностной органики». Icarus . 164 (2): 471–480. Bibcode :2003Icar..164..471A. doi :10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
  148. ^ Ловетт, Ричард А. (20 марта 2008 г.). «У Титана, спутника Сатурна, может быть подземный океан». National Geographic . Архивировано из оригинала 18 октября 2012 г.
  149. ^ abcd McKay, CP; Smith, HD (2005). «Возможности метаногенной жизни в жидком метане на поверхности Титана». Icarus . 178 (1): 274–276. Bibcode :2005Icar..178..274M. doi :10.1016/j.icarus.2005.05.018. Архивировано из оригинала 9 марта 2021 г. . Получено 18 марта 2020 г. .
  150. ^ abc "Пределы органической жизни в планетарных системах". Комитет по пределам органической жизни в планетарных системах, Комитет по происхождению и эволюции жизни, Национальный исследовательский совет . The National Academies Press. 2007. стр. 74. doi :10.17226/11919. ISBN 978-0-309-10484-5. Архивировано из оригинала 20 августа 2015 г. . Получено 20 февраля 2022 г. .
  151. ^ abcde «Что потребляет водород и ацетилен на Титане?». NASA/JPL. 2010. Архивировано из оригинала 29 июня 2011 г. Получено 6 июня 2010 г.
  152. ^ Strobel, Darrell F. (2010). "Молекулярный водород в атмосфере Титана: последствия измеренных тропосферных и термосферных мольных долей" (PDF) . Icarus . 208 (2): 878–886. Bibcode :2010Icar..208..878S. doi :10.1016/j.icarus.2010.03.003. Архивировано из оригинала (PDF) 24 августа 2012 г.
  153. ^ "Жизнь на Титане? Новые подсказки о том, что потребляет водород и ацетилен на спутнике Сатурна". ScienceDaily .
  154. ^ "Жизнь 'не такой, какой мы ее знаем' возможна на спутнике Сатурна Титане". Архивировано из оригинала 17 марта 2015 г.
  155. ^ Стивенсон, Джеймс; Лунин, Джонатан И.; Клэнси, Полетт (27 февраля 2015 г.). «Альтернативы мембранам в мирах без кислорода: создание азотосомы». Science Advances . 1 (1): e1400067. Bibcode :2015SciA....1E0067S. doi :10.1126/sciadv.1400067. PMC 4644080 . PMID  26601130. 
  156. ↑ Бортман, Генри (11 августа 2004 г.). «Спутник Сатурна Титан: пребиотическая лаборатория — интервью с Джонатаном Лунином». Журнал Astrobiology . Архивировано из оригинала 28 августа 2004 г. Получено 11 августа 2004 г.
  157. ^ "Земля могла бы засеять Титан жизнью". BBC News . 18 марта 2006 г. Архивировано из оригинала 31 октября 2012 г. Получено 10 марта 2007 г.
  158. ^ Глэдман, Бретт; Донес, Люк; Левинсон, Гарольд Ф.; Бернс, Джозеф А. (2005). «Ударное засевание и повторное засевание во внутренней Солнечной системе». Астробиология . 5 (4): 483–496. Bibcode : 2005AsBio...5..483G. doi : 10.1089/ast.2005.5.483. PMID  16078867.
  159. ^ Лунин, Джонатан И. (2008). «Титан Сатурна: строгий тест на космическую повсеместность жизни» (PDF) . Труды Американского философского общества . 153 (4): 403. arXiv : 0908.0762 . Bibcode :2009arXiv0908.0762L. Архивировано из оригинала (PDF) 12 мая 2013 г.копия на archive.org
  160. ↑ Национальный музей авиации и космонавтики (2012). «Изменение климата в Солнечной системе». Архивировано из оригинала 11 марта 2012 г. Получено 14 января 2012 г.
  161. ^ Лоренц, Ральф Д.; Лунин, Джонатан И.; Маккей, Кристофер П. (1997). «Титан под красным гигантским солнцем: новый вид «обитаемой» луны» (PDF) . Исследовательский центр Эймса НАСА, Лунная и планетарная лаборатория, Департамент планетарных наук, Университет Аризоны . 24 (22): 2905–8. Bibcode :1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827 . doi :10.1029/97gl52843. PMID  11542268. S2CID  14172341. Архивировано (PDF) из оригинала 24 июля 2011 г. . Получено 21 марта 2008 г. . 
  162. ^ "40 лет назад: Pioneer 11 первым исследовал Сатурн - NASA". 3 сентября 2019 г.
  163. ^ «Титан — Вояджер 1».
  164. ^ «Вояджер-1».
  165. ^ "Облачные системы Титана". Лаборатория реактивного движения .
  166. ^ ab «Огонь и лед».
  167. ^ «Тройные полумесяцы — НАСА».
  168. ^ «Тетис скрывается за Титаном».
  169. ^ "Страница каталога для PIA12320".
  170. ↑ До свидания, Деннис (3 декабря 2019 г.). «Вперед, прокатитесь по Титану — на самом большом спутнике Сатурна есть бензин для дождя, сажа для снега и подземный океан аммиака. Теперь есть карта, которая поможет вести поиск возможной жизни там». The New York Times . Архивировано из оригинала 5 декабря 2019 г. . Получено 5 декабря 2019 г.

Библиография

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Титан (луна) .
Послушайте эту статью ( 56 минут )
Разговорный значок Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 25 октября 2011 года и не отражает последующие правки. ( 2011-10-25 )
( Аудиопомощь  · Больше устных статей )