stringtranslate.com

Атмосфера Титана

Атмосфера Титана — это плотный слой газов, окружающий Титан , крупнейший спутник Сатурна . Титан — единственный естественный спутник планеты в Солнечной системе с атмосферой , которая плотнее атмосферы Земли , и один из двух спутников с атмосферой, достаточно значительной, чтобы управлять погодой (другой — атмосфера Тритона ). [4] Нижняя атмосфера Титана в основном состоит из азота (94,2%), метана (5,65%) и водорода (0,099%). [2] Есть следовые количества других углеводородов, таких как этан , диацетилен , метилацетилен , ацетилен , пропан , ПАУ [5] и других газов, таких как цианоацетилен , цианистый водород , углекислый газ , оксид углерода , цианоген , ацетонитрил , аргон и гелий . [3] Изотопное исследование соотношения изотопов азота также предполагает, что ацетонитрил может присутствовать в количествах, превышающих цианистый водород и цианоацетилен . [6] Давление на поверхности примерно на 50% выше, чем на Земле, и составляет 1,5 бара (147 кПа) [1] , что близко к тройной точке метана и позволяет существовать газообразному метану в атмосфере и жидкому метану на поверхности. [7] Оранжевый цвет, который виден из космоса, создается другими более сложными химическими веществами в небольших количествах, возможно, толинами , смолоподобными органическими осадками. [8]

История наблюдений

Наличие значительной атмосферы впервые заподозрил испанский астроном Хосеп Комас-и-Сола , который наблюдал отчетливое потемнение края на Титане в 1903 году из обсерватории Фабра в Барселоне , Каталония . [9] Это наблюдение было подтверждено голландским астрономом Жераром П. Койпером в 1944 году с помощью спектроскопической техники , которая дала оценку парциального давления метана в атмосфере порядка 100 миллибар (10 кПа). [10] Последующие наблюдения в 1970-х годах показали, что цифры Койпера были значительно занижены; содержание метана в атмосфере Титана было в десять раз выше, а поверхностное давление было по крайней мере вдвое больше, чем он предсказывал. Высокое поверхностное давление означало, что метан мог составлять лишь малую часть атмосферы Титана. [11] В 1980 году «Вояджер-1» провел первые подробные наблюдения за атмосферой Титана, показав, что давление на его поверхности было выше, чем на Земле, на 1,5 бара (примерно в 1,48 раза больше, чем на Земле). [12]

Совместная миссия NASA/ESA Cassini-Huygens предоставила обширную информацию о Титане и системе Сатурна в целом с момента выхода на орбиту 1 июля 2004 года. Было установлено, что атмосферное изотопное изотопное содержание Титана свидетельствует о том, что обильный азот в атмосфере произошел из материалов в облаке Оорта , связанных с кометами , а не из материалов, которые сформировали Сатурн в более ранние времена. [13] Было установлено, что на Титане могли возникнуть сложные органические химические вещества , [14] включая полициклические ароматические углеводороды , [15] [5] пропилен , [16] и метан . [17] [18]

Миссия НАСА Dragonfly планирует посадить большой летательный аппарат на Титан в 2034 году. [19] Миссия будет изучать обитаемость Титана и пребиотическую химию в различных местах. [20] Беспилотный летательный аппарат будет выполнять измерения геологических процессов, а также состава поверхности и атмосферы. [21]

Обзор

Профиль атмосферы Титана в сравнении с земной.
Система нижних слоёв атмосферы Титана.

Наблюдения космических зондов Voyager показали, что атмосфера Титана плотнее земной , с поверхностным давлением примерно в 1,48 раза больше, чем у Земли. [12] Атмосфера Титана примерно в 1,19 раза массивнее всей Земли, [22] или примерно в 7,3 раза массивнее на единицу площади поверхности. Она поддерживает непрозрачные слои дымки, которые блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и делают особенности поверхности Титана неясными. Атмосфера настолько плотная, а гравитация настолько низкая, что люди могли бы пролететь через нее, хлопая «крыльями», прикрепленными к своим рукам. [23] Более низкая гравитация Титана означает, что его атмосфера намного более протяженная, чем у Земли; даже на расстоянии 975 км космическому аппарату Cassini пришлось вносить коррективы, чтобы поддерживать стабильную траекторию против атмосферного сопротивления. [24] Атмосфера Титана непрозрачна на многих длинах волн , и полный спектр отражения поверхности невозможно получить снаружи. [25] Только с прибытием Кассини-Гюйгенса в 2004 году были получены первые прямые изображения поверхности Титана. Зонд Гюйгенс не смог определить направление Солнца во время своего спуска, и хотя он смог сделать снимки с поверхности, команда Гюйгенса сравнила этот процесс со «съёмкой асфальтированной парковки в сумерках». [26]

Вертикальная структура

Схема атмосферы Титана
Схема атмосферы Титана

Вертикальная структура атмосферы Титана похожа на земную. У них обоих есть тропосфера, стратосфера, мезосфера и термосфера. Однако более низкая поверхностная гравитация Титана создает более протяженную атмосферу с масштабными высотами 15–50 км (9–31 миля) по сравнению с 5–8 км (3,1–5 миль) на Земле. [7] Данные Voyager в сочетании с данными Huygens и радиационно-конвективными моделями обеспечивают более глубокое понимание структуры атмосферы Титана. [27]

Состав и химия атмосферы

Атмосферные химические процессы.

Химия атмосферы Титана разнообразна и сложна. Каждый слой атмосферы имеет уникальные химические взаимодействия, происходящие внутри, которые затем взаимодействуют с другими подслоями в атмосфере. Например, считается, 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. [33] В таблице ниже показаны механизмы производства и потери наиболее распространенных фотохимически произведенных молекул в атмосфере Титана. [7]

Облако, изображенное 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 краткие моменты, когда он проходит за пределами магнитосферы Сатурна и подвергается прямому воздействию солнечного ветра . [34] [35] Это может ионизировать и уносить некоторые молекулы из верхней части атмосферы. Один интересный случай был обнаружен как пример воздействия выброса корональной массы на магнитосферу Сатурна, в результате чего орбита Титана подвергается воздействию ударного солнечного ветра в магнитооболочке. Это приводит к увеличению осаждения частиц и образованию экстремальных электронных плотностей 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) вызывает относительную скорость около100 км/с между намагниченной плазмой Сатурна и Титаном. [35] Это может фактически усилить реакции, вызывающие атмосферные потери, вместо того, чтобы защищать атмосферу от солнечного ветра . [37]

Химия ионосферы

В ноябре 2007 года ученые обнаружили доказательства наличия отрицательных ионов с массой примерно в 13 800 раз больше массы водорода в ионосфере Титана, которые, как полагают, падают в нижние области, образуя оранжевую дымку, которая скрывает поверхность Титана. [38] Меньшие отрицательные ионы были идентифицированы как линейные углеродные анионы с более крупными молекулами, демонстрирующими признаки более сложных структур, возможно, полученных из бензола . [39] Эти отрицательные ионы, по-видимому, играют ключевую роль в образовании более сложных молекул, которые, как полагают, являются толинами , и могут составлять основу для полициклических ароматических углеводородов , цианополиинов и их производных. Примечательно, что отрицательные ионы, подобные этим, ранее, как было показано, усиливают производство более крупных органических молекул в молекулярных облаках за пределами нашей Солнечной системы, [40] сходство, которое подчеркивает возможное более широкое значение отрицательных ионов Титана. [41]

Вихрь на Южном полюсе Титана — закрученное газовое облако HCN (29 ноября 2012 г.).

Циркуляция атмосферы

Обнаружена закономерность циркуляции воздуха, протекающая в направлении вращения Титана, с запада на восток. Кроме того, были обнаружены сезонные изменения в атмосферной циркуляции. Наблюдения атмосферы, проведенные Кассини в 2004 году, также предполагают, что Титан является «суперротатором», как и Венера , с атмосферой, которая вращается намного быстрее ее поверхности. [42] Атмосферная циркуляция объясняется большой циркуляцией Хэдли , которая происходит от полюса к полюсу. [2]

Цикл метана

Титановые облака

Подобно гидрологическому циклу на Земле, Титан имеет цикл метана. [43] [44] Этот цикл метана приводит к поверхностным образованиям, которые напоминают образования, которые мы находим на Земле. Озера метана и этана находятся в полярных регионах Титана. Метан конденсируется в облака в атмосфере, а затем выпадает на поверхность. Затем этот жидкий метан течет в озера. Часть метана в озерах со временем испаряется и снова образует облака в атмосфере, начиная процесс заново. Однако, поскольку метан теряется в термосфере, должен быть источник метана для пополнения атмосферного метана. [44] Энергия от 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 резервуаром на самом Титане или внутри него. Большая часть метана на Титане находится в атмосфере. Метан транспортируется через холодную ловушку в тропопаузе. [45] Поэтому циркуляция метана в атмосфере влияет на радиационный баланс и химию других слоев атмосферы. Если на Титане есть резервуар метана, цикл будет стабильным только в геологических масштабах времени. [7]

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

Доказательства того, что атмосфера Титана содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем оксида углерода, по-видимому, исключают значительный вклад кометных ударов, поскольку кометы состоят из большего количества оксида углерода, чем метана. То, что Титан мог аккрецировать атмосферу из ранней туманности Сатурна во время формирования, также кажется маловероятным; в таком случае он должен иметь атмосферное изобилие, подобное солнечной туманности, включая водород и неон . [46] Многие астрономы предполагают, что окончательным источником метана в атмосфере Титана является сам Титан, высвобождаемый посредством извержений криовулканов . [47] [48] [49]

Другим возможным источником пополнения метана в атмосфере Титана являются клатраты метана . [50] Клатраты — это соединения, в которых ледяная решетка окружает газовую частицу, подобно клетке. В этом случае метановый газ окружен клеткой кристалла воды. [51] Эти клатраты метана могут присутствовать под ледяной поверхностью Титана, образовавшись гораздо раньше в истории Титана. [52] Благодаря диссоциации клатратов метана метан может выделяться в атмосферу, пополняя запасы. [51] [50]

1 декабря 2022 года астрономы сообщили о наблюдении облаков, вероятно, состоящих из метана , движущихся по Титану, с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба . [53] [54]

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

Дневное и сумеречное (восход/закат) небо

Модели яркости неба [55] солнечного дня на Титане. Солнце видно заходящим с полудня до наступления сумерек на 3 длинах волн: 5 мкм, ближнем инфракрасном (1-2 мкм) и видимом . Каждое изображение показывает «развернутую» версию неба, как оно видно с поверхности Титана. Левая сторона показывает Солнце, а правая сторона указывает в сторону от Солнца. Верхняя и нижняя части изображения — зенит и горизонт соответственно . Угол солнечного зенита представляет собой угол между Солнцем и зенитом (0°), где 90° — это когда Солнце достигает горизонта.
Сатурн заходит за Титан.

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

Для астронавтов, которые видят в видимом свете , дневное небо имеет отчетливо темно-оранжевый цвет и кажется однородным во всех направлениях из-за значительного рассеяния Ми от множества высотных слоев дымки. [55] Дневное небо, как подсчитано, примерно в 100–1000 раз тусклее, чем днем ​​на Земле, [55] что похоже на условия наблюдения густого смога или плотного дыма от пожара . Ожидается, что закаты на Титане будут «неудивительными событиями», [55] когда Солнце исчезает примерно на полпути в небе (~50° над горизонтом ) без отчетливого изменения цвета. После этого небо будет медленно темнеть, пока не достигнет ночи. Однако ожидается, что поверхность останется такой же яркой, как полная Луна, до 1 земного дня после заката . [55]

В ближнем инфракрасном свете закаты напоминают марсианский закат или закат в пыльной пустыне. [55] Рассеяние Ми имеет более слабое влияние на более длинных инфракрасных волнах, что позволяет видеть более красочные и изменчивые условия неба. Днем у Солнца заметная солнечная корона , которая меняет цвет с белого на «красный» в течение дня. [55] Яркость дневного неба примерно в 100 раз меньше, чем на Земле. [55] По мере приближения вечернего времени ожидается, что Солнце исчезнет довольно близко к горизонту. Оптическая толщина атмосферы Титана самая низкая и составляет 5 микрон . [56] Таким образом, Солнце при 5 микронах может быть видно даже тогда, когда оно находится ниже горизонта из-за атмосферной рефракции . Подобно изображениям марсианских закатов с марсоходов , над Солнцем из-за рассеяния от дымки или пыли на больших высотах наблюдается веерообразная корона . [55]

Что касается Сатурна , планета почти зафиксирована в своем положении на небе, поскольку орбита Титана приливно заблокирована вокруг Сатурна. Однако существует небольшое движение с востока на запад на 3° в течение года Титана из-за эксцентриситета орбиты [57] , похожего на аналемму на Земле. Солнечный свет, отраженный от Сатурна, сатурнианский блеск, примерно в 1000 раз слабее солнечной инсоляции на поверхности Титана. [57] Несмотря на то, что Сатурн кажется в несколько раз больше на небе, чем Луна на небе Земли, очертания Сатурна замаскированы более ярким Солнцем в дневное время. Сатурн может стать различимым ночью, но только на длине волны 5 микрон. Это связано с двумя факторами: малой оптической толщиной атмосферы Титана в 5 микрон [56] [58] и сильными 5-мкм выбросами с ночной стороны Сатурна. [59] В видимом свете Сатурн сделает небо на обращенной к Сатурну стороне Титана немного ярче, подобно пасмурной ночи с полной луной на Земле. [55] [57] Кольца Сатурна скрыты от глаз из-за выравнивания плоскости орбиты Титана и плоскости колец. [57] Ожидается, что Сатурн будет показывать фазы, похожие на фазы Венеры на Земле, которые частично освещают поверхность Титана ночью, за исключением затмений . [57]

Из космоса , снимки Кассини от ближнего инфракрасного до ультрафиолетового диапазона показали, что сумеречные периоды ( фазовые углы > 150°) ярче , чем дневное время на Титане. [60] Это наблюдение не наблюдалось ни на одном другом планетном теле с толстой атмосферой. [60] Сумерки Титана, затмевающие дневную сторону, обусловлены сочетанием атмосферы Титана, простирающейся на сотни километров над поверхностью, и интенсивного прямого рассеяния Ми от дымки. [60] Модели переноса излучения не воспроизвели этот эффект. [55]

Антипарниковый эффект

Температура Титана увеличивается по сравнению с температурой черного тела из-за сильного парникового эффекта , вызванного поглощением инфракрасного излучения непрозрачностью атмосферы Титана, вызванной давлением, но парниковое потепление несколько уменьшается из-за эффекта, названного Поллаком антипарниковым эффектом , [61] [62] поглощающим часть входящей солнечной энергии до того, как она достигнет поверхности, что приводит к более низким температурам поверхности, чем если бы метана было меньше. Парниковый эффект увеличивает температуру поверхности на 21 К, в то время как антипарниковый эффект убирает половину этого эффекта, [62] уменьшая его до увеличения на 12 К. [61]

При сравнении профилей температуры атмосферы Земли [63] и Титана [64] выявляются резкие контрасты. На Земле температура обычно увеличивается с уменьшением высоты от 80 до 60 километров над поверхностью. Напротив, температурный профиль Титана показывает снижение в том же диапазоне высот. Это изменение в значительной степени обусловлено различным воздействием парникового и антипарникового эффектов в атмосферах Земли и Титана соответственно. [ необходима цитата ]

Титан вращается внутри магнитосферы Сатурна примерно 95% своего орбитального периода. [65] В это время заряженные частицы, захваченные в магнитосфере, взаимодействуют с верхней атмосферой Титана, когда мимо проходит луна, что приводит к образованию более плотной дымки. Следовательно, изменчивость магнитного поля Сатурна в течение его приблизительно 30-летнего орбитального периода может вызвать изменения в этих взаимодействиях, потенциально увеличивая или уменьшая плотность дымки. [ требуется ссылка ] Хотя большинство наблюдаемых изменений в атмосфере Титана в течение его орбитального периода обычно приписываются его прямому взаимодействию с солнечным светом, считается, что влияние магнитосферных изменений Сатурна играет немалую роль. Взаимодействие между атмосферой Титана и магнитной средой Сатурна подчеркивает сложное взаимодействие между небесными телами и их атмосферами, раскрывая динамическую систему, сформированную как внутренними химическими процессами, так и внешними астрономическими условиями; будущие исследования, если они будут проведены, могут помочь доказать (или опровергнуть) влияние изменяющейся магнитосферы на плотную атмосферу, подобную атмосфере Титана. [ необходима ссылка ]

Эволюция атмосферы

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

Слои атмосферы, снимок с космического аппарата «Кассини»

Грубо говоря, на расстоянии Сатурна солнечная инсоляция и поток солнечного ветра достаточно низки, чтобы элементы и соединения , которые являются летучими на планетах земной группы, имели тенденцию накапливаться во всех трех фазах . [66] Температура поверхности Титана также довольно низкая, около 94 К (–179 C/–290 F). [67] [68] Следовательно, массовые доли веществ, которые могут стать составляющими атмосферы, на Титане намного больше, чем на Земле . Фактически, современные интерпретации предполагают, что только около 50% массы Титана составляют силикаты , [69] а остальная часть состоит в основном из различных льдов H 2 O ( воды ) и NH 3 ·H 2 O ( гидратов аммиака ). NH 3 , который может быть первоначальным источником атмосферного N 2 ( динозота ) Титана , может составлять до 8% массы NH 3 ·H 2 O. Титан, скорее всего, разделен на слои, где слой жидкой воды подо льдом I h может быть богат NH 3 . [ жаргон ]

Полноцветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.

Имеются предварительные ограничения, при этом текущая потеря в основном обусловлена ​​низкой гравитацией [70] и солнечным ветром [71] с помощью фотолиза . Потерю ранней атмосферы Титана можно оценить с помощью изотопного соотношения 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, ранняя атмосфера могла иметь больше N 2 в диапазоне от 1,5 до 100 раз с уверенностью только в нижнем факторе. [70] Поскольку N 2 является основным компонентом (98%) атмосферы Титана, [72] изотопное соотношение предполагает, что большая часть атмосферы была потеряна в течение геологического времени . Тем не менее, атмосферное давление на его поверхности остается почти в 1,5 раза больше, чем на Земле, поскольку она начиналась с пропорционально большим летучим бюджетом, чем Земля или Марс . [68] Возможно, что большая часть потерь атмосферы произошла в течение 50 миллионов лет после аккреции , в результате высокоэнергетического выброса легких атомов, уносящих большую часть атмосферы ( гидродинамический выброс ). [71] Такое событие могло быть вызвано эффектами нагрева и фотолиза, вызванными более высоким выходом рентгеновских и ультрафиолетовых (XUV) фотонов раннего Солнца .

Поскольку Каллисто и Ганимед структурно похожи на Титан, неясно, почему их атмосферы незначительны по сравнению с атмосферой Титана. Тем не менее, происхождение N 2 Титана через геологически древний фотолиз аккрецированного и дегазированного NH 3 , в отличие от дегазации N 2 из аккреционных клатратов , может быть ключом к правильному выводу. Если бы N 2 был выделен из клатратов, 36 Ar и 38 Ar, которые являются инертными первичными изотопами Солнечной системы, также должны были бы присутствовать в атмосфере, но ни один из них не был обнаружен в значительных количествах. [73] Незначительная концентрация 36 Ar и 38 Ar также указывает на то, что температура ~40 К, необходимая для их улавливания и N 2 в клатратах, не существовала в субтуманности Сатурна . Вместо этого температура могла быть выше 75 К, ограничивая даже накопление NH 3 в виде гидратов . [74] Температуры были бы еще выше в субтуманности Юпитера из-за большего высвобождения гравитационной потенциальной энергии , массы и близости к Солнцу, что значительно уменьшило бы запас NH 3 , накопленный Каллисто и Ганимедом. Образовавшиеся атмосферы N 2 могли быть слишком тонкими, чтобы выдержать эффекты атмосферной эрозии, которым подвергся Титан. [74]

Альтернативное объяснение заключается в том, что кометные удары высвобождают больше энергии на Каллисто и Ганимеде, чем на Титане из-за более сильного гравитационного поля Юпитера . Это может разрушить атмосферы Каллисто и Ганимеда, тогда как кометный материал фактически создаст атмосферу Титана. Однако отношение 2 H– 1 H (т.е. D–H) атмосферы Титана равно(2,3 ± 0,5 ) × 10−4 , [73] почти в 1,5 раза ниже, чем у комет . [72] Разница предполагает, что кометный материал вряд ли является основным источником атмосферы Титана. [7] [75] Атмосфера Титана также содержит в тысячу раз больше метана, чем оксида углерода , что подтверждает идею о том, что кометный материал вряд ли является вероятным источником, поскольку кометы состоят из большего количества оксида углерода, чем метана.

Титан – три пылевые бури, обнаруженные в 2009–2010 годах. [76]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab Lindal, GF; Wood, GE; Hotz, HB; Sweetnam, DN; Eshleman, VR; Tyler, GL (1983-02-01). «Атмосфера Титана: анализ радиозатменных измерений Вояджера-1». Icarus . 53 (2): 348–363. Bibcode :1983Icar...53..348L. doi :10.1016/0019-1035(83)90155-0. ISSN  0019-1035.
  2. ^ abcde Кэтлинг, Дэвид К.; Кастинг, Джеймс Ф. (10 мая 2017 г.). Эволюция атмосферы в обитаемых и безжизненных мирах (1-е изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84412-3.
  3. ^ ab Niemann, HB; et al. (2005). "Распространенность компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Huygens" (PDF) . Nature . 438 (7069): 779–784. Bibcode :2005Natur.438..779N. doi :10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046.
  4. ^ Ингерсолл, Эндрю П. (1990). «Динамика атмосферы Тритона». Nature . 344 (6264): 315–317. Bibcode : 1990Natur.344..315I. doi : 10.1038/344315a0. S2CID  4250378.
  5. ^ ab Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. (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.
  6. ^ Иино, Такахиро; Сагава, Хидео; Цукагоши, Такаши (2020). "Изотопное отношение 14N/15N в CH3CN атмосферы Титана, измеренное с помощью ALMA". The Astrophysical Journal . 890 (2): 95. arXiv : 2001.01484 . Bibcode :2020ApJ...890...95I. doi : 10.3847/1538-4357/ab66b0 . S2CID  210023743.
  7. ^ abcdef Хорст, Сара (2017). «Атмосфера и климат Титана». J. Geophys. Res. Planets . 122 (3): 432–482. arXiv : 1702.08611 . Bibcode : 2017JGRE..122..432H. doi : 10.1002/2016JE005240. S2CID  119482985.
  8. ^ Баез, Джон (25 января 2005 г.). «Находки этой недели в математической физике». Калифорнийский университет , Риверсайд. Архивировано из оригинала 2012-02-08 . Получено 2007-08-22 .
  9. ^ Мур, П. (1990). Атлас Солнечной системы . Митчелл Бизли. ISBN 0-517-00192-6.
  10. ^ Койпер, ГП (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Astrophysical Journal . 100 : 378. Bibcode : 1944ApJ...100..378K. doi : 10.1086/144679.
  11. ↑ Кустенис, стр. 13–15.
  12. ^ ab Coustenis, стр. 22
  13. ↑ Dyches, Preston; Clavin, Clavin (23 июня 2014 г.). «Строительные блоки Титана могут предшествовать Сатурну». NASA . Получено 24 июня 2014 г.
  14. ↑ Staff (3 апреля 2013 г.). «Команда NASA исследует сложную химию на Титане». Phys.Org . Получено 11 апреля 2013 г.
  15. ↑ 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.
  16. ^ Jpl.Nasa.Gov (2013-09-30). "Космический аппарат NASA Cassini обнаружил в космосе компонент бытового пластика – Лаборатория реактивного движения NASA". Jpl.nasa.gov . Получено 2013-10-04 .
  17. ^ Дайчес, Престон; Зубрицкий, Элизабет (24 октября 2014 г.). «NASA находит метановое ледяное облако в стратосфере Титана». NASA . Получено 31 октября 2014 г. .
  18. ^ Зубрицкий, Элизабет; Дайчес, Престон (24 октября 2014 г.). «NASA идентифицирует ледяное облако выше крейсерской высоты на Титане». NASA . Получено 31 октября 2014 г. .
  19. ^ "Eyes on Titan: Dragonfly Team Shapes Science Instrument Payload". Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса . 9 января 2019 г. Получено 15 марта 2019 г.
  20. ^ Dragonfly: Exploring Titan's Prebiotic Organic Chemistry and Habitability (PDF). EP Turtle, JW Barnes, MG Trainer, RD Lorenz, SM MacKenzie, KE Hibbard, D. Adams, P. Bedini, JW Langelaan, K. Zacny и команда Dragonfly. Конференция по науке о Луне и планетах 2017 г.
  21. ^ Лангелаан JW и др. (2017) Учеб. Аэрокосмическая конференция. IEEE
  22. ^ Кустенис, Афина и Тейлор, Ф. В. (2008). Титан: исследование земного мира. World Scientific. стр. 130. ISBN 978-981-270-501-3. Получено 2010-03-25 .
  23. ^ Зубрин, Роберт (1999). Вход в космос: создание космической цивилизации . Раздел: Титан: Tarcher/Putnam. С. 163–166. ISBN 1-58542-036-0.
  24. ^ Turtle, Elizabeth P. (2007). «Исследование поверхности Титана с помощью Cassini–Huygens». Smithsonian. Архивировано из оригинала 20 июля 2013 г. Получено 18 апреля 2009 г.
  25. ^ Шредер, SE; Томаско, MG; Келлер, HU (август 2005 г.). «Спектр отражения поверхности Титана, определенный Гюйгенсом». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 37, № 46.15; Бюллетень Американского астрономического общества . 37 (726): 726. Bibcode : 2005DPS....37.4615S.
  26. ^ de Selding, Petre (21 января 2005 г.). "Зонд Гюйгенс проливает новый свет на Титан". SPACE.com. Архивировано из оригинала 4 апреля 2005 г. Получено 28.03.2005 .
  27. ^ Кэтлинг, Дэвид К.; Робинсон, Тайлер Д. (2012-09-09). "Аналитическая радиационно-конвективная модель для планетарных атмосфер". The Astrophysical Journal . 757 (1): 104. arXiv : 1209.1833 . Bibcode :2012ApJ...757..104R. doi :10.1088/0004-637X/757/1/104. S2CID  54997095.
  28. ^ ab "Титан: исследование земного мира". Афина Кустенис, Ф. В. Тейлор. World Scientific, 2008. стр. 154–155. ISBN 9812705015 , 9789812705013 
  29. ^ Ниманн, Х. Б. и др. (2005). «Распространенность компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Nature . 438 (7069): 779–784. Bibcode :2005Natur.438..779N. doi :10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046.
  30. ^ Йелле, Роджер (1991-12-10). «Не-ЛТР модели верхней атмосферы Титана». Astrophysical Journal . 383 (1): 380–400. Bibcode : 1991ApJ...383..380Y. doi : 10.1086/170796. ISSN  0004-637X.
  31. ^ Подолак, М.; Бар-Нун, А. (1979-08-01). «Ограничение распределения атмосферного аэрозоля Титана». Icarus . 39 (2): 272–276. Bibcode :1979Icar...39..272P. doi :10.1016/0019-1035(79)90169-6. ISSN  0019-1035.
  32. ^ Уэйт, Дж. Х.; Льюис, WS; Каспрзак, В. Т.; Аничич, В. Г.; Блок, BP; Крейвенс, TE; Флетчер, Г. Г.; Ип, В.-Х.; Луманн, Дж. Г.; Макнатт, Р. Л.; Ниманн, Х. Б. (01.09.2004). «Исследование масс-спектрометра ионов и нейтралов Кассини (INMS)». Space Science Reviews . 114 (1): 113–231. Bibcode :2004SSRv..114..113W. doi :10.1007/s11214-004-1408-2. hdl : 2027.42/43764 . ISSN  1572-9672. S2CID  120116482.
  33. ^ Уэйт, Дж. Х. и др. (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.
  34. ^ "Магнетическая личность Сатурна отражается на Титане". NASA/JPL. 2008. Архивировано из оригинала 20 мая 2009 года . Получено 20 апреля 2009 года .
  35. ^ ab H. Backes; et al. (2005). «Сигнатура магнитного поля Титана во время первой встречи Кассини». Science . 308 (5724): 992–995. Bibcode :2005Sci...308..992B. doi :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. ^ DG Mitchell; et al. (2005). «Энергичные нейтральные атомные выбросы при взаимодействии Титана с магнитосферой Сатурна». Science . 308 (5724): 989–992. Bibcode :2005Sci...308..989M. doi :10.1126/science.1109805. PMID  15890874. S2CID  6795525.
  38. ^ Коутс, А. Дж.; Ф. Дж. Крейри; ГР. Льюис; Д. Т. Янг; Дж. Х. Уэйт и Э. К. Ситтлер (2007). «Открытие тяжелых отрицательных ионов в ионосфере Титана» (PDF) . Geophys. Res. Lett . 34 (22): L22103. Bibcode : 2007GeoRL..3422103C. doi : 10.1029/2007GL030978. S2CID  129931701.
  39. ^ Desai, RT; AJ Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; et al. (2017). «Анионы углеродной цепи и рост сложных органических молекул в ионосфере Титана». Astrophys. J. Lett . 844 (2): L18. arXiv : 1706.01610 . Bibcode : 2017ApJ...844L..18D. doi : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID  32281365.
  40. ^ Уолш, К.; Н. Харада; Э. Хербст и Т. Дж. Миллар (2017). «ВЛИЯНИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫХ АНИОНОВ НА ХИМИЮ ТЕМНЫХ ОБЛАКОВ». Astrophys. J. 700 ( 1): 752–761. arXiv : 0905.0800 . Bibcode : 2009ApJ...700..752W. doi : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID  32281365.
  41. ^ «Нашел ли Cassini универсальный драйвер пребиотической химии на Титане?». Европейское космическое агентство. 26 июля 2017 г. Получено 12 августа 2017 г.
  42. ^ «Ветер, дождь или холод ночи Титана?». Журнал Astrobiology. 11 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 г. Получено 24 августа 2007 г.
  43. ^ Лунин, Джонатан И.; Атрея, Сушил К. (март 2008 г.). «Цикл метана на Титане». Nature Geoscience . 1 (3): 159–164. Bibcode : 2008NatGe...1..159L. doi : 10.1038/ngeo125. ISSN  1752-0894.
  44. ^ ab MacKenzie, Shannon M.; Birch, Samuel PD; Hörst, Sarah; Sotin, Christophe; Barth, Erika; Lora, Juan M.; Trainer, Melissa G.; Corlies, Paul; Malaska, Michael J.; Sciamma-O'Brien, Ella; Thelen, Alexander E. (01.06.2021). "Титан: земной снаружи, океанический мир внутри". The Planetary Science Journal . 2 (3): 112. arXiv : 2102.08472 . Bibcode : 2021PSJ.....2..112M. doi : 10.3847/PSJ/abf7c9 . ISSN  2632-3338. S2CID  231942648.
  45. ^ Роу, Генри Г. (2012-05-02). «Метановая погода Титана». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 40 (1): 355–382. Bibcode : 2012AREPS..40..355R. doi : 10.1146/annurev-earth-040809-152548.
  46. ^ 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.
  47. ^ Sushil K. Atreya; Elena Y. Adams; Hasso B. Niemann; et al. (октябрь 2006 г.). «Метановый цикл Титана». Planetary and Space Science . 54 (12): 1177. Bibcode : 2006P&SS...54.1177A. doi : 10.1016/j.pss.2006.05.028.
  48. ^ Стофан, Э. Р. и др. (2007). «Озера Титана». Nature . 445 (7123): 61–4. Bibcode : 2007Natur.445...61S. doi : 10.1038/nature05438. PMID  17203056. S2CID  4370622.
  49. ^ 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.
  50. ^ ab Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan & Sotin, Cristophe (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.
  51. ^ ab Choukroun, Mathieu; Grasset, Olivier; Tobie, Gabriel; Sotin, Christophe (февраль 2010 г.). «Устойчивость гидратов клатратов метана под давлением: влияние на процессы дегазации метана на Титане». Icarus . 205 (2): 581–593. Bibcode :2010Icar..205..581C. doi :10.1016/j.icarus.2009.08.011.
  52. ^ Maynard-Casely, Helen E. ; Cable, Morgan L.; Malaska, Michael J.; Vu, Tuan H.; Choukroun, Mathieu; Hodyss, Robert (2018-03-01). «Перспективы минералогии на Титане». American Mineralogist . 103 (3): 343–349. Bibcode :2018AmMin.103..343M. doi :10.2138/am-2018-6259. ISSN  0003-004X. S2CID  104278344.
  53. ^ Бартельс, Меган (1 декабря 2022 г.). «Вид с космического телескопа Джеймса Уэбба на самую странную луну Сатурна Титан приводит ученых в восторг». Space.com . Получено 2 декабря 2022 г.
  54. ↑ До свидания, Деннис (5 декабря 2022 г.). «Телескопы объединяются, чтобы предсказать инопланетный шторм на Титане — крупнейший спутник Сатурна попал под прицел мощной космической обсерватории НАСА «Уэбб», что позволило ей и другому телескопу запечатлеть облака, дрейфующие в богатой метаном атмосфере Титана». The New York Times . Получено 6 декабря 2022 г.
  55. ^ abcdefghijkl Барнс, Джейсон В.; Маккензи, Шеннон М.; Лоренц, Ральф Д.; Тертл, Элизабет П. (2018-11-02). «Сумерки Титана и солнечное освещение на закате». The Astronomical Journal . 156 (5): 247. Bibcode : 2018AJ....156..247B. doi : 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 (2020). Спутник Сатурна Титан: 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. Получено 30 ноября 2020 г. .
  58. ^ Barnes, Jason W.; Clark, Roger N.; Sotin, Christophe; Ádámkovics, Máté; Appéré, Thomas; Rodriguez, Sebastien; Soderblom, Jason M.; Brown, Robert H.; Buratti, Bonnie J.; Baines, Kevin H.; Le Mouélic, Stéphane (2013-10-24). "Спектр пропускания атмосферы северного полюса Титана от зеркального отражения Солнца". The Astrophysical Journal . 777 (2): 161. Bibcode :2013ApJ...777..161B. doi :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 Гарсия Муньос, А.; Лаввас, П.; Уэст, Р. А. (2017-04-24). «Титан ярче в сумерках, чем днем». Nature Astronomy . 1 (5): 0114. arXiv : 1704.07460 . Bibcode : 2017NatAs...1E.114G. doi : 10.1038/s41550-017-0114. ISSN  2397-3366. S2CID  119491241.
  61. ^ ab McKay, Christopher P.; Pollack, James B.; Courtin, Régis (1991). «Парниковые и антипарниковые эффекты на Титане». Science . 253 (5024): 1118–1121. Bibcode :1991Sci...253.1118M. doi :10.1126/science.11538492.
  62. ^ ab «Титан: парниковый эффект и антипарниковый эффект», Space Daily, 4 ноября 2005 г. Получено 13 августа 2024 г.
  63. ^ "Слои атмосферы | Национальное управление океанических и атмосферных исследований". www.noaa.gov . Получено 2024-05-09 .
  64. ^ "Профиль атмосферы Титана". www.esa.int . Получено 2024-05-09 .
  65. ^ "Cassini Catches Titan Naked in the Solar Wind". Лаборатория реактивного движения NASA (JPL) . 28 января 2015 г. Получено 09.05.2024 .
  66. ^ PA Bland; et al. (2005). "Фазы-носители микроэлементов в примитивной хондритовой матрице: последствия для фракционирования летучих элементов во внутренней солнечной системе" (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXVI : 1841. Bibcode :2005LPI....36.1841B.
  67. ^ FM Flasar; et al. (2005). «Температура, ветры и состав атмосферы Титана». Science . 308 (5724): 975–978. Bibcode :2005Sci...308..975F. doi :10.1126/science.1111150. PMID  15894528. S2CID  31833954.
  68. ^ ab G. Lindal; et al. (1983). «Атмосфера Титана: анализ радиозатменных измерений Вояджера-1». Icarus . 53 (2): 348–363. Bibcode :1983Icar...53..348L. doi :10.1016/0019-1035(83)90155-0.
  69. ^ G. Tobie; JI Lunine; C. Sotin (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.
  70. ^ ab JH Waite (Jr); et al. (2005). "Результаты ионно-нейтрального масс-спектрометра от первого пролета Титана". Science . 308 (5724): 982–986. Bibcode :2005Sci...308..982W. doi :10.1126/science.1110652. PMID  15890873. S2CID  20551849.
  71. ^ ab T. Penz; H. Lammer; Yu.N. Kulikov; HK Biernat (2005). "Влияние солнечной среды частиц и излучения на эволюцию атмосферы Титана". Advances in Space Research . 36 (2): 241–250. Bibcode :2005AdSpR..36..241P. doi :10.1016/j.asr.2005.03.043.
  72. ^ ab A. Coustenis (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.
  73. ^ ab HB Niemann; et al. (2005). "Распространенность компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс" (PDF) . Nature . 438 (7069): 779–784. Bibcode :2005Natur.438..779N. doi :10.1038/nature04122. hdl : 2027.42/62703 . PMID  16319830. S2CID  4344046.
  74. ^ ab TC Owen; H. Niemann; S. Atreya; MY Zolotov (2006). «Между небом и Землей: исследование Титана». Faraday Discussions . 133 : 387–391. Bibcode : 2006FaDi..133..387O. CiteSeerX 10.1.1.610.9932 . doi : 10.1039/b517174a. PMID  17191458. 
  75. ^ 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.
  76. ^ Маккартни, Гретхен; Браун, Дуэйн; Вендель, Джоанна; Бауэр, Маркус (24 сентября 2018 г.). «Пыльные бури на Титане впервые обнаружены». NASA . Получено 24 сентября 2018 г.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки