Титан (луна) - Titan (moon)

Не путать с Титания (луна) или же Тритон (луна).

Титан
Титан в истинном цвете.jpg
На фото 2012 г. в натуральном цвете. Густая атмосфера имеет оранжевый цвет из-за плотной азоторганический туман.
Открытие
ОбнаружилКристиан Гюйгенс
Дата открытия25 марта 1655 г.
Обозначения
Обозначение
Сатурн VI
Произношение/ˈтаɪтən/ (Об этом звукеСлушать)[1]
Названный в честь
Τῑτάν Титан
ПрилагательныеТитаниан[2] или Титанеян[3] (обе /таɪˈтeɪпяəп/)[4] [5]
Орбитальные характеристики[6]
Периапсис1186680 км
Апоапсис1257060 км
1221870 км
Эксцентриситет0.0288
15.945 д
5,57 км / с (рассчитано)
Наклон0.34854° (к экватору Сатурна)
СпутникСатурн
Физические характеристики
Средний радиус
2574.73±0,09 км (0.404 Земли )[7] (1.480 Луны )
8.3×107 км2 (0,163 Земли) (2,188 Луны)
Объем7.16×1010 км3 (0,066 Земли) (3,3 Луны)
Масса(1.3452±0.0002)×1023 кг
(0,0225 Земли)[8] (1.829 лун)
Иметь в виду плотность
1.8798±0,0044 г / см3[8]
1,352 м / с2 (0.138 грамм) (0,835 луны)
0.3414±0.0005[9] (оценивать)
2.639 км / с (0,236 Земли) (1,11 Луны)
Синхронный
Нуль
Альбедо0.22[10]
Температура93,7 К (-179,5 ° С)[11]
8.2[12] до 9,0
Атмосфера
Поверхность давление
146.7 кПа (1.45 банкомат)
Состав по объемуПеременная

Стратосфера:
98.4% азот (N
2),
1.4% метан (CH
4),
0.2% водород (ЧАС
2);

Ниже тропосфера:
95.0% N
2, 4.9% CH
4;[13]
97% N
2, 2.7±0.1% CH
4, 0.1–0.2% ЧАС
2[14]

Титан самый большой луна Сатурна и Второй по величине естественный спутник в Солнечная система. Это единственный Луна известно, что имеет плотный атмосфера, и единственное известное тело в космосе, кроме Земли, где были обнаружены явные доказательства стабильных тел поверхностной жидкости.[15]

Титан - один из шести гравитационно закругленный луны из Сатурн, и самый удаленный от Сатурна из этих шести. Часто описываемый как подобная планете Луна, Титан на 50% больше (в диаметре), чем Земля. Луна и на 80% массивнее. Это вторая по величине луна в Солнечная система после луны Юпитера Ганимед, и больше, чем планета Меркурий, но только на 40% массивнее. Обнаружен в 1655 году голландским астрономом. Кристиан Гюйгенс, Титан был первым известным спутником Сатурна и шестым известным спутником планеты (после Луны Земли и четырех Галилеевы спутники Юпитера ). Титан вращается вокруг Сатурна на 20 радиусах Сатурна. С поверхности Титана Сатурн образует дугу в 5,09 градуса, и, если бы он был виден сквозь толстую атмосферу Луны, он бы казался в небе в 11,4 раза больше, чем Луна с Земли.

Титан в основном состоит из льда и каменистого материала, который, вероятно, разделен на каменное ядро, окруженное различными слоями льда, включая кору лед ячас и подповерхностный слой жидкой воды, богатой аммиаком.[16] Как и с Венера перед Космическая эра, плотная непрозрачная атмосфера препятствовала пониманию поверхности Титана до тех пор, пока Кассини – Гюйгенс миссия в 2004 г. предоставила новую информацию, включая открытие жидкий углеводород озера в полярных регионах Титана. Геологически молодая поверхность обычно гладкая, с небольшими ударные кратеры, хотя горы и несколько возможных криовулканы были найдены.

Атмосфера Титана во многом азот; второстепенные компоненты приводят к образованию метан и этан облака и тяжелые азоторганическая дымка. Климат - включая ветер и дождь - создает поверхностные элементы, похожие на те, что есть на Земле, такие как дюны, реки, озера, моря (вероятно, состоящие из жидкого метана и этана) и дельты, и в нем преобладают сезонные погодные условия, как на Земле. С его жидкостями (как на поверхности, так и под поверхностью) и прочной азотной атмосферой метановый цикл Титана поразительно похож на земной. круговорот воды, хотя и при гораздо более низкой температуре около 94 К (-179,2 ° C; -290,5 ° F).

История

Открытие

Кристиан Гюйгенс открыл Титан в 1655 году.

Титан был открыт 25 марта 1655 года голландским астрономом. Кристиан Гюйгенс.[17][18] Гюйгенс был вдохновлен Галилео открытие четверки Юпитера самые большие луны в 1610 г. и его улучшения в телескоп технологии. Христиан с помощью своего старшего брата Константин Гюйгенс-младший, начали строить телескопы около 1650 года и обнаружили первую наблюдаемую луну, вращающуюся вокруг Сатурна, с помощью одного из построенных ими телескопов.[19] Это была шестая луна, когда-либо обнаруженная после земных Луна и Галилеевы луны Юпитера.[20]

Именование

Гюйгенс назвал свое открытие Сатурни Луна (или же Луна Сатурни, Латинское для «луны Сатурна»), изданный в трактате 1655 г. De Saturni Luna Observatio Nova (Новое наблюдение Луны Сатурна).[21] После Джованни Доменико Кассини опубликовал свои открытия еще четырех спутников Сатурна между 1673 и 1686 годами, астрономы привыкли называть их и Титан Сатурном I-V (с Титаном тогда в четвертой позиции). Другие ранние эпитеты Титана включают «обычный спутник Сатурна».[22] Титан официально пронумерован Сатурн VI потому что после открытий 1789 года схема нумерации была заморожена, чтобы избежать путаницы (Титан имел числа II и IV, а также VI). С тех пор ближе к Сатурну было обнаружено множество небольших спутников.

Название Титан, а названия всех семи известных тогда спутников Сатурна произошли от Джон Гершель (сын Уильям Гершель, первооткрыватель двух других спутников Сатурна, Мимас и Энцелад ) в своей публикации 1847 г. Результаты астрономических наблюдений, сделанных в 1834, 5, 6, 7, 8 годах на мысе Доброй Надежды.[23][24] Он предложил названия мифологических Титаны (Древнегреческий: Τῑτᾶνες), братья и сестры Кронос, греческий Сатурн. В греческой мифологии титаны были расой могущественных божества, потомки Гайя и Уран, правившего во времена легендарного Золотой век.

Орбита и вращение

Орбита Титана (выделена красным) среди других больших внутренних спутников Сатурна. Луны вне ее орбиты - это (снаружи внутрь) Япет и Гиперион; внутри - Рея, Диона, Тетис, Энцелад и Мимас.

Титан обращается вокруг Сатурна каждые 15 дней 22 часа. Как Земля Луна и многие спутники планеты-гиганты, это период вращения (его день) совпадает с его орбитальным периодом; Титан приливно заблокирован в синхронном вращении с Сатурном, и постоянно показывает одну сторону к планете. Долготы на Титане отсчитываются на запад, начиная с меридиана, проходящего через эту точку.[25] Эксцентриситет его орбиты составляет 0,0288, а плоскость орбиты наклонена на 0,348 градуса относительно экватора Сатурна.[6] Если смотреть с Земли, Титан достигает углового расстояния около 20 радиусов Сатурна (чуть более 1200000 километров (750 000 миль)) от Сатурна и образует диск 0,8. угловые секунды в диаметре.

Маленький спутник неправильной формы Гиперион заблокирован в формате 3: 4 орбитальный резонанс с Титаном. «Медленная и плавная» эволюция резонанса, при которой Гиперион мигрировал с хаотической орбиты, на основании моделей считается маловероятной. Гиперион, вероятно, образовался на стабильном орбитальном острове, в то время как массивный Титан поглощал или выбрасывал тела, которые приближались близко.[26]

Объемные характеристики

Сравнение размеров: Титан (нижний левый) с Луной и Землей (сверху и справа)
Модель внутренней структуры Титана, показывающая ледяная шестерка слой

Диаметр Титана 5149,46 км (3199,73 мили),[7] В 1,06 раза больше, чем на планете Меркурий, 1,48 луны и 0,40 земной. До приезда Вояджер 1 в 1980 г. считалось, что Титан немного больше, чем Ганимед (диаметр 5262 км (3270 миль)) и, таким образом, самая большая луна в Солнечной системе; это было завышение из-за плотной непрозрачной атмосферы Титана со слоем дымки на высоте 100-200 километров над ее поверхностью. Это увеличивает его кажущийся диаметр.[27] Диаметр и масса Титана (и, следовательно, его плотность) аналогичны таковым у спутников Юпитера Ганимеда и Каллисто.[28] Исходя из его объемной плотности 1,88 г / см3Состав Титана наполовину состоит из водяного льда и наполовину из каменистого материала. Хотя по составу похож на Диона и Энцелад, плотнее за счет гравитационное сжатие. Его масса составляет 1/4226 массы Сатурна, что делает его самым большим спутником из газовых гигантов по сравнению с массой его главной звезды. Это второй по относительному диаметру спутник после газового гиганта; Диаметр Титана составляет 1 / 22,609 диаметра Сатурна, Тритон больше по диаметру относительно Нептун на 1 / 18.092.

Титан, вероятно, частично разделен на отдельные слои со скалистым центром протяженностью 3400 километров (2100 миль).[29] Этот скалистый центр окружен несколькими слоями, состоящими из различных кристаллических форм льда.[30] Его внутренняя часть может быть достаточно горячей для жидкого слоя, состоящего из "магма "состоит из воды и аммиак между лед ячас корка и более глубокие слои льда из форм льда под высоким давлением. Присутствие аммиака позволяет воде оставаться жидкой даже при температуре 176 К (-97 ° С) (для эвтектика смесь с водой).[31] В Кассини зонд обнаружил доказательства слоистой структуры в виде естественного крайне низкочастотный радиоволны в атмосфере Титана. Считается, что поверхность Титана плохо отражает чрезвычайно низкочастотные радиоволны, поэтому они могут вместо этого отражаться от границы жидкого льда и льда. подземный океан.[32] Особенности поверхности наблюдались Кассини космический корабль будет систематически перемещаться на расстояние до 30 километров (19 миль) в период с октября 2005 года по май 2007 года, что предполагает, что кора отделена от внутренней части, и предоставляет дополнительные доказательства наличия внутреннего жидкого слоя.[33] Дополнительное подтверждение существования жидкого слоя и ледяной оболочки, отделенных от твердого ядра, исходит из того, как изменяется гравитационное поле, когда Титан вращается вокруг Сатурна.[34] Сравнение гравитационного поля с данными топографических наблюдений на основе RADAR[35] также предполагает, что ледяной панцирь может быть существенно жестким.[36][37]

Формирование

Считается, что спутники Юпитера и Сатурна образовались со-аккреция, процесс, аналогичный тому, который, как считается, сформировал планеты Солнечной системы. Когда образовались молодые газовые гиганты, они были окружены дисками материала, которые постепенно сливались в луны. В то время как Юпитер обладает четырьмя большими спутниками на очень регулярных планетных орбитах, Титан в подавляющем большинстве доминирует в системе Сатурна и обладает высоким эксцентриситетом орбиты, который сразу не объясняется одной лишь совместной аккрецией. Предлагаемая модель образования Титана состоит в том, что система Сатурна началась с группы лун, подобных Юпитеру. Галилеевы спутники, но они были прерваны серией гигантские удары, который впоследствии сформировал Титан. Спутники Сатурна среднего размера, такие как Япет и Рея, образовались из обломков этих столкновений. Такое бурное начало могло бы также объяснить эксцентриситет орбиты Титана.[38]

Анализ атмосферного азота Титана в 2014 году показал, что он, возможно, был получен из материала, аналогичного тому, который был обнаружен в Облако Оорта а не из источников, присутствующих во время совместной аккреции материалов вокруг Сатурна.[39]

Атмосфера

Основная статья: Атмосфера Титана
Цветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.

Титан - единственная известная луна со значительным атмосфера,[40] и его атмосфера - единственная, богатая азотом плотная атмосфера в Солнечной системе, кроме Земли. Наблюдения за ним, сделанные в 2004 г. Кассини предполагают, что Титан - это «супервращатель», как и Венера, с атмосферой, которая вращается намного быстрее, чем его поверхность.[41] Наблюдения Вояджер Космические зонды показали, что атмосфера Титана плотнее, чем у Земли, с поверхностным давлением около 1,45 банкомат. Он также примерно в 1,19 раза массивнее Земли в целом.[42] или примерно в 7,3 раза массивнее в расчете на единицу площади поверхности. Непрозрачный Слои дымки блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и закрывают поверхности Титана.[43] Более низкая гравитация Титана означает, что его атмосфера намного шире, чем у Земли.[44] Атмосфера Титана - это непрозрачный во многих длины волн в результате полный спектр отражения поверхности невозможно получить с орбиты.[45] Так продолжалось до прибытия Кассини – Гюйгенс космического корабля в 2004 г., что были получены первые прямые снимки поверхности Титана.[46]

Южный полюсный вихрь Титана - закрученный HCN газовое облако (29 ноября 2012 г.).

Атмосферный состав Титана - азот (97%), метан (2,7 ± 0,1%), водород (0,1–0,2%) с небольшими количествами других газов.[14] Есть следы других углеводороды, Такие как этан, диацетилен, метилацетилен, ацетилен и пропан, и других газов, таких как цианоацетилен, цианистый водород, углекислый газ, монооксид углерода, циан, аргон и гелий.[13] Считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в реакциях, возникающих в результате разложения метан по Солнцу ультрафиолетовый свет, производящий густой оранжевый смог.[47] Титан проводит 95% своего времени в магнитосфере Сатурна, что может помочь защитить его от Солнечный ветер.[48]

Энергия Солнца должна была преобразовать все следы метана в атмосфере Титана в более сложные углеводороды в течение 50 миллионов лет - короткий срок по сравнению с возрастом Солнечной системы. Это предполагает, что метан должен пополняться резервуаром на самом Титане или внутри него.[49] Конечным источником метана в его атмосфере может быть его внутренняя часть, высвобождаемая в результате извержений из криовулканы.[50][51][52][53][54]

Исследования заката на Титане Кассини помочь лучше понять экзопланета атмосферы (концепция художника).
След органический газы в Атмосфера Титана —HNC (слева) и HC3N (верно).

3 апреля 2013 года НАСА сообщило, что комплекс органические химикаты, вместе называемые толины, вероятно, возникают на Титане, на основании исследований, имитирующих атмосфера Титана.[55]

6 июня 2013 г. ученые IAA-CSIC сообщил об обнаружении полициклические ароматические углеводороды в верхних слоях атмосферы Титана.[56]

30 сентября 2013 г. пропен был обнаружен в атмосфере Титана НАСА с Кассини космический корабль, используя свой композитный инфракрасный спектрометр (CIRS).[57] Это первый случай, когда пропен был обнаружен на любой луне или планете, кроме Земли, и это первое химическое вещество, обнаруженное CIRS. Обнаружение пропена заполняет загадочный пробел в наблюдениях, которые восходят к НАСА. Вояджер 1 первое закрытие космического корабля планетарный облет Титана в 1980 году, во время которого было обнаружено, что многие газы, составляющие коричневую дымку Титана, были углеводородами, теоретически образованными в результате рекомбинации радикалов, созданных ультрафиолетовым излучением Солнца. фотолиз метана.[47]

24 октября 2014 г. метан был найден в полярных облаках на Титане.[58][59]

Полярные облака из метана на Титане (слева) по сравнению с полярные облака на земной шар (справа), которые сделаны из воды или водяного льда.

Климат

Основная статья: Климат Титана
Атмосферный Полярный вихрь над южным полюсом Титана

Температура поверхности Титана составляет около 94 К (-179,2 ° C). При этой температуре водяной лед имеет чрезвычайно низкую давление газа так что маленький водяной пар настоящее кажется ограниченным стратосферой.[60] Титан получает примерно на 1% больше солнечного света, чем Земля.[61] Прежде чем солнечный свет достигнет поверхности, около 90% света поглощается толстой атмосферой, оставляя лишь 0,1% света, получаемого Землей.[62]

Атмосферный метан создает парниковый эффект на поверхности Титана, без которого Титан был бы намного холоднее.[63] Наоборот, туман в атмосфере Титана способствует антипарниковый эффект отражая солнечный свет обратно в космос, устраняя часть парникового эффекта и делая его поверхность значительно холоднее, чем ее верхние слои атмосферы.[64]

Метановые облака (анимированные; июль 2014 г.).[65]

Облака Титана, вероятно, состоящие из метана, этана или другой простой органики, рассеяны и изменчивы, подчеркивая общую дымку.[27] Выводы Гюйгенс Исследования показывают, что атмосфера Титана периодически проливает на его поверхность жидкий метан и другие органические соединения.[66]

Облака обычно покрывают 1% диска Титана, хотя наблюдались вспышки, при которых облачный покров быстро расширялся до 8%. Одна из гипотез утверждает, что южные облака образуются при повышении уровни солнечного света в течение южного лета создают подъем в атмосфере, в результате чего конвекция. 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.[67] В южном полушарии Титана было лето до 2010 года, когда орбита Сатурна, которая управляет движением Титана, переместила северное полушарие Титана на солнечный свет.[68] При смене сезонов ожидается, что этан начнет конденсироваться над южным полюсом.[69]

Особенности поверхности

Смотрите также: Список геологических объектов на Титане
Глобальная геологическая карта Титана (2019)[15]

  • Глобальная карта Титана - с IAU этикетки (август 2016 г.).

  • Титан - инфракрасные изображения (2004–2017 гг.)

  • Северный полюс Титана (2014)

  • Южный полюс Титана (2014)

Поверхность Титана описывается как «сложная, обработанная флюидом, [и] геологически молодая».[70] Титан существует с момента образования Солнечной системы, но его поверхность намного моложе, от 100 миллионов до 1 миллиарда лет. Геологические процессы могли изменить поверхность Титана.[71] Атмосфера Титана вдвое толще Земли, поэтому астрономическим инструментам сложно отобразить его поверхность в видимом спектре света.[72] В Кассини космический корабль использовал инфракрасные приборы, радиолокационную альтиметрию и радар с синтезированной апертурой (SAR) отображение частей Титана на карту во время его близких пролетов. Первые изображения показали разнообразную геологию, с грубыми и гладкими участками. Есть функции, которые могут быть вулканический По своему происхождению это выброс воды, смешанной с аммиаком, на поверхность. Есть также свидетельства того, что ледяная оболочка Титана может быть достаточно жесткой,[36][37] что предполагает небольшую геологическую активность.[73]Есть также полосчатые детали, некоторые из которых имеют длину сотни километров, которые, по-видимому, вызваны ветром.[74][75] Осмотр также показал, что поверхность относительно гладкая; несколько объектов, которые кажутся ударными кратерами, оказались засыпанными, возможно, дождем углеводородов или вулканами. Радиолокационная альтиметрия показывает, что изменение высоты невелико, обычно не более 150 метров. Были обнаружены случайные перепады высот на 500 метров, и на Титане есть горы, которые иногда достигают высоты от нескольких сотен метров до более чем 1 километра.[76] Это можно сравнить с гораздо более широкими топологическими вариациями, обнаруженными на Земле и Марсе, с Olympus Mons на Марсе, находящемся на 26 км над окружающими равнинами, а земной Мауна-Кеа более 10 км над дном океана.

Поверхность Титана отмечена широкими областями яркого и темного ландшафта. К ним относятся Занаду, большой, отражающий экваториальная область размером с Австралию. Впервые он был обнаружен в инфракрасный изображения из Космический телескоп Хаббла в 1994 году, а затем просмотрел Кассини космический корабль. Запутанный регион заполнен холмами и изрезан долинами и пропастями.[77] Местами он пересечен темными линиями - извилистыми топографическими особенностями, напоминающими гребни или расщелины. Они могут представлять тектонический активности, что указывает на то, что Занаду геологически молод. В качестве альтернативы линеаменты могут представлять собой каналы, образованные жидкостью, что указывает на старую местность, прорезанную системами ручьев.[78] Повсюду на Титане есть темные области аналогичного размера, наблюдаемые с земли и Кассини; хотя бы один из них, Лигейя Маре Второе по величине море Титана - почти чистое метановое море.[79][80]

Мозаика Титана из Кассини облет. Большая темная область Шангри-Ла.
Титан в искусственных цветах, показывающий детали поверхности и атмосферу. Занаду - это яркая область внизу по центру.
Глобус Титана, мозаика инфракрасных изображений с номенклатурой.
Составное изображение Титана в инфракрасном диапазоне. Он представляет собой темные, заполненные дюнами районы Фенсал (север) и Ацтлан (юг).

Озера

Основная статья: Озера Титана
Озера Титана (11 сентября 2017 г.)
Фальшивый цвет Кассини радарная мозаика северной полярной области Титана. Синий цвет указывает на низкую отражательную способность радара, вызванную углеводородными морями, озерами и сетями притоков, заполненными жидким этаном, метаном и растворенными N
2.[14] Около половины большого тела внизу слева, Kraken Mare, Показано. Лигейя Маре находится внизу справа.
Мозаика из трех Гюйгенс изображения системы каналов на Титане
Окрашенные озера Титана
(концепция художника)

Возможность углеводородных морей на Титане впервые была высказана на основании Вояджер 1 и 2 данные, которые показали, что Титан имеет плотную атмосферу приблизительно правильной температуры и состава, чтобы поддерживать их, но прямые доказательства не были получены до 1995 года, когда данные Хаббла и другие наблюдения предположили существование жидкий метан на Титане, либо в отсоединенных карманах, либо в масштабе океанов размером со спутник, как вода на Земле.[81]

В Кассини миссия подтвердила прежнюю гипотезу. Когда в 2004 году зонд прибыл в систему Сатурна, возникла надежда, что углеводородные озера или океаны будут обнаружены по солнечному свету, отраженному от их поверхности, но не зеркальные отражения изначально наблюдались.[82] Рядом с южным полюсом Титана загадочная темная особенность под названием Онтарио Лакус был идентифицирован[83] (позже выяснилось, что это озеро).[84] Возможная береговая линия была также идентифицирована около полюса с помощью радиолокационных изображений.[85] После пролета 22 июля 2006 г., когда Кассини радар космического корабля отобразил северные широты (которые были тогда зимой), несколько больших гладких (и, следовательно, темных для радаров) пятен, усеивающих поверхность около полюса.[86] Основываясь на наблюдениях, в январе 2007 года ученые объявили «окончательные доказательства наличия озер, заполненных метаном на спутнике Сатурна Титане».[87][88] В Кассини – Гюйгенс Команда пришла к выводу, что изображенные объекты почти наверняка представляют собой давно разыскиваемые углеводородные озера, первые стабильные тела поверхностной жидкости, обнаруженные за пределами Земли.[87] Некоторые, похоже, имеют каналы, связанные с жидкостью, и лежат в топографических углублениях.[87] Особенности жидкой эрозии, по-видимому, возникли совсем недавно: каналы в некоторых регионах создали удивительно небольшую эрозию, что позволяет предположить, что эрозия на Титане чрезвычайно медленная, или некоторые другие недавние явления могли стереть более старые русла рек и формы рельефа.[71] В целом Кассини Радиолокационные наблюдения показали, что озера покрывают лишь небольшой процент поверхности, что делает Титан намного суше, чем Земля.[89] Большинство озер сосредоточено около полюсов (где относительное отсутствие солнечного света предотвращает испарение), но также были обнаружены несколько давних углеводородных озер в районах экваториальной пустыни, в том числе одно около Гюйгенс посадочная площадка в районе Шангри-Ла, которая составляет примерно половину размера Большое Соленое озеро в Юта, СОЕДИНЕННЫЕ ШТАТЫ АМЕРИКИ. Вероятно, экваториальные озера »оазисы ", т.е. вероятный поставщик находится в подполье водоносные горизонты.[90]

Развивающаяся функция в Лигейя Маре

В июне 2008 г. Визуальный и инфракрасный картографический спектрометр на Кассини подтвердили присутствие жидкого этана в Ontario Lacus.[91] 21 декабря 2008 г. Кассини пролетел прямо над Онтарио-Лакус и наблюдал зеркальное отражение на радаре. Сила отражения насыщала приемник зонда, указывая на то, что уровень озера не изменился более чем на 3 мм (это означает, что либо приземные ветры были минимальными, либо углеводородная жидкость озера вязкая).[92][93]

Солнце в ближнем инфракрасном диапазоне отражается от углеводородных морей Титана

8 июля 2009 г. Кассини VIMS обнаружил зеркальное отражение, указывающее на гладкую, зеркальную поверхность, от того, что сегодня называется Джингпо Лакус, озеро в северном полярном регионе вскоре после того, как район вышел из 15-летней зимней тьмы. Зеркальные отражения указывают на гладкую, зеркальную поверхность, поэтому наблюдение подтвердило вывод о наличии большого жидкого тела, полученного с помощью радиолокационных изображений.[94][95]

Ранние радиолокационные измерения, сделанные в июле 2009 г. и январе 2010 г., показали, что Онтарио Лакус был чрезвычайно мелким, со средней глубиной 0,4–3 м и максимальной глубиной от 3 до 7 м (от 9,8 до 23,0 футов).[96] Напротив, северное полушарие Лигейя Маре изначально был нанесен на карту до глубин, превышающих 8 м, максимальных различимых радиолокационными приборами и методами анализа того времени.[96]Более поздний научный анализ, выпущенный в 2014 году, более полно картировал глубины трех метановых морей Титана и показал глубины более 200 метров (660 футов). Лигейя Маре в среднем от 20 до 40 м (от 66 до 131 футов) в глубину, в то время как другие части Лигейя не зарегистрировал никакого отражения радара, что указывает на глубину более 200 м (660 футов). Хотя это только второе по величине метановое море Титана, Лигейя "содержит достаточно жидкого метана, чтобы заполнить три Озеро Мичиганс ".[97]

В мае 2013 г. Кассини 'Радиолокационный альтиметр наблюдал каналы Титана Вид Флумина, определяемые как дренажная сеть, соединенная со вторым по величине углеводородным морем Титана, Лигейей Маре. Анализ полученных эхосигналов от высотомера показал, что каналы расположены в глубоких (до ~ 570 м) крутых склонах каньонов и имеют сильные зеркальные отражения от поверхности, которые указывают на то, что они в настоящее время заполнены жидкостью. Высота уровня жидкости в этих каналах находится на том же уровне, что и в Лигейя-Маре, с точностью до 0,7 м по вертикали, что соответствует интерпретации затопленных речных долин. Зеркальные отражения также наблюдаются в притоках более низкого порядка, возвышающихся над уровнем Лигейя-Маре, что согласуется с дренажом, впадающим в систему основных каналов. Вероятно, это первое прямое свидетельство наличия жидких каналов на Титане и первое наблюдение стометровых каньонов на Титане. Таким образом, каньоны Вид-Флумина затоплены морем, но есть несколько отдельных наблюдений, свидетельствующих о наличии поверхностных жидкостей, стоящих на больших высотах.[98]

Во время шести облетов Титана с 2006 по 2011 гг. Кассини собрал данные радиометрического слежения и оптической навигации, по которым следователи могли приблизительно сделать выводы об изменении формы Титана. Плотность Титана соответствует телу, состоящему примерно на 60% из камня и на 40% из воды. Анализ команды предполагает, что поверхность Титана может подниматься и опускаться на 10 метров на каждой орбите. Такая степень деформации предполагает, что внутреннее пространство Титана относительно деформируемо, и что наиболее вероятная модель Титана - это такая, в которой ледяная оболочка толщиной в несколько десятков километров плавает над глобальным океаном.[99] Выводы команды вместе с результатами предыдущих исследований намекают на то, что океан Титана может находиться не более чем на 100 километров (62 мили) ниже его поверхности.[99][100] 2 июля 2014 года НАСА сообщило, что океан внутри Титана может быть таким же соленым, как Мертвое море.[101][102] 3 сентября 2014 года НАСА сообщило об исследованиях, предполагающих метан осадки на Титане могут взаимодействовать со слоем ледяных материалов под землей, называемым «алканофером», и производить этан и пропан которые со временем могут попасть в реки и озера.[103]

В 2016 году Кассини обнаружил первые свидетельства наличия на Титане каналов, заполненных жидкостью, в серии глубоких каньонов с крутыми склонами, впадающих в Лигейя Маре. Эта сеть каньонов, получившая название Вид Флумина, имеет глубину от 240 до 570 м и имеет крутизну до 40 °. Считается, что они образовались либо в результате поднятия земной коры, как земной Большой Каньон, или понижение уровня моря, или, возможно, их комбинация. Глубина эрозии предполагает, что потоки жидкости в этой части Титана являются долговременными особенностями, которые сохраняются в течение тысяч лет.[104]

PIA12481 Titan specular Reflection.jpg
Жидкие озера на titan.jpg
Фото инфракрасного зеркального отражения выключено Джингпо Лакус, озеро в северном полярном регионеПерспективный радиолокационный обзор Bolsena Lacus (внизу справа) и другие углеводородные озера северного полушария
Титан 2009-01 МКС полярные карты.jpg
Титан С. Изменения полярного озера 2004-5.jpg
Контрастные изображения ряда озер в северном полушарии Титана (слева) и южном полушарии (справа)Два изображения южного полушария Титана, полученные с разницей в один год, показывают изменения в южных полярных озерах.

Кратеры от удара

Радиолокационное изображение диаметром 139 км.[105] кратер от удара на поверхности Титана, показывая гладкий пол, неровный край и, возможно, центральная вершина.

Данные радара, SAR и изображений с Кассини обнаружили несколько ударных кратеров на поверхности Титана.[71] Эти удары кажутся относительно молодыми по сравнению с возрастом Титана.[71] Несколько обнаруженных ударных кратеров включают ударный бассейн с двумя кольцами шириной 440 километров (270 миль) под названием Менрва, который видел Кассини МКС в виде ярко-темного концентрического узора.[106] Меньший кратер с плоским дном, шириной 60 километров (37 миль), названный Синлап.[107] и 30-километровый (19 миль) кратер с центральной вершиной и темным дном, названный Ksa.[108] Радар и Кассини изображения также выявили «кратерообразные», круглые детали на поверхности Титана, которые могут быть связаны с ударами, но не имеют определенных особенностей, которые позволили бы установить точную идентификацию. Например, кольцо шириной 90 километров (56 миль) из яркого грубого материала, известного как Гуабонито наблюдался Кассини.[109] Считается, что это кратер от удара, заполненный темными отложениями, нанесенными ветром. Несколько других подобных особенностей наблюдались в темных регионах Шангри-ла и Аару. Радар заметил несколько круговых деталей, которые могут быть кратерами в ярком районе Ксанаду во время Кассини 30 апреля 2006 г. облёт Титана.[110]

Лигейя Маре – SAR и более четкие безупречные взгляды.[111]

Многие кратеры или вероятные кратеры Титана демонстрируют признаки обширной эрозии, и все они показывают некоторые признаки модификации.[105] Большинство крупных кратеров имеют проломленные или неполные края, несмотря на то, что некоторые кратеры на Титане имеют относительно более массивные края, чем где-либо еще в Солнечной системе. Имеется мало свидетельств образования палимпсесты через вязкоупругую релаксацию коры, в отличие от других больших ледяных лун.[105] У большинства кратеров отсутствуют центральные вершины и гладкое дно, возможно, из-за удара или более позднего извержения. криовулканическая лава. Заполнение от различных геологических процессов - одна из причин относительной нехватки кратеров на Титане; атмосферное экранирование также играет роль. Подсчитано, что атмосфера Титана уменьшает количество кратеров на его поверхности в два раза.[112]

Ограниченное радиолокационное покрытие Титана с высоким разрешением, полученное до 2007 г. (22%), предполагает наличие неоднородностей в распределении кратеров. Занаду кратеров в 2–9 раз больше, чем где-либо. Плотность ведущего полушария на 30% выше, чем плотность заднего полушария. Более низкая плотность кратеров наблюдается в районах экваториальных дюн и в северных полярных регионах (где углеводородные озера и моря наиболее распространены).[105]

ПредварительноКассини модели траекторий и углов удара предполагают, что там, где ударник ударяется о корку водяного льда, небольшое количество выбросов остается в виде жидкой воды внутри кратера. Он может сохраняться в жидком состоянии в течение столетий или дольше, чего достаточно для «синтеза простых молекул-предшественников происхождения жизни».[113]

Криовулканизм и горы

Смотрите также: Криовулкан
Изображение Тортола Факула в ближнем инфракрасном диапазоне, предположительно возможного криовулкана

Ученые давно предполагают, что условия на Титане напоминают условия ранней Земли, хотя и при гораздо более низкой температуре. Обнаружение аргона-40 в атмосфере в 2004 году показало, что вулканы породили шлейфы «лавы», состоящей из воды и аммиака.[114] Глобальные карты распределения озера на поверхности Титана показали, что поверхностного метана недостаточно, чтобы объяснить его постоянное присутствие в его атмосфере, и, следовательно, значительная часть должна быть добавлена ​​в результате вулканических процессов.[115]

Тем не менее, поверхностных структур, которые можно однозначно интерпретировать как криовулканы, мало.[116] Одна из первых таких особенностей, обнаруженная Кассини радиолокационных наблюдений в 2004 г. Ганеса Макула, напоминает географический объект "блинные купола "обнаружен на Венере, и поэтому первоначально считался криовулканическим по происхождению, пока Кирк и др. не опровергли эту гипотезу на Американский геофизический союз ежегодное собрание в декабре 2008 года. Было обнаружено, что объект вовсе не купол, а возник в результате случайного сочетания светлых и темных пятен.[117][118] 2004 г. Кассини также обнаружил необычно яркую особенность (называемую Тортола Факула ), который был интерпретирован как криовулканический купол.[119] По состоянию на 2010 год подобных объектов не обнаружено.[120] В декабре 2008 года астрономы объявили об открытии двух кратковременных, но необычно долгоживущих «ярких пятен» в атмосфере Титана, которые кажутся слишком стойкими, чтобы их можно было объяснить простыми погодными условиями, предполагая, что они были результатом продолжительных криовулканических эпизодов.[31]

Горный хребет размером 150 километров (93 мили) в длину, 30 километров (19 миль) в ширину и 1,5 километра (0,93 мили) в высоту был также обнаружен Кассини в 2006 году. Этот хребет находится в южном полушарии и, как полагают, состоит из ледяного материала и покрыт метановым снегом. Движение тектонических плит, возможно, под влиянием близлежащего ударного бассейна, могло открыть брешь, через которую материал горы поднимался вверх.[121] До Кассини, ученые предположили, что большая часть топографии на Титане будет ударными структурами, но эти находки показывают, что, как и на Земле, горы образовались в результате геологических процессов.[122]

В 2008 году Джеффри Мур (геолог-планетолог из г. Исследовательский центр Эймса ) предложил альтернативный взгляд на геологию Титана. Отмечая, что до сих пор на Титане не было однозначно идентифицировано вулканических образований, он утверждал, что Титан является геологически мертвым миром, поверхность которого сформирована только ударными кратерами. речной и эоловый эрозия массовое истощение и другие экзогенный процессы. Согласно этой гипотезе, метан не испускается вулканами, а медленно диффундирует из холодных и твердых недр Титана. Ганеса Макула может быть разрушенным ударным кратером с темной дюной в центре. Наблюдаемые в некоторых регионах горные хребты можно объяснить как сильно деградировавшие. уступы больших многокольцевых ударных конструкций или в результате глобального сжатия из-за медленного охлаждения внутренней части. Даже в этом случае у Титана все еще может быть внутренний океан, состоящий из эвтектической водно-аммиачной смеси с температурой 176 К (-97 ° C), что достаточно низко, чтобы можно было объяснить распад радиоактивных элементов в ядре. Яркая местность Занаду может быть деградированной, сильно изрезанной кратерами, подобной той, что наблюдается на поверхности Каллисто. В самом деле, если бы не отсутствие атмосферы, Каллисто могла бы служить моделью для геологии Титана в этом сценарии. Джеффри Мур даже назвал Титаном Каллисто с погодой.[116][123]

В марте 2009 года было объявлено о структурах, напоминающих потоки лавы, в районе Титана под названием Хотей Аркус, яркость которого, кажется, колеблется в течение нескольких месяцев. Хотя было предложено множество явлений для объяснения этого колебания, было обнаружено, что потоки лавы поднимаются на 200 метров (660 футов) над поверхностью Титана, что соответствует извержению из-под поверхности.[124]

В декабре 2010 г. Кассини Команда миссии объявила о самом интересном криовулкане из всех найденных. Названный Сотра Патера, это одна из трех гор, каждая от 1000 до 1500 м высотой, некоторые из которых покрыты большими кратерами. Земля вокруг их оснований кажется покрытой ледяными потоками лавы.[125]

Кратероподобные формы рельефа, возможно, образованные взрывчатыми веществами, маар -вроде или кальдера -образующие криовулканические извержения были идентифицированы в полярных регионах Титана.[126] Эти образования иногда вложены друг в друга или накладываются друг на друга и имеют особенности, указывающие на взрывы и обрушения, такие как возвышенные гребни, ореолы и внутренние холмы или горы.[126] Полярное расположение этих объектов и их совместная локализация с озерами и морями Титана предполагает, что летучие вещества, такие как метан, могут помочь им в питании. Некоторые из этих особенностей кажутся довольно свежими, предполагая, что такая вулканическая активность продолжается до сих пор.[126]

Большинство высочайших пиков Титана находятся около его экватора в так называемых «хребтовых поясах». Считается, что они аналогичны земным складки горы такой как Скалистые горы или Гималаи, образованных столкновением и изгибом тектонических плит, или зоны субдукции словно Анды, где поднимающаяся лава (или криолава ) от тающей опускающейся пластины поднимается на поверхность. Один из возможных механизмов их образования - это приливные силы Сатурна. Because Titan's icy mantle is less viscous than Earth's magma mantle, and because its icy bedrock is softer than Earth's granite bedrock, mountains are unlikely to reach heights as great as those on Earth. In 2016, the Cassini team announced what they believe to be the tallest mountain on Titan. Located in the Mithrim Montes range, it is 3,337 m tall.[127]

Фальшивый цвет VIMS image of the possible cryovolcano Сотра Патера, combined with a 3D map based on radar data, showing 1000-meter-high peaks and a 1500-meter-deep crater.

If volcanism on Titan really exists, the hypothesis is that it is driven by energy released from the decay of radioactive elements within the mantle, as it is on Earth.[31] Magma on Earth is made of liquid rock, which is less dense than the solid rocky crust through which it erupts. Because ice is less dense than water, Titan's watery magma would be denser than its solid icy crust. This means that cryovolcanism on Titan would require a large amount of additional energy to operate, possibly via tidal flexing from nearby Saturn.[31] The low-pressure ice, overlaying a liquid layer of сульфат аммония, ascends buoyantly, and the unstable system can produce dramatic plume events. Titan is resurfaced through the process by grain-sized ice and ammonium sulfate ash, which helps produce a wind-shaped landscape and sand dune features.[128] Titan may have been much more geologically active in the past; models of Titan's internal evolution suggest that Titan's crust was only 10 kilometers thick until about 500 million years ago, allowing vigorous cryovolcanism with low viscosity water magmas to erase all surface features formed before that time. Titan's modern geology would have formed only after the crust thickened to 50 kilometers and thus impeded constant cryovolcanic resurfacing, with any cryovolcanism occurring since that time producing much more viscous water magma with larger fractions of ammonia and methanol; this would also suggest that Titan's methane is no longer being actively added to its atmosphere and could be depleted entirely within a few tens of millions of years. [129]

Many of the more prominent mountains and hills have been given official names by the Международный астрономический союз. В соответствии с JPL, "By convention, mountains on Titan are named for mountains from Средиземье, the fictional setting in fantasy novels by Дж. Р. Р. Толкин." Colles (collections of hills) are named for characters from the same Tolkien works.[130]

Dark equatorial terrain

Песчаные дюны в Пустыня Намиб on Earth (top), compared with dunes in Belet on Titan

In the first images of Titan's surface taken by Earth-based telescopes in the early 2000s, large regions of dark terrain were revealed straddling Titan's equator.[131] До приезда Кассини, these regions were thought to be seas of liquid hydrocarbons.[132] Radar images captured by the Кассини spacecraft have instead revealed some of these regions to be extensive plains covered in longitudinal дюны, up to 330 ft (100 m) high[133] about a kilometer wide, and tens to hundreds of kilometers long.[134] Dunes of this type are always aligned with average wind direction. In the case of Titan, steady zonal (eastward) winds combine with variable tidal winds (approximately 0.5 meters per second).[135] The tidal winds are the result of приливные силы from Saturn on Titan's atmosphere, which are 400 times stronger than the tidal forces of the Moon on Earth and tend to drive wind toward the equator. This wind pattern, it was hypothesized, causes granular material on the surface to gradually build up in long parallel dunes aligned west-to-east. The dunes break up around mountains, where the wind direction shifts.

The longitudinal (or linear) dunes were initially presumed to be formed by moderately variable winds that either follow one mean direction or alternate between two different directions. Subsequent observations indicate that the dunes point to the east although climate simulations indicate Titan's surface winds blow toward the west. At less than 1 meter per second, they are not powerful enough to lift and transport surface material. Recent computer simulations indicate that the dunes may be the result of rare storm winds that happen only every fifteen years when Titan is in равноденствие.[136] These storms produce strong downdrafts, flowing eastward at up to 10 meters per second when they reach the surface.

The "sand" on Titan is likely not made up of small grains of силикаты like the sand on Earth,[137] but rather might have formed when liquid methane rained and eroded the water-ice bedrock, possibly in the form of flash floods. Alternatively, the sand could also have come from organic solids called толины, produced by photochemical reactions in Titan's atmosphere.[133][135][138] Studies of dunes' composition in May 2008 revealed that they possessed less water than the rest of Titan, and are thus most likely derived from organic сажа like hydrocarbon polymers clumping together after raining onto the surface.[139] Calculations indicate the sand on Titan has a density of one-third that of terrestrial sand.[140] The low density combined with the dryness of Titan's atmosphere might cause the grains to clump together because of static electricity buildup. The "stickiness" might make it difficult for the generally mild breeze close to Titan's surface to move the dunes although more powerful winds from seasonal storms could still blow them eastward.[141]

Around equinox, strong downburst winds can lift micron-sized solid organic particles up from the dunes to create Titanian dust storms, observed as intense and short-lived brightenings in the infrared.[142]

Titan - three dust storms detected in 2009–2010.[143]

Наблюдение и исследование

Вояджер 1 view of haze on Titan's limb (1980)

Titan is never visible to the naked eye, but can be observed through small telescopes or strong binoculars. Amateur observation is difficult because of the proximity of Titan to Saturn's brilliant globe and ring system; an occulting bar, covering part of the eyepiece and used to block the bright planet, greatly improves viewing.[144] Titan has a maximum кажущаяся величина of +8.2,[12] and mean opposition magnitude 8.4.[145] This compares to +4.6[145] for the similarly sized Ganymede, in the Jovian system.

Observations of Titan prior to the space age were limited. In 1907 Spanish astronomer Хосеп Комас-и-Сола observed потемнение конечностей of Titan, the first evidence that the body has an atmosphere. В 1944 г. Gerard P. Kuiper использовал spectroscopic technique to detect an atmosphere of methane.[146]

Кассини 's Titan flyby radio signal studies (artist's concept)

The first probe to visit the Saturnian system was Пионер 11 in 1979, which revealed that Titan was probably too cold to support life.[147] It took images of Titan, including Titan and Saturn together in mid to late 1979.[148] The quality was soon surpassed by the two Путешественники.

Titan was examined by both Вояджер 1 и 2 in 1980 and 1981, respectively. Вояджер 1's trajectory was designed to provide an optimized Titan flyby, during which the spacecraft was able to determine the density, composition, and temperature of the atmosphere, and obtain a precise measurement of Titan's mass.[149] Atmospheric haze prevented direct imaging of the surface, though in 2004 intensive digital processing of images taken through Вояджер 1's orange filter did reveal hints of the light and dark features now known as Занаду и Shangri-la,[150] which had been observed in the infrared by the Hubble Space Telescope. Вояджер 2, which would have been diverted to perform the Titan flyby if Вояджер 1 had been unable to, did not pass near Titan and continued on to Uranus and Neptune.[149]:94

Кассини – Гюйгенс

Основные статьи: Кассини – Гюйгенс и Гюйгенс (космический корабль)
Кассини image of Titan in front of the кольца Сатурна
Кассини image of Titan, behind Epimetheus and the rings

Even with the data provided by the Путешественники, Titan remained a body of mystery—a large satellite shrouded in an atmosphere that makes detailed observation difficult. The mystery that had surrounded Titan since the 17th-century observations of Christiaan Huygens and Giovanni Cassini was revealed by a spacecraft named in their honor.

В Кассини – Гюйгенс spacecraft reached Saturn on July 1, 2004, and began the process of mapping Titan's surface by радар. A joint project of the Европейское космическое агентство (ЕКА) и НАСА, Кассини – Гюйгенс proved a very successful mission. В Кассини probe flew by Titan on October 26, 2004, and took the highest-resolution images ever of Titan's surface, at only 1,200 kilometers (750 mi), discerning patches of light and dark that would be invisible to the human eye.

On July 22, 2006, Кассини made its first targeted, close fly-by at 950 kilometers (590 mi) from Titan; the closest flyby was at 880 kilometers (550 mi) on June 21, 2010.[151] Liquid has been found in abundance on the surface in the north polar region, in the form of many lakes and seas discovered by Кассини.[86]

Гюйгенс посадка

Гюйгенс на месте image from Titan's surface—the only image from the surface of a body farther away than Mars
Same image with contrast enhanced

Гюйгенс was an atmospheric probe that touched down on Titan on January 14, 2005,[152] discovering that many of its surface features seem to have been formed by fluids at some point in the past.[153] Titan is the most distant body from Earth to have a space probe land on its surface.[154]

В Гюйгенс probe descends by parachute and lands on Titan on January 14, 2005

В Гюйгенс зонд landed just off the easternmost tip of a bright region now called Адири. The probe photographed pale hills with dark "rivers" running down to a dark plain. Current understanding is that the hills (also referred to as highlands) are composed mainly of water ice. Dark organic compounds, created in the upper atmosphere by the ultraviolet radiation of the Sun, may rain from Titan's atmosphere. They are washed down the hills with the methane rain and are deposited on the plains over geological time scales.[155]

After landing, Гюйгенс photographed a dark plain covered in small rocks and pebbles, which are composed of water ice.[155] The two rocks just below the middle of the image on the right are smaller than they may appear: the left-hand one is 15 centimeters across, and the one in the center is 4 centimeters across, at a distance of about 85 centimeters from Гюйгенс. There is evidence of erosion at the base of the rocks, indicating possible fluvial activity. The ground surface is darker than originally expected, consisting of a mixture of water and hydrocarbon ice. The "soil" visible in the images is interpreted to be precipitation from the hydrocarbon haze above.

In March 2007, NASA, ESA, and КОСПАР decided to name the Гюйгенс landing site the Юбер Куриен Мемориальная станция in memory of the former president of the ESA.[156]

Планируется: Стрекоза

Основная статья: Стрекоза (космический корабль)

В Стрекоза mission, developed and operated by the Лаборатория прикладной физики Джона Хопкинса, will launch in 2027.[157] It consists of a large drone powered by an РИТЭГ to fly in the atmosphere of Titan as Новые рубежи 4.[158][159] Its instruments will study how far prebiotic chemistry may have progressed.[160] The mission is tentatively planned to arrive at Titan in December 2034.

Proposed or conceptual missions

The balloon proposed for the Titan Saturn System Mission (artistic rendition)

There have been several conceptual missions proposed in recent years for returning a robotic Космический зонд to Titan. Initial conceptual work has been completed for such missions by NASA, the ЕКА и JPL. At present, none of these proposals have become funded missions.

В Миссия системы Титан Сатурн (TSSM) was a joint NASA/ЕКА proposal for exploration of Сатурн 's moons.[161] It envisions a hot-air balloon floating in Titan's atmosphere for six months. It was competing against the Миссия системы Юпитер Европа (EJSM) proposal for funding. In February 2009 it was announced that ESA/NASA had given the EJSM mission priority ahead of the TSSM.[162]

Предлагаемый Исследователь Titan Mare (TiME) was a low-cost lander that would splash down in a lake in Titan's northern hemisphere and float on the surface of the lake for three to six months.[163][164][165] It was selected for a Phase-A design study in 2011 as a candidate mission for the 12th NASA Программа открытия opportunity,[166] but was not selected for flight.[167]

Another mission to Titan proposed in early 2012 by Jason Barnes, a scientist at the Университет Айдахо, это Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR): an unmanned plane (or дрон ) that would fly through Titan's atmosphere and take высокое разрешение images of the surface of Titan. NASA did not approve the requested $715 million, and the future of the project is uncertain.[168][169]

A conceptual design for another lake lander was proposed in late 2012 by the Spanish-based private engineering firm СЕНЕР and the Centro de Astrobiología in Мадрид. The concept probe is called Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE).[170][171] The major difference compared to the TiME probe would be that TALISE is envisioned with its own propulsion system and would therefore not be limited to simply drifting on the lake when it splashes down.

А Программа открытия contestant for its mission #13 is Путешествие на Энцелад и Титан (JET), an астробиология Saturn orbiter that would assess the habitability potential из Энцелад and Titan.[172][173][174]

В 2015 г. NASA Innovative Advanced Concepts program (NIAC) awarded a Phase II grant[175] to a design study of a submarine to explore the seas of Titan.[176][177][178]

Prebiotic conditions and life

Основная статья: Жизнь на Титане
Смотрите также: Планетарная обитаемость

Titan is thought to be a prebiotic environment rich in complex органические соединения,[55][179] but its surface is in a deep freeze at −179 °C (−290.2 °F; 94.1 K) so life as we know it cannot exist on the moon's frigid surface.[180] However, Titan seems to contain a global ocean beneath its ice shell, and within this ocean, conditions are potentially suitable for microbial life.[181][182][183]

В Кассини – Гюйгенс mission was not equipped to provide evidence for биосигнатуры or complex органические соединения; it showed an environment on Titan that is similar, in some ways, to ones hypothesized for the primordial Earth.[184] Scientists surmise that the atmosphere of early Earth was similar in composition to the current atmosphere on Titan, with the important exception of a lack of water vapor on Titan.[185][179]

Formation of complex molecules

В Эксперимент Миллера – Юри and several following experiments have shown that with an atmosphere similar to that of Titan and the addition of УФ-излучение, complex molecules and polymer substances like толины могут быть созданы. The reaction starts with диссоциация of nitrogen and methane, forming hydrogen cyanide and acetylene. Further reactions have been studied extensively.[186]

It has been reported that when energy was applied to a combination of gases like those in Titan's atmosphere, five nucleotide bases, the building blocks of ДНК и РНК, were among the many compounds produced. Кроме того, аминокислоты, the building blocks of белок were found. It was the first time nucleotide bases and amino acids had been found in such an experiment without liquid water being present.[187]

On April 3, 2013, NASA reported that complex органические химикаты could arise on Titan based on studies simulating the атмосфера of Titan.[55]

On June 6, 2013, scientists at the IAA-CSIC reported the detection of полициклические ароматические углеводороды (PAH) in the upper atmosphere of Titan.[56]

On July 26, 2017, Cassini scientists positively identified the presence of carbon chain anions in Titan's upper atmosphere which appeared to be involved in the production of large complex organics.[188]These highly reactive molecules were previously known to contribute to building complex organics in the Interstellar Medium, therefore highlighting a possibly universal stepping stone to producing complex organic material.[189]

On July 28, 2017, scientists reported that акрилонитрил, или же vinyl cyanide, (C2ЧАС3CN), possibly essential for жизнь by being related to клеточная мембрана и vesicle structure formation, had been found on Titan.[190][191][192]

In October 2018, researchers reported low-temperature chemical pathways from simple органические соединения to complex polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) chemicals. Such chemical pathways may help explain the presence of PAHs in the low-temperature atmosphere of Titan, and may be significant pathways, in terms of the Гипотеза мира ПАУ, in producing precursors to biochemicals related to life as we know it.[193][194]

Possible subsurface habitats

Laboratory simulations have led to the suggestion that enough organic material exists on Titan to start a chemical evolution analogous to what is thought to have started life on Earth. The analogy assumes the presence of liquid water for longer periods than is currently observable; several hypotheses postulate that liquid water from an impact could be preserved under a frozen isolation layer.[195] It has also been hypothesized that liquid-ammonia oceans could exist deep below the surface.[181][196] Another model suggests an ammonia–water solution as much as 200 kilometers (120 mi) deep beneath a water-ice crust with conditions that, although extreme by terrestrial standards, are such that life could survive.[182] Теплопередача between the interior and upper layers would be critical in sustaining any subsurface oceanic life.[181] Detection of microbial life on Titan would depend on its biogenic effects, with the atmospheric methane and nitrogen examined.[182]

Methane and life at the surface

Смотрите также: Гипотетические типы биохимии

It has been speculated that life could exist in the lakes of liquid methane on Titan, just as organisms on Earth live in water.[197] Such organisms would inhale H2 in place of O2, metabolize it with ацетилен вместо глюкоза, and exhale methane instead of carbon dioxide.[183][197] However, such hypothetical organisms would be required to metabolize at a deep freeze temperature of −179 °C (−290.2 °F; 94.1 K).[180]

All life forms on Earth (including methanogens ) use liquid water as a solvent; it is speculated that life on Titan might instead use a liquid hydrocarbon, such as methane or ethane,[198] although water is a stronger solvent than methane.[199] Water is also more chemically reactive, and can break down large organic molecules through гидролиз.[198] A life form whose solvent was a hydrocarbon would not face the risk of its biomolecules being destroyed in this way.[198]

В 2005 году, астробиолог Chris McKay argued that if methanogenic life did exist on the surface of Titan, it would likely have a measurable effect on the mixing ratio in the Titan troposphere: levels of hydrogen and acetylene would be measurably lower than otherwise expected.[197]

In 2010, Darrell Strobel, from Университет Джона Хопкинса, identified a greater abundance of molecular hydrogen in the upper atmospheric layers of Titan compared to the lower layers, arguing for a downward flow at a rate of roughly 1028 molecules per second and disappearance of hydrogen near Titan's surface; as Strobel noted, his findings were in line with the effects McKay had predicted if метаногенный life-forms were present.[197][199][200] The same year, another study showed low levels of acetylene on Titan's surface, which were interpreted by McKay as consistent with the hypothesis of organisms consuming hydrocarbons.[199] Although restating the biological hypothesis, he cautioned that other explanations for the hydrogen and acetylene findings are more likely: the possibilities of yet unidentified physical or chemical processes (e.g. a surface катализатор accepting hydrocarbons or hydrogen), or flaws in the current models of material flow.[183] Composition data and transport models need to be substantiated, etc. Even so, despite saying that a non-biological catalytic explanation would be less startling than a biological one, McKay noted that the discovery of a catalyst effective at 95 K (−180 °C) would still be significant.[183]

As NASA notes in its news article on the June 2010 findings: "To date, methane-based life forms are only hypothetical. Scientists have not yet detected this form of life anywhere."[199] As the NASA statement also says: "some scientists believe these chemical signatures bolster the argument for a primitive, exotic form of life or precursor to life on Titan's surface."[199]

In February 2015, a hypothetical клеточная мембрана capable of functioning in liquid метан at cryogenic temperatures (deep freeze) conditions was modeled. Composed of small molecules containing carbon, hydrogen, and nitrogen, it would have the same stability and flexibility as cell membranes on Earth, which are composed of фосфолипиды, compounds of carbon, hydrogen, oxygen, and фосфор. This hypothetical cell membrane was termed an "азотосома ", a combination of "azote", French for nitrogen, and "липосома ".[201][202]

Препятствия

Despite these biological possibilities, there are formidable obstacles to life on Titan, and any analogy to Earth is inexact. At a vast distance from the солнце, Titan is frigid, and its atmosphere lacks CO2. At Titan's surface, water exists only in solid form. Because of these difficulties, scientists such as Jonathan Lunine have viewed Titan less as a likely habitat for life, than as an experiment for examining hypotheses on the conditions that prevailed prior to the appearance of life on Earth.[203] Although life itself may not exist, the prebiotic conditions on Titan and the associated organic chemistry remain of great interest in understanding the early history of the terrestrial biosphere.[184] Using Titan as a prebiotic experiment involves not only observation through spacecraft, but laboratory experiments, and chemical and photochemical modeling on Earth.[186]

Panspermia hypothesis

It is hypothesized that large asteroid and cometary impacts on Earth's surface may have caused fragments of microbe-laden rock to escape Earth's gravity, suggesting the possibility of панспермия. Calculations indicate that these would encounter many of the bodies in the Solar System, including Titan.[204][205] On the other hand, Jonathan Lunine has argued that any living things in Titan's cryogenic hydrocarbon lakes would need to be so different chemically from Earth life that it would not be possible for one to be the ancestor of the other.[206]

Будущие условия

Conditions on Titan could become far more habitable in the far future. Five billion years from now, as the Sun becomes a красный гигант, its surface temperature could rise enough for Titan to support liquid water on its surface, making it habitable.[207] As the Sun's ultraviolet output decreases, the haze in Titan's upper atmosphere will be depleted, lessening the anti-greenhouse effect on the surface and enabling the greenhouse created by atmospheric methane to play a far greater role. These conditions together could create a habitable environment, and could persist for several hundred million years. This is proposed to have been sufficient time for simple life to spawn on Earth, though the presence of ammonia on Titan would cause chemical reactions to proceed more slowly.[208]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ "Titan". Оксфордский словарь английского языка (Интернет-изд.). Издательство Оксфордского университета. (Подписка или членство участвующего учреждения требуется.)
  2. ^ "Cassini Equinox Mission: Huygens Landed with a Splat". JPL. 18 января 2005 г. Архивировано с оригинал 20 июня 2010 г.. Получено 26 мая, 2010.
  3. ^ Luz; и другие. (2003). "Latitudinal transport by barotropic waves in Titan's stratosphere". Икар. 166: 343–358. Дои:10.1016/j.icarus.2003.08.014.
  4. ^ "Titanian". Оксфордский словарь английского языка (Интернет-изд.). Издательство Оксфордского университета. (Подписка или членство участвующего учреждения требуется.)
  5. ^ "Titanian" is the written adjectival form of both Titan and Uranus's moon Титания. However, Uranus's moon has a Shakespearean pronunciation with a short "i" vowel and the "a" of спа: /тɪˈтɑːпяəп/, while either spelling for Titan is pronounced with those two vowels long: /таɪˈтeɪпяəп/.
  6. ^ а б Unless otherwise specified: "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Динамика солнечной системы. NASA, Jet Propulsion Laboratory. В архиве из оригинала 7 октября 2012 г.. Получено 19 августа, 2007.
  7. ^ а б Zebker1, Howard A.; Stiles, Bryan; Hensley, Scott; Лоренц, Ральф; Kirk, Randolph L.; Lunine, Jonathan (May 15, 2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan" (PDF). Наука. 324 (5929): 921–923. Bibcode:2009Sci...324..921Z. Дои:10.1126/science.1168905. PMID  19342551.
  8. ^ а б Jacobson, R.A .; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B .; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen, Jr., W. M.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R. (December 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". Астрономический журнал. 132 (6): 2520–2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. Дои:10.1086/508812.
  9. ^ Iess, L.; Rappaport, N. J.; Jacobson, R.A .; Racioppa, P.; Stevenson, D. J.; Tortora, P.; Armstrong, J. W .; Asmar, S. W. (March 12, 2010). "Gravity Field, Shape, and Moment of Inertia of Titan". Наука. 327 (5971): 1367–1369. Bibcode:2010Sci...327.1367I. Дои:10.1126/science.1182583. PMID  20223984.
  10. ^ Williams, D. R. (February 22, 2011). "Saturnian Satellite Fact Sheet". НАСА. В архиве from the original on April 30, 2010. Получено 22 апреля, 2015.
  11. ^ Mitri, G.; Showman, Adam P.; Лунин, Джонатан I .; Lorenz, Ralph D. (2007). «Углеводородные озера на Титане» (PDF). Икар. 186 (2): 385–394. Bibcode:2007Icar..186..385M. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.09.004. В архиве (PDF) с оригинала от 27 февраля 2008 г.
  12. ^ а б «Классические спутники Солнечной системы». Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинал 9 июля 2011 г.. Получено 28 июня, 2010.
  13. ^ а б Niemann, H.B .; и другие. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe" (PDF). Природа. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. Дои:10.1038/nature04122. HDL:2027.42/62703. PMID  16319830.
  14. ^ а б c Coustenis & Taylor (2008) С. 154–155.
  15. ^ а б Прощай, Деннис (3 декабря 2019 г.). "Go Ahead, Take a Spin on Titan - Saturn's biggest moon has gasoline for rain, soot for snow and a subsurface ocean of ammonia. Now there's a map to help guide the search for possible life there". Нью-Йорк Таймс. Получено 5 декабря, 2019.
  16. ^ Robert Brown; Jean Pierre Lebreton; Hunter Waite, eds. (2009). Titan from Cassini-Huygens. Springer Science & Business Media. п.69. ISBN  9781402092152.
  17. ^ "Lifting Titan's Veil" (PDF). Кембридж. п. 4. Архивировано из оригинал (PDF) 22 февраля 2005 г.
  18. ^ "Titan". Astronomy Picture of the Day. НАСА. Архивировано из оригинал on March 27, 2005.
  19. ^ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". Европейское космическое агентство. 4 сентября 2008 г. В архиве из оригинала от 9 августа 2011 г.. Получено 18 апреля, 2009.
  20. ^ Nemiroff, R .; Боннелл, Дж., Ред. (March 25, 2005). "Huygens Discovers Luna Saturni". Astronomy Picture of the Day. НАСА. Получено 18 августа, 2007.
  21. ^ Huygens, Christiaan; Société hollandaise des sciences (1888). Oeuvres complètes de Christiaan Huygens (на латыни). т. 1. The Hague, Netherlands: Martinus Nijhoff. С. 387–388.
  22. ^ Cassini, G. D. (1673). "A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French". Философские труды. 8 (1673): 5178–5185. Дои:10.1098/rstl.1673.0003.
  23. ^ Lassell (November 12, 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 8 (3): 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. Дои:10.1093/mnras/8.3.42. Получено 29 марта, 2005.
  24. ^ Herschel, Sir John F. W. (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope : being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. Лондон: Смит, Элдер и Ко, стр. 415.
  25. ^ "EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". В архиве из оригинала от 9 августа 2011 г.. Получено 22 октября, 2009.
  26. ^ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A .; Nobili, A. M.; Farinella, P. (1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Земля, Луна и планеты. 22 (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. Дои:10.1007/BF00898423.
  27. ^ а б Arnett, Bill (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. Архивировано из оригинал 21 ноября 2005 г.. Получено 10 апреля, 2005.
  28. ^ Lunine, J. (March 21, 2005). "Comparing the Triad of Great Moons". Журнал астробиологии. В архиве с оригинала 7 июля 2019 г.. Получено 20 июля, 2006.
  29. ^ Mitri, G.; Pappalardo, R. T.; Stevenson, D. J. (December 1, 2009). "Is Titan Partially Differentiated?". Тезисы осеннего собрания AGU. 43: P43F–07. Bibcode:2009AGUFM.P43F..07M.
  30. ^ Tobie, G.; Grasset, Olivier; Лунин, Джонатан I .; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Икар. 175 (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. Дои:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  31. ^ а б c d Longstaff, Alan (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19.
  32. ^ "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. 1 июня 2007 г. В архиве из оригинала 5 июня 2011 г.. Получено 25 марта, 2010.
  33. ^ Shiga, David (March 20, 2008). "Titan's changing spin hints at hidden ocean". Новый ученый. В архиве из оригинала 21 октября 2014 г.
  34. ^ Iess, L.; Jacobson, R.A .; Ducci, M.; Stevenson, D. J.; Lunine, J. I .; Armstrong, J. W .; Asmar, S.W .; Racioppa, P.; Rappaport, N. J.; Tortora, P. (2012). "The Tides of Titan". Наука. 337 (6093): 457–9. Bibcode:2012Sci...337..457I. Дои:10.1126/science.1219631. PMID  22745254.
  35. ^ Zebker, H. A.; Stiles, B.; Hensley, S.; Lorenz, R .; Kirk, R.L .; Lunine, J. (2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan" (PDF). Наука. 324 (5929): 921–3. Bibcode:2009Sci...324..921Z. Дои:10.1126/science.1168905. PMID  19342551.
  36. ^ а б Hemingway, D.; Nimmo, F .; Zebker, H .; Iess, L. (2013). "A rigid and weathered ice shell on Titan". Природа. 500 (7464): 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. Дои:10.1038/nature12400. PMID  23985871.
  37. ^ а б "Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell". JPL. В архиве from the original on October 20, 2014.
  38. ^ "Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". Space Daily. 2012. Получено 19 октября, 2012.
  39. ^ Dyches, Preston; Clavin, Whitney (June 23, 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn" (Пресс-релиз). Лаборатория реактивного движения. В архиве from the original on June 27, 2014. Получено 28 июня, 2014.
  40. ^ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. Архивировано из оригинал 2 декабря 2005 г.. Получено 8 января, 2007.
  41. ^ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Журнал астробиологии. 11 марта 2005 г. Архивировано с оригинал 17 июля 2007 г.. Получено 24 августа, 2007.
  42. ^ Coustenis & Taylor (2008), п. 130.
  43. ^ Зубрин, Роберт (1999). Выход в космос: создание космической цивилизации. Section: Titan: Tarcher/Putnam. стр.163–166. ISBN  978-1-58542-036-0.
  44. ^ Turtle, Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Смитсоновский институт. В архиве из оригинала от 20 июля 2013 г.. Получено 18 апреля, 2009.
  45. ^ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (August 2005). "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS Meeting No. 37, #46.15; Бюллетень Американского астрономического общества. 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S.
  46. ^ de Selding, Petre (January 21, 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. В архиве с оригинала 19 октября 2012 г.. Получено 28 марта, 2005.
  47. ^ а б Waite, J. H.; Cravens, T. E .; Коутс, А. Дж .; Crary, F. J.; Magee, B .; Вестлейк, Дж. (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Наука. 316 (5826): 870–5. Bibcode:2007Наука ... 316..870Вт. Дои:10.1126 / science.1139727. PMID  17495166.
  48. ^ Courtland, Rachel (September 11, 2008). "Saturn magnetises its moon Titan". Новый ученый. В архиве с оригинала 31 мая 2015 г.
  49. ^ Coustenis, A. (2005). "Formation and evolution of Titan's atmosphere". Обзоры космической науки. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. Дои:10.1007/s11214-005-1954-2.
  50. ^ "NASA Titan – Surface". НАСА. В архиве из оригинала 17 февраля 2013 г.. Получено 14 февраля, 2013.
  51. ^ Mitri, G. (2007). "Hydrocarbon lakes on Titan" (PDF). В архиве (PDF) из оригинала 4 октября 2013 г.. Получено 14 февраля, 2013.
  52. ^ Atreyaa, Sushil K.; Adamsa, Elena Y.; Niemann, Hasso B.; Demick-Montelar, Jaime E. a; Owen, Tobias C.; Фульчиньони, Марчелло; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. (2006). "Titan's methane cycle". Планетарная и космическая наука. 54 (12): 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. Дои:10.1016/j.pss.2006.05.028.
  53. ^ Стофан, Э. Р .; Elachi, C .; Lunine, J. I .; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L .; Ostro, S.; Soderblom, L.; и другие. (2007). «Озера Титана». Природа. 445 (7123): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. Дои:10.1038 / природа05438. PMID  17203056.
  54. ^ Tobie, Gabriel; Лунин, Джонатан; Sotin, Cristophe (2006). "Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan". Природа. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. Дои:10.1038/nature04497. PMID  16511489.
  55. ^ а б c Staff (April 3, 2013). "NASA team investigates complex chemistry at Titan". Phys.Org. В архиве from the original on April 21, 2013. Получено 11 апреля, 2013.
  56. ^ а б López-Puertas, Manuel (June 6, 2013). "PAH's in Titan's Upper Atmosphere". CSIC. В архиве с оригинала 3 декабря 2013 г.. Получено 6 июня, 2013.
  57. ^ Браун, Дуэйн; Нил-Джонс, Нэнси; Зубрицкий, Елизавета; Cook, Jia-Rui (September 30, 2013). "NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space". НАСА. В архиве from the original on November 27, 2013. Получено 2 декабря, 2013.
  58. ^ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (October 24, 2014). "NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere". НАСА. В архиве из оригинала 28 октября 2014 г.. Получено 31 октября, 2014.
  59. ^ Зубрицкий, Елизавета; Дайчес, Престон (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаружило ледяное облако выше крейсерской высоты на Титане». НАСА. В архиве с оригинала 31 октября 2014 г.. Получено 31 октября, 2014.
  60. ^ Cottini, V .; Nixon, CA; Jennings, D.E .; Anderson, C.M .; Gorius, N .; Bjoraker, G.L .; Coustenis, A .; Teanby, N.A .; и другие. (2012). «Водяной пар в стратосфере Титана по дальним инфракрасным спектрам CIRS Cassini». Икар. 220 (2): 855–862. Bibcode:2012Icar..220..855C. Дои:10.1016 / j.icarus.2012.06.014. HDL:2060/20120013575. ISSN  0019-1035.
  61. ^ «Титан: мир, похожий на Землю». Space.com. 6 августа 2009 г. В архиве с оригинала 12 октября 2012 г.. Получено 2 апреля, 2012.
  62. ^ Слабый солнечный свет, достаточный, чтобы управлять погодой, облака на спутнике Сатурна Титане В архиве 3 апреля 2017 г. Wayback Machine Между большим расстоянием от Солнца и плотной атмосферой поверхность Титана получает около 0,1 процента солнечной энергии, которую получает Земля.
  63. ^ «У Титана нефти больше, чем на Земле». 13 февраля 2008 г. В архиве из оригинала от 8 июля 2012 г.. Получено 13 февраля, 2008.
  64. ^ McKay, C.P .; Pollack, J. B .; Куртин, Р. (1991). «Парниковый и антипарниковый эффекты на Титане» (PDF). Наука. 253 (5024): 1118–1121. Bibcode:1991Научный ... 253.1118М. Дои:10.1126 / science.11538492. PMID  11538492.
  65. ^ Дайчес, Престон (12 августа 2014 г.). «Кассини отслеживает облака, развивающиеся над морем Титана». НАСА. В архиве с оригинала 13 августа 2014 г.. Получено 13 августа, 2014.
  66. ^ Лакдавалла, Эмили (21 января 2004 г.). «Титан: Аризона в морозильнике?». Планетарное общество. Архивировано из оригинал 12 февраля 2010 г.. Получено 28 марта, 2005.
  67. ^ Эмили Л., Шаллер; Браун, Майкл Э .; Роу, Генри Дж .; Бушез, Антонин Х. (2006). "Вспышка большого облака на южном полюсе Титана" (PDF). Икар. 182 (1): 224–229. Bibcode:2006Icar..182..224S. Дои:10.1016 / j.icarus.2005.12.021. В архиве (PDF) из оригинала 26 сентября 2007 г.. Получено 23 августа, 2007.
  68. ^ "Как ветер дует на Титане". Лаборатория реактивного движения. 1 июня 2007 г. Архивировано с оригинал 27 апреля 2009 г.. Получено 2 июня, 2007.
  69. ^ Шига, Дэвид (2006). «На Титане обнаружено огромное этановое облако». Новый ученый. 313: 1620. В архиве с оригинала от 20 декабря 2008 г.. Получено 7 августа, 2007.
  70. ^ Махаффи, Пол Р. (13 мая 2005 г.). «Интенсивное исследование Титана начинается». Наука. 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Наука ... 308..969М. CiteSeerX  10.1.1.668.2877. Дои:10.1126 / science.1113205. PMID  15890870.
  71. ^ а б c d Чу, Дженнифер (июль 2012 г.). «Речные сети на Титане указывают на загадочную геологическую историю». MIT Research. В архиве с оригинала 30 октября 2012 г.. Получено 24 июля, 2012.
  72. ^ Тарик, Таймур (12 марта 2012 г.). «Титан, самый большой спутник Сатурна, наконец-то раскрыт в деталях». Новости Пакистана. В архиве с оригинала 11 августа 2014 г.. Получено 12 марта, 2012.
  73. ^ Мур, Дж. М .; Паппалардо Р. Т. (2011). «Титан: экзогенный мир?». Икар. 212 (2): 790–806. Bibcode:2011Icar..212..790M. Дои:10.1016 / j.icarus.2011.01.019.
  74. ^ Баттерсби, Стивен (29 октября 2004 г.). «Раскрыт сложный и странный мир Титана». Новый ученый. В архиве с оригинала 21 декабря 2008 г.. Получено 31 августа, 2007.
  75. ^ "Космический корабль: инструменты орбитального аппарата Кассини, РАДАР". Миссия Кассини – Гюйгенса на Сатурн и Титан. НАСА, Лаборатория реактивного движения. В архиве с оригинала 7 августа 2011 г.. Получено 31 августа, 2007.
  76. ^ Lorenz, R.D .; и другие. (2007). "Форма, радиус и ландшафт Титана по данным радиолокационной альтиметрии Кассини" (PDF). Конференция по лунной и планетарной науке. 38 (1338): 1329. Bibcode:2007ЛПИ .... 38.1329Л. В архиве (PDF) из оригинала 26 сентября 2007 г.. Получено 27 августа, 2007.
  77. ^ "Кассини показывает, что область Ксанаду на Титане похожа на землю". Science Daily. 23 июля 2006 г. В архиве из оригинала от 29 июня 2011 г.. Получено 27 августа, 2007.
  78. ^ Барнс, Джейсон У .; Браун, Роберт Х .; Содерблом, Лоуренс; Буратти, Бонни Дж .; Сотин, Кристоф; Родригес, Себастьен; Ле Муэлик, Стефан; Бейнс, Кевин Х .; и другие. (2006). "Спектральные вариации поверхности Титана в глобальном масштабе, видимые с Кассини / VIMS" (PDF). Икар. 186 (1): 242–258. Bibcode:2007Icar..186..242B. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.08.021. Архивировано из оригинал (PDF) 25 июля 2011 г.. Получено 27 августа, 2007.
  79. ^ Клотц, Ирэн (28 апреля 2016 г.). «Один из Титанов». Новости открытия. Space.com. В архиве с оригинала 30 апреля 2016 г.. Получено 1 мая, 2016.
  80. ^ Le Gall, A .; Маласка, М. Дж .; и другие. (25 февраля 2016 г.). «Состав, сезонные изменения и батиметрия Лигейя-Маре, Титан, полученные из его микроволнового теплового излучения» (PDF). Журнал геофизических исследований. 121 (2): 233–251. Bibcode:2016JGRE..121..233L. Дои:10.1002 / 2015JE004920.
  81. ^ Дермотт, С.Ф.; Саган, К. (1995). «Приливные эффекты отключенных углеводородных морей на Титане». Природа. 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995Натура.374..238D. Дои:10.1038 / 374238a0. PMID  7885443.
  82. ^ Бортман, Генри (2 ноября 2004 г.). "Титан: Где мокрый материал?". Журнал астробиологии. Архивировано из оригинал 3 ноября 2006 г.. Получено 28 августа, 2007.
  83. ^ Лакдавалла, Эмили (28 июня 2005 г.). "Темное пятно возле Южного полюса: озеро-кандидат на Титане?". Планетарное общество. Архивировано из оригинал 5 июня 2011 г.. Получено 14 октября, 2006.
  84. ^ «НАСА подтверждает жидкое озеро на луне Сатурна». НАСА. 2008 г. В архиве из оригинала от 29 июня 2011 г.. Получено 20 декабря, 2009.
  85. ^ «Радиолокационные изображения НАСА« Кассини »показывают впечатляющую береговую линию Титана» (Пресс-релиз). Лаборатория реактивного движения. 16 сентября 2005 г. В архиве с оригинала 30 мая 2012 г.. Получено 14 октября, 2006.
  86. ^ а б "PIA08630: Озера на Титане". Планетарный фотожурнал. НАСА / Лаборатория реактивного движения. В архиве из оригинала 18 июля 2011 г.. Получено 14 октября, 2006.
  87. ^ а б c Стофан, Э. Р .; Elachi, C .; Lunine, J. I .; Lorenz, R.D .; Стайлз, Б .; Mitchell, K. L .; Остро, С .; Soderblom, L .; и другие. (2007). «Озера Титана». Природа. 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Натура.445 ... 61С. Дои:10.1038 / природа05438. PMID  17203056.
  88. ^ «У Титана есть жидкие озера, как сообщают ученые в природе». НАСА / Лаборатория реактивного движения. 3 января 2007 г. В архиве с оригинала 23 мая 2013 г.. Получено 8 января, 2007.
  89. ^ Хехт, Джефф (11 июля 2011 г.). «Этановые озера в красной дымке: зловещий лунный пейзаж Титана». Новый ученый. В архиве из оригинала 13 июля 2011 г.. Получено 25 июля, 2011.
  90. ^ Лаборатория реактивного движения (2012 г.). "Тропические метановые озера на Титане Луны Сатурна" (Пресс-релиз). SpaceRef. Получено 2 марта, 2014.
  91. ^ Хадхази, Адам (2008). «Ученые подтверждают, что жидкое озеро, пляж на лунном Титане Сатурна». Scientific American. В архиве из оригинала 5 сентября 2012 г.. Получено 30 июля, 2008.
  92. ^ Гроссман, Лиза (21 августа 2009 г.). «Зеркально-гладкое озеро луны Сатурна», подходящее для прыжков со скал'". Новый ученый. В архиве с оригинала 10 января 2016 г.. Получено 25 ноября, 2009.
  93. ^ Wye, L.C .; Zebker, H.A .; Лоренц, Р. Д. (2009). "Гладкость Озера Онтарио на Титане: Ограничения на основе данных зеркального отражения Cassini RADAR". Письма о геофизических исследованиях. 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. Дои:10.1029 / 2009GL039588.
  94. ^ Кук, Ж.-Р. С. (17 декабря 2009 г.). "Блеск солнечного света подтверждает наличие жидкости в Северном Озерном крае Титана". Страница миссии Кассини. НАСА. В архиве из оригинала 5 июня 2011 г.. Получено 18 декабря, 2009.
  95. ^ Лакдавалла, Эмили (17 декабря 2009 г.). «Cassini VIMS видит долгожданный блеск озера Титан». Блог Планетарного общества. Планетарное общество. В архиве с оригинала 30 июня 2012 г.. Получено 17 декабря, 2009.
  96. ^ а б Уолл, Майк (17 декабря 2010 г.). "Озеро Онтарио" Луны Сатурна: мелководье и практически без волн ". Сайт Space.Com. В архиве из оригинала 20 октября 2012 г.. Получено 19 декабря, 2010.
  97. ^ Крокетт, Кристофер (17 ноября 2014 г.). «Кассини наносит на карту глубины морей Титана». НаукаНовости. В архиве с оригинала 3 апреля 2015 г.. Получено 18 ноября, 2014.
  98. ^ Валерио Поджиали, Марко Мастроджузеппе, Александр Г. Хейс, Роберто Сеу, Сэмюэл П. Д. Берч, Ральф Лоренц, Сирил Грима, Джейсон Д. Хофгартнер, «Заполненные жидкостью каньоны на Титане», 9 августа 2016 г., Поггиали, В .; Mastrogiuseppe, M .; Hayes, A. G .; Seu, R .; Берч, С. П. Д .; Lorenz, R .; Grima, C .; Хофгартнер, Дж. Д. (2016). «Заполненные жидкостью каньоны на Титане». Письма о геофизических исследованиях. 43 (15): 7887–7894. Bibcode:2016GeoRL..43.7887P. Дои:10.1002 / 2016GL069679. HDL:11573/932488.
  99. ^ а б Перкинс, Сид (28 июня 2012 г.). "Приливы включают Титан". Природа. В архиве из оригинала 7 октября 2012 г.. Получено 29 июня, 2012.
  100. ^ Пуйу, Тиби (29 июня 2012 г.). "Титан, спутник Сатурна, скорее всего, имеет подземный океан воды". веб-сайт zmescience.com. В архиве из оригинала 3 сентября 2012 г.. Получено 29 июня, 2012.
  101. ^ Дайчес, Престон; Браун, Дуэйн (2 июля 2014 г.). «Океан на Луне Сатурна может быть таким же соленым, как Мертвое море». НАСА. В архиве из оригинала от 9 июля 2014 г.. Получено 2 июля, 2014.
  102. ^ Митри, Джузеппе; Мериджиола, Рахель; Хейс, Алекс; Лефеври, Аксель; Тоби, Габриэль; Геновад, Антонио; Лунин, Джонатан I .; Зебкер, Ховард (2014). «Форма, топография, гравитационные аномалии и приливная деформация Титана». Икар. 236: 169–177. Bibcode:2014Icar..236..169M. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.03.018.
  103. ^ Дайчес, Престон; Мусис, Оливье; Альтобелли, Николас (3 сентября 2014 г.). «Ледяные водоносные горизонты на Титане преобразуют метановые дожди». НАСА. В архиве из оригинала 5 сентября 2014 г.. Получено 4 сентября, 2014.
  104. ^ «Кассини находит затопленные каньоны на Титане». НАСА. 2016 г. В архиве с оригинала 11 августа 2016 г.. Получено 12 августа, 2016.
  105. ^ а б c d Wood, C.A .; Lorenz, R .; Кирк, Р .; Lopes, R .; Mitchell, K .; Стофан, Э .; Команда Cassini RADAR (6 сентября 2009 г.). «Ударные кратеры на Титане». Икар. 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.08.021.
  106. ^ "PIA07365: Большой цирк". Планетарный фотожурнал. НАСА. В архиве из оригинала 18 июля 2011 г.. Получено 4 мая, 2006.
  107. ^ «PIA07368: Кратер от удара с одеялом выброса». Планетарный фотожурнал. НАСА. В архиве из оригинала 5 ноября 2012 г.. Получено 4 мая, 2006.
  108. ^ "PIA08737: Исследования кратеров на Титане". Планетарный фотожурнал. НАСА. В архиве из оригинала 31 мая 2012 г.. Получено 15 сентября, 2006.
  109. ^ "PIA08425: Радиолокационные изображения окраины Занаду". Планетарный фотожурнал. НАСА. В архиве из оригинала от 8 июня 2011 г.. Получено 26 сентября, 2006.
  110. ^ "PIA08429: Кратеры от удара на Занаду". Планетарный фотожурнал. НАСА. В архиве из оригинала 16 июля 2012 г.. Получено 26 сентября, 2006.
  111. ^ Лукас; и другие. (2014). «Понимание геологии и гидрологии Титана на основе улучшенной обработки изображений данных Cassini RADAR» (PDF). Журнал геофизических исследований. 119 (10): 2149–2166. Bibcode:2014JGRE..119.2149L. Дои:10.1002 / 2013JE004584.
  112. ^ Иванов, Б. А .; Басилевский, А. Т .; Нойкум, Г. (1997). "Вход в атмосферу крупных метеороидов: следствие Титана". Планетарная и космическая наука. 45 (8): 993–1007. Bibcode:1997P & SS ... 45..993I. Дои:10.1016 / S0032-0633 (97) 00044-5.
  113. ^ Артемьева Наталья; Лунин, Джонатан (2003). «Кратер на Титане: ударное расплавление, выбросы и судьба поверхностной органики». Икар. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. Дои:10.1016 / S0019-1035 (03) 00148-9.
  114. ^ Оуэн, Тобиас (2005). «Планетарная наука: Гюйгенс заново открывает Титан». Природа. 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Натура.438..756O. Дои:10.1038 / 438756a. PMID  16363022.
  115. ^ Отдел по связям со СМИ: Оперативная центральная лаборатория Cassini Imaging (2009 г.). «Кассини обнаружил, что углеводородные дожди могут заполнить озера». Институт космических наук, Боулдер, Колорадо. В архиве из оригинала 25 июля 2011 г.. Получено 29 января, 2009.
  116. ^ а б Moore, J.M .; Паппалардо, Р. (2008). «Титан: Каллисто с погодой?». Американский геофизический союз, осеннее собрание. 11: P11D – 06. Bibcode:2008АГУФМ.П11Д..06М.
  117. ^ Neish, C.D .; Lorenz, R.D .; О'Брайен, Д. (2005). «Форма и тепловое моделирование возможного криовулканического купола Ганеса Макула на Титане: астробиологические последствия». Лаборатория Луны и планет, Университет Аризоны, Обсерватория Лазурного берега. Архивировано из оригинал 14 августа 2007 г.. Получено 27 августа, 2007.
  118. ^ Лакдавалла, Эмили (2008). "Genesa Macula - это не купол". Планетарное общество. В архиве с оригинала 18 июня 2013 г.. Получено 30 января, 2009.
  119. ^ Сотин, Ц .; Jaumann, R .; Buratti, B .; Brown, R .; Clark, R .; Soderblom, L .; Baines, K .; Беллуччи, G .; Bibring, J .; Capaccioni, F .; Cerroni, P .; Гребни, М .; Coradini, A .; Cruikshank, D. P .; Drossart, P .; Formisano, V .; Langevin, Y .; Matson, D. L .; McCord, T. B .; Nelson, R.M .; Николсон, П. Д .; Sicardy, B .; Lemouelic, S .; Rodriguez, S .; Стефан, К .; Шольц, К. К. (2005). «Выброс летучих веществ из возможного криовулкана на основе изображений Титана в ближнем инфракрасном диапазоне». Природа. 435 (7043): 786–789. Bibcode:2005Натура.435..786S. Дои:10.1038 / природа03596. PMID  15944697.
  120. ^ LeCorre, L .; LeMouélic, S .; Сотин, К. (2008). «Наблюдения Cassini / VIMS за криовулканическими образованиями на Титане» (PDF). Луна и планетология. XXXIX. В архиве (PDF) с оригинала 25 октября 2012 г.
  121. ^ «Горный массив замечен на Титане». Новости BBC. 12 декабря 2006 г. В архиве с оригинала 31 октября 2012 г.. Получено 6 августа, 2007.
  122. ^ "Горы обнаружены на самой большой луне Сатурна". Newswise. В архиве из оригинала 31 мая 2013 г.. Получено 2 июля, 2008.
  123. ^ Лакдавалла, Эмили (17 декабря 2008 г.). «AGU: Титан: вулканически активный мир или« Каллисто с погодой »?. Планетарное общество. В архиве с оригинала 18 июня 2013 г.. Получено 11 октября, 2010.
  124. ^ Шига, Дэвид (28 марта 2009 г.). «Гигантский чехол-надставка« ледяные потоки »для вулканов Титана». Новый ученый.
  125. ^ Ловетт, Ричард А. (2010). "На Сатурне есть ледяной вулкан - а может быть, жизнь?". Национальная география. В архиве с оригинала 19 октября 2012 г.. Получено 19 декабря, 2010.
  126. ^ а б c Wood, C.A .; Радебо, Дж. (2020). «Морфологические свидетельства вулканических кратеров возле северной полярной области Титана». Журнал геофизических исследований: планеты. Дои:10.1029 / 2019JE006036.
  127. ^ «Кассини шпионит за высочайшими пиками Титана». НАСА. 2016 г. В архиве с оригинала 19 августа 2016 г.. Получено 12 августа, 2016.
  128. ^ Fortes, A.D .; Grindroda, P.M .; Tricketta, S.K .; Вочадлоа, Л. (май 2007 г.). «Сульфат аммония на Титане: возможное происхождение и роль в криовулканизме». Икар. 188 (1): 139–153. Bibcode:2007Icar..188..139F. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.11.002.
  129. ^ https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2019/pdf/3032.pdf
  130. ^ Карта Горы Титана - Обновление 2016, Лаборатория реактивного движения НАСА, 23 марта 2016 г., в архиве с оригинала 1 ноября 2016 г., получено 31 октября, 2016
  131. ^ Роу, Х. Г. (2004). «Новая 1,6-микронная карта поверхности Титана» (PDF). Geophys. Res. Латыш. 31 (17): L17S03. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. CiteSeerX  10.1.1.67.3736. Дои:10.1029 / 2004GL019871.
  132. ^ Лоренц, Р. (2003). "Блеск далеких морей" (PDF). Наука. 302 (5644): 403–404. Дои:10.1126 / science.1090464. PMID  14526089.
  133. ^ а б Гударзи, Сара (4 мая 2006 г.). "Сахарные песчаные дюны найдены на Титане Луны Сатурна". SPACE.com. В архиве из оригинала 4 августа 2011 г.. Получено 6 августа, 2007.
  134. ^ Лоренц, Р. Д. (30 июля 2010 г.). «Ветры перемен на Титане». Наука. 329 (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci ... 329..519L. Дои:10.1126 / science.1192840. PMID  20671175.
  135. ^ а б Лоренц, РД; Стена, S; Радебо, Дж; Бубен, G; Reffet, E; Янссен, М; Стофан, Э; Lopes, R; и другие. (2006). "Песчаные моря Титана: наблюдения продольных дюн с помощью РАДАРА Кассини" (PDF). Наука. 312 (5774): 724–727. Bibcode:2006Научный ... 312..724Л. Дои:10.1126 / science.1123257. PMID  16675695.
  136. ^ «Сильные метановые бури на Титане могут объяснить направление дюн». Spaceref. 2015 г.. Получено 19 апреля, 2015.
  137. ^ "Кассини видит два лица дюн Титана". Лаборатория реактивного движения, НАСА. В архиве из оригинала 2 мая 2013 г.
  138. ^ Ланкастер, Н. (2006). "Линейные дюны на Титане". Наука. 312 (5774): 702–703. Дои:10.1126 / science.1126292. PMID  16675686.
  139. ^ "Зерна дымного песка Титана". Лаборатория реактивного движения, НАСА. 2008 г. В архиве с оригинала 23 мая 2013 г.. Получено 6 мая, 2008.
  140. ^ «Дюнам на Титане нужен сильный ветер, чтобы двигаться». Spaceref. 2015 г.. Получено 23 апреля, 2015.
  141. ^ «Электрифицированный песок может объяснить отсталые дюны Титана». Новый ученый: 18. 1 апреля 2017.
  142. ^ Rodriguez, S .; Le Mouélic, S .; Barnes, J. W .; и другие. (2018). «Наблюдательные свидетельства активных пыльных бурь на Титане в день равноденствия» (PDF). Природа Геонауки. 11 (10): 727–732. Дои:10.1038 / s41561-018-0233-2.
  143. ^ Маккартни, Гретхен; Браун, Дуэйн; Вендел, Джоанна; Бауэр, Маркус (24 сентября 2018 г.). "Пыльные бури на Титане впервые замечены". НАСА. Получено 24 сентября, 2018.
  144. ^ Бентон, Джулиус Л. младший (2005). Сатурн и как его наблюдать. Лондон: Спрингер. стр.141 –146. Дои:10.1007/1-84628-045-1_9. ISBN  978-1-84628-045-0.
  145. ^ а б "Физические параметры планетарного спутника". JPL (Динамика солнечной системы). 3 апреля 2009 г. В архиве из оригинала 22 мая 2009 г.. Получено 29 июня, 2010.
  146. ^ Койпер, Г. П. (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Астрофизический журнал. 100: 378. Bibcode:1944ApJ ... 100..378K. Дои:10.1086/144679.
  147. ^ "Пионерские миссии". Пионерский проект. НАСА, Лаборатория реактивного движения. 26 марта 2007 г. В архиве из оригинала от 29 июня 2011 г.. Получено 19 августа, 2007.
  148. ^ "40 лет назад: Pioneer 11 впервые исследовал Сатурн". НАСА. 3 сентября 2019 г.,. Получено 22 февраля, 2020.
  149. ^ а б Белл, Джим (24 февраля 2015 г.). Межзвездная эра: изнутри сорокалетней миссии "Вояджер". Издательская группа "Пингвин". п. 93. ISBN  978-0-698-18615-6. В архиве из оригинала от 4 сентября 2016 г.
  150. ^ Richardson, J .; Lorenz, Ralph D .; МакИвен, Альфред (2004). "Поверхность и вращение Титана: новые результаты по изображениям" Вояджера-1 ". Икар. 170 (1): 113–124. Bibcode:2004Icar..170..113R. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.03.010.
  151. ^ "Миссия" Кассини "Эквинокс: Пролет Титана (Т-70) - 21 июня 2010 г.". НАСА / Лаборатория реактивного движения. Архивировано из оригинал 18 марта 2012 г.. Получено 8 июля, 2010.
  152. ^ Лингард, Стив; Норрис, Пэт (июнь 2005 г.). «Как приземлиться на Титане». Журнал Ingenia (23). В архиве из оригинала 21 июля 2011 г.. Получено 11 января, 2009.
  153. ^ «Кассини на Сатурне: введение». НАСА, Лаборатория реактивного движения. Архивировано из оригинал 3 апреля 2009 г.. Получено 6 сентября, 2007.
  154. ^ "Гюйгенс обнажает поверхность Титана". Космос сегодня. В архиве с оригинала 7 августа 2011 г.. Получено 19 августа, 2007.
  155. ^ а б «Увидеть, прикоснуться и обонять необычайно земной мир Титана». ESA News, Европейское космическое агентство. 21 января 2005 г. В архиве из оригинала 7 октября 2011 г.. Получено 28 марта, 2005.
  156. ^ «Место посадки Гюйгенса будет названо в честь Юбера Куриена». ЕКА. 5 марта 2007 г. В архиве из оригинала 3 марта 2012 г.. Получено 6 августа, 2007.
  157. ^ Фуст, Джефф (25 сентября 2020 г.). «НАСА задерживает запуск Dragonfly на год». SpaceNews. Получено 25 сентября, 2020.
  158. ^ Бриденстайн, Джим (27 июня 2019 г.). «Новая научная миссия по исследованию нашей Солнечной системы». Twitter. Получено 27 июня, 2019.
  159. ^ Браун, Дэвид У. (27 июня 2019 г.). «НАСА объявляет о новой миссии беспилотника Dragonfly для исследования Титана - квадрокоптер был выбран для изучения луны Сатурна после соревнований, подобных« Акулий танку », которые длились два с половиной года». Нью-Йорк Таймс. Получено 27 июня, 2019.
  160. ^ Dragonfly: концепция посадочного модуля винтокрылого аппарата для научных исследований на Титане. В архиве 22 декабря 2017 г. 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. Рэвин, Тимоти Г. МакГи, Кристин С. Сотцен, Шеннон М. Маккензи, Джек В. Лангелаан, Свен Шмитц, Ларри С. Вулфарт и Питер Д. Бедини. Технический дайджест Johns Hopkins APL, предварительная версия публикации (2017).
  161. ^ "Краткое описание миссии: Миссия ТАНДЕМ / ЦСМ Титан и Энцелад". ЕКА. 2009 г. В архиве с оригинала 23 мая 2011 г.. Получено 30 января, 2009.
  162. ^ Ринкон, Пол (18 февраля 2009 г.). "Юпитер в прицелах космических агентств". Новости BBC. В архиве из оригинала от 24 октября 2010 г.
  163. ^ Стофан, Эллен (2010). "TiME: Titan Mare Explorer" (PDF). Калтех. Архивировано из оригинал (PDF) 30 марта 2012 г.. Получено 17 августа, 2011.
  164. ^ Тейлор, Кейт (9 мая 2011 г.). «НАСА составляет список проектов для следующей миссии Discovery». TG Daily. В архиве из оригинала 4 сентября 2012 г.. Получено 20 мая, 2011.
  165. ^ Гринфилдбойс, Нелл (16 сентября 2009 г.). "Изучение Луны с лодки". Национальное общественное радио (NPR). В архиве с оригинала 25 августа 2012 г.. Получено 8 ноября, 2009.
  166. ^ «НАСА объявляет о трех новых кандидатах в миссию». Программа открытий НАСА. 5 мая 2011 г. Архивировано с оригинал 18 ноября 2016 г.. Получено 13 июня, 2017.
  167. ^ «Пойдем плавать по озерам Титана!». 1 ноября 2009 г. Архивировано с оригинал 10 октября 2012 г.
  168. ^ "АВИАТР: Самолетная миссия для Титана". Universetoday.com. 2 января 2012 г. В архиве из оригинала 28 марта 2013 г.. Получено 26 февраля, 2013.
  169. ^ «Парение на Титане: дрон, предназначенный для разведки луны Сатурна». Новости NBC. 10 января 2012 г. В архиве из оригинала 13 апреля 2014 г.. Получено 26 февраля, 2013.
  170. ^ Urdampilleta, I .; Prieto-Ballesteros, O .; Реболо, Р .; Санчо, Дж., Ред. (2012). "TALISE: Самоходный исследовательский аппарат для отбора проб на озере Титан" (PDF). Европейский конгресс по планетарной науке, 2012 г.. 7, EPSC2012-64 2012. EPSC Abstracts. В архиве (PDF) с оригинала 12 октября 2012 г.. Получено 10 октября, 2012.
  171. ^ Ландау, Элизабет (9 октября 2012 г.). «Зонд отправится в плавание на луну Сатурна». CNN - Световые годы. В архиве с оригинала 19 июня 2013 г.. Получено 10 октября, 2012.
  172. ^ Сотин, Ц .; Altwegg, K .; Brown, R.H .; и другие. (2011). JET: Путешествие на Энцелад и Титан (PDF). 42-я Конференция по изучению Луны и планет. Лунно-планетный институт. В архиве (PDF) с оригинала 15 апреля 2015 года.
  173. ^ Matousek, Стив; Сотин, Кристоф; Гебель, Дан; Ланг, Джаред (18–21 июня 2013 г.). JET: Путешествие на Энцелад и Титан (PDF). Конференция по недорогим планетарным миссиям. Калифорнийский технологический институт. Архивировано из оригинал (PDF) 4 марта 2016 г.. Получено 10 апреля, 2015.
  174. ^ Кейн, Ван (3 апреля 2014 г.). «Миссии по открытию ледяной луны с активными перьями». Планетарное общество. В архиве из оригинала 16 апреля 2015 г.. Получено 9 апреля, 2015.
  175. ^ Холл, Лора (30 мая 2014 г.). «Подводная лодка Титан: исследование глубин Кракена». В архиве с оригинала от 30 июля 2015 г.
  176. ^ Левин, Сара (15 июля 2015 г.). «НАСА финансирует подводную лодку« Титан »и другие идеи по исследованию дальнего космоса». Space.com. В архиве из оригинала от 4 августа 2015 года.
  177. ^ Lorenz, R.D .; Oleson, S .; Woytach, J .; Jones, R .; Colozza, A .; Schmitz, P .; Landis, G .; Пол, М .; и Уолш Дж. (16–20 марта 2015 г.). «Подводная лодка« Титан »: конструкция транспортного средства и концепция эксплуатации для исследования углеводородных морей гигантской луны Сатурна», 46-я Конференция по изучению луны и планет, Лесистая местность, Техас. Вклад ЛПИ № 1832, с.1259
  178. ^ Хартвиг, Дж., и другие., (24–26 июня 2015 г.). «Подводная лодка Титан: исследование глубин Kraken Mare», 26-й семинар по космической криогенике, Феникс, Аризона. ссылка на отчет НАСА. Проверено 13 июня 2017 года.
  179. ^ а б «Титан, спутник Сатурна, может содержать простые формы жизни - и показать, как организмы впервые сформировались на Земле». Разговор. 27 июля 2017 года. В архиве с оригинала 30 августа 2017 г.. Получено 30 августа, 2017.
  180. ^ а б Обитаемость Титана и его океана. Кейт Купер, Журнал Astrobiology. 12 июля 2019.
  181. ^ а б c Grasset, O .; Сотин, Ц .; Дешам, Ф. (2000). «О внутреннем устройстве и динамике Титана». Планетарная и космическая наука. 48 (7–8): 617–636. Bibcode:2000P и SS ... 48..617G. Дои:10.1016 / S0032-0633 (00) 00039-8.
  182. ^ а б c Фортес, А. Д. (2000). «Экзобиологические последствия возможного аммиачно-водного океана внутри Титана». Икар. 146 (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. Дои:10.1006 / icar.2000.6400.
  183. ^ а б c d Маккей, Крис (2010). "Обнаружили ли мы доказательства жизни на Титане". Государственный университет Нью-Мексико, Колледж искусств и наук, факультет астрономии. Архивировано из оригинал 9 марта 2016 г.. Получено 15 мая, 2014.
  184. ^ а б Раулин, Ф. (2005). «Экзоастробиологические аспекты Европы и Титана: от наблюдений к предположениям». Обзоры космической науки. 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005ССРв..116..471Р. Дои:10.1007 / s11214-005-1967-х.
  185. ^ Персонал (4 октября 2010 г.). «Озера на лунном Титане Сатурна, заполненные жидкими углеводородами, такими как этан и метан, а не водой». ScienceDaily. В архиве из оригинала 20 октября 2012 г.. Получено 5 октября, 2010.
  186. ^ а б Раулин, Ф .; Оуэн, Т. (2002). «Органическая химия и экзобиология на Титане». Обзоры космической науки. 104 (1–2): 377–394. Bibcode:2002ССРв..104..377Р. Дои:10.1023 / А: 1023636623006.
  187. ^ Персонал (8 октября 2010 г.). «Мгла Титана может содержать ингредиенты для жизни». Астрономия. В архиве с оригинала 23 сентября 2015 г.. Получено 14 октября, 2010.
  188. ^ Desai, R.T .; А. Дж. Коутс; А. Веллброк; В. Виттон; Д. Гонсалес-Каниулеф; и другие. (2017). «Анионы углеродной цепи и рост сложных органических молекул в ионосфере Титана». Astrophys. Дж. Летт. 844 (2): L18. arXiv:1706.01610. Bibcode:2017ApJ ... 844L..18D. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aa7851.
  189. ^ «Кассини нашел универсальный драйвер для пребиотической химии на Титане?». Европейское космическое агентство. 26 июля 2017 г.. Получено 12 августа, 2017.
  190. ^ Уолл, Майк (28 июля 2017 г.). «Сатурн, Луна, Титан, имеет молекулы, которые могут помочь в создании клеточных мембран». Space.com. В архиве из оригинала от 29 июля 2017 г.. Получено 29 июля, 2017.
  191. ^ Палмер, Морин Й .; и другие. (28 июля 2017 г.). «Обнаружение ALMA и астробиологический потенциал винилцианида на Титане». Достижения науки. 3 (7): e1700022. Bibcode:2017SciA .... 3E0022P. Дои:10.1126 / sciadv.1700022. ЧВК  5533535. PMID  28782019.
  192. ^ Каплан, Сара (8 августа 2017 г.). «Этот странный спутник Сатурна содержит некоторые важные ингредиенты для жизни». Вашингтон Пост. В архиве с оригинала 8 августа 2017 г.. Получено 8 августа, 2017.
  193. ^ Персонал (11 октября 2018 г.). ""Пребиотическая Земля "- Недостающее звено найдено на Титане Луны Сатурна". DailyGalaxy.com. Получено 11 октября, 2018.
  194. ^ Чжао, Лонг; и другие. (8 октября 2018 г.). «Низкотемпературное образование полициклических ароматических углеводородов в атмосфере Титана». (PDF). Природа Астрономия. 2 (12): 973–979. Bibcode:2018НатАс ... 2..973Z. Дои:10.1038 / с41550-018-0585-у.
  195. ^ Artemivia, N .; Лунин, Дж (2003). «Кратер на Титане: ударное расплавление, выбросы и судьба поверхностной органики». Икар. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. Дои:10.1016 / S0019-1035 (03) 00148-9.
  196. ^ Ловетт, Ричард А. (20 марта 2008 г.). "Сатурн, Луна, Титан, может иметь подземный океан". Национальная география. В архиве с оригинала 18 октября 2012 г.
  197. ^ а б c d McKay, C.P .; Смит, Х. Д. (2005). «Возможности метаногенной жизни в жидком метане на поверхности Титана». Икар. 178 (1): 274–276. Bibcode:2005Icar..178..274M. Дои:10.1016 / j.icarus.2005.05.018.
  198. ^ а б c «Пределы органической жизни в планетных системах». Комитет по границам органической жизни в планетных системах, Комитет по происхождению и эволюции жизни, Национальный исследовательский совет. Издательство национальных академий. 2007. с. 74.
  199. ^ а б c d е "Что потребляет водород и ацетилен на Титане?". НАСА / Лаборатория реактивного движения. 2010. Архивировано с оригинал 29 июня 2011 г.. Получено 6 июня, 2010.
  200. ^ Штробель, Даррелл Ф. (2010). «Молекулярный водород в атмосфере Титана: значение измеренных мольных долей тропосферы и термосферы» (PDF). Икар. 208 (2): 878–886. Bibcode:2010Icar..208..878S. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.03.003. Архивировано из оригинал (PDF) 24 августа 2012 г.
  201. ^ "Жизнь" не такая, как мы ее знаем "возможна на Титане, спутнике Сатурна". В архиве из оригинала 17 марта 2015 года.
  202. ^ Стивенсон, Джеймс; Лунин, Джонатан; Клэнси, Полетт (27 февраля 2015 г.). «Мембранные альтернативы в мирах без кислорода: создание азотосомы». Достижения науки. 1 (1): e1400067. Bibcode:2015SciA .... 1E0067S. Дои:10.1126 / sciadv.1400067. ЧВК  4644080. PMID  26601130.
  203. ^ Бортман, Генри (11 августа 2004 г.). "Лунный Титан Сатурна: Лаборатория пребиотиков - Интервью с Джонатаном Лунином". Журнал Astrobiology. Архивировано из оригинал 28 августа 2004 г.. Получено 11 августа, 2004.
  204. ^ «Земля может засеять Титан жизнью». Новости BBC. 18 марта 2006 г. В архиве с оригинала 31 октября 2012 г.. Получено 10 марта, 2007.
  205. ^ Глэдман, Бретт; Готово, Люк; Левинсон, Гарольд Ф .; Бернс, Джозеф А. (2005). «Импактный посев и повторный посев во внутренней Солнечной системе». Астробиология. 5 (4): 483–496. Bibcode:2005AsBio ... 5..483G. Дои:10.1089 / ast.2005.5.483. PMID  16078867.
  206. ^ Лунин, Джонатан (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 оригинал (PDF) 12 мая 2013 года. скопировать на archive.org
  207. ^ Национальный музей авиации и космонавтики (2012 г.). «Изменение климата в Солнечной системе». Архивировано из оригинал 11 марта 2012 г.. Получено 14 января, 2012.
  208. ^ Lorenz, Ralph D .; Лунин, Джонатан I .; Маккей, Кристофер П. (1997). "Титан под красным гигантским солнцем: новый вид" обитаемой "луны" (PDF). Исследовательский центр Эймса НАСА, Лаборатория Луны и планет, Департамент планетных наук, Университет Аризоны. 24 (22): 2905–8. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX  10.1.1.683.8827. Дои:10.1029 / 97gl52843. PMID  11542268. В архиве (PDF) из оригинала от 24 июля 2011 г.. Получено Двадцать первое марта, 2008.

Библиография

дальнейшее чтение

  • Лоренц, Ральф; Миттон, Жаклин (2002). Поднятие завесы титана: исследование гигантской луны Сатурна. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-79348-3.
  • Лоренц, Ральф; Миттон, Жаклин (2008). Открытие Титана. Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0691146331.
  • Лоренц, Ральф (2017). НАСА / ЕКА / ASI Кассини-Гюйгенс: с 1997 г. (орбитальный аппарат Кассини, зонд Гюйгенс и концепции будущих исследований) (Руководство для владельцев). Руководства Хейнса, Великобритания. ISBN  978-1785211119.
  • Джонатан О'Каллаган: Карта самого большого спутника Сатурна. Природа, Том 575, 426-427, 2019.

внешняя ссылка

Солнечная система
Солнечная sys8.jpg
Объекты
Списки
Планеты
Solar system.jpg Портал Солнечной системы
He1523a.jpg Звездный портал