Titan (satellit)

Titan
Saturnus satellit

Titan i naturliga färger ( Cassini
bild )
Upptäckare Christian Huygens
öppningsdatum 25 mars 1655
Orbitala egenskaper
Huvudaxel 1 221 870 km [1]
Excentricitet 0,0288 [1]
Cirkulationsperiod 15.945 dagar [1]
Orbital lutning 0,34854° [1]
Stigande nodlongitud 28.758 [1] °
periapsis argument 179.920 [1] °
Genomsnittlig anomali 163.308 [1] °
fysiska egenskaper
Diameter 5152 km [2]
Ytarea 83 miljoner km² [2]
Vikt 1,3452⋅10 23 kg [2]
Densitet 1,8798 g/cm³ [2]
Gravitationsacceleration 1 352 m/s²
Första flykthastighet  ( v 1 ) 1,867 km/s
Andra utrymningshastighet  ( v 2 ) 2,639 km/s
Rotationsperiod kring en axel synkron rotation i förhållande till Saturnus
Tilt rotationsaxel saknas
Albedo 0,22 [3]
Yttemperatur 93,7 K (−179,5 °C) [4]
Atmosfär kväve  - 98,4%, metan  - 1,6%; tryck - 146,7 kPa [5] [6] (1,5 gånger mer än jorden)
 Mediafiler på Wikimedia Commons
Information i Wikidata  ?

Titan ( forngrekiska Τιτάν ) är Saturnus största satellit , den näst största satelliten i solsystemet (efter Jupiters satellit Ganymedes ), är den enda kroppen i solsystemet, förutom jorden , för vilken den stabila förekomsten av vätska på ytan har bevisats [7] [8] , och den enda satelliten på planeten med en tät atmosfär.

Titan blev Saturnus första kända satellit - 1655 upptäcktes den av den holländska astronomen Christian Huygens [9] .

Allmän beskrivning

Titans diameter är 5152 km (detta är 1,48 gånger större än månens ), medan Titan är 80 % större än jordens satellit i massa. Titan överträffar också planeten Merkurius i storlek , även om den är underlägsen den i massa. Tyngdkraften på den är ungefär en sjundedel av den på jorden. Titans massa är 95 % av massan av alla Saturnus månar.

Ytan på Titan består huvudsakligen av vattenis och sedimentärt organiskt material . Det är geologiskt ungt och mestadels platt, med undantag för ett litet antal klippformationer och kratrar , såväl som några kryovulkaner . Den täta atmosfären som omger Titan tillät inte satellitens yta att ses på länge - förrän Cassini-Huygens- apparaten kom 2004.

Atmosfären är till övervägande del kväve ; det finns också en liten mängd metan och etan , som bildar det lokala havet och molnen , som är källan till flytande och eventuellt fast nederbörd. Det finns metan-etan sjöar och floder på ytan. Trycket nära ytan är cirka 1,5 gånger trycket i jordens atmosfär. Yttemperaturen är minus 170-180 °C.

Trots den låga temperaturen jämförs Titan med jorden i de tidiga utvecklingsstadierna, och det kan inte uteslutas att existensen av de enklaste formerna av liv är möjlig på satelliten; i synnerhet i underjordiska reservoarer, där förhållandena kan vara mycket bekvämare än på ytan [10] [11] .

Upptäcktshistoria och namn

Titan upptäcktes den 25 mars 1655 av den holländska fysikern, matematikern och astronomen Christian Huygens [12] . Inspirerad av exemplet Galileo skapade Huygens tillsammans med sin bror Konstantin ett teleskop som hade en bländare på 57 mm och en förstoringsfaktor på mer än 50 gånger [13] .

Med detta teleskop observerade Huygens solsystemets planeter - Mars , Venus , Jupiter och Saturnus . I den senare märkte forskaren en ljus kropp som gjorde en fullständig revolution runt planeten på 16 dagar. Efter fyra varv, i juni 1655, när Saturnus ringar hade en låg lutning i förhållande till jorden och inte störde observationen, var Huygens slutligen övertygad om att han hade upptäckt Saturnus satellit. Huygens krypterade sin upptäckt som ett anagram admovere oculis distantia sidera nostris, vvvvvvvcccrrhnbqx , innehållande en rad från Ovidius 's Fasti [14] , Huygens skickade detta anagram i ett brev till John Vallis daterat 13 juni 1655. Huygens gav avkodningen av anagrammet i ett brev till Wallis daterat den 13 mars 1656: lat.  Saturno luna sua circumducitur diebus sexdecim horis quatuor (Satelliten kretsar runt Saturnus på 16 dagar och 4 timmar) [15] . Detta var den andra upptäckten av en måne sedan uppfinningen av teleskopet, 45 år efter Galileos upptäckt av Jupiters fyra största månar.

I mer än två århundraden förblev satelliten praktiskt taget namnlös, Huygens kallade den nya himlakroppen helt enkelt Saturni Luna ("Saturnus måne" på latin ). Vissa astronomer har kallat den "Huygensian Moon" eller helt enkelt "Huyghenian". Efter upptäckten av ytterligare fyra satelliter av Saturnus av Giovanni Cassini , började astronomer kalla Titan för Saturnus IV , eftersom den var i den fjärde positionen från planeten [16] . Efter 1789 avskaffades denna namngivningsteknik i samband med upptäckten av nya satelliter, av vilka några var belägna i närmare omloppsbanor från planeten än de som redan är kända.

Namnet "Titan" började användas efter publiceringen 1847 av en artikel av John Herschel (son till William Herschel , som upptäckte Mimas och Enceladus ) "Resultaten av astronomiska observationer gjorda vid Godahoppsudden." I denna artikel föreslog astronomen att Saturnus då kända sju satelliter skulle döpas efter Kronos systrar och bröder (den grekiska analogen till den romerska guden Saturnus ) [17] .

Bana och rotation

Radien för Titans omloppsbana är 1 221 870 km [1] (20,3 radien för Saturnus). Titan är alltså utanför Saturnus ringar , varav den yttersta (E) ligger cirka 750 000 km bort. Banorna för de två närmaste satelliterna är 242 000 km längre från Saturnus ( Hyperion ) och 695 000 km närmare planeten ( Rhea ). Banorna av Titan och Hyperion bildar en 3:4 orbital resonans . Titan gör fyra varv runt Saturnus, medan Hyperion endast tre [18] .

Titan gör ett helt varv runt planeten på 15 dagar, 22 timmar och 41 minuter med en medelhastighet på 5,57 km/s . Satellitens omloppsbana har en excentricitet lika med 0,0288 [1] [19] . Banans plan avviker från Saturnus ekvator och ringarnas plan med 0,348° [2] .

Liksom månen och många andra planetariska månar i solsystemet har Titan en synkron rotation i förhållande till planeten, vilket är ett resultat av tidvattenfångst . Det vill säga att rotationsperioderna runt dess axel och cirkulationen runt Saturnus sammanfaller, och satelliten är alltid vänd mot planeten vid samma sida. Longituden mäts från meridianen som passerar genom mitten av denna sida [20] .

Lutningen på Saturnus rotationsaxel är 26,73°, vilket säkerställer årstidernas förändring på planeten och dess satelliter på södra och norra halvklotet. Varje årstid varar cirka 7,5 jordår eftersom Saturnus fullbordar en bana runt solen på cirka 30 år. Titans rotationsaxel, vinkelrätt mot planet för dess omloppsbana, är nästan samtidigt riktad mot Saturnus rotationsaxel. Den sista sommaren på Titans södra halvklot slutade i augusti 2009.

Masscentrum för Saturnus och Titan ligger på ett avstånd av endast 30 km [21] från Saturnus centrum på grund av dess massöverlägsenhet med 4227 gånger, så satellitens inflytande på planetens rörelse är försumbar.

Mått och vikt

Titan har en diameter på 5152 km och är den näst största månen i solsystemet, efter Jupiters måne Ganymedes .

Under lång tid trodde astronomer att Titans diameter är 5550 km, därför är Titan större än Ganymedes, men en studie utförd av Voyager 1 -apparaten visade närvaron av en tät och ogenomskinlig atmosfär, vilket gjorde det svårt att exakt bestämma objektets storlek [22] .

Titans diameter, såväl som dess densitet och massa, liknar de hos Jupiters satelliter - Ganymedes och Callisto [23] . Titan är cirka 50 % större än månen (i radie), 3,24 gånger i volym och 80 % större än den i massa. Titan är också större än planeten Merkurius , även om den är sämre än den i massa. Gravitationsaccelerationen är 1,352 m/s² , vilket betyder att gravitationen är ungefär en sjundedel av jordens ( 9,81 m/s² ), och betydligt sämre än den på månen (1,62 m/s²).

Titans medeldensitet är 1,88 g/cm³ , vilket är den högsta densiteten bland Saturnus månar . Titan står för mer än 95% av massan av alla Saturnus månar.

Frågan om Titan bildades från ett dammmoln som är vanligt med Saturnus, eller bildades separat och sedan fångades in av planetens gravitation , har ännu inte slutgiltigt lösts. Den senare teorin gör det möjligt att förklara en sådan ojämn fördelning av massa bland satelliter [24] .

Titan är en tillräckligt stor himlakropp för att hålla en hög temperatur i den inre kärnan, vilket gör den geologiskt aktiv.

Atmosfär och klimat

Med jämförbara dimensioner som Merkurius och Ganymedes har Titan en omfattande atmosfär, mer än 400 km tjock. [25] [26] Titans atmosfär uppskattas för närvarande till 95 % kväve och utövar ett tryck på ytan som är 1,5 gånger större än jordens atmosfär. [27] [28] . Närvaron av metan i atmosfären leder till fotolysprocesser i de övre lagren och bildandet av flera lager av kolväte " smog ", vilket är anledningen till att Titan är den enda satelliten i solsystemet , vars yta inte kan observeras i den optiska räckvidd.

Atmosfärens ursprung

Det finns ingen konsensus om atmosfärens ursprung. Det finns flera olika versioner, men var och en av dem har allvarliga motargument [29] .

Så, enligt en teori, bestod Titans atmosfär till en början av ammoniak (NH 3 ), sedan började avgasningen av satelliten under inverkan av ultraviolett solstrålning med en våglängd huvudsakligen under 260 nm [30] [31] ; detta ledde till att ammoniak började sönderdelas till atomärt kväve och väte , som kombinerades till molekyler av kväve (N 2 ) och väte (H 2 ). Tyngre kväve föll ner till ytan, och lättare väte flydde ut i rymden , eftersom Titans låga gravitation inte kan hålla och leda till ackumulering av denna gas i atmosfären [31] . Kritiker av denna teori påpekar dock att för en sådan process är det nödvändigt att Titan bildades vid en relativt hög temperatur, vid vilken satellitens beståndsdelar kunde separera till en stenig kärna och ett fruset iskallt övre lager. Observationerna från Cassini-sonden indikerar dock att ämnet Titan inte är så tydligt uppdelat i lager [29] .

Enligt en annan teori kunde kväve ha bevarats sedan Titan bildades, men i det här fallet borde det också finnas mycket argon -36 isotop i atmosfären, som också var en del av gaserna i den protoplanetära skivan från vilken planeter och satelliter i solsystemet bildades. Observationer har dock visat att det finns mycket lite av denna isotop i Titans atmosfär [29] .

En annan teori publicerades i tidskriften Nature Geoscience den 8 maj 2011, som tyder på att Titans atmosfär bildades av ett intensivt kometbombardement för ungefär fyra miljarder år sedan. Enligt idéförfattarna bildades kväve från ammoniak under kollisionen av kometer med Titans yta; en sådan "olycka" inträffar i hög hastighet, och temperaturen stiger kraftigt vid islagspunkten, och ett mycket stort tryck skapas också. Under sådana förhållanden är det fullt möjligt att en kemisk reaktion äger rum. För att testa sin teori sköt författarna mot ett fruset ammoniakmål med guld- , platina- och kopparprojektiler med laserpistoler . Detta experiment visade att ammoniak sönderdelas till väte och kväve vid anslag. Forskare har beräknat att under det intensiva kometbombardementet av Titan skulle cirka 300 kvadrilljoner ton kväve ha bildats, vilket enligt dem är tillräckligt för att bilda Titans atmosfär [29] [32] .

Moderna uppskattningar av förluster i Titans atmosfär i jämförelse med dess ursprungliga egenskaper görs på basis av en analys av förhållandet mellan kväveisotoper 15 N till 14 N. Enligt observationer har detta förhållande visat sig vara 4–4,5 gånger högre än på jorden. Därför var den initiala massan av Titans atmosfär cirka 30 gånger större än den nuvarande, eftersom den lätta kväveisotopen 14 N på grund av svagare gravitation borde förloras snabbare under påverkan av uppvärmning och jonisering av strålning, och 15 N borde ackumuleras [33] .

Struktur

Gränsen för Titans atmosfär är cirka 10 gånger högre än på jorden [25] [26] . Troposfärens gräns ligger på en höjd av 35 km. En omfattande tropopaus sträcker sig upp till en höjd av 50 km , där temperaturen förblir nästan konstant, och sedan börjar temperaturen stiga. Den lägsta temperaturen nära ytan är -180 °C, med ökande höjd stiger temperaturen gradvis och når -121 °C på ett avstånd av 500 km från ytan. Titans jonosfär har en mer komplex struktur än jordens, dess huvuddel ligger på en höjd av 1200 km. En överraskning var att det på Titan fanns det andra, lägre lagret av jonosfären, som ligger mellan 40 och 140 km (maximal elektrisk ledningsförmåga på en höjd av 60 km) [25] .

Atmosfärens gassammansättning

De enda kropparna i solsystemet med en tät atmosfär, huvudsakligen bestående av kväve, är Jorden och Titan ( Triton och Pluto har också försålda kväveatmosfärer ). Titans atmosfär består av 98,4 % kväve [5] och cirka 1,6 % argon och metan , som dominerar främst i den övre atmosfären, där deras koncentration når 43 %. Det finns också spår av etan , diacetylen , metylacetylen , cyanoacetylen , acetylen , propan , koldioxid , kolmonoxid , cyan , helium [5] . Praktiskt taget inget fritt syre .

Eftersom Titan inte har ett betydande magnetfält , så påverkas dess atmosfär, särskilt de övre lagren, starkt av solvinden . Dessutom utsätts den också för kosmisk strålning och solstrålning, under påverkan av vilken, särskilt ultraviolett strålning, kväve och metanmolekyler sönderdelas till joner eller kolväteradikaler . Dessa fragment bildar i sin tur komplexa organiska föreningar av kväve- eller kolföreningar , inklusive aromatiska föreningar (till exempel bensen ) [36] . Polyyn  , en polymer med en konjugerad trippelbindning, bildas också i den övre atmosfären .

Organiska föreningar, inklusive kväveatomer, ger Titans yta och atmosfären en orange färg [37] (i synnerhet är detta himlens färg sett från ytan) [38] . Under påverkan av solen skulle all metan omvandlas på 50 miljoner år (en mycket kort tid jämfört med solsystemets ålder), men så sker inte. Detta innebär att metanreserverna i atmosfären ständigt fylls på [34] . En möjlig källa till metan kan vara vulkanisk aktivitet [8] [39] .

Cirkulation av atmosfäriska massor

Vinden nära Titans yta är vanligtvis ganska svag och uppgår till cirka 0,3 m/s [40] , på låga höjder ändrades vindens riktning. På höjder över 10 km blåser det konstant ganska starka vindar i Titans atmosfär [41] . Deras riktning sammanfaller med satellitens rotationsriktning, och hastigheten ökar med höjden från flera meter per sekund på en höjd av 10–30 km till 30 m/s på en höjd av 50–60 km , vilket leder till formationen av differentiell rotation [40] . På höjder av mer än 120 km sker stark turbulens  - dess tecken märktes redan 1980-1981, när rymdfarkosten Voyager flög genom Saturnussystemet . Överraskningen var dock att på en höjd av cirka 80 km i Titans atmosfär registrerades ett lugn - varken vindar som blåser under 60 km, eller turbulenta rörelser som observerats dubbelt så höga, tränger in här. Orsakerna till en så märklig blekning av rörelser kan ännu inte förklaras [42] .

Men på Titan, såväl som på jorden , bildas stormar då och då [43] . Uppvärmningen av ytan av solens strålar skapar uppströmsdrag i atmosfären, vilket orsakar kraftfull konvektion, rörelse av fukt och kondensation av moln.

Till skillnad från jorden skiftar kraftfulla moln på Titan mycket mer i latitud när årstiderna ändras, medan de på jorden bara rör sig något norr eller söderut.

Baserat på data som samlats in under nedstigningen av Huygens- apparaten om vindhastigheten på olika höjder, skapades en modell för rörelsen av atmosfäriska massor på Titan. Enligt de erhållna resultaten är Titans atmosfär en gigantisk Hadley-cell [44] . Varma luftmassor stiger upp på södra halvklotet under sommaren och transporteras till nordpolen där de kyls ner och återvänder till södra halvklotet på lägre höjder. Ungefär vart 14,5:e år sker en förändring i cirkulationsriktningen [45] .

Modell av konvektionsprocesser: i satellitens atmosfär finns det två huvudsakliga - verkan av de så kallade Kelvin-vågorna (uppstår som ett resultat av Kelvin-Helmholtz-instabiliteten mellan mediets lager) och globala sneda strömmar från norra halvklotet till södra [46] .

Klimat

Precis som jorden har Titan årstider. När Saturnus och dess satelliter rör sig runt solen , avlöser årstiderna på Titan varandra gradvis.

Temperaturen vid Titans yta är i genomsnitt -180 °C [47] . På grund av den täta och ogenomskinliga atmosfären [48] är temperaturskillnaden mellan polerna och ekvatorn endast 3 grader. Sådana låga temperaturer och höga tryck motverkar smältningen av vattenis och lämnar lite eller inget vatten kvar i atmosfären.

Atmosfärens höga lager innehåller mycket metan; det borde ha lett till växthuseffekten och, som en konsekvens, till en ökning av temperaturen på satelliten. Den orange dimman, som är sammansatt av organiska molekyler och är allestädes närvarande i den lägre atmosfären, absorberar solstrålningen väl och överför infrarött från ytan, vilket leder till en anti-växthuseffekt och kyler ytan med cirka 10 grader [49] .

Molnighet och nederbörd

Metan kondenserar till moln på flera tiotals kilometers höjd. Enligt data som Huygens erhållit, stiger den relativa luftfuktigheten av metan från 45 % vid ytan till 100 % på en höjd av 8 km (i detta fall minskar den totala mängden metan tvärtom) [50] . På en höjd av 8-16 km sträcker sig ett mycket sällsynt lager av moln, bestående av en blandning av flytande metan med kväve, som täcker hälften av satellitens yta. Svagt duggregn faller ständigt från dessa moln till ytan, kompenserat av avdunstning.

I september 2006 såg Cassini ett enormt moln 40 km ovanför Titans nordpol. Även om det är känt att metan bildar moln, bestod denna formation i detta fall med största sannolikhet av etan, eftersom storleken på de fixerade partiklarna endast var 1–3 μm, och det är etan som kan kondensera på denna höjd. I december hittade Cassini återigen ett molntäcke över polen, metan, etan och en annan organisk förening hittades i kompositionen. Molnet nådde en diameter på 2400 km och observerades även under nästa flygning av enheten om en månad [51] . Forskare föreslår att det vid denna tidpunkt fanns metan-etan regn eller snö vid satellitens pol (om temperaturen är tillräckligt låg); nedgående drag på nordliga breddgrader är tillräckligt starka för att orsaka nederbörd [52] .

Moln har också registrerats på södra halvklotet. Vanligtvis täcker de inte mer än 1% av ytan, även om detta värde ibland når 8%. Sådana skillnader i molntäckeområdet på halvklotet förklaras av det faktum att det var sommar på södra halvklotet vid observationstillfället, och intensiv uppvärmning av atmosfärens massor inträffade där, stigande strömmar uppstod och som ett resultat, konvektion . Under sådana förhållanden kan etan inte bilda ett permanent molntäcke, även om etanfuktigheten når 100 % [53] . Från september till oktober 2010 analyserade forskare fotografier av Cassini och drog slutsatsen att det också regnar vid satellitens ekvator; bevis på detta är den karakteristiska indragningen, som manifesteras på grund av flodflöden [54] .

Observationer visar att molnighetens höjd och ihållande beror på latitud. Så på de höga breddgraderna (från 60 ° och uppåt) på halvklotet på vintern är permanenta moln vanliga, bildade över troposfärens nivå. På lägre breddgrader befinner sig molnen på en höjd av 15-18 km , är små i storlek och är av icke-permanent karaktär. På halvklotet med sommarperiod bildas moln huvudsakligen i området 40° latitud och är vanligtvis kortlivade [55] .

Markobservationer visar också säsongsmässiga förändringar i molntäcket. Så, i ett 30-årigt varv runt solen, tillsammans med Saturnus på Titan på varje halvklot, bildas moln i 25 år, och försvinner sedan inom 4-5 år innan de dyker upp igen [51] .

Yta

Ytan på Titan, fotograferad av Cassini i olika spektralområden, är uppdelad i flera ljusa och mörka områden med tydliga gränser på låga breddgrader [57] . Nära ekvatorn på det ledande halvklotet finns ett ljust område lika stort som Australien (som också syns i de infraröda bilderna av Hubble- teleskopet ) [58] . Den fick namnet Xanadu [ 59] .

Radarbilder tagna i april 2006 visar bergskedjor över 1 km höga, dalar, flodbäddar som rinner ner från kullar och mörka fläckar (fyllda eller torra sjöar) [60] . Kraftig erosion av bergstoppar märks, flöden av flytande metan under säsongsbetonade skyfall kan bilda grottor i bergssluttningar. Sydost om Xanadu ligger den gåtfulla Hotei-bågformationen , som är en ljus (särskilt vid vissa våglängder) båge. Huruvida denna struktur är en "het" vulkanisk region eller avsättning av något ämne (till exempel koldioxidis) är ännu inte klart.

I den ekvatoriska ljusregionen Adiri har utsträckta kedjor av berg (eller kullar) upp till flera hundra meter höga upptäckts. Förmodligen kan det på södra halvklotet finnas en massiv bergskedja som är cirka 150 km lång och upp till 1,6 km hög. En topp på 3337 meter har upptäckts i Mithrimbergen [61] . På bergens toppar finns lätta avlagringar - möjligen avlagringar av metan och andra organiska material [62] . Allt detta vittnar om de tektoniska processer som bildar Titans yta.

I allmänhet är reliefen av Titan relativt jämn - variationen i höjd är inte mer än 2 km, men lokala höjdskillnader, som visas av radardata och stereobilder som erhållits av Huygens , kan vara mycket betydande; branta sluttningar på Titan är inte ovanliga [63] . Detta är resultatet av intensiv erosion med deltagande av vind och vätska. Det finns få nedslagskratrar på Titan (från 2012 har 7 identifierats exakt och förmodligen 52) [64] . Detta är en konsekvens av att de relativt snabbt döljs av nederbörd [65] och jämnas ut av vinderosion [64] [66] . Ytan på Titan på tempererade breddgrader är mindre kontrasterande.

Vissa delar av Titans yta antas vara av kryovulkaniskt ursprung. Dessa är i första hand Mount Dum med den intilliggande Sotra Patera och Mohini-strömmen , Mount Erebor och strömliknande föremål i Hotei-regionen [67] .

Sanddyner

Det finns mörka områden som i storlek liknar Xanadu, som omger satelliten längs ekvatorn, som ursprungligen identifierades som metanhav [ 68] . Radarstudier har dock visat att de mörka ekvatorialområdena nästan överallt är täckta med långa parallella rader av sanddyner som sträcker sig i riktning mot de rådande vindarna (från väster till öster) i hundratals kilometer - de så kallade "kattskrapor" [ 69] .

Den mörka färgen på låglandet förklaras av ackumuleringen av partiklar av kolväte "damm" som faller från den övre atmosfären, tvättas bort av metanregn från kullarna och förs till ekvatorialområdena av vindar. Damm kan blandas med issand [69] [70] .

Metanfloder och sjöar

Möjligheten av förekomsten av floder och sjöar på Titans yta fylld med flytande metan föreslogs på grundval av data som samlats in av Voyager 1 och Voyager 2, som visade förekomsten av en tät atmosfär av lämplig sammansättning och de erforderliga temperaturerna för att hålla metan i flytande tillstånd. 1995 gjorde data från Hubble- teleskopet och andra observationer det möjligt att direkt bevisa förekomsten av flytande metan på ytan i form av enskilda sjöar eller till och med hav, liknande jordens [71] .

Cassini-uppdraget 2004 bekräftade också denna hypotes, men inte omedelbart. När rymdfarkosten anlände till det Saturniska systemet hoppades forskarna kunna upptäcka vätskan genom att reflektera solljus, men till en början kunde ingen bländning upptäckas [72] .

I juli 2009 registrerades reflektionen av solljus (bländning) från den släta ytan av en vätskebassäng i det infraröda området , vilket blev ett direkt bevis på existensen av sjöar [73] .

Tidigare nära polerna visade Cassini-radarn närvaron av en mycket platt och / eller mycket absorberande yta, vilket är reservoarer för flytande metan (eller metan-etan), vars existens länge var osäker. Särskilt i juni 2005 avslöjade Cassini-bilder en mörk formation med mycket tydliga gränser i den södra polarregionen, som identifierades som en flytande sjö. Den fick namnet Lake Ontario [74] [75] . Tydliga radarbilder av sjöar i den nordliga polarregionen Titan erhölls i juli 2006 [76] . Radartäckning av Mezzoramia- regionen på höga latituder på det södra halvklotet visade närvaron av ett utvecklat flodsystem, en kustlinje med karakteristiska spår av erosion och en yta täckt med vätska för närvarande eller på senare tid [8] [77] .

I mars 2007 upptäckte Cassini flera gigantiska sjöar nära Nordpolen, varav den största ( Krakenhavet ) når en längd av 1000 km och är jämförbar i yta med Kaspiska havet , en annan ( Ligeiahavet ) med en yta på 100 000 km² överstiger någon av terrestra sötvattensjöar [78] .

I juni 2012 upptäckte astronomer som studerade bilder tagna av Cassini från 2004 till 2008 en 1 meter djup metansjö i ökenekvatorialregionen Titan [79] . Sjön kunde ses tack vare skjutning i det infraröda området. Dess längd är cirka 60 och dess bredd är cirka 40 kilometer [80] . Utöver denna sjö upptäcktes ytterligare fyra formationer, som mer påminner om terrestra träsk [79] .

Enligt Cassini-data och datorberäkningar är sammansättningen av vätskan i sjöarna följande: etan (76-79%), propan (7-8%), metan (5-10%). Dessutom innehåller sjöarna 2-3% vätecyanid och cirka 1% buten , butan och acetylen [81] [82] . Enligt andra uppgifter är huvudkomponenterna etan och metan. Reserverna av kolväten i sjöar är flera gånger större än de totala reserverna av olja och gas på jorden [83] . NASA-forskare har föreslagit [84] att under vissa förhållanden kan isflak bildas på ytan av Titans sjöar. Sådan is måste vara mättad med gas (mer än 5%) för att förbli på sjöns yta och inte sjunka till botten.

De flesta av sjöarna finns i den norra polarregionen, medan det nästan inte finns några i den södra. Detta kan förklaras av säsongsmässiga förändringar - var och en av de fyra årstiderna på Titan varar cirka 7 jordår, och under denna tid kan metan torka upp i reservoarerna på en halvklot och transporteras av vindar till en annan [85] [86] .

När sonden " Huygens " gick ner i Titans atmosfär, togs fotografier [87] , som visar ljusa kullar och kanaler som korsar dem och flyter in i ett mörkt område. "Huygens" satt tydligen i det mörka området, och det visade sig vara med en fast yta [88] . Jordens sammansättning på landningsplatsen liknar våt sand (eventuellt bestående av iskorn blandade med kolväten). Ständigt fallande duggregn kan fukta jorden .

På bilderna direkt från ytan syns stenar (troligen is) av rund form. Denna form kan ha bildats som ett resultat av långvarig exponering för vätska. Förmodligen, i ekvatorialregionen där Huygens landade, är endast tillfälliga torkning av metansjöar möjliga , som bildas efter extremt sällsynta regn.

Intern struktur och geologi

Titan är ungefär hälften vattenis och hälften sten . Till sin sammansättning liknar Titan vissa andra stora satelliter av gasplaneter : Ganymedes , Europa , Callisto , Triton , men skiljer sig mycket från dem i atmosfärens sammansättning och struktur.

Titan har enligt beräkningar en fast kärna, bestående av stenar, med en diameter på cirka 3400 km, som är omgiven av flera lager vattenis [89] . Det yttre lagret av manteln består av vattenis och metanhydrat , medan det inre lagret består av komprimerad, mycket tät is. Mellan dessa skikt är förekomsten av ett skikt av flytande vatten möjlig.

Liksom andra satelliter av Jupiter och Saturnus, som till exempel Io och Enceladus , påverkas Titan av betydande tidvattenkrafter , som spelar en betydande roll i satellitens tektoniska processer, värmer upp dess kärna och stödjer vulkanisk aktivitet .

Hypotetiskt hav under ytan

Ett antal forskare lägger fram en hypotes om förekomsten av ett globalt hav under ytan [90] . Saturnus kraftfulla tidvattenverkan kan leda till uppvärmning av kärnan och upprätthållande av en temperatur som är tillräckligt hög för att det finns flytande vatten [91] . En jämförelse av Cassini-bilderna från 2005 och 2007 visade att landskapsdetaljer hade förskjutits med cirka 30 km. Eftersom Titan alltid vänds mot Saturnus på ena sidan kan en sådan förskjutning förklaras av att den isiga skorpan är separerad från satellitens huvudmassa av ett globalt vätskeskikt [91] .

Man antar att vattnet innehåller en betydande mängd ammoniak (ca 10%), som verkar på vattnet som ett frostskyddsmedel [92] , det vill säga sänker dess fryspunkt. I kombination med det höga tryck som utövas av satellitens skorpa kan detta vara en ytterligare förutsättning för existensen av ett hav under ytan [93] [94] .

Enligt de uppgifter som släpptes i slutet av juni 2012 och som tidigare samlats in av rymdfarkosten Cassini borde det verkligen finnas ett hav under Titans yta på ett djup av cirka 100 km, bestående av vatten med en möjlig liten mängd salter [95 ] . Baserat på gravitationskartan för satelliten, byggd enligt Cassini- data , föreslog forskare att vätskan i Titans underjordiska hav kännetecknas av ökad densitet och extrem salthalt. Troligtvis är det en saltlake , som innehåller salter som innehåller natrium, kalium och svavel. Dessutom, i olika delar av satelliten, är havets djup inte detsamma - på vissa ställen fryser vattnet, från insidan bygger upp en isskorpa som täcker havet, och vätskeskiktet på dessa platser är praktiskt taget inte anslutet med Titans yta. Den starka salthalten i hav under ytan gör det nästan omöjligt för liv att existera i det [96] .

Kryovulkanism

Titan har tydliga tecken på vulkanisk aktivitet. Men trots likheten mellan vulkanernas form och egenskaper är det inte silikatvulkaner som verkar på satelliten, som på jorden eller Mars och Venus , utan de så kallade kryovulkanerna , som med största sannolikhet bryter ut med en vatten-ammoniak blandning med en inblandning av kolväten [97] .

Ursprungligen antogs förekomsten av vulkanism efter upptäckten av argon-40 i atmosfären , som bildas under sönderfallet av radioaktiva ämnen [98] . Senare registrerade Cassini en kraftfull källa till metan, som förmodligen är en kryovulkan. Eftersom ingen metankälla som kan upprätthålla en konstant mängd av detta ämne i atmosfären ännu har hittats på satellitens yta, tror man nu att huvuddelen av all metan kommer från kryovulkaner [99] [100] .

Dessutom registrerade astronomer i december 2008 två tillfälliga ljusformationer i atmosfären, men de visade sig vara för långlivade för att kunna misstas för ett väderfenomen. Det antas att detta var en följd av det aktiva utbrottet av en av kryovulkanerna [92] .

Vulkaniska processer på Titan, såväl som på jorden, orsakas av sönderfallet av radioaktiva element i satellitens mantel [92] . Magma på jorden är sammansatt av smälta stenar som är mindre täta än de jordskorpa som de bryter ut genom. På Titan är vatten-ammoniakblandningen mycket tätare än vattenisen genom vilken den bryter ut till ytan, därför krävs mer energi för att upprätthålla vulkanismen. En av källorna till sådan energi är Saturnus kraftfulla tidvatteneffekt på dess satellit [92] .

Observationer och forskning

Observation och studier av Titan, innan rymdfarkosten Pioneer 11 nådde Saturnus omloppsbana 1979 och gjorde olika mätningar av planeten och dess satelliter, gick i extremt långsam takt. 1907 hävdade den spanske astronomen José Comas Sola att han observerade mörkare på kanten av Titans skiva och två runda ljusa fläckar i mitten [101] . Som ett resultat av Gerard Kuipers observationer , som gjordes vintern 1943-1944 vid McDonald Observatory på Mount Lock med hjälp av en spektrograf fäst vid ett 82-tums (205 cm) reflekterande teleskop , 1944 [102] Titans atmosfär. upptäcktes [103] [104] .

Titan är inte synlig för blotta ögat, men kan observeras med ett amatörteleskop eller en stark kikare, observation är svår på grund av Titans närhet till Saturnus. Satelliten har en skenbar magnitud på +7,9 [105] .

Pioneer 11 och Voyager

Den första rymdfarkosten som flög nära Titan var Pioneer 11 , designad för att studera Jupiter och Saturnus. Den 1 september 1979 sände stationen fem bilder av Titan. Enligt de data som överfördes av sonden fann man att yttemperaturen är för låg för att det ska finnas liv [106] . Pioneer 11 passerade på ett avstånd av 353 950 km från satelliten. De resulterande fotografierna var för suddiga för att urskilja några detaljer [107] .

Betydande forskning har gjorts av Voyager 1 . Den 12 november 1980 passerade stationen 5600 km från Titan, men de resulterande bilderna tillät oss inte att urskilja några detaljer på ytan på grund av dis i atmosfären. Voyager 1 kunde bara studera atmosfärens sammansättning och bestämma grundläggande data som storlek och massa , och omloppstiden förfinades också [22] .

Voyager 2 flög genom Saturnussystemet den 25 augusti 1981. Eftersom enheten riktades till Uranus och utförde en gravitationsmanöver nära Saturnus, studerades Titan praktiskt taget inte.

Rymdteleskopet Hubble

De första fotografierna som kastade ljus på Titans ytstruktur togs av rymdteleskopet Hubble på 1990-talet. De infraröda bilderna visade metanmoln och organisk smog. Med en tydlig kontrast mellan mörka och ljusa områden på ytan skiljer sig Titan från andra liknande månar i solsystemet. Hubble -kratrarna som är gemensamma för andra satelliter hittades inte på Titan.

Man antog att ytans ljusa områden ligger högre än de mörkare; de skiljer sig också i sammansättning: ljusa områden kan innehålla vattenis, som ofta finns på Jupiters månar, medan mörka områden är täckta med sten eller organiskt material.

Cassini-Huygens

Den 15 oktober 1997 lanserades rymdfarkosten Cassini-Huygens , ett gemensamt projekt av NASA , ESA och ASI, från Cape Canaveral. Den skapades för att studera Saturnussystemet och i synnerhet dess måne Titan. Cassini är Saturnus första konstgjorda satellit. Den initiala livslängden för apparaten beräknades för 4 år.

Cassini har varit i omloppsbana runt Saturnus sedan 1 juli 2004. Som planerat gjordes den första förbiflygningen av Titan den 26 oktober 2004, på ett avstånd av endast 1200 km från ytan [88] . Titan är den mest avlägsna himlakroppen från jorden, som landades av en rymdsond [108] . Radarbilder tagna av Cassini avslöjar den komplexa strukturen på Titans yta.

Från 22 juli 2006 till 28 maj 2008 gjorde Cassini 21 förbiflygningar runt Titan (minimiavståndet var bara 950 km), under vilken tid bilder erhölls som bevisade förekomsten av metansjöar på Titan [109] .

Uppdraget förlängdes först till 2010 (ytterligare 21 förbiflygningar av Titan) och sedan till 2017 (ytterligare 56 förbiflygningar) [110] . Enheten avslutade sitt uppdrag den 15 september 2017 och brann upp i Saturnus atmosfär.

Utforskning med Huygens-sonden

Huygens- sonden separerade från Cassini den 25 december 2004 och landade på ytan den 14 januari 2005 [111] . "Huygens" är den andra enheten skapad av människan, placerad på ytan av planetens satellit efter enheter på månen .

Fallskärmsnedstigningen genom satellitens atmosfär tog Huygens 2 timmar 27 minuter 50 sekunder . Kollisionen av apparaten med Titans yta inträffade med en hastighet av 16 km / h (eller 4,4 m / s ), medan enheterna upplevde kortvariga överbelastningar , 15 gånger större än accelerationen av fritt fall på jorden.

Under nedstigningen tog Huygens prover på atmosfären. Vindhastigheten vid samma tidpunkt (på en höjd av 9 till 16 km) var cirka 26 km/h . Instrument ombord upptäckte ett tätt metangim (molnlager) på en höjd av 18-19 km , där atmosfärstrycket var cirka 50 kPa (5,1⋅10 3 kgf/m²) eller 380 mmHg. Utetemperaturen i början av nedstigningen var -202°C, medan den på Titans yta var något högre: -179°C.

Bilder tagna under nedstigningen visade en komplex relief med spår av vätskeverkan (flodbäddar och en skarp kontrast mellan ljusa och mörka områden - "kustlinjen") [112] . Det mörka området som Huygens kom ner på visade sig dock vara fast. Fotografierna tagna från ytan visar rundade stenar upp till 15 cm i storlek, med spår av exponering för vätska (sten) [99] .

Med hjälp av en extern mikrofon gick det att spela in vindljudet på Titan.

Landningsplatsen för enheten den 14 mars 2007 beslutades att döpas efter Hubert Curien, en av grundarna av European Space Agency [113] .

Planerade uppdrag

Som en del av det gemensamma NASA- och ESA-programmet för att studera Saturnus, Titan och Enceladus , är det planerat att skicka Titan Saturn System Mission , som kommer att innehålla: en omloppsstation och två sonder som utformats specifikt för att studera Titan. En sond är en ballong som kommer att sväva i atmosfären bland molnen. Enligt utvecklarna måste denna sond flyga runt hela satelliten minst en gång vid cirka 20 ° N. sh. på 10 km höjd [114] .

Den andra sonden kommer att behöva stänka ner i polarhavet av kolväten på ungefär 79° nordlig latitud. Precis som Huygens kommer apparaten att hoppa fallskärm. Sonden kommer att bli den första flytande apparaten utanför jorden. Tiden för dess arbete förväntas vara från 3 till 6 månader, med start från 6 timmars nedstigning genom atmosfären.

Inledningsvis planerades lanseringen av uppdraget till 2010. Men i februari 2009 tillkännagavs det att NASA och ESA hade gett Jupiter-systemuppdraget högre prioritet, och lanseringsdatumet flyttades tillbaka till någon gång på 2020-talet [115] .

Vissa forskare, inklusive NASA-anställd planetforskare Amanda R. Hendrix , tror att det enda alternativet för att placera en koloni i solsystemet inte är Månen eller Mars, utan Saturnus största måne, Titan. [116] [117]

Rymdfarkosten Dragonfly är planerad att skickas till Titan 2027, följt av en landning i Shangri-La- regionen 2034. Sedan kommer fordonet att flyga mot Selk- kratern , där flytande vatten kunde ha varit tidigare [118] .

Möjlighet till liv

Eftersom Saturnus och dess satelliter är utanför den beboeliga zonen , är uppkomsten av högorganiserat liv (liknande jorden) hypotetiskt omöjligt, men möjligheten av uppkomsten av enkla organismer utesluts inte av forskare [119] .

Trots de låga temperaturerna finns tillräckliga förhållanden på Titan för att kemisk utveckling ska börja . Den täta atmosfären av kväve och närvaron av organiska föreningar är ett intressant föremål för studier av exobiologer, eftersom liknande förhållanden kan finnas på den unga jorden. För låga temperaturer förhindrar dock den prebiotiska utvecklingsriktningen, i motsats till jorden [120] .

Stephen Benner vid University of Florida antyder att liv kan bildas i sjöar av flytande kolväten. Etan eller metan kan användas som lösningsmedel i en levande organisms biologiska processer. Samtidigt är den kemiska aggressiviteten hos dessa ämnen mycket lägre än för vatten. Således kan makromolekyler som proteiner och nukleinsyror vara mer stabila.

Så den 5 juni 2010 gjorde en grupp forskare från NASA ett uttalande att de hade hittat tecken på den möjliga existensen av de enklaste livsformerna på Titan. Dessa slutsatser gjordes baserat på analysen av data som erhållits från Cassini-sonden - genom att studera det ovanliga beteendet hos väte på satellitens yta, lade astrobiologen Chris McKay och professor John Zarnecki fram en hypotes om "andningen" av primitiva biologiska organismer, som representerar en annan form av liv än jorden, som använder metan och väte istället för vatten och syre [121] .

Enligt denna hypotes kunde organismer absorbera vätgas och livnära sig på acetylenmolekyler , medan metan skulle bildas under deras liv. Som ett resultat skulle Titan uppleva en brist på acetylen och en minskning av vätehalten nära ytan. Infraröda mätningar gjorda av Cassini-spektrometern visade inga spår av acetylen, även om det borde ha bildats i Titans mycket kraftfulla atmosfär under inverkan av solens ultravioletta strålning. Indirekta resultat tyder på att väte nära Titans yta också försvinner. McKay själv, kommenterade resultaten som erhållits för tidskriften New Scientist, och noterade att de var "mycket ovanliga och hittills kemiskt oförklarliga." "Naturligtvis är detta inte bevis på existensen av liv, men det är väldigt intressant," tillade forskaren [122] [123] . Forskare utesluter dock inte att de nya Cassini-data kan ha en helt annan förklaring [124] .

Inom en mycket avlägsen framtid kan förhållandena på Titan förändras avsevärt. Efter 6 miljarder år kommer solen att öka avsevärt i storlek och bli en röd jätte , temperaturen på satellitens yta kommer att öka till -70 ° C, tillräckligt hög för att det finns ett flytande hav av en blandning av vatten och ammoniak . Sådana förhållanden kommer att existera i flera hundra miljoner år, vilket är tillräckligt för utvecklingen av relativt komplexa livsformer [125] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 R. A. Jacobson. Planetsatellitmedelvärde omloppsparametrar . NASA/JPL (15 augusti 2009). Hämtad 10 juni 2010. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 R. A. Jacobson. et al. Tyngdkraftsfältet för det saturniska systemet från satellitobservationer och spårningsdata för rymdfarkoster  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 , nr. 6 . - P. 2520-2526 . - doi : 10.1086/508812 .
  3. ↑ D. R. Williams. Saturnian Satellite Faktablad . NASA (21 augusti 2008). Datum för åtkomst: 18 mars 2010. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011.
  4. ↑ G. Mitri et al. Kolvätesjöar på Titan  (engelska)  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Vol. 186 , nr. 2 . - s. 385-394 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.004 . Arkiverad från originalet den 27 februari 2008.
  5. ↑ 1 2 3 Niemann, HB et al. Överflöden av beståndsdelar i Titans atmosfär från GCMS-instrumentet på Huygens-sonden  //  Nature volym=438 : journal. - 2005. - Nej . 7069 . - s. 779-784 . - doi : 10.1038/nature04122 . — PMID 16319830 .
  6. ↑ Coustenis, Athéna och Taylor, FW Titan: Exploring an Earthlike World . - World Scientific , 2008. - S. 154-155. — ISBN 9789812705013 .
  7. ↑ Nyhetsdrag: Sagan om Saturnus (länk ej tillgänglig) . NASA /JPL. Tillträdesdatum: 8 januari 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. 
  8. ↑ 1 2 3 Stofan, ER; Elachi, C.; et al. Titansjöarna  (engelska)  // Nature. - 2007. - 4 januari ( vol. 445 , nr 1 ). - S. 61-64 . - doi : 10.1038/nature05438 . — .
  9. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens upptäcker Luna Saturni . Astronomi Dagens bild . NASA (25 mars 2005). Hämtad 18 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  10. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps. Om Titans interna struktur och dynamik // Planetary and Space Science . - 2000. - T. 48 , nr 7-8 . - S. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  11. ↑ AD Fortes. Exobiologiska implikationer av ett möjligt ammoniakvattenhav inuti Titan  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Vol. 146 , nr. 2 . - S. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  12. ↑ Christiaan Huygens: Upptäckaren av Titan . ESA (24 september 2003). Hämtad 17 juli 2010. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  13. ↑ Teleskop av Huygens, Christiaan Huygens, Haag, 1683 (otillgänglig länk) . Datum för åtkomst: 18 mars 2010. Arkiverad från originalet den 9 juli 2007. 
  14. ↑ Ovidius, "Snabb", bok 1, rad 305: "De vände iakttagande ögon till de avlägsna ljusen", översatt från latin av F. A. Petrovsky, citat från publikationen: Publius Ovid Nason. Elegier och små dikter. M., "Fiction", 1973
  15. ↑ Lynn, WT Upptäckten av  Titan //  Observatoriet. - 1888. - Vol. 11 . - s. 338-340 . - .
  16. ↑ GD Cassini. En upptäckt av två nya planeter om Saturnus, gjord i Royal Parisian Observatory av Signor Cassini, stipendiat i de båda Royal Societies, i England och Frankrike; English't out of French  (engelska)  // Philosophical Transactions: journal. - 1673. - Vol. 8 , nr. 1673 . - P. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 .
  17. ↑ Mr. Lassell. Observationer av Mimas, Saturnus närmaste och mest inre satellit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1847. - 12 november ( vol. 8 , nr 1 ). — S. 42 . Arkiverad från originalet den 14 maj 2011.
  18. ↑ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A.M.; Farinella, P. Resonanser och nära ansatser.   I. Titan -Hyperion-fallet // Earth, Moon, and Planets : journal. - Springer , 1980. - April ( vol. 22 , nr 2 ). - S. 141-152 . - doi : 10.1007/BF00898423 .  (inte tillgänglig länk)
  19. ↑ JPL HORIZONS solsystemdata och efemerisk beräkningstjänst . NASA/JPL. Hämtad 19 augusti 2007. Arkiverad från originalet 20 augusti 2011.
  20. ↑ EVS-öarna: Titans namnlösa metanhav . Tillträdesdatum: 22 oktober 2009. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  21. ↑ Förbättrade Saturnpositioner hjälper rymdskeppnavigering, planetstudier, grundläggande fysik . Hämtad 10 juli 2015. Arkiverad från originalet 19 april 2016.
  22. ↑ 1 2 James Richardson, Ralph Lorenz, Alfred McEwen. Titans yta och rotation : Nya resultat från Voyager 1-bilder   // Icarus . - 2004. - Juli ( vol. 170 , nr 1 ). - S. 113-124 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.010 . - . Arkiverad från originalet den 23 augusti 2009.
  23. ↑ Lunine, J. Jämföra triaden av stora månar . Astrobiology Magazine (21 mars 2005). Hämtad 20 juli 2006. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  24. ↑ Prentice AJR Titan vid tiden för Cassini-rymdfarkostens första förbiflygning: en förutsägelse för dess ursprung, kemiska sammansättning och inre fysisk struktur . Arkiv (2006). Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 24 juli 2018.
  25. ↑ 1 2 3 M. Fulchignoni, F. Ferri, F. Angrilli et al. In situ-mätningar av de fysiska egenskaperna hos Titans miljö  (engelska)  // Nature : journal. - 2005. - 8 december ( vol. 438 ). - doi : 10.1038/nature04314 . Arkiverad från originalet den 13 april 2016.
  26. ↑ 1 2 Elizabeth P. Turtle. Utforska Titans yta med Cassini-Huygens . Smithsonian (2007). Hämtad 18 april 2009. Arkiverad från originalet 20 juli 2013.
  27. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. "Systems of Jupiter and Saturn: Formation, composite and internal structure of large satellites", förlag URSS, 2009 (otillgänglig länk) . Hämtad 12 oktober 2009. Arkiverad från originalet 18 juli 2013. 
  28. ↑ Athena Coustenis, FW Taylor. Titan: En jordliknande måne . - World Scientific , 1999. - S. 10-12. Arkiverad 30 juli 2017 på Wayback Machine
  29. ↑ 1 2 3 4 Titan skapade atmosfären under ett kometbombardement Arkiverad 18 maj 2021 vid Wayback Machine  (ryska)
  30. ↑ JH Waite (Jr) et al . Jonneutral masspektrometer resultat från Titans första förbiflygning  //  Science : journal. - 2005. - Vol. 308 , nr. 5724 . - s. 982-986 . - doi : 10.1126/science.1110652 . — PMID 15890873 .
  31. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, HK Biernat. Solpartikelns och strålningsmiljöns inverkan på Titans atmosfärs utveckling  //  Advances in Space Research : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 36 . - S. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
  32. ↑ Saturnus mån Titan kan ha varit en planetarisk boxningssäck Arkiverad 19 september 2020 på Wayback Machine 
  33. ↑ A. Coustenis. Bildning och utveckling av Titans atmosfär // Rymdvetenskapsrecensioner . - Springer , 2005. - T. 116 . - S. 171-184 . - doi : 10.1007/s11214-005-1954-2 .
  34. ↑ 1 2 J. H. Waite Jr., D.T. Young, T.E. Cravens et al. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere  (engelska)  // Science  : op. vetenskaplig tidning . - 2007. - Vol. 316 , nr. 5826 . - s. 870-875 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1139727 . Arkiverad från originalet den 24 september 2015. . — ( PDF Arkiverad 29 april 2014 på Wayback Machine ).
  35. ↑ Tholins in the Devil Darling Encyclopedia  (engelska)  (otillgänglig länk) . The Encyclopedia of Science . Hämtad 27 februari 2012. Arkiverad från originalet 24 februari 2012.
  36. ↑ AJ Coates, FJ Crary, GR Lewis, DT Young, JH Waite och EC Sittler. Upptäckt av tunga negativa joner i Titans jonosfär  (engelska)  // Geophys. Res. Lett. : journal. - 2007. - Vol. 34 . — P.L22103 . - doi : 10.1029/2007GL030978 .
  37. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Jupiter och Saturnus system: Bildning, sammansättning och inre struktur. - M. : LKI, 2009. - S. 478. - ISBN 9785382009865 .
  38. ↑ Baez, John Denna veckas fynd i matematisk fysik (länk ej tillgänglig) . University of California , Riverside (25 januari 2005). Datum för åtkomst: 22 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. 
  39. ↑ Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann et al. Titans metancykel  (engelska)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 2006. - Vol. 54 , nr. 12 . — S. 1177 . - doi : 10.1016/j.pss.2006.05.028 . - .
  40. ↑ 1 2 Hur vinden blåser på Titan (länk ej tillgänglig) . NASA/JPL (1 juni 2007). Hämtad 2 juni 2007. Arkiverad från originalet 22 maj 2008. 
  41. ↑ Carolina Martinez. NASA-observationer hjälper till att bestämma Titans vindhastigheter . NASA (2005). Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  42. ↑ Regn, vindar och dis under nedstigningen till Titan . ESA (30 november 2005). Hämtad 10 juni 2010. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  43. ↑ Leonid Popov. Vårduschar öppnar på Titan . Membrana.ru (18 mars 2011). Hämtad 1 maj 2013. Arkiverad från originalet 20 april 2013.
  44. ↑ Vind eller regn eller kyla från Titans natt? . Astrobiology Magazine (11 mars 2005). Tillträdesdatum: 24 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  45. ↑ Rannou, R.; et al. Den latitudinella distributionen av moln på Titan   // Science . - 2006. - Januari ( vol. 311 , nr 5758 ). - S. 201-205 . - doi : 10.1126/science.1118424 . — PMID 16410519 . Arkiverad från originalet den 16 september 2009.
  46. ↑ Metanduschar visade sig vara orsaken till Titans "våta" klimat . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 19 april 2021.
  47. ↑ Carolyn Porco. Titan (inte tillgänglig länk) . NASA (29 november 2007). Hämtad 10 juni 2010. Arkiverad från originalet 15 mars 2008. 
  48. ↑ Schröder, SE; Tomasko, M.G.; Keller, HU Reflexionsspektrumet för Titans yta som bestämts av Huygens  //  American Astronomical Society, DPS möte #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society: tidskrift. - 2005. - Augusti ( vol. 37 , nr 726 ). Arkiverad från originalet den 9 augusti 2018.
  49. ↑ C. A. Hasenkopf. OPTISKA EGENSKAPER HOS TITAN HAZE LABORATORY ANALOGER MED HÅLLIGHETSRING NER SPEKTROSKOPI . Workshop on Planetary Atmospheres (2007) . Hämtad 16 oktober 2007.
  50. ↑ Första "in situ" sammansättningsmätningar gjorda i Titans atmosfär . ESA (30 november 2005). Hämtad 10 juni 2010. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  51. ↑ 1 2 Cassini bilder Mammoth moln som uppslukar Titans nordpol . NASA (2007). Hämtad 14 april 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  52. ↑ Kontoret för mediarelationer: Cassini avbilda centrallaboratoriet för funktioner. Cassini finner kolväteregn kan fylla sjöarna (inte tillgänglig länk) . Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Datum för åtkomst: 29 januari 2009. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011. 
  53. ↑ Emily L. , Schaller; Brown, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. Ett stort molnutbrott vid Titans sydpol  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Februari ( nr 182 ). - S. 224-229 . Arkiverad från originalet den 13 november 2012.
  54. ↑ Det regnade på Titans ekvator för första gången på sju år . Lenta.ru (18 mars 2011). Hämtad 18 mars 2011. Arkiverad från originalet 21 mars 2011.
  55. ↑ NASA Cassini-bild: Radarbilder Titans sydpol (2008). Tillträdesdatum: 11 januari 2008. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011.
  56. ↑ Hejdå, Dennis . Go Ahead, Take a Spin on Titan - Saturnus största måne har bensin för regn, sot för snö och ett hav av ammoniak under ytan. Nu finns det en karta som hjälper dig att söka efter möjligt liv där. , The New York Times  (3 december 2019). Arkiverad från originalet den 5 december 2019. Hämtad 5 december 2019.
  57. ↑ Battersby, Stephen Titans komplexa och märkliga värld avslöjad (länk otillgänglig) . New Scientist (29 oktober 2004). Hämtad 31 augusti 2007. Arkiverad från originalet 14 januari 2008. 
  58. ↑ Rymdskepp: Cassini Orbiter Instruments, RADAR (inte tillgänglig länk) . NASA/JPL. Hämtad 31 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. 
  59. ↑ Cassini avslöjar att Titans Xanadu-region är ett jordliknande land . Science Daily (23 juli 2006). Hämtad 27 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  60. ^ Lorenz, R.D.; Callahan, PS; et al. Titans form, radie och landskap från Cassini Radar Altimetry  (engelska)  // Lunar and Planetary Science Conference : tidskrift. - 2007. - Mars ( vol. 38 ). Arkiverad från originalet den 26 september 2007.
  61. ↑ Cassini spionerar på Titans högsta toppar . Hämtad 2 april 2016. Arkiverad från originalet 19 augusti 2016.
  62. ↑ Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan (länk ej tillgänglig) . NASA/JPL. Hämtad 16 december 2006. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. 
  63. ↑ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. Ytspektrala variationer i global skala på Titan sett från Cassini/VIMS   // Icarus :  journal. - Elsevier , 2006. - Januari ( vol. 186 , nr 1 ). Arkiverad från originalet den 25 juli 2011.
  64. ↑ 1 2 Gilliam AE, Jurdy DM Titans nedslagskratrar och tillhörande floddrag: Bevis för ett hav under ytan?  // 45:e Lunar and Planetary Science Conference, hölls 17-21 mars 2014 i The Woodlands, Texas. LPI-bidrag nr. 1777, s. 2435. - 2014. - . Arkiverad från originalet den 26 juli 2014.
  65. ↑ PIA07365: Circus Maximus . NASA/JPL. Hämtad 4 maj 2006. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  66. ↑ Titan får en "makeover" på dynen . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 17 juni 2019.
  67. ↑ 1 2 Lopes, RMC; Kirk, R.L.; Mitchell, KL et al. Cryovolcanism on Titan: Nya resultat från Cassini RADAR och VIMS  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2013. - Vol. 118 , nr. 3 . - s. 416-435 . doi : 10.1002 / jgre.20062 . - . Arkiverad från originalet den 7 november 2017.
  68. ↑ R. Lorenz. Glittret från avlägsna hav   // Vetenskap . - 2003. - Vol. 302 . - S. 403-404 . - doi : 10.1126/science.1090464 . — PMID 16675686 . Arkiverad från originalet den 23 augusti 2009.
  69. ↑ 1 2 Goudarzi, Sara Saharas sanddyner hittades på Saturnus måne Titan . SPACE.com (4 maj 2006). Hämtad 6 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  70. ^ Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J., et al. Titans sandhav: Cassini RADAR observationer av längsgående sanddyner  (engelska)  // Science : journal. - 2006. - Vol. 312 . - s. 724-727 . - doi : 10.1126/science.1123257 .
  71. ↑ S.F. Dermott, C. Sagan ,. Tidvatteneffekter av frånkopplade kolvätehav på Titan  (engelska)  // Nature : journal. - 1995. - Vol. 374 . - S. 238-240 . - doi : 10.1038/374238a0 .
  72. ↑ Bortman, Henry Titan: Var är det våta? (inte tillgänglig länk) . Astrobiology Magazine (28 oktober 2004). Hämtad 5 februari 2011. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. 
  73. ↑ Forskare såg först flytande materia utanför jorden . RIA Novosti (21 december 2009). Datum för åtkomst: 21 december 2009. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011.
  74. ↑ Emily Lakdawalla . Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan? (inte tillgänglig länk) . The Planetary Society (28 juni 2005). Hämtad 14 oktober 2006. Arkiverad från originalet 5 juni 2011. 
  75. ↑ NASA bekräftar flytande sjö på Saturnusmånen . NASA (2008). Hämtad 20 december 2009. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  76. ↑ Cassini hittar sjöar i Titans arktiska  region . NASA/JPL. Datum för åtkomst: 22 januari 2010. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011.
  77. ↑ Det efterlängtade havet hittades på Titan . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 15 februari 2016.
  78. ↑ Cassini rymdskepp bilder Hav på Saturnus Moon Titan  . NASA/JPL. Datum för åtkomst: 22 januari 2010. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011.
  79. ↑ 1 2 Caitlin A. Griffith, Juan M. Lora, Jake Turner, Paulo F. Penteado, Robert H. Brown, Martin G. Tomasko, Lyn Doose & Charles See. Möjliga tropiska sjöar på Titan från observationer av mörk terräng   // Nature . - 14 juni 2012. - Iss. 486 . - S. 237-239 . - doi : 10.1038/nature11165 .
  80. ↑ Maggie McKee. Tropiska sjöar på Saturnus måne kan utöka alternativen för livet . - Nature, 13 juni 2012. - doi : 10.1038/nature.2012.10824 . Arkiverad från originalet den 26 juli 2020.
  81. ↑ D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunin; P. Lavvas & V. Vuitton (2009), En uppskattning av den kemiska sammansättningen av Titans sjöar, arΧiv : 0911.1860v1 [astro-ph]. 
  82. ↑ Astronomer har bestämt den kemiska sammansättningen av sjöar på Titan . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 11 oktober 2011.
  83. ↑ Titans ytorganiska ämnen överträffar oljereserver på jorden  . NASA. Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  84. ↑ Forskare talar om "flak" av metan på Titan . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 13 april 2021.
  85. ↑ Cook, J.-RC Glint av solljus bekräftar vätska i Northern Lake District of Titan . NASA (17 december 2009). Hämtad 18 december 2009. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  86. ↑ Emily Lakdawalla . Cassini VIMS ser den efterlängtade glimten från en Titansjö . Planetary Society Blogg . Planetary Society (17 december 2009). Hämtad 17 december 2009. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  87. ↑ Råbilder från Huygens sondnedstigning den 14 januari  2005 . ESA. Datum för åtkomst: 22 januari 2010. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011.
  88. ↑ 1 2 PIA08630: Lakes on Titan . NASA/JPL. Hämtad 14 oktober 2006. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  89. ↑ 1 2 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin. Titans interna struktur härleds från en kopplad termisk-orbital modell  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 , nr. 2 . - s. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 . Arkiverad från originalet den 11 juni 2016.
  90. ↑ Hav hittat på Titan (otillgänglig länk) . Jorden runt (21 mars 2008). Hämtad 8 april 2008. Arkiverad från originalet 6 juni 2013. 
  91. ↑ 1 2 David Shiga, Titans föränderliga spinn tipsar om dolda hav Arkiverad 30 april 2015 på Wayback Machine , New Scientist, 20 mars 2008
  92. ↑ 1 2 3 4 Alan Longstaff. Är Titan (cryo) vulkaniskt aktiv? // Astronomi nu. - Royal Observatory, Greenwich, 2009. - Februari. - S. 19 .
  93. ↑ "Titan hittade ett intraplanetärt hav" (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 3 november 2011.  // " Trinity option - Science ", nr 12, 2008.
  94. ↑ Hemligt vattenhav och fri skorpa upptäckt på Titan (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 7 december 2009.  på freescince.narod.ru
  95. ↑ Underjordiskt hav hittat på Titan . Titta (29 juni 2012). Hämtad 29 juni 2012. Arkiverad från originalet 30 juni 2012.
  96. ↑ Havet på Saturnus måne visade sig vara lika salt som Döda havet . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 9 oktober 2018.
  97. ↑ Carolina Martinez. Forskare upptäcker möjlig Titan-vulkan . NASA (8 juni 2005). Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  98. ↑ Tobias Owen. Planetvetenskap: Huygens återupptäcker Titan   // Nature . - 2005. - Vol. 438 . - s. 756-757 . - doi : 10.1038/438756a .
  99. ↑ 1 2 Att se, röra och lukta på Titans utomordentligt jordliknande värld . ESA (21 januari 2005). Hämtad 28 mars 2005. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  100. ↑ David L. Chandler. Kolvätevulkan upptäckt på Titan (otillgänglig länk) . New Scientist (8 juni 2005). Hämtad 7 augusti 2007. Arkiverad från originalet 19 september 2007. 
  101. ↑ P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole. Solsystemets atlas . - 1990. - ISBN 0-517-00192-6 .
  102. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Jupiter och Saturnus system: Bildning, sammansättning och inre struktur. - M. : LKI, 2009. - S. 476. - ISBN 9785382009865 .
  103. ↑ GP Kuiper. Titan: a Satellite with an Atmosphere  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1944. - Vol. 100 . — S. 378 . - doi : 10.1086/144679 . Arkiverad från originalet den 4 juni 2016.
  104. ↑ Silkin, 1982 , sid. 154-155.
  105. ↑ Benton Julius L. Jr. Saturnus och hur man observerar den // Springer London. - 2005. - S. 141-146 . - doi : 10.1007/1-84628-045-1_9 .
  106. ↑ Pionjäruppdragen . // NASA (26 mars 2007). Hämtad 19 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  107. ↑ Pioneer XI ( otillgänglig länkhistorik ) . // NASA. Hämtad: 19 augusti 2007. 
  108. ↑ Huygens exponerar Titans yta . utrymme idag. Hämtad 19 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  109. ↑ CASSINI PÅ SATURNUS - Saturn turnerar daterar . NASA/JPL. Hämtad 31 oktober 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  110. ↑ Cassinis föreslagna utökade uppdragsresa . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 4 mars 2012.
  111. ↑ Lingard, Steve; Norris, Pat. Hur man landar på Titan . - Ingenia, 2005. - Juni ( nr 23 ). Arkiverad från originalet den 21 juli 2011.
  112. ↑ Cassini vid Saturnus: Introduktion (länk ej tillgänglig) . NASA/JPL. Hämtad 6 september 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. 
  113. ↑ Huygens landningsplats ska uppkallas efter Hubert Curien . ESA (5 mars 2007). Hämtad 6 augusti 2007. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  114. ↑ Uppdragssammanfattning: TANDEM/TSSM Titan och Enceladus uppdrag (länk ej tillgänglig) . ESA (2009). Tillträdesdatum: 30 januari 2009. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011. 
  115. ↑ Rincon, Paul (18 februari 2009), Jupiter i rymdorganisationernas sikte , BBC News , < http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm > Arkiverad 21 februari 2009 kl. Wayback- maskinen 
  116. ↑ Hendrix, Charles Wohlforth, Amanda R. Låt oss kolonisera Titan . Scientific American Blog Network . Hämtad 28 november 2016. Arkiverad från originalet 8 augusti 2018.
  117. ↑ admin Titan kan vara den bästa platsen för en koloni i solsystemet - Nyheter om rymden (otillgänglig länk) . Nyheter om rymden (28 november 2016). Hämtad 28 november 2016. Arkiverad från originalet 29 november 2016. 
  118. ↑ Karen Northon. NASA:s Dragonfly-uppdrag till Titan kommer att leta efter ursprung, tecken på liv . NASA (27 juni 2019). Hämtad 19 juli 2019. Arkiverad från originalet 2 maj 2021.
  119. ↑ McKay, CP; Smith, HD Möjligheter för metanogent liv i flytande metan på Titans yta  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 178 , nr. 1 . - S. 274-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.018 .
  120. ↑ news.nationalgeographic.com (nedlänk) . Datum för åtkomst: 18 mars 2010. Arkiverad från originalet den 24 september 2008. 
  121. ↑ Vad förbrukar väte och acetylen på Titan? . NASA. Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  122. ↑ ITAR-TASS, 06/07/10, "Två möjliga tecken på existensen av primitivt liv på Saturnus måne Titan upptäcktes av NASA:s Cassini-sond" (från ett betalband)
  123. ↑ Vem åt väte på Titan Arkivkopia daterad 4 mars 2016 på Wayback Machine // Gazeta.ru, 06/07/10
  124. ↑ NASA kan ha hittat tecken på liv på Saturnus måne . RIA Novosti (5 juni 2010). Hämtad 5 juni 2010. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  125. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan under en röd jättesol: En ny sorts "beboelig" måne (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona (1997). Hämtad 21 mars 2008. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.

Litteratur

  • Silkin B.I. I en värld av många månar. — M .: Nauka , 1982. — 208 sid. — 150 000 exemplar.

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Tematiska platser
Ordböcker och uppslagsverk
 Titan
Geografi
Yta
lättnadsdetaljerLista över Titan ytdetaljer
Studie
Andra ämnen
  • Kategori: Titan
  • Portal: Astronomi
  • Wikimedia Commons:Titanium
 Himlakroppar som har landsatts av jordbunden AMS
planeter
satelliter
Nära jordens asteroider
Kometer
  • 9P/Tempela 2005
  • 67P/Churyumova – Gerasimenko 2014
Visade är: namnet på den besökta himlakroppen; landsflagga och år för första landning ; de kroppar på vilka endast hårda landningar utfördes är markerade i färg.