Эта статья выставлена на рецензию

Титан (спутник): различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
(Показать все непатрулированные изменения)
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Строка 189: Строка 189:


[[Файл:Cassini peers over Titans harzy atmosphare to Saturns south pole.jpg|thumb|left|160px|Верхние слои атмосферы Титана и южный полюс Сатурна. "Кассини" 2005 год.]]
[[Файл:Cassini peers over Titans harzy atmosphare to Saturns south pole.jpg|thumb|left|160px|Верхние слои атмосферы Титана и южный полюс Сатурна. "Кассини" 2005 год.]]
Атмосфера Титана изначально состояла из [[аммиак]]а(NH3), затем началась [[дегазация]] спутника под действием [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового солнечного излучения]] с длиной волны в основном ниже 260 нм, это привело к тому, что аммиак стал разлагаться на [[атом]]ы [[азот]]а(N2) и [[водород]]а(H2) которые соединялись в молекулы азота(N2) и водорода(H2). Более тяжелый азот опускался вниз к поверхности, а более легкий водород улетучивался в [[космическое пространство]], так как низкая гравитация Титана не способна удержать и привести к накоплению этого вещества в атмосфере.
Атмосфера Титана изначально состояла из [[аммиак]]а(NH<sub>3</sub>), затем началась [[дегазация]] спутника под действием [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового солнечного излучения]] с длиной волны в основном ниже 260 нм<ref name = Waite2005>
{{cite journal
|author=J.H. Waite (Jr) ''et al''.
|year=2005
|title=Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan
|journal=Science
|volume=308 |issue=5724 |pages=982–986
|doi=10.1126/science.1110652
|pmid=15890873
}}</ref><ref name = Penz2005>
{{cite journal
|author=T. Penz, H. Lammer, Yu.N. Kulikov, H.K. Biernat
|year=2005
|title=The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution
|journal=Advances in Space Research
|volume=36 |pages=241–250
|doi=10.1016/j.asr.2005.03.043
}}</ref>, это привело к тому, что аммиак стал разлагаться на [[атом]]ы [[азот]]а(N) и [[водород]]а(H) которые соединялись в молекулы азота(N<sub>2</sub>) и водорода(H<sub>2</sub>). Более тяжелый азот опускался вниз к поверхности, а более легкий водород улетучивался в [[космическое пространство]], так как низкая гравитация Титана не способна удержать и привести к накоплению этого вещества в атмосфере.<ref name = Penz2005/>


Современные оценки потерь атмосферы Титана по сравнению с её первоначальными характеристиками производятся на основании анализа соотношения [[изотоп]]ов азота 14N/15N. Более легкий изотоп азота 14N должен теряться быстрее под воздействием нагрева и ионизации излучением. Так как соотношение 14N/15N на стадии образования Титана из протопланетного облака известно недостаточно хорошо, современные исследования дают 1,5—100 кратное уменьшение массы атмосферного азота по сравнению с первоначальным. При этом, несомненно, что с начала существования атмосферы Титана, её масса, в результате потерь в космос, уменьшилась не менее чем в 1,5 раза. Так как азот составляет 98 % всей современной атмосферы, анализ соотношения изотопов указывает на то, что бо́льшая часть его атмосферы была потеряна за время существования спутника.
Современные оценки потерь атмосферы Титана по сравнению с её первоначальными характеристиками производятся на основании анализа соотношения [[изотоп]]ов азота <sup>14</sup>N/<sup>15</sup>N. Более легкий изотоп азота <sup>14</sup>N должен теряться быстрее под воздействием нагрева и ионизации излучением. Так как соотношение <sup>14</sup>N/<sup>15</sup>N на стадии образования Титана из протопланетного облака известно недостаточно хорошо, современные исследования дают 1,5—100 кратное уменьшение массы атмосферного азота по сравнению с первоначальным.<ref name = Coustenis2004>
{{cite journal
|author=A. Coustenis
|year=2005
|title=Formation and Evolution of Titan's Atmosphere
|journal=Space Science Reviews
|volume=116 |pages=171–184
|doi=10.1007/s11214-005-1954-2
}}</ref> При этом, несомненно, что с начала существования атмосферы Титана, её масса, в результате потерь в космос, уменьшилась не менее чем в 1,5 раза. Так как азот составляет 98 % всей современной атмосферы, анализ соотношения изотопов указывает на то, что бо́льшая часть его атмосферы была потеряна за время существования спутника.<ref name = Coustenis2004>


====Структура====
====Структура====

Версия от 00:04, 20 марта 2010

Титан
Спутник Сатурна Титан в натуральном цвете. Снимок сделан аппаратом Cassini.
Титан в натуральных цветах (снимок «Кассини»)
Орбитальные характеристики
Большая полуось
(радиус) 		1 221 870 км
Эксцентриситет
(вытянутость) 		0,0288
Период обращения 15,945 дня
Наклон орбиты 0,34854°
(к сат. экватору)
Является спутником Сатурна
Физич. характеристики
Диаметр 5152 км
(0,404 земного ди-ра)[1]
Площадь поверхности 83 млн км²
Масса 1,3452x1023 кг[1]
Плотность 1,8798 г/см³[1]
Ускорение свободного
падения (сила тяжести) 		1,352 м/с²
(в 7 раз меньше
земного)
Вторая космическая

скорость

2,639 км/с
Период обращения
вокруг своей оси 		синхронизирован
(всегда повернут
к Сатурну одной
стороной)
Наклон осевого
вращения 		отсутствует
Альбедо
(отражательная
способность) 		0,22[2]
Температура поверхности 93,7 К (−179,5 °С)[3]
Характеристики
атмосферы
Давление у пов-сти 146,7 кПа
(в 1,5 раза больше
земного)
Содержание азота в среднем: 98,4 %

близ поверхности: 95 %

Содержание метана в среднем: 1,6 %

близ поверхности: 5 %[4]

У этого термина существуют и другие значения, см. Титан.

Тита́н (греч. Τιτάνας) — крупнейший спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера Ганимеда), является единственным, кроме Земли, телом в солнечной системе для которого точно доказано существование жидкости на поверхности.[5] [6]

Титан стал первым известным спутником Сатурна — в 1655 году его обнаружил голландский астроном Христиан Гюйгенс.[7]

Диаметр Титана — 5152 км. Таким образом, он больше Луны на 50 % и на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Также Титан превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ему по массе. Масса Титана составляет 95 % массы всех спутников Сатурна. Сила тяжести на нём составляет приблизительно одну седьмую земной.

Поверхность Титана в основном состоит из водяного льда и скальных пород, геологически молодая, в основном ровная, за исключением небольшого количества горных образований и кратеров, а также нескольких криовулканов. Плотная атмосфера окружающая Титан долгое время не позволяла увидеть астрономам поверхность спутника вплоть до прибытия аппарата Кассини-Гюйгенс в 2004 году.

Атмосфера в основном состоит из азота, также имеется небольшое количество метана и этана которые образуют облака и выпадают жидкими или твердыми осадками, образуя на поверхности озера и реки. Давление у поверхности примерно в 1,5 раза превышает давление земной атмосферы. Температура — минус 170—180 °C.

Несмотря на низкую температуру, Титан сопоставляется с Землёй на ранних стадиях развития, и имеется возможность, что на спутнике возможно существование простейших форм жизни, в частности в подземных водоемах, где условия могут быть гораздо более комфортные, чем на поверхности.[8][9]

Физические характеристики

Орбита Титана (выделена красным) среди других крупных спутников Сатурна. За пределами орбиты Титана — Япет и Геперион, внутри — Диона, Тетис, Энцелад и Мимас.

На долю Титана приходится более 95 % массы всех спутников Сатурна. Такая огромная концентрация массы приводит к спорам по поводу происхождения спутника.

До сих пор окончательно не решен вопрос о том сформировался ли Титан из пылевого облака общего с Сатурном или сформировался отдельно и впоследствии был захвачен гравитацией планеты. Последняя теория позволяет объяснить такое неравномерное распределение массы среди спутников.[10]

Средняя плотность Титана составляет 1,88г/см³, что является самой высокой плотностью среди спутников.

Орбита

Сравнение размеров Земли, Титана и Луны.

Радиус орбиты Титана составляет 1 221 870 км (20,3 радиуса Сатурна) и таким образом он находится вне колец Сатурна крайнее из которых (Е) находится в примерно в 750 000 км. Орбиты двух ближайших спутников проходят: в 242 000 км дальше от планеты (Гиперион) и в 695 000 км ближе к Сатурну (Рея). Орбиты Титана и Гипериона образуют орбитальный резонанс 3:4: Титан делает четыре оборота вокруг Сатурна, тогда как Геперион только 3.[11]

Полный оборот вокруг планеты Титан производит за 15 дней, 22 часа и 41 минуту со средней скоростью 5,57 км/с. Орбита спутника отлична от круговой и имеет эксцентриситет равный 0,0288[12]. Плоскость орбиты отклонена от экватора Сатурна и плоскости колец на 0,348°.

Как спутник Земли и другие спутники Сатурна Титан имеет синхронное вращение относительно планеты, это означает, что период оборота вокруг своей оси и вокруг Сатурна совпадают и спутник повернут к планете всегда одной и той же стороной. Вследствие этого на Титане есть точка поверхности, в которой Сатурн представляется висящим в зените, от меридиана, проходящего через эту точку, ведется отсчет координат.[13]

Изображение Титана, составленное из 4 инфракрасных фотографий сделанных «Кассини».

Ось вращения Сатурна имеет наклонение относительно плоскости эклиптики на 26,73°, это обеспечивает смену времен года на планете и её спутниках, в южных и северных полушариях. Каждый сезон длится примерно 7,5 земных лет, так как Сатурн делает полный оборот вокруг Солнца практически за 30 лет. Таким образом, первое лето третьего тысячелетия в южном полушарии Титана закончилось в августе 2009 года.

Центр масс Сатурна и Титана находится на удалении всего 290 км от центра планеты вследствие её 4227-кратного превосходства по массе.

Размеры и масса

Титан имеет диаметр 5152 км и является вторым по размеру спутником в солнечной системе, после спутника Юпитера, Ганимеда.

Длительное время астрономы считали, что размер Титана составляет 5550 км в диаметре и, следовательно, больше чем у Ганимеда, но исследование проведенное аппаратом Вояджер-1 показало наличие плотной и непрозрачной атмосферы, которая мешала точно определить размер объекта.[14]

Диаметр Титана, а также его плотность и масса схожи со спутниками Юпитера — Ганимедом и Каллисто.[15]Титан примерно на 50 % больше Луны, и на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Также Титан превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ей по массе. Ускорение свободного падения составляет 1,352м/с², это означает, что гравитация составляет примерно седьмую часть гравитации Земли(9,81м/с²).

Титан является достаточно крупным для поддержания высокой температуры внутреннего ядра, что делает его геологически активным.

Структура

Слоистая структура атмосферы, "Кассини" 2004 год, раскрашенное изображение.

Титан состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину — из скальных материалов.[16] Такой состав схож с некоторыми другими крупными спутниками газовых планет: Ганимедом, Европой, Каллисто, Тритоном. Но Титан сильно отличается от них составом и структурой своей атмосферы.

Атмосфера

Основная статья: Атмосфера Титана

Титан обладает обширной атмосферой более 400 км в толщину.[17] Поскольку ускорение свободного падения на спутнике составляет примерно одну седьмую часть от земного, то для создания давления 1.5 атм, масса атмосферы Титана должна быть на порядок больше земной.[18][19] Наличие метана в атмосфере приводит к процессам фотолиза в верхних слоях и образованию нескольких слоёв углеводородного «смога», из-за чего Титан является единственным спутником в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в оптическом диапазоне.

Происхождение

Верхние слои атмосферы Титана и южный полюс Сатурна. "Кассини" 2005 год.

Атмосфера Титана изначально состояла из аммиака(NH3), затем началась дегазация спутника под действием ультрафиолетового солнечного излучения с длиной волны в основном ниже 260 нм[20][21], это привело к тому, что аммиак стал разлагаться на атомы азота(N) и водорода(H) которые соединялись в молекулы азота(N2) и водорода(H2). Более тяжелый азот опускался вниз к поверхности, а более легкий водород улетучивался в космическое пространство, так как низкая гравитация Титана не способна удержать и привести к накоплению этого вещества в атмосфере.[21]

Современные оценки потерь атмосферы Титана по сравнению с её первоначальными характеристиками производятся на основании анализа соотношения изотопов азота 14N/15N. Более легкий изотоп азота 14N должен теряться быстрее под воздействием нагрева и ионизации излучением. Так как соотношение 14N/15N на стадии образования Титана из протопланетного облака известно недостаточно хорошо, современные исследования дают 1,5—100 кратное уменьшение массы атмосферного азота по сравнению с первоначальным.[22] При этом, несомненно, что с начала существования атмосферы Титана, её масса, в результате потерь в космос, уменьшилась не менее чем в 1,5 раза. Так как азот составляет 98 % всей современной атмосферы, анализ соотношения изотопов указывает на то, что бо́льшая часть его атмосферы была потеряна за время существования спутника.Ошибка в сносках?: Отсутствует закрывающий тег </ref> Практически отсутствует свободный кислород.

Так как титан не владеет существенным магнитным полем то его атмосфера, особенно верхние слои, сильно подвержена воздействию солнечного ветра. Кроме того она также подвержена действию космического излучения и солнечному облучению под воздействием которых, в частности ультрафиолета, молекулы азота и метана раскладываются на ионы или углеводородные радикалы. Эти фрагменты в свою очередь образуют, сложные органические соединения азота или соединения углерода, в том числе ароматические соединения(например бензол)[23]. Также в верхних слоях атмосферы образуется полиин — полимер с сопряженной тройной связью.

Углеводороды придают атмосфере оранжевый цвет (в частности, таков цвет неба, если смотреть с поверхности)[24]. Под воздействием Солнца весь метан был бы преобразован за 50 млн. лет, очень небольшой срок по сравнению с возрастом солнечной системы, однако этого не происходит, это означает, что запасы метана в атмосфере постоянно пополняются[25]. Одним из возможных источников метана может быть вулканическая активность.[26][27]

Климат

Строение атмосферы Титана

Температура у поверхности Титана составляет в среднем −180 °C. Из-за плотной и непрозрачной атмосферы[28] разница температуры между полюсами и экватором составляет всего 3 градуса. Такие низкие температуры и высокое давление противодействуют таянию водного льда, вследствие чего в атмосфере практически не содержится вода.

В высоких слоях атмосферы содержится большое количество метана, он должен был бы приводит к возникновению парникового эффекта и как следствие повышению температуры на спутнике. Однако оранжевый туман, состоящий из органических молекул, распространенный повсеместно в нижних слоях атмосферы хорошо поглощает солнечное излучение, однако пропускает инфракрасное от поверхности, что приводит к антипарниковому эффекту и охлаждает поверхность примерно на 10 градусов.[29][14]

Циркуляция атмосферных масс

Ветер у поверхности Титана обычно довольно слабый и составляет примерно 0,3м/с, на небольших высотах направление ветра менялось. На высотах более 10 км в атмосфере Титана постоянно дуют довольно сильные ветры. Их направление совпадает с направлением вращения спутника, а скорость растет с высотой с нескольких метров в секунду на высоте 10-30 км до 30 м/с на высоте 50-60 км сто приводит к образованию дифференциального вращения. На высотах более 120 км имеет место сильная турбулентность — её признаки были замечены ещё в 1980—1981 годах, когда через систему Сатурна пролетали космические аппараты «Вояджер». Однако неожиданностью стало то, что на высоте около 80 км в атмосфере Титана зарегистрирован штиль — сюда не проникают ни ветры, дующие ниже 60 км, ни турбулентные движения, наблюдаемые вдвое выше. Причины такого странного замирания движений пока не удаётся объяснить.

На основе данных собранных при спуске аппарата «Гюйгенс» о скорости ветров на разных высотах была создана модель о движении атмосферных масс на Титане. По полученным результатам атмосфера Титана представляет собой одну гигантскую ячейку Хадли.[30] Теплые массы воздуха поднимаются в южном полушарии в летний период и переносятся к северному полюсу где остывают и уже на более низких высотах возвращаются в южное полушарие. Примерно каждые 14,5 лет происходит смена направления циркуляции.[31]

Облачность и осадки
Атмосферный вихрь над северным полюсом."Кассини" 2006год.

Метан конденсируется в облака на высоте нескольких десятков километров. Согласно данным, полученным «Гюйгенсом», относительная влажность метана повышается с 45 % у поверхности до 100 % на высоте 8 км (при этом общее количество метана, наоборот, уменьшается). На высоте 8-16 км простирается очень разреженный слой облаков, состоящих из смеси жидкого метана с азотом, покрывающий половину поверхности спутника. Слабая изморось постоянно выпадает из этих облаков на поверхность, компенсируемая испарением.

В сентябре 2006 года Кассини зафиксировала огромное облако на высоте 40 км над северным полюсом Титана. Хотя известно что метан образует облака, но в данном случае это образование состояло скорее всего из этана так как размер зафиксированых частиц составлял всего 1-3 микрометра и именно этан способен конденсироваться на этой высоте. В декабре «Кассини» снова обнаруживает облачный покров над полюсом, в составе определяет метан, этан и еще одно органическое соединение. Облако достигало в диаметре 2400 километров и наблюдалось также в следующий пролет аппарата через месяц.[32] Ученые предполагают что в это время на полюсе спутника шел метано-этановый дождь или снег(если температуры достаточно низкая), нисходящие потоки в северных широтах достаточно сильны чтобы вызвать выпадение осадков.[33]

Также облака были зафиксированы в южном полушарии. Обычно они занимают не более 1 % поверхности, хотя это значение порой достигает 8 %. Такие различия в площади облачного покрова полушарий объясняется тем, что в южном полушарии сейчас лето, происходит интенсивный нагрев атмосферных масс, возникают восходящие потоки и как следствие конвекция. В таких условиях этан не способен образовать постоянный облачный покров, хотя этановая влажность достигает 100 %.[34]

Наблюдения показывают что высота и постоянство облачности зависит от широты. Так в высоких широтах (от 60° и выше) полушария в зимний период, распространены постоянные облака сформировавшиеся выше уровня тропосферы. В более низких широтах облака находятся на высоте 15-18 километров и являются небольшими по размеру и носят непостоянный характер. В полушарии с летним периодом облака формируются в основном в районе 40° широты и обычно не долговечны.[35]

Наземные наблюдения также показывают сезонные изменения в облачном покрове. Так за один 30-летний оборот вокруг Солнца вместе с Сатурном, на Титане в каждом полушарии в течение 25 лет формируются облака, а за тем в течение 4-5 лет исчезают перед тем как возникнуть вновь.[32]

Поверхность

Мультиспектральный снимок Титана. Светлая область в центре — «материк» Ксанаду
Карта поверхности полюсов Титана. По данным "Кассини", январь 2009.

Поверхность Титана, сфотографированная «Кассини» в различных спектральных диапазонах, в низких широтах разделена на несколько светлых и тёмных областей с чёткими границами.[36] В районе экватора на ведущем полушарии расположен светлый регион размером с Австралию (видимый также на инфракрасных снимках телескопа «Хаббл») представляющий собой возвышенность, вероятно, горный массив.[37] Он получил название Ксанаду (Xanadu).[38]

На радарных снимках, сделанных в апреле 2006 года, видны горные хребты высотой более 1 км, долины, русла рек, стекающих с возвышенностей, а также темные пятна (заполненные или высохшие озера).[39] Заметна сильная эрозия горных вершин, потоки жидкого метана во время сезонных ливней могли образовать пещеры в горных склонах. К юго-востоку от Ксанаду расположено загадочное образование Hotei Arcus, представляющее собой яркую (особенно на некоторых длинах волн) дугу. Является ли эта структура «горячим» вулканическим районом или отложением какого-то вещества (например, углекислотного льда), пока неясно.

В экваториальном светлом регионе Адири обнаружены протяженные цепи гор (или холмов) высотой до нескольких сотен метров. Предположительно, в южном полушарии может существовать массивный горный хребет протяжённостью около 150 км и высотой до 1,6 км. На вершинах гор имеются светлые отложения, возможно, залежи метана и других органических материалов.[40] Все это свидетельствует о тектонических процессах, формирующих поверхность Титана.

В целом рельеф Титана относительно ровный — вариация по высоте не более 2 км, однако локальные перепады высот, как показывают данные радара и стереоснимки, полученные «Гюйгенсом», могут быть весьма значительными; крутые склоны на Титане не редкость.[41] Это является результатом интенсивной эрозии при участии ветра и жидкости. Имеются несколько объектов, похожих на ударные кратеры, заполненные предположительно углеводородами. Многие кратеры могут быть захоронены под слоем осадков.[42] Поверхность Титана в умеренных широтах менее контрастна.

Многие особенности поверхности Титана могут быть объяснены как действием жидкости, так и следствием криовулканизма. Вулканический купол Ганеша, обнаруженный на радарном изображении в октябре 2004, напоминает щитовые вулканы Венеры.

Дюны

Имеются схожие с Ксанаду по размерам тёмные области, опоясывающие спутник по экватору, которые поначалу идентифицировались как метановые моря.[43] Радарные исследования, однако, показали, что тёмные экваториальные регионы почти повсеместно покрыты длинными параллельными рядами дюн, вытянутых в направлении преобладающих ветров (с запада на восток) на сотни километров — «кошачьи царапины». [44]

Тёмный цвет низменностей объясняется скоплением частиц углеводородной «пыли», выпадающей из верхних слоев атмосферы, смываемой метановыми дождями с возвышенностей и приносимой в экваториальные районы ветрами. Пыль может быть перемешана с ледяным песком.[44][45]

Метановые реки и озёра

Озёра на Титане в полярном регионе (на основе радарных снимков «Кассини»)

Возможность существования на поверхности Титана рек и озер наполненных жидким метаном была предложена на основе данных собранных аппаратами Вояджер-1 и Вояджер-2, которые показали существование плотной атмосферы соответствующего состава и нужных температур для поддержания метана в жидком состоянии. Однако прямых доказательств не было до 1995 года когда данные телескопа Хаббл и другие наблюдения подтвердили существование жидкого метана на поверхности в виде отдельных озер или даже океанов подобно земным.[46]

Отражение от жидкости в инфракрасном диапазоне в северной полярной области Титана.

Миссия Кассини в 2004 году также подтвердила эту гипотезу хоть и не сразу. Когда аппарат прибыл в систему Сатурна исследователи надеялись обнаружить жидкость с помощью отражения солнечного света, но сначала никаких бликов обнаружить не удалось.[47]

Вблизи полюсов радар «Кассини» показал наличие очень ровной и/или хорошо поглощающей поверхности, которая представляет собой жидкие метановые (либо метан-этановые) водоёмы, наличие которых долго было под сомнением. В июле 2009 года было зафиксировано отражение солнечного света (блик) от гладкой поверхности жидкого бассейна в инфракрасном диапазоне, что стало прямым доказательством существования озёр[48]. Чёткие радарные снимки озёр в северном арктическом регионе Титана получены в июле 2006 года [49]. Помимо этого, в июне 2005 года снимки «Кассини» выявили в южном полярном регионе тёмное образование с очень чёткими границами, которое также может быть идентифицировано как жидкое озеро. Его назвали Lacus Ontario.[50][51] Радарное покрытие области Меззорамиа в высоких широтах южного полушария показало наличие развитой речной системы, береговой линии с характерными следами эрозии и поверхности, покрытой жидкостью в настоящее время либо в недавнем прошлом [6][52]

Файл:Titan16.jpg
Поверхность Титана с высоты 16,2 км (снимки «Гюйгенса»)

В марте 2007 года «Кассини» обнаружил в районе Северного полюса несколько гигантских озёр, крупнейшее из которых достигает в длину 1000 км и по площади сравнимо с Каспийским морем, ещё одно при площади 100 000 км² превосходит любое из земных пресноводных озёр [53].

Согласно данным «Кассини» и компьютерным расчётам, состав жидкости в озёрах следующий: этан (76-79 %). На втором месте находится пропан (7-8 %), на третьем — метан (5-10 %). Кроме того, озёра содержат 2-3 % цианида водорода, и около 1 % бутена, бутана и ацетилена.[54] Согласно другим гипотезам, основными компонентами являются этан и метан.

Большая часть озёр обнаружена в северном регионе, тогда как в южном их почти нет. Это может объясняться сезонными изменениями — один сезон на Титане длится около 7 земных лет и за это время метан может высыхать в водоёмах одного полушария и ветрами переноситься в другое.[55][56]

При снижении «Гюйгенса» были получены фотографии[57], на которых видны светлые холмы и пересекающие их русла, впадающие в тёмную область. «Гюйгенс», по-видимому, сел именно в тёмную область, и эта область оказалась с твёрдой поверхностью.[58] Состав грунта на месте посадки напоминает мокрый песок (возможно состоящий из ледяных песчинок, перемешанных с углеводородами). Увлажнять грунт может постоянно выпадающая изморось.

На снимках непосредственно с поверхности видны камни (вероятно ледяные) округлой формы. Такая форма могла образоваться в результате длительного воздействия на них жидкости. Вероятно, в низких широтах, где приземлился «Гюйгенс», возможны только временные пересыхающие метаноёмы, образующиеся после крайне редких ливней.

Криовулканизм

Инфкрасное изображение объекта являющегося, предположительно, криовулканом

На Титане имеются отчетливые признаки вулканической активности. Однако при схожести формы и свойств вулканов, на спутнике действуют не силикатные вулканы как на Земле или Марсе и Венере, а так называемые криовулканы которые, скорее всего, извергаются водно-амиачной смесью с примесью углеводородов.

Изначально существование вулканизма было предположено после обнаружения в атмосфере аргона-40, который образуется при распаде радиоактивных веществ.[59] Позже Кассини зарегистрировала мощный источник метана, который предположительно является криовулканом. Так как на поверхности спутника до сих пор не было найдено ни одного источника метана, способного поддерживать постоянное количества вещества в атмосфере, то теперь считается что основная часть всего метана происходит из криовулканов.[60][61]

Кроме того в декабре 2008 года астрономы зарегистрировали два светлых образования в атмосфере временного характера, однако они оказались слишком долговечными чтобы принять их за погодное явление, предполагается что это было последствие от активного извержения одного из криовулканов.[62]

Вулканические процессы на Титане как и на Земле обусловлены распадом радиоактивных элементов в мантии спутника.[62] Магма на Земле состоит из расплавленных пород которые имеют меньшую плотность чем породы коры, через которые они извергаются. На Титане же водно-аммиачная смесь гораздо больше по плотности чем водный лед через который она извергается на поверхность, следовательно требуется большее количество энергии для поддержания вулканизма. Одним из источников такой энергии являются мощное приливное воздействие Сатурна на свой спутник.[62]

Внутреннее строение

Предполагаемая внутренняя структура Титана

Титан имеет твердое ядро состоящее из скальных пород диаметром около 3400 км которое окружено несколькими слоями водяного льда.[16] Внешний слой мантии состоит из водного льда и гидрата метана, внутренний из спрессованного, очень плотного льда. Между этими слоями возможно существование прослойки из жидкой воды.

Как и на другие спутники Юпитера и Сатурна, такие например как Ио и Энцелад, на Титан действуют значительные приливные силы, которые играют значительную роль в тектонических процессах спутника и разогревают его ядро и поддерживают вулканическую активность.

Относительно высокий эксцентриситет орбиты Титана и как следствие значительные либрации по долготе вносят дополнительную дестабилизацию в происходящие тектонические процессы.


Гипотетический подповерхностный океан

Ряд учёных выдвинули гипотезу о существовании глобального подповерхностного океана.[63] Сравнение снимков «Кассини» за 2005 и 2007 годы показало, что детали ландшафта сместились примерно на 30 км. Поскольку Титан всегда повёрнут к Сатурну одной стороной, такой сдвиг может объясняться тем, что ледяная кора отделена от основной массы спутника глобальной жидкой прослойкой.[64]

В соответствии с моделью строения спутника Юпитера — Европы, приливные действие Сатурна может привести к разогреву ядра и поддержания достаточно высокой температуры для существования жидкой воды.

Предполагается что в воде содержится значительное количество аммиака (около 10 %) который действует на воду как антифриз[62] , то есть понижает температуру её замерзания. В сочетании с высоким давлением оказываемой корой спутника это может являться дополнительным условием существования подповерхностного океана.[65][66]

Открытие, наблюдения и исследования

Христиан Гюйгенс обнаружил Титан в 1655 году

Наблюдение и изучение Титана, до того как в 1979 году космический аппарат Пионер-11 достиг орбиты Сатурна и провел различные измерения планеты и её спутников, проходило крайне медленными темпами. В 1907 году испанский астроном Хосе Комас Сола утверждал что наблюдал потемнения на краю диска Титана и два круглых светлых пятна по центру.[67] Открытие атмосферы Джерардом Койпером в 1940 году стало еще одним серьезным открытием.[68]

Титан не виден невооруженным глазом, но может быть наблюдаем в любительский телескоп или сильный бинокль, наблюдение также затруднено близостью Титана к Сатурну. Спутник имеет видимую звездную величину +7,9.[69]

История открытия и названия

Титан был впервые обнаружен 25 марта 1655 года голландским физиком, математиком и астрономом Христианом Гюйгенсом.[70] Вдохновленный примером Галилея, Гюйгенс вместе со своим братом Константином создал телескоп имевшим апертуру 57 мм и кратность увеличения более 50 раз.[71]

С помощью этого телескопа Гюйгенс наблюдал за планетами солнечной системы — Марс, Венера, Юпитер и Сатурн. У последнего ученый заметил яркое тело, которое совершало полный оборот вокруг планеты за 16 дней. После четырех оборотов, в июне 1655 года, когда кольца Сатурна имели низкий наклон относительно Земли и не мешали наблюдению, Гюйгенс окончательно удостоверился что обнаружил спутник Сатурна. С момента изобретения телескопа это был второй случай открытия спутника, через 45 лет после обнаружения Галилеем четырех крупнейших спутников Юпитера.

В течение более двух столетий спутник оставался фактически безымянным, Гюйгенс называл новое небесное тело просто Saturni Luna («Спутник Сатурна» по латински). Некоторые астрономы называли его «Гюйгенсовым спутником» или просто «Huyghenian». После открытия Джовани Кассини еще четырех спутников Сатурна астрономы стали называть Титан как Сатурн IV так как он находился в четвёртой позиции от планеты.[72] После 1789 года подобная методика присвоения названий была упразднена в связи открытием новых спутников, некоторые из которых располагались на более близких орбитах к планете чем уже известные.

Имя «Титан» стало использоваться после публикации в 1847 статьи Джона Гершеля (сына Вильяма Гершеля, открывшего Мимас и Энцелад) «Результаты астрономических наблюдений, сделанных на Мысе Доброй Надежды». В этой статье астроном предложил назвать известные тогда семь спутников Сатурна именами сестер и братьев Кроноса (греческого аналога римского бога Сатурна).[73]

Пионер-11 и Вояджер

Атмосфера Титана с расстояния 435000 км. Вояджер-1 1980 год

Первым космическим аппаратом пролетевшим вблизи Титана стал Пионер-11 предназначенный для изучения Юпитера и Сатурна. Таким образом 1 сентября 1979 года станция передала пять снимков Титана, а также установлено, что температура у поверхности слишком низкая для существования жизни.[74] Зонд прошел на расстоянии 353950 километров от спутника. Полученные фотографии были слишком размытыми чтобы различить какие-либо детали поверхности.[75]

Значительные исследования были сделаны аппаратом Вояджер-1, 12 ноября 1980 года станция прошла в 5600 км от Титана однако полученные снимки оказались не намного лучше предыдущих из-за дымки в атмосфере. Вояджер-1 смог изучить только состав атмосферы и определить основные данные такие как размер, масса, также был уточнен орбитальный период.[76]

Вояджер-2 пролетел через систему Сатурна 25 августа 1981 года. Поскольку аппарат был в основном рассчитан на изучение Урана и Нептуна то у Сатурна был совершен гравитационный маневр и Титан практически не изучался.

Космический телескоп Хаббл

Первые фотографии пролившие свет на структуру поверхности Титана были получены телескопом Хаббл в 1990-х годах. На сделанных в инфракрасном диапазоне снимках были видны метановые облака и органический смог. Четкий контраст между темными и светлыми областями поверхности является противоположностью рельефам наблюдаемым на других, схожих по размеру спутниках в Солнечной системе. Такие концентрические структуры как кратер, обычные на других спутниках, были обнаружены на Титане не сразу.

Предполагалось что светлые участки поверхности представляют собой возвышенности по отношению к более темным областям, также участки различаются по своему составу: светлые участки могут содержать водяной лед, как это часто встречается на спутниках Юпитера, а темные покрыты скальными породами или органическим материалом.

Кассини-Гюйгенс

Момент отделения зонда «Гюйгенс» от «Кассини». Художественное изображение.

15 октября 1997 года с мыса Канаверал стартовал аппарат «Кассини-Гюйгенс», совместный проект НАСА, ЕКА и АСИ. Он был создан для изучения Сатурна и в частности его спутника Титана. «Кассини» является первым искусственным спутником Сатурна, первоначальный срок действия аппарата был рассчитан на 4 года.

«Кассини» находится на орбите Сатурна с 1 июля 2004 года. Как и было запланировано первый пролет мимо Титана был совершен 26 октября 2004 года на расстоянии всего 1200 километров от поверхности.[58] Titan is the most distant body from Earth that has seen a space probe landing.[77] На радиолокационных снимках, сделанных в то время, показана сложная структура поверхности Титана. С 22 июля 2006 года по 28 мая 2008 года «Кассини» совершил 21 пролёт около Титана на расстоянии всего 950 километров, за это время были получены изображения доказывающие существование на Титане метановых озер.[78]

В рамках расширенной миссии, которая продлится до 10 июля 2010, предполагается ещё 21 пролёт Титана.

Исследование зондом Гюйгенс

Ландшафт Титана в месте посадки зонда «Гюйгенс». Видны камни округлой формы, которые могли образоваться при воздействии жидкости. Метан придаёт воздуху оранжевую окраску

Зонд «Гюйгенс» отделился от Кассини 25 декабря 2004 года, а опустился на поверхность 14 января 2005 года.[79] «Гюйгенс» первый аппарат созданный человеком, находящийся на поверхности спутника планеты (за исключением аппаратов на Луне).

Спуск на парашютах сквозь атмосферу спутника занял у «Гюйгенса» 2 часа 27 минут 50 секунд. Столкновение аппарата с поверхностью Титана происходило на скорости 16 км/ч (или 4,4 м/с), при этом приборы испытали кратковременные перегрузки, в 15 раз превышающие ускорение свободного падения на Земле.

Во время спуска «Гюйгенс» отбирал пробы атмосферы. Скорость ветра при этом (на высоте от 9 до 16 км) составила приблизительно 26 км/ч. Бортовые приборы обнаружили плотную метановую дымку (ярусы облаков) на высоте 18—19 км, где атмосферное давление составляло приблизительно 50 килопаскалей (5,1×10³ кгс/м²) или 380 миллиметров ртутного столба. Внешняя температура в начале спуска составляла −202 °C, в то время как на поверхности Титана оказалась немного выше: −179 °C.

Сделанные в ходе спуска, показали сложный рельеф со следами действия жидкости (руслами рек и резким контрастом между светлыми и темными участками — «береговой линией»).[80] Однако темный участок, на который спустился «Гюйгенс», оказался твердым. На снимках, полученных с поверхности, видны камни округлой формы размером до 15 см, несущие следы воздействия жидкости (галька).[60]

Место посадки аппарата 14 марта 2007 года было решено назвать в честь Юбера Кюрьена — одного из основателей европейского космического агентства.[81]

Планируемые миссии

Новая миссия в 2020-х годах

В рамках совместной программы НАСА и ЕКА по изучению Сатурна, Титана и Энцелада планируется отправить орбитальную станцию и также два зонда предназначенные непосредственно для изучения Титана. Один зонд представляет собой аэростат который будет плавать в атмосфере среди облаков. По замыслу разработчиков этот зонд должен будет по крайней мере один раз облететь кругом весь спутник примерно по 20° сев. ш. на высоте 10 км.[82]

Второй зонд должен будет приводниться в полярном море углеводородов примерно на 79° сев. ш., аппарат будет спущен на парашюте, так же как и «Гюйгенс». Зонд станет первым плавучим аппаратом вне Земли. Срок его работы предположительно составит от 3 до 6 месяцев, включая 6 часов спуска через атмосферу.

Изначально запуск миссии планировался на 2020 год. Однако в феврале 2009 года было объявлено что НАСА и ЕКА придали миссии по исследованию системы Юпитера более приоритетное значение, и дата запуска была перенесена на более позднее время, примерно на 2020-е годы.[83]

Возможность существования жизни

Так как Сатурн и его спутники находятся вне зоны обитаемости то возникновение высокоорганизованной жизни невозможно, однако возможность возникновение простейших организмов не исключаются учеными.[84]

Несмотря на низкие температуры, на Титане существуют достаточные условия для начала химической эволюции. Плотная атмосфера из азота и органических соединений является интересным объектом для исследования экзобиологами, так как похожие условия могли существовать на молодой Земле. Хотя слишком низкие температуры предотвратили бы пребиотическое направление развития в отличие от Земли.[85]

Стивен Беннер из Флоридского университета предполагает что жизнь могла бы образоваться в озерах жидких углеводородов. Этан или метан могут использоваться как растворитель в биологических процессах живого организма. При этом химическая агрессивность этих веществ гораздо ниже чем у воды. Таким образом макромолекулы, такие например как белки и нуклеиновые кислоты, могут быть более стабильными.

В будущем условия на Титане могут значительно улучшится. Через 6 млрд лет Солнце значительно увеличится в размерах и станет красным гигантом[86], температура на поверхности спутника увеличится до −70 °C, достаточно высокой для существования жидкого океана из смеси воды и аммиака. Подобные условия просуществуют несколько миллионов лет, этого вполне достаточно для развития относительно сложных форм жизни.

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 R.A. Jacobson; et al. (2006). "The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data". The Astronomical Journal. 132 (6): 2520—2526. doi:10.1086/508812. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)
  2. ↑ D.R. Williams. Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA (21 августа 2008).
  3. ↑ G. Mitri; et al. (2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). Icarus. 186 (2): 385—394. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)
  4. ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег <ref>; для сносок Niemann не указан текст
  5. ↑ News Features: The Story of Saturn. Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. Дата обращения: 8 января 2007.
  6. ↑ 1 2 Stofan, E. R. (January 4, 2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (1): 61—64. doi:10.1038/nature05438. {{cite journal}}: |access-date= требует |url= (справка); Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  7. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens Discovers Luna Saturni. Astronomy Picture of the Day. NASA (25 марта 2005). Дата обращения: 18 августа 2007.
  8. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science. 48 (7—8): 617—636. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  9. ↑ A.D. Fortes (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus. 146 (2): 444—452. doi:10.1006/icar.2000.6400.
  10. ↑ Titan at the time of the Cassini spacecraft first flyby: a prediction for its origin, bulk chemical composition and internal physical structure. Astrophysics. Дата обращения: 25 октября 2009.
  11. ↑ Bevilacqua, R. (1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141—152. doi:10.1007/BF00898423. Дата обращения: 27 августа 2007. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  12. ↑ Unless otherwise specified: JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 19 августа 2007.
  13. ↑ EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea. Дата обращения: 22 октября 2009.
  14. ↑ 1 2 Bill Arnett. Titan. Nine planets. University of Arizona, Tucson (2005). Дата обращения: 10 апреля 2005.
  15. ↑ Lunine, J. Comparing the Triad of Great Moons. Astrobiology Magazine (21 марта 2005). Дата обращения: 20 июля 2006.
  16. ↑ 1 2 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus. 175 (2): 496—502. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  17. ↑ Elizabeth P. Turtle. Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens. Smithsonian (2007). Дата обращения: 18 апреля 2009.
  18. ↑ Кусков О. Л., Дорофеева В. А., Кронрод В. А., Макалкин А. Б. «Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение крупных спутников», изд-во УРСС, 2009 г.
  19. ↑ Athéna Coustenis, F. W. Taylor. Titan: An Earth-like Moon. — World Scientific. — P. 10–12.
  20. ↑ J.H. Waite (Jr); et al. (2005). "Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan". Science. 308 (5724): 982—986. doi:10.1126/science.1110652. PMID 15890873. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)
  21. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu.N. Kulikov, H.K. Biernat (2005). "The influence of the solar particle and radiation environment on Titan's atmosphere evolution". Advances in Space Research. 36: 241—250. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  22. ↑ A. Coustenis (2005). "Formation and Evolution of Titan's Atmosphere". Space Science Reviews. 116: 171—184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  23. ↑ Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler (2007). "Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere". Geophys. Res. Lett. 34: L22103. doi:10.1029/2007GL030978. {{cite journal}}: Указан более чем один параметр |pages= and |page= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  24. ↑ Baez, John This Week's Finds in Mathematical Physics. University of California, Riverside (25 января 2005). Дата обращения: 22 августа 2007.
  25. ↑ J. H. Waite, Jr., D. T. Young, T. E. Cravens, A. J. Coates, F. J. Crary, B. Magee, and J. Westlake (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Science. 316: 870. doi:10.1126/science.1139727. {{cite journal}}: |access-date= требует |url= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  26. ↑ Sushil K. Atreyaa, Elena Y. Adamsa, Hasso B. Niemann; et al. (2006). "Titan's methane cycle". Planetary and Space Science. 54 (12): 1177. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. {{cite journal}}: Указан более чем один параметр |pages= and |page= (справка); |access-date= требует |url= (справка); Явное указание et al. в: |author= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  27. ↑ E. R. Stofan, C. Elachi, J. I. Lunine; et al. (4 January 2007). "Letters". Nature. 445: 1177. doi:10.1038/nature05438. {{cite journal}}: Указан более чем один параметр |pages= and |page= (справка); |access-date= требует |url= (справка); Явное указание et al. в: |author= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (дата и год) (ссылка) Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  28. ↑ Schröder, S. E. (2005). "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (726). Дата обращения: 20 августа 2007. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  29. ↑ C. A. Hasenkopf. OPTICAL PROPERTIES OF TITAN HAZE LABORATORY ANALOGS USING CAVITY RING DOWN SPECTROSCOPY. Workshop on Planetary Atmospheres (2007). Дата обращения: 16 октября 2007.
  30. ↑ Wind or Rain or Cold of Titan's Night? Astrobiology Magazine (11 марта 2005). Дата обращения: 24 августа 2007.
  31. ↑ Rannou, R.; et al. (2006). "The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan". Science. 311 (5758): 201—205. doi:10.1126/science.1118424. PMID 16410519. Дата обращения: 1 сентября 2007. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка); Явное указание et al. в: |first= (справка)
  32. ↑ 1 2 Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole. NASA (2007). Дата обращения: 14 апреля 2007.
  33. ↑ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes. Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Дата обращения: 29 января 2009.
  34. ↑ Emily L., Schaller (2006). "A large cloud outburst at Titan's south pole" (PDF). Icarus (182): 224—229. Дата обращения: 23 августа 2007. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  35. ↑ NASA Cassini Image: Radar Images Titan's South Pole. JPL (2008). Дата обращения: 11 января 2008.
  36. ↑ Battersby, Stephen Titan's complex and strange world revealed. New Scientist (29 октября 2004). Дата обращения: 31 августа 2007.
  37. ↑ Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR. Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 31 августа 2007.
  38. ↑ Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. Science Daily (23 июля 2006). Дата обращения: 27 августа 2007.
  39. ↑ Lorenz, R. D. (2007). "Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 38. Дата обращения: 27 августа 2007. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  40. ↑ Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan
  41. ↑ Barnes, Jason W. (2006). "Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS" (PDF). Icarus. 186 (1). Дата обращения: 27 августа 2007. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  42. ↑ PIA07365: Circus Maximus. NASA Planetary Photojournal. Дата обращения: 4 мая 2006.
  43. ↑ R. Lorenz (2003). "The Glitter of Distant Seas". Science. 302: 403—404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 16675686.
  44. ↑ 1 2 Goudarzi, Sara (May 4, 2006). "Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan". SPACE.com. Дата обращения: 6 августа 2007.
  45. ↑ Lorenz, RD (2006). "The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes". Science. 312: 724—727. doi:10.1126/science.1123257. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
  46. ↑ S. F.Dermott, C. Sagan, (1995). "Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan". Nature. 374: 238—240. doi:10.1038/374238a0.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (лишняя пунктуация) (ссылка) Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  47. ↑ Bortman, Henry Titan: Where's the Wet Stuff? Astrobiology Magazine (2 ноября 2004). Дата обращения: 28 августа 2007.
  48. ↑ Ученые впервые увидели жидкую материю, находящуюся вне Земли // РИА Новости, 21.12.09г.
  49. ↑ Cassini Finds Lakes on Titan's Arctic Region (англ.). NASA Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 22 января 2010.
  50. ↑ Emily Lakdawalla (June 28, 2005). "Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?". The Planetary Society. Дата обращения: 14 октября 2006.
  51. ↑ NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon. NASA (2008). Дата обращения: 20 декабря 2009.
  52. ↑ На Титане нашли долгожданное море
  53. ↑ Cassini Spacecraft Images Seas on Saturn's Moon Titan (англ.). NASA Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 22 января 2010.
  54. ↑ Астрономы установили химический состав озер на Титане
  55. ↑ Cook, J.-R. C. Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan. NASA web site Cassini mission page. NASA (17 декабря 2009). Дата обращения: 18 декабря 2009.
  56. ↑ Lakdawalla, E. Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake. The Planetary Society Blog. Planetary Society (17 декабря 2009). Дата обращения: 17 декабря 2009.
  57. ↑ Raw images from the Huygens probe descent on 14 January 2005 (англ.). ESA. Cassini-Huygens. Дата обращения: 22 января 2010.
  58. ↑ 1 2 PIA08630: Lakes on Titan. NASA Planetary Photojournal. NASA/JPL. Дата обращения: 14 октября 2006.
  59. ↑ Tobias Owen (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature. 438: 756—757. doi:10.1038/438756a.
  60. ↑ 1 2 "Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan". ESA News, European Space Agency. January 21, 2005. Дата обращения: 28 марта 2005.
  61. ↑ David L. Chandler (June 8, 2005). "Hydrocarbon volcano discovered on Titan". NewScientist.com news service, New Scientist. Дата обращения: 7 августа 2007.
  62. ↑ 1 2 3 4 Alan Longstaff (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19. {{cite journal}}: Указан более чем один параметр |work= and |journal= (справка)
  63. ↑ http://www.vokrugsveta.ru/news/3587
  64. ↑ David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist, 20 March 2008
  65. ↑ Троицкий вариант, № 12, 2008 г. «Титан обрел внутрипланетный океан»
  66. ↑ На Титане открыты тайный водяной океан и свободная кора на freescince.narod.ru
  67. ↑ P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole. The Atlas of the Solar System. — 1990. — ISBN 0-517-00192-6.
  68. ↑ G. P. Kuiper (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal. 100: 378. doi:10.1086/144679. {{cite journal}}: Указан более чем один параметр |pages= and |page= (справка)
  69. ↑ Benton Julius L. Jr. (2005). "Saturn and How to Observe It". Springer London: 141—146. doi:10.1007/1-84628-045-1_9.
  70. ↑ Discoverer of Titan: Christiaan Huygens. European Space Agency (4 сентября 2008). Дата обращения: 18 апреля 2009.
  71. ↑ Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683
  72. ↑ G.D. Cassini (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". Philosophical Transactions. 8 (1673): 5178—5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003.
  73. ↑ Mr. Lassell (November 12, 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (1): 42. Дата обращения: 29 марта 2005.
  74. ↑ The Pioneer Missions. Pioneer Project. NASA, Jet Propulsion Laboratory (26 марта 2007). Дата обращения: 19 августа 2007.
  75. ↑ Pioneer XI. Photo Index. NASA. Дата обращения: 19 августа 2007.
  76. ↑ James Richardson, Ralph Lorenz, & Alfred McEwen (2004). "Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images". Icarus. 170 (1): 113—124. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) verified 2005-03-28.
  77. ↑ Huygens Exposes Titan's Surface. Spacetoday. Дата обращения: 19 августа 2007.
  78. ↑ CASSINI AT SATURN - Saturn Tour Dates. NASA/JPL. Дата обращения: 31 октября 2007.
  79. ↑ Lingard, Steve (2005). "How To Land on Titan" (23). Ingenia. Дата обращения: 11 января 2009. {{cite journal}}: Cite journal требует |journal= (справка); Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  80. ↑ Cassini at Saturn: Introduction. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 6 сентября 2007.
  81. ↑ Huygens landing site to be named after Hubert Curien. ESA (5 марта 2007). Дата обращения: 6 августа 2007.
  82. ↑ Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission. ESA (2009). Дата обращения: 30 января 2009.
  83. ↑ Rincon, Paul (18 February 2009), "Jupiter in space agencies' sights", BBC News
  84. ↑ McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). "Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan". Icarus. 178 (1): 274—276. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  85. ↑ news.nationalgeographic.com
  86. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona (1997). Дата обращения: 21 марта 2008.

Ссылки


Шаблон:Link FA Шаблон:Link GA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Титан_(спутник)&oldid=23106336