Titan (satellit)

Titanium
Saturns satellit

Titanium i naturlige farver ( Cassini
billede )
Opdager Christian Huygens
åbningsdato 25. marts 1655
Orbitale egenskaber
Hovedakse 1.221.870 km [1]
Excentricitet 0,0288 [1]
Omløbsperiode 15.945 dage [1]
Orbital hældning 0,34854° [1]
Stigende node længdegrad 28.758 [1] °
periapsis argument 179.920 [1] °
Gennemsnitlig anomali 163.308 [1] °
fysiske egenskaber
Diameter 5152 km [2]
Overfladeareal 83 millioner km² [2]
Vægt 1,3452⋅10 23 kg [2]
Massefylde 1,8798 g/cm³ [2]
Acceleration af tyngdekraften 1.352 m/s²
Første flugthastighed  ( v 1 ) 1.867 km/s
Anden flugthastighed  ( v 2 ) 2.639 km/s
Rotationsperiode om en akse synkron rotation i forhold til Saturn
Tilt rotationsakse mangler
Albedo 0,22 [3]
Overfladetemperatur 93,7 K (−179,5 °C) [4]
Stemning nitrogen  - 98,4%, methan  - 1,6%; tryk - 146,7 kPa [5] [6] (1,5 gange mere end jorden)
 Mediefiler på Wikimedia Commons
Oplysninger i Wikidata  ?

Titan ( oldgræsk Τιτάν ) er Saturns største satellit , den næststørste satellit i solsystemet (efter Jupiters satellit Ganymedes ), er det eneste legeme i solsystemet, bortset fra Jorden , for hvilken den stabile eksistens af væske på overfladen er blevet bevist [7] [8] , og den eneste satellit på planeten med en tæt atmosfære.

Titan blev Saturns første kendte satellit - i 1655 blev den opdaget af den hollandske astronom Christian Huygens [9] .

Generel beskrivelse

Diameteren af ​​Titan er 5152 km (dette er 1,48 gange større end Månens ), mens Titan er 80 % større end Jordens satellit i masse. Titan overgår også planeten Merkur i størrelse , selvom den er ringere end den i masse. Tyngdekraften på den er cirka en syvendedel af tyngdekraften på Jorden. Titans masse er 95 % af massen af ​​alle Saturns måner.

Titans overflade består primært af vandis og sedimentært organisk materiale . Den er geologisk ung og for det meste flad, med undtagelse af et lille antal klippeformationer og kratere samt nogle få kryovulkaner . Den tætte atmosfære omkring Titan tillod ikke at se satellittens overflade i lang tid - indtil Cassini-Huygens- apparatets ankomst i 2004.

Atmosfæren er overvejende nitrogen ; der er også en lille mængde metan og ethan , som danner det lokale hav og skyer , som er kilden til flydende og muligvis fast nedbør. Der er metan-ethan søer og floder på overfladen. Trykket nær overfladen er omkring 1,5 gange trykket af jordens atmosfære. Overfladetemperaturen er minus 170-180 °C.

På trods af den lave temperatur sammenlignes Titan med Jorden i de tidlige udviklingsstadier, og det kan ikke udelukkes, at eksistensen af ​​de simpleste former for liv er mulig på satellitten; især i underjordiske reservoirer, hvor forholdene kan være meget mere behagelige end på overfladen [10] [11] .

Opdagelseshistorie og navn

Titan blev opdaget den 25. marts 1655 af den hollandske fysiker, matematiker og astronom Christian Huygens [12] . Inspireret af eksemplet med Galileo skabte Huygens sammen med sin bror Konstantin et teleskop, der havde en blænde på 57 mm og en forstørrelsesfaktor på mere end 50 gange [13] .

Med dette teleskop observerede Huygens solsystemets planeter - Mars , Venus , Jupiter og Saturn . I sidstnævnte bemærkede videnskabsmanden en lys krop, der lavede en komplet revolution rundt om planeten på 16 dage. Efter fire omdrejninger, i juni 1655, da Saturns ringe havde en lav hældning i forhold til Jorden og ikke forstyrrede observation, blev Huygens endelig overbevist om, at han havde opdaget Saturns satellit. Huygens krypterede sin opdagelse som et anagram admovere oculis distantia sidera nostris , vvvvvvvcccrrhnbqx , indeholdende en linje fra Ovids Fasti [14] , Huygens sendte dette anagram i et brev til John Vallis dateret 13. juni 1655. Huygens gav afkodningen af ​​anagrammet i et brev til Wallis af 13. marts 1656: lat. Saturno luna sua circumducitur diebus sexdecim horis quatuor (Satellitten kredser om Saturn på 16 dage og 4 timer) [15] . Dette var den anden opdagelse af en måne siden opfindelsen af ​​teleskopet, 45 år efter Galileos opdagelse af Jupiters fire største måner.  

I mere end to århundreder forblev satellitten praktisk talt unavngivet, og Huygens kaldte det nye himmellegeme simpelthen Saturni Luna ("Saturns måne" på latin ). Nogle astronomer har kaldt den "Huygensian Moon" eller blot "Huyghenian". Efter opdagelsen af ​​yderligere fire Saturns satellitter af Giovanni Cassini , begyndte astronomer at kalde Titan for Saturn IV , da den var i fjerde position fra planeten [16] . Efter 1789 blev denne navngivningsteknik afskaffet i forbindelse med opdagelsen af ​​nye satellitter, hvoraf nogle var placeret i tættere baner til planeten, end de allerede kendte.

Navnet "Titan" begyndte at blive brugt efter offentliggørelsen i 1847 af en artikel af John Herschel (søn af William Herschel , der opdagede Mimas og Enceladus ) "Resultaterne af astronomiske observationer foretaget ved Kap det Gode Håb." I denne artikel foreslog astronomen, at de dengang kendte syv Saturns satellitter blev opkaldt efter søstrene og brødrene til Kronos (den græske analog til den romerske gud Saturn ) [17] .

Orbit og rotation

Radius af Titans kredsløb er 1.221.870 km [1] (20,3 radius af Saturn). Titan er således uden for Saturns ringe , hvoraf den yderste (E) er placeret cirka 750.000 km væk. Banerne for de to nærmeste satellitter er 242.000 km længere fra Saturn ( Hyperion ) og 695.000 km tættere på planeten ( Rhea ). Banerne for Titan og Hyperion danner en 3:4 orbital resonans . Titan laver fire omdrejninger omkring Saturn, mens Hyperion kun tre [18] .

Titan laver en komplet revolution rundt om planeten på 15 dage, 22 timer og 41 minutter med en gennemsnitshastighed på 5,57 km/s . Satellitbanen har en excentricitet lig med 0,0288 [1] [19] . Banens plan afviger fra Saturns ækvator og ringenes plan med 0,348° [2] .

Ligesom Månen og mange andre planetariske måner i solsystemet har Titan en synkron rotation i forhold til planeten, som følge af tidevandsfangst . Det vil sige, at perioderne med rotation omkring dens akse og cirkulation omkring Saturn falder sammen, og satellitten er altid vendt mod planeten af ​​samme side. Længdegrad måles fra meridianen , der passerer gennem midten af ​​denne side [20] .

Hældningen af ​​Saturns rotationsakse er 26,73°, hvilket sikrer årstidernes skiften på planeten og dens satellitter på den sydlige og nordlige halvkugle. Hver sæson varer cirka 7,5 jordår, da Saturn fuldfører et kredsløb om Solen på cirka 30 år. Titans rotationsakse, vinkelret på dets kredsløbsplan, er næsten rettet mod Saturns rotationsakse. Den sidste sommer på Titans sydlige halvkugle sluttede i august 2009.

Massecentret for Saturn og Titan er placeret i en afstand af kun 30 km [21] fra centrum af Saturn på grund af dets masseoverlegenhed med 4227 gange, så satellittens indflydelse på planetens bevægelse er ubetydelig.

Dimensioner og vægt

Titan har en diameter på 5152 km og er den næststørste måne i solsystemet, efter Jupiters måne Ganymedes .

I lang tid troede astronomer , at Titans diameter er 5550 km, derfor er Titan større end Ganymedes, men en undersøgelse udført af Voyager 1- apparatet viste tilstedeværelsen af ​​en tæt og uigennemsigtig atmosfære, hvilket gjorde det vanskeligt at bestemme nøjagtigt. objektets størrelse [22] .

Diameteren af ​​Titan, såvel som dens tæthed og masse, ligner dem på Jupiters satellitter - Ganymedes og Callisto [23] . Titanium er omkring 50 % større end Månen (i radius), 3,24 gange i volumen og 80 % større end den i masse. Titan er også større end planeten Merkur , selvom den er ringere end den i masse. Tyngdeaccelerationen er 1,352 m/s² , hvilket betyder, at tyngdekraften er omkring en syvendedel af Jordens ( 9,81 m/s² ), og væsentligt ringere end på Månen (1,62 m/s²).

Titans gennemsnitlige tæthed er 1,88 g/cm³ , hvilket er den højeste tæthed blandt Saturns måner . Titan står for mere end 95 % af massen af ​​alle Saturns måner.

Spørgsmålet om, hvorvidt Titan er dannet af en støvsky , der er fælles med Saturn, eller dannet separat og efterfølgende blev fanget af planetens tyngdekraft , er endnu ikke endeligt løst. Sidstnævnte teori gør det muligt at forklare en sådan ujævn fordeling af masse blandt satellitter [24] .

Titan er et stort nok himmellegeme til at opretholde en høj temperatur i den indre kerne, hvilket gør den geologisk aktiv.

Atmosfære og klima

Med dimensioner, der kan sammenlignes med Merkur og Ganymedes, har Titan en omfattende atmosfære, mere end 400 km tyk. [25] [26] Titans atmosfære vurderes i øjeblikket til at være 95 % nitrogen og udøver et tryk på overfladen 1,5 gange større end Jordens atmosfære. [27] [28] . Tilstedeværelsen af ​​metan i atmosfæren fører til fotolyseprocesser i de øvre lag og dannelsen af ​​flere lag af kulbrinte " smog ", hvorfor Titan er den eneste satellit i solsystemet , hvis overflade ikke kan observeres i det optiske rækkevidde.

Atmosfærens oprindelse

Der er ingen konsensus om atmosfærens oprindelse. Der er flere forskellige versioner, men hver af dem har seriøse modargumenter [29] .

Så ifølge en teori bestod Titans atmosfære i begyndelsen af ​​ammoniak (NH 3 ), derefter begyndte afgasningen af ​​satellitten under påvirkning af ultraviolet solstråling med en bølgelængde hovedsageligt under 260 nm [30] [31] ; dette førte til, at ammoniak begyndte at nedbrydes til atomært nitrogen og brint , som forenede sig til molekyler af nitrogen (N 2 ) og hydrogen (H 2 ). Tyngre nitrogen faldt ned til overfladen, og lettere brint undslap ud i det ydre rum , da Titans lave tyngdekraft ikke er i stand til at holde og føre til ophobning af denne gas i atmosfæren [31] . Kritikere af denne teori påpeger dog, at for en sådan proces er det nødvendigt, at Titan blev dannet ved en relativt høj temperatur, hvorved satellittens bestanddele kunne adskilles i en stenet kerne og et frosset iskoldt øvre lag. Observationerne af Cassini-sonden indikerer dog, at stoffet om Titan ikke er så tydeligt opdelt i lag [29] .

Ifølge en anden teori kunne nitrogen have været bevaret siden dannelsen af ​​Titan, men i dette tilfælde skulle der også være en masse argon -36 isotop i atmosfæren, som også var en del af gasserne i den protoplanetariske skive, hvorfra planeter og satellitter i solsystemet blev dannet. Imidlertid har observationer vist, at der er meget lidt af denne isotop i Titans atmosfære [29] .

En anden teori blev offentliggjort i tidsskriftet Nature Geoscience den 8. maj 2011, der tyder på, at Titans atmosfære blev dannet ved intenst kometbombardement for omkring fire milliarder år siden. Ifølge forfatterne af ideen blev nitrogen dannet fra ammoniak under kollisionen af ​​kometer med Titans overflade; sådan et "uheld" sker med stor hastighed, og temperaturen stiger kraftigt ved stødpunktet, og der skabes også et meget stort tryk. Under sådanne forhold er det meget muligt for en kemisk reaktion at finde sted. For at teste deres teori skød forfatterne mod et frosset ammoniakmål med guld- , platin- og kobberprojektiler ved hjælp af laserpistoler . Dette eksperiment viste, at ammoniak ved stød nedbrydes til brint og nitrogen. Forskere har beregnet, at der under det intense kometbombardement af Titan skulle være blevet dannet omkring 300 quadrillioner tons nitrogen, hvilket ifølge dem er ganske nok til at danne Titans atmosfære [29] [32] .

Moderne estimater af tab i Titans atmosfære sammenlignet med dens oprindelige egenskaber er lavet på basis af en analyse af forholdet mellem nitrogenisotoper 15 N til 14 N. Ifølge observationer har dette forhold vist sig at være 4-4,5 gange højere end på Jorden. Derfor var den oprindelige masse af Titans atmosfære omkring 30 gange større end den nuværende, da den lette nitrogenisotop 14 N på grund af svagere tyngdekraft skulle tabes hurtigere under påvirkning af opvarmning og ionisering ved stråling, og 15 N skulle akkumuleres [33] .

Struktur

Grænsen for Titans atmosfære er omkring 10 gange højere end på Jorden [25] [26] . Grænsen for troposfæren ligger i en højde af 35 km. En omfattende tropopause strækker sig op til en højde på 50 km , hvor temperaturen forbliver næsten konstant, og så begynder temperaturen at stige. Minimumstemperaturen nær overfladen er -180 °C, med stigende højde stiger temperaturen gradvist og når -121 °C i en afstand af 500 km fra overfladen. Titans ionosfære har en mere kompleks struktur end Jordens, dens hoveddel er placeret i en højde af 1200 km. En overraskelse var eksistensen på Titan af det andet, nederste lag af ionosfæren, der ligger mellem 40 og 140 km (maksimal elektrisk ledningsevne i en højde på 60 km) [25] .

Gassammensætning af atmosfæren

De eneste kroppe i solsystemet med en tæt atmosfære, der hovedsageligt består af nitrogen, er Jorden og Titan ( Triton og Pluto har også sjældne nitrogenatmosfærer ). Titans atmosfære består af 98,4 % nitrogen [5] og omkring 1,6 % argon og metan , som overvejende dominerer i den øvre atmosfære, hvor deres koncentration når op på 43 %. Der er også spor af ethan , diacetylen , methylacetylen , cyanoacetylen , acetylen , propan , carbondioxid , carbonmonoxid , cyan , helium [5] . Stort set ingen fri ilt .

Da Titan ikke har et væsentligt magnetfelt , er dens atmosfære, især de øverste lag, stærkt påvirket af solvinden . Derudover udsættes den også for kosmisk stråling og solstråling, under påvirkning af hvilken især ultraviolet stråling, nitrogen- og metanmolekyler nedbrydes til ioner eller kulbrinteradikaler . Disse fragmenter danner igen komplekse organiske forbindelser af nitrogen eller kulstofforbindelser , herunder aromatiske forbindelser (for eksempel benzen ) [36] . Polyyn  , en polymer med en konjugeret tredobbelt binding, dannes også i den øvre atmosfære .

Organiske forbindelser, herunder nitrogenatomer, giver Titans og atmosfærens overflade en orange farve [37] (især er dette himlens farve set fra overfladen) [38] . Under påvirkning af Solen ville al metan blive omdannet på 50 millioner år (en meget kort tid i forhold til solsystemets alder), men det sker ikke. Det betyder, at reserverne af metan i atmosfæren konstant genopbygges [34] . En mulig kilde til metan kunne være vulkansk aktivitet [8] [39] .

Cirkulation af atmosfæriske masser

Vinden nær Titans overflade er normalt ret svag og udgør cirka 0,3 m/s [40] , i lave højder ændrede vindens retning. I højder over 10 km blæser der konstant ret kraftige vinde i Titans atmosfære [41] . Deres retning falder sammen med satellittens rotationsretning, og hastigheden stiger med højden fra flere meter i sekundet i en højde på 10–30 km til 30 m/s i en højde på 50–60 km , hvilket fører til formationen af differentiel rotation [40] . I højder på mere end 120 km finder stærk turbulens sted  - dens tegn blev bemærket tilbage i 1980-1981, da Voyager -rumfartøjet fløj gennem Saturn-systemet . Overraskelsen var dog, at der i en højde på omkring 80 km i Titans atmosfære blev registreret en stilhed - hverken vinde, der blæser under 60 km, eller turbulente bevægelser observeret dobbelt så højt, trænger ind her. Årsagerne til en så mærkelig udtoning af bevægelser kan endnu ikke forklares [42] .

På Titan såvel som på Jorden dannes der dog fra tid til anden storme [43] . Opvarmningen af ​​overfladen af ​​solens stråler skaber opstrømning i atmosfæren, hvilket forårsager kraftig konvektion, bevægelse af fugt og kondensering af skyer.

I modsætning til Jorden skifter kraftige skyer på Titan meget mere i breddegrad, efterhånden som årstiderne skifter, mens de på Jorden kun bevæger sig lidt mod nord eller syd.

Baseret på de data, der blev indsamlet under Huygens -apparatets nedstigning om vindhastigheden i forskellige højder, blev der skabt en model for bevægelsen af ​​atmosfæriske masser på Titan. Ifølge de opnåede resultater er Titans atmosfære en kæmpe Hadley-celle [44] . Varme luftmasser stiger op på den sydlige halvkugle i løbet af sommeren og transporteres til nordpolen, hvor de afkøles og vender tilbage til den sydlige halvkugle i lavere højder. Omtrent hvert 14.5 år sker der en ændring i cirkulationsretningen [45] .

Model af konvektionsprocesser: i satellittens atmosfære er der to hoved - virkningen af ​​de såkaldte Kelvin-bølger (opstår som et resultat af Kelvin-Helmholtz-ustabiliteten mellem lagene af mediet) og globale skrå strømme fra den nordlige halvkugle til den sydlige [46] .

Klima

Ligesom Jorden har Titan årstider. Efterhånden som Saturn og dens satellitter bevæger sig rundt om Solen , afløser årstiderne på Titan gradvist hinanden.

Temperaturen ved Titans overflade er i gennemsnit -180 °C [47] . På grund af den tætte og uigennemsigtige atmosfære [48] er temperaturforskellen mellem polerne og ækvator kun 3 grader. Sådanne lave temperaturer og høje tryk modvirker smeltningen af ​​vandis og efterlader lidt eller intet vand i atmosfæren.

Atmosfærens høje lag indeholder meget metan; det burde have ført til drivhuseffekten og som følge heraf til en temperaturstigning på satellitten. Den orange tåge, som er sammensat af organiske molekyler og er allestedsnærværende i den lavere atmosfære, absorberer imidlertid solstråling godt og transmitterer infrarødt fra overfladen, hvilket fører til en anti-drivhuseffekt og afkøler overfladen med omkring 10 grader [49] .

Overskyet og nedbør

Metan kondenserer til skyer i en højde af flere titusinder kilometer. Ifølge data opnået af Huygens stiger den relative luftfugtighed af metan fra 45 % ved overfladen til 100 % i en højde af 8 km (i dette tilfælde falder den samlede mængde metan tværtimod) [50] . I en højde af 8-16 km strækker sig et meget sjældent lag af skyer, bestående af en blanding af flydende metan med nitrogen, og dækker halvdelen af ​​satellittens overflade. Svagt støvregn falder konstant fra disse skyer til overfladen, kompenseret af fordampning.

I september 2006 opdagede Cassini en enorm sky 40 km over Titans nordpol. Selvom man ved, at metan danner skyer, bestod denne formation i dette tilfælde højst sandsynligt af ethan, da størrelsen af ​​de fikserede partikler kun var 1-3 μm, og det er ethan, der er i stand til at kondensere i denne højde. I december fandt Cassini igen skydække over polen, metan, ethan og en anden organisk forbindelse blev fundet i sammensætningen. Skyen nåede en diameter på 2400 km og blev også observeret under den næste flyvning af enheden om en måned [51] . Forskere antyder, at der på dette tidspunkt var metan-ethan regn eller sne ved satellittens pol (hvis temperaturen er lav nok); nedløb på nordlige breddegrader er kraftige nok til at forårsage nedbør [52] .

Skyer er også blevet registreret på den sydlige halvkugle. Normalt dækker de ikke mere end 1% af overfladen, selvom denne værdi nogle gange når 8%. Sådanne forskelle i skydækkeområdet på halvkuglerne forklares af det faktum, at det var sommer på den sydlige halvkugle på observationstidspunktet, og intensiv opvarmning af de atmosfæriske masser fandt sted der, stigende strømme opstod, og som et resultat, konvektion . Under sådanne forhold er ethan ikke i stand til at danne et permanent skydække, selvom ethan- fugtigheden når 100 % [53] . Fra september til oktober 2010 analyserede videnskabsmænd fotografier af Cassini og konkluderede, at det også regner ved satellittens ækvator; bevis på dette er den karakteristiske fordybning, som kommer til udtryk på grund af flodstrømme [54] .

Observationer viser, at højden og vedvarende overskyethed afhænger af breddegraden. Så i de høje breddegrader (fra 60 ° og derover) på halvkuglen om vinteren er permanente skyer almindelige, dannet over troposfærens niveau. På lavere breddegrader er skyerne i en højde på 15-18 km , er små i størrelse og er af ikke-permanent karakter. På halvkuglen med en sommerperiode dannes skyer hovedsageligt i området 40° breddegrad og er normalt kortvarige [55] .

Jordobservationer viser også sæsonbestemte ændringer i skydække. Så i en 30-årig omdrejning omkring Solen, sammen med Saturn på Titan på hver halvkugle, dannes skyer i 25 år, og forsvinder derefter inden for 4-5 år, før de dukker op igen [51] .

Overflade

Titans overflade, fotograferet af Cassini i forskellige spektralområder, er opdelt i flere lyse og mørke områder med klare grænser på lave breddegrader [57] . Nær ækvator på den førende halvkugle er der et lyst område på størrelse med Australien (også synligt på de infrarøde billeder af Hubble- teleskopet ) [58] . Den fik navnet Xanadu [ 59] .

Radarbilleder taget i april 2006 viser bjergkæder over 1 km høje, dale, flodsenge , der flyder ned fra bakker, og mørke pletter (fyldte eller tørre søer) [60] . Stærk erosion af bjergtoppe er mærkbar, strømme af flydende metan under sæsonbestemte regnskyl kan danne huler i bjergskråninger. Sydøst for Xanadu ligger den gådefulde Hotei arcus- formation , som er en lys (især ved nogle bølgelængder) bue. Hvorvidt denne struktur er en "varm" vulkansk region eller aflejring af et eller andet stof (for eksempel kuldioxidis) er endnu ikke klart.

I det ækvatoriale lysområde i Adiri er udvidede kæder af bjerge (eller bakker) op til flere hundrede meter høje blevet opdaget. Formodentlig kan der på den sydlige halvkugle være en massiv bjergkæde omkring 150 km lang og op til 1,6 km høj. En top på 3337 meter er blevet opdaget i Mithrim- bjergene [61] . På toppen af ​​bjergene er der lette aflejringer - muligvis aflejringer af metan og andre organiske materialer [62] . Alt dette vidner om de tektoniske processer, der danner Titans overflade.

Generelt er relieffet af Titan relativt jævnt - variationen i højden er ikke mere end 2 km, dog kan lokale højdeforskelle, som vist ved radardata og stereobilleder opnået af Huygens , være meget betydelige; stejle skråninger på Titan er ikke ualmindeligt [63] . Dette er resultatet af intens erosion med deltagelse af vind og væske. Der er få nedslagskratere på Titan (fra 2012 er 7 blevet nøjagtigt identificeret og formodentlig 52) [64] . Dette er en konsekvens af, at de relativt hurtigt skjules af nedbør [65] og udjævnes af vinderosion [64] [66] . Titans overflade på tempererede breddegrader er mindre kontrasterende.

Nogle dele af Titans overflade antages at være af kryovulkanisk oprindelse. Disse er primært Mount Dum med den tilstødende Sotra Patera og Mohini-strømmen , Mount Erebor og vandløbslignende objekter i Hotei-regionen [67] .

Klitter

Der er mørke områder, der i størrelse ligner Xanadu, der omkranser satellitten langs ækvator, som oprindeligt blev identificeret som metanhav [ 68] . Radarundersøgelser har imidlertid vist, at de mørke ækvatoriale områder næsten er dækket af lange parallelle rækker af klitter , der strækker sig i retning af de fremherskende vinde (fra vest til øst) i hundredvis af kilometer - de såkaldte "katteridser" [ 69] .

Lavlandets mørke farve forklares af ophobningen af ​​partikler af kulbrinte-"støv", der falder fra den øvre atmosfære, skylles af metanregn fra bakkerne og bringes til ækvatorialområderne af vinde. Støv kan blandes med issand [69] [70] .

Metanfloder og søer

Muligheden for eksistensen af ​​floder og søer på overfladen af ​​Titan fyldt med flydende metan blev foreslået på grundlag af data indsamlet af Voyager 1 og Voyager 2, som viste eksistensen af ​​en tæt atmosfære af den passende sammensætning og de nødvendige temperaturer til holde metan i flydende tilstand. I 1995 gjorde data fra Hubble -teleskopet og andre observationer det muligt direkte at underbygge eksistensen af ​​flydende metan på overfladen i form af individuelle søer eller endda oceaner, svarende til Jordens [71] .

Cassini-missionen i 2004 bekræftede også denne hypotese, dog ikke umiddelbart. Da rumfartøjet ankom til det saturnske system, håbede forskerne at kunne detektere væsken ved at reflektere sollys, men i første omgang kunne der ikke påvises blænding [72] .

I juli 2009 blev reflektionen af ​​sollys (blænding) fra den glatte overflade af en væskebassin i det infrarøde område registreret , hvilket blev direkte bevis på eksistensen af ​​søer [73] .

Tidligere nær polerne viste Cassini-radaren tilstedeværelsen af ​​en meget flad og/eller stærkt absorberende overflade, som er flydende metan (eller methan-ethan) reservoirer, hvis eksistens længe var i tvivl. Især i juni 2005 afslørede Cassini-billeder en mørk formation med meget klare grænser i det sydlige polarområde, som blev identificeret som en flydende sø. Den fik navnet Lake Ontario [74] [75] . Klare radarbilleder af søer i det nordlige polarområde Titan blev opnået i juli 2006 [76] . Radardækning af Mezzoramia- regionen på høje breddegrader på den sydlige halvkugle viste tilstedeværelsen af ​​et udviklet flodsystem, en kystlinje med karakteristiske spor af erosion og en overflade dækket med væske på nuværende tidspunkt eller i nyere tid [8] [77] .

I marts 2007 opdagede Cassini flere gigantiske søer nær Nordpolen, hvoraf den største ( Krakenhavet ) når en længde på 1000 km og kan sammenlignes i areal med Det Kaspiske Hav , en anden ( Ligeiahavet ) med et areal på 100.000 km² overstiger enhver af terrestriske ferskvandssøer [78] .

I juni 2012 opdagede astronomer, der studerede billeder taget af Cassini fra 2004 til 2008, en 1 meter dyb metansø i ørkenens ækvatorialregion Titan [79] . Søen kunne ses takket være skydning i det infrarøde område. Dens længde er omkring 60, og dens bredde er omkring 40 kilometer [80] . Ud over denne sø blev der opdaget yderligere fire formationer, der minder mere om terrestriske sumpe [79] .

Ifølge Cassini-data og computerberegninger er sammensætningen af ​​væsken i søerne som følger: ethan (76-79%), propan (7-8%), metan (5-10%). Derudover indeholder søerne 2-3% hydrogencyanid , og omkring 1% buten , butan og acetylen [81] [82] . Ifølge andre data er hovedkomponenterne ethan og metan. Reserverne af kulbrinter i søer er flere gange større end de samlede reserver af olie og gas på Jorden [83] . NASA-forskere har foreslået [84] at der under visse forhold kan dannes isflager på overfladen af ​​Titans søer. Sådan is skal være mættet med gas (mere end 5%) for at forblive på overfladen af ​​søen og ikke synke til bunden.

De fleste af søerne findes i det nordlige polarområde, mens der næsten ikke er nogen i det sydlige. Dette kan forklares med sæsonbestemte ændringer - hver af de fire årstider på Titan varer omkring 7 jordår, og i løbet af denne tid kan metan tørre op i reservoirerne på en halvkugle og blive transporteret af vinden til en anden [85] [86] .

Da sonden " Huygens " dalede ned i Titans atmosfære, blev der taget fotografier [87] , som viser lyse bakker og kanaler, der krydser dem, flyder ind i et mørkt område. "Huygens" sad tilsyneladende i det mørke område, og det viste sig at være med en fast overflade [88] . Jordsammensætningen på landingsstedet minder om vådt sand (eventuelt bestående af iskorn blandet med kulbrinter). Konstant faldende støvregn kan fugte jorden .

På billederne direkte fra overfladen ses sten (formentlig is) af en afrundet form. Denne form kunne være blevet dannet som følge af langvarig udsættelse for væske. Sandsynligvis i ækvatorialområdet, hvor Huygens landede, er kun midlertidige udtørrende metansøer mulige , som dannes efter ekstremt sjældne regnskyl.

Intern struktur og geologi

Titan er omkring halvt vandis og halvt sten . I sammensætning ligner Titan nogle andre store satellitter af gasplaneter : Ganymedes , Europa , Callisto , Triton , men adskiller sig meget fra dem i sammensætningen og strukturen af ​​dens atmosfære.

Titan har ifølge beregninger en fast kerne, bestående af sten, med en diameter på omkring 3400 km, som er omgivet af flere lag vandis [89] . Det ydre lag af kappen består af vandis og methanhydrat , mens det indre lag består af komprimeret, meget tæt is. Mellem disse lag er eksistensen af ​​et lag flydende vand mulig.

Ligesom andre satellitter af Jupiter og Saturn, som for eksempel Io og Enceladus , er Titan påvirket af betydelige tidevandskræfter , som spiller en væsentlig rolle i satellittens tektoniske processer, opvarmer dens kerne og understøtter vulkansk aktivitet .

Hypotetisk hav under overfladen

En række videnskabsmænd fremsatte en hypotese om eksistensen af ​​et globalt hav under overfladen [90] . Saturns kraftige tidevandsvirkning kan føre til opvarmning af kernen og opretholdelse af en temperatur høj nok til eksistensen af ​​flydende vand [91] . En sammenligning af Cassini-billederne fra 2005 og 2007 viste, at landskabsdetaljerne var forskudt med omkring 30 km. Da Titan altid er vendt mod Saturn på den ene side, kan et sådant skift forklares ved, at den iskolde skorpe er adskilt fra satellittens hovedmasse af et globalt væskelag [91] .

Det antages, at vandet indeholder en betydelig mængde ammoniak (ca. 10%), som virker på vandet som frostvæske [92] , det vil sige sænker dets frysepunkt. I kombination med det høje tryk, som satellittens skorpe udøver, kan dette være en yderligere betingelse for eksistensen af ​​et underjordisk hav [93] [94] .

Ifølge de data, der blev frigivet i slutningen af ​​juni 2012 og tidligere indsamlet af Cassini-rumfartøjet, skulle der virkelig være et hav under Titans overflade i en dybde på omkring 100 km, bestående af vand med en mulig lille mængde salte [95 ] . Baseret på satellittens gravitationskort, bygget i henhold til Cassini -data , foreslog forskere, at væsken i Titans underjordiske hav er karakteriseret ved øget tæthed og ekstrem saltholdighed. Mest sandsynligt er det en saltlage , som inkluderer salte, der indeholder natrium, kalium og svovl. Derudover er havets dybde i forskellige dele af satellitten ikke den samme - nogle steder fryser vandet, indefra opbygger en isskorpe, der dækker havet, og væskelaget på disse steder er praktisk talt ikke forbundet med Titans overflade. Den stærke saltholdighed i det underjordiske hav gør det næsten umuligt for liv at eksistere i det [96] .

Kryovulkanisme

Titan har tydelige tegn på vulkansk aktivitet. Men på trods af ligheden mellem vulkanernes form og egenskaber, er det ikke silikatvulkaner, der virker på satellitten, som på Jorden eller Mars og Venus , men de såkaldte kryovulkaner , som højst sandsynligt bryder ud med en vand-ammoniak blanding med en blanding af kulbrinter [97] .

Oprindeligt blev eksistensen af ​​vulkanisme antaget efter opdagelsen af ​​argon-40 i atmosfæren , som dannes under henfaldet af radioaktive stoffer [98] . Senere registrerede Cassini en kraftig kilde til metan, som formodentlig er en kryovulkan. Da der endnu ikke er fundet nogen metankilde, der er i stand til at opretholde en konstant mængde af dette stof i atmosfæren, på satellittens overflade, menes det nu, at hovedparten af ​​al metan kommer fra kryovulkaner [99] [100] .

Derudover registrerede astronomer i december 2008 to midlertidige lysformationer i atmosfæren, men de viste sig at være for langlivede til at kunne forveksles med et vejrfænomen. Det antages, at dette var en konsekvens af det aktive udbrud af en af ​​kryovulkanerne [92] .

Vulkaniske processer på Titan, såvel som på Jorden, er forårsaget af henfald af radioaktive grundstoffer i satellittens kappe [92] . Magma på Jorden er sammensat af smeltede bjergarter, der er mindre tætte end de skorpeklipper, som de bryder igennem. På Titan er vand-ammoniakblandingen meget tættere end vandisen, gennem hvilken den bryder ud til overfladen, derfor kræves der mere energi for at opretholde vulkanismen. En af kilderne til sådan energi er Saturns kraftige tidevandseffekt på dens satellit [92] .

Observationer og forskning

Observation og undersøgelse af Titan, før Pioneer 11 - rumfartøjet nåede Saturns kredsløb i 1979 og foretog forskellige målinger af planeten og dens satellitter, forløb i et ekstremt langsomt tempo. I 1907 hævdede den spanske astronom José Comas Sola at have observeret mørkfarvning på kanten af ​​Titans skive og to runde lyse pletter i midten [101] . Som et resultat af Gerard Kuipers observationer , foretaget i vinteren 1943-1944 ved McDonald Observatory på Mount Lock ved hjælp af en spektrograf fastgjort til et 82-tommer (205 cm) reflekterende teleskop , i 1944 [102] Titans atmosfære. blev opdaget [103] [104] .

Titan er ikke synlig med det blotte øje, men kan observeres med et amatørteleskop eller en stærk kikkert, observation er vanskelig på grund af Titans nærhed til Saturn. Satellitten har en tilsyneladende størrelse på +7,9 [105] .

Pioneer 11 og Voyager

Det første rumfartøj, der fløj nær Titan, var Pioneer 11 , designet til at studere Jupiter og Saturn. Den 1. september 1979 sendte stationen fem billeder af Titan. Ifølge de data, der blev transmitteret af sonden, blev det fundet, at overfladetemperaturen er for lav til eksistensen af ​​liv [106] . Pioneer 11 passerede i en afstand af 353.950 km fra satellitten. De resulterende fotografier var for slørede til at skelne nogen detaljer [107] .

Voyager 1 har lavet betydelig forskning . Den 12. november 1980 passerede stationen 5600 km fra Titan, men de resulterende billeder tillod os ikke at skelne nogen detaljer på overfladen på grund af dis i atmosfæren. Voyager 1 var kun i stand til at studere atmosfærens sammensætning og bestemme grundlæggende data som størrelse og masse , og omløbsperioden blev også forfinet [22] .

Voyager 2 fløj gennem Saturn-systemet den 25. august 1981. Da enheden blev rettet mod Uranus og udførte en gravitationsmanøvre nær Saturn, blev Titan praktisk talt ikke undersøgt.

Hubble-rumteleskopet

De første fotografier, der kastede lys over Titans overfladestruktur, blev taget af Hubble -rumteleskopet i 1990'erne. De infrarøde billeder viste metanskyer og organisk smog. Med en klar kontrast mellem mørke og lyse områder af overfladen skiller Titan sig ud fra andre tilsvarende størrelse måner i solsystemet. Hubble- kraterne , der er fælles for andre satellitter , blev ikke fundet på Titan.

Man antog, at de lyse områder af overfladen ligger højere end de mørkere; de er også forskellige i sammensætning: lyse områder kan indeholde vandis, som det ofte findes på Jupiters måner, mens mørke områder er dækket af sten eller organisk materiale.

Cassini-Huygens

Den 15. oktober 1997 blev Cassini-Huygens rumfartøjet, et fælles projekt af NASA , ESA og ASI, opsendt fra Cape Canaveral. Det blev skabt for at studere Saturn-systemet og især dets måne Titan. Cassini er Saturns første kunstige satellit. Apparatets oprindelige løbetid blev beregnet til 4 år.

Cassini har været i kredsløb om Saturn siden 1. juli 2004. Som planlagt blev den første forbiflyvning af Titan foretaget den 26. oktober 2004, i en afstand af kun 1200 km fra overfladen [88] . Titan er det fjerneste himmellegeme fra Jorden, som blev landet af en rumsonde [108] . Radarbilleder taget af Cassini afslører den komplekse struktur af Titans overflade.

Fra den 22. juli 2006 til den 28. maj 2008 foretog Cassini 21 forbiflyvninger omkring Titan (minimumsafstanden var kun 950 km), hvor der blev taget billeder, der beviste eksistensen af ​​metansøer på Titan [109] .

Missionen blev forlænget først til 2010 (yderligere 21 forbiflyvninger af Titan) og derefter indtil 2017 (yderligere 56 forbiflyvninger) [110] . Enheden afsluttede sin mission den 15. september 2017 og brændte op i Saturns atmosfære.

Udforskning med Huygens-sonden

Huygens- sonden adskilte sig fra Cassini den 25. december 2004 og landede på overfladen den 14. januar 2005 [111] . "Huygens" er den anden enhed skabt af mennesket, placeret på overfladen af ​​planetens satellit efter enheder på Månen .

Faldskærmsnedstigningen gennem satellittens atmosfære tog Huygens 2 timer 27 minutter og 50 sekunder . Kollisionen af ​​apparatet med Titans overflade skete med en hastighed på 16 km/t (eller 4,4 m/s ), mens enhederne oplevede kortvarige overbelastninger , 15 gange større end accelerationen af ​​frit fald på Jorden.

Under nedstigningen tog Huygens prøver af atmosfæren. Vindhastigheden på samme tid (i en højde på 9 til 16 km) var ca. 26 km/t . Instrumenter om bord registrerede en tæt metan-dis (skylag) i en højde af 18-19 km , hvor det atmosfæriske tryk var cirka 50 kPa (5,1⋅10 3 kgf/m²) eller 380 mmHg. Udetemperaturen i begyndelsen af ​​nedstigningen var -202°C, mens den på Titans overflade var lidt højere: -179°C.

Billeder taget under nedstigningen viste et komplekst relief med spor af væskevirkning (flodlejer og en skarp kontrast mellem lyse og mørke områder - "kystlinjen") [112] . Det mørke område, som Huygens kom ned på, viste sig dog at være solidt. Fotografierne taget fra overfladen viser afrundede sten op til 15 cm i størrelse, med spor af eksponering for væske (småsten) [99] .

Ved hjælp af en ekstern mikrofon var det muligt at optage lyden af ​​vinden på Titan.

Landingsstedet for enheden den 14. marts 2007 blev besluttet opkaldt efter Hubert Curien, en af ​​grundlæggerne af European Space Agency [113] .

Planlagte missioner

Som en del af det fælles NASA- og ESA-program til at studere Saturn, Titan og Enceladus , er det planlagt at sende Titan Saturn System Mission , som vil omfatte: en orbital station og to sonder designet specifikt til at studere Titan. En sonde er en ballon , der vil flyde i atmosfæren blandt skyerne. Som udtænkt af udviklerne, skal denne sonde flyve rundt om hele satellitten mindst én gang ved cirka 20 ° N. sh. i en højde af 10 km [114] .

Den anden sonde skal plaske ned i polarhavet af kulbrinter på cirka 79° nordlig bredde. Ligesom Huygens, vil apparatet blive faldet i faldskærm. Sonden bliver det første flydende apparat uden for Jorden. Varigheden af ​​dets arbejde forventes at være fra 3 til 6 måneder, startende fra 6 timers nedstigning gennem atmosfæren.

Oprindeligt var lanceringen af ​​missionen planlagt til 2010. I februar 2009 blev det dog annonceret, at NASA og ESA havde givet Jupiter-systemmissionen en højere prioritet, og opsendelsesdatoen blev skubbet tilbage til engang i 2020'erne [115] .

Nogle videnskabsmænd, herunder NASA-ansat planetforsker Amanda R. Hendrix , mener, at den eneste mulighed for at placere en koloni i solsystemet ikke er Månen eller Mars, men Saturns største måne, Titan. [116] [117]

Dragonfly - rumfartøjet er planlagt til at blive sendt til Titan i 2027, efterfulgt af en landing i Shangri-La- regionen i 2034. Derefter vil køretøjet flyve mod Selk -krateret , hvor flydende vand kunne have været i fortiden [118] .

Mulighed for liv

Da Saturn og dens satellitter er uden for den beboelige zone , er fremkomsten af ​​højt organiseret liv (svarende til Jorden) hypotetisk umulig, men muligheden for fremkomsten af ​​simple organismer er ikke udelukket af videnskabsmænd [119] .

På trods af de lave temperaturer eksisterer der tilstrækkelige forhold på Titan til, at kemisk udvikling kan begynde . Den tætte atmosfære af nitrogen og tilstedeværelsen af ​​organiske forbindelser er et interessant objekt for undersøgelse af exobiologer, da lignende forhold kunne eksistere på den unge jord. For lave temperaturer forhindrer dog den præbiotiske udviklingsretning i modsætning til Jorden [120] .

Stephen Benner fra University of Florida antyder, at der kan dannes liv i søer med flydende kulbrinter. Ethan eller metan kan bruges som opløsningsmiddel i en levende organismes biologiske processer. Samtidig er den kemiske aggressivitet af disse stoffer meget lavere end vands. Således kan makromolekyler såsom proteiner og nukleinsyrer være mere stabile.

Så den 5. juni 2010 afgav en gruppe videnskabsmænd fra NASA en erklæring om, at de havde fundet tegn på den mulige eksistens af de enkleste livsformer på Titan. Disse konklusioner blev draget baseret på analysen af ​​data opnået fra Cassini-sonden - ved at studere brints usædvanlige adfærd på satellittens overflade fremsatte astrobiolog Chris McKay og professor John Zarnecki en hypotese om "vejrtrækningen" af primitive biologiske organismer, der repræsenterer en anden form for liv end Jorden, som bruger metan og brint i stedet for vand og ilt [121] .

Ifølge denne hypotese kunne organismer absorbere brintgas og føde på acetylenmolekyler , mens metan ville blive dannet i løbet af deres liv. Som følge heraf ville Titan opleve mangel på acetylen og et fald i hydrogenindholdet nær overfladen. Infrarøde målinger foretaget af Cassini-spektrometeret viste ingen spor af acetylen, selvom det skulle være dannet i Titans meget kraftige atmosfære under påvirkning af solens ultraviolette stråling. Indirekte resultater tyder på, at brint nær Titans overflade også forsvinder. McKay selv, kommenterede resultaterne opnået for magasinet New Scientist, og bemærkede, at de var "meget usædvanlige og indtil videre kemisk uforklarlige." "Selvfølgelig er dette ikke bevis for eksistensen af ​​liv, men det er meget interessant," tilføjede videnskabsmanden [122] [123] . Forskere udelukker dog ikke, at de nye Cassini-data kan have en helt anden forklaring [124] .

I en meget fjern fremtid kan forholdene på Titan ændre sig væsentligt. Efter 6 milliarder år vil Solen stige betydeligt i størrelse og blive en rød kæmpe , temperaturen på satellittens overflade vil stige til -70 ° C, høj nok til eksistensen af ​​et flydende hav af en blanding af vand og ammoniak . Sådanne forhold vil eksistere i flere hundrede millioner år, hvilket er ganske nok til udviklingen af ​​relativt komplekse livsformer [125] .

Se også

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 R. A. Jacobson. Planetariske satellits gennemsnitlige orbitalparametre . NASA/JPL (15. august 2009). Hentet 10. juni 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 R. A. Jacobson. et al. Tyngdefeltet i det saturniske system fra satellitobservationer og rumfartøjssporingsdata  (engelsk)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 , nr. 6 . - S. 2520-2526 . - doi : 10.1086/508812 .
  3. ↑ D. R. Williams. Saturnsk satellit-faktaark . NASA (21. august 2008). Dato for adgang: 18. marts 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  4. ↑ G. Mitri et al. Kulbrintesøer på Titan  (engelsk)  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Vol. 186 , nr. 2 . - S. 385-394 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.004 . Arkiveret fra originalen den 27. februar 2008.
  5. ↑ 1 2 3 Niemann, HB et al. Overflod af bestanddele af Titans atmosfære fra GCMS-instrumentet på Huygens-sonden  //  Nature volume=438 : journal. - 2005. - Nej. 7069 . - s. 779-784 . - doi : 10.1038/nature04122 . — PMID 16319830 .
  6. ↑ Coustenis, Athéna og Taylor, FW Titan: Exploring an Earthlike World . - World Scientific , 2008. - S. 154-155. — ISBN 9789812705013 .
  7. ↑ Nyhedsfunktioner: The Story of Saturn (link utilgængeligt) . NASA /JPL. Dato for adgang: 8. januar 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  8. ↑ 1 2 3 Stofan, ER; Elachi, C.; et al. Titansøerne  (engelsk)  // Nature. - 2007. - 4. januar ( bd. 445 , nr. 1 ). - S. 61-64 . - doi : 10.1038/nature05438 . — .
  9. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens opdager Luna Saturni . Dagens astronomibillede . NASA (25. marts 2005). Hentet 18. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  10. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps. Om Titans interne struktur og 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. Eksobiologiske implikationer af et muligt ammoniak-vandhav inde i Titan  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Vol. 146 , nr. 2 . - S. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  12. ↑ Christiaan Huygens: Opdager af Titan . ESA (24. september 2003). Hentet 17. juli 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  13. ↑ Teleskop af Huygens, Christiaan Huygens, Haag, 1683 (utilgængeligt link) . Dato for adgang: 18. marts 2010. Arkiveret fra originalen den 9. juli 2007. 
  14. ↑ Ovid, "Hurtigt", bog 1, linje 305: "De vendte iagtende øjne til de fjerne lyskilder", oversat fra latin af F. A. Petrovsky, citat fra publikationen: Publius Ovid Nason. Elegier og små digte. M., "Fiction", 1973
  15. ↑ Lynn, WT Opdagelsen af  ​​Titan //  Observatoriet. - 1888. - Bd. 11 . - S. 338-340 . - .
  16. ↑ GD Cassini. En opdagelse af to nye planeter om Saturn, lavet i det kongelige parisiske observatorium af Signor Cassini, stipendiat fra begge de kongelige selskaber i England og Frankrig; English't out of French  (engelsk)  // Philosophical Transactions: journal. - 1673. - Bd. 8 , nr. 1673 . - P. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 .
  17. ↑ Hr. Lassell. Observationer af Mimas, Saturns nærmeste og mest indvendige satellit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1847. - 12. november ( bd. 8 , nr. 1 ). — S. 42 . Arkiveret fra originalen den 14. maj 2011.
  18. ↑ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A.M.; Farinella, P. Resonanser og tætte tilgange.   I. Titan - Hyperion sagen // Jorden, Månen og Planeterne : journal. - Springer , 1980. - April ( bd. 22 , nr. 2 ). - S. 141-152 . - doi : 10.1007/BF00898423 .  (utilgængeligt link)
  19. ↑ JPL HORIZONS solsystemdata og ephemeris-beregningstjeneste . NASA/JPL. Hentet 19. august 2007. Arkiveret fra originalen 20. august 2011.
  20. ↑ EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea . Dato for adgang: 22. oktober 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  21. ↑ Forbedrede Saturn-positioner hjælper rumfartøjsnavigation, planetstudier, grundlæggende fysik . Hentet 10. juli 2015. Arkiveret fra originalen 19. april 2016.
  22. ↑ 1 2 James Richardson, Ralph Lorenz, Alfred McEwen. Titans overflade og rotation : Nye resultater fra Voyager 1-billeder   // Icarus . - 2004. - Juli ( bind 170 , nr. 1 ). - S. 113-124 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.010 . - . Arkiveret fra originalen den 23. august 2009.
  23. ↑ Lunine, J. Sammenligning af triaden af ​​store måner . Astrobiology Magazine (21. marts 2005). Hentet 20. juli 2006. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  24. ↑ Prentice AJR Titan på tidspunktet for Cassini-rumfartøjets første forbiflyvning: en forudsigelse for dets oprindelse, kemiske sammensætning og indre fysiske struktur . Arkiv (2006). Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 24. juli 2018.
  25. ↑ 1 2 3 M. Fulchignoni, F. Ferri, F. Angrilli et al. In situ målinger af de fysiske karakteristika af Titans miljø  (engelsk)  // Nature : journal. - 2005. - 8. december ( bind 438 ). - doi : 10.1038/nature04314 . Arkiveret fra originalen den 13. april 2016.
  26. ↑ 1 2 Elizabeth P. Turtle. Udforsk Titans overflade med Cassini-Huygens . Smithsonian (2007). Hentet 18. april 2009. Arkiveret fra originalen 20. juli 2013.
  27. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. "Systemer af Jupiter og Saturn: Formation, sammensætning og indre struktur af store satellitter", forlag URSS, 2009 (utilgængeligt link) . Hentet 12. oktober 2009. Arkiveret fra originalen 18. juli 2013. 
  28. ↑ Athena Coustenis, FW Taylor. Titan: En jordlignende måne . - World Scientific , 1999. - S. 10-12. Arkiveret 30. juli 2017 på Wayback Machine
  29. ↑ 1 2 3 4 Titan skabte atmosfæren under et kometbombardement Arkiveret 18. maj 2021 ved Wayback Machine  (russisk)
  30. ↑ JH Waite (Jr) et al . Ion neutral massespektrometer resultater fra den første forbiflyvning af Titan  //  Science : journal. - 2005. - Bd. 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. Solpartiklernes og strålingsmiljøets indflydelse på Titans atmosfæreudvikling  //  Advances in Space Research : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 36 . - S. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
  32. ↑ Saturns Moon Titan kan have været en planetarisk boksesæk Arkiveret 19. september 2020 på Wayback Machine 
  33. ↑ A. Coustenis. Dannelse og udvikling af Titans atmosfære // Rumvidenskabelige anmeldelser . - 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  (engelsk)  // Science  : op. videnskabelig magasin . - 2007. - Bd. 316 , nr. 5826 . - S. 870-875 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1139727 . Arkiveret fra originalen den 24. september 2015. . — ( PDF Arkiveret 29. april 2014 på Wayback Machine ).
  35. ↑ Tholins in the Devil Darling Encyclopedia  (engelsk)  (utilgængeligt link) . The Encyclopedia of Science . Hentet 27. februar 2012. Arkiveret fra originalen 24. februar 2012.
  36. ↑ AJ Coates, FJ Crary, GR Lewis, DT Young, JH Waite og EC Sittler. Opdagelse af tunge negative ioner i Titans ionosfære  (engelsk)  // Geophys. Res. Lett. : journal. - 2007. - Bd. 34 . — P.L22103 . - doi : 10.1029/2007GL030978 .
  37. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Jupiter og Saturn systemer: Dannelse, sammensætning og indre struktur. - M. : LKI, 2009. - S. 478. - ISBN 9785382009865 .
  38. ↑ Baez, John Denne uges fund i matematisk fysik (link ikke tilgængeligt) . University of California , Riverside (25. januar 2005). Dato for adgang: 22. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  39. ↑ Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann et al. Titans metancyklus  (engelsk)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 2006. - Vol. 54 , nr. 12 . — S. 1177 . - doi : 10.1016/j.pss.2006.05.028 . - .
  40. ↑ 1 2 Den måde, vinden blæser på Titan (link utilgængeligt) . NASA/JPL (1. juni 2007). Hentet 2. juni 2007. Arkiveret fra originalen 22. maj 2008. 
  41. ↑ Carolina Martinez. NASA-observationer hjælper med at bestemme Titans vindhastigheder . NASA (2005). Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  42. ↑ Regn, blæst og dis under nedstigningen til Titan . ESA (30. november 2005). Hentet 10. juni 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  43. ↑ Leonid Popov. Forårsbyger åbner på Titan . Membrana.ru (18. marts 2011). Hentet 1. maj 2013. Arkiveret fra originalen 20. april 2013.
  44. ↑ Vind eller regn eller kulde i Titan's Night? . Astrobiology Magazine (11. marts 2005). Dato for adgang: 24. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  45. ↑ Rannou, R.; et al. Den breddegradsfordeling af skyer på Titan   // Videnskab . - 2006. - Januar ( bind 311 , nr. 5758 ). - S. 201-205 . - doi : 10.1126/science.1118424 . — PMID 16410519 . Arkiveret fra originalen den 16. september 2009.
  46. ↑ Metanbyger viste sig at være årsagen til Titans "våde" klima . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 19. april 2021.
  47. ↑ Carolyn Porco. Titan (utilgængeligt link) . NASA (29. november 2007). Hentet 10. juni 2010. Arkiveret fra originalen 15. marts 2008. 
  48. ↑ Schröder, SE; Tomasko, M.G.; Keller, HU Refleksionsspektret af Titans overflade som bestemt af Huygens  //  American Astronomical Society, DPS møde #37, #46.15; Bulletin fra American Astronomical Society: tidsskrift. - 2005. - August ( bind 37 , nr. 726 ). Arkiveret fra originalen den 9. august 2018.
  49. ↑ C. A. Hasenkopf. OPTISKE EGENSKABER AF TITAN HAZE LABORATORY ANALOGER VED HJEMME RING NED SPEKTROSKOPI . Workshop om planetariske atmosfærer (2007) . Hentet 16. oktober 2007.
  50. ↑ Første 'in situ' sammensætningsmålinger foretaget i Titans atmosfære . ESA (30. november 2005). Hentet 10. juni 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  51. ↑ 1 2 Cassini-billeder Mammoth Cloud opsluger Titans nordpol . NASA (2007). Hentet 14. april 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  52. ↑ Kontor for medierelationer: Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Cassini finder, at kulbrinteregn kan fylde søerne (utilgængeligt link) . Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Dato for adgang: 29. januar 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  53. ↑ Emily L. , Schaller; Brown, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. Et stort skyudbrud ved Titans sydpol  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Februar ( nr. 182 ). - S. 224-229 . Arkiveret fra originalen den 13. november 2012.
  54. ↑ Det regnede på Titans ækvator for første gang i syv år . Lenta.ru (18. marts 2011). Hentet 18. marts 2011. Arkiveret fra originalen 21. marts 2011.
  55. ↑ NASA Cassini-billede: Radarbilleder af Titans sydpol (2008). Dato for adgang: 11. januar 2008. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  56. ↑ Farvel, Dennis . Gå videre, tag en tur på Titan - Saturns største måne har benzin til regn, sod til sne og et hav af ammoniak under overfladen. Nu er der et kort, der kan hjælpe med at guide søgen efter muligt liv der. , The New York Times  (3. december 2019). Arkiveret fra originalen den 5. december 2019. Hentet 5. december 2019.
  57. ↑ Battersby, Stephen Titans komplekse og mærkelige verden afsløret (link utilgængeligt) . New Scientist (29. oktober 2004). Hentet 31. august 2007. Arkiveret fra originalen 14. januar 2008. 
  58. ↑ Rumfartøj: Cassini Orbiter Instruments, RADAR (utilgængeligt link) . NASA/JPL. Hentet 31. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  59. ↑ Cassini afslører, at Titans Xanadu-region er et jordlignende land . Science Daily (23. juli 2006). Hentet 27. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  60. ↑ Lorenz, R.D.; Callahan, PS; et al. Titans form, radius og landskab fra Cassini Radar Altimetry  (engelsk)  // Lunar and Planetary Science Conference: tidsskrift. - 2007. - Marts ( bind 38 ). Arkiveret fra originalen den 26. september 2007.
  61. ↑ Cassini spionerer på Titans højeste toppe . Hentet 2. april 2016. Arkiveret fra originalen 19. august 2016.
  62. ↑ Cassini-data viser is- og stenblanding inde i Titan (linket er ikke tilgængeligt) . NASA/JPL. Hentet 16. december 2006. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  63. ↑ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. Global-skala overfladespektrale variationer på Titan set fra Cassini/VIMS   // Icarus :  journal. - Elsevier , 2006. - Januar ( bd. 186 , nr. 1 ). Arkiveret fra originalen den 25. juli 2011.
  64. ↑ 1 2 Gilliam AE, Jurdy DM Titans nedslagskratere og tilknyttede flodtræk: Beviser for et hav under overfladen?  // 45th Lunar and Planetary Science Conference, afholdt 17.-21. marts 2014 i The Woodlands, Texas. LPI-bidrag nr. 1777, s. 2435. - 2014. - . Arkiveret fra originalen den 26. juli 2014.
  65. ↑ PIA07365: Circus Maximus . NASA/JPL. Hentet 4. maj 2006. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  66. ↑ Titan får en klit-"makeover" . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 17. juni 2019.
  67. ↑ 1 2 Lopes, RMC; Kirk, R.L.; Mitchell, KL et al. Cryovolcanism on Titan: Nye resultater fra Cassini RADAR og VIMS  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2013. - Bd. 118 , nr. 3 . - S. 416-435 . doi : 10.1002 / jgre.20062 . - . Arkiveret fra originalen den 7. november 2017.
  68. ↑ R. Lorenz. Fjerne haves glimmer   // Videnskab . - 2003. - Bd. 302 . - S. 403-404 . - doi : 10.1126/science.1090464 . — PMID 16675686 . Arkiveret fra originalen den 23. august 2009.
  69. ↑ 1 2 Goudarzi, Sara Saharas sandklitter fundet på Saturns måne Titan . SPACE.com (4. maj 2006). Hentet 6. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  70. ↑ Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J., et al. Titans sandhav: Cassini RADAR observationer af langsgående klitter  (engelsk)  // Science : journal. - 2006. - Bd. 312 . - s. 724-727 . - doi : 10.1126/science.1123257 .
  71. ↑ S.F. Dermott, C. Sagan ,. Tidevandseffekter af afbrudte kulbrintehave på Titan  (engelsk)  // Nature : journal. - 1995. - Bd. 374 . - S. 238-240 . - doi : 10.1038/374238a0 .
  72. ↑ Bortman, Henry Titan: Hvor er de våde ting? (utilgængeligt link) . Astrobiology Magazine (28. oktober 2004). Hentet 5. februar 2011. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  73. ↑ Forskere så først flydende stof uden for Jorden . RIA Novosti (21. december 2009). Dato for adgang: 21. december 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  74. ↑ Emily Lakdawalla . Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan? (utilgængeligt link) . The Planetary Society (28. juni 2005). Hentet 14. oktober 2006. Arkiveret fra originalen 5. juni 2011. 
  75. ↑ NASA bekræfter Liquid Lake på Saturn Moon . NASA (2008). Hentet 20. december 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  76. ↑ Cassini finder søer i Titans arktiske  område . NASA/JPL. Dato for adgang: 22. januar 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  77. ↑ Det længe ventede hav blev fundet på Titan . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 15. februar 2016.
  78. ↑ Cassini rumfartøjsbilleder Hav på Saturns måne Titan  . NASA/JPL. Dato for adgang: 22. januar 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 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. Mulige tropiske søer på Titan fra observationer af mørkt terræn   // Natur . - 14. juni 2012. - Iss. 486 . - S. 237-239 . - doi : 10.1038/nature11165 .
  80. ↑ Maggie McKee. Tropiske søer på Saturn månen kunne udvide mulighederne for liv . - Natur, 13. juni 2012. - doi : 10.1038/nature.2012.10824 . Arkiveret fra originalen den 26. juli 2020.
  81. ↑ D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunin; P. Lavvas & V. Vuitton (2009), Et skøn over den kemiske sammensætning af Titans søer, arΧiv : 0911.1860v1 [astro-ph]. 
  82. ↑ Astronomer har bestemt den kemiske sammensætning af søer på Titan . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 11. oktober 2011.
  83. ↑ Titans overfladeorganiske stoffer overgår oliereserverne på jorden  . NASA. Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  84. ↑ Forskere taler om metan-"flager" på Titan . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 13. april 2021.
  85. ↑ Cook, J.-RC Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan . NASA (17. december 2009). Hentet 18. december 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  86. ↑ Emily Lakdawalla . Cassini VIMS ser det længe ventede glimt fra en Titan-sø . Planetarisk samfunds blog . Planetarisk Samfund (17. december 2009). Hentet 17. december 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  87. ↑ Råbilleder fra Huygens-sondens nedstigning den 14. januar  2005 . ESA. Dato for adgang: 22. januar 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  88. ↑ 1 2 PIA08630: Søer på Titan . NASA/JPL. Hentet 14. oktober 2006. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  89. ↑ 1 2 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin. Titans indre struktur udledt af en koblet termisk-orbital model  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 , nr. 2 . - S. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 . Arkiveret fra originalen den 11. juni 2016.
  90. ↑ Hav fundet på Titan (utilgængeligt link) . Jorden rundt (21. marts 2008). Hentet 8. april 2008. Arkiveret fra originalen 6. juni 2013. 
  91. ↑ 1 2 David Shiga, Titans skiftende spin hints om skjult hav Arkiveret 30. april 2015 på Wayback Machine , New Scientist, 20. marts 2008
  92. ↑ 1 2 3 4 Alan Longstaff. Er Titan (cryo) vulkansk aktiv? // Astronomi nu. - Royal Observatory, Greenwich, 2009. - Februar. - S. 19 .
  93. ↑ "Titan fandt et intraplanetarisk hav" (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 3. november 2011.  // " Trinity option - Science ", nr. 12, 2008.
  94. ↑ Hemmeligt vandhav og fri skorpe opdaget på Titan (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 7. december 2009.  på freescince.narod.ru
  95. ↑ Underjordisk hav fundet på Titan . Se (29. juni 2012). Hentet 29. juni 2012. Arkiveret fra originalen 30. juni 2012.
  96. ↑ Havet på Saturns måne viste sig at være lige så salt som Det Døde Hav . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 9. oktober 2018.
  97. ↑ Carolina Martinez. Forskere opdager en mulig Titan-vulkan . NASA (8. juni 2005). Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  98. ↑ Tobias Owen. Planetvidenskab: Huygens genopdager Titan   // Nature . - 2005. - Bd. 438 . - s. 756-757 . - doi : 10.1038/438756a .
  99. ↑ 1 2 At se, røre og lugte Titans ekstraordinært jordlignende verden . ESA (21. januar 2005). Hentet 28. marts 2005. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  100. ↑ David L. Chandler. Kulbrintevulkan opdaget på Titan (utilgængeligt link) . New Scientist (8. juni 2005). Hentet 7. august 2007. Arkiveret fra originalen 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 og Saturn systemer: Dannelse, sammensætning og indre 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 . Arkiveret fra originalen den 4. juni 2016.
  104. ↑ Silkin, 1982 , s. 154-155.
  105. ↑ Benton Julius L. Jr. Saturn og hvordan man observerer det // Springer London. - 2005. - S. 141-146 . - doi : 10.1007/1-84628-045-1_9 .
  106. ↑ Pionermissionerne . // NASA (26. marts 2007). Hentet 19. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  107. ↑ Pioneer XI (utilgængelig link- historie ) . // NASA. Hentet: 19. august 2007. 
  108. ↑ Huygens afslører Titans overflade . plads i dag. Hentet 19. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  109. ↑ CASSINI AT SATURN - Saturn turnédatoer . NASA/JPL. Hentet 31. oktober 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  110. ↑ Cassinis foreslåede udvidede missionsrejse . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 4. marts 2012.
  111. ↑ Lingard, Steve; Norris, Pat. Sådan lander du på Titan . - Ingenia, 2005. - Juni ( nr. 23 ). Arkiveret fra originalen den 21. juli 2011.
  112. ↑ Cassini ved Saturn: Introduktion (link utilgængeligt) . NASA/JPL. Hentet 6. september 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  113. ↑ Huygens landingsplads skal opkaldes efter Hubert Curien . ESA (5. marts 2007). Hentet 6. august 2007. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  114. ↑ Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission (link utilgængeligt) . ESA (2009). Dato for adgang: 30. januar 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. 
  115. ↑ Rincon, Paul (18. februar 2009), Jupiter i rumorganisationers seværdigheder , BBC News , < http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm > Arkiveret 21. februar 2009 kl. Wayback- maskinen 
  116. ↑ Hendrix, Charles Wohlforth, Amanda R. Lad os kolonisere Titan . Scientific American Blog Network . Hentet 28. november 2016. Arkiveret fra originalen 8. august 2018.
  117. ↑ admin Titan kan være det bedste sted for en koloni i solsystemet - Nyheder om rummet (utilgængeligt link) . Nyheder om rummet (28. november 2016). Hentet 28. november 2016. Arkiveret fra originalen 29. november 2016. 
  118. ↑ Karen Northon. NASAs Dragonfly-mission til Titan vil lede efter oprindelser, tegn på liv . NASA (27. juni 2019). Hentet 19. juli 2019. Arkiveret fra originalen 2. maj 2021.
  119. ↑ McKay, CP; Smith, HD Muligheder for methanogent liv i flydende metan på overfladen af ​​Titan  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 178 , nr. 1 . - S. 274-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.018 .
  120. ↑ news.nationalgeographic.com (downlink) . Dato for adgang: 18. marts 2010. Arkiveret fra originalen 24. september 2008. 
  121. ↑ Hvad forbruger brint og acetylen på Titan? . NASA. Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  122. ↑ ITAR-TASS, 06/07/10, "To mulige tegn på eksistensen af ​​primitivt liv på Saturns måne Titan blev opdaget af NASAs Cassini-sonde" (fra et betalt bånd)
  123. ↑ Hvem spiste brint på Titan Arkiv kopi dateret 4. marts 2016 på Wayback Machine // Gazeta.ru, 06/07/10
  124. ↑ NASA kan have fundet tegn på liv på Saturns måne . RIA Novosti (5. juni 2010). Hentet 5. juni 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  125. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan under en rød kæmpe sol: En ny slags "beboelig" måne (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona (1997). Hentet 21. marts 2008. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.

Litteratur

  • Silkin B.I. I en verden af ​​mange måner. — M .: Nauka , 1982. — 208 s. — 150.000 eksemplarer.

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Tematiske steder
Ordbøger og encyklopædier
 Titanium
Geografi
Overflade
relief detaljerListe over Titan overflade detaljer
Undersøgelse
Andre emner
  • Kategori: Titanium
  • Portal: Astronomi
  • Wikimedia Commons:Titanium
 Himmellegemer, der er blevet landet af terrestrisk AMS
planeter
satellitter
Nær Jordens asteroider
Kometer
  • 9P/Tempela 2005
  • 67P/Churyumova – Gerasimenko 2014
Vist er: navnet på det besøgte himmellegeme; landsflag og år for første landing ; de kroppe, hvorpå der kun blev udført hårde landinger, er fremhævet i farver.