Titan (satelliitti)

Titaani
Saturnuksen satelliitti

Titaani luonnollisissa väreissä ( Cassini
- kuva )
Löytäjä Christian Huygens
avauspäivämäärä 25. maaliskuuta 1655
Orbitaaliset ominaisuudet
Pääakseli 1 221 870 km [1]
Epäkeskisyys 0,0288 [1]
Kiertojakso 15 945 päivää [1]
Orbitaalinen kaltevuus 0,34854° [1]
Nouseva solmupituusaste 28,758 [1] °
periapsis argumentti 179,920 [1] °
Keskimääräinen poikkeama 163,308 [1] °
fyysiset ominaisuudet
Halkaisija 5152 km [2]
Pinta-ala 83 miljoonaa km² [2]
Paino 1,3452⋅10 23 kg [2]
Tiheys 1,8798 g/cm³ [2]
Painovoiman kiihtyvyys 1,352 m/s²
Ensimmäinen pakonopeus  ( v 1 ) 1,867 km/s
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 2,639 km/s
Pyörimisjakso akselin ympäri synkroninen kierto Saturnukseen nähden
Pyörimisakselin kallistus puuttuu
Albedo 0,22 [3]
Pintalämpötila 93,7 K (−179,5 °C) [4]
Tunnelma typpi  - 98,4 %, metaani  - 1,6 %; paine - 146,7 kPa [5] [6] (1,5 kertaa enemmän kuin maan päällä)
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Titan ( muinaiskreikaksi Τιτάν ) on Saturnuksen suurin satelliitti, aurinkokunnan toiseksi suurin satelliitti ( Jupiterin satelliitin Ganymeden jälkeen ), on ainoa kappale aurinkokunnassa, lukuun ottamatta Maata , jolla on vakaa nesteen olemassaolo pinta on todistettu [7] [8] , ja se on planeetan ainoa satelliitti, jolla on tiheä ilmakehä.

Titaanista tuli ensimmäinen tunnettu Saturnuksen satelliitti – hollantilainen tähtitieteilijä Christian Huygens löysi sen vuonna 1655 [9] .

Yleinen kuvaus

Titanin halkaisija on 5152 km (tämä on 1,48 kertaa suurempi kuin Kuun ), kun taas Titan on massaltaan 80 % suurempi kuin Maan satelliitin. Titan ylittää myös Merkuriuksen planeetan kooltaan , vaikka se on massaltaan sitä huonompi. Siihen kohdistuva painovoima on noin seitsemäsosa Maan painovoimasta. Titanin massa on 95% Saturnuksen kaikkien kuuiden massasta.

Titanin pinta koostuu pääasiassa vesijäästä ja sedimenttiorgaanisesta aineesta . Se on geologisesti nuori ja enimmäkseen tasainen, lukuun ottamatta pientä määrää kalliomuodostelmia ja kraattereita sekä muutamia kryotulivuoria . Titania ympäröivä tiheä ilmakehä ei antanut satelliitin pintaa nähdä pitkään aikaan - ennen kuin Cassini-Huygens- laite saapui vuonna 2004.

Ilmakehä on pääosin typpeä ; siellä on myös pieni määrä metaania ja etaania , jotka muodostavat paikallisen valtameren ja pilviä , jotka ovat nestemäisten ja mahdollisesti kiinteiden sateiden lähde. Pinnalla on metaani-etaanijärviä ja jokia. Paine lähellä pintaa on noin 1,5 kertaa maan ilmakehän paine. Pintalämpötila on miinus 170-180 °C.

Alhaisesta lämpötilasta huolimatta Titania verrataan alkuvaiheessa olevaan Maahan, eikä voida sulkea pois sitä, että yksinkertaisimpien elämänmuotojen olemassaolo on mahdollista satelliitissa; erityisesti maanalaisissa altaissa, joissa olosuhteet voivat olla paljon mukavammat kuin pinnalla [10] [11] .

Löytöhistoria ja nimi

Hollantilainen fyysikko, matemaatikko ja tähtitieteilijä Christian Huygens löysi Titanin 25. maaliskuuta 1655 [12] . Galileon esimerkin innoittamana Huygens loi yhdessä veljensä Konstantinin kanssa kaukoputken, jonka aukko oli 57 mm ja suurennuskerroin yli 50-kertainen [13] .

Tällä kaukoputkella Huygens tarkkaili aurinkokunnan planeettoja - Marsia , Venusta , Jupiteria ja Saturnusta . Jälkimmäisessä tiedemies huomasi kirkkaan kehon, joka teki täydellisen vallankumouksen planeetan ympäri 16 päivässä. Neljän kierroksen jälkeen kesäkuussa 1655, jolloin Saturnuksen renkailla oli alhainen kaltevuus Maahan nähden eivätkä ne haitanneet havainnointia, Huygens oli lopulta vakuuttunut löytäneensä Saturnuksen satelliitin. Huygens salasi löytönsä anagrammiksi admovere oculis distantia sidera nostris, vvvvvvvcccrrhnbqx , joka sisälsi rivin Ovidin Fastista [14] , Huygens lähetti tämän anagrammin John Valliksille 13.6.1655 päivätyssä kirjeessä. Huygens antoi anagrammin dekoodauksen Wallisille 13. maaliskuuta 1656 päivätyssä kirjeessä: lat. Saturno luna sua circumducitur diebus sexdecim horis quatuor (Satelliitti kiertää Saturnuksen 16 päivässä ja 4 tunnissa) [15] . Tämä oli toinen kuun löytö kaukoputken keksimisen jälkeen, 45 vuotta sen jälkeen, kun Galileo löysi Jupiterin neljä suurinta kuuta.  

Yli kahden vuosisadan ajan satelliitti pysyi käytännössä nimettömänä, ja Huygens kutsui uutta taivaankappaletta yksinkertaisesti Saturni Lunaksi ("Saturnuksen kuu" latinaksi ). Jotkut tähtitieteilijät ovat kutsuneet sitä "Huygensin kuuksi" tai yksinkertaisesti "Huyghenialaiseksi kuuksi". Kun Giovanni Cassini löysi vielä neljä Saturnuksen satelliittia , tähtitieteilijät alkoivat kutsua Titan Saturn IV :tä, koska se oli neljännellä paikalla planeetalta [16] . Vuoden 1789 jälkeen tämä nimeämistekniikka lakkautettiin, kun löydettiin uusia satelliitteja, joista osa sijaitsi lähempänä planeettaa kuin jo tunnetut.

Nimeä "Titan" alettiin käyttää sen jälkeen, kun John Herschel ( Mimasin ja Enceladuksen löytäneen William Herschelin poika) julkaisi vuonna 1847 artikkelin "Hyväntoivon niemellä tehtyjen tähtitieteellisten havaintojen tulokset". Tässä artikkelissa tähtitieteilijä ehdotti, että tuolloin tunnetut seitsemän Saturnuksen satelliittia nimettäisiin Kronoksen (roomalaisen Saturnuksen kreikkalaisen analogin ) sisarten ja veljien mukaan [17] .

Rata ja kierto

Titanin kiertoradan säde on 1 221 870 km [1] (20,3 Saturnuksen säde). Siten Titan on Saturnuksen renkaiden ulkopuolella , joista uloin (E) sijaitsee noin 750 000 km päässä. Kahden lähimmän satelliitin kiertoradat ovat 242 000 km kauempana Saturnuksesta ( Hyperion ) ja 695 000 km lähempänä planeettaa ( Rhea ). Titanin ja Hyperionin kiertoradat muodostavat 3:4 kiertoradan resonanssin . Titan tekee neljä kierrosta Saturnuksen ympäri, kun taas Hyperion vain kolme [18] .

Titan tekee täydellisen vallankumouksen planeetan ympäri 15 päivässä, 22 tunnissa ja 41 minuutissa keskinopeudella 5,57 km/s . Satelliittiradan epäkeskisyys on 0,0288 [1] [19] . Radan taso poikkeaa Saturnuksen päiväntasaajasta ja renkaiden tasosta 0,348° [2] .

Kuten Kuu ja monet muut aurinkokunnan planeettojen kuut , Titanilla on synkroninen kierto planeettaan nähden, mikä johtuu vuoroveden sieppauksesta . Toisin sanoen pyörimisjaksot akselinsa ympäri ja kierto Saturnuksen ympäri ovat samat, ja satelliitti on aina kääntynyt planeettaan samalla puolella. Pituusaste mitataan tämän sivun keskustan läpi kulkevalta pituuspiiriltä [20] .

Saturnuksen pyörimisakselin kaltevuus on 26,73°, mikä varmistaa vuodenaikojen vaihtelun planeetalla ja sen satelliiteilla eteläisellä ja pohjoisella pallonpuoliskolla. Jokainen vuodenaika kestää noin 7,5 Maan vuotta, kun Saturnus suorittaa kiertoradan Auringon ympäri noin 30 vuodessa. Titanin pyörimisakseli, joka on kohtisuorassa sen kiertoradan tasoon nähden, on melkein samassa suunnassa Saturnuksen pyörimisakselin kanssa. Viimeinen kesä Titanin eteläisellä pallonpuoliskolla päättyi elokuussa 2009.

Saturnuksen ja Titanin massakeskus sijaitsee vain 30 km :n [21] etäisyydellä Saturnuksen keskustasta sen 4227-kertaisen massaylivoiman vuoksi, joten satelliitin vaikutus planeetan liikkeeseen on mitätön.

Mitat ja paino

Titanin halkaisija on 5152 km ja se on aurinkokunnan toiseksi suurin kuu Jupiterin kuun Ganymeden jälkeen .

Pitkän aikaa tähtitieteilijät uskoivat, että Titanin halkaisija on 5550 km, joten Titan on suurempi kuin Ganymede, mutta Voyager 1 -laitteen tekemä tutkimus osoitti tiheän ja läpinäkymättömän ilmakehän läsnäolon, mikä vaikeutti tarkkaa määritystä. kohteen koko [22] .

Titanin halkaisija, samoin kuin sen tiheys ja massa, ovat samanlaisia ​​kuin Jupiterin satelliiteilla - Ganymede ja Callisto [23] . Titaani on noin 50 % suurempi kuin Kuu (säteenä), 3,24 kertaa tilavuudeltaan ja 80 % suurempi kuin sen massa. Titan on myös suurempi kuin Merkurius , vaikka se on massaltaan sitä pienempi. Painovoimakiihtyvyys on 1,352 m/s² , mikä tarkoittaa, että painovoima on noin seitsemäsosa Maan kiihtyvyydestä ( 9,81 m/s² ) ja huomattavasti pienempi kuin Kuussa (1,62 m/s²).

Titaanin keskimääräinen tiheys on 1,88 g/cm³ , mikä on suurin tiheys Saturnuksen kuista . Titaanin osuus Saturnuksen kaikkien kuuiden massasta on yli 95 prosenttia.

Kysymys siitä, muodostuiko Titan pölypilvestä , joka on yhteinen Saturnuksen kanssa, vai muodostuiko se erikseen, ja planeetan painovoima vangitsi sen , ei ole vielä lopullisesti ratkaistu. Jälkimmäinen teoria mahdollistaa tällaisen epätasaisen massan jakautumisen satelliittien välillä selittämisen [24] .

Titaani on riittävän suuri taivaankappale ylläpitämään korkeaa sisäytimen lämpötilaa, mikä tekee siitä geologisesti aktiivisen.

Ilmapiiri ja ilmasto

Merkuriukseen ja Ganymedeen verrattavissa olevalla Titanilla on laaja ilmapiiri, yli 400 km paksu. [25] [26] Titanin ilmakehän osuuden arvioidaan tällä hetkellä olevan 95 % typpeä, ja sen pintapaine on 1,5 kertaa suurempi kuin Maan ilmakehä. [27] [28] . Metaanin läsnäolo ilmakehässä johtaa fotolyysiprosesseihin ylemmissä kerroksissa ja useiden hiilivetyjen " sumun " muodostumiseen, minkä vuoksi Titan on aurinkokunnan ainoa satelliitti , jonka pintaa ei voida havaita optisessa valossa. alue.

Ilmakehän alkuperä

Ilmakehän alkuperästä ei ole yksimielisyyttä. On olemassa useita eri versioita, mutta jokaisella niistä on vakavia vasta-argumentteja [29] .

Joten yhden teorian mukaan Titanin ilmakehä koostui alun perin ammoniakista (NH 3 ), sitten satelliitin kaasunpoisto alkoi auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta , jonka aallonpituus oli pääasiassa alle 260 nm [30] [31] ; tämä johti siihen, että ammoniakki alkoi hajota atomiksi typeksi ja vedyksi , jotka yhdistyivät typen (N 2 ) ja vedyn (H 2 ) molekyyleiksi. Raskaampaa typpeä putosi alas pintaan ja kevyempää vetyä pääsi ulkoavaruuteen , koska Titanin alhainen painovoima ei pysty pidättämään tätä kaasua ja johtamaan tämän kaasun kerääntymiseen ilmakehään [31] . Tämän teorian kriitikot kuitenkin huomauttavat, että tällaista prosessia varten on välttämätöntä, että Titan muodostuu suhteellisen korkeassa lämpötilassa, jossa satelliitin ainesosat voisivat erota kivisydämeksi ja jäätyneeksi jäiseksi yläkerrokseksi. Cassini-luotaimen havainnot osoittavat kuitenkin, että Titanin aine ei ole niin selkeästi jakautunut kerroksiin [29] .

Toisen teorian mukaan typpi olisi voinut säilyä Titaanin muodostumisen jälkeen, mutta tässä tapauksessa ilmakehässä pitäisi olla myös paljon argon - 36-isotooppia, joka oli myös osa kaasuja protoplaneettaisessa kiekossa, josta muodostui aurinkokunnan planeettoja ja satelliitteja. Havainnot ovat kuitenkin osoittaneet, että tätä isotooppia on hyvin vähän Titanin ilmakehässä [29] .

Toinen teoria julkaistiin Nature Geoscience -lehdessä 8. toukokuuta 2011, ja se viittaa siihen, että Titanin ilmakehä muodostui voimakkaasta komeetan pommituksesta noin neljä miljardia vuotta sitten. Idean tekijöiden mukaan typpi muodostui ammoniakista komeettojen törmäyksessä Titanin pintaan; tällainen "onnettomuus" tapahtuu suurella nopeudella, ja lämpötila nousee jyrkästi törmäyskohdassa ja syntyy myös erittäin suuri paine. Tällaisissa olosuhteissa on täysin mahdollista, että kemiallinen reaktio tapahtuu. Testaakseen teoriaansa kirjoittajat ampuivat jäätynyttä ammoniakkikohdetta kulta- , platina- ja kupariammuksilla laseraseilla . Tämä koe osoitti, että ammoniakki hajoaa törmäyksessä vedyksi ja typeksi. Tutkijat ovat laskeneet, että Titanin voimakkaan komeetan pommituksen aikana olisi pitänyt muodostua noin 300 kvadriljoonaa tonnia typpeä, mikä heidän mukaansa riittää muodostamaan Titanin ilmakehän [29] [32] .

Nykyaikaiset arviot Titaanin ilmakehän häviöistä sen alkuperäisiin ominaisuuksiin verrattuna tehdään typen isotooppien 15 N:n ja 14 N:n välisen suhteen analyysin perusteella. Tämän suhteen on havaintojen mukaan todettu 4-4,5-kertaiseksi. korkeampi kuin maan päällä. Siksi Titaanin ilmakehän alkuperäinen massa oli noin 30 kertaa suurempi kuin nykyinen, koska heikomman painovoiman vuoksi kevyen typen isotooppi 14 N pitäisi hävitä nopeammin kuumennuksen ja säteilyn aiheuttaman ionisaation vaikutuksesta, ja 15 N tulisi kerääntyä . [33] .

Rakenne

Titanin ilmakehän raja on noin 10 kertaa korkeampi kuin maan päällä [25] [26] . Troposfäärin raja sijaitsee 35 km:n korkeudessa. Laaja tropopaussi ulottuu 50 km:n korkeuteen , jossa lämpötila pysyy lähes vakiona, ja sitten lämpötila alkaa nousta. Alin lämpötila lähellä pintaa on -180 °C, korkeuden kasvaessa lämpötila nousee vähitellen ja saavuttaa -121 °C 500 km:n etäisyydellä pinnasta. Titanin ionosfäärillä on monimutkaisempi rakenne kuin Maan, sen pääosa sijaitsee 1200 km:n korkeudessa. Yllätys oli ionosfäärin toisen, alemman kerroksen olemassaolo Titanilla, joka sijaitsee 40-140 km:n välillä (maksimi sähkönjohtavuus 60 km:n korkeudella) [25] .

Ilmakehän kaasukoostumus

Aurinkokunnan ainoat kappaleet, joilla on tiheä, pääosin typestä koostuva ilmakehä, ovat Maa ja Titaani ( Tritonilla ja Plutolla on myös harvinainen typen ilmakehä ). Titaanin ilmakehä koostuu 98,4 %:sta typestä [5] ja noin 1,6 % :sta argonista ja metaanista , jotka vallitsevat pääasiassa yläilmakehässä, missä niiden pitoisuus on 43 %. Siellä on myös jälkiä etaanista , diasetyleenistä , metyyliasetyleenistä , syaaniasetyleenistä , asetyleenistä , propaanista , hiilidioksidista , hiilimonoksidista , syaanista , heliumista [5] . Käytännössä ei vapaata happea .

Koska Titanilla ei ole merkittävää magneettikenttää , aurinkotuuli vaikuttaa voimakkaasti sen ilmakehään, erityisesti ylempiin kerroksiin . Lisäksi se altistuu myös kosmiselle säteilylle ja auringon säteilylle, jonka vaikutuksesta erityisesti ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta typpi- ja metaanimolekyylit hajoavat ioneiksi tai hiilivetyradikaaleiksi . Nämä fragmentit puolestaan ​​muodostavat monimutkaisia ​​orgaanisia typpi- tai hiiliyhdisteyhdisteitä , mukaan lukien aromaattiset yhdisteet (esimerkiksi bentseeni ) [36] . Yläilmakehään muodostuu myös polyyyniä  , polymeeriä, jossa on konjugoitu kolmoissidos .

Orgaaniset yhdisteet, mukaan lukien typpiatomit, antavat Titaanin pinnalle ja ilmakehään oranssin värin [37] (erityisesti tämä on taivaan väri pinnasta katsottuna) [38] . Auringon vaikutuksesta kaikki metaani muuttuisi 50 miljoonassa vuodessa (erittäin lyhyt aika aurinkokunnan ikään verrattuna), mutta näin ei tapahdu. Tämä tarkoittaa, että ilmakehän metaanivarannot täydentyvät jatkuvasti [34] . Yksi mahdollinen metaanin lähde voisi olla vulkaaninen aktiivisuus [8] [39] .

Ilmakehän massojen kierto

Tuuli Titanin pinnan lähellä on yleensä melko heikkoa ja on noin 0,3 m/s [40] , matalalla tuulen suunta vaihtui. Yli 10 kilometrin korkeudessa Titanin ilmakehässä puhaltaa jatkuvasti melko voimakkaita tuulia [41] . Niiden suunta on sama kuin satelliitin pyörimissuunta ja nopeus kasvaa korkeuden myötä useista metreistä sekunnissa 10-30 km korkeudessa 30 m/s 50-60 km korkeudessa , mikä johtaa muodostumiseen. pyörimiserosta [ 40] . Yli 120 km:n korkeudessa tapahtuu voimakasta turbulenssia  - sen merkit havaittiin jo vuosina 1980-1981, kun Voyager -avaruusalus lensi Saturn-järjestelmän läpi . Yllätys oli kuitenkin se, että noin 80 km korkeudessa Titanin ilmakehässä rekisteröitiin tyyni - tänne eivät tunkeudu alle 60 km:n korkeudella puhaltavat tuulet tai kaksi kertaa korkeammalla havaitut turbulentit liikkeet. Syitä tällaiseen omituiseen liikkeiden häipymiseen ei voida vielä selittää [42] .

Kuitenkin Titanilla, kuten myös maapallolla , muodostuu myrskyjä ajoittain [43] . Auringon säteiden aiheuttama pinnan lämpeneminen synnyttää ilmakehään ylävirtoja, mikä aiheuttaa voimakasta konvektiota, kosteuden liikettä ja pilvien tiivistymistä.

Toisin kuin Maan , voimakkaat pilvet Titanilla siirtyvät paljon enemmän leveysasteelta vuodenaikojen vaihtuessa, kun taas maan päällä ne liikkuvat pohjoiseen tai etelään vain vähän.

Huygens -laitteen laskeutumisen aikana kerättyjen tietojen perusteella tuulen nopeuksista eri korkeuksilla luotiin malli ilmakehän massojen liikkeelle Titanilla. Saatujen tulosten mukaan Titanin ilmakehä on yksi jättiläinen Hadley-solu [44] . Lämpimät ilmamassat nousevat eteläisellä pallonpuoliskolla kesän aikana ja kulkeutuvat pohjoisnavalle, jossa ne jäähtyvät ja palaavat eteläiselle pallonpuoliskolle alemmilla korkeuksilla. Noin 14,5 vuoden välein kiertosuunta muuttuu [45] .

Konvektioprosessien malli: satelliitin ilmakehässä on kaksi pääasiallista - ns. Kelvin-aaltojen toiminta (joka syntyy Kelvin-Helmholtzin epävakauden seurauksena väliainekerrosten välillä) ja globaalit vinot virrat pohjoiselta pallonpuoliskolta etelään [46] .

Ilmasto

Kuten Maalla , Titanilla on vuodenajat. Saturnuksen ja sen satelliittien liikkuessa Auringon ympäri Titanin vuodenajat korvaavat vähitellen toisiaan.

Titanin pinnan lämpötila on keskimäärin −180 °C [47] . Tiheästä ja läpinäkymättömästä ilmakehästä [48] johtuen napojen ja päiväntasaajan välinen lämpötilaero on vain 3 astetta. Tällaiset alhaiset lämpötilat ja korkeat paineet estävät vesijään sulamista jättäen ilmakehään vähän tai ei ollenkaan vettä.

Ilmakehän korkeat kerrokset sisältävät paljon metaania; sen olisi pitänyt johtaa kasvihuoneilmiöön ja sen seurauksena lämpötilan nousuun satelliitissa. Orgaanisista molekyyleistä koostuva oranssi sumu, jota esiintyy kaikkialla alemmassa ilmakehässä, absorboi kuitenkin hyvin auringonsäteilyä ja välittää infrapunaa pinnalta, mikä johtaa kasvihuoneilmiöön ja jäähdyttää pintaa noin 10 astetta [49] .

Pilvisyys ja sademäärä

Metaani tiivistyy pilviksi useiden kymmenien kilometrien korkeudessa. Huygensin saamien tietojen mukaan metaanin suhteellinen kosteus nousee pinnan 45 %:sta 100 %:iin 8 km:n korkeudessa (tässä tapauksessa metaanin kokonaismäärä päinvastoin pienenee) [50] . 8-16 kilometrin korkeudella ulottuu hyvin harvinainen pilvikerros, joka koostuu nestemäisen metaanin ja typen seoksesta ja peittää puolet satelliitin pinnasta. Näistä pilvistä sataa jatkuvasti pintaan heikkoa tihkusadetta, jota kompensoi haihtuminen.

Syyskuussa 2006 Cassini huomasi valtavan pilven 40 km Titanin pohjoisnavan yläpuolella. Vaikka tiedetään, että metaani muodostaa pilviä, tässä tapauksessa tämä muodostus koostui todennäköisesti etaanista, koska kiinteiden hiukkasten koko oli vain 1–3 μm ja juuri etaani pystyy kondensoitumaan tällä korkeudella. Joulukuussa Cassini löysi jälleen pilvipeitteen navan päältä, koostumuksesta löytyi metaania, etaania ja toista orgaanista yhdistettä. Pilven halkaisija saavutti 2 400 km ja se havaittiin myös laitteen seuraavan lennon aikana kuukauden kuluttua [51] . Tutkijat ehdottavat, että tällä hetkellä satelliitin navalla oli metaani-etaanisadetta tai lunta (jos lämpötila on tarpeeksi alhainen); alasvedot pohjoisilla leveysasteilla ovat riittävän voimakkaita aiheuttamaan sateita [52] .

Pilviä on havaittu myös eteläisellä pallonpuoliskolla. Yleensä ne peittävät enintään 1% pinnasta, vaikka tämä arvo saavuttaa joskus 8%. Tällaiset erot pallonpuoliskojen pilvipeitteen alueella selittyvät sillä, että eteläisellä pallonpuoliskolla havaintohetkellä oli kesä ja siellä tapahtui ilmakehän massojen intensiivistä kuumenemista, nousevia virtoja syntyi ja sen seurauksena konvektio . Tällaisissa olosuhteissa etaani ei pysty muodostamaan pysyvää pilvipeitettä, vaikka etaanin kosteus saavuttaa 100 % [53] . Syyskuusta lokakuuhun 2010 tutkijat analysoivat Cassinin valokuvia ja päättelivät, että myös satelliitin päiväntasaajalla sataa; todiste tästä on tyypillinen painuma, joka ilmenee jokien virtauksista [54] .

Havainnot osoittavat, että pilvisyyden korkeus ja pysyvyys riippuvat leveysasteesta. Joten pallonpuoliskon korkeilla leveysasteilla (alkaen 60 °:sta) talvella pysyvät pilvet ovat yleisiä, jotka muodostuvat troposfäärin tason yläpuolelle. Alemmilla leveysasteilla pilvet ovat 15-18 km :n korkeudella , kooltaan pieniä ja luonteeltaan epäpysyviä. Kesäkauden puolipallolla pilviä muodostuu pääasiassa 40° leveysasteella ja ne ovat yleensä lyhytikäisiä [55] .

Maahavainnot osoittavat myös pilvipeitteen vuodenaikojen vaihtelua. Joten yhdessä 30 vuoden kierrossa Auringon ympäri, yhdessä Titanin Saturnuksen kanssa kummallakin pallonpuoliskolla, pilvet muodostuvat 25 vuodeksi ja katoavat sitten 4-5 vuoden kuluessa ennen kuin ne ilmestyvät uudelleen [51] .

Pinta

Titanin pinta, jonka Cassini on kuvannut eri spektrialueilla, on jaettu useisiin kirkkaisiin ja tummiin alueisiin, joilla on selkeät rajat matalilla leveysasteilla [57] . Päiväntasaajan lähellä johtavalla pallonpuoliskolla on Australian kokoinen kirkas alue (näkyy myös Hubble -teleskoopin infrapunakuvissa ) [58] . Sen nimi oli Xanadu [ 59] .

Huhtikuussa 2006 otetut tutkakuvat osoittavat yli kilometrin korkeita vuoristoja, laaksoja, kukkuloista alas virtaavia jokiuomaa ja tummia pisteitä (täyteisiä tai kuivia järviä) [60] . Vuorenhuippujen voimakas eroosio on havaittavissa, nestemäisen metaanin virtaukset kausittaisten kaatosateiden aikana voivat muodostaa luolia vuoren rinteisiin. Xanadusta kaakkoon sijaitsee arvoituksellinen Hotei arcus -muodostelma , joka on kirkas (etenkin joillain aallonpituuksilla) kaari. Vielä ei ole selvää, onko tämä rakenne "kuuma" vulkaaninen alue vai jonkin aineen (esimerkiksi hiilidioksidijää) laskeuma.

Adirin päiväntasaajan vaalealta alueelta on löydetty useita satoja metrejä korkeita vuoristoketjuja (tai kukkuloita). Oletettavasti eteläisellä pallonpuoliskolla voi olla massiivinen vuorijono, joka on noin 150 km pitkä ja jopa 1,6 km korkea. Mithrim- vuoristosta on löydetty 3337 metrin huippu [61] . Vuorten huipuilla on kevyitä kerrostumia - mahdollisesti metaani- ja muiden orgaanisten aineiden kerrostumia [62] . Kaikki tämä todistaa tektonisista prosesseista, jotka muodostavat Titanin pinnan.

Yleisesti ottaen Titanin kohokuvio on suhteellisen tasainen - korkeuden vaihtelu on enintään 2 km, mutta paikalliset korkeuserot, kuten tutkatiedot ja Huygensin hankkimat stereokuvat osoittavat , voivat olla erittäin merkittäviä; Titanin jyrkät rinteet eivät ole harvinaisia ​​[63] . Tämä on seurausta voimakkaasta eroosiosta tuulen ja nesteen osallistuessa. Titanilla on vähän törmäyskraattereita (vuodesta 2012 mennessä 7 on tunnistettu tarkasti ja oletettavasti 52) [64] . Tämä on seurausta siitä, että sateet peittävät ne suhteellisen nopeasti [65] ja tasoittuvat tuulen eroosion vaikutuksesta [64] [66] . Titanin pinta lauhkeilla leveysasteilla on vähemmän kontrastinen.

Joidenkin Titanin pinnan osien oletetaan olevan kryovulkaanista alkuperää. Näitä ovat ensisijaisesti Mount Dum , jossa on viereinen Sotra Patera ja Mohini-virta , Erebor -vuori ja puron kaltaiset kohteet Hotein alueella [67] .

Dunes

Satelliittia ympäröi päiväntasaajalla kooltaan Xanadua vastaavia tummia alueita, jotka alun perin tunnistettiin metaanimeriksi [ 68] . Tutkatutkimukset ovat kuitenkin osoittaneet, että pimeät ekvatoriaaliset alueet ovat lähes yleisesti peitetty pitkillä yhdensuuntaisilla dyyniriveillä, jotka ulottuvat vallitsevien tuulien suuntaan (länestä itään) satojen kilometrien ajan - niin sanotuilla "kissan naarmuilla" [ 69] .

Alankomaiden tumma väri selittyy ylemmästä ilmakehästä putoavien hiilivetyjen "pölyn" hiukkasten kerääntymisellä, jonka metaanisateet huuhtoutuvat kukkuloista ja jotka tuulet tuovat päiväntasaajalle. Pölyä voidaan sekoittaa jäähiekkaan [69] [70] .

Metaanijoet ja järvet

Mahdollisuus jokien ja järvien olemassaolosta nestemäisellä metaanilla täytetyn Titanin pinnalla ehdotettiin Voyager 1:n ja Voyager 2:n keräämien tietojen perusteella, jotka osoittivat sopivan koostumuksen olevan tiheän ilmakehän olemassaolon ja vaaditut lämpötilat. pitää metaani nestemäisessä tilassa. Vuonna 1995 Hubble -teleskoopin tiedot ja muut havainnot tekivät mahdolliseksi osoittaa suoraan nestemäisen metaanin olemassaolon pinnalla yksittäisten järvien tai jopa valtamerten muodossa, jotka ovat samanlaisia ​​kuin Maan [71] .

Myös Cassini-tehtävä vuonna 2004 vahvisti tämän hypoteesin, vaikkakaan ei heti. Kun avaruusalus saapui Saturnuksen järjestelmään, tutkijat toivoivat voivansa havaita nesteen heijastamalla auringonvaloa, mutta aluksi häikäisyä ei voitu havaita [72] .

Heinäkuussa 2009 rekisteröitiin auringonvalon heijastus (häikäisy) nestealtaan sileältä pinnalta infrapuna-alueella , josta tuli suora todiste järvien olemassaolosta [73] .

Aiemmin napojen lähellä Cassini-tutka osoitti erittäin tasaisen ja/tai erittäin absorboivan pinnan, joka on nestemäistä metaani- (tai metaani-etaani) -säiliötä, jonka olemassaolo oli pitkään epäilty. Erityisesti kesäkuussa 2005 Cassinin kuvat paljastivat etelänapa-alueella tumman muodostuman, jolla oli erittäin selkeät rajat ja joka tunnistettiin nestemäiseksi järveksi. Se nimettiin Lake Ontario [74] [75] . Selkeät tutkakuvat Titanin pohjoisen napa-alueen järvistä saatiin heinäkuussa 2006 [76] . Eteläisen pallonpuoliskon korkeilla leveysasteilla sijaitsevan Mezzoramia- alueen tutkakuvat osoittivat kehittyneen jokijärjestelmän, rannikon, jossa oli tyypillisiä eroosion jälkiä, ja nesteen peittämän pinnan tällä hetkellä tai lähimenneisyydessä [8] [77] .

Maaliskuussa 2007 Cassini löysi useita jättiläisjärviä lähellä pohjoisnavaa, joista suurin ( Krakeninmeri ) on 1000 km pitkä ja on pinta-alaltaan verrattavissa Kaspianmereen , toinen ( Ligeianmeri ) 100 000 km²:n pinta-ala ylittää minkä tahansa maan makean veden järven [78] .

Kesäkuussa 2012 tähtitieteilijät, jotka tutkivat Cassinin vuosina 2004–2008 ottamia kuvia, löysivät 1 metrin syvän metaanijärven Titanin autiomaassa päiväntasaajan alueella [79] . Järvi oli nähtävissä infrapunakuvauksen ansiosta. Sen pituus on noin 60 ja leveys noin 40 kilometriä [80] . Tämän järven lisäksi löydettiin neljä muuta muodostumaa, jotka muistuttivat enemmän maan suita [79] .

Cassinin tietojen ja tietokonelaskelmien mukaan järvien nesteen koostumus on seuraava: etaani (76-79 %), propaani (7-8 %), metaani (5-10 %). Lisäksi järvet sisältävät 2-3 % vetysyanidia ja noin 1 % buteenia , butaania ja asetyleeniä [81] [82] . Muiden tietojen mukaan pääkomponentit ovat etaani ja metaani. Järvien hiilivetyvarat ovat useita kertoja suuremmat kuin maan öljyn ja kaasun kokonaisvarannot [83] . NASAn tutkijat ovat ehdottaneet [84] , että tietyissä olosuhteissa Titanin järvien pinnalle voi muodostua jäälautaa. Tällaisen jään on oltava kyllästetty kaasulla (yli 5 %), jotta se pysyy järven pinnalla eikä vajoa pohjaan.

Suurin osa järvistä sijaitsee pohjoisella napa-alueella, kun taas eteläisellä alueella ei ole juuri yhtään. Tämä voidaan selittää vuodenaikojen vaihteluilla - jokainen Titanin neljästä vuodenajasta kestää noin 7 Maan vuotta, ja tänä aikana metaani voi kuivua yhden pallonpuoliskon altaissa ja kulkeutua tuulen mukana toiselle [85] [86] .

Kun luotain " Huygens " laskeutui Titanin ilmakehään, saatiin valokuvia [87] , joissa näkyy vaaleat kukkulat ja niiden ylittävät kanavat, jotka virtaavat pimeälle alueelle. "Huygens" ilmeisesti istui pimeällä alueella, ja se osoittautui olevan kiinteä pinta [88] . Laskeutumispaikan maaperän koostumus muistuttaa märkää hiekkaa (joka koostuu mahdollisesti hiilivetyjen kanssa sekoitetuista jäärakeista). Jatkuvasti putoava tihkusade voi kostuttaa maaperää .

Kuvissa suoraan pinnasta näkyy pyöristettyjä kiviä (luultavasti jäätä). Tämä muoto on voinut muodostua pitkäaikaisen nesteelle altistumisen seurauksena. Todennäköisesti päiväntasaajan alueella, jonne Huygenit laskeutuivat, vain väliaikaisesti kuivuvat metaanijärvet ovat mahdollisia , jotka muodostuvat erittäin harvinaisten sateiden jälkeen.

Sisäinen rakenne ja geologia

Titan on noin puoliksi vesijäätä ja puoliksi kiviä . Koostumukseltaan Titan on samanlainen kuin jotkut muut suuret kaasuplaneettojen satelliitit : Ganymede , Europa , Callisto , Triton , mutta eroaa niistä suuresti ilmakehän koostumuksessa ja rakenteessa.

Laskelmien mukaan Titanilla on kiinteä kivistä koostuva ydin, jonka halkaisija on noin 3400 km ja jota ympäröi useita vesijääkerroksia [89] . Vaipan ulkokerros koostuu vesijäästä ja metaanihydraatista , kun taas sisäkerros koostuu puristettua, erittäin tiheää jäätä. Näiden kerrosten välissä on nestemäisen vesikerroksen olemassaolo mahdollista.

Kuten muutkin Jupiterin ja Saturnuksen satelliitit, kuten esimerkiksi Io ja Enceladus , Titaniin vaikuttavat merkittävät vuorovesivoimat , jotka ovat merkittävässä roolissa satelliitin tektonisissa prosesseissa, lämmittävät sen ydintä ja tukevat vulkaanista toimintaa .

Hypoteettinen maanalainen valtameri

Useat tutkijat ovat esittäneet hypoteesin maailmanlaajuisen maanalaisen valtameren olemassaolosta [90] . Saturnuksen voimakas vuorovesitoiminta voi johtaa ytimen kuumenemiseen ja riittävän korkean lämpötilan ylläpitämiseen nestemäisen veden olemassaololle [91] . Cassini-kuvien vertailu vuodelta 2005 ja 2007 osoitti, että maiseman yksityiskohdat olivat siirtyneet noin 30 km. Koska Titan on aina kääntynyt toiselta puolelta Saturnukseen, tällainen siirtymä voidaan selittää sillä, että jäinen kuori on erotettu satelliitin päämassasta globaalilla nestekerroksella [91] .

Veden oletetaan sisältävän huomattavan määrän (noin 10 %) ammoniakkia, joka toimii veteen jäätymisenestoaineena [92] eli alentaa sen jäätymispistettä. Yhdessä satelliitin kuoren aiheuttaman korkean paineen kanssa tämä voi olla lisäehto maanalaisen valtameren olemassaololle [93] [94] .

Kesäkuun 2012 lopussa julkaistujen ja Cassini-avaruusaluksen aiemmin keräämien tietojen mukaan Titanin pinnan alla noin 100 km syvyydessä pitäisi todellakin olla valtameri, joka koostuu vedestä ja mahdollisesti pienestä määrästä suoloja [95 ] . Cassinin tietojen mukaan rakennetun satelliitin painovoimakartan perusteella tutkijat ehdottivat, että Titanin maanalaisen valtameren nesteelle on ominaista lisääntynyt tiheys ja äärimmäinen suolapitoisuus. Todennäköisimmin se on suolavettä , joka sisältää natriumia, kaliumia ja rikkiä sisältäviä suoloja. Lisäksi satelliitin eri osissa valtameren syvyys ei ole sama - joissain paikoissa vesi jäätyy, sisältäen muodostaa valtamerta peittävän jääkuoren, ja nestekerros näissä paikoissa ei käytännössä ole yhteydessä Titanin pinnan kanssa. Merenpinnan alaisena olevan valtameren voimakas suolaisuus tekee siitä lähes mahdotonta elää siellä [96] .

Kryovulkanismi

Titanilla on selviä merkkejä tulivuoren toiminnasta. Huolimatta tulivuorten muodon ja ominaisuuksien samankaltaisuudesta, satelliittiin eivät kuitenkaan vaikuta silikaattitulivuoret, kuten Maassa tai Marsissa ja Venuksessa , vaan niin sanotut kryovulkaanit , jotka todennäköisesti purkautuvat vesi-ammoniakilla. seos hiilivetyjen seoksen kanssa [97] .

Aluksi vulkanismin olemassaolo oletettiin sen jälkeen, kun ilmakehästä löydettiin argon-40 , joka muodostuu radioaktiivisten aineiden hajoamisen aikana [98] . Myöhemmin Cassini rekisteröi voimakkaan metaanin lähteen, joka oletettavasti on kryovulkaani. Koska satelliitin pinnalta ei ole vielä löydetty metaanilähdettä, joka pystyisi säilyttämään vakiomäärän tätä ainetta ilmakehässä, nyt uskotaan, että suurin osa kaikesta metaanista tulee kryotulivuorista [99] [100] .

Lisäksi joulukuussa 2008 tähtitieteilijät rekisteröivät kaksi väliaikaista valomuodostelmaa ilmakehässä, mutta ne osoittautuivat liian pitkäikäisiksi, jotta niitä voitaisiin luulla sääilmiöiksi. Tämän oletetaan johtuneen yhden kryotulivuoren aktiivisesta purkauksesta [92] .

Tulivuoren prosessit Titanilla, kuten myös maan päällä, johtuvat radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisesta satelliitin vaipassa [92] . Maapallon magma koostuu sulaista kivistä, jotka ovat vähemmän tiheitä kuin kuorikivet, joiden läpi ne purkautuvat. Titaanilla vesi-ammoniak-seos on paljon tiheämpää kuin vesijää, jonka läpi se purkautuu pintaan, joten vulkanismin ylläpitämiseen tarvitaan enemmän energiaa. Yksi tällaisen energian lähteistä on Saturnuksen voimakas vuorovesivaikutus sen satelliittiin [92] .

Havainnot ja tutkimus

Titanin havainnointi ja tutkiminen, ennen kuin Pioneer 11 -avaruusalus saavutti Saturnuksen kiertoradalle vuonna 1979 ja teki erilaisia ​​mittauksia planeettasta ja sen satelliiteista, eteni erittäin hitaasti. Vuonna 1907 espanjalainen tähtitieteilijä José Comas Sola väitti havainneen tummumista Titanin kiekon reunalla ja kahta pyöreää kirkasta täplää keskellä [101] . Gerard Kuiperin talvella 1943-1944 Mount Lockin McDonald Observatoriossa 82 tuuman (205 cm) heijastavaan kaukoputkeen kiinnitetyn spektrografin avulla tehtyjen havaintojen seurauksena vuonna 1944 [102] Titanin ilmakehä. löydettiin [103] [104] .

Titaania ei näy paljaalla silmällä, mutta sitä voidaan tarkkailla amatööriteleskoopilla tai vahvalla kiikareilla, tarkkailu on vaikeaa Titanin ja Saturnuksen läheisyyden vuoksi. Satelliitin näennäinen magnitudi on +7,9 [105] .

Pioneer 11 ja Voyager

Ensimmäinen Titanin lähellä lentävä avaruusalus oli Pioneer 11 , joka oli suunniteltu tutkimaan Jupiteria ja Saturnusta. 1. syyskuuta 1979 asema lähetti viisi kuvaa Titanista. Anturin toimittamien tietojen mukaan pinnan lämpötilan havaittiin olevan liian alhainen elämän olemassaololle [106] . Pioneer 11 ohitti 353 950 kilometrin etäisyydeltä satelliitista. Tuloksena saadut valokuvat olivat liian epäselviä yksityiskohtien erottamiseksi [107] .

Voyager 1 on tehnyt merkittävää tutkimusta . Asema ohitti 12. marraskuuta 1980 5600 km:n päässä Titanista, mutta syntyneet kuvat eivät antaneet meille mahdollisuuden erottaa pinnan yksityiskohtia ilmakehän sumun vuoksi. Voyager 1 pystyi vain tutkimaan ilmakehän koostumusta ja määrittämään perustiedot, kuten koon ja massan , ja myös kiertoaikaa tarkennettiin [22] .

Voyager 2 lensi Saturnus-järjestelmän läpi 25. elokuuta 1981. Koska laite oli suunnattu Uranukseen ja se suoritti gravitaatioliikkeen Saturnuksen lähellä, Titania ei käytännössä tutkittu.

Hubble-avaruusteleskooppi

Ensimmäiset Titanin pintarakennetta valaisevat valokuvat otettiin Hubble -avaruusteleskoopilla 1990-luvulla. Infrapunakuvissa näkyi metaanipilviä ja orgaanista savusumua. Titan erottuu muista aurinkokunnan samankokoisista kuuista selkeällä kontrastilla pinnan tummien ja vaaleiden alueiden välillä. Muille satelliiteille yhteisiä Hubble- kraattereita ei löydetty Titanista.

Oletettiin, että pinnan vaaleat alueet ovat korkeammalla kuin tummemmat; ne eroavat myös koostumukseltaan: vaaleat alueet voivat sisältää vesijäätä, kuten usein esiintyy Jupiterin kuuissa, kun taas tummat alueet ovat kiven tai orgaanisen materiaalin peitossa.

Cassini-Huygens

15. lokakuuta 1997 Cassini-Huygens- avaruusalus, NASA :n , ESAn ja ASI: n yhteinen projekti , laukaistiin Cape Canaveralilta. Se luotiin tutkimaan Saturnuksen järjestelmää ja erityisesti sen kuuta Titania. Cassini on Saturnuksen ensimmäinen keinotekoinen satelliitti. Laitteen alkuperäinen käyttöikä laskettiin 4 vuodeksi.

Cassini on ollut Saturnuksen kiertoradalla 1.7.2004 lähtien. Suunnitelmien mukaisesti Titanin ensimmäinen ohilento tehtiin 26. lokakuuta 2004 vain 1200 km:n etäisyydellä pinnasta [88] . Titan on maasta kauimpana oleva taivaankappale, joka laskeutui avaruusluotaimella [108] . Cassinin ottamat tutkakuvat paljastavat Titanin pinnan monimutkaisen rakenteen.

22. heinäkuuta 2006 ja 28. toukokuuta 2008 välisenä aikana Cassini teki 21 ohilentoa Titanin ympäri (minimietäisyys oli vain 950 km), jonka aikana saatiin kuvia, jotka osoittivat metaanijärvien olemassaolon Titanilla [109] .

Tehtävää jatkettiin ensin vuoteen 2010 (21 ylilentoa Titanista) ja sitten vuoteen 2017 (56 ylilentoa) [110] . Laite suoritti tehtävänsä 15. syyskuuta 2017 palaessaan Saturnuksen ilmakehässä.

Tutkimus Huygens-luotaimen avulla

Huygens - luotain erottui Cassinista 25. joulukuuta 2004 ja laskeutui pinnalle 14. tammikuuta 2005 [111] . "Huygens" on toinen ihmisen luoma laite, joka sijaitsee planeetan satelliitin pinnalla Kuussa olevien laitteiden jälkeen .

Laskuvarjolasku satelliitin ilmakehän läpi kesti Huygensilla 2 tuntia 27 minuuttia 50 sekuntia . Laitteen törmäys Titanin pintaan tapahtui nopeudella 16 km/h (eli 4,4 m/s ), kun taas laitteet kokivat lyhytaikaisia ​​ylikuormituksia , 15 kertaa suurempia kuin vapaan pudotuksen kiihtyvyys Maan päällä.

Laskeutumisen aikana Huygens otti näytteitä ilmakehästä. Tuulen nopeus samaan aikaan (9-16 km:n korkeudessa) oli noin 26 km/h . Koneessa olevat laitteet havaitsivat tiheän metaanisumun (pilvikerrokset) 18-19 km korkeudessa , jossa ilmanpaine oli noin 50 kPa (5,1⋅10 3 kgf/m²) tai 380 mmHg. Ulkolämpötila oli laskeutumisen alussa -202°C, kun taas Titanin pinnalla se oli hieman korkeampi: -179°C.

Laskeutumisen aikana otetuissa kuvissa näkyi monimutkainen kohokuvio , jossa oli jälkiä nestemäisestä vaikutuksesta (joen uoma ja terävä kontrasti vaaleiden ja tummien alueiden välillä - "rantaviiva") [112] . Pimeä alue, jolle Huygenit laskeutuivat, osoittautui kuitenkin kiinteäksi. Pinnalta otetuissa valokuvissa on pyöristettyjä jopa 15 cm:n kokoisia kiviä, joissa on jälkiä altistumisesta nesteelle (kiville) [99] .

Ulkoisen mikrofonin avulla oli mahdollista tallentaa tuulen ääntä Titanille.

Laitteen laskeutumispaikka 14. maaliskuuta 2007 päätettiin nimetä Hubert Curienin, yhden Euroopan avaruusjärjestön perustajista [113] mukaan .

Suunnitellut tehtävät

Osana NASAn ja ESAn yhteistä Saturnuksen, Titaanin ja Enceladuksen tutkimusohjelmaa on tarkoitus lähettää Titan Saturn System Mission , joka sisältää: kiertorata-aseman ja kaksi luotainta, jotka on suunniteltu erityisesti tutkimaan Titania. Yksi luotain on ilmapallo , joka kelluu ilmakehässä pilvien keskellä. Kehittäjien suunnitelmien mukaan tämän luotain täytyy lentää koko satelliitin ympäri vähintään kerran noin 20 ° N. sh. 10 km:n korkeudessa [114] .

Toisen luotain on roiskuttava hiilivetyjen napameressä noin 79° pohjoista leveyttä. Kuten Huygenit, laitteisto lasketaan laskuvarjolla. Luotain on ensimmäinen kelluva laite Maan ulkopuolella. Sen työskentelyajan arvioidaan olevan 3–6 kuukautta, alkaen 6 tunnin laskeutumisesta ilmakehän läpi.

Alun perin tehtävän oli tarkoitus käynnistää vuonna 2010. Helmikuussa 2009 kuitenkin ilmoitettiin, että NASA ja ESA olivat asettaneet Jupiter-järjestelmän tehtävälle korkeamman prioriteetin, ja laukaisupäivää siirrettiin jonnekin 2020-luvulle [115] .

Jotkut tutkijat, mukaan lukien NASAn työntekijä planeettatieteilijä Amanda R. Hendrix , uskovat, että ainoa vaihtoehto siirtokunnan sijoittamiseksi aurinkokuntaan ei ole Kuu tai Mars, vaan Saturnuksen suurin kuu, Titan. [116] [117]

Dragonfly - avaruusalus on tarkoitus lähettää Titaniin vuonna 2027, minkä jälkeen se laskeutuu Shangri-La- alueelle vuonna 2034. Sitten ajoneuvo lentää kohti Selkin kraatteria , jossa nestemäistä vettä saattoi olla menneisyydessä [118] .

Elämän mahdollisuus

Koska Saturnus ja sen satelliitit ovat asumiskelpoisen vyöhykkeen ulkopuolella , erittäin organisoituneen elämän (samanlaisen kuin Maan) syntyminen on hypoteettisesti mahdotonta, mutta tutkijat eivät sulje pois yksinkertaisten organismien syntymisen mahdollisuutta [119] .

Matalista lämpötiloista huolimatta Titanilla on riittävät olosuhteet kemiallisen evoluution alkamiseen . Tiheä typen ilmakehä ja orgaanisten yhdisteiden läsnäolo on mielenkiintoinen kohde eksobiologien tutkittavaksi, koska samanlaiset olosuhteet voisivat olla olemassa nuorella maapallolla. Liian alhaiset lämpötilat estävät kuitenkin prebioottisen kehityksen suunnan, toisin kuin maapallolla [120] .

Stephen Benner Floridan yliopistosta ehdottaa, että nestemäisten hiilivetyjen järvissä voisi muodostua elämää. Etaania tai metaania voidaan käyttää liuottimena elävän organismin biologisissa prosesseissa. Samaan aikaan näiden aineiden kemiallinen aggressiivisuus on paljon pienempi kuin veden. Siten makromolekyylit, kuten proteiinit ja nukleiinihapot, voivat olla stabiilimpia.

Joten 5. kesäkuuta 2010 NASAn tiedemiesryhmä ilmoitti, että he olivat löytäneet merkkejä yksinkertaisimpien elämänmuotojen mahdollisesta olemassaolosta Titanilta. Nämä johtopäätökset tehtiin Cassini-luotaimen tietojen analyysin perusteella - tutkimalla vedyn epätavallista käyttäytymistä satelliitin pinnalla, astrobiologi Chris McKay ja professori John Zarnecki esittivät hypoteesin satelliitin "hengittämisestä". primitiiviset biologiset organismit, jotka edustavat erilaista elämänmuotoa kuin Maa, joka käyttää metaania ja vetyä veden ja hapen sijaan [121] .

Tämän hypoteesin mukaan organismit voisivat absorboida vetykaasua ja ruokkia asetyleenimolekyylejä , kun taas metaania muodostuisi elämänsä aikana. Tämän seurauksena Titan kokisi asetyleenin puutteen ja vetypitoisuuden laskun lähellä pintaa. Cassini-spektrometrillä tehdyt infrapunamittaukset eivät osoittaneet jälkeäkään asetyleenistä, vaikka sen olisi pitänyt muodostua Titanin erittäin voimakkaassa ilmakehässä auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta. Epäsuorat tulokset viittaavat siihen, että myös Titanin pinnan lähellä oleva vety katoaa. McKay itse kommentoi New Scientist -lehdelle saatuja tuloksia, että ne olivat "erittäin epätavallisia ja toistaiseksi kemiallisesti selittämättömiä". "Tämä ei tietenkään ole todiste elämän olemassaolosta, mutta se on erittäin mielenkiintoinen", tutkija lisäsi [122] [123] . Tiedemiehet eivät kuitenkaan sulje pois sitä, että uusilla Cassini-tiedoilla voi olla täysin erilainen selitys [124] .

Hyvin kaukaisessa tulevaisuudessa Titanin olosuhteet voivat muuttua merkittävästi. Kuuden miljardin vuoden kuluttua Auringon koko kasvaa merkittävästi ja siitä tulee punainen jättiläinen , satelliitin pinnan lämpötila nousee -70 ° C: een, joka on tarpeeksi korkea veden ja ammoniakin seoksen nestemäisen valtameren olemassaoloon . Tällaiset olosuhteet ovat olemassa useita satoja miljoonia vuosia, mikä riittää melko monimutkaisten elämänmuotojen kehittymiseen [125] .

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 R. A. Jacobson. Planeettasatelliitin keskimääräiset kiertoradan parametrit . NASA/JPL (15. elokuuta 2009). Haettu 10. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 R. A. Jacobson. et ai. Saturnuksen järjestelmän painovoimakenttä satelliittihavainnoista ja avaruusalusten seurantatiedoista  (englanniksi)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 132 , nro. 6 . - P. 2520-2526 . - doi : 10.1086/508812 .
  3. ↑ D. R. Williams. Saturnian-satelliittitietolehti . NASA (21. elokuuta 2008). Käyttöpäivä: 18. maaliskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  4. ↑ G. Mitri et ai. Hiilivetyjärvet Titanilla  (englanniksi)  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Voi. 186 , nro. 2 . - s. 385-394 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.004 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2008.
  5. ↑ 1 2 3 Niemann, HB et ai. Titanin ilmakehän ainesosien runsaus GCMS-instrumentista Huygens-luotaimella  //  Nature volume=438 : Journal. - 2005. - Ei. 7069 . - s. 779-784 . - doi : 10.1038/luonto04122 . — PMID 16319830 .
  6. ↑ Coustenis, Athéna ja Taylor, FW Titan: Exploring an Earthlike World . - World Scientific , 2008. - S. 154-155. — ISBN 9789812705013 .
  7. ↑ Uutisominaisuudet: Saturnuksen tarina (linkki ei saatavilla) . NASA / JPL. Käyttöpäivä: 8. tammikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  8. ↑ 1 2 3 Stofan, ER; Elachi, C.; et ai. Titanin järvet  (englanniksi)  // Luonto. - 2007. - 4. tammikuuta ( nide 445 , nro 1 ). - s. 61-64 . - doi : 10.1038/luonto05438 . — .
  9. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens löytää Luna Saturnin . Tähtitiede Päivän kuva . NASA (25. maaliskuuta 2005). Haettu 18. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  10. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps. Titanin sisäisestä rakenteesta ja dynamiikasta // Planetary and Space Science . - 2000. - T. 48 , nro 7-8 . - S. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  11. ↑ AD Fortes. Eksobiologiset vaikutukset mahdollisesta ammoniakki-vesimerestä Titanin sisällä  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2000. - Voi. 146 , nro. 2 . - s. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  12. ↑ Christiaan Huygens: Titanin löytäjä . ESA (24. syyskuuta 2003). Haettu 17. heinäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  13. ↑ Teleskooppi Huygens, Christiaan Huygens, Haag, 1683 (pääsemätön linkki) . Käyttöpäivä: 18. maaliskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 9. heinäkuuta 2007. 
  14. ↑ Ovidius, ”Fast”, kirja 1, rivi 305: ”He käänsivät katseensa kaukaisiin valaisimiin”, latinasta kääntänyt F. A. Petrovsky, lainaus julkaisusta: Publius Ovid Nason. Elegioita ja pieniä runoja. M., "Fiction", 1973
  15. ↑ Lynn, WT Titanin  löytö //  Observatorio. - 1888. - Voi. 11 . - s. 338-340 . - .
  16. ↑ GD Cassini. Kahden uuden Saturnuksen planeetan löytö, jonka teki Signor Cassini, sekä Englannin että Ranskan kuninkaallisten yhdistysten jäsen, Pariisin kuninkaallisessa observatoriossa; English't out of French  (englanti)  // Philosophical Transactions: Journal. - 1673. - Voi. 8 , ei. 1673 . - P. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 .
  17. ↑ Mr. Lassell. Havainnot Mimasista, Saturnuksen lähimmästä ja sisäisimmästä satelliitista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1847. - 12. marraskuuta ( nide 8 , nro 1 ). - s. 42 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. toukokuuta 2011.
  18. ↑ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A.M.; Farinella, P. Resonanssit ja läheiset lähestymistavat.   I. Titan -Hyperion-tapaus // Maa, kuu ja planeetat : päiväkirja. - Springer , 1980. - Huhtikuu ( nide 22 , nro 2 ). - s. 141-152 . - doi : 10.1007/BF00898423 .  (linkki ei saatavilla)
  19. ↑ JPL HORIZONS aurinkokunnan tiedot ja efemeridilaskentapalvelu . NASA/JPL. Haettu 19. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 20. elokuuta 2011.
  20. ↑ EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea . Käyttöpäivä: 22. lokakuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  21. ↑ Parannetut Saturnuksen asennot auttavat avaruusalusten navigoinnissa, planeettojen tutkimuksessa ja perusfysiikassa . Haettu 10. heinäkuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2016.
  22. ↑ 1 2 James Richardson, Ralph Lorenz, Alfred McEwen. Titanin pinta ja pyöriminen : uusia tuloksia Voyager 1 -kuvista   // Icarus . - 2004. - Heinäkuu ( osa 170 , nro 1 ) . - s. 113-124 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.010 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2009.
  23. ↑ Lunine, J. Vertaamalla suurten kuuiden kolmikkoa . Astrobiology Magazine (21. maaliskuuta 2005). Haettu 20. heinäkuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  24. ↑ Prentice AJR Titan Cassini-avaruusaluksen ensimmäisellä ohilennolla: ennuste sen alkuperästä, massakemiallisesta koostumuksesta ja sisäisestä fysikaalisesta rakenteesta . Arkisto (2006). Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 24. heinäkuuta 2018.
  25. ↑ 1 2 3 M. Fulchignoni, F. Ferri, F. Angrilli et ai. Titanin ympäristön fyysisten ominaisuuksien in situ -mittaukset  (englanniksi)  // Nature : Journal. - 2005. - 8. joulukuuta ( nide 438 ). - doi : 10.1038/luonto04314 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. huhtikuuta 2016.
  26. ↑ 1 2 Elizabeth P. Kilpikonna. Tutki Titanin pintaa Cassini-Huygensin kanssa . Smithsonian (2007). Haettu 18. huhtikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 20. heinäkuuta 2013.
  27. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. "Jupiterin ja Saturnuksen järjestelmät: suurten satelliittien muodostuminen, koostumus ja sisäinen rakenne", kustantaja URSS, 2009 (pääsemätön linkki) . Haettu 12. lokakuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 18. heinäkuuta 2013. 
  28. ↑ Athena Coustenis, FW Taylor. Titan: Maan kaltainen kuu . - World Scientific , 1999. - S. 10-12. Arkistoitu 30. heinäkuuta 2017 Wayback Machineen
  29. ↑ 1 2 3 4 Titan loi ilmakehän komeetan pommituksen aikana Arkistoitu 18. toukokuuta 2021 Wayback Machinessa  (venäjäksi)
  30. ↑ JH Waite (Jr) et ai . Ionineutraali massaspektrometri tulos Titanin ensimmäisestä ohilennosta  //  Science : Journal. - 2005. - Voi. 308 , no. 5724 . - s. 982-986 . - doi : 10.1126/tiede.1110652 . — PMID 15890873 .
  31. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, HK Biernat. Auringon hiukkasten ja säteilyympäristön vaikutus Titanin ilmakehän evoluutioon  //  Advances in Space Research : päiväkirja. — Elsevier , 2005. — Voi. 36 . - s. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
  32. ↑ Saturnuksen Kuu Titan on saattanut olla planeetan nyrkkeilysäkki Arkistoitu 19. syyskuuta 2020 Wayback Machinessa 
  33. ↑ A. Coustenis. Titanin ilmakehän muodostuminen ja evoluutio // Space Science Reviews . - 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 ai. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere  (englanniksi)  // Tiede  : op. tieteellinen -lehteä . - 2007. - Voi. 316 , nro. 5826 . - s. 870-875 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tiede.1139727 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. syyskuuta 2015. . — ( PDF arkistoitu 29. huhtikuuta 2014 Wayback Machinessa ).
  35. ↑ Tholins in the Devil Darling Encyclopedia  (englanniksi)  (pääsemätön linkki) . Tieteen tietosanakirja . Haettu 27. helmikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 24. helmikuuta 2012.
  36. ↑ AJ Coates, FJ Crary, GR Lewis, DT Young, JH Waite ja EC Sittler. Raskaiden negatiivisten ionien löytäminen Titanin ionosfäärissä  (englanniksi)  // Geophys. Res. Lett. : päiväkirja. - 2007. - Voi. 34 . — P.L22103 . - doi : 10.1029/2007GL030978 .
  37. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Jupiter ja Saturnus: muodostuminen, koostumus ja sisäinen rakenne. - M. : LKI, 2009. - S. 478. - ISBN 9785382009865 .
  38. ↑ Baez, John Tämän viikon löydökset matemaattisessa fysiikassa (linkki ei saatavilla) . University of California , Riverside (25. tammikuuta 2005). Käyttöpäivä: 22. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  39. ↑ Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann et ai. Titanin metaanikierto  (englanniksi)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 2006. - Voi. 54 , nro. 12 . - s. 1177 . - doi : 10.1016/j.pss.2006.05.028 . - .
  40. ↑ 1 2 Tuuli puhaltaa Titanilla (linkki ei saatavilla) . NASA/JPL (1. kesäkuuta 2007). Haettu 2. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. toukokuuta 2008. 
  41. ↑ Carolina Martinez. NASA:n havainnot auttavat määrittämään Titanin tuulen nopeudet . NASA (2005). Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  42. ↑ Sadetta, tuulia ja sumua Titaniin laskeutumisen aikana . ESA (30. marraskuuta 2005). Haettu 10. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  43. ↑ Leonid Popov. Kevätsateet avautuvat Titanilla . Membrana.ru (18. maaliskuuta 2011). Haettu 1. toukokuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2013.
  44. ↑ Titaanin yön tuuli vai sade vai kylmä? . Astrobiology Magazine (11. maaliskuuta 2005). Käyttöpäivä: 24. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  45. ↑ Rannou, R.; et ai. Pilvien leveysasteinen jakautuminen Titanilla   // Tiede . - 2006. - tammikuu ( nide 311 , nro 5758 ). - s. 201-205 . - doi : 10.1126/tiede.1118424 . — PMID 16410519 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. syyskuuta 2009.
  46. ↑ Metaanisuihkut osoittautuivat Titanin "märän" ilmaston syyksi . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2021.
  47. ↑ Carolyn Porco. Titan (linkki ei saatavilla) . NASA (29. marraskuuta 2007). Haettu 10. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2008. 
  48. ↑ Schröder, SE; Tomasko, M.G.; Keller, HU Titanin pinnan heijastusspektri Huygensin määrittämänä  //  American Astronomical Society, DPS kokous #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society: lehti. - 2005. - elokuu ( osa 37 , nro 726 ). Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2018.
  49. ↑ C. A. Hasenkopf. TITAN HAZE LABORATORIAN ANALOGIEN OPTISET OMINAISUUDET KÄYTTÄMÄN onkalorenkaan alasspektroskopiaa . Planetaarisia ilmakehyksiä käsittelevä työpaja (2007) . Haettu 16. lokakuuta 2007.
  50. ↑ Ensimmäiset 'in situ' -koostumusmittaukset tehty Titanin ilmakehässä . ESA (30. marraskuuta 2005). Haettu 10. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  51. ↑ 1 2 Cassini-kuvaa Mammuttipilvi nielaisemassa Titanin pohjoisnavan . NASA (2007). Haettu 14. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  52. ↑ Mediasuhdetoimisto: Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Cassini löytää hiilivetysateet, jotka voivat täyttää järvet (linkki ei saatavilla) . Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  53. ↑ Emily L. , Schaller; Brown, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. Suuri pilvenpurkaus Titanin etelänavalla  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Helmikuu ( nro 182 ). - s. 224-229 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. marraskuuta 2012.
  54. ↑ Titanin päiväntasaajalla satoi ensimmäistä kertaa seitsemään vuoteen . Lenta.ru (18. maaliskuuta 2011). Haettu 18. maaliskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 21. maaliskuuta 2011.
  55. ↑ NASA Cassini Image: Tutkakuvat Titanin etelänapalta (2008). Käyttöpäivä: 11. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  56. ↑ Heippa, Dennis . Pyöritä Titanilla – Saturnuksen suurimmassa kuussa on bensiiniä sateeseen, nokea lumeen ja maanalaista ammoniakkia. Nyt siellä on kartta, joka auttaa löytämään mahdollisen elämän siellä. , The New York Times  (3. joulukuuta 2019). Arkistoitu alkuperäisestä 5. joulukuuta 2019. Haettu 5.12.2019.
  57. ↑ Battersby, Stephen Titanin monimutkainen ja outo maailma paljastettiin (linkki ei saavutettavissa) . New Scientist (29. lokakuuta 2004). Haettu 31. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2008. 
  58. ↑ Avaruusalus: Cassini Orbiter Instruments, RADAR (linkki ei saatavilla) . NASA/JPL. Haettu 31. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  59. ↑ Cassini paljastaa Titanin Xanadu-alueen olevan Maan kaltainen maa . Science Daily (23. heinäkuuta 2006). Haettu 27. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  60. ↑ Lorenz, R.D.; Callahan, PS; et ai. Titanin muoto, säde ja maisema Cassini Radar Altimetrystä  (englanniksi)  // Lunar and Planetary Science Conference : Journal. - 2007. - maaliskuu ( osa 38 ). Arkistoitu alkuperäisestä 26. syyskuuta 2007.
  61. ↑ Cassini Spies Titanin korkeimmat huiput . Haettu 2. huhtikuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 19. elokuuta 2016.
  62. ↑ Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan (linkki ei saatavilla) . NASA/JPL. Haettu 16. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  63. ↑ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et ai. Globaalin mittakaavan pintaspektrivaihtelut Titanilla Cassinista/VIMS  :stä  // Icarus :  Journal. - Elsevier , 2006. - tammikuu ( osa 186 , nro 1 ). Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2011.
  64. ↑ 1 2 Gilliam AE, Jurdy DM Titanin iskukraatterit ja niihin liittyvät virtausominaisuudet: todisteita maanalaisesta valtamerestä?  // 45th Lunar and Planetary Science Conference, pidettiin 17.-21. maaliskuuta 2014 The Woodlandsissa, Texasissa. LPI-avustus nro. 1777, s. 2435. - 2014. - . Arkistoitu alkuperäisestä 26. heinäkuuta 2014.
  65. ↑ PIA07365: Circus Maximus . NASA/JPL. Haettu 4. toukokuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  66. ↑ Titan saa Dune "muodonmuutoksen" . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2019.
  67. ↑ 1 2 Lopes, RMC; Kirk, R.L.; Mitchell, KL et ai. Kryovulkanismi Titanilla: Uusia tuloksia Cassini RADARista ja VIMS :stä  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2013. - Vol. 118 , nro. 3 . - s. 416-435 . doi : 10.1002 / jgre.20062 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 7. marraskuuta 2017.
  68. ↑ R. Lorenz. Kaukaisten merien kiilto   // Tiede . - 2003. - Voi. 302 . - s. 403-404 . - doi : 10.1126/tiede.1090464 . — PMID 16675686 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2009.
  69. ↑ 1 2 Goudarzi, Sara Saharan hiekkadyynejä löydetty Saturnuksen kuun titaanista . SPACE.com (4. toukokuuta 2006). Haettu 6. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  70. ↑ Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J., et ai. Titanin hiekkameret: Cassini RADAR -havainnot pitkittäisdyynistä  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2006. - Voi. 312 . - s. 724-727 . - doi : 10.1126/tiede.1123257 .
  71. ↑ S.F. Dermott, C. Sagan ,. Katkeutuneiden hiilivetymeren vuorovesivaikutukset Titaaniin  (englanniksi)  // Nature : Journal. - 1995. - Voi. 374 . - s. 238-240 . - doi : 10.1038/374238a0 .
  72. ↑ Bortman, Henry Titan: Missä märkä on? (linkki ei saatavilla) . Astrobiology Magazine (28. lokakuuta 2004). Haettu 5. helmikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  73. ↑ Tiedemiehet näkivät ensimmäisen kerran nestemäisen aineen Maan ulkopuolella . RIA Novosti (21. joulukuuta 2009). Käyttöpäivä: 21. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  74. ↑ Emily Lakdawalla . Tumma piste lähellä etelänavaa: ehdokasjärvi Titanilla? (linkki ei saatavilla) . Planetary Society (28. kesäkuuta 2005). Haettu 14. lokakuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 5. kesäkuuta 2011. 
  75. ↑ NASA vahvistaa nestemäisen järven Saturnuksen kuussa . NASA (2008). Haettu 20. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  76. ↑ Cassini löytää järviä Titanin arktiselta  alueelta . NASA/JPL. Käyttöpäivä: 22. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  77. ↑ Kauan odotettu meri löydettiin Titanilta . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 15. helmikuuta 2016.
  78. ↑ Cassini - avaruusalus kuvaa meriä Saturnuksen Kuu Titanilla  . NASA/JPL. Käyttöpäivä: 22. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 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. Mahdolliset trooppiset järvet Titanilla pimeän maaston havainnoista   // Luonto . - 14. kesäkuuta 2012. - Iss. 486 . - s. 237-239 . - doi : 10.1038/luonto11165 .
  80. ↑ Maggie McKee. Saturnuksen kuun trooppiset järvet voivat laajentaa elämän vaihtoehtoja . - Luonto, 13. kesäkuuta 2012. - doi : 10.1038/luonto.2012.10824 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. heinäkuuta 2020.
  81. ↑ D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunin; P. Lavvas & V. Vuitton (2009), Arvio Titanin järvien kemiallisesta koostumuksesta, arΧiv : 0911.1860v1 [astro-ph]. 
  82. ↑ Tähtitieteilijät ovat määrittäneet Titanin järvien kemiallisen koostumuksen . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2011.
  83. ↑ Titanin pintaorgaaniset aineet ylittävät maapallon  öljyvarat . NASA. Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  84. ↑ Tiedemiehet puhuvat Titanin metaanista . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 13. huhtikuuta 2021.
  85. ↑ Cook, J.-RC Sunlightin kiilto vahvistaa nestettä Titanin pohjoisessa järvialueella . NASA (17. joulukuuta 2009). Haettu 18. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  86. ↑ Emily Lakdawalla . Cassini VIMS näkee kauan odotetun kimalteen Titan-järven edustalla . Planetary Societyn blogi . Planetary Society (17. joulukuuta 2009). Haettu 17. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  87. ↑ Raakakuvia Huygensin luotain laskeutumisesta 14. tammikuuta  2005 . ESA. Käyttöpäivä: 22. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  88. ↑ 1 2 PIA08630: Lakes on Titan . NASA/JPL. Haettu 14. lokakuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  89. ↑ 1 2 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin. Titanin sisäinen rakenne päätelty kytketystä lämpökiertoradalla  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 175 , no. 2 . - s. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. kesäkuuta 2016.
  90. ↑ Titanista löytyi valtameri (pääsemätön linkki) . Maailman ympäri (21. maaliskuuta 2008). Haettu 8. huhtikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 6. kesäkuuta 2013. 
  91. ↑ 1 2 David Shiga, Titanin muuttuvat pyörimisvinkit piilossa olevaan valtamereen Arkistoitu 30. huhtikuuta 2015 Wayback Machinessa , New Scientist, 20. maaliskuuta 2008
  92. ↑ 1 2 3 4 Alan Longstaff. Onko Titan (kryo)vulkaanisesti aktiivinen? // Astronomy Now. - Royal Observatory, Greenwich, 2009. - Helmikuu. - S. 19 .
  93. ↑ "Titani löysi planeetansisäisen valtameren" (pääsemätön linkki) . Arkistoitu alkuperäisestä 3. marraskuuta 2011.  // " Trinity option - Science ", nro 12, 2008.
  94. ↑ Titanilta löydetty salainen valtameri ja vapaa kuori (pääsemätön linkki) . Arkistoitu alkuperäisestä 7. joulukuuta 2009.  osoitteessa freescince.narod.ru
  95. ↑ Titanilta löytyi maanalainen valtameri . Katso (29. kesäkuuta 2012). Haettu 29. kesäkuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 30. kesäkuuta 2012.
  96. ↑ Saturnuksen kuun valtameri osoittautui yhtä suolaiseksi kuin Kuollut meri . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 9. lokakuuta 2018.
  97. ↑ Carolina Martinez. Tutkijat löytävät mahdollisen Titan-tulivuoren . NASA (8. kesäkuuta 2005). Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  98. ↑ Tobias Owen. Planeettatiede: Huygens löytää uudelleen Titanin   // Luonto . - 2005. - Voi. 438 . - s. 756-757 . - doi : 10.1038/438756a .
  99. ↑ 1 2 Titanin poikkeuksellisen Maan kaltaisen maailman näkeminen, koskettaminen ja haistaminen . ESA (21. tammikuuta 2005). Haettu 28. maaliskuuta 2005. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  100. ↑ David L. Chandler. Hiilivetytulivuori löydetty Titanista (linkki ei saatavilla) . New Scientist (8. kesäkuuta 2005). Haettu 7. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 19. syyskuuta 2007. 
  101. ↑ P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole. Aurinkokunnan atlas . - 1990. - ISBN 0-517-00192-6 .
  102. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Jupiter ja Saturnus: muodostuminen, koostumus ja sisäinen rakenne. - M. : LKI, 2009. - S. 476. - ISBN 9785382009865 .
  103. ↑ GP Kuiper. Titan: Satellite with an Atmosphere  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1944. - Voi. 100 . - s. 378 . - doi : 10.1086/144679 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. kesäkuuta 2016.
  104. ↑ Silkin, 1982 , s. 154-155.
  105. ↑ Benton Julius L. Jr. Saturnus ja kuinka tarkkailla sitä // Springer London. - 2005. - S. 141-146 . - doi : 10.1007/1-84628-045-1_9 .
  106. ↑ Pioneeritehtävät . // NASA (26. maaliskuuta 2007). Haettu 19. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  107. ↑ Pioneer XI (pääsemätön linkki - historia ) . // NASA. Haettu: 19. elokuuta 2007. 
  108. ↑ Huygens paljastaa Titanin pinnan . tilaa tänään. Haettu 19. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  109. ↑ CASSINI AT SATURN - Saturn Tour Päivämäärät . NASA/JPL. Haettu 31. lokakuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  110. ↑ Cassinin ehdottama pidennetty-pidennetty tehtäväkierros . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2012.
  111. ↑ Lingard, Steve; Norris, Pat. Kuinka laskeutua Titanille . - Ingenia, 2005. - Kesäkuu ( nro 23 ). Arkistoitu alkuperäisestä 21. heinäkuuta 2011.
  112. ↑ Cassini at Saturn: Esittely (linkki ei ole käytettävissä) . NASA/JPL. Haettu 6. syyskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  113. ↑ Huygensin laskeutumispaikka nimetään Hubert Curienin mukaan . ESA (5. maaliskuuta 2007). Haettu 6. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  114. ↑ Tehtävän yhteenveto: TANDEM/TSSM Titan ja Enceladus Mission (linkki ei saatavilla) . ESA (2009). Käyttöpäivä: 30. tammikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. 
  115. ↑ Rincon, Paul (18. helmikuuta 2009), Jupiter avaruusjärjestöjen nähtävyyksissä , BBC News , < http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm > Arkistoitu 21. helmikuuta 2009 klo. Wayback Machine 
  116. ↑ Hendrix, Charles Wohlforth, Amanda R. Asutetaan Titan . Scientific American Blog Network . Haettu 28. marraskuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2018.
  117. ↑ admin Titan voi olla paras paikka aurinkokunnan siirtokunnalle - Uutisia avaruudesta (pääsemätön linkki) . Uutisia avaruudesta (28.11.2016). Haettu 28. marraskuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 29. marraskuuta 2016. 
  118. ↑ Karen Northon. NASAn sudenkorentotehtävä Titaniin etsii alkuperää, elämän merkkejä . NASA (27. kesäkuuta 2019). Haettu 19. heinäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2021.
  119. ↑ McKay, CP; Smith, HD Mahdollisuudet metanogeeniseen elämään nestemäisessä metaanissa Titanin pinnalla  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 178 , nro. 1 . - s. 274-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.018 .
  120. ↑ news.nationalgeographic.com (downlink) . Käyttöpäivä: 18. maaliskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 24. syyskuuta 2008. 
  121. ↑ Mitä vetyä ja asetyleeniä kuluttaa Titanilla? . NASA. Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  122. ↑ ITAR-TASS, 06/07/10, "NASA:n Cassini-luotaimella havaittiin kaksi mahdollista merkkiä primitiivisen elämän olemassaolosta Saturnuksen kuussa Titanissa" (maksetulta nauhalta)
  123. ↑ Kuka söi vetyä Titanilla Wayback Machinessa 4. maaliskuuta 2016 päivätty arkistokopio // Gazeta.ru, 6.7.2010
  124. ↑ NASA on saattanut löytää elämän merkkejä Saturnuksen kuusta . RIA Novosti (5. kesäkuuta 2010). Haettu 5. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  125. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titaani punaisen jättiläisen auringon alla: uudenlainen "asuttava" kuu (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Planetary Sciences, University of Arizona (1997). Haettu 21. maaliskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.

Kirjallisuus

  • Silkin B.I. Monen kuun maailmassa. — M .: Nauka , 1982. — 208 s. - 150 000 kappaletta.

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Temaattiset sivustot
Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Titaani
Maantiede
Pinta
helpotus yksityiskohdatLuettelo Titan-pinnan yksityiskohdista
Opiskelu
Muut aiheet
  • Luokka: Titaani
  • Portaali: Tähtitiede
  • Wikimedia Commons: Titaani
 Taivaankappaleet, jotka maanpäällinen AMS on laskeutunut
planeetat
satelliitteja
Maan asteroidien lähellä
Komeetat
  • 9P/Tempela 2005
  • 67P/Churyumova – Gerasimenko 2014
Näytössä ovat: vieraillun taivaankappaleen nimi; maan lippu ja ensimmäisen maihinnousun vuosi ; rungot, joille tehtiin vain kovat laskut, on korostettu värillä.