Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Титан Titan Титан сфотографований КА Кассіні Дані про відкриттяДата відкриття 25 березня 1655 рокуВідкривач і Хрістіан Г

Титан (супутник)

Титан (супутник)
Титан
Titan

image
Титан, сфотографований КА «Кассіні»

Дані про відкриття
Дата відкриття 25 березня 1655 року
Відкривач(і) Хрістіан Гюйгенс
Планета Сатурн
Номер VI
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 1 221 830 км
Перицентр 1 186 162 км
Апоцентр 1 257 498 км
Орбітальний період 15,94542068 діб
Ексцентриситет орбіти 0,029192
Нахил орбіти 0,295° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Видима зоряна величина 8,2—9,0
Діаметр 5150 км
Середній радіус 2575,50 ± 2,00 км
Площа поверхні 8,3× 107 км²
Маса 1,34520029 ± 0,00020155× 1023 кг
Густина 1,8798 ± 0,0044 г/см³
Прискорення вільного падіння 1,352 м/с²
Друга космічна швидкість 2,639 км/с
Період обертання навколо своєї осі 15,94542068 діб
Нахил осі обертання 0°
Альбедо 0,21
Атмосферний тиск 146,7 кПа Па
Температура поверхні 90 К
Атмосфера азот (98,4%), метан (1,6%)
Інші позначення
Сатурн VI

image Титан у Вікісховищі

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Титан.

Титан (лат. Titan, грец. Τῑτάν) — найбільший за розміром супутник Сатурна, другий за розміром у Сонячній системі (після Ганімеда).

Загальні відомості

Відкрив Титан 1655 року Хрістіан Гюйгенс. Він став першим відомим супутником Сатурна.

Діаметр Титана — 5150 км. Таким чином, він більший, ніж планета Меркурій, хоча й поступається їй за масою. У Титані зосереджено 95 % маси всіх супутників Сатурна. Завдяки своїй значній масі (1/4000 маси Сатурна, вдвічі більше за масу Місяця) Титан впливає на рух інших супутників Сатурна, зумовлює збурення їхніх орбіт. Сила тяжіння на ньому становить приблизно одну сьому від земної. Радіус орбіти Титана складає 1 221 870 км (20,3 радіуса Сатурна).

Титан — єдиний супутник у Сонячній системі, який має щільну атмосферу (її відкрив Джерард Койпер). Тиск біля поверхні приблизно в 1,6 раза перевищує тиск земної атмосфери. Температура — мінус 170—180 °C. Це єдиний супутник, поверхню якого не можливо спостерігати у видимому діапазоні через хмари.

На Титані є метанові моря й річки (але їх наявність довго була під сумнівом; «Гюйгенс» приземлився на темній ділянці з твердою поверхнею), а також гори, які складаються з водяного льоду.

Журнал Nature Astronomy у 2019 р. повідомив про першу глобальну геологічну карту Титана. На ній показані великі рівнини, дюни, а також озера рідкого метану.

Дослідження Титана

Спостереження та вивчення Титана, до того як 1979 року космічний апарат «Піонер-11» досягнув орбіти Сатурна та виконав різноманітні вимірювання планети та її супутників, проходило дуже повільними темпами. 1907 року іспанський астроном Хосе Комас Сола стверджував, що спостерігав затемнення на краю диску Титана та дві круглих світлих плями по центру. Ще одним важливим відкриттям стало відкриття Джерардом Койпером 1944 року атмосфери Титана.

«Піонер-11» і «Вояджер»

Першим космічним апаратом, що пролетів біля Титана, став «Піонер-11», призначений для вивчення Юпітера і Сатурна. 1 вересня 1979 року станція передала на Землю п'ять світлин Титана. «Піонер-11» пройшов на відстані 353 950 км від супутника.

Важливі дослідження були виконані апаратом «Вояджер-1». 12 листопада 1980 року станція пройшла за 5600 км від Титана, проте отримані знімки не дозволили розрізнити будь-які деталі поверхні через серпанку в атмосфері. «Вояджер-1» зміг вивчити лише склад атмосфери і визначити основні дані, такі як маса і розмір, а також уточнив орбітальний період.

Орбітальний телескоп «Габбл»

Перші фотографії, що показали структуру поверхні Титана, були отримані телескопом «Габбл» у 1990-х роках. На зроблених в інфрачервоному діапазоні знімках було видно метанові хмари та органічний смог. Чітким контрастом між темними та світлими областями поверхні Титан різко відрізнявся від інших схожих за розміром супутників у Сонячній системі. Звичні для інших супутників кратери «Габбл» на Титані не виявив.

Вважалося, що світлі ділянки поверхні лежать вище, ніж темніші; також вони відрізняються за складом: світлі ділянки можуть містити водяний лід, як це часто трапляється на супутниках Юпітера, а темні покриті скельними породами чи органічним матеріалом.

«Кассіні — Гюйгенс»

Докладніше: Кассіні — Гюйгенс

15 жовтня 1997 року з мису Канаверал було запущено апарат «Кассіні — Гюйгенс», створений спільно НАСА, Європейським космічним агентством (ЄКА) та Італійським космічним агентством. Він був створений для вивчення системи Сатурна і, зокрема, для вивчення його супутника Титана. «Кассіні» є першим штучним супутником Сатурна. Початково апарат був розрахований на 4 роки, але натомість пропрацював 20.

«Кассіні» перебуває на орбіті Сатурна з 1 липня 2004 року. Як і було заплановано, перший раз він пролетів біля Титана 26 жовтня 2004 року на відстані лише 1200 км від поверхні. Титан є найвіддаленішим від Землі небесним тілом, на яке здійснив посадку космічний зонд. На радіолокаційних світлинах, зроблених «Кассіні» можна побачити складну структуру поверхні Титана.

Місія була продовжена спочатку до 2010 року (додатково 21 проліт Титана), а потім ще до 2017 року (56 прольотів).

15 вересня 2017 року «Кассіні» заплановано згорів в атмосфері Сатурна.

Дослідження зондом «Гюйгенс»

Докладніше: Гюйгенс (зонд)
image image
Зображення «Гюйгенс» з поверхні Титана — єдине зображення з поверхні тіла, розташованого далі, ніж Марс.
Те ж саме зображення з посиленням контрасту.

«Гюйгенс» приземлився на Титані 14 січня 2005 року, виявивши, що багато речовин його поверхні, здається, були утворені рідинами в минулому. Титан є найдальшим тілом від Землі, на яку сідав космічний зонд.

Зонд «Гюйгенс» приземлився недалеко від східного краю яскравого регіону, який зараз називається . Зонд сфотографував бліді пагорби з темними «річками», які течуть до темної рівнини. Поточна версія полягає в тому, що пагорби складаються головним чином з водяного льоду. Темні органічні сполуки, створені у верхній атмосфері ультрафіолетовим випромінюванням Сонця, можуть випадати з дощами в атмосфері Титана. Вони вимиваються із пагорбів метановим дощем і осідають на рівнинах в геологічних масштабах часу.

Після посадки «Гюйгенс» сфотографував темну рівнину, покриту дрібними скелями та галькою, які складаються з водяного льоду. Два камені, розташовані трохи нижче середини зображення праворуч, менше, ніж вони можуть здаватись: лівий камінь 15 см, а камінь в центрі — 4 см, на відстані близько 85 сантиметрів від зонду. Є дані про ерозію біля основи скель, що вказує на можливу річкову активність. Поверхня темніша, ніж спочатку очікувалося і складається з суміші води та вуглеводневого льоду. «Ґрунт», видимий на зображенні, інтерпретується як осадження з вуглеводневої мряки.

У березні 2007 року НАСА, ЄКА та [en] (COSPAR) вирішили назвати посадоковий майданчик «Гюйгенс» як Меморіальну станцію ім. Гюберта Кур'єра в пам'ять колишнього президента ЄКА.

Заплановані місії

  • Titan Saturn System Mission (TSSM) була спільною пропозицією НАСА/ЄКА щодо вивчення супутників Сатурна. Ця місія передбачає повітряну кулю, що плаває в атмосфері Титана протягом шести місяців. Вона конкурувала з пропозицією щодо системи фінансування Europa Jupiter System Mission (EJSM). У лютому 2009 року було оголошено про те, що ЄКА/НАСА надали пріоритет місії EJSM перед TSSM .
  • Для дослідження Титана агентство НАСА готує спеціальний підводний човен.
  • Планується, що в 2026 році літальний апарат «Драгонфлай» вирушить у подорож на Титан. Політ займе 8 років, а після прибуття апарат протягом принаймні трьох років буде перевіряти, чи могли тут виникнути умови, придатні для зародження і розвитку життя. «Драгонфлай» — автономний робот, який створюється космічним агентством НАСА.

Орбіта й обертання

image
Орбіта Титана (виділена червоним) серед інших великих супутників Сатурна. За межами орбіти Титана — Япет і Гіперіон, всередині — Діона, Тефія, Енцелад і Мімас

Радіус орбіти Титана становить 1 221 870 км (20,3 радіуса Сатурна), і, таким чином, він розташовується поза кільцями Сатурна, крайнє з яких (E) розташовується приблизно на відстані 750 000 км. Орбіти двох найближчих супутників проходять на 242 000 км далі від Сатурна (Гіперіон) і на 695 000 км ближче до планети (Рея). Орбіти Титана і Гіперіона утворюють орбітальний резонанс 3:4. Титан робить чотири оберти навколо Сатурна, в той час як Гіперіон лише три.

Повний оберт навколо планети Титан робить за 15 діб, 22 години і 41 хвилин із середньою швидкістю 5,57 км/с. Орбіта супутника відрізняється від колової та має ексцентриситет, рівний 0,0288. Площина орбіти відхиляється від екватора Сатурна і площини кілець на 0,348°.

Як Місяць і багато інших супутників планет в Сонячній системі, Титан синхронно обертається відносно планети. Таке обертання є результатом дії припливних сил. Це означає, що періоди обертання навколо власної осі та обертання навколо Сатурна збігаються, і супутник повернутий до планети завжди однією стороною. Від меридіана, який проходить через центр цієї сторони, ведеться відлік довготи.

Нахил осі обертання Сатурна становить 26,73°, що забезпечує зміну пір року на планеті та її супутниках у південних і північних півкулях. Кожен сезон триває близько 7,5 земних років, оскільки Сатурн робить повний оберт навколо Сонця приблизно за 30 років. Вісь обертання Титана, перпендикулярна до площини його орбіти, майже співнаправлена до осі обертання Сатурна. Останнє літо в південній півкулі Титана закінчилося в серпні 2009 року.

Центр мас Сатурна і Титана розташовується на відстані всього 30 км від центра Сатурна внаслідок його у 4227 разів більшої маси, тому вплив супутника на рух планети мізерно малий.

Розміри і маса

Титан має діаметр 5152 км і є другим за розміром супутником у Сонячній системі, після супутника Юпітера Ганімеда.

Протягом тривалого часу астрономи вважали, що діаметр Титана становить 5550 км, а отже, Титан більший від Ганімеда, але дослідження, виконане апаратом «Вояджер-1», показало наявність щільної та непрозорої атмосфери, яка заважала точно визначити розмір об'єкта.

Діаметр Титана, а також його густина і маса схожі до відповідних параметрів супутників Юпітера — Ганімедом і Каллісто. Титан має приблизно на 50 % більший радіус, ніж у Місяця і на 80 % більшу масу. Він перевершує за розмірами Меркурій, хоча і поступається йому за масою. Прискорення вільного падіння на його поверхні дорівнює 1,352 м/с² (приблизно усемеро менше, ніж на поверхні Землі).

Середня густина Титана становить 1,88 г/см³, і є найвищою серед супутників Сатурна. На Титан припадає понад 95 % маси всіх супутників Сатурна.

Досі остаточно не вирішене питання про те, чи сформувався Титан з пилової хмари, спільної з Сатурном, чи сформувався окремо і згодом був захоплений гравітацією планети. Остання теорія дозволяє пояснити такий нерівномірний розподіл маси серед супутників.

Титан є достатньо великим небесним тілом для підтримання високої температури внутрішнього ядра, що робить його геологічно активним.

Будова

image
Будова Титана

Титан складається майже наполовину з водяного льоду і наполовину — з кам'янистих матеріалів. Такий склад подібний до деяких інших великих супутників газових планет: Ганімеда, Каллісто, Тритона.

Імовірно, навколо кам'яного ядра діаметром близько 3400 км, є кілька шарів льоду з різними типами кристалізації.

В атмосфері супутника виявлено ізотоп аргон-40, що свідчить про вулканічну діяльність. Припускають, що роль лави мають виконувати вода та аміак. Такий тип вулканізму називається кріовулканізмом. Окрім цього, на знімках КА «Кассіні» зафіксовано принаймні два утворення, що нагадують вулкани.

На Титані виявлено щонайменше один масивний гірський хребет протяжністю близько 150 км і заввишки до 1,6 км. На гірських вершинах є світлі відкладення, можливо, поклади метану та інших органічних матеріалів[недоступне посилання].

Атмосфера

Докладніше: Атмосфера Титана

Атмосфера Титана має товщину близько 400 кілометрів і містить кілька шарів вуглеводневого «смогу». Через це Титан є єдиним супутником у Сонячній системі, поверхню якого неможливо спостерігати в телескоп.

image
Шари у верхній частині атмосфери Титана (знімок «Кассіні»)

Нижні шари атмосфери, як і на Землі, поділяються на тропосферу й стратосферу. У тропосфері температура з висотою падає: від 94 К на поверхні до 70 К на висоті 35 км (на Землі тропосфера закінчується на висоті 10—16 км). До висоти 50 км простягається тропопауза, де температура залишається практично сталою. Вище температура починає зростати. Такі інверсії температури перешкоджають розвитку вертикальних рухів повітря. Вони зазвичай виникають через спільну дію двох факторів — підігріву повітря знизу, від поверхні, і розігріву зверху (завдяки поглинанню сонячного випромінювання). У земній атмосфері інверсія температур спостерігається на висотах близько 50 км (стратопауза) і 80—90 км (мезопауза)[]. На Титані температура впевнено зростає принаймні до 150 км. Проте на висотах понад 500 км «Гюйгенс» несподівано виявив цілу низку температурних інверсій, кожна з яких визначає певний шар атмосфери. Їх походження поки не з'ясовано.

За даними КА «Кассіні», нижня частина атмосфери Титана, так само як і атмосфера Венери, обертається істотно швидше поверхні, і являє собою єдиний потужний постійний ураган. На висотах понад 10 км в атмосфері Титана постійно дмуть вітри. Їх напрямок збігається з обертанням супутника, а швидкість зростає з висотою від кількох метрів за секунду на висоті 10—30 км до 30 м/с на висоті 50—60 км. На висотах понад 120 км спостерігається сильна турбулентність атмосфери — її ознаки були помічено ще в 1980—1981 роках, коли через систему Сатурна пролітали космічні апарати «Вояджер». Однак несподіванкою стало те, що на висоті близько 80 км в атмосфері Титана зареєстровано штиль — сюди не потрапляють ні вітри, що дмуть нижче 60 км, ні турбулентні рухи, що спостерігаються на вдвічі вищій висоті. Причини такого дивного завмирання рухів поки не вдається пояснити.

Титан отримує дуже мало сонячної енергії для того, щоб забезпечити динаміку атмосферних процесів. Найімовірніше, енергію для руху атмосферних мас забезпечують потужні припливні сили Сатурна, що в 400 разів перевищують обумовлені Місяцем припливи на Землі[]. На користь припущення про припливний характер вітрів свідчить широтне розташування пасом дюн, поширених на Титані (згідно з радарними дослідженнями).

Походження атмосфери

image
Верхні шари атмосфери Титана і південний полюс Сатурна. «Кассіні», 2005 рік

За сучасними оцінками атмосфера Титана на 95 % складається з азоту і чинить на поверхню на 50 % більший тиск, ніж земна атмосфера. Наразі не існує єдиної думки про її походження: є декілька різних версій, але до кожної з них є серйозні контраргументи.

Так, за однією теорією, атмосфера Титана спочатку складалася з аміаку (NH3), потім почалася дегазація супутника під дією ультрафіолетового сонячного випромінювання з довжиною хвилі переважно нижче 260 нм; це призвело до того, що аміак почав розкладатися на атомарні азот і водень, які з'єднувалися в молекули азоту (N2) і водню (H2). Важчий азот опускався вниз до поверхні, а легший водень виходив у космічний простір, оскільки низька гравітація Титана не здатна утримати і призвести до накопичення цього газу в атмосфері. Однак, критики подібної теорії відмічають, що для подібного процесу необхідно, щоб Титан формувався при відносно високій температурі, при якій могло б відбутися розділення речовин, що складають супутник на кам'янисту серцевину і замерзлий крижаний верхній шар. Однак спостереження зонда «Кассіні» вказують, що речовина Титана не настільки чітко поділяється на шари.

Згідно з іншою теорією, азот міг зберегтися з часів формування Титана, однак у цьому випадку в атмосфері повинно також бути і багато ізотопу [en], який також входив до складу газів у протопланетному диску, з якого утворилися планети і супутники Сонячної системи. Однак спостереження показали, що в атмосфері Титана дуже мало цього ізотопу.

У журналі Nature Geoscience 8 травня 2011 року була опублікована ще одна теорія, в якій припускається, що атмосфера Титана утворилася завдяки інтенсивному кометному бомбардуванню близько чотирьох мільярдів років тому. На думку авторів ідеї, азот утворився з аміаку при співударянні комет з поверхнею Титана; така «аварія» відбувається на величезній швидкості, і в місці удару різко підвищується температура, а також створюється дуже високий тиск. При таких умовах цілком можливе проходження хімічної реакції. Для перевірки своєї теорії автори з допомогою лазерних гармат обстрілювали мішень із замороженого аміаку снарядами з золота, платини і міді. Цей дослід показав, що при ударі дійсно відбувається розкладання аміаку на водень та азот. Вчені підрахували, що під час інтенсивного кометного бомбардування Титана повинно було утворитися близько 300 квадрильйонів тонн азоту, чого, за їхніми словами, цілком достатньо для формування атмосфери Титана.

Сучасні оцінки втрат атмосфери Титана у порівнянні з її початковими характеристиками виконуються на основі аналізу співвідношення ізотопів азоту 15N до 14N. За цим спостереженням встановлено, що це співвідношення у 4—4,5 раза вище, ніж на Землі. Отже, початкова маса атмосфери Титана була приблизно у 30 разів більша від сучасної, оскільки через слабшу гравітацію легкий ізотоп нітрогену 14N повинен втрачатися швидше під дією нагрівання та іонізації випромінюванням, а 15N накопичуватися.

Склад атмосфери

image
Утворення толінів — складних органічних молекул з великою молекулярною масою у верхній атмосфері Титана, на висоті ~1000 км.

Близько 98,4 % атмосфери складає азот. Таким чином, Титан і Земля — єдині тіла в Сонячній системі, які мають щільну атмосферу з переважним вмістом азоту (розріджені азотні атмосфери мають Тритон і Плутон). У невеликих кількостях наявні метан та аргон, які переважають переважно у верхніх шарах атмосфери, де їхня концентрація досягає 43 %. Є також сліди етану, ацетилену, [ru], метилацетилену, ціаноацетилену, пропану, вуглекислого газу, чадного газу, ціану, гелію. Практично відсутній вільний кисень.

Оскільки Титан не має суттєвого магнітного поля, то його атмосфера, особливо верхні шари, сильно зазнає впливу сонячного вітру. Крім того, вона також піддається дії космічного випромінювання і сонячного опромінення, під дією яких, зокрема, ультрафіолету, молекули азоту і метану розкладаються на іони або [ru]. Ці фрагменти, у свою чергу, утворюють складні органічні сполуки азоту чи сполуки вуглецю, в тому числі ароматичні сполуки (наприклад, бензен). Також у верхніх шарах атмосфери утворюється  — полімер із спряженим потрійним зв'язком.

Органічні сполуки, що включають в себе атоми азоту, надають поверхні Титана і атмосфері оранжевого кольору (зокрема, таким є колір неба, якщо дивитися з поверхні). Під дією Сонця увесь метан був би перетворений за 50 млн років (дуже невеликий термін у порівнянні з віком Сонячної системи), однак цього не відбувається. Це означає, що запаси метану в атмосфері постійно поповнюються. Одним із можливих джерел метану може бути вулканічна активність.

Хмарність та опади

image
Атмосферний вихор над північним полюсом. «Кассіні», 2006 рік

Метан конденсується у хмари на висоті декількох десятків кілометрів. Згідно з даними, отриманими «Гюйгенсом», відносна вологість метану підвищується з 45 % біля поверхні до 100 % на висоті 8 км (при цьому загальна кількість метану, навпаки, зменшується). На висоті 8—16 км простягається дуже розріджений шар хмар, який складається із суміші рідкого метану з азотом, що покриває половину поверхні супутника. Слабка паморозь постійно випадає із цих хмар на поверхню.

У вересні 2006 року «Кассіні» зафіксував величезну хмару на висоті 40 км над північним полюсом Титана. Хоча відомо, що метан утворює хмари, але в цьому випадку це утворення складалося скоріш за все з етану, оскільки розмір зафіксованих частинок становив усього 1—3 мкм, і саме етан може конденсуватися на цій висоті. У грудні «Кассіні» знову виявив хмарний покрив над полюсом, у складі якого були метан, етан і ще одна органічна сполука. Хмара досягала в діаметрі 2400 км і спостерігалася також при наступному прольоті апарата через місяць. Вчені вважають, що в цей час на полюсі супутника ішов метаново-етановий дощ або сніг (якщо температура достатньо низька); низхідні потоки у північних широтах достатньо сильні, щоб викликати випадання опадів.

Також хмари були зафіксовані у південній півкулі. Зазвичай вони займають не більше 1 % поверхні, хоча це значення іноді досягає 8 %. Такі відмінності у площі хмарного покриву півкуль пояснюються тим, що у південній півкулі в момент спостереження було літо, і там відбувалося інтенсивне нагрівання атмосферних мас, виникали висхідні потоки і, як наслідок, конвекція. В таких умовах етан не здатний утворювати постійний хмарний покрив, хоча етанова вологість досягає 100 %.

Спостереження показують, що висота і постійність хмарності залежить від широти. Так, у високих широтах (від 60° і вище) півкулі в зимовий період поширені постійні хмари, сформовані вище рівня тропосфери. У нижчих широтах хмари розташовуються на висоті 15—18 км, є невеликими за розміром і мають непостійний характер. У півкулі з літнім періодом хмари формуються переважно в районі 40° широти і зазвичай недовговічні.

Наземні спостереження також показують сезонні зміни у хмарному покриві. Так, за один 30-літній оберт навколо Сонця разом із Сатурном на Титані в кожній півкулі протягом 25 років формуються хмари, а потім протягом 4—5 років зникають перед тим як виникнути знову.

image
Мультиспектральний знімок Титана. Світла область у центрі — «материк» Ксанаду

У 2017 р. повідомлено, що в атмосфері Титана виявлені крижані хмари, що складаються з суміші ціановодню і бензолу.

Поверхня

image
Гірська гряда на Титані з висоти 10 км (радіоспектральний знімок із зонда «Гюйгенс»)

Поверхня Титана, сфотографована «Кассіні» в різних спектральних діапазонах, у низьких широтах поділена на декілька світлих і темних областей з чіткими межами. У районі екватора на ведучій півкулі розташований світлий регіон розміром як Австралія (видимий також на інфрачервоних знімках телескопа «Габбл»). Він отримав назву [en] (англ. Xanadu).

image
Карта поверхні полюсів Титана. За даними «Кассіні», січень 2009 року

На радарних знімках, зроблених у квітні 2006 року, видно гірські хребти заввишки понад 1 км, долини, русла річок, що стікають із підвищень, а також темні плями (заповнені або висохлі озера). Помітна сильна ерозія гірських вершин, потоки рідкого метану під час сезонних злив могли утворити печери в гірських схилах. На південний-схід від Ксанаду розташоване загадкове утворення [ru], яке є яскравою (особливо на деяких довжинах хвиль) дугою. Чи є ця структура «гарячим» вулканічним районом або відкладом якоїсь речовини (наприклад, вуглекислотного льоду), поки незрозуміло. В екваторіальному світлому регіоні [ru] виявлені протяжні ланцюги гір (або пагорбів) висотою до кількох сотень метрів. Ймовірно, у південній півкулі може існувати масивний гірський хребет протяжністю близько 150 км і висотою до 1,6 км. В горах [ru] виявлено пік заввишки 3337 м. На вершинах гір є світлі відклади — можливо, поклади метану та інших органічних матеріалів. Все це свідчить про тектонічні процеси, що формують поверхню Титана.

У цілому рельєф Титана відносно рівний — варіація по висоті не перевищує 2 км, однак локальні перепади висот, як показують дані радара і стереознімки, отримані «Гюйгенсом», можуть бути досить значними; круті схили на Титані не рідкість. Це є результатом інтенсивної ерозії за участі вітру та рідини. Ударних кратерів на Титані небагато (станом на 2012 рік точно ідентифіковано 7 і можливо — 52). Це наслідок того, що їх відносно швидко приховують осади і згладжує вітрова ерозія. Поверхня Титана в помірних широтах менш контрастна.

Для деяких деталей поверхні Титана припускається кріовулканічне походження. Це передусім [en] з прилеглими [en] і [ru], [ru] і потокоподібні об'єкти в [ru].

У 2019 р. створено докладну геологічну мапу Титана

Дюни

Існують схожі на Ксанаду за розмірами темні області, що оперізують супутник по екватору, які спочатку ідентифікувалися як метанові моря. Радарні дослідження, однак, показали, що темні екваторіальні регіони майже всюди покриті довгими паралельними рядами дюн, витягнутих в напрямку переважаючих вітрів (із заходу на схід) на сотні кілометрів — так звані «котячі подряпини».

Темний колір низовин пояснюється скупченням частинок вуглеводневого «пилу», що випадає з верхніх шарів атмосфери, що змивається метановими дощами з підвищень і приноситься на екваторіальні райони вітрами. Пил може бути переміщений з крижаним піском.

Метанові річки й озера

Докладніше: Рідина на Титані
image
Моря й озера у північній полярній області Титана (за радарними знімками [ru])

Можливість існування на поверхні Титана річок і озер, наповнених рідким метаном, припускалася на основі даних, зібраних апаратами «Вояджер-1» і «Вояджер-2», які показали існування щільної атмосфери відповідного складу і потрібних температур для підтримання метану в рідкому стані. 1995 року дані телескопа «Габбл» та інші спостереження дозволили безпосередньо обґрунтувати існування рідкого метану на поверхні у вигляді окремих озер чи навіть океанів подібно до земних.

image
Відбиття інфрачервоної частини сонячного випромінювання від поверхні метанового озера у північній полярній області Титана

Місія «Кассіні» 2004 року також підтвердила цю гіпотезу, хоча і не одразу. Коли апарат прибув у систему Сатурна, дослідники сподівалися виявити рідину з допомогою відбиття сонячного світла, але спочатку ніяких бліків виявити не вдалося.

У липні 2009 року було зафіксовано відбиття сонячного світла (блік) від гладкої поверхні рідкого басейну в інфрачервоному діапазоні, що стало прямим доказом існування озер.

Раніше поблизу полюсів радар «Кассіні» показав наявність дуже рівної і/або добре поглинаючої поверхні, яка належала метановим (або метан-етановим) резервуарам, наявність яких довго була під сумнівом. Зокрема, у червні 2005 року на знімках «Кассіні» виявили у південній полярній області темне утворення з дуже чіткими границями, яке було ідентифіковане як рідке озеро. Його назвали [en] Чіткі радарні знімки озер у північній полярній області Титана отримані у липні 2006 року. Радарне покриття області [ru] у високих широтах південної півкулі показало наявність розвинутої річкової системи, берегової лінії з характерними слідами ерозії та поверхні, покритої рідиною нині або в недалекому минулому.

У березні 2007 року «Кассіні» виявив в районі північного полюса декілька гігантських озер, найбільше з яких (Море Кракена) має довжину 1000 км і за площею сумірне з Каспійським морем, ще одне ([en]) при площі 100 000 км² більше за будь-яке прісноводне земне озеро. У червні 2012 року астрономи, вивчаючи знімки, зроблені «Кассіні» з 2004 по 2008 роки, виявили метанове озеро завглибшки 1 м у пустельній екваторіальній області Титана. Озеро вдалося розгледіти завдяки зніманню в інфрачервоному діапазоні. Його довжина становить близько 60, а ширина — близько 40 км. Крім цього озера були виявлені ще чотири утворення, які більше нагадують земні болота.

Згідно з даними «Кассіні» і комп'ютерними розрахунками, склад рідини в озерах наступний: етан (76—79 %), пропан (7—8 %), метан (5—10 %). Крім цього, озера містять 2—3 % ціаніду водню, і близько 1 % бутену, бутану та ацетилену. Згідно з іншими даними, основними компонентами є етан і метан. Запаси вуглеводнів в озерах у декілька разів перевищують загальні запаси нафти і газу на Землі. Вчені НАСА припустили, що при певних умовах на поверхні озер Титана можуть утворюватися плавучі крижини. Такий лід повинен бути насичений газом (понад 5 %) щоб залишатися на поверхні озера, а не опускатися на дно.

image
Русла метанових річок на поверхні Титана (мозаїка із трьох знімків посадкового апарата «Гюйгенс» в момент зниження)

Більша частина озер виявлена в північній полярній області, тоді як у південній їх майже немає. Це може пояснюватися сезонними змінами — кожен із чотирьох сезонів на Титані триває близько 7 земних років, і за цей час метан може висихати у водоймах однієї півкулі та вітрами переноситися в іншу.

При зниженні зонда «Гюйгенс» в атмосфері Титана були отримані фотографії, на яких видно світлі пагорби і русла, що їх перетинають, та впадають в темну область. «Гюйгенс», мабуть, сів саме в темну область, і вона виявилася з твердою поверхнею. Ґрунт на місці посадки нагадує мокрий пісок (можливо, складається з крижаних піщинок, перемішаних з вуглеводнями). Зволожувати ґрунт може мряка, що постійно випадає.

На знімках безпосередньо з поверхні видно камені (ймовірно, крижані) округлої форми. Така форма могла утворитися в результаті тривалої дії на них рідини. Ймовірно, у приекваторіальній області, де приземлився «Гюйгенс», можливі лише тимчасові пересихаючі метанові озера, що утворюються після вкрай рідкісних дощів.

Кріовулканізм

image
Радарне зображення ймовірного кріовулкана — [en] з [en] і [ru]

На Титані наявні чіткі ознаки вулканічної активності. Однак при схожості форми і властивостей вулканів, на супутнику діють не силікатні вулкани, як на Землі чи Марсі й Венері, а так звані кріовулкани, які, скоріш за все, вивергаються водно-аміачною сумішшю з домішкою вуглеводнів.

Існування вулканізму почали припускати після виявлення в атмосфері [en], який утворюється при розпаді радіоактивних речовин. Пізніше «Кассіні» зареєстрував потужне джерело метану, яке ймовірно є кріовулканом. Оскільки на поверхні супутника досі не було знайдено жодного джерела метану, здатного підтримувати постійну кількість речовини в атмосфері, то тепер вважається, що основна частина всього метану походить з кріовулканів.

Крім того, у грудні 2008 року астрономи зареєстрували в атмосфері два світлих утворення тимчасового характеру, однак вони виявилися занадто довговічними, щоб вважати їх погодним явищем. Вважається, що це був наслідок від активного виверження одного з кріовулканів.

Вулканічні процеси на Титані, як і на Землі, обумовлені розпадом радіоактивних елементів у мантії супутника. Магма на Землі складається з розплавлених порід, які мають меншу густину, ніж породи кори, через які вони вивергаються. На Титані ж водно-аміачна суміш набагато щільніша, ніж водяний лід, через який вона вивергається на поверхню, а отже, потрібна більша кількість енергії для підтримання вулканізму. Одним із джерел такої енергії є потужна припливна дія Сатурна на свій супутник.

Внутрішня будова

image
Ймовірна внутрішня будова Титана

Згідно з розрахунками, Титан має тверде ядро, що складається із скельних порід, діаметром близько 3400 км, яке оточене декількома шарами водяного льоду. Зовнішній шар мантії складається з водяного льоду і гідрату метану, внутрішній із спресованого, дуже щільного льоду. Між цими шарами можливе існування прошарку з рідкої води.

Як і на інші супутники Юпітера і Сатурна, такі, наприклад, як Іо та Енцелад, на Титан діють значні припливні сили, які відіграють значну роль у тектонічних процесах супутника, розігрівають його ядро і підтримують вулканічну активність.

Гіпотетичний підповерхневий океан

Низка вчених висунула гіпотезу про існування глобального підповерхневого океану. Потужна припливна дія Сатурна може призвести до розігрівання ядра і підтримання достатньо високої температури для існування рідкої води. Порівняння знімків «Кассіні» за 2005 і 2007 роки показало, що деталі ландшафту змістилися приблизно на 30 км. Оскільки Титан завжди повернутий до Сатурна однією стороною, такий зсув може пояснюватися тим, що крижана кора відділена від основної маси супутника глобальним рідким прошарком.

Вважається, що вода містить значну кількість аміаку (близько 10 %), який діє на воду як антифриз, тобто знижує температуру її замерзання.

Галерея

  • image
    Порівняння розмірів Титана (внизу зліва), Місяця (угорі ліворуч) і Землі
  • image
    Мозаїка Титана від прольоту «Кассіні» в лютому 2005 року.
  • image
    Це може виглядати як лід на озерах метану
  • image
    Модель внутрішньої структури Титана
  • image
    Титан має постійний вихор на південному полюсі.
  • image
    Озерний пейзаж поверхні Титана недалеко від Північного полюса у неправильних кольорах

Див. також

Примітки

  1. . Архів оригіналу за 20 квітня 2007. Процитовано 9 квітня 2007.
  2. Перицентр image і апоцентр image обчислено за формулами image, image, де image — довжина великої півосі орбіти, image — ексцентриситет орбіти; значення округлені до кілометрів.
  3. Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et.al. (December 2006). The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data. The Astronomical Journal. 132: 2520—2526.
  4. Cassini Sees Tropical Lakes on Saturn Moon. Cassini: Solstice mission. 13 червня 2012. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 11 листопада 2012.
  5. . Архів оригіналу за 31 грудня 2019. Процитовано 31 грудня 2019.
  6. P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole (1990). The Atlas of the Solar System. ISBN .
  7. Richardson, James; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred (1 липня 2004). . Icarus. Т. 170, № 1. с. 113—124. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 4 вересня 2016.
  8. Catalog Page for PIA08630. photojournal.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 вересня 2016.
  9. Space Today Online - Exploring Saturn - Huygens Probe. www.spacetoday.org. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 вересня 2016. {{}}: |first= з пропущеним |last= ()
  10. . www.planetary.org. Архів оригіналу за 11 травня 2017. Процитовано 4 вересня 2016.
  11. . Архів оригіналу за 11 лютого 2015. Процитовано 11 лютого 2015.
  12. . Архів оригіналу за 12 лютого 2015. Процитовано 12 лютого 2015.
  13. . Архів оригіналу за 2 липня 2019. Процитовано 2 липня 2019.
  14. R. A. Jacobson. (15 серпня 2009). Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. (англ.)
  15. Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (April 1980). Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case. Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141—152. doi:10.1007/BF00898423. Процитовано 27 серпня 2007.[недоступне посилання](англ.)
  16. JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. NASA/JPL. Архів оригіналу за 20 серпня 2011. Процитовано 19 серпня 2007. (англ.)
  17. EVS-Islands: Titan’s Unnamed Methane Sea. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 22 жовтня 2009. (англ.)
  18. . Архів оригіналу за 19 квітня 2016. Процитовано 12 серпня 2016.
  19. James Richardson, Ralph Lorenz, & Alfred McEwen (July 2004). . Icarus. 170 (1): 113—124. Bibcode:2004Icar..170..113R. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. Архів оригіналу за 23 серпня 2009. Процитовано 12 серпня 2016. (англ.)
  20. Lunine, J. (21 березня 2005). Comparing the Triad of Great Moons. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 20 липня 2006. (англ.)
  21. Prentice A. J. R. (2006). . Arxiv. Архів оригіналу за 24 січня 2017. Процитовано 12 серпня 2016. (англ.)
  22. Зонд Касіні виявив на Титані перший відомий науці кріовулкан. 17 грудня 2010. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 23 грудня 2010.
  23. . Архів оригіналу за 16 липня 2007. Процитовано 4 травня 2007.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()
  24. Титан породил атмосферу в ходе кометной бомбардировки [ 20 вересня 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
  25. J. H. Waite (Jr) та ін. (2005). Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan. Science. 308 (5724): 982—986. doi:10.1126/science.1110652. PMID 15890873. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= () (англ.)
  26. T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, H. K. Biernat (2005). The influence of the solar particle and radiation environment on Titan’s atmosphere evolution. Advances in Space Research. 36: 241—250. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043. (англ.)
  27. Saturn's Moon Titan May Have Been Planetary Punching Bag [ 8 квітня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
  28. A. Coustenis (2005). Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere. Space Science Reviews. 116: 171—184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. (англ.)
  29. J. H. Waite Jr., D. T. Young, T. E. Cravens et al. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere // Science. — 2007. — Vol. 316, no. 5826. — P. 870—875. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.1139727.. — (PDF [ 29 квітня 2014 у Wayback Machine.]). (англ.)
  30. David Darling. tholin (англ.). The Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 28 лютого 2012. Процитовано 27 лютого 2012. (англ.)
  31. Niemann, H. B. та ін. (2005). The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Nature. 438 (7069): 779—784. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= () (англ.)
  32. A. J. Coates, F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler (2007). Discovery of heavy negative ions in Titan’s ionosphere. Geophys. Res. Lett. 34: L22103. doi:10.1029/2007GL030978. (англ.)
  33. О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение. — М. : ЛКИ, 2009. — С. 478. — . (рос.)
  34. Baez, John (25 січня 2005). This Week’s Finds in Mathematical Physics. University of California, Riverside. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 22 серпня 2007. (англ.)
  35. Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann та ін. (2006). Titan’s methane cycle. Planetary and Space Science. 54 (12): 1177. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= () (англ.)
  36. Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. (4 січня 2007). The lakes of Titan. Nature. 445 (1): 61—64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. (англ.)
  37. First 'in situ' composition measurements made in Titan’s atmosphere. ESA. 30 листопада 2005. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 17 серпня 2016. (англ.)
  38. Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan’s North Pole. NASA. 2007. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 14 квітня 2007. (англ.)
  39. Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. (2009). Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes. Space Science Institute, Boulder, Colorado. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 29 січня 2009. (англ.)
  40. Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. (February 2006). (PDF). Icarus (182): 224—229. Архів оригіналу (PDF) за 13 листопада 2012. Процитовано 23 серпня 2007. (англ.)
  41. NASA Cassini Image: Radar Images Titan’s South Pole. 2008. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 11 січня 2008. (англ.)
  42. . Архів оригіналу за 22 жовтня 2017. Процитовано 22 жовтня 2017.
  43. Battersby, Stephen (29 жовтня 2004). Titan’s complex and strange world revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 31 серпня 2007. (англ.)
  44. Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 31 серпня 2007. (англ.)
  45. Cassini Reveals Titan’s Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. Science Daily. 23 липня 2006. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 27 серпня 2007. (англ.)
  46. Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; et al. (March 2007). (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 38. Архів оригіналу (PDF) за 26 вересня 2007. Процитовано 27 серпня 2007. (англ.)
  47. Cassini Spies Titan's Tallest Peaks [ 19 серпня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
  48. Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 травня 2007. (англ.)
  49. Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. (January 2006). (PDF). Icarus. 186 (1). Архів оригіналу (PDF) за 25 липня 2011. Процитовано 27 серпня 2007. (англ.)
  50. Gilliam A. E., Jurdy D. M. Titan's Impact Craters and Associated Fluvial Features: Evidence for a Subsurface Ocean? // 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2435. — 2014. — Bibcode:2014LPI....45.2435G. (англ.)
  51. PIA07365: Circus Maximus. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 травня 2006. (англ.)
  52. Titan Gets a Dune «Makeover» [ 4 березня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
  53. Lopes, R. M. C.; Kirk, R. L.; Mitchell, K. L. et al. Cryovolcanism on Titan: New results from Cassini RADAR and VIMS // Journal of Geophysical Research: Planets. — 2013. — Т. 118, № 3. — С. 416–435. — Bibcode:2013JGRE..118..416L. — DOI:10.1002/jgre.20062. (англ.)
  54. . Архів оригіналу за 20 листопада 2019. Процитовано 19 листопада 2019.
  55. R. Lorenz (2003). . Science. 302: 403—404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 16675686. Архів оригіналу за 23 серпня 2009. Процитовано 15 серпня 2016. (англ.)
  56. Goudarzi, Sara (4 травня 2006). Saharan Sand Dunes Found on Saturn’s Moon Titan. SPACE.com. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 6 серпня 2007. (англ.)
  57. Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J., et al. (2006). The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes. Science. 312: 724—727. doi:10.1126/science.1123257. (англ.)
  58. S. F. Dermott, C. Sagan (1995). Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan. Nature. 374: 238—240. doi:10.1038/374238a0. (англ.)
  59. Bortman, Henry (28 жовтня 2004). Titan: Where's the Wet Stuff?. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 5 лютого 2011. (англ.)
  60. Учёные впервые увидели жидкую материю, находящуюся вне Земли. РИА Новости. 21.12.2009. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 15.08.2016. (рос.)
  61. Emily Lakdawalla. (28 червня 2005). Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?. The Planetary Society. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 14 жовтня 2006. (англ.)
  62. NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon. NASA. 2008. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 20 грудня 2009. (англ.)
  63. Cassini Finds Lakes on Titan’s Arctic Region (англ.). NASA/JPL. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 22.01.2010. (англ.)
  64. На Титане нашли долгожданное море [ 15 лютого 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
  65. Cassini Spacecraft Images Seas on Saturn’s Moon Titan (англ.). NASA/JPL. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 22.01.2010. (англ.)
  66. Caitlin A. Griffith, Juan M. Lora, Jake Turner, Paulo F. Penteado, Robert H. Brown, Martin G. Tomasko, Lyn Doose & Charles See. Possible tropical lakes on Titan from observations of dark terrain // Nature. — 14 June 2012. — Вип. 486. — С. 237–239. — DOI:10.1038/nature11165. (англ.)
  67. Maggie McKee. Tropical lakes on Saturn moon could expand options for life // Nature. — 13 червня 2012. — DOI:10.1038/nature.2012.10824. (англ.)
  68. D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunine; P. Lavvas; V. Vuitton (2009). An estimate of the chemical composition of Titan’s lakes. arXiv:0911.1860 [astro-ph]. {{}}: Проігноровано невідомий параметр |version= () (англ.)
  69. Titan’s Surface Organics Surpass Oil Reserves on Earth (англ.). NASA. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. (англ.)
  70. Ученые рассказали о метановых «льдинах» на Титане [ 20 вересня 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
  71. Cook, J.-R. C. (17 грудня 2009). Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan. NASA. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 18 грудня 2009. (англ.)
  72. Lakdawalla, E. (17 грудня 2009). Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake. Planetary Society Blog. Planetary Society. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 17 грудня 2009. (англ.)
  73. Raw images from the Huygens probe descent on 14 January 2005 (англ.). ESA. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 22.01.2010. (англ.)
  74. PIA08630: Lakes on Titan. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 14 жовтня 2006. (англ.)
  75. Carolina Martinez. (8 червня 2005). Scientists Discover Possible Titan Volcano. NASA. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 15 серпня 2016. (англ.)
  76. Tobias Owen (2005). Planetary science: Huygens rediscovers Titan. Nature. 438: 756—757. doi:10.1038/438756a. (англ.)
  77. Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan. ESA. 21 січня 2005. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 28 березня 2005. (англ.)
  78. David L. Chandler. (8 червня 2005). Hydrocarbon volcano discovered on Titan. New Scientist. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 7 серпня 2007. (англ.)
  79. Alan Longstaff (February 2009). Is Titan (cryo)volcanically active?. Astronomy Now: 19. (англ.)
  80. G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin (2005). . Icarus. 175 (2): 496—502. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. Архів оригіналу за 11 червня 2016. Процитовано 16 серпня 2016. (англ.)
  81. На Титане нашли океан. Вокруг Света. 21.03.2008. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 16.08.2016. (англ.)
  82. David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean [ 12 травня 2008 у Wayback Machine.], New Scientist, 20 March 2008 (англ.)

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Титан (супутник)
image Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете проєкту, виправивши або дописавши її.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Titan Titan Titan sfotografovanij KA Kassini Dani pro vidkrittyaData vidkrittya 25 bereznya 1655 rokuVidkrivach i Hristian GyujgensPlaneta SaturnNomer VIOrbitalni harakteristikiVelika pivvis 1 221 830 kmPericentr 1 186 162 kmApocentr 1 257 498 kmOrbitalnij period 15 94542068 dibEkscentrisitet orbiti 0 029192Nahil orbiti 0 295 do ploshini ekvatora planetiFizichni harakteristikiVidima zoryana velichina 8 2 9 0Diametr 5150 kmSerednij radius 2575 50 2 00 kmPlosha poverhni 8 3 107 km Masa 1 34520029 0 00020155 1023 kgGustina 1 8798 0 0044 g sm Priskorennya vilnogo padinnya 1 352 m s Druga kosmichna shvidkist 2 639 km sPeriod obertannya navkolo svoyeyi osi 15 94542068 dibNahil osi obertannya 0 Albedo 0 21Atmosfernij tisk 146 7 kPa PaTemperatura poverhni 90 KAtmosfera azot 98 4 metan 1 6 Inshi poznachennyaSaturn VITitan u VikishovishiU Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Titan Titan lat Titan grec Tῑtan najbilshij za rozmirom suputnik Saturna drugij za rozmirom u Sonyachnij sistemi pislya Ganimeda Zagalni vidomostiVidkriv Titan 1655 roku Hristian Gyujgens Vin stav pershim vidomim suputnikom Saturna Diametr Titana 5150 km Takim chinom vin bilshij nizh planeta Merkurij hocha j postupayetsya yij za masoyu U Titani zoseredzheno 95 masi vsih suputnikiv Saturna Zavdyaki svoyij znachnij masi 1 4000 masi Saturna vdvichi bilshe za masu Misyacya Titan vplivaye na ruh inshih suputnikiv Saturna zumovlyuye zburennya yihnih orbit Sila tyazhinnya na nomu stanovit priblizno odnu somu vid zemnoyi Radius orbiti Titana skladaye 1 221 870 km 20 3 radiusa Saturna Titan yedinij suputnik u Sonyachnij sistemi yakij maye shilnu atmosferu yiyi vidkriv Dzherard Kojper Tisk bilya poverhni priblizno v 1 6 raza perevishuye tisk zemnoyi atmosferi Temperatura minus 170 180 C Ce yedinij suputnik poverhnyu yakogo ne mozhlivo sposterigati u vidimomu diapazoni cherez hmari Na Titani ye metanovi morya j richki ale yih nayavnist dovgo bula pid sumnivom Gyujgens prizemlivsya na temnij dilyanci z tverdoyu poverhneyu a takozh gori yaki skladayutsya z vodyanogo lodu Zhurnal Nature Astronomy u 2019 r povidomiv pro pershu globalnu geologichnu kartu Titana Na nij pokazani veliki rivnini dyuni a takozh ozera ridkogo metanu Doslidzhennya TitanaSposterezhennya ta vivchennya Titana do togo yak 1979 roku kosmichnij aparat Pioner 11 dosyagnuv orbiti Saturna ta vikonav riznomanitni vimiryuvannya planeti ta yiyi suputnikiv prohodilo duzhe povilnimi tempami 1907 roku ispanskij astronom Hose Komas Sola stverdzhuvav sho sposterigav zatemnennya na krayu disku Titana ta dvi kruglih svitlih plyami po centru She odnim vazhlivim vidkrittyam stalo vidkrittya Dzherardom Kojperom 1944 roku atmosferi Titana Pioner 11 i Voyadzher Pershim kosmichnim aparatom sho proletiv bilya Titana stav Pioner 11 priznachenij dlya vivchennya Yupitera i Saturna 1 veresnya 1979 roku stanciya peredala na Zemlyu p yat svitlin Titana Pioner 11 projshov na vidstani 353 950 km vid suputnika Vazhlivi doslidzhennya buli vikonani aparatom Voyadzher 1 12 listopada 1980 roku stanciya projshla za 5600 km vid Titana prote otrimani znimki ne dozvolili rozrizniti bud yaki detali poverhni cherez serpanku v atmosferi Voyadzher 1 zmig vivchiti lishe sklad atmosferi i viznachiti osnovni dani taki yak masa i rozmir a takozh utochniv orbitalnij period Orbitalnij teleskop Gabbl Pershi fotografiyi sho pokazali strukturu poverhni Titana buli otrimani teleskopom Gabbl u 1990 h rokah Na zroblenih v infrachervonomu diapazoni znimkah bulo vidno metanovi hmari ta organichnij smog Chitkim kontrastom mizh temnimi ta svitlimi oblastyami poverhni Titan rizko vidriznyavsya vid inshih shozhih za rozmirom suputnikiv u Sonyachnij sistemi Zvichni dlya inshih suputnikiv krateri Gabbl na Titani ne viyaviv Vvazhalosya sho svitli dilyanki poverhni lezhat vishe nizh temnishi takozh voni vidriznyayutsya za skladom svitli dilyanki mozhut mistiti vodyanij lid yak ce chasto traplyayetsya na suputnikah Yupitera a temni pokriti skelnimi porodami chi organichnim materialom Kassini Gyujgens Dokladnishe Kassini Gyujgens 15 zhovtnya 1997 roku z misu Kanaveral bulo zapusheno aparat Kassini Gyujgens stvorenij spilno NASA Yevropejskim kosmichnim agentstvom YeKA ta Italijskim kosmichnim agentstvom Vin buv stvorenij dlya vivchennya sistemi Saturna i zokrema dlya vivchennya jogo suputnika Titana Kassini ye pershim shtuchnim suputnikom Saturna Pochatkovo aparat buv rozrahovanij na 4 roki ale natomist propracyuvav 20 Kassini perebuvaye na orbiti Saturna z 1 lipnya 2004 roku Yak i bulo zaplanovano pershij raz vin proletiv bilya Titana 26 zhovtnya 2004 roku na vidstani lishe 1200 km vid poverhni Titan ye najviddalenishim vid Zemli nebesnim tilom na yake zdijsniv posadku kosmichnij zond Na radiolokacijnih svitlinah zroblenih Kassini mozhna pobachiti skladnu strukturu poverhni Titana Misiya bula prodovzhena spochatku do 2010 roku dodatkovo 21 prolit Titana a potim she do 2017 roku 56 prolotiv 15 veresnya 2017 roku Kassini zaplanovano zgoriv v atmosferi Saturna Doslidzhennya zondom Gyujgens Dokladnishe Gyujgens zond Zobrazhennya Gyujgens z poverhni Titana yedine zobrazhennya z poverhni tila roztashovanogo dali nizh Mars Te zh same zobrazhennya z posilennyam kontrastu Gyujgens prizemlivsya na Titani 14 sichnya 2005 roku viyavivshi sho bagato rechovin jogo poverhni zdayetsya buli utvoreni ridinami v minulomu Titan ye najdalshim tilom vid Zemli na yaku sidav kosmichnij zond Zond Gyujgens prizemlivsya nedaleko vid shidnogo krayu yaskravogo regionu yakij zaraz nazivayetsya Zond sfotografuvav blidi pagorbi z temnimi richkami yaki techut do temnoyi rivnini Potochna versiya polyagaye v tomu sho pagorbi skladayutsya golovnim chinom z vodyanogo lodu Temni organichni spoluki stvoreni u verhnij atmosferi ultrafioletovim viprominyuvannyam Soncya mozhut vipadati z doshami v atmosferi Titana Voni vimivayutsya iz pagorbiv metanovim doshem i osidayut na rivninah v geologichnih masshtabah chasu Pislya posadki Gyujgens sfotografuvav temnu rivninu pokritu dribnimi skelyami ta galkoyu yaki skladayutsya z vodyanogo lodu Dva kameni roztashovani trohi nizhche seredini zobrazhennya pravoruch menshe nizh voni mozhut zdavatis livij kamin 15 sm a kamin v centri 4 sm na vidstani blizko 85 santimetriv vid zondu Ye dani pro eroziyu bilya osnovi skel sho vkazuye na mozhlivu richkovu aktivnist Poverhnya temnisha nizh spochatku ochikuvalosya i skladayetsya z sumishi vodi ta vuglevodnevogo lodu Grunt vidimij na zobrazhenni interpretuyetsya yak osadzhennya z vuglevodnevoyi mryaki U berezni 2007 roku NASA YeKA ta en COSPAR virishili nazvati posadokovij majdanchik Gyujgens yak Memorialnu stanciyu im Gyuberta Kur yera v pam yat kolishnogo prezidenta YeKA Zaplanovani misiyi Titan Saturn System Mission TSSM bula spilnoyu propoziciyeyu NASA YeKA shodo vivchennya suputnikiv Saturna Cya misiya peredbachaye povitryanu kulyu sho plavaye v atmosferi Titana protyagom shesti misyaciv Vona konkuruvala z propoziciyeyu shodo sistemi finansuvannya Europa Jupiter System Mission EJSM U lyutomu 2009 roku bulo ogolosheno pro te sho YeKA NASA nadali prioritet misiyi EJSM pered TSSM Dlya doslidzhennya Titana agentstvo NASA gotuye specialnij pidvodnij choven Planuyetsya sho v 2026 roci litalnij aparat Dragonflaj virushit u podorozh na Titan Polit zajme 8 rokiv a pislya pributtya aparat protyagom prinajmni troh rokiv bude pereviryati chi mogli tut viniknuti umovi pridatni dlya zarodzhennya i rozvitku zhittya Dragonflaj avtonomnij robot yakij stvoryuyetsya kosmichnim agentstvom NASA Orbita j obertannyaOrbita Titana vidilena chervonim sered inshih velikih suputnikiv Saturna Za mezhami orbiti Titana Yapet i Giperion vseredini Diona Tefiya Encelad i Mimas Radius orbiti Titana stanovit 1 221 870 km 20 3 radiusa Saturna i takim chinom vin roztashovuyetsya poza kilcyami Saturna krajnye z yakih E roztashovuyetsya priblizno na vidstani 750 000 km Orbiti dvoh najblizhchih suputnikiv prohodyat na 242 000 km dali vid Saturna Giperion i na 695 000 km blizhche do planeti Reya Orbiti Titana i Giperiona utvoryuyut orbitalnij rezonans 3 4 Titan robit chotiri oberti navkolo Saturna v toj chas yak Giperion lishe tri Povnij obert navkolo planeti Titan robit za 15 dib 22 godini i 41 hvilin iz serednoyu shvidkistyu 5 57 km s Orbita suputnika vidriznyayetsya vid kolovoyi ta maye ekscentrisitet rivnij 0 0288 Ploshina orbiti vidhilyayetsya vid ekvatora Saturna i ploshini kilec na 0 348 Yak Misyac i bagato inshih suputnikiv planet v Sonyachnij sistemi Titan sinhronno obertayetsya vidnosno planeti Take obertannya ye rezultatom diyi priplivnih sil Ce oznachaye sho periodi obertannya navkolo vlasnoyi osi ta obertannya navkolo Saturna zbigayutsya i suputnik povernutij do planeti zavzhdi odniyeyu storonoyu Vid meridiana yakij prohodit cherez centr ciyeyi storoni vedetsya vidlik dovgoti Nahil osi obertannya Saturna stanovit 26 73 sho zabezpechuye zminu pir roku na planeti ta yiyi suputnikah u pivdennih i pivnichnih pivkulyah Kozhen sezon trivaye blizko 7 5 zemnih rokiv oskilki Saturn robit povnij obert navkolo Soncya priblizno za 30 rokiv Vis obertannya Titana perpendikulyarna do ploshini jogo orbiti majzhe spivnapravlena do osi obertannya Saturna Ostannye lito v pivdennij pivkuli Titana zakinchilosya v serpni 2009 roku Centr mas Saturna i Titana roztashovuyetsya na vidstani vsogo 30 km vid centra Saturna vnaslidok jogo u 4227 raziv bilshoyi masi tomu vpliv suputnika na ruh planeti mizerno malij Rozmiri i masaTitan maye diametr 5152 km i ye drugim za rozmirom suputnikom u Sonyachnij sistemi pislya suputnika Yupitera Ganimeda Protyagom trivalogo chasu astronomi vvazhali sho diametr Titana stanovit 5550 km a otzhe Titan bilshij vid Ganimeda ale doslidzhennya vikonane aparatom Voyadzher 1 pokazalo nayavnist shilnoyi ta neprozoroyi atmosferi yaka zavazhala tochno viznachiti rozmir ob yekta Diametr Titana a takozh jogo gustina i masa shozhi do vidpovidnih parametriv suputnikiv Yupitera Ganimedom i Kallisto Titan maye priblizno na 50 bilshij radius nizh u Misyacya i na 80 bilshu masu Vin perevershuye za rozmirami Merkurij hocha i postupayetsya jomu za masoyu Priskorennya vilnogo padinnya na jogo poverhni dorivnyuye 1 352 m s priblizno usemero menshe nizh na poverhni Zemli Serednya gustina Titana stanovit 1 88 g sm i ye najvishoyu sered suputnikiv Saturna Na Titan pripadaye ponad 95 masi vsih suputnikiv Saturna Dosi ostatochno ne virishene pitannya pro te chi sformuvavsya Titan z pilovoyi hmari spilnoyi z Saturnom chi sformuvavsya okremo i zgodom buv zahoplenij gravitaciyeyu planeti Ostannya teoriya dozvolyaye poyasniti takij nerivnomirnij rozpodil masi sered suputnikiv Titan ye dostatno velikim nebesnim tilom dlya pidtrimannya visokoyi temperaturi vnutrishnogo yadra sho robit jogo geologichno aktivnim BudovaBudova Titana Titan skladayetsya majzhe napolovinu z vodyanogo lodu i napolovinu z kam yanistih materialiv Takij sklad podibnij do deyakih inshih velikih suputnikiv gazovih planet Ganimeda Kallisto Tritona Imovirno navkolo kam yanogo yadra diametrom blizko 3400 km ye kilka shariv lodu z riznimi tipami kristalizaciyi V atmosferi suputnika viyavleno izotop argon 40 sho svidchit pro vulkanichnu diyalnist Pripuskayut sho rol lavi mayut vikonuvati voda ta amiak Takij tip vulkanizmu nazivayetsya kriovulkanizmom Okrim cogo na znimkah KA Kassini zafiksovano prinajmni dva utvorennya sho nagaduyut vulkani Na Titani viyavleno shonajmenshe odin masivnij girskij hrebet protyazhnistyu blizko 150 km i zavvishki do 1 6 km Na girskih vershinah ye svitli vidkladennya mozhlivo pokladi metanu ta inshih organichnih materialiv nedostupne posilannya Atmosfera Dokladnishe Atmosfera Titana Atmosfera Titana maye tovshinu blizko 400 kilometriv i mistit kilka shariv vuglevodnevogo smogu Cherez ce Titan ye yedinim suputnikom u Sonyachnij sistemi poverhnyu yakogo nemozhlivo sposterigati v teleskop Shari u verhnij chastini atmosferi Titana znimok Kassini Nizhni shari atmosferi yak i na Zemli podilyayutsya na troposferu j stratosferu U troposferi temperatura z visotoyu padaye vid 94 K na poverhni do 70 K na visoti 35 km na Zemli troposfera zakinchuyetsya na visoti 10 16 km Do visoti 50 km prostyagayetsya tropopauza de temperatura zalishayetsya praktichno staloyu Vishe temperatura pochinaye zrostati Taki inversiyi temperaturi pereshkodzhayut rozvitku vertikalnih ruhiv povitrya Voni zazvichaj vinikayut cherez spilnu diyu dvoh faktoriv pidigrivu povitrya znizu vid poverhni i rozigrivu zverhu zavdyaki poglinannyu sonyachnogo viprominyuvannya U zemnij atmosferi inversiya temperatur sposterigayetsya na visotah blizko 50 km stratopauza i 80 90 km mezopauza dzherelo Na Titani temperatura vpevneno zrostaye prinajmni do 150 km Prote na visotah ponad 500 km Gyujgens nespodivano viyaviv cilu nizku temperaturnih inversij kozhna z yakih viznachaye pevnij shar atmosferi Yih pohodzhennya poki ne z yasovano Za danimi KA Kassini nizhnya chastina atmosferi Titana tak samo yak i atmosfera Veneri obertayetsya istotno shvidshe poverhni i yavlyaye soboyu yedinij potuzhnij postijnij uragan Na visotah ponad 10 km v atmosferi Titana postijno dmut vitri Yih napryamok zbigayetsya z obertannyam suputnika a shvidkist zrostaye z visotoyu vid kilkoh metriv za sekundu na visoti 10 30 km do 30 m s na visoti 50 60 km Na visotah ponad 120 km sposterigayetsya silna turbulentnist atmosferi yiyi oznaki buli pomicheno she v 1980 1981 rokah koli cherez sistemu Saturna prolitali kosmichni aparati Voyadzher Odnak nespodivankoyu stalo te sho na visoti blizko 80 km v atmosferi Titana zareyestrovano shtil syudi ne potraplyayut ni vitri sho dmut nizhche 60 km ni turbulentni ruhi sho sposterigayutsya na vdvichi vishij visoti Prichini takogo divnogo zavmirannya ruhiv poki ne vdayetsya poyasniti Titan otrimuye duzhe malo sonyachnoyi energiyi dlya togo shob zabezpechiti dinamiku atmosfernih procesiv Najimovirnishe energiyu dlya ruhu atmosfernih mas zabezpechuyut potuzhni priplivni sili Saturna sho v 400 raziv perevishuyut obumovleni Misyacem priplivi na Zemli dzherelo Na korist pripushennya pro priplivnij harakter vitriv svidchit shirotne roztashuvannya pasom dyun poshirenih na Titani zgidno z radarnimi doslidzhennyami Pohodzhennya atmosferi Verhni shari atmosferi Titana i pivdennij polyus Saturna Kassini 2005 rik Za suchasnimi ocinkami atmosfera Titana na 95 skladayetsya z azotu i chinit na poverhnyu na 50 bilshij tisk nizh zemna atmosfera Narazi ne isnuye yedinoyi dumki pro yiyi pohodzhennya ye dekilka riznih versij ale do kozhnoyi z nih ye serjozni kontrargumenti Tak za odniyeyu teoriyeyu atmosfera Titana spochatku skladalasya z amiaku NH3 potim pochalasya degazaciya suputnika pid diyeyu ultrafioletovogo sonyachnogo viprominyuvannya z dovzhinoyu hvili perevazhno nizhche 260 nm ce prizvelo do togo sho amiak pochav rozkladatisya na atomarni azot i voden yaki z yednuvalisya v molekuli azotu N2 i vodnyu H2 Vazhchij azot opuskavsya vniz do poverhni a legshij voden vihodiv u kosmichnij prostir oskilki nizka gravitaciya Titana ne zdatna utrimati i prizvesti do nakopichennya cogo gazu v atmosferi Odnak kritiki podibnoyi teoriyi vidmichayut sho dlya podibnogo procesu neobhidno shob Titan formuvavsya pri vidnosno visokij temperaturi pri yakij moglo b vidbutisya rozdilennya rechovin sho skladayut suputnik na kam yanistu sercevinu i zamerzlij krizhanij verhnij shar Odnak sposterezhennya zonda Kassini vkazuyut sho rechovina Titana ne nastilki chitko podilyayetsya na shari Zgidno z inshoyu teoriyeyu azot mig zberegtisya z chasiv formuvannya Titana odnak u comu vipadku v atmosferi povinno takozh buti i bagato izotopu en yakij takozh vhodiv do skladu gaziv u protoplanetnomu disku z yakogo utvorilisya planeti i suputniki Sonyachnoyi sistemi Odnak sposterezhennya pokazali sho v atmosferi Titana duzhe malo cogo izotopu U zhurnali Nature Geoscience 8 travnya 2011 roku bula opublikovana she odna teoriya v yakij pripuskayetsya sho atmosfera Titana utvorilasya zavdyaki intensivnomu kometnomu bombarduvannyu blizko chotiroh milyardiv rokiv tomu Na dumku avtoriv ideyi azot utvorivsya z amiaku pri spivudaryanni komet z poverhneyu Titana taka avariya vidbuvayetsya na velicheznij shvidkosti i v misci udaru rizko pidvishuyetsya temperatura a takozh stvoryuyetsya duzhe visokij tisk Pri takih umovah cilkom mozhlive prohodzhennya himichnoyi reakciyi Dlya perevirki svoyeyi teoriyi avtori z dopomogoyu lazernih garmat obstrilyuvali mishen iz zamorozhenogo amiaku snaryadami z zolota platini i midi Cej doslid pokazav sho pri udari dijsno vidbuvayetsya rozkladannya amiaku na voden ta azot Vcheni pidrahuvali sho pid chas intensivnogo kometnogo bombarduvannya Titana povinno bulo utvoritisya blizko 300 kvadriljoniv tonn azotu chogo za yihnimi slovami cilkom dostatno dlya formuvannya atmosferi Titana Suchasni ocinki vtrat atmosferi Titana u porivnyanni z yiyi pochatkovimi harakteristikami vikonuyutsya na osnovi analizu spivvidnoshennya izotopiv azotu 15N do 14N Za cim sposterezhennyam vstanovleno sho ce spivvidnoshennya u 4 4 5 raza vishe nizh na Zemli Otzhe pochatkova masa atmosferi Titana bula priblizno u 30 raziv bilsha vid suchasnoyi oskilki cherez slabshu gravitaciyu legkij izotop nitrogenu 14N povinen vtrachatisya shvidshe pid diyeyu nagrivannya ta ionizaciyi viprominyuvannyam a 15N nakopichuvatisya Sklad atmosferi Utvorennya toliniv skladnih organichnih molekul z velikoyu molekulyarnoyu masoyu u verhnij atmosferi Titana na visoti 1000 km Blizko 98 4 atmosferi skladaye azot Takim chinom Titan i Zemlya yedini tila v Sonyachnij sistemi yaki mayut shilnu atmosferu z perevazhnim vmistom azotu rozridzheni azotni atmosferi mayut Triton i Pluton U nevelikih kilkostyah nayavni metan ta argon yaki perevazhayut perevazhno u verhnih sharah atmosferi de yihnya koncentraciya dosyagaye 43 Ye takozh slidi etanu acetilenu ru metilacetilenu cianoacetilenu propanu vuglekislogo gazu chadnogo gazu cianu geliyu Praktichno vidsutnij vilnij kisen Oskilki Titan ne maye suttyevogo magnitnogo polya to jogo atmosfera osoblivo verhni shari silno zaznaye vplivu sonyachnogo vitru Krim togo vona takozh piddayetsya diyi kosmichnogo viprominyuvannya i sonyachnogo oprominennya pid diyeyu yakih zokrema ultrafioletu molekuli azotu i metanu rozkladayutsya na ioni abo ru Ci fragmenti u svoyu chergu utvoryuyut skladni organichni spoluki azotu chi spoluki vuglecyu v tomu chisli aromatichni spoluki napriklad benzen Takozh u verhnih sharah atmosferi utvoryuyetsya polimer iz spryazhenim potrijnim zv yazkom Organichni spoluki sho vklyuchayut v sebe atomi azotu nadayut poverhni Titana i atmosferi oranzhevogo koloru zokrema takim ye kolir neba yaksho divitisya z poverhni Pid diyeyu Soncya uves metan buv bi peretvorenij za 50 mln rokiv duzhe nevelikij termin u porivnyanni z vikom Sonyachnoyi sistemi odnak cogo ne vidbuvayetsya Ce oznachaye sho zapasi metanu v atmosferi postijno popovnyuyutsya Odnim iz mozhlivih dzherel metanu mozhe buti vulkanichna aktivnist Hmarnist ta opadi Atmosfernij vihor nad pivnichnim polyusom Kassini 2006 rik Metan kondensuyetsya u hmari na visoti dekilkoh desyatkiv kilometriv Zgidno z danimi otrimanimi Gyujgensom vidnosna vologist metanu pidvishuyetsya z 45 bilya poverhni do 100 na visoti 8 km pri comu zagalna kilkist metanu navpaki zmenshuyetsya Na visoti 8 16 km prostyagayetsya duzhe rozridzhenij shar hmar yakij skladayetsya iz sumishi ridkogo metanu z azotom sho pokrivaye polovinu poverhni suputnika Slabka pamoroz postijno vipadaye iz cih hmar na poverhnyu U veresni 2006 roku Kassini zafiksuvav velicheznu hmaru na visoti 40 km nad pivnichnim polyusom Titana Hocha vidomo sho metan utvoryuye hmari ale v comu vipadku ce utvorennya skladalosya skorish za vse z etanu oskilki rozmir zafiksovanih chastinok stanoviv usogo 1 3 mkm i same etan mozhe kondensuvatisya na cij visoti U grudni Kassini znovu viyaviv hmarnij pokriv nad polyusom u skladi yakogo buli metan etan i she odna organichna spoluka Hmara dosyagala v diametri 2400 km i sposterigalasya takozh pri nastupnomu proloti aparata cherez misyac Vcheni vvazhayut sho v cej chas na polyusi suputnika ishov metanovo etanovij dosh abo snig yaksho temperatura dostatno nizka nizhidni potoki u pivnichnih shirotah dostatno silni shob viklikati vipadannya opadiv Takozh hmari buli zafiksovani u pivdennij pivkuli Zazvichaj voni zajmayut ne bilshe 1 poverhni hocha ce znachennya inodi dosyagaye 8 Taki vidminnosti u ploshi hmarnogo pokrivu pivkul poyasnyuyutsya tim sho u pivdennij pivkuli v moment sposterezhennya bulo lito i tam vidbuvalosya intensivne nagrivannya atmosfernih mas vinikali vishidni potoki i yak naslidok konvekciya V takih umovah etan ne zdatnij utvoryuvati postijnij hmarnij pokriv hocha etanova vologist dosyagaye 100 Sposterezhennya pokazuyut sho visota i postijnist hmarnosti zalezhit vid shiroti Tak u visokih shirotah vid 60 i vishe pivkuli v zimovij period poshireni postijni hmari sformovani vishe rivnya troposferi U nizhchih shirotah hmari roztashovuyutsya na visoti 15 18 km ye nevelikimi za rozmirom i mayut nepostijnij harakter U pivkuli z litnim periodom hmari formuyutsya perevazhno v rajoni 40 shiroti i zazvichaj nedovgovichni Nazemni sposterezhennya takozh pokazuyut sezonni zmini u hmarnomu pokrivi Tak za odin 30 litnij obert navkolo Soncya razom iz Saturnom na Titani v kozhnij pivkuli protyagom 25 rokiv formuyutsya hmari a potim protyagom 4 5 rokiv znikayut pered tim yak viniknuti znovu Multispektralnij znimok Titana Svitla oblast u centri materik Ksanadu U 2017 r povidomleno sho v atmosferi Titana viyavleni krizhani hmari sho skladayutsya z sumishi cianovodnyu i benzolu Poverhnya Girska gryada na Titani z visoti 10 km radiospektralnij znimok iz zonda Gyujgens Poverhnya Titana sfotografovana Kassini v riznih spektralnih diapazonah u nizkih shirotah podilena na dekilka svitlih i temnih oblastej z chitkimi mezhami U rajoni ekvatora na veduchij pivkuli roztashovanij svitlij region rozmirom yak Avstraliya vidimij takozh na infrachervonih znimkah teleskopa Gabbl Vin otrimav nazvu en angl Xanadu Karta poverhni polyusiv Titana Za danimi Kassini sichen 2009 roku Na radarnih znimkah zroblenih u kvitni 2006 roku vidno girski hrebti zavvishki ponad 1 km dolini rusla richok sho stikayut iz pidvishen a takozh temni plyami zapovneni abo visohli ozera Pomitna silna eroziya girskih vershin potoki ridkogo metanu pid chas sezonnih zliv mogli utvoriti pecheri v girskih shilah Na pivdennij shid vid Ksanadu roztashovane zagadkove utvorennya ru yake ye yaskravoyu osoblivo na deyakih dovzhinah hvil dugoyu Chi ye cya struktura garyachim vulkanichnim rajonom abo vidkladom yakoyis rechovini napriklad vuglekislotnogo lodu poki nezrozumilo V ekvatorialnomu svitlomu regioni ru viyavleni protyazhni lancyugi gir abo pagorbiv visotoyu do kilkoh soten metriv Jmovirno u pivdennij pivkuli mozhe isnuvati masivnij girskij hrebet protyazhnistyu blizko 150 km i visotoyu do 1 6 km V gorah ru viyavleno pik zavvishki 3337 m Na vershinah gir ye svitli vidkladi mozhlivo pokladi metanu ta inshih organichnih materialiv Vse ce svidchit pro tektonichni procesi sho formuyut poverhnyu Titana U cilomu relyef Titana vidnosno rivnij variaciya po visoti ne perevishuye 2 km odnak lokalni perepadi visot yak pokazuyut dani radara i stereoznimki otrimani Gyujgensom mozhut buti dosit znachnimi kruti shili na Titani ne ridkist Ce ye rezultatom intensivnoyi eroziyi za uchasti vitru ta ridini Udarnih krateriv na Titani nebagato stanom na 2012 rik tochno identifikovano 7 i mozhlivo 52 Ce naslidok togo sho yih vidnosno shvidko prihovuyut osadi i zgladzhuye vitrova eroziya Poverhnya Titana v pomirnih shirotah mensh kontrastna Dlya deyakih detalej poverhni Titana pripuskayetsya kriovulkanichne pohodzhennya Ce peredusim en z prileglimi en i ru ru i potokopodibni ob yekti v ru U 2019 r stvoreno dokladnu geologichnu mapu Titana Dyuni Isnuyut shozhi na Ksanadu za rozmirami temni oblasti sho operizuyut suputnik po ekvatoru yaki spochatku identifikuvalisya yak metanovi morya Radarni doslidzhennya odnak pokazali sho temni ekvatorialni regioni majzhe vsyudi pokriti dovgimi paralelnimi ryadami dyun vityagnutih v napryamku perevazhayuchih vitriv iz zahodu na shid na sotni kilometriv tak zvani kotyachi podryapini Temnij kolir nizovin poyasnyuyetsya skupchennyam chastinok vuglevodnevogo pilu sho vipadaye z verhnih shariv atmosferi sho zmivayetsya metanovimi doshami z pidvishen i prinositsya na ekvatorialni rajoni vitrami Pil mozhe buti peremishenij z krizhanim piskom Metanovi richki j ozera Dokladnishe Ridina na Titani Morya j ozera u pivnichnij polyarnij oblasti Titana za radarnimi znimkami ru Mozhlivist isnuvannya na poverhni Titana richok i ozer napovnenih ridkim metanom pripuskalasya na osnovi danih zibranih aparatami Voyadzher 1 i Voyadzher 2 yaki pokazali isnuvannya shilnoyi atmosferi vidpovidnogo skladu i potribnih temperatur dlya pidtrimannya metanu v ridkomu stani 1995 roku dani teleskopa Gabbl ta inshi sposterezhennya dozvolili bezposeredno obgruntuvati isnuvannya ridkogo metanu na poverhni u viglyadi okremih ozer chi navit okeaniv podibno do zemnih Vidbittya infrachervonoyi chastini sonyachnogo viprominyuvannya vid poverhni metanovogo ozera u pivnichnij polyarnij oblasti Titana Misiya Kassini 2004 roku takozh pidtverdila cyu gipotezu hocha i ne odrazu Koli aparat pribuv u sistemu Saturna doslidniki spodivalisya viyaviti ridinu z dopomogoyu vidbittya sonyachnogo svitla ale spochatku niyakih blikiv viyaviti ne vdalosya U lipni 2009 roku bulo zafiksovano vidbittya sonyachnogo svitla blik vid gladkoyi poverhni ridkogo basejnu v infrachervonomu diapazoni sho stalo pryamim dokazom isnuvannya ozer Ranishe poblizu polyusiv radar Kassini pokazav nayavnist duzhe rivnoyi i abo dobre poglinayuchoyi poverhni yaka nalezhala metanovim abo metan etanovim rezervuaram nayavnist yakih dovgo bula pid sumnivom Zokrema u chervni 2005 roku na znimkah Kassini viyavili u pivdennij polyarnij oblasti temne utvorennya z duzhe chitkimi granicyami yake bulo identifikovane yak ridke ozero Jogo nazvali en Chitki radarni znimki ozer u pivnichnij polyarnij oblasti Titana otrimani u lipni 2006 roku Radarne pokrittya oblasti ru u visokih shirotah pivdennoyi pivkuli pokazalo nayavnist rozvinutoyi richkovoyi sistemi beregovoyi liniyi z harakternimi slidami eroziyi ta poverhni pokritoyi ridinoyu nini abo v nedalekomu minulomu U berezni 2007 roku Kassini viyaviv v rajoni pivnichnogo polyusa dekilka gigantskih ozer najbilshe z yakih More Krakena maye dovzhinu 1000 km i za plosheyu sumirne z Kaspijskim morem she odne en pri ploshi 100 000 km bilshe za bud yake prisnovodne zemne ozero U chervni 2012 roku astronomi vivchayuchi znimki zrobleni Kassini z 2004 po 2008 roki viyavili metanove ozero zavglibshki 1 m u pustelnij ekvatorialnij oblasti Titana Ozero vdalosya rozglediti zavdyaki znimannyu v infrachervonomu diapazoni Jogo dovzhina stanovit blizko 60 a shirina blizko 40 km Krim cogo ozera buli viyavleni she chotiri utvorennya yaki bilshe nagaduyut zemni bolota Zgidno z danimi Kassini i komp yuternimi rozrahunkami sklad ridini v ozerah nastupnij etan 76 79 propan 7 8 metan 5 10 Krim cogo ozera mistyat 2 3 cianidu vodnyu i blizko 1 butenu butanu ta acetilenu Zgidno z inshimi danimi osnovnimi komponentami ye etan i metan Zapasi vuglevodniv v ozerah u dekilka raziv perevishuyut zagalni zapasi nafti i gazu na Zemli Vcheni NASA pripustili sho pri pevnih umovah na poverhni ozer Titana mozhut utvoryuvatisya plavuchi krizhini Takij lid povinen buti nasichenij gazom ponad 5 shob zalishatisya na poverhni ozera a ne opuskatisya na dno Rusla metanovih richok na poverhni Titana mozayika iz troh znimkiv posadkovogo aparata Gyujgens v moment znizhennya Bilsha chastina ozer viyavlena v pivnichnij polyarnij oblasti todi yak u pivdennij yih majzhe nemaye Ce mozhe poyasnyuvatisya sezonnimi zminami kozhen iz chotiroh sezoniv na Titani trivaye blizko 7 zemnih rokiv i za cej chas metan mozhe visihati u vodojmah odniyeyi pivkuli ta vitrami perenositisya v inshu Pri znizhenni zonda Gyujgens v atmosferi Titana buli otrimani fotografiyi na yakih vidno svitli pagorbi i rusla sho yih peretinayut ta vpadayut v temnu oblast Gyujgens mabut siv same v temnu oblast i vona viyavilasya z tverdoyu poverhneyu Grunt na misci posadki nagaduye mokrij pisok mozhlivo skladayetsya z krizhanih pishinok peremishanih z vuglevodnyami Zvolozhuvati grunt mozhe mryaka sho postijno vipadaye Na znimkah bezposeredno z poverhni vidno kameni jmovirno krizhani okrugloyi formi Taka forma mogla utvoritisya v rezultati trivaloyi diyi na nih ridini Jmovirno u priekvatorialnij oblasti de prizemlivsya Gyujgens mozhlivi lishe timchasovi peresihayuchi metanovi ozera sho utvoryuyutsya pislya vkraj ridkisnih doshiv Kriovulkanizm Radarne zobrazhennya jmovirnogo kriovulkana en z en i ru Na Titani nayavni chitki oznaki vulkanichnoyi aktivnosti Odnak pri shozhosti formi i vlastivostej vulkaniv na suputniku diyut ne silikatni vulkani yak na Zemli chi Marsi j Veneri a tak zvani kriovulkani yaki skorish za vse vivergayutsya vodno amiachnoyu sumishshyu z domishkoyu vuglevodniv Isnuvannya vulkanizmu pochali pripuskati pislya viyavlennya v atmosferi en yakij utvoryuyetsya pri rozpadi radioaktivnih rechovin Piznishe Kassini zareyestruvav potuzhne dzherelo metanu yake jmovirno ye kriovulkanom Oskilki na poverhni suputnika dosi ne bulo znajdeno zhodnogo dzherela metanu zdatnogo pidtrimuvati postijnu kilkist rechovini v atmosferi to teper vvazhayetsya sho osnovna chastina vsogo metanu pohodit z kriovulkaniv Krim togo u grudni 2008 roku astronomi zareyestruvali v atmosferi dva svitlih utvorennya timchasovogo harakteru odnak voni viyavilisya zanadto dovgovichnimi shob vvazhati yih pogodnim yavishem Vvazhayetsya sho ce buv naslidok vid aktivnogo viverzhennya odnogo z kriovulkaniv Vulkanichni procesi na Titani yak i na Zemli obumovleni rozpadom radioaktivnih elementiv u mantiyi suputnika Magma na Zemli skladayetsya z rozplavlenih porid yaki mayut menshu gustinu nizh porodi kori cherez yaki voni vivergayutsya Na Titani zh vodno amiachna sumish nabagato shilnisha nizh vodyanij lid cherez yakij vona vivergayetsya na poverhnyu a otzhe potribna bilsha kilkist energiyi dlya pidtrimannya vulkanizmu Odnim iz dzherel takoyi energiyi ye potuzhna priplivna diya Saturna na svij suputnik Vnutrishnya budova Jmovirna vnutrishnya budova Titana Zgidno z rozrahunkami Titan maye tverde yadro sho skladayetsya iz skelnih porid diametrom blizko 3400 km yake otochene dekilkoma sharami vodyanogo lodu Zovnishnij shar mantiyi skladayetsya z vodyanogo lodu i gidratu metanu vnutrishnij iz spresovanogo duzhe shilnogo lodu Mizh cimi sharami mozhlive isnuvannya prosharku z ridkoyi vodi Yak i na inshi suputniki Yupitera i Saturna taki napriklad yak Io ta Encelad na Titan diyut znachni priplivni sili yaki vidigrayut znachnu rol u tektonichnih procesah suputnika rozigrivayut jogo yadro i pidtrimuyut vulkanichnu aktivnist Gipotetichnij pidpoverhnevij okean Nizka vchenih visunula gipotezu pro isnuvannya globalnogo pidpoverhnevogo okeanu Potuzhna priplivna diya Saturna mozhe prizvesti do rozigrivannya yadra i pidtrimannya dostatno visokoyi temperaturi dlya isnuvannya ridkoyi vodi Porivnyannya znimkiv Kassini za 2005 i 2007 roki pokazalo sho detali landshaftu zmistilisya priblizno na 30 km Oskilki Titan zavzhdi povernutij do Saturna odniyeyu storonoyu takij zsuv mozhe poyasnyuvatisya tim sho krizhana kora viddilena vid osnovnoyi masi suputnika globalnim ridkim prosharkom Vvazhayetsya sho voda mistit znachnu kilkist amiaku blizko 10 yakij diye na vodu yak antifriz tobto znizhuye temperaturu yiyi zamerzannya GalereyaPorivnyannya rozmiriv Titana vnizu zliva Misyacya ugori livoruch i Zemli Mozayika Titana vid prolotu Kassini v lyutomu 2005 roku Ce mozhe viglyadati yak lid na ozerah metanu Model vnutrishnoyi strukturi Titana Titan maye postijnij vihor na pivdennomu polyusi Ozernij pejzazh poverhni Titana nedaleko vid Pivnichnogo polyusa u nepravilnih kolorahDiv takozhSuputniki Saturna Ganimed suputnik Reya suputnik Primitki Arhiv originalu za 20 kvitnya 2007 Procitovano 9 kvitnya 2007 Pericentr q displaystyle q i apocentr Q displaystyle Q obchisleno za formulami q a 1 e displaystyle q a cdot 1 e Q a 1 e displaystyle Q a cdot 1 e de a displaystyle a dovzhina velikoyi pivosi orbiti e displaystyle e ekscentrisitet orbiti znachennya okrugleni do kilometriv Jacobson R A Antreasian P G Bordi J J Criddle K E et al December 2006 The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data The Astronomical Journal 132 2520 2526 Cassini Sees Tropical Lakes on Saturn Moon Cassini Solstice mission 13 chervnya 2012 Arhiv originalu za 25 chervnya 2013 Procitovano 11 listopada 2012 Arhiv originalu za 31 grudnya 2019 Procitovano 31 grudnya 2019 P Moore G Hunt I Nicolson P Cattermole 1990 The Atlas of the Solar System ISBN 0 517 00192 6 Richardson James Lorenz Ralph D McEwen Alfred 1 lipnya 2004 Icarus T 170 1 s 113 124 doi 10 1016 j icarus 2004 03 010 Arhiv originalu za 4 chervnya 2016 Procitovano 4 veresnya 2016 Catalog Page for PIA08630 photojournal jpl nasa gov Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 4 veresnya 2016 Space Today Online Exploring Saturn Huygens Probe www spacetoday org Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 4 veresnya 2016 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a first z propushenim last dovidka www planetary org Arhiv originalu za 11 travnya 2017 Procitovano 4 veresnya 2016 Arhiv originalu za 11 lyutogo 2015 Procitovano 11 lyutogo 2015 Arhiv originalu za 12 lyutogo 2015 Procitovano 12 lyutogo 2015 Arhiv originalu za 2 lipnya 2019 Procitovano 2 lipnya 2019 R A Jacobson 15 serpnya 2009 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters NASA JPL Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 angl Bevilacqua R Menchi O Milani A Nobili A M Farinella P April 1980 Resonances and close approaches I The Titan Hyperion case Earth Moon and Planets 22 2 141 152 doi 10 1007 BF00898423 Procitovano 27 serpnya 2007 nedostupne posilannya angl JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service NASA JPL Arhiv originalu za 20 serpnya 2011 Procitovano 19 serpnya 2007 angl EVS Islands Titan s Unnamed Methane Sea Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 22 zhovtnya 2009 angl Arhiv originalu za 19 kvitnya 2016 Procitovano 12 serpnya 2016 James Richardson Ralph Lorenz amp Alfred McEwen July 2004 Icarus 170 1 113 124 Bibcode 2004Icar 170 113R doi 10 1016 j icarus 2004 03 010 Arhiv originalu za 23 serpnya 2009 Procitovano 12 serpnya 2016 angl Lunine J 21 bereznya 2005 Comparing the Triad of Great Moons Astrobiology Magazine Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 20 lipnya 2006 angl Prentice A J R 2006 Arxiv Arhiv originalu za 24 sichnya 2017 Procitovano 12 serpnya 2016 angl Zond Kasini viyaviv na Titani pershij vidomij nauci kriovulkan 17 grudnya 2010 Arhiv originalu za 25 chervnya 2013 Procitovano 23 grudnya 2010 Arhiv originalu za 16 lipnya 2007 Procitovano 4 travnya 2007 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Obslugovuvannya CS1 Storinki z tekstom archived copy yak znachennya parametru title posilannya Titan porodil atmosferu v hode kometnoj bombardirovki 20 veresnya 2016 u Wayback Machine ros J H Waite Jr ta in 2005 Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan Science 308 5724 982 986 doi 10 1126 science 1110652 PMID 15890873 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl T Penz H Lammer Yu N Kulikov H K Biernat 2005 The influence of the solar particle and radiation environment on Titan s atmosphere evolution Advances in Space Research 36 241 250 doi 10 1016 j asr 2005 03 043 angl Saturn s Moon Titan May Have Been Planetary Punching Bag 8 kvitnya 2016 u Wayback Machine angl A Coustenis 2005 Formation and Evolution of Titan s Atmosphere Space Science Reviews 116 171 184 doi 10 1007 s11214 005 1954 2 angl J H Waite Jr D T Young T E Cravens et al The Process of Tholin Formation in Titan s Upper Atmosphere Science 2007 Vol 316 no 5826 P 870 875 ISSN 0036 8075 DOI 10 1126 science 1139727 PDF 29 kvitnya 2014 u Wayback Machine angl David Darling tholin angl The Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 lyutogo 2012 Procitovano 27 lyutogo 2012 angl Niemann H B ta in 2005 The abundances of constituents of Titan s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe Nature 438 7069 779 784 doi 10 1038 nature04122 PMID 16319830 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl A J Coates F J Crary G R Lewis D T Young J H Waite and E C Sittler 2007 Discovery of heavy negative ions in Titan s ionosphere Geophys Res Lett 34 L22103 doi 10 1029 2007GL030978 angl O L Kuskov V A Dorofeeva V A Kronrod A B Makalkin Sistemy Yupitera i Saturna Formirovanie sostav i vnutrennee stroenie M LKI 2009 S 478 ISBN 9785382009865 ros Baez John 25 sichnya 2005 This Week s Finds in Mathematical Physics University of California Riverside Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 22 serpnya 2007 angl Sushil K Atreya Elena Y Adams Hasso B Niemann ta in 2006 Titan s methane cycle Planetary and Space Science 54 12 1177 Bibcode 2006P amp SS 54 1177A doi 10 1016 j pss 2006 05 028 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl Stofan E R Elachi C et al 4 sichnya 2007 The lakes of Titan Nature 445 1 61 64 Bibcode 2007Natur 445 61S doi 10 1038 nature05438 angl First in situ composition measurements made in Titan s atmosphere ESA 30 listopada 2005 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 17 serpnya 2016 angl Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan s North Pole NASA 2007 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 14 kvitnya 2007 angl Media Relations Office Cassini Imaging Central Laboratory For Operations 2009 Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes Space Science Institute Boulder Colorado Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 29 sichnya 2009 angl Emily L Schaller Brouwn Michael E Roe Henry G Roe Bouchez Antonin H February 2006 PDF Icarus 182 224 229 Arhiv originalu PDF za 13 listopada 2012 Procitovano 23 serpnya 2007 angl NASA Cassini Image Radar Images Titan s South Pole 2008 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 11 sichnya 2008 angl Arhiv originalu za 22 zhovtnya 2017 Procitovano 22 zhovtnya 2017 Battersby Stephen 29 zhovtnya 2004 Titan s complex and strange world revealed New Scientist Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 31 serpnya 2007 angl Spacecraft Cassini Orbiter Instruments RADAR NASA JPL Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 31 serpnya 2007 angl Cassini Reveals Titan s Xanadu Region To Be An Earth Like Land Science Daily 23 lipnya 2006 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 27 serpnya 2007 angl Lorenz R D Callahan P S et al March 2007 PDF Lunar and Planetary Science Conference 38 Arhiv originalu PDF za 26 veresnya 2007 Procitovano 27 serpnya 2007 angl Cassini Spies Titan s Tallest Peaks 19 serpnya 2016 u Wayback Machine angl Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan NASA JPL Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 4 travnya 2007 angl Barnes Jason W Brown Robert H et al January 2006 PDF Icarus 186 1 Arhiv originalu PDF za 25 lipnya 2011 Procitovano 27 serpnya 2007 angl Gilliam A E Jurdy D M Titan s Impact Craters and Associated Fluvial Features Evidence for a Subsurface Ocean 45th Lunar and Planetary Science Conference held 17 21 March 2014 at The Woodlands Texas LPI Contribution No 1777 p 2435 2014 Bibcode 2014LPI 45 2435G angl PIA07365 Circus Maximus NASA JPL Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 4 travnya 2006 angl Titan Gets a Dune Makeover 4 bereznya 2016 u Wayback Machine angl Lopes R M C Kirk R L Mitchell K L et al Cryovolcanism on Titan New results from Cassini RADAR and VIMS Journal of Geophysical Research Planets 2013 T 118 3 S 416 435 Bibcode 2013JGRE 118 416L DOI 10 1002 jgre 20062 angl Arhiv originalu za 20 listopada 2019 Procitovano 19 listopada 2019 R Lorenz 2003 Science 302 403 404 doi 10 1126 science 1090464 PMID 16675686 Arhiv originalu za 23 serpnya 2009 Procitovano 15 serpnya 2016 angl Goudarzi Sara 4 travnya 2006 Saharan Sand Dunes Found on Saturn s Moon Titan SPACE com Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 6 serpnya 2007 angl Lorenz R D Wall S Radebaugh J et al 2006 The sand seas of Titan Cassini RADAR observations of longitudinal dunes Science 312 724 727 doi 10 1126 science 1123257 angl S F Dermott C Sagan 1995 Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan Nature 374 238 240 doi 10 1038 374238a0 angl Bortman Henry 28 zhovtnya 2004 Titan Where s the Wet Stuff Astrobiology Magazine Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 5 lyutogo 2011 angl Uchyonye vpervye uvideli zhidkuyu materiyu nahodyashuyusya vne Zemli RIA Novosti 21 12 2009 Arhiv originalu za 22 08 2011 Procitovano 15 08 2016 ros Emily Lakdawalla 28 chervnya 2005 Dark Spot Near the South Pole A Candidate Lake on Titan The Planetary Society Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 14 zhovtnya 2006 angl NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon NASA 2008 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 20 grudnya 2009 angl Cassini Finds Lakes on Titan s Arctic Region angl NASA JPL Arhiv originalu za 22 08 2011 Procitovano 22 01 2010 angl Na Titane nashli dolgozhdannoe more 15 lyutogo 2016 u Wayback Machine ros Cassini Spacecraft Images Seas on Saturn s Moon Titan angl NASA JPL Arhiv originalu za 22 08 2011 Procitovano 22 01 2010 angl Caitlin A Griffith Juan M Lora Jake Turner Paulo F Penteado Robert H Brown Martin G Tomasko Lyn Doose amp Charles See Possible tropical lakes on Titan from observations of dark terrain Nature 14 June 2012 Vip 486 S 237 239 DOI 10 1038 nature11165 angl Maggie McKee Tropical lakes on Saturn moon could expand options for life Nature 13 chervnya 2012 DOI 10 1038 nature 2012 10824 angl D Cordier O Mousis J I Lunine P Lavvas V Vuitton 2009 An estimate of the chemical composition of Titan s lakes arXiv 0911 1860 astro ph a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite arXiv title Shablon Cite arXiv cite arXiv a Proignorovano nevidomij parametr version dovidka angl Titan s Surface Organics Surpass Oil Reserves on Earth angl NASA Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 angl Uchenye rasskazali o metanovyh ldinah na Titane 20 veresnya 2016 u Wayback Machine ros Cook J R C 17 grudnya 2009 Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan NASA Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 18 grudnya 2009 angl Lakdawalla E 17 grudnya 2009 Cassini VIMS sees the long awaited glint off a Titan lake Planetary Society Blog Planetary Society Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 17 grudnya 2009 angl Raw images from the Huygens probe descent on 14 January 2005 angl ESA Arhiv originalu za 22 08 2011 Procitovano 22 01 2010 angl PIA08630 Lakes on Titan NASA JPL Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 14 zhovtnya 2006 angl Carolina Martinez 8 chervnya 2005 Scientists Discover Possible Titan Volcano NASA Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 15 serpnya 2016 angl Tobias Owen 2005 Planetary science Huygens rediscovers Titan Nature 438 756 757 doi 10 1038 438756a angl Seeing touching and smelling the extraordinarily Earth like world of Titan ESA 21 sichnya 2005 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 28 bereznya 2005 angl David L Chandler 8 chervnya 2005 Hydrocarbon volcano discovered on Titan New Scientist Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 7 serpnya 2007 angl Alan Longstaff February 2009 Is Titan cryo volcanically active Astronomy Now 19 angl G Tobie O Grasset J I Lunine A Mocquet C Sotin 2005 Icarus 175 2 496 502 doi 10 1016 j icarus 2004 12 007 Arhiv originalu za 11 chervnya 2016 Procitovano 16 serpnya 2016 angl Na Titane nashli okean Vokrug Sveta 21 03 2008 Arhiv originalu za 22 08 2011 Procitovano 16 08 2016 angl David Shiga Titan s changing spin hints at hidden ocean 12 travnya 2008 u Wayback Machine New Scientist 20 March 2008 angl PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Titan suputnik Titan perspektivi inoplanetnogo zhittya 27 travnya 2009 u Wayback Machine angl Titan The Cassini Huygens mission 9 lipnya 2015 u Wayback Machine doslidzhennya Titanu misiyeyu Kassini Gyujgens Ce nezavershena stattya z astronomiyi Vi mozhete dopomogti proyektu vipravivshi abo dopisavshi yiyi

Дата публікації:
Топ