Titan (satelit)

Titan
Satelitul lui Saturn

Titan în culori naturale (
imaginea Cassini )
Descoperitor Christian Huygens
data deschiderii 25 martie 1655
Caracteristicile orbitale
Axa majoră 1.221.870 km [1]
Excentricitate 0,0288 [1]
Perioada de circulatie 15.945 zile [1]
Înclinarea orbitală 0,34854° [1]
Longitudinea nodului ascendent 28,758 [1] °
argument periapsis 179,920 [1] °
Anomalie medie 163,308 [1] °
caracteristici fizice
Diametru 5152 km [2]
Suprafață 83 milioane km² [2]
Greutate 1,3452⋅10 23 kg [2]
Densitate 1,8798 g/cm³ [2]
Accelerația gravitației 1.352 m/s²
Prima viteza de evacuare  ( v 1 ) 1.867 km/s
A doua viteză de evacuare  ( v 2 ) 2.639 km/s
Perioada de rotație în jurul unei axe rotație sincronă față de Saturn
Înclinarea axei de rotație dispărut
Albedo 0,22 [3]
Temperatura suprafeței 93,7 K (−179,5 °C) [4]
Atmosfera azot  - 98,4%, metan  - 1,6%; presiune - 146,7 kPa [5] [6] (de 1,5 ori mai mult decât pământul)
 Fișiere media la Wikimedia Commons
Informații în Wikidata  ?

Titan ( greacă veche Τιτάν ) este cel mai mare satelit al lui Saturn , al doilea cel mai mare satelit din sistemul solar (după satelitul lui Jupiter Ganimede ), este singurul corp din sistemul solar, cu excepția Pământului , pentru care existența stabilă a lichidului pe suprafața a fost dovedită [7] [8] , și singurul satelit al planetei cu o atmosferă densă.

Titan a devenit primul satelit cunoscut al lui Saturn – în 1655 a fost descoperit de astronomul olandez Christian Huygens [9] .

Descriere generală

Diametrul lui Titan este de 5152 km (acesta este de 1,48 ori mai mare decât cel al Lunii ), în timp ce Titan este cu 80% mai mare decât satelitul Pământului în masă. Titan depășește, de asemenea, planeta Mercur în mărime , deși este inferioară acesteia ca masă. Forța gravitației asupra acesteia este de aproximativ o șapte din cea de pe Pământ. Masa lui Titan este de 95% din masa tuturor lunilor lui Saturn.

Suprafața Titanului este compusă în principal din gheață de apă și materie organică sedimentară . Este tânăr din punct de vedere geologic și în mare parte plat, cu excepția unui număr mic de formațiuni de rocă și cratere , precum și a câțiva criovulcani . Atmosfera densă din jurul Titanului nu a permis ca suprafața satelitului să fie văzută mult timp - până la sosirea aparatului Cassini-Huygens în 2004.

Atmosfera este predominant azot ; există, de asemenea, o cantitate mică de metan și etan , care formează oceanul local și norii , care sunt sursa de precipitații lichide și posibil solide. La suprafață există lacuri și râuri metan-etan. Presiunea din apropierea suprafeței este de aproximativ 1,5 ori presiunea atmosferei terestre. Temperatura suprafeței este de minus 170-180 °C.

În ciuda temperaturii scăzute, Titanul este comparat cu Pământul în primele etape de dezvoltare și nu poate fi exclus faptul că existența celor mai simple forme de viață este posibilă pe satelit; în special, în rezervoarele subterane, unde condițiile pot fi mult mai confortabile decât la suprafață [10] [11] .

Istoria descoperirii și numele

Titan a fost descoperit la 25 martie 1655 de către fizicianul, matematicianul și astronomul olandez Christian Huygens [12] . Inspirat de exemplul lui Galileo , Huygens, împreună cu fratele său Konstantin, au creat un telescop care avea o deschidere de 57 mm și un factor de mărire de peste 50 de ori [13] .

Cu acest telescop, Huygens a observat planetele sistemului solar - Marte , Venus , Jupiter și Saturn . În aceasta din urmă, omul de știință a observat un corp strălucitor care a făcut o revoluție completă în jurul planetei în 16 zile. După patru revoluții, în iunie 1655, când inelele lui Saturn aveau o înclinare scăzută față de Pământ și nu interferau cu observarea, Huygens s-a convins în sfârșit că a descoperit satelitul lui Saturn. Huygens și-a criptat descoperirea ca o anagramă admovere oculis distantia sidera nostris, vvvvvvvcccrrhnbqx , care conține o linie din Fasti lui Ovidiu [14] , Huygens a trimis această anagramă într-o scrisoare către John Vallis din 13 iunie 1655. Huygens a dat decodarea anagramei într-o scrisoare către Wallis din 13 martie 1656: lat. Saturno luna sua circumducitur diebus sexdecim horis quatuor (Satelitul se învârte în jurul lui Saturn în 16 zile și 4 ore) [15] . Aceasta a fost a doua descoperire a unei luni de la inventarea telescopului, la 45 de ani după descoperirea de către Galileo a celor patru mari luni ale lui Jupiter.  

Timp de mai bine de două secole, satelitul a rămas practic fără nume, Huygens numind noul corp ceresc pur și simplu Saturni Luna („Luna lui Saturn” în latină ). Unii astronomi au numit-o „Luna Huygensian” sau pur și simplu „Huyghenian”. După descoperirea a încă patru sateliți ai lui Saturn de către Giovanni Cassini , astronomii au început să-l numească pe Titan Saturn IV , deoarece acesta se afla în poziția a patra față de planetă [16] . După 1789, această tehnică de denumire a fost desființată în legătură cu descoperirea de noi sateliți, dintre care unii se aflau pe orbite mai apropiate de planetă decât cele deja cunoscute.

Numele „Titan” a început să fie folosit după publicarea, în 1847, a unui articol de John Herschel (fiul lui William Herschel , care a descoperit Mimas și Enceladus ) „Rezultatele observațiilor astronomice făcute la Capul Bunei Speranțe”. În acest articol, astronomul a sugerat ca cei șapte sateliți cunoscuți pe atunci ai lui Saturn să fie numiți după surorile și frații lui Kronos (analogul grecesc al zeului roman Saturn ) [17] .

Orbită și rotație

Raza orbitei lui Titan este de 1.221.870 km [1] (20,3 raza lui Saturn). Astfel, Titan se află în afara inelelor lui Saturn , cel mai exterior (E) fiind situat la aproximativ 750.000 km distanță. Orbitele celor mai apropiați doi sateliți sunt la 242.000 km mai departe de Saturn ( Hyperion ) și la 695.000 km mai aproape de planetă ( Rhea ). Orbitele lui Titan și Hyperion formează o rezonanță orbitală 3:4 . Titan face patru revoluții în jurul lui Saturn, în timp ce Hyperion doar trei [18] .

Titan face o revoluție completă în jurul planetei în 15 zile, 22 de ore și 41 de minute, cu o viteză medie de 5,57 km/s . Orbita satelitului are o excentricitate egală cu 0,0288 [1] [19] . Planul orbitei este deviat de la ecuatorul lui Saturn și de planul inelelor cu 0,348° [2] .

La fel ca Luna și multe alte luni planetare din Sistemul Solar , Titan are o rotație sincronă față de planetă, rezultată din capturarea mareelor . Adică, perioadele de rotație în jurul axei sale și de circulație în jurul lui Saturn coincid, iar satelitul este întotdeauna întors spre planetă de aceeași parte. Longitudinea se măsoară de la meridianul care trece prin centrul acestei laturi [20] .

Înclinarea axei de rotație a lui Saturn este de 26,73°, ceea ce asigură schimbarea anotimpurilor pe planetă și sateliții săi din emisferele sudice și nordice. Fiecare anotimp durează aproximativ 7,5 ani pământeni, deoarece Saturn finalizează o orbită în jurul Soarelui în aproximativ 30 de ani. Axa de rotație a lui Titan, perpendiculară pe planul orbitei sale, este aproape co-direcționată pe axa de rotație a lui Saturn. Ultima vară din emisfera sudică a lui Titan s-a încheiat în august 2009.

Centrul de masă al lui Saturn și Titan este situat la o distanță de numai 30 km [21] de centrul lui Saturn datorită superiorității sale de masă de 4227 de ori, astfel încât influența satelitului asupra mișcării planetei este neglijabilă.

Dimensiuni și greutate

Titan are un diametru de 5152 km și este a doua lună ca mărime din sistemul solar, după luna lui Jupiter Ganimede .

Multă vreme, astronomii au crezut că diametrul lui Titan este de 5550 km, prin urmare, Titan este mai mare decât Ganimede, dar un studiu efectuat de aparatul Voyager 1 a arătat prezența unei atmosfere dense și opace, ceea ce a făcut dificilă determinarea cu precizie. dimensiunea obiectului [22] .

Diametrul lui Titan, precum și densitatea și masa sa, sunt similare cu cele ale sateliților lui Jupiter - Ganymede și Callisto [23] . Titanul este cu aproximativ 50% mai mare decât Luna (în rază), de 3,24 ori în volum și cu 80% mai mare decât aceasta în masă. De asemenea, Titan este mai mare decât planeta Mercur , deși este inferior ca masă. Accelerația gravitațională este de 1,352 m/s² , ceea ce înseamnă că gravitația este aproximativ o șapte din cea a Pământului ( 9,81 m/s² ) și semnificativ inferioară celei de pe Lună (1,62 m/s²).

Densitatea medie a lui Titan este de 1,88 g/cm³ , care este cea mai mare densitate dintre lunile lui Saturn . Titan reprezintă mai mult de 95% din masa tuturor lunilor lui Saturn.

Întrebarea dacă Titanul s-a format dintr-un nor de praf care este comun cu Saturn sau s-a format separat și a fost ulterior capturat de gravitația planetei , nu a fost încă rezolvată definitiv. Această din urmă teorie face posibilă explicarea unei astfel de distribuții inegale a masei între sateliți [24] .

Titan este un corp ceresc suficient de mare pentru a menține o temperatură ridicată a nucleului interior, ceea ce îl face activ din punct de vedere geologic.

Atmosferă și climă

Cu dimensiuni comparabile cu Mercur și Ganimede, Titan are o atmosferă extinsă, cu o grosime de peste 400 km. [25] [26] Atmosfera lui Titan este în prezent estimată la 95% azot și exercită o presiune la suprafață de 1,5 ori mai mare decât atmosfera Pământului. [27] [28] . Prezența metanului în atmosferă duce la procese de fotoliză în straturile superioare și la formarea mai multor straturi de „ smog ” de hidrocarburi , motiv pentru care Titan este singurul satelit din sistemul solar , a cărui suprafață nu poate fi observată în optic. gamă.

Originea atmosferei

Nu există un consens cu privire la originea atmosferei. Există mai multe versiuni diferite, dar fiecare dintre ele are contraargumente serioase [29] .

Deci, conform unei teorii, atmosfera lui Titan a fost inițial constituită din amoniac (NH 3 ), apoi degazarea satelitului a început sub acțiunea radiației solare ultraviolete cu o lungime de undă în principal sub 260 nm [30] [31] ; aceasta a condus la faptul că amoniacul a început să se descompună în azot atomic și hidrogen , care s-au combinat în molecule de azot (N 2 ) și hidrogen (H 2 ). Azotul mai greu a căzut la suprafață, iar hidrogenul mai ușor a scăpat în spațiul cosmic , deoarece gravitația scăzută a lui Titan nu este capabilă să rețină și să ducă la acumularea acestui gaz în atmosferă [31] . Cu toate acestea, criticii acestei teorii subliniază că, pentru un astfel de proces, este necesar ca Titanul să se formeze la o temperatură relativ ridicată, la care substanțele constitutive ale satelitului să se poată separa într-un nucleu stâncos și un strat superior de gheață înghețat. Cu toate acestea, observațiile sondei Cassini indică faptul că materia Titanului nu este atât de clar împărțită în straturi [29] .

Conform unei alte teorii, azotul ar fi putut fi păstrat încă de la formarea Titanului, dar în acest caz ar trebui să existe și o mulțime de izotop de argon -36 în atmosferă, care făcea parte și din gazele din discul protoplanetar din care s-au format planete și sateliți ai sistemului solar. Cu toate acestea, observațiile au arătat că există foarte puțin din acest izotop în atmosfera Titanului [29] .

O altă teorie a fost publicată în jurnalul Nature Geoscience pe 8 mai 2011, sugerând că atmosfera lui Titan s-a format prin bombardamentul cometar intens în urmă cu aproximativ patru miliarde de ani. Potrivit autorilor ideii, azotul s-a format din amoniac în timpul ciocnirii cometelor cu suprafața Titanului; un astfel de „accident” are loc cu viteză mare, iar temperatura crește brusc în punctul de impact și se creează și o presiune foarte mare. În astfel de condiții, este foarte posibil să aibă loc o reacție chimică. Pentru a-și testa teoria, autorii au tras într-o țintă de amoniac înghețat cu proiectile de aur , platină și cupru folosind pistoale laser . Acest experiment a arătat că, la impact, amoniacul se descompune în hidrogen și azot. Oamenii de știință au calculat că în timpul intensului bombardament cometar al Titanului ar fi trebuit să se formeze aproximativ 300 de cvadrilioane de tone de azot, ceea ce, potrivit lor, este suficient pentru a forma atmosfera lui Titan [29] [32] .

Estimările moderne ale pierderilor în atmosfera lui Titan în comparație cu caracteristicile sale inițiale sunt făcute pe baza unei analize a raportului izotopilor de azot 15 N la 14 N. Conform observațiilor, acest raport s-a dovedit a fi de 4-4,5 ori. mai sus decât pe Pământ. Prin urmare, masa inițială a atmosferei lui Titan a fost de aproximativ 30 de ori mai mare decât cea actuală, deoarece din cauza gravitației mai slabe, izotopul ușor de azot 14 N ar trebui să se piardă mai repede sub influența încălzirii și ionizării prin radiație și ar trebui să se acumuleze 15 N. [33] .

Structura

Limita atmosferei lui Titan este de aproximativ 10 ori mai mare decât pe Pământ [25] [26] . Limita troposferei este situată la o altitudine de 35 km. O tropopauză extinsă se extinde până la o altitudine de 50 km , unde temperatura rămâne aproape constantă, iar apoi temperatura începe să crească. Temperatura minimă în apropierea suprafeței este de -180 °C, odată cu creșterea altitudinii temperatura crește treptat și ajunge la -121 °C la o distanță de 500 km de suprafață. Ionosfera Titanului are o structură mai complexă decât cea a Pământului, partea sa principală fiind situată la o altitudine de 1200 km. O surpriză a fost existența pe Titan a celui de-al doilea strat inferior al ionosferei, situat între 40 și 140 km (conductivitate electrică maximă la o înălțime de 60 km) [25] .

Compoziția gazelor a atmosferei

Singurele corpuri din sistemul solar cu o atmosferă densă, constând în principal din azot, sunt Pământul și Titan ( Triton și Pluto au și atmosfere de azot rarefiate ). Atmosfera lui Titan este formată din 98,4% azot [5] și aproximativ 1,6% argon și metan , care predomină în principal în atmosfera superioară, unde concentrația lor ajunge la 43%. Există și urme de etan , diacetilenă , metilacetilenă , cianoacetilenă , acetilenă , propan , dioxid de carbon , monoxid de carbon , cian , heliu [5] . Practic fără oxigen liber .

Deoarece Titan nu are un câmp magnetic semnificativ , atunci atmosfera sa, în special straturile superioare, este puternic afectată de vântul solar . În plus, este, de asemenea, expus la radiații cosmice și radiații solare, sub influența cărora, în special radiația ultravioletă, moleculele de azot și metan se descompun în ioni sau radicali de hidrocarburi . Aceste fragmente, la rândul lor, formează compuși organici complecși de azot sau compuși de carbon , inclusiv compuși aromatici (de exemplu, benzen ) [36] . Poliina  , un polimer cu o legătură triplă conjugată, se formează și în atmosfera superioară .

Compușii organici, inclusiv atomii de azot, conferă suprafeței Titanului și atmosferei o culoare portocalie [37] (în special, aceasta este culoarea cerului când este privit de la suprafață) [38] . Sub influența Soarelui, tot metanul ar fi transformat în 50 de milioane de ani (un timp foarte scurt în comparație cu vârsta sistemului solar), dar acest lucru nu se întâmplă. Aceasta înseamnă că rezervele de metan din atmosferă sunt reînnoite în mod constant [34] . O posibilă sursă de metan ar putea fi activitatea vulcanică [8] [39] .

Circulația maselor atmosferice

Vântul de lângă suprafața Titanului este de obicei destul de slab și se ridică la aproximativ 0,3 m/s [40] , la altitudini joase direcția vântului schimbându-se. La altitudini de peste 10 km, vânturi destul de puternice bat constant în atmosfera Titanului [41] . Direcția lor coincide cu direcția de rotație a satelitului, iar viteza crește odată cu înălțimea de la câțiva metri pe secundă la o altitudine de 10–30 km până la 30 m/s la o altitudine de 50–60 km , ceea ce duce la formarea de rotație diferențială [40] . La altitudini de peste 120 km, au loc turbulențe puternice  - semnele sale au fost observate în anii 1980-1981, când sonda spațială Voyager a zburat prin sistemul Saturn . Surpriza a fost însă că la o altitudine de aproximativ 80 km în atmosfera Titanului s-a înregistrat un calm – aici nu pătrund nici vânturi sub 60 km, nici mișcări turbulente observate de două ori mai mari. Motivele unei atenuări atât de ciudate a mișcărilor nu pot fi încă explicate [42] .

Totuși, pe Titan, ca și pe Pământ , din când în când se formează furtuni [43] . Încălzirea suprafeței de către razele soarelui creează curenți ascendenți în atmosferă, provocând convecție puternică, mișcarea umidității și condensarea norilor.

Spre deosebire de Pământ , norii puternici de pe Titan se schimbă mult mai mult în latitudine pe măsură ce anotimpurile se schimbă, în timp ce pe Pământ se deplasează spre nord sau spre sud doar ușor.

Pe baza datelor culese în timpul coborârii aparatului Huygens asupra vitezei vântului la diferite înălțimi, a fost creat un model pentru mișcarea maselor atmosferice pe Titan. Conform rezultatelor obținute, atmosfera lui Titan este o celulă Hadley gigantică [44] . Masele de aer cald se ridică în emisfera sudică în timpul verii și sunt transportate la polul nord, unde se răcesc și revin în emisfera sudică la altitudini mai mici. Aproximativ la fiecare 14,5 ani are loc o schimbare a sensului de circulație [45] .

Modelul proceselor de convecție: în atmosfera satelitului există două principale - acțiunea așa-numitelor unde Kelvin (care apar ca urmare a instabilității Kelvin-Helmholtz dintre straturile mediului) și curenții oblici globali din emisfera nordică spre sudul [46] .

Clima

La fel ca Pământul , Titan are anotimpuri. Pe măsură ce Saturn și sateliții săi se mișcă în jurul Soarelui , anotimpurile de pe Titan se înlocuiesc treptat.

Temperatura de la suprafața Titanului este în medie de −180 °C [47] . Datorită atmosferei dense și opace [48] , diferența de temperatură dintre poli și ecuator este de numai 3 grade. Astfel de temperaturi scăzute și presiuni ridicate contracarează topirea gheții de apă , lăsând puțină sau deloc apă în atmosferă.

Straturile înalte ale atmosferei conțin mult metan; ar fi trebuit să ducă la efectul de seră și, în consecință, la o creștere a temperaturii pe satelit. Totuși, ceața portocalie, care este compusă din molecule organice și este omniprezentă în atmosfera inferioară, absoarbe bine radiația solară și transmite infraroșu de la suprafață, ceea ce duce la un efect anti-seră și răcește suprafața cu aproximativ 10 grade [49] .

Înnorarea și precipitațiile

Metanul se condensează în nori la o altitudine de câteva zeci de kilometri. Conform datelor obținute de Huygens, umiditatea relativă a metanului crește de la 45% la suprafață la 100% la o altitudine de 8 km (în acest caz, cantitatea totală de metan, dimpotrivă, scade) [50] . La o altitudine de 8-16 km , se extinde un strat foarte rarefiat de nori, format dintr-un amestec de metan lichid cu azot, care acoperă jumătate din suprafața satelitului. Burnița slabă cade constant din acești nori la suprafață, compensată de evaporare.

În septembrie 2006, Cassini a observat un nor imens la 40 km deasupra polului nord al lui Titan. Deși se știe că metanul formează nori, în acest caz această formațiune a constat cel mai probabil din etan, deoarece dimensiunea particulelor fixe a fost de numai 1-3 μm și etanul este capabil să se condenseze la această înălțime. În decembrie, Cassini a găsit din nou acoperire de nori deasupra stâlpului, metan, etan și un alt compus organic au fost găsite în compoziție. Norul a atins un diametru de 2400 km și a fost observat și în timpul următorului zbor al dispozitivului într-o lună [51] . Oamenii de știință sugerează că în acest moment a fost ploaie sau zăpadă metan-etan la polul satelitului (dacă temperatura este suficient de scăzută); curenții descendenți la latitudinile nordice sunt suficient de puternice pentru a provoca precipitații [52] .

S-au înregistrat nori și în emisfera sudică. De obicei acopera nu mai mult de 1% din suprafata, desi aceasta valoare ajunge uneori la 8%. Astfel de diferențe în zona de acoperire a norilor a emisferelor se explică prin faptul că era vară în emisfera sudică în momentul observării, iar acolo a avut loc încălzirea intensivă a maselor atmosferice, au apărut curenți ascendente și, ca urmare, convecție . În astfel de condiții, etanul nu poate forma o acoperire permanentă de nori, deși umiditatea etanului ajunge la 100% [53] . Din septembrie până în octombrie 2010, oamenii de știință au analizat fotografiile lui Cassini și au concluzionat că plouă și la ecuatorul satelitului; dovadă în acest sens este indentarea caracteristică, care se manifestă datorită debitelor râurilor [54] .

Observațiile arată că înălțimea și persistența nebulozității depind de latitudine. Deci, la latitudinile mari (de la 60 ° și mai sus) ale emisferei în timpul iernii, sunt obișnuiți norii permanenți, formați deasupra nivelului troposferei. La latitudini mai joase, norii sunt la o altitudine de 15-18 km , sunt de dimensiuni mici și sunt de natură nepermanentă. În emisfera cu o perioadă de vară, norii se formează în principal în regiunea de 40° latitudine și sunt de obicei de scurtă durată [55] .

Observațiile la sol arată, de asemenea, schimbări sezoniere ale acoperirii norilor. Deci, într-o revoluție de 30 de ani în jurul Soarelui, împreună cu Saturn pe Titan în fiecare emisferă, norii se formează timp de 25 de ani, iar apoi dispar în 4-5 ani înainte de a reapărea [51] .

Suprafață

Suprafața Titanului, fotografiată de Cassini în diverse intervale spectrale, este împărțită în mai multe regiuni luminoase și întunecate cu limite clare la latitudini joase [57] . În apropierea ecuatorului, pe emisfera principală, există o regiune strălucitoare de mărimea Australiei (vizibilă și în imaginile în infraroșu ale telescopului Hubble ) [58] . Se numea Xanadu [ 59] .

Imaginile radar realizate în aprilie 2006 arată lanțuri muntoase de peste 1 km înălțime, văi, albiile râurilor care curg în jos din dealuri și pete întunecate (lacuri umplute sau uscate) [60] . Este vizibilă eroziunea puternică a vârfurilor muntilor, fluxurile de metan lichid în timpul ploilor sezoniere ar putea forma peșteri pe versanții munților. La sud-est de Xanadu se află enigmatica formațiune Hotei arcus , care este un arc strălucitor (mai ales la unele lungimi de undă). Nu este încă clar dacă această structură este o regiune vulcanică „fierbintă” sau depunerea unei substanțe (de exemplu, gheață cu dioxid de carbon).

În regiunea de lumină ecuatorială Adiri , au fost descoperite lanțuri extinse de munți (sau dealuri) de până la câteva sute de metri înălțime. Probabil, în emisfera sudică poate exista un lanț muntos masiv de aproximativ 150 km lungime și până la 1,6 km înălțime. Un vârf de 3337 de metri a fost descoperit în Munții Mithrim [61] . Pe vârfurile muntilor se găsesc depozite uşoare - eventual depozite de metan şi alte materiale organice [62] . Toate acestea mărturisesc procesele tectonice care formează suprafața Titanului.

În general, relieful Titanului este relativ uniform - variația de înălțime nu este mai mare de 2 km, cu toate acestea, diferențele locale de altitudine, așa cum arată datele radar și imaginile stereo obținute de Huygens , pot fi foarte semnificative; pantele abrupte de pe Titan nu sunt neobișnuite [63] . Acesta este rezultatul eroziunii intense cu participarea vântului și a lichidului. Există puține cratere de impact pe Titan (începând cu 2012, 7 au fost identificate cu precizie și probabil 52) [64] . Aceasta este o consecință a faptului că sunt relativ rapid ascunse de precipitații [65] și netezite de eroziunea eoliană [64] [66] . Suprafața Titanului la latitudini temperate este mai puțin contrastantă.

Se presupune că unele părți ale suprafeței Titanului sunt de origine criovulcanică . Acestea sunt în primul rând Muntele Dum cu Sotra Patera adiacentă și pârâul Mohini , Muntele Erebor și obiecte asemănătoare pârâului din regiunea Hotei [67] .

Dune

Există regiuni întunecate asemănătoare ca mărime cu Xanadu, înconjurând satelitul de-a lungul ecuatorului, care au fost inițial identificate ca mări metanoase [68] . Studiile radar au arătat însă că regiunile ecuatoriale întunecate sunt aproape universal acoperite cu șiruri lungi și paralele de dune care se întind în direcția vântului dominant (de la vest la est) pe sute de kilometri - așa-numitele „zgârieturi de pisică” [ 69] .

Culoarea închisă a zonei joase se explică prin acumularea de particule de „praf” de hidrocarburi care cad din atmosfera superioară, spălate de ploile de metan de pe dealuri și aduse în regiunile ecuatoriale de vânturi. Praful poate fi amestecat cu nisip de gheață [69] [70] .

Râuri și lacuri cu metan

Posibilitatea existenței unor râuri și lacuri pe suprafața Titanului umplute cu metan lichid a fost propusă pe baza datelor culese de Voyager 1 și Voyager 2, care au arătat existența unei atmosfere dense de compoziție adecvată și temperaturile necesare pentru menține metanul în stare lichidă. În 1995, datele telescopului Hubble și alte observații au făcut posibilă fundamentarea directă a existenței metanului lichid la suprafață sub formă de lacuri individuale sau chiar oceane, similare cu cele ale Pământului [71] .

Misiunea Cassini din 2004 a confirmat și ea această ipoteză, deși nu imediat. Când nava spațială a ajuns în sistemul Saturnian, cercetătorii au sperat să detecteze lichidul prin reflectarea luminii solare, dar la început nu a putut fi detectată nicio strălucire [72] .

În iulie 2009, a fost înregistrată reflexia luminii solare (strălucire) de pe suprafața netedă a unui bazin de lichid în domeniul infraroșu , ceea ce a devenit dovada directă a existenței lacurilor [73] .

Mai devreme, în apropierea polilor, radarul Cassini a arătat prezența unei suprafețe foarte plane și/sau foarte absorbante, care sunt rezervoare de metan lichid (sau metan-etan), a căror existență a fost mult timp îndoielnică. În special, în iunie 2005, imaginile Cassini au dezvăluit o formațiune întunecată cu limite foarte clare în regiunea polară de sud, care a fost identificată ca un lac lichid. A fost numit Lacul Ontario [74] [75] . Imagini radar clare ale lacurilor din regiunea polară nordică a Titanului au fost obținute în iulie 2006 [76] . Acoperirea radar a regiunii Mezzoramia la latitudini mari ale emisferei sudice a arătat prezența unui sistem fluvial dezvoltat, a unei linii de coastă cu urme caracteristice de eroziune și a unei suprafețe acoperite cu lichid în prezent sau în trecutul recent [8] [77] .

În martie 2007, Cassini a descoperit mai multe lacuri gigantice în apropierea Polului Nord, dintre care cel mai mare ( Marea Kraken ) atinge o lungime de 1000 km și este comparabilă ca suprafață cu Marea Caspică , un altul ( Marea Ligeiei ) cu o suprafață de 100.000 km² depășește oricare dintre lacurile terestre de apă dulce [78] .

În iunie 2012, astronomii care studiau imaginile realizate de Cassini din 2004 până în 2008 au descoperit un lac de metan adânc de 1 metru în regiunea ecuatorială deșertică a lui Titan [79] . Lacul a putut fi văzut datorită filmărilor în raza infraroșu. Lungimea sa este de aproximativ 60, iar lățimea este de aproximativ 40 de kilometri [80] . Pe lângă acest lac, au mai fost descoperite patru formațiuni, care amintesc mai mult de mlaștinile terestre [79] .

Conform datelor Cassini și calculelor computerizate, compoziția lichidului din lacuri este următoarea: etan (76-79%), propan (7-8%), metan (5-10%). În plus, lacurile conțin 2-3% cianură de hidrogen și aproximativ 1% butenă , butan și acetilenă [81] [82] . Conform altor date, componentele principale sunt etanul și metanul. Rezervele de hidrocarburi din lacuri sunt de câteva ori mai mari decât rezervele totale de petrol și gaze de pe Pământ [83] . Oamenii de știință de la NASA au sugerat [84] că, în anumite condiții, pe suprafața lacurilor lui Titan se pot forma banci de gheață. O astfel de gheață trebuie să fie saturată cu gaz (mai mult de 5%) pentru a rămâne pe suprafața lacului și pentru a nu se scufunda în fund.

Majoritatea lacurilor se găsesc în regiunea polară nordică, în timp ce aproape niciunul nu există în cea sudică. Acest lucru poate fi explicat prin schimbările sezoniere - fiecare dintre cele patru anotimpuri de pe Titan durează aproximativ 7 ani pământeni, iar în acest timp metanul se poate usca în rezervoarele unei emisfere și poate fi transportat de vânturi în alta [85] [86] .

Când sonda „ Huygens ” a coborât în ​​atmosfera Titanului, s-au obținut fotografii [87] , care arată dealuri luminoase și canale care le traversează, curgând într-o zonă întunecată. „Huygens”, se pare, a stat în zona întunecată și s-a dovedit a fi cu o suprafață solidă [88] . Compoziția solului la locul de aterizare seamănă cu nisipul umed (constând posibil din boabe de gheață amestecate cu hidrocarburi). Burnița care căde constant poate umezi solul .

În imagini direct de la suprafață, sunt vizibile pietre (probabil gheață) de formă rotunjită. Această formă s-ar fi putut forma ca urmare a expunerii prelungite la lichid. Probabil, în regiunea ecuatorială unde au aterizat soții Huygen, sunt posibile doar lacuri de metan cu uscare temporară , care se formează după ploi extrem de rare.

Structura internă și geologie

Titan este aproximativ jumătate gheață de apă și jumătate stâncă . Din punct de vedere al compoziției, Titan este similar cu alți sateliți mari de planete gazoase : Ganimede , Europa , Callisto , Triton , dar diferă foarte mult de aceștia prin compoziția și structura atmosferei sale.

Conform calculelor, Titanul are un nucleu solid, format din roci, cu un diametru de aproximativ 3400 km, care este înconjurat de mai multe straturi de gheață de apă [89] . Stratul exterior al mantalei este format din gheață de apă și hidrat de metan , în timp ce stratul interior este format din gheață comprimată, foarte densă. Între aceste straturi este posibilă existența unui strat de apă lichidă.

La fel ca alți sateliți ai lui Jupiter și Saturn, cum ar fi, de exemplu, Io și Enceladus , Titan este afectat de forțe semnificative ale mareelor , care joacă un rol semnificativ în procesele tectonice ale satelitului, îi încălzesc miezul și susțin activitatea vulcanică .

Ocean subteran ipotetic

O serie de oameni de știință au înaintat o ipoteză despre existența unui ocean subteran global [90] . Acțiunea puternică a mareelor ​​a lui Saturn poate duce la încălzirea nucleului și menținerea unei temperaturi suficient de ridicate pentru existența apei lichide [91] . O comparație a imaginilor Cassini din 2005 și 2007 a arătat că detaliile peisajului s-au schimbat cu aproximativ 30 km. Deoarece Titan este întotdeauna îndreptat spre Saturn pe o parte, o astfel de schimbare poate fi explicată prin faptul că crusta de gheață este separată de masa principală a satelitului printr-un strat de lichid global [91] .

Se presupune că apa conține o cantitate semnificativă de amoniac (aproximativ 10%), care acționează asupra apei ca un antigel [92] , adică îi scade punctul de îngheț. În combinație cu presiunea ridicată exercitată de scoarța satelitului, aceasta poate fi o condiție suplimentară pentru existența unui ocean subteran [93] [94] .

Conform datelor publicate la sfârșitul lunii iunie 2012 și colectate anterior de sonda Cassini, ar trebui să existe într-adevăr un ocean sub suprafața Titanului la o adâncime de aproximativ 100 km, constând din apă cu o posibilă cantitate mică de săruri [95 ] . Pe baza hărții gravitaționale a satelitului, construită conform datelor Cassini , oamenii de știință au sugerat că lichidul din oceanul subteran al Titanului este caracterizat de o densitate crescută și o salinitate extremă. Cel mai probabil, este o saramură , care include săruri care conțin sodiu, potasiu și sulf. În plus, în diferite părți ale satelitului, adâncimea oceanului nu este aceeași - în unele locuri apa îngheață, din interior formând o crustă de gheață care acoperă oceanul, iar stratul de lichid din aceste locuri practic nu este conectat. cu suprafața Titanului. Salinitatea puternică a oceanului subteran face aproape imposibilă existența vieții în el [96] .

Criovulcanism

Titan are semne clare de activitate vulcanică. Cu toate acestea, în ciuda asemănării formei și proprietăților vulcanilor, nu vulcanii silicați acționează pe satelit, ca pe Pământ sau Marte și Venus , ci așa-numiții criovulcani , care, cel mai probabil, erup cu apă-amoniac. amestec cu un amestec de hidrocarburi [97] .

Inițial, existența vulcanismului a fost presupusă după descoperirea argonului-40 în atmosferă , care se formează în timpul dezintegrarii substanțelor radioactive [98] . Mai târziu, Cassini a înregistrat o sursă puternică de metan, care este probabil un criovulcan. Deoarece nicio sursă de metan capabilă să mențină o cantitate constantă din această substanță în atmosferă nu a fost încă găsită pe suprafața satelitului, acum se crede că cea mai mare parte a metanului provine de la criovulcani [99] [100] .

În plus, în decembrie 2008, astronomii au înregistrat două formațiuni luminoase temporare în atmosferă, dar acestea s-au dovedit a fi prea longevive pentru a fi confundate cu un fenomen meteorologic. Se presupune că aceasta a fost o consecință a erupției active a unuia dintre criovulcani [92] .

Procesele vulcanice de pe Titan, precum și de pe Pământ, sunt cauzate de dezintegrarea elementelor radioactive din mantaua satelitului [92] . Magma de pe Pământ este compusă din roci topite care sunt mai puțin dense decât rocile de crustă prin care erup. Pe Titan, amestecul de apă-amoniac este mult mai dens decât gheața de apă prin care erupe la suprafață, prin urmare, este necesară mai multă energie pentru a menține vulcanismul. Una dintre sursele unei astfel de energie este efectul puternic de maree al lui Saturn asupra satelitului său [92] .

Observații și cercetări

Observarea și studiul Titanului, înainte ca nava spațială Pioneer 11 să ajungă pe orbita lui Saturn în 1979 și să facă diverse măsurători ale planetei și ale sateliților săi, au mers într-un ritm extrem de lent. În 1907, astronomul spaniol José Comas Sola a susținut că a observat întunecare pe marginea discului lui Titan și două puncte luminoase rotunde în centru [101] . Ca urmare a observațiilor lui Gerard Kuiper , făcute în iarna anilor 1943-1944 la Observatorul McDonald de pe Mount Lock, folosind un spectrograf atașat la un telescop reflectorizant de 82 inchi (205 cm) , în 1944 [102] atmosfera Titanului a fost descoperit [103] [104] .

Titan nu este vizibil cu ochiul liber, dar poate fi observat cu un telescop de amator sau cu un binoclu puternic, observarea fiind dificilă din cauza apropierii lui Titan de Saturn. Satelitul are o magnitudine aparentă de +7,9 [105] .

Pioneer 11 și Voyager

Prima navă spațială care a zburat lângă Titan a fost Pioneer 11 , concepută pentru a studia Jupiter și Saturn. La 1 septembrie 1979, stația a transmis cinci imagini cu Titan. Conform datelor transmise de sondă, s-a constatat că temperatura suprafeței este prea scăzută pentru existența vieții [106] . Pioneer 11 a trecut la o distanță de 353.950 km de satelit. Fotografiile rezultate au fost prea neclare pentru a distinge orice detalii [107] .

Voyager 1 a făcut cercetări semnificative . Pe 12 noiembrie 1980, stația a trecut la 5600 km de Titan, dar imaginile rezultate nu ne-au permis să distingem niciun detaliu al suprafeței din cauza brumei din atmosferă. Voyager 1 a putut doar să studieze compoziția atmosferei și să determine date de bază precum dimensiunea și masa , iar perioada orbitală a fost, de asemenea, rafinată [22] .

Voyager 2 a zburat prin sistemul Saturn pe 25 august 1981. Deoarece dispozitivul a fost îndreptat către Uranus și a efectuat o manevră gravitațională în apropierea lui Saturn, Titan practic nu a fost studiat.

Telescopul spațial Hubble

Primele fotografii care aruncă lumină asupra structurii de suprafață a lui Titan au fost realizate de telescopul spațial Hubble în anii 1990. Imaginile în infraroșu au arătat nori de metan și smog organic. Cu un contrast clar între zonele întunecate și luminoase ale suprafeței, Titan se evidențiază de alte luni de dimensiuni similare din sistemul solar. Craterele Hubble comune altor sateliți nu au fost găsite pe Titan.

S-a presupus că zonele luminoase ale suprafeței sunt mai înalte decât cele mai întunecate; ele diferă și ca compoziție: zonele luminoase pot conține gheață de apă, așa cum se găsește adesea pe lunile lui Jupiter, în timp ce zonele întunecate sunt acoperite cu rocă sau material organic.

Cassini-Huygens

Pe 15 octombrie 1997, nava spațială Cassini-Huygens , un proiect comun al NASA , ESA și ASI, a fost lansată de la Cape Canaveral. A fost creat pentru a studia sistemul Saturn și, în special, luna sa Titan. Cassini este primul satelit artificial al lui Saturn. Termenul inițial al aparatului a fost calculat pentru 4 ani.

Cassini se află pe orbită în jurul lui Saturn din 1 iulie 2004. Așa cum era planificat, primul zbor al Titanului a fost realizat pe 26 octombrie 2004, la o distanță de numai 1200 km de suprafață [88] . Titan este cel mai îndepărtat corp ceresc de Pământ, care a fost aterizat de o sondă spațială [108] . Imaginile radar luate de Cassini dezvăluie structura complexă a suprafeței Titanului.

În perioada 22 iulie 2006 până în 28 mai 2008, Cassini a făcut 21 de zburări în jurul Titanului (distanța minimă a fost de doar 950 km), timp în care s-au obținut imagini care dovedesc existența lacurilor de metan pe Titan [109] .

Misiunea a fost extinsă mai întâi până în 2010 (încă 21 de survolări ale Titanului) și apoi până în 2017 (alte 56 de zboruri) [110] . Dispozitivul și-a încheiat misiunea pe 15 septembrie 2017 , arzând în atmosfera lui Saturn.

Explorarea cu sonda Huygens

Sonda Huygens s-a separat de Cassini pe 25 decembrie 2004 și a aterizat la suprafață pe 14 ianuarie 2005 [111] . „Huygens” este al doilea dispozitiv creat de om, situat pe suprafața satelitului planetei, după dispozitivele de pe Lună .

Coborârea cu parașuta prin atmosfera satelitului i-a luat lui Huygens 2 ore 27 minute și 50 de secunde. Ciocnirea aparatului cu suprafața Titanului a avut loc cu o viteză de 16 km/h (sau 4,4 m/s ), în timp ce dispozitivele au suferit supraîncărcări pe termen scurt , de 15 ori mai mari decât accelerația căderii libere pe Pământ.

În timpul coborârii, Huygens a luat mostre din atmosferă. Viteza vântului în același timp (la o altitudine de 9 până la 16 km) a fost de aproximativ 26 km/h . Instrumentele de bord au detectat o ceață densă de metan (straturi de nori) la o altitudine de 18-19 km , unde presiunea atmosferică a fost de aproximativ 50 kPa (5,1⋅103 kgf /m²) sau 380 mmHg. Temperatura exterioară la începutul coborârii a fost de -202°C, în timp ce la suprafața Titanului era puțin mai mare: -179°C.

Imaginile realizate în timpul coborârii au arătat un relief complex cu urme de acțiune lichidă (albii râurilor și un contrast puternic între zonele luminoase și întunecate - „linia de coastă”) [112] . Cu toate acestea, zona întunecată pe care au coborât soții Huygen s-a dovedit a fi solidă. Fotografiile făcute de la suprafață prezintă pietre rotunjite de până la 15 cm, purtând urme de expunere la lichid (pietricele) [99] .

Cu ajutorul unui microfon extern, a fost posibilă înregistrarea sunetului vântului pe Titan.

Locul de aterizare al dispozitivului din 14 martie 2007 a fost decis să fie numit după Hubert Curien, unul dintre fondatorii Agenției Spațiale Europene [113] .

Misiuni planificate

Ca parte a programului comun NASA și ESA pentru a studia Saturn, Titan și Enceladus , este planificată trimiterea misiunii Titan Saturn System , care va include: o stație orbitală și două sonde concepute special pentru a studia Titan. O sondă este un balon care va pluti în atmosferă printre nori. Așa cum a fost concepută de dezvoltatori, această sondă va trebui să zboare în jurul întregului satelit cel puțin o dată la aproximativ 20 ° N. SH. la o altitudine de 10 km [114] .

A doua sondă va trebui să stropească în marea polară de hidrocarburi la aproximativ 79° latitudine nordică. La fel ca Huygens, aparatul va fi parașut. Sonda va fi primul aparat plutitor din afara Pământului. Termenul lucrării sale este de așteptat să fie de la 3 la 6 luni, începând de la 6 ore de coborâre prin atmosferă.

Inițial, lansarea misiunii a fost planificată pentru 2010. Cu toate acestea, în februarie 2009, s-a anunțat că NASA și ESA au acordat misiunii sistemului Jupiter o prioritate mai mare, iar data lansării a fost amânată cândva în anii 2020 [115] .

Unii oameni de știință, inclusiv planetarista angajată a NASA Amanda R. Hendrix , cred că singura opțiune pentru plasarea unei colonii în sistemul solar nu este Luna sau Marte, ci cea mai mare lună a lui Saturn, Titan. [116] [117]

Sonda spațială Dragonfly este programată să fie trimisă pe Titan în 2027, urmată de o aterizare în regiunea Shangri-La în 2034. Apoi vehiculul va zbura spre craterul Selk , unde apa lichidă ar fi putut fi în trecut [118] .

Posibilitatea vieții

Deoarece Saturn și sateliții săi se află în afara zonei locuibile , apariția unei vieți foarte organizate (asemănătoare Pământului) este ipotetic imposibilă, dar posibilitatea apariției unor organisme simple nu este exclusă de oamenii de știință [119] .

În ciuda temperaturilor scăzute, pe Titan există suficiente condiții pentru ca evoluția chimică să înceapă . Atmosfera densă de azot și prezența compușilor organici este un obiect interesant pentru studiu de către exobiologi, deoarece condiții similare ar putea exista pe tânărul Pământ. Cu toate acestea, temperaturile prea scăzute împiedică direcția prebiotică de dezvoltare, spre deosebire de Pământ [120] .

Stephen Benner de la Universitatea din Florida sugerează că viața s-ar putea forma în lacuri cu hidrocarburi lichide. Etanul sau metanul poate fi folosit ca solvent în procesele biologice ale unui organism viu. În același timp, agresivitatea chimică a acestor substanțe este mult mai mică decât cea a apei. Astfel, macromoleculele precum proteinele și acizii nucleici pot fi mai stabile.

Așadar, pe 5 iunie 2010, un grup de oameni de știință de la NASA a făcut o declarație că au găsit semne ale posibilei existențe a celor mai simple forme de viață pe Titan. Aceste concluzii au fost făcute pe baza analizei datelor obținute de la sonda Cassini - prin studierea comportamentului neobișnuit al hidrogenului pe suprafața satelitului, astrobiologul Chris McKay și profesorul John Zarnecki au prezentat o ipoteză despre „respirația” organisme biologice primitive, reprezentând o formă de viață diferită de Pământ, care folosește metanul și hidrogenul în loc de apă și oxigen [121] .

Conform acestei ipoteze, organismele ar putea absorbi hidrogenul gazos și se pot hrăni cu molecule de acetilenă , în timp ce metanul s-ar forma în timpul vieții lor. Ca rezultat, Titan ar experimenta o lipsă de acetilenă și o scădere a conținutului de hidrogen lângă suprafață. Măsurătorile în infraroșu făcute de spectrometrul Cassini nu au arătat nicio urmă de acetilenă, deși ar fi trebuit să se formeze în atmosfera foarte puternică a lui Titan sub influența radiației ultraviolete solare. Rezultatele indirecte sugerează că hidrogenul de lângă suprafața Titanului dispare. McKay însuși, comentând rezultatele obținute pentru revista New Scientist, a remarcat că acestea sunt „foarte neobișnuite și până acum inexplicabile din punct de vedere chimic”. „Desigur, aceasta nu este o dovadă a existenței vieții, dar este foarte interesantă”, a adăugat omul de știință [122] [123] . Cu toate acestea, oamenii de știință nu exclud că noile date Cassini ar putea avea o explicație complet diferită [124] .

În viitorul foarte îndepărtat, condițiile de pe Titan se pot schimba semnificativ. După 6 miliarde de ani, Soarele va crește semnificativ în dimensiune și va deveni o gigantă roșie , temperatura de pe suprafața satelitului va crește până la -70 ° C, suficient de mare pentru existența unui ocean lichid dintr-un amestec de apă și amoniac . Astfel de condiții vor exista timp de câteva sute de milioane de ani, ceea ce este suficient pentru dezvoltarea unor forme de viață relativ complexe [125] .

Vezi și

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 R. A. Jacobson. Parametrii orbitali medii ai satelitului planetar . NASA/JPL (15 august 2009). Consultat la 10 iunie 2010. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 R. A. Jacobson. et al. Câmpul gravitațional al sistemului saturnian din observațiile prin satelit și datele de urmărire a navelor spațiale  (engleză)  // The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 132 , nr. 6 . - P. 2520-2526 . - doi : 10.1086/508812 .
  3. ↑ D. R. Williams. Fișă cu informații despre satelitul Saturnian . NASA (21 august 2008). Data accesului: 18 martie 2010. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  4. ↑ G. Mitri și colab. Lacuri de hidrocarburi pe Titan  (engleză)  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Vol. 186 , nr. 2 . - P. 385-394 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.004 . Arhivat din original pe 27 februarie 2008.
  5. ↑ 1 2 3 Niemann, HB și colab. Abundența constituenților atmosferei lui Titan din instrumentul GCMS de pe sonda Huygens  //  Nature volume=438 : journal. - 2005. - Nr. 7069 . - P. 779-784 . - doi : 10.1038/nature04122 . — PMID 16319830 .
  6. ↑ Coustenis, Athéna și Taylor, FW Titan: Exploring an Earthlike World . - World Scientific , 2008. - S. 154-155. — ISBN 9789812705013 .
  7. ↑ News Features: The Story of Saturn (link indisponibil) . NASA /JPL. Data accesului: 8 ianuarie 2007. Arhivat din original la 22 august 2011. 
  8. ↑ 1 2 3 Stofan, ER; Elachi, C.; et al. Lacurile Titanului  (engleză)  // Natură. - 2007. - 4 ianuarie ( vol. 445 , nr. 1 ). - P. 61-64 . - doi : 10.1038/nature05438 . — .
  9. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens descoperă Luna Saturni . Imaginea astronomică a zilei . NASA (25 martie 2005). Consultat la 18 august 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  10. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps. Despre structura internă și dinamica Titanului // Planetary and Space Science . - 2000. - T. 48 , nr. 7-8 . - S. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  11. ↑ AD Fortes. Implicații exobiologice ale unui posibil ocean de amoniac și apă în interiorul Titanului  (engleză)  // Icarus  : jurnal. - Elsevier , 2000. - Vol. 146 , nr. 2 . - P. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  12. ↑ Christiaan Huygens: Descoperitorul Titanului . ESA (24 septembrie 2003). Consultat la 17 iulie 2010. Arhivat din original la 22 august 2011.
  13. ↑ Telescop de Huygens, Christiaan Huygens, Haga, 1683 (link inaccesibil) . Data accesului: 18 martie 2010. Arhivat din original la 9 iulie 2007. 
  14. ↑ Ovidiu, „Repede”, cartea 1, rândul 305: „S-au întors privirile spre luminari îndepărtați”, tradus din latină de F. A. Petrovsky, citat din publicație: Publius Ovid Nason. Elegii și poezii mici. M., „Ficțiune”, 1973
  15. ↑ Lynn, WT Descoperirea   Titanului // Observatorul. - 1888. - Vol. 11 . - P. 338-340 . - Cod biblic .
  16. ↑ GD Cassini. O descoperire a două noi planete despre Saturn, realizată în Observatorul Regal parizian de către signorul Cassini, membru al ambelor Societăți Regale, din Anglia și Franța; English't out of French  (engleză)  // Philosophical Transactions: journal. - 1673. - Vol. 8 , nr. 1673 . - P. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 .
  17. ↑ Dl. Lassell. Observații ale lui Mimas, cel mai apropiat și cel mai interior satelit al lui Saturn  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1847. - 12 noiembrie ( vol. 8 , nr. 1 ). — P. 42 . Arhivat din original pe 14 mai 2011.
  18. ↑ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A.M.; Farinella, P. Rezonanțe și abordări apropiate.   I. Cazul Titan-Hyperion // Pământ, Lună și Planete : jurnal. - Springer , 1980. - Aprilie ( vol. 22 , nr. 2 ). - P. 141-152 . - doi : 10.1007/BF00898423 .  (link indisponibil)
  19. ↑ Serviciul de calcul al efemeridelor și datelor sistemului solar JPL HORIZONS . NASA/JPL. Preluat la 19 august 2007. Arhivat din original la 20 august 2011.
  20. ↑ EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea . Data accesului: 22 octombrie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011.
  21. ↑ Pozițiile îmbunătățite ale lui Saturn ajută la navigarea navelor spațiale, studiile planetelor, fizica fundamentală . Consultat la 10 iulie 2015. Arhivat din original la 19 aprilie 2016.
  22. ↑ 1 2 James Richardson, Ralph Lorenz, Alfred McEwen. Suprafața și rotația Titanului : noi rezultate din imaginile Voyager 1   // Icarus . - 2004. - iulie ( vol. 170 , nr. 1 ). - P. 113-124 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.010 . - Cod . Arhivat din original pe 23 august 2009.
  23. ↑ Lunine, J. Comparing the Triad of Great Moons . Revista Astrobiologie (21 martie 2005). Preluat la 20 iulie 2006. Arhivat din original la 22 august 2011.
  24. ↑ Prentice AJR Titan la momentul primului zbor al navei spațiale Cassini: o predicție pentru originea sa, compoziția chimică în vrac și structura fizică internă . Arhivă (2006). Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 24 iulie 2018.
  25. ↑ 1 2 3 M. Fulchignoni, F. Ferri, F. Angrilli et al. Măsurătorile in situ ale caracteristicilor fizice ale mediului Titan  (engleză)  // Nature : journal. - 2005. - 8 decembrie ( vol. 438 ). - doi : 10.1038/nature04314 . Arhivat din original pe 13 aprilie 2016.
  26. ↑ 1 2 Elizabeth P. Turtle. Explorarea suprafeței Titanului cu Cassini-Huygens . Smithsonian (2007). Consultat la 18 aprilie 2009. Arhivat din original pe 20 iulie 2013.
  27. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. „Systems of Jupiter and Saturn: Formation, composition and internal structure of large satellites”, editura URSS, 2009 (link inaccesibil) . Consultat la 12 octombrie 2009. Arhivat din original la 18 iulie 2013. 
  28. ↑ Athena Coustenis, FW Taylor. Titan: O Lună asemănătoare Pământului . - World Scientific , 1999. - S. 10-12. Arhivat pe 30 iulie 2017 la Wayback Machine
  29. ↑ 1 2 3 4 Titan a creat atmosfera în timpul unui bombardament cu cometă Arhivat 18 mai 2021 la Wayback Machine  (rusă)
  30. ↑ JH Waite (Jr) și colab . Spectrometrul de masă cu ioni neutri rezultă din primul zbor al Titanului  //  Science : journal. - 2005. - Vol. 308 , nr. 5724 . - P. 982-986 . - doi : 10.1126/science.1110652 . — PMID 15890873 .
  31. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, HK Biernat. Influența particulelor solare și a mediului de radiații asupra evoluției atmosferei lui Titan  //  Advances in Space Research : jurnal. — Elsevier , 2005. — Vol. 36 . - P. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
  32. ↑ Titanul lunar al lui Saturn ar putea fi fost un sac de box planetar , arhivat 19 septembrie 2020 la Wayback Machine 
  33. ↑ A. Coustenis. Formarea și evoluția atmosferei Titanului // Recenzii științifice spațiale . - 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 și colab. Procesul de formare a Tholinului în atmosfera superioară a lui Titan  (engleză)  // Știință  : op. științific revista . - 2007. - Vol. 316 , nr. 5826 . - P. 870-875 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1139727 . Arhivat din original pe 24 septembrie 2015. . — ( PDF Arhivat 29 aprilie 2014 la Wayback Machine ).
  35. ↑ Tholins in the Devil Darling Encyclopedia  (engleză)  (link inaccesibil) . Enciclopedia Științei . Consultat la 27 februarie 2012. Arhivat din original pe 24 februarie 2012.
  36. ↑ AJ Coates, FJ Crary, GR Lewis, DT Young, JH Waite și EC Sittler. Descoperirea ionilor negativi grei în ionosfera lui Titan  (engleză)  // Geophys. Res. Lett. : jurnal. - 2007. - Vol. 34 . — P.L22103 . - doi : 10.1029/2007GL030978 .
  37. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Sistemele Jupiter și Saturn: formație, compoziție și structură internă. - M. : LKI, 2009. - S. 478. - ISBN 9785382009865 .
  38. ↑ Baez, John Constatări din această săptămână în fizica matematică (link nu este disponibil) . Universitatea din California , Riverside (25 ianuarie 2005). Data accesului: 22 august 2007. Arhivat din original la 22 august 2011. 
  39. ↑ Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann et al. Ciclul metanului Titanului  (engleză)  // Știința planetară și spațială . - Elsevier , 2006. - Vol. 54 , nr. 12 . — P. 1177 . - doi : 10.1016/j.pss.2006.05.028 . - Cod biblic .
  40. ↑ 1 2 Modul în care suflă vântul pe Titan (link indisponibil) . NASA/JPL (1 iunie 2007). Consultat la 2 iunie 2007. Arhivat din original pe 22 mai 2008. 
  41. ↑ Carolina Martinez. Observațiile NASA ajută la determinarea vitezei vântului Titan . NASA (2005). Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 22 august 2011.
  42. ↑ Ploaie, vânturi și ceață în timpul coborârii către Titan . ESA (30 noiembrie 2005). Consultat la 10 iunie 2010. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  43. ↑ Leonid Popov. Averse de primăvară se deschid pe Titan . Membrana.ru (18 martie 2011). Preluat la 1 mai 2013. Arhivat din original la 20 aprilie 2013.
  44. ↑ Vânt sau ploaie sau frig din noaptea lui Titan? . Revista de astrobiologie (11 martie 2005). Data accesului: 24 august 2007. Arhivat din original la 22 august 2011.
  45. ↑ Rannou, R.; et al. Distribuția latitudinală a norilor de pe Titan   // Știință . - 2006. - ianuarie ( vol. 311 , nr. 5758 ). - P. 201-205 . - doi : 10.1126/science.1118424 . — PMID 16410519 . Arhivat din original pe 16 septembrie 2009.
  46. ↑ Ploaie de metan s-au dovedit a fi motivul pentru clima „umedă” a Titanului . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 19 aprilie 2021.
  47. ↑ Carolyn Porco. Titan (link indisponibil) . NASA (29 noiembrie 2007). Consultat la 10 iunie 2010. Arhivat din original pe 15 martie 2008. 
  48. ↑ Schröder, SE; Tomasko, M.G.; Keller, HU Spectrul de reflectare a suprafeței Titanului determinat de Huygens  //  Societatea Americană de Astronomie, întâlnirea DPS #37, #46.15; Buletinul Societății Americane de Astronomie: jurnal. - 2005. - august ( vol. 37 , nr. 726 ). Arhivat din original pe 9 august 2018.
  49. ↑ C. A. Hasenkopf. PROPRIETĂȚI OPTICE ALE ANALOGILOR DE LABORATOR TITAN HAZE FOLOSIND SPECTROSCOPIA INELULUI DE CAVITATE . Workshop on Planetary Atmospheres (2007) . Recuperat la 16 octombrie 2007.
  50. ↑ Primele măsurători de compoziție „in situ” făcute în atmosfera lui Titan . ESA (30 noiembrie 2005). Consultat la 10 iunie 2010. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  51. ↑ 1 2 Imagini Cassini Norul mamut înghițind Polul Nord al Titanului . NASA (2007). Consultat la 14 aprilie 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  52. ↑ Biroul de relații cu mass-media: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. Cassini constată că ploile de hidrocarburi pot umple lacurile (link indisponibil) . Institutul de Științe Spațiale, Boulder, Colorado (2009). Data accesului: 29 ianuarie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011. 
  53. ↑ Emily L. , Schaller; Brown, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. O explozie de nor mare la polul sud al lui Titan  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Februarie ( nr. 182 ). - P. 224-229 . Arhivat din original pe 13 noiembrie 2012.
  54. ↑ A plouat pe ecuatorul lui Titan pentru prima dată în șapte ani . Lenta.ru (18 martie 2011). Consultat la 18 martie 2011. Arhivat din original pe 21 martie 2011.
  55. ↑ NASA Cassini Image: Radar Images Titan's South Pole (2008). Data accesului: 11 ianuarie 2008. Arhivat din original la 22 august 2011.
  56. ↑ La revedere, Dennis . Dați-i drumul, faceți o învârtire pe Titan - Cea mai mare lună a lui Saturn are benzină pentru ploaie, funingine pentru zăpadă și un ocean subteran de amoniac. Acum există o hartă pentru a ghida căutarea posibilei vieți acolo. , The New York Times  (3 decembrie 2019). Arhivat din original pe 5 decembrie 2019. Preluat la 5 decembrie 2019.
  57. ↑ Battersby, lumea complexă și ciudată a lui Stephen Titan dezvăluită (link inaccesibil) . New Scientist (29 octombrie 2004). Consultat la 31 august 2007. Arhivat din original la 14 ianuarie 2008. 
  58. ↑ Navă spațială: Cassini Orbiter Instruments, RADAR (link indisponibil) . NASA/JPL. Preluat la 31 august 2007. Arhivat din original la 22 august 2011. 
  59. ↑ Cassini dezvăluie că regiunea Xanadu a lui Titan este un pământ asemănător Pământului . Science Daily (23 iulie 2006). Preluat la 27 august 2007. Arhivat din original la 22 august 2011.
  60. ↑ Lorenz, R.D.; Callahan, PS; et al. Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimeter  (English)  // Lunar and Planetary Science Conference : jurnal. - 2007. - Martie ( vol. 38 ). Arhivat din original pe 26 septembrie 2007.
  61. ↑ Cassini Spies Cele mai înalte vârfuri ale Titanului . Preluat la 2 aprilie 2016. Arhivat din original la 19 august 2016.
  62. ↑ Datele Cassini arată amestecul de gheață și rocă în interiorul Titanului (link indisponibil) . NASA/JPL. Consultat la 16 decembrie 2006. Arhivat din original la 22 august 2011. 
  63. ↑ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. Variațiile spectrale de suprafață la scară globală pe Titan văzute de la Cassini/VIMS   // Icarus :  jurnal. - Elsevier , 2006. - ianuarie ( vol. 186 , nr. 1 ). Arhivat din original pe 25 iulie 2011.
  64. ↑ 1 2 Gilliam AE, Jurdy DM Craterele de impact ale Titanului și caracteristicile fluviale asociate: Dovezi pentru un ocean subteran?  // A 45-a conferință de știință lunară și planetară, desfășurată în perioada 17-21 martie 2014 la The Woodlands, Texas. Contribuția LPI Nr. 1777, p.2435. - 2014. - . Arhivat din original pe 26 iulie 2014.
  65. ↑ PIA07365: Circul Maxim . NASA/JPL. Consultat la 4 mai 2006. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  66. ↑ Titan Obține o Dună „Makeover” . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 17 iunie 2019.
  67. ↑ 1 2 Lopes, RMC; Kirk, R.L.; Mitchell, KL şi colab. Criovulcanismul pe Titan: noi rezultate de la Cassini RADAR și VIMS  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2013. - Vol. 118 , nr. 3 . - P. 416-435 . doi : 10.1002 / jgre.20062 . - Cod . Arhivat din original pe 7 noiembrie 2017.
  68. ↑ R. Lorenz. Strălucirea mărilor îndepărtate   // Știință . - 2003. - Vol. 302 . - P. 403-404 . - doi : 10.1126/science.1090464 . — PMID 16675686 . Arhivat din original pe 23 august 2009.
  69. ↑ 1 2 Goudarzi, Sara Dunele de nisip din Sahara găsite pe Titanul lui Saturn . SPACE.com (4 mai 2006). Preluat la 6 august 2007. Arhivat din original la 22 august 2011.
  70. ↑ Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J., et al. Mările de nisip ale Titanului: Observații Cassini RADAR ale dunelor longitudinale  (engleză)  // Science : journal. - 2006. - Vol. 312 . - P. 724-727 . - doi : 10.1126/science.1123257 .
  71. ↑ S.F. Dermott, C. Sagan ,. Efectele mareelor ​​ale mărilor de hidrocarburi deconectate pe Titan  (engleză)  // Nature : journal. - 1995. - Vol. 374 . - P. 238-240 . - doi : 10.1038/374238a0 .
  72. ↑ Bortman, Henry Titan: Unde sunt lucrurile ude? (link indisponibil) . Revista de Astrobiologie (28 octombrie 2004). Consultat la 5 februarie 2011. Arhivat din original pe 22 august 2011. 
  73. ↑ Oamenii de știință au văzut pentru prima dată materie lichidă în afara Pământului . RIA Novosti (21 decembrie 2009). Data accesului: 21 decembrie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011.
  74. ↑ Emily Lakdawalla . Punct întunecat de lângă polul sud: un lac candidat pe Titan? (link indisponibil) . Societatea Planetară (28 iunie 2005). Consultat la 14 octombrie 2006. Arhivat din original pe 5 iunie 2011. 
  75. ↑ NASA confirmă lacul lichid pe Luna Saturn . NASA (2008). Consultat la 20 decembrie 2009. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  76. ↑ Cassini găsește lacuri în  regiunea arctică a lui Titan . NASA/JPL. Data accesului: 22 ianuarie 2010. Arhivat din original la 22 august 2011.
  77. ↑ Marea mult așteptată a fost găsită pe Titan . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 15 februarie 2016.
  78. ↑ Imagini de navă spațială Cassini Mări pe Titanul  lui Saturn . NASA/JPL. Data accesului: 22 ianuarie 2010. Arhivat din original la 22 august 2011.
  79. ↑ 1 2 Caitlin A. Griffith, Juan M. Lora, Jake Turner, Paulo F. Penteado, Robert H. Brown, Martin G. Tomasko, Lyn Doose și Charles See. Posibile lacuri tropicale de pe Titan din observațiile unui teren întunecat   // Natura . - 14 iunie 2012. - Iss. 486 . - P. 237-239 . - doi : 10.1038/nature11165 .
  80. ↑ Maggie McKee. Lacurile tropicale de pe luna Saturn ar putea extinde opțiunile de viață . - Nature, 13 iunie 2012. - doi : 10.1038/nature.2012.10824 . Arhivat din original pe 26 iulie 2020.
  81. ↑ D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunin; P. Lavvas & V. Vuitton (2009), O estimare a compoziției chimice a lacurilor Titanului, arΧiv : 0911.1860v1 [astro-ph]. 
  82. ↑ Astronomii au determinat compoziția chimică a lacurilor de pe Titan . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 11 octombrie 2011.
  83. ↑ Organicii de suprafață  ale lui Titan depășesc rezervele de petrol de pe Pământ . NASA. Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 22 august 2011.
  84. ↑ Oamenii de știință vorbesc despre „flouri” de metan pe Titan . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 13 aprilie 2021.
  85. ↑ Cook, J.-RC Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan . NASA (17 decembrie 2009). Consultat la 18 decembrie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011.
  86. ↑ Emily Lakdawalla . Cassini VIMS vede strălucirea mult așteptată de pe un lac Titan . Blogul Societății Planetare . Societatea Planetară (17 decembrie 2009). Consultat la 17 decembrie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011.
  87. ↑ Imagini brute de la coborârea sondei Huygens pe 14 ianuarie  2005 . ESA. Data accesului: 22 ianuarie 2010. Arhivat din original la 22 august 2011.
  88. ↑ 1 2 PIA08630: Lacurile pe Titan . NASA/JPL. Consultat la 14 octombrie 2006. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  89. ↑ 1 2 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin. Structura internă a lui Titan dedusă dintr-un model termic-orbital cuplat  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 , nr. 2 . - P. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 . Arhivat din original pe 11 iunie 2016.
  90. ↑ Ocean găsit pe Titan (link inaccesibil) . În jurul lumii (21 martie 2008). Consultat la 8 aprilie 2008. Arhivat din original pe 6 iunie 2013. 
  91. ↑ 1 2 David Shiga, Rotirea în schimbare a lui Titan indică un ocean ascuns Arhivat la 30 aprilie 2015 la Wayback Machine , New Scientist, 20 martie 2008
  92. ↑ 1 2 3 4 Alan Longstaff. Este Titan (crio)vulcanic activ? // Astronomie acum. - Observatorul Regal, Greenwich, 2009. - Februarie. - S. 19 .
  93. ↑ „Titanul a găsit un ocean intraplanetar” (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 3 noiembrie 2011.  // " Opțiunea Trinity - Știință ", nr. 12, 2008.
  94. ↑ Oceanul secret de apă și crusta liberă descoperite pe Titan (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 7 decembrie 2009.  la freescince.narod.ru
  95. ↑ Ocean subteran găsit pe Titan . Uite (29 iunie 2012). Consultat la 29 iunie 2012. Arhivat din original la 30 iunie 2012.
  96. ↑ Oceanul de pe luna lui Saturn s-a dovedit a fi la fel de sărat ca Marea Moartă . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 9 octombrie 2018.
  97. ↑ Carolina Martinez. Oamenii de știință descoperă un posibil vulcan Titan . NASA (8 iunie 2005). Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 22 august 2011.
  98. ↑ Tobias Owen. Știința planetară: Huygens redescoperă Titanul   // Natura . - 2005. - Vol. 438 . - P. 756-757 . - doi : 10.1038/438756a .
  99. ↑ 1 2 Vederea, atingerea și mirosul lumii extraordinar de asemănătoare Pământului a lui Titan . ESA (21 ianuarie 2005). Preluat la 28 martie 2005. Arhivat din original la 22 august 2011.
  100. ↑ David L. Chandler. Vulcan cu hidrocarburi descoperit pe Titan (link indisponibil) . New Scientist (8 iunie 2005). Preluat la 7 august 2007. Arhivat din original la 19 septembrie 2007. 
  101. ↑ P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole. Atlasul Sistemului Solar . - 1990. - ISBN 0-517-00192-6 .
  102. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Sistemele Jupiter și Saturn: formație, compoziție și structură internă. - M. : LKI, 2009. - S. 476. - ISBN 9785382009865 .
  103. ↑ GP Kuiper. Titan: un satelit cu o atmosferă  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1944. - Vol. 100 . — P. 378 . - doi : 10.1086/144679 . Arhivat din original pe 4 iunie 2016.
  104. ↑ Silkin, 1982 , p. 154-155.
  105. ↑ Benton Julius L. Jr. Saturn și cum să-l observăm // Springer London. - 2005. - S. 141-146 . - doi : 10.1007/1-84628-045-1_9 .
  106. ↑ Misiunile Pionierului . // NASA (26 martie 2007). Consultat la 19 august 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  107. ↑ Pioneer XI (link inaccesibil - istorie ) . // NASA. Preluat: 19 august 2007. 
  108. ↑ Huygens dezvăluie suprafața Titanului . spațiul de azi. Consultat la 19 august 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  109. ↑ CASSINI LA ​​SATURN - Datele turneului Saturn . NASA/JPL. Consultat la 31 octombrie 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  110. ↑ Turul misiunii extins-prelungit propus de Cassini . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 4 martie 2012.
  111. ↑ Lingard, Steve; Norris, Pat. Cum să aterizezi pe Titan . - Ingenia, 2005. - Iunie ( Nr. 23 ). Arhivat din original pe 21 iulie 2011.
  112. ↑ Cassini la Saturn: Introducere (link indisponibil) . NASA/JPL. Consultat la 6 septembrie 2007. Arhivat din original pe 22 august 2011. 
  113. ↑ Locul de aterizare Huygens va fi numit după Hubert Curien . ESA (5 martie 2007). Preluat la 6 august 2007. Arhivat din original la 22 august 2011.
  114. ↑ Rezumatul misiunii: TANDEM/TSSM Misiunea Titan și Enceladus (link indisponibil) . ESA (2009). Data accesului: 30 ianuarie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011. 
  115. ↑ Rincon, Paul (18 februarie 2009), Jupiter in space agencies' sights , BBC News , < http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm > Arhivat 21 februarie 2009 la mașina Wayback 
  116. ↑ Hendrix, Charles Wohlforth, Amanda R. Să colonizăm Titanul . Rețeaua de bloguri științifice americane . Preluat la 28 noiembrie 2016. Arhivat din original la 8 august 2018.
  117. ↑ admin Titan poate fi cel mai bun loc pentru o colonie din sistemul solar - Știri despre spațiu (link inaccesibil) . Știri despre spațiu (28 noiembrie 2016). Consultat la 28 noiembrie 2016. Arhivat din original pe 29 noiembrie 2016. 
  118. ↑ Karen Northon. Misiunea Dragonfly a NASA pe Titan va căuta origini, semne de viață . NASA (27 iunie 2019). Preluat la 19 iulie 2019. Arhivat din original la 2 mai 2021.
  119. ↑ McKay, CP; Smith, HD Posibilități pentru viața metanogenă în metanul lichid de pe suprafața Titanului  // Icarus  :  jurnal. — Elsevier , 2005. — Vol. 178 , nr. 1 . - P. 274-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.018 .
  120. ↑ news.nationalgeographic.com (link în jos) . Data accesului: 18 martie 2010. Arhivat din original la 24 septembrie 2008. 
  121. ↑ Ce este consumul de hidrogen și acetilenă pe Titan? . NASA. Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 22 august 2011.
  122. ↑ ITAR-TASS, 06/07/10, „Două semne posibile ale existenței vieții primitive pe luna lui Saturn Titan au fost descoperite de sonda Cassini a NASA” (dintr-o bandă plătită)
  123. ↑ Cine a mâncat hidrogen pe Titan Copie de arhivă din 4 martie 2016 la Wayback Machine // Gazeta.ru, 06/07/10
  124. ↑ NASA poate să fi găsit semne de viață pe luna lui Saturn . RIA Novosti (5 iunie 2010). Consultat la 5 iunie 2010. Arhivat din original pe 22 august 2011.
  125. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan sub un soare gigant roșu: un nou tip de lună „habitabilă” (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Departamentul de Științe Planetare, Universitatea din Arizona (1997). Preluat la 21 martie 2008. Arhivat din original la 22 august 2011.

Literatură

  • Silkin B.I. În lumea multor luni. — M .: Nauka , 1982. — 208 p. — 150.000 de exemplare.

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Site-uri tematice
Dicționare și enciclopedii
 Titan
Geografie
Suprafaţă
detalii de reliefLista detaliilor suprafeței Titanului
Studiu
Alte subiecte
  • Categorie: Titan
  • Portal: Astronomie
  • Wikimedia Commons:titan
 Corpuri cerești care au fost debarcate de AMS terestru
planete
sateliți
Asteroizii din apropierea Pământului
Comete
  • 9P/Tempela 2005
  • 67P/Churyumova – Gerasimenko 2014
Sunt prezentate: numele corpului ceresc vizitat; pavilionul țării și anul primei aterizări ; corpurile pe care s-au efectuat doar aterizări dure sunt evidențiate color.