Користувач:Dmytro Tvardovskyi/Чернетка/Титан
| |
| Дані про відкриття | |
|---|---|
| Дата відкриття | 25 березня 1655 року |
| Відкривач(і) | Гюйгенс Християн |
| 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 | |
Титан (лат. Titan, грец. Τῑτάν) — найбільший за розміром супутник Сатурна, другий за розміром у Сонячній системі[1] (після Ганімеда[2]). Один із семи гравітаційно округлих супутників Сатурна і другий за віддаленістю серед них[3].
Титан, який часто описують як планетоподібний супутник, на 50% більший за діаметр Землі та на 80% масивніший. Також він більший за планету Меркурій[4].
Супутник складається переважно з льоду та каменю. Поверхня рівнинна, з невеликою кількістю ударних кратерів, гір та дюн[5].
Титан є єдиним супутником у Сонячні системі, який має щільну атмосферу, що складається переважно з азоту й метану[6]. Також він є єдиним місцем, окрім Землі, де знайдено рідини у формі морів, озер та річок. Тому, незважаючи на відмінності в хімічному складі, температурі та гравітації, Титан вважають досить схожим із Землею[7].
Титан був відкритий 25 березня 1655 року нідерландським вченим Християном Гюйгенсом[8].
Християн, разом зі своїм братом Костянтином, займався виготовленням телескопів. Він відкрив закон заломлення світла, визначаючи фокусну відстань лінз, та зрозумів, як оптимізувати телескопи, використовуючи нові способи шліфування та полірування лінз[9].
У 1655 році він направив один зі своїх нових телескопів на Сатурн з наміром вивчити його кільця. Але він був дуже здивований, побачивши, що, крім кілець, поруч з планетою також був великий супутник, тепер відомий як Титан[9].
Гюйгенс назвав своє відкриття «Saturni Luna» (супутник Сатурна)[10]. Після того як Джованні Кассіні опублікував свої відкриття ще чотирьох супутників Сатурна між 1673 і 1686 роками, астрономи почали називати їх і Титан Сатурнами з I по V (з Титаном тоді на четвертій позиції). Інші ранні назви Титана включають «звичайний супутник Сатурна»[11]. Міжнародний астрономічний союз офіційно числить Титан як «Сатурн VI»[12].
Назва Титана і всіх семи супутників Сатурна, відомих на той час, походять від Джона Гершеля (сина Вільяма Гершеля, першовідкривача Мімаса та Енцелада)[13]. Назва Титана походить від титанів, божеств з грецької міфології[12].
Діаметр Титана становить 5149,46 кілометрів[4]. Він більший за Меркурій і Плутон та є другим за величиною супутником Сонячної системи. Супутник Юпітера Ганімед лише трохи більший (приблизно на 2 відсотки)[14]. Хоча до прольоту «Вояджера-1» у 1980 році вважалося, що Титан був трохи більшим за Ганімед. Ця переоцінка була спричинена щільною, непрозорою атмосферою Титана з шаром імли в 100–200 кілометрів над його поверхнею, що збільшує видимий діаметр супутника[15].
Титан знаходиться на відстані приблизно 1,2 мільйона кілометрів від Сатурна, який в свою чергу знаходиться приблизно за 1,4 мільярда кілометрів від Сонця. Світло від Сонця досягає Титана приблизно за 80 хвилин. Через таку відстань сонячне світло на Сатурні та Титані приблизно в 100 разів слабше, ніж на Землі[16].
Маса Титана оцінюється в 1.345 × 1023кг[17]. Його густина становить 1,882 г/см3. Об'єм становить 71,6 × 109 км3[18]. Площа поверхні Титана становить 83 305 418,53 км2, а сила тяжіння на поверхні ― 1,354 м/с²[19].
Повний оберт навколо планети Титан робить за 15 діб, 22 години і 41 хвилину[20]. Орбіта супутника не є чітким колом та має ексцентриситет, що дорівнює 0,0288[21]. Площина орбіти відхиляється від екватора Сатурна і площини кілець на 0,348°[22].
Титан обертається синхронно з Сатурном і постійно повернений до планети одним боком. Сатурну потрібно приблизно 29 земних років для оберту навколо Сонця (сатурніанський рік), а вісь обертання Сатурна нахилена, що призводить до змін пір року. Кожна пора року на Сатурні триває більше семи земних років. Оскільки Титан обертається приблизно вздовж екваторіальної площини Сатурна, а нахил Титана відносно Сонця приблизно такий самий, як і у Сатурна, рік і пори року на Титані такі ж, як і на Сатурні[16].
Окрім того, нерегулярний супутник Гіперіон знаходиться в орбітальному резонансі 3:4 з Титаном, тобто Гіперіон обертається три рази на кожні чотири оберти Титана[23].
За складом Титан схожий на супутники Ганімед, Каллісто, Тритон і (ймовірно) карликову планету Плутон. Він приблизно наполовину складається з водянього льоду і наполовину з кам’яного матеріалу. Хоча за складом він схожий на Рею та інші супутники Сатурна, він щільніший, оскільки настільки великий, що його надра злегка стискаються під силою тяжіння[15].
Ймовірно, він поділений на кілька шарів із 3400-кілометровим скелястим ядром, оточеним кількома шарами, що складаються з різних кристалічних форм льоду. Його надра можуть бути гарячими. Структура Титана значною мірою визначається тепловим потоком всередині планети, який є недостатньо вивченим. Внутрішні шари можуть бути достатньо гарячими, щоб утворити рідкий шар «магми» з води та аміаку між льодовою корою і глибшими шарами льоду під високим тиском. Тепловий потік зсередини Титана може бути настільки високим, що перешкоджає утворенню льоду під високим тиском, і зовнішні шари можуть складатися переважно з рідкої води під поверхневою корою[24].
Космічний апарат «Кассіні» виявив докази шаруватої структури через природні надзвичайно низькочастотні радіохвилі в атмосфері Титана. Вважається, що поверхня Титана погано відбиває радіохвилі надзвичайно низької частоти, тому вони можуть відбиватися від межі рідини та льоду підповерхневого океану[25]. Також «Кассіні» спостерігав систематичні зміни поверхні на 30 км у період з жовтня 2005 року по травень 2007 року, що свідчить про те, що кора супутника відокремлена від внутрішньої частини, і є додатковим доказом існування внутрішнього рідкого шару[26]. Подальші докази того, що рідкий шар і крижана оболонка відокремлені від твердого ядра, походять від того, як змінюється гравітаційне поле, коли Титан обертається навколо Сатурна[27].
Виходячи із щільності Титана, яка становить 1,881 г/см3, вирахувано, що супутник складається на 40–60% з каменю, решта – водяний лід та інші матеріали[5].
Вчені не впевнені щодо походження Титана. Однак його атмосфера дає підказку. Декілька приладів місії NASA та ESA «Кассіні-Гюйгенс» виміряли ізотопи азоту-14 та азоту-15 в атмосфері Титана. Прилади виявили, що співвідношення ізотопів азоту на Титані найбільше нагадує співвідношення ізотопів у кометах із Хмари Оорта — сфери із сотень мільярдів крижаних тіл, які, як вважають вчені, обертаються навколо Сонця на відстані від 5000 до 100 000 астрономічних одиниць. Співвідношення азоту в атмосфері Титану свідчить про те, що будівельні блоки супутника утворилися на початку існування Сонячної системи, у тому самому холодному диску газу та пилу, який утворив Сонце, а не в більш теплому диску матеріалу, який пізніше утворив Сатурн[28].
Через дуже щільну атмосферу та шар імли побачити поверхню Титана доволі складно[29]. Лише після прибуття космічного корабля «Кассіні-Гюйгенс» у 2004 році були отримані перші прямі зображення поверхні Титана[30].
Поверхня Титану є одним із найбільш схожих на Землю місць у Сонячній системі, хоча й із значно нижчою температурою та іншим хімічним складом. Тут настільки холодно (-290 градусів за Фаренгейтом або -179 градусів за Цельсієм), що водяний лід грає роль каменю. Поверхня Титану сформована потоками метану й етану, які утворюють річкові русла й наповнюють великі озера рідким природним газом. Жоден інший світ Сонячної системи, окрім Землі, не має такої активності рідини на своїй поверхні[31].
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 розташований світлий регіон розміром зАвстралію (видимий також на інфрачервоних знімках «Габбла»). Він отримав назву Ксанаду[32].
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)[33].
Більшість поверхні Титану вкрита рівнинами. З кількох спостережуваних типів рівнин найбільшими є недиференційовані рівнини, які охоплюють величезні однорідні затемнені регіони[34]. Ці рівнини розташовані в основному між 20–60° північної або південної широти, і здаються молодшими за усі інші основні геологічні утворення, за винятком дюн і кількох кратерів. Недиференційовані рівнини, ймовірно, були утворені процесами, які утворюються завдяки вітру, а складаються з осаду багатого на органічні сполуки[35].
Іншим поширеним типом місцевості на Титані є піщані дюни, згруповані разом у величезні поля дюн або «піщані моря», розташовані в межах 30° на північ або південь. Титанові дюни зазвичай мають ширину 1–2 км і розташовані на відстані 1–4 км одна від одної, деякі з них мають довжину понад 100 км. Обмежені дані про висоту, отримані за допомогою радарів, свідчать про те, що дюни сягають у висоту 80–130 м. На зображеннях «Кассіні» дюни виглядають доволі темними. Взаємодія між дюнами та утвореннями, такими як гори, вказує на те, що пісок зазвичай рухається в напрямку із заходу на схід. У піску, який утворює дюни, переважають органічні сполуки, ймовірно, з атмосфери Титана; можливі джерела піску включають річкові канали або недиференційовані рівнини[34].
На Титані є гори, висота яких іноді досягає від кількох сотень метрів до понад 1 кілометра. Хоча радарна альтиметрія показує, що загалом коливання висоти є невеликими, як правило, не більше 150 метрів. Проте подекуди було виявлено випадкові зміни висоти на 500 метрів[33].
Аналіз гірських хребтів на Титані в 2016 році показав, що вони зосереджені в екваторіальних регіонах Титану, а це означає, що хребти або утворюються частіше або краще зберігаються в регіонах низьких широт. Хребти, в основному орієнтовані зі сходу на захід, мають форму від лінійної до дугоподібної, і вчені порівнюють їх із поясами земної складчастості, що вказує на горизонтальне стиснення або конвергенцію[36].
Зазвичай поблизу гір сила гравітації є трохи вищою за рахунок додаткової маси, проте у випадку з Титаном все навпаки, над його горами гравітація менша ніж над рівнинами[37].
Титан також може мати вулканічну активність, але з рідкою водяною «лавою» замість розплавленої[31]. Є поверхневі утворення, які можуть мати кріовулканічне походження, вони викидають на поверхню воду, змішану з аміаком. Проте ідентифікація кріовулканічних особливостей на Титані залишається суперечливою та безрезультатною, головним чином через обмеження зображень «Кассіні». Цей космічний апарат виявив кілька потенційних кріовулканів в західній частині Ксанаду, і озера з крутими схилами в північній півкулі, які нагадують маарові кратери на Землі, створені вибуховими підземними виверженнями. Найвірогідніше кріовулкани Титана — це комплекс форм рельєфу, який включає дві гори, Дум Монс і Еребор Монс; велику западину Сотра Патера і систему потокоподібних утворень Мохіні Флуктус. Між 2005 і 2006 роками частини Сотра Патера і Мохіні Флуктус стали значно яскравішими, тоді як навколишні рівнини залишилися незмінними, що потенційно свідчить про кріовулканічну активність[34]. Непрямі докази кріовулканізму також включають присутність аргону-40 у атмосфері Титана. Радіогенний аргон-40, ймовірно, утворювався на Титані протягом мільярдів років у його кам'яному ядрі. Таким чином, присутність аргону-40 в атмосфері Титана підтримує активну геологію на супутнику, причому кріовулканізм є одним із можливих методів виведення ізотопу з надр[38].
На поверхні Титана порівняно небагато ударних кратерів, ерозія, тектоніка та кріовулканізм стирають їх з часом[39]. Порівняно з кратерами Ганімеда та Каллісто такого ж розміру та структури, кратери Титана набагато дрібніші. Багато з них мають темну поверхню з осаду. Геоморфологічний аналіз ударних кратерів значною мірою свідчить про те, що ерозія та захоронення є основними механізмами модифікації кратерів[40]. Кратери Титана також розподілені нерівномірно, полярні регіони майже позбавлені будь-яких ідентифікованих кратерів, тоді як їх більшість розташована в екваторіальній частині супутника. Ця нерівність може бути наслідком існування океанів, які колись займали полюси Титана, полярних відкладень унаслідок минулих опадів або збільшення швидкості ерозії в полярних регіонах[34]. Кілька об’єктів, які можуть бути ударними кратерами, можливо, заповнені вуглеводневим дощем або вулканічними породами[33].
Місія «Кассіні-Гюйгенс» виявила, що на Титані є дощ, річки, озера та моря[41]. У 2004 році «Кассіні» знайшов чіткі докази існування великих озер рідкого вуглеводню в північних широтах Титану. А у квітні 2016 року ESA оголосило, що одне з трьох великих морів Титана (друге за розміром[42]) поблизу північного полюса, відоме як Лігела Маре, наповнене чистим рідким метаном[43].
В озерах і морях Титана переважає метан (CH4), з меншою кількістю етану (C2H6) і розчиненого азоту (N2). Частка цих компонентів різна в кожному з морів: наприклад у Лігейя-Маре 71% CH4, 12% C2H6 і 17% N2 за об’ємом; в той час як в Онтаріо Лакус ― 49% CH4, 41% C2H6 і 10% N2. Оскільки Титан синхронно з’єднаний із Сатурном, існує постійна припливна опуклість розміром приблизно 100 метрів. Через орбітальний ексцентриситет Титана припливне прискорення змінюється на 9%, хоча через довгий орбітальний період ці приливні цикли є дуже поступовими[44]. Приливний діапазон Титана у великих морях становить приблизно 0,2–0,8 м[45].
Найбільші моря мають глибину в сотні футів і ширину в сотні миль. Під товстою кіркою водяного льоду Титана є більш рідкий океан, який складається переважно з води, а не з метану. Підповерхневі води Титана можуть бути місцем для знайомого нам життя, в той час як його поверхневі озера та моря з рідких вуглеводнів можуть імовірно містити життя, яке використовує іншу хімію, ніж звична нам[14].
Озера Титана здебільшого спокійні, з невеликою кількістю хвиль і брижів. Однак «Кассіні» знайшов докази посилення турбулентності протягом літа в північній півкулі, що можу спричиняти появу більших хвиль[46].
Озера й моря Титана, які спостерігаються, здебільшого обмежені його полярними регіонами, де більш низькі температури дозволяють постійно зберігати рідкі вуглеводні. Біля північного полюса Титана знаходяться Кракен-Маре, найбільше море; Лігейя-Маре, друге за розміром море; і Пунга-Маре, кожне з яких заповнює широкі западини і в сукупності становить приблизно 80% площі Титана — 691 000 квадратних кілометрів разом. Тим часом південний полярний регіон містить чотири сухі широкі западини, які потенційно представляють собою висохле морське дно. Інші менші озера займають полярні регіони Титана, охоплюючи загальну площу поверхні 215 000 км2. Також є сезонні або тимчасові екваторіальні озера, які можуть об’єднуватися після сильних злив[44]. Через ексцентриситет орбіти Сатурна Титан приблизно на 12% ближче до Сонця протягом літа в південній півкулі, що робить південне літо коротшим, але спекотнішим, ніж північне літо. Ця асиметрія може сприяти топологічним відмінностям між півкулями — північна півкуля має набагато більше вуглеводневих озер[47].
У 1944 році у ході досліджень було вивлено, що Титан має чітко виражену щільну атмосферу, що є незвичним для супутників Сонячної системи[6]. Титан є одним із двох відомих супутників зі значною атмосферою, інший — Тритон[48].
Титан є найбільш багатим на гази супутником у Сонячній системі, його атмосферна маса на одиницю площі набагато більша, ніж навіть у Землі. Спостереження з космічних зондів «Вояджер» показали, що атмосфера Титана щільніша за земну з тиском на поверхні близько 1,45 атм, та приблизно в 1,19 разів масивніша за Земну. Атмосфера Титана є набагато більшою за земну через те що він має меншу силу гравітації[49].
Атмосфера Титана повністю приховує його поверхню. Вона настільки непрозора на багатьох довжинах хвиль, що отримати повний спектр відбиття поверхні з орбіти неможливо[29].
Атмосферна Титана складається з азоту (97%), метану (2,7±0,1%) і водню (0,1–0,2%)[49]. Є також сліди щонайменше десятка інших вуглеводнів (наприклад діацетилен, метилацетилен, ацетилен, пропан). Та інших газів, таких як ціаноацетилен, ціаністий водень, діоксид вуглецю, монооксид вуглецю, ціан, аргон і гелій[38]. Вчені вважають, що вуглеводні утворюються у верхніх шарах атмосфери Титана внаслідок реакцій, які є результатом розпаду метану під дією ультрафіолетових променів Сонця; ця реакція також утворює густий помаранчевий смог[50].
У 2013 році в атмосфері Титана (у верхніх шарах) було виявлено поліароматичні вуглеводні[51] та пропілен (вперше виявлений на планеті чи супутнику, окрім Землі)[52].
Титан вкритий шаром імли. Непрозорі шари імли блокують більшість видимого світла від Сонця та інших джерел і затемнюють поверхню Титана[53]. Імла утворюється в результаті розщеплення та переробки метану й азоту, ці процеси створюють своєрідний смог — густу помаранчеву імлу, через яку поверхню супутника важко побачити з космосу. Однак космічні кораблі та телескопи можуть бачити крізь імлу на певних довжинах хвиль світла, не видимих людському оку[54].
Імла в атмосфері Титана сприяє антипарниковому ефекту, відбиваючи сонячне світло назад у космос, і роблячи поверхню супутника значно холоднішою, ніж верхній шар атмосфери. Це частково компенсує підвищення температури через парниковий ефект та зберігає поверхню дещо холоднішою. Антипарниковий ефект на Титані знижує температуру поверхні на 9 К, тоді як парниковий ефект підвищує її на 21 К[55].
В атмосфері Титана є розсіяні мінливі хмари на додаток до загальної густої імли. Ймовірно, ці хмари складаються з метану, етану або інших простих органічних речовин. Інші більш складні хімічні речовини в невеликих кількостях відповідають за їх помаранчевий колір, який видно з космосу[15].
У полярних регіонах (вище 60 градусів широти) у тропосфері та над нею з’являються широкі та постійні хмари етану; на нижчих широтах переважно метанові хмари на висоті 15–18 км, вони більш спорадичні та локалізовані. У літній півкулі часто зустрічаються густі, але спорадичні метанові хмари, які скупчуються навколо 40 градусів широти[56].
Виявлено також сезонні коливання хмарного покриву. Протягом 30-річного обертання Сатурна навколо Сонця хмарні системи Титану тримаються протягом 25 років, а потім зникають на чотири-п’ять років, перш ніж знову з’явитися[57].
У вересні 2006 року космічний апарат «Кассіні» зробив зображення великої хмари на висоті 40 км над північним полюсом Титана. Хоча відомо, що метан конденсується в атмосфері Титана, хмара, швидше за все, була з етану, оскільки виявлений розмір часточок був лише 1–3 мікрометри, і етан також може замерзати на цих висотах. У грудні «Кассіні» знову спостерігав хмару і виявив у ній метан, етан та інші органічні речовини. Хмара була понад 2400 км у діаметрі, і її все ще було видно під час наступного прольоту через місяць. Було висунуто припущення про те, що в той час на північному полюсі Титана йшов дощ (або, якщо було досить прохолодно, сніг)[57].
Хмари також були виявлені над південним полярним регіоном. Хоча зазвичай вони покривають 1% диска Титана, спостерігається підвищення їх активності, під час яких хмарний покрив швидко розширюється до 8%. Одна з гіпотез стверджує, що південні хмари утворюються, коли підвищений рівень сонячного світла під час літа на Титані створює підняття в атмосфері, що призводить до конвекції. Це пояснення ускладнюється тим фактом, що утворення хмар спостерігалося не лише після літнього сонцестояння, але й у середині весни. Підвищена вологість метану на південному полюсі, можливо, сприяє швидкому збільшенню розміру хмар[58].
У жовтні 2014 року в стратосфері Титана на полюсах було виявлено крижані хмари з метану[59]. А в грудні 2022 року астрономи повідомили, що спостерігали за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба за хмарами, імовірно з метану, які рухалися в атмосфері Титана[60].
Доказів грозової активності на Титані ще не спостерігалося, проте комп’ютерні моделі припускають, що хмари в нижній частині тропосфери можуть накопичувати достатньо заряду, щоб генерувати блискавку з висоти приблизно 20 км. Наявність блискавки в атмосфері Титана сприяла б синтезу органічних матеріалів[61].
Висновки зроблені за даними зонда «Гюйгенс» показують, що на Титані періодично ідуть дощі з рідкого метану та інших органічних сполук[62]. У жовтні 2007 року спостерігачі відзначили збільшення непрозорості в хмарах над екваторіальним регіоном Ксанаду, що могло вказувати на «метановий дощ», хоча це не було прямим доказом дощу[63]. Проте наступні зображення озер у південній півкулі Титана, зроблені протягом року, показують, що вони збільшуються заповнюючись сезонними вуглеводневими опадами[64]. Наявність дощу також вказує на те, що Титан може бути єдиним тілом Сонячної системи, крім Землі, на якому можуть утворюватися веселки. Однак, враховуючи надзвичайну непрозорість атмосфери для видимого світла, переважну більшість будь-яких веселок буде видно лише в інфрачервоному діапазоні[65].
Приземні вітри зазвичай слабкі (<1 м/с). Нещодавнє комп’ютерне моделювання показує, що величезні дюни, схожі на сажу, що випадають з атмосфери в екваторіальних регіонах, можуть бути сформовані рідкісними штормовими вітрами, які відбуваються раз кожні п’ятнадцять років, коли Титан перебуває в точці рівнодення. Шторми створюють сильні низхідні потоки, що йдуть на схід зі швидкістю до 10 метрів на секунду, коли вони досягають поверхні[66]. Наприкінці 2010 року, еквівалентно ранній весні в північній півкулі Титана, серія метанових штормів спостерігалася в його екваторіальних пустельних регіонах[67].
Титан отримує лише близько 1% кількості сонячного світла, яке отримує Земля[68], тому середня температура поверхні становить близько −182,55 °C[69]. При цій температурі водяний лід не переходить в інші стани, тому в атмосфері мало водяної пари. Однак метан в атмосфері викликає значний парниковий ефект, який підтримує на поверхні Титана набагато вищу температуру[70]. Проте водночас імла сприяє антипарниковому ефекту, який знижує температуру[55].
Спостереження з космічних зондів «Вояджер» показали, що атмосфера Титана щільніша за земну з тиском на поверхні близько 1,45 атм[49].
Внутрішнє магнітне поле Титана є незначним а, можливо, навіть не існує, хоча дослідження 2008 року показали, що Титан зберігає залишки магнітного поля Сатурна в коротких випадках, коли він виходить за межі магнітосфери Сатурна та піддається прямому впливу сонячного вітру[71]. Також припускають, що плазма сонячного вітру в магнітооболонці суттєво модифікує іоносферу Титана через додавання ударної іонізації частинок шляхом випадання протонів. Це може іонізувати та виносити деякі молекули з верхньої частини атмосфери. А також стимулювати певні хімічні реакції на Титані[72], які можуть спричинити втрату частини атмосфери, замість того, щоб захистити її від сонячного вітру[73].
Титан обертається всередині магнітопаузи Сатурна, у дальній частині магнітосфери, а іноді й взагалі поза нею. Атмосфера Титана на своїх верхніх рівнях іонізується через обмін зарядами, ударну іонізацію та фотоіонізацію. Ця новостворена плазма додає масу магнітосферній плазмі, яка намагається циркулювати в магнітосфері Сатурна зі швидкістю, близькою до тієї, яка необхідна, щоб залишатися нерухомою відносно планети, що обертається. Оскільки ця швидкість набагато вища за орбітальну швидкість Титана, додана маса сповільнює обертальну магнітосферну плазму. Магнітне поле планети, яке фактично замерзло в магнітосферній плазмі, потім розтягується й обтягується навколо планети, утворюючи щось подібне до рогатки, яка прискорює додану масу до швидкості обертання. Таким чином, взаємодія між магнітосферою Сатурна та атмосферою Титана нагадує взаємодію сонячного вітру з кометами та Венерою[74]. Коли Титан виходить за межі магнітосфери Сатурна, він піддається впливу сонячного вітру, який інонізує та виносить молекули з атмосфери супутника[73].
Якщо супутник знаходиться достатньо близько до планети, це може призвести до обертання, яке приливно-відливно зафіксовано на орбітальному русі[75]. Титан синхронно обертається відносно Сатурна, як і багато інших супутників відносно своїх планет в Сонячній системі. Таке обертання є результатом дії припливних сил. Це означає, що періоди обертання навколо власної осі та обертання навколо Сатурна збігаються, і супутник повернений до планети завжди однією стороною[76].
Головне відриття, що зробило Титан особливо цікавим для подальших досліджень, а саме виявлення на ньому атмосфери, було зроблене майже через 300 років після відриття самого супутника. У 1944 році, голландсько-американський астроном Джерард Койпер зробив це відкриття, пропускаючи сонячне світло, відбите від Титана, через спектрометр, таким чином виявивши метан[77].
«Піонер-11» було запущено 1973 року для дослідження Юпітера і Сатурна[78]. Перший космічний корабель, який досліджував Титан, «Піонер-11», пролетів через систему Сатурна 1 вересня 1979 року. Астрономи на Землі раніше вивчали температуру Титана та обчислили його масу, а «Піонер-11» підтвердив ці характеристики[77]. Він виміряв температуру Титана, визначивши, що супутник є надто холодним для появи на ньому життя[79], температура там становила −193°C[80]. «Піонер-11» також злегка побачив блакитну імлу у верхніх шарах атмосфери Титана, які, як прогнозували вчені, зможе краще роздивитися наступний космічний корабель «Вояджер»[77].
Космічні апарати «Вояджер-1» та «Вояджер-2» було запущено 1977 року для дослідження Юпітера, Сатурна та польоту до краю Сонячної системи[81].
Коли космічні кораблі «Вояджер-1» і «Вояджер-2» проходили крізь систему Сатурна в 1980 і 1981 роках, вони не змогли побачити поверхню Титана через його туманну атмосферу (зображення з цієї місії показували невиразний помаранчевий світ), але вони побачили блакитну імлу як відокремлений шар верхньої частини атмосфери Титана. «Вояджери» також побачили чітку різницю в яскравості з півночі на південь, що, як вчені припускали (і пізніше підтвердили) було сезонним явищем[77].
«Вояджер-1», пролітаючи повз Сатурн, сфотографував супутники Титан, Мімас, Енцелад, Тефію, Діону та Рею. Найцікавішим об'єктом був Титан, біля якого «Вояджер-1» пролетів 12 листопада 1980 року на відстані 4000 км. Зображення показали густу атмосферу, яка повністю приховувала поверхню. Було встановлено, що атмосфера супутника на 90% складається з азоту. Космічний апарат виміряв радіус, температуру та тиск супутника. Тиск і температура на поверхні становили 1,6 атмосфери і −179°C відповідно. Такі атмосферні дані свідчили про те, що Титан може бути першим тілом у Сонячній системі (крім Землі), на поверхні якого може існувати рідина. Крім того, присутність азоту, метану та більш складних вуглеводнів (було виявлено сліди ацетилену, етану та пропану разом з іншими органічними молекулами[77]) свідчила про те, що на Титані можливі пребіотичні хімічні реакції[82].
З 4 по 18 жовтня 1994 року планетарна камера космічного телескопа Габбла зробила 53 зображення Титана в діапазоні хвиль від ультрафіолетового до ближнього інфрачервоного. Чотирнадцять із цих зображень були використані для створення першої карти альбедо поверхні Титана на 0,94 мікрона; 8 інших показують поверхню Титана на близько 1,08 мікрона[83]. Інфрачервоне світло могло пройти крізь імлу. Зображення телескопа Габбл показали великі яскраві та темні області, включаючи яскраву область розміром з Австралію. Однак результати Габбла не довели існування рідких морів, і те, що приховано під імлою Титана, залишилося загадкою до 2004 року[77].
Космічний апарат «Кассіні» було запущено 2004 року для дослідження Сатурна і його супутників. Завдяки ньому було виявлено озера метану на Титані[84]. Основним завданням «Кассіні» стосовно Титана було дослідити вміст атмосферних компонентів, розподіл слідів газів і аерозолів, вітри та температури, склад і стан поверхні та верхні шари атмосфери. Також було досліджено взаємодію Титана з сонячним вітром і магнітосферою Сатурна. Завдяки цій місії виявлено, що на Титані є дощі, річки, озера та моря; він оповитий густою, збагаченою азотом атмосферою, і може бути схожим на те, якою була Земля давним-давно[41]. «Кассіні» здійснив 127 близьких прольотів повз Титан протягом 13 років, використовуючи набір інструментів, включаючи радари та інфрачервоні інструменти, щоб вдивлятися крізь імлу Титана та, нарешті, дати вченим детальний огляд поверхні супутника та його складної атмосфери[77].
«Кассіні» також перевозив зонд «Гюйгенс» ESA, який приземлився на Титан у 2005 році. Зонд Європейського космічного агентства «Гюйгенс» став першим космічним кораблем, який здійснив м’яку посадку на поверхню супутника іншої планети[85]. Наразі (станом на 2024 рік) Титан є найбільш віддаленим об'єктом, на який було спущено космічний апарат[41]. Зонд забезпечив перше пряме дослідження атмосфери Титана і перші та єдині прямі зображення його поверхні[85]. Гюйгенс надсилав вражаючі зображення та інші наукові результати під час двох з половиною годин спуску через туманну атмосферу Титана, перш ніж зупинитися серед округлих брил льоду на заплаві, вологій від рідкого метану[41].
«Гюйгенс» приземлився на поверхню, схожу на пісок, утворений крижаними крупинками. Знімки поверхні показали пласку рівнину, всіяну галькою, а також докази дії рідини на місцевість у недавньому минулому. Подальші дані підтвердили існування рідких вуглеводневих озер у полярних районах Титана[43].
Зонд «Гюйгенс» не був розроблений, щоб вижити після посадки, хоча вчені не виключали такої можливості. Проблема в програмі зв’язку обмежила кількість зображень, які Гюйгенс передав на Кассіні, приблизно з 700 до 376. Проте, на здивування вчених на Землі, він продовжував свою роботу ще протягом трьох годин і 10 хвилин, протягом яких він передавав вид на околиці (224 зображення того самого виду)[43].
Космічний телескоп «Джеймс Вебб» у листопаді 2022 року зафіксував на фото хмари в північній півкулі Титана[86]. Вчені довго чекали на можливість використати інфрачервоне бачення Вебба для вивчення атмосфери Титана, включно з його погодними умовами та газовим складом, а також подивитися крізь імлу, щоб вивчити особливості альбедо на поверхні[87].
Dragonfly — концепт космічного апарату і місії, метою якого має стати дослідження Титана за допомогою пересувного роботизованого посадкового апарату гвинтокрильного типу. Завдання апарата — дослідження пребіотичних хімічних сполук і пошук позаземних форм життя в різних місцевостях за допомогою вертикального зльоту і посадки[88]. Запуск заплановано на 2028 рік[89]. Dragonfly доставить найширший набір наукових приладів, з усіх які колись відправляли на інше небесне тіло. Він подолає понад 50 миль багатої поверхні Титану, приземляючись, збираючи та повертаючи результати, які можуть змінити наше розуміння життя у Всесвіті[90].
Окрім того, було запропоновано декілька місій, які не отримали належної підтримки і фінансування. Зокрема місія Titan Saturn System Mission (ESA/NASA), яка передбачала повітряну кулю, що плаватиме в атмосфері Титана протягом шести місяців[91]. Або ж спускний апарат Titan Mare Explorer (NASA), який мав приземлитися в північній півкулі Титана[92]. Подібним до нього був проєкт Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE) приватної інженерної фірми з Іспанії[93]. Також AVIATR ― безпілотний літальний апарат для дослідження Титана на поверхні та в повітрі[94].
Будучи відносно схожим на Землю світом, Титан привернув увагу письменників як місце, яке могло бути колонізоване людьми та населене позаземним життям[95]. Титан був місцем подій чи з'являвся у сюжеті у десятках оповідань і романів письменників наукової фантастики, зокрема Артура Кларка, Філіпа Діка та Айзека Азімова, Курта Воннеґута[14].
Назва Титана походить від титанів, божеств з грецької міфології. У грецькій міфології титани були родиною велетнів, дітей Урана та Геї, які прагнули правити небом, але були скинуті та витіснені родиною Зевса[96].
Стенлі Г. Вайнбаум був першим раннім письменником наукової фантастики, який писав про дослідження зовнішніх планет та їх супутників. Одним із таких його оповідань є «Політ на Титан» (1935)[97].
Титан і Рея, колонізовані людьми, утворюють частину альянсу «Зовнішні супутники», який веде війну проти Землі та інших внутрішніх планет у романі Альфреда Бестера «Тигр! Тигр!»[98][99].
Роман Менлі Вейда Веллмана «Соджар з Титану» 1941 року розповідає про людську дитину, яка виростає сиротою на Титані, подібно до Тарзана[100].
«Проблеми на Титані» (1954) Алана Нурса — це підлітковий роман про колонізацію супутника[101].
Також на Титані відбуваються основні сцени роману Курта Воннегута «Сирени Титана» (1959)[102].
Оповідання Артура Кларка «Схід Сатурна» (1962) розповідає історію чоловіка, який через дитячу травму хотів побудувати готель на Титані[103].
У романі Бена Бови «Як на темній рівнині» (1972)[104] на Титані знаходяться величезні машини прибульців[105].
Детально описана колонія на Титані в романі «Земля імперська» (1975)[106] Артура К. Кларка[99].
Також це домівка дивної форми життя з твору «Якщо зірки — боги» (1977)[107] Грегорі Бенфорда та Гордона Еклунда[99].
Роман Пола Макоулі «Сади Сатурна» (2001) описує майбутнє, де багато менших супутників Сатурна населені, Титан тераформується, а генний інженер намагається перетворити Епіметей на живий організм[108].
Оповідання Майкла Свонвіка «Повільне життя» (2003) розповідає про першу експедицію на Титан. Пропонує форму життя, яка може вижити глибоко в морях Титана[109].
Пізніша серія Бена Бови «Оповідання про Велику подорож» розповідає про подорож до Сатурна і Титана у романах із відповідними назвами «Сатурн» (2003) і «Титан» (2006)[99].
Роман Стівена Бакстера «Повернення на Титан» (2011) описує місію з екіпажем, що досліджує Титан. Інтригуючі форми життя, які можуть вижити на Титані, є основою для цієї історії[110].
У романі Меркуріо Рівери «Прив'язаний» (2012) інопланетяни допомагають людям розвивати технології, які дозволять їм вижити на Титані[111].
Оповідання Б. Зельковича «Лемент Ківу Лакуса» (2023) розповідає про вченого, який живе на дослідницькій станції на Титані. Він виявляє в озерах супутника форму життя, схожу на кита, і досліджує його «пісню»[111].
Роман Девіда Нордлі «Титан Хаосу» (2023) пропонує форму життя, яка може жити в метанових і етанових озерах Титана[111].
Титан з'являється у фільмі «Зоряний шлях» (США, 2009). Ентерпрайз виходить в атмосферу Титана, щоб підкрастися до ромуланського корабля, який атакує Землю. Титан також зустрічається у фільмі «Зоряний шлях Немезида», і в епізоді «Зоряний шлях: Наступне покоління»[14].
Титан був колонізований у фільмі «Світ забуття» (2013)[99].
Кілька телешоу та серіалів також мають у сюжеті Титан. Наприклад фільм «Гаттака» (1997), серіали «Футурама» та «Еврика», а також культовий аніме-серіал «Ковбой Бібоп». Титан також представлений у десятках відеоігор, а також у кількох коміксах від Marvel та DC[14].
- ↑ Корсунь, А.О.; Лісіна, Л.Р.; Пілюгін, Л.С. (2003). Астрономічний енциклопедичний словник (PDF). Львів: Головна астрономічна обсерваторія НАН України.
- ↑ Ganymede: Facts. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 5 серпня 2024.
- ↑ Thomas, P.C. (2010). Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission (PDF).
- ↑ а б Howard A. Zebker, Bryan Stiles, Scott Hensley, Ralph Lorenz, Randolph L. Kirk, Jonathan Lunine (15 May 2009). Size and Shape of Saturn's Moon Titan (PDF). Science. Т. 324.
- ↑ а б Lunine, Jonathan; Choukroun, Mathieu; Stevenson, David; Tobie, Gabriel (1 січня 2010). The Origin and Evolution of Titan.
- ↑ а б Kuiper, Gerard P. (1 листопада 1944). Titan: a Satellite with an Atmosphere. The Astrophysical Journal. Т. 100. с. 378. doi:10.1086/144679. ISSN 0004-637X. Процитовано 26 липня 2024.
- ↑ A global geomorphologic map of Saturn’s moon Titan | Nature Astronomy. web.archive.org. 31 грудня 2019. Процитовано 19 серпня 2024.
- ↑ Guillot, Tristan; Atreya, Sushil; Charnoz, Sabastien; Dougherty, Michele K.; Read, Peter (1 січня 2009). Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens.
- ↑ а б Christiaan Huygens: Discoverer of Titan. www.esa.int (англ.). ESA. Процитовано 5 серпня 2024.
- ↑ Huygens, Christiaan (1888). Oeuvres complètes de Christiaan Huygens. Publiées par la Société hollandaise des sciences. Т. 1. La Haye: M. Nijhoff.
- ↑ Cassini, Jean Dominique (25 березня 1673). A discovery of two new planets about Saturn made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French. Philosophical Transactions of the Royal Society of London (англ.). Т. 8, № 92. с. 5178—5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003. ISSN 0261-0523. Процитовано 5 серпня 2024.
- ↑ а б Planetary Names. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 5 серпня 2024.
- ↑ John Frederick William (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834-1838.
- ↑ а б в г д Titan - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 5 серпня 2024.
- ↑ а б в Titan. web.archive.org. 21 листопада 2005. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ а б Titan: Facts: Size and Distance. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ ESA Science & Technology - Titan. sci.esa.int. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ Titan, a moon with familiar vistas. The Planetary Society (англ.). Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ Titan Moon Facts. www.universeguide.com. Universe Guide. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ Jacobson, Robert A. (жовтень 2022). The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn’s Pole*. The Astronomical Journal (англ.). Т. 164, № 5. с. 199. doi:10.3847/1538-3881/ac90c9. ISSN 1538-3881. Процитовано 8 серпня 2024.
{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Planetary Satellite Mean Elements: Saturn: Titan. ssd.jpl.nasa.gov. NASA. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data. The Astronomical Journal. Т. 132. 2006.
- ↑ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (1 квітня 1980). Resonances and Close Approaches. I. The Titan-Hyperion Case. Moon and Planets. Т. 22. с. 141—152. doi:10.1007/BF00898423. Процитовано 5 серпня 2024.
- ↑ Sohl, F.; Solomonidou, A.; Wagner, F. W.; Coustenis, A.; Hussmann, H.; Schulze-Makuch, D. (травень 2014). Structural and tidal models of Titan and inferences on cryovolcanism. Journal of Geophysical Research: Planets (англ.). Т. 119, № 5. с. 1013—1036. doi:10.1002/2013JE004512. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ Titan’s mysterious radio wave. www.esa.int (англ.). ESA. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ Shiga, David (20 березня 2008). Titan's changing spin hints at hidden ocean. New Scientist (амер.). Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ Iess, Luciano; Jacobson, Robert A.; Ducci, Marco; Stevenson, David J.; Lunine, Jonathan I.; Armstrong, John W.; Asmar, Sami W.; Racioppa, Paolo; Rappaport, Nicole J. (1 липня 2012). The Tides of Titan. Science. Т. 337. с. 457. doi:10.1126/science.1219631. ISSN 0036-8075. Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Titan: Facts: Formation. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ а б Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U.; DISR Team (1 серпня 2005). The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens. Т. 37. с. 46.15. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Charles, Q. Choi (21 січня 2005). Huygens Probe Sheds New Light on Titan. Space.com (англ.). Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ а б Titan: Facts: Surface. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 10 серпня 2024.
- ↑ Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. ScienceDaily (англ.). 23 липня 2006. Процитовано 10 серпня 2024.
- ↑ а б в Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R. (2007). Titan's shape, radius and landscape from Cassini radar altimetry (PDF). Lunar and Planetary Science XXXVIII.
- ↑ а б в г Lopes, R. M. C.; Wall, S. D.; Elachi, C.; Birch, S. P. D.; Corlies, P.; Coustenis, A.; Hayes, A. G.; Hofgartner, J. D.; Janssen, M. A. (21 травня 2019). Titan as Revealed by the Cassini Radar. Space Science Reviews (англ.). Т. 215, № 4. с. 33. doi:10.1007/s11214-019-0598-6. ISSN 1572-9672. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ Lopes, Rosaly M. C.; Malaska, M. J.; Solomonidou, A.; Le Gall, A.; Janssen, M. A.; Neish, C. D.; Turtle, E. P.; Birch, S. P. D.; Hayes, A. G. (15 травня 2016). Nature, distribution, and origin of Titan’s Undifferentiated Plains. Icarus. Т. 270. с. 162—182. doi:10.1016/j.icarus.2015.11.034. ISSN 0019-1035. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ Liu, Zac Yung-Chun; Radebaugh, Jani; Harris, Ron A.; Christiansen, Eric H.; Neish, Catherine D.; Kirk, Randolph L.; Lorenz, Ralph D. (15 травня 2016). The tectonics of Titan: Global structural mapping from Cassini RADAR. Icarus. Т. 270. с. 14—29. doi:10.1016/j.icarus.2015.11.021. ISSN 0019-1035. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 10 серпня 2024.
- ↑ а б Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Bauer, S. J.; Carignan, G. R.; Demick, J. E.; Frost, R. L.; Gautier, D.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N. (8 грудня 2005). The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Nature. Т. 438. Nature Publishing Group.
- ↑ River networks on Titan point to a puzzling geologic history. MIT News | Massachusetts Institute of Technology (англ.). 20 липня 2012. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ Hedgepeth, Joshua E.; Neish, Catherine D.; Turtle, Elizabeth P.; Stiles, Bryan W.; Kirk, Randolph; Lorenz, Ralph D. (1 липня 2020). Titan's impact crater population after Cassini. Icarus. Т. 344. с. 113664. doi:10.1016/j.icarus.2020.113664. ISSN 0019-1035. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ а б в г Cassini: About the Mission. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 28 липня 2024.
- ↑ Alice Le Gall, M.J. Malaska, R.D. Lorenz, M.A. Janssen, T. Tokano, A.G. Hayes, M. Mastrogiuseppe, J.I. Lunine, Gaëlle Veyssière, P. Encrenaz (8 березня 2016). Composition, seasonal change and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission. Journal of Geophysical Research.
- ↑ а б в Huygens - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 28 липня 2024.
- ↑ а б Hayes, Alexander G. (29 червня 2016). The Lakes and Seas of Titan. Annual Review of Earth and Planetary Sciences (англ.). Т. 44, № 1. с. 57—83. doi:10.1146/annurev-earth-060115-012247. ISSN 0084-6597. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ Lorenz, Ralph D.; Kirk, Randolph L.; Hayes, Alexander G.; Anderson, Yanhua Z.; Lunine, Jonathan I.; Tokano, Tetsuya; Turtle, Elizabeth P.; Malaska, Michael J.; Soderblom, Jason M. (15 липня 2014). A radar map of Titan Seas: Tidal dissipation and ocean mixing through the throat of Kraken. Icarus. Т. 237. с. 9—15. doi:10.1016/j.icarus.2014.04.005. ISSN 0019-1035. Процитовано 11 серпня 2024.
- ↑ Boyle, Rebecca (2 березня 2016). Summer on Titan may make its lakes ripple with waves. New Scientist (амер.). Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Titan's Lakes. web.archive.org. 15 квітня 2018. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Ingersoll, A. P. (1 березня 1990). Dynamics of Triton's atmosphere. Nature. Т. 344. с. 315—317. doi:10.1038/344315a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ а б в Coustenis, Athena (2008). Titan: Exploring an Earthlike World (англ.). World Scientific. ISBN 978-981-281-161-5.
- ↑ Waite, J. H.; Young, D. T.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. (11 травня 2007). The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere. Science (англ.). Т. 316, № 5826. с. 870—875. doi:10.1126/science.1139727. ISSN 0036-8075. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ López-Puertas, Manuel (6 червня 2013). PAH's in Titan's Upper Atmosphere. web.archive.org. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space | NASA. web.archive.org. 27 листопада 2013. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Entering space : creating a spacefaring civilization. New York : Jeremy P. Tarcher/Putnam. 2000. ISBN 978-1-58542-036-0.
- ↑ Titan: Facts: Atmosphere. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ а б McKay, Christopher P.; Pollack, James B.; Courtin, Régis (6 вересня 1991). The Greenhouse and Antigreenhouse Effects on Titan. Science (англ.). Т. 253, № 5024. с. 1118—1121. doi:10.1126/science.11538492. ISSN 0036-8075. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Rannou, P.; Montmessin, F.; Hourdin, F.; Lebonnois, S. (13 січня 2006). The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan. Science (англ.). Т. 311, № 5758. с. 201—205. doi:10.1126/science.1118424. ISSN 0036-8075. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ а б Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole. web.archive.org. NASA. 9 жовтня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Schaller, Emily L.; Brown, Michael E.; Roe, Henry G.; Bouchez, Antonin H. (1 травня 2006). A large cloud outburst at Titan's south pole. Icarus. Т. 182, № 1. с. 224—229. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. ISSN 0019-1035. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). 24 жовтня 2014. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Overbye, Dennis (5 грудня 2022). Telescopes Team Up to Forecast an Alien Storm on Titan. The New York Times (амер.). ISSN 0362-4331. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Chow, Denise (11 травня 2010). Titan's Thunder Could Point to Alien Lightning. Space.com (англ.). Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Titan: Arizona in an Icebox?. web.archive.org. The Planetary Society. 12 лютого 2010. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Ádámkovics, Máté; Wong, Michael H.; Laver, Conor; de Pater, Imke (9 листопада 2007). Widespread Morning Drizzle on Titan. Science (англ.). Т. 318, № 5852. с. 962—965. doi:10.1126/science.1146244. ISSN 0036-8075. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Cassini finds hydrocarbon rains may fill Titan lakes. web.archive.org. 25 липня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Rainbows on Titan. web.archive.org. NASA Science. 21 жовтня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Cowing, Keith (15 квітня 2015). Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction. SpaceRef (амер.). Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Cassini Sees Seasonal Rains Transform Titan's Surface. web.archive.org. 17 березня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Titan: A World Much Like Earth. Space.com (англ.). 6 серпня 2009. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Jennings, D. E.; Cottini, V.; Nixon, C. A.; Achterberg, R. K.; Flasar, F. M.; Kunde, V. G.; Romani, P. N.; Samuelson, R. E.; Mamoutkine, A. (січень 2016). Surface temperatures on Titan during northern winter and spring. The Astrophysical Journal Letters (англ.). Т. 816, № 1. с. L17. doi:10.3847/2041-8205/816/1/L17. ISSN 2041-8205. Процитовано 9 серпня 2024.
{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Titan: Greenhouse and Anti-greenhouse. web.archive.org. Astrobiology Magazine. 13 лютого 2006. Процитовано 9 серпня 2024.
- ↑ Backes, Heiko; Neubauer, Fritz M.; Dougherty, Michele K.; Achilleos, Nicholas; André, Nicolas; Arridge, Christopher S.; Bertucci, Cesar; Jones, Geraint H.; Khurana, Krishan K. (1 травня 2005). Titan's Magnetic Field Signature During the First Cassini Encounter. Science. Т. 308. с. 992—995. doi:10.1126/science.1109763. ISSN 0036-8075. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ T. Edberg, N. J.; Andrews, D. J.; Shebanits, O.; Ågren, K.; Wahlund, J.‐E.; Opgenoorth, H. J.; Roussos, E.; Garnier, P.; Cravens, T. E. (28 червня 2013). Extreme densities in Titan's ionosphere during the T85 magnetosheath encounter. Geophysical Research Letters (англ.). Т. 40, № 12. с. 2879—2883. doi:10.1002/grl.50579. ISSN 0094-8276. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ а б Mitchell, D. G.; Brandt, P. C.; Roelof, E. C.; Dandouras, J.; Krimigis, S. M.; Mauk, B. H. (13 травня 2005). Energetic Neutral Atom Emissions from Titan Interaction with Saturn's Magnetosphere. Science (англ.). Т. 308, № 5724. с. 989—992. doi:10.1126/science.1109805. ISSN 0036-8075. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ C. T. Russel, J. G. Luhmann (1997). Encyclopedia of Planetary Sciences: Saturn: Magnetic field and magnetosphere. New York.
- ↑ Clouse, Christopher; Ferroglia, Andrea; Fiolhais, Miguel C N (1 травня 2022). Spin-orbit gravitational locking — an effective potential approach. European Journal of Physics. Т. 43, № 3. с. 035602. doi:10.1088/1361-6404/ac5638. ISSN 0143-0807. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ Nobili, Anna Maria (квітень 1978). Secular effects of tidal friction on the planet-satellite systems of the solar system. The Moon and the Planets (англ.). Т. 18, № 2. с. 203—216. doi:10.1007/BF00896743. ISSN 0165-0807. Процитовано 8 серпня 2024.
- ↑ а б в г д е ж Titan: Exploration. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ 10 Facts about the Pioneer Spacecraft. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ Pioneer Mission Description Page. web.archive.org. NASA. 30 січня 2006. Процитовано 26 липня 2024.
- ↑ Pioneer 11 - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 26 липня 2024.
- ↑ Voyager: Mission Overview. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ Voyager 1 - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 26 липня 2024.
- ↑ HST images of Titan's surface. web.archive.org. 18 листопада 2005. Процитовано 6 серпня 2024.
- ↑ Study puts new spin on Saturn’s rotation. web.archive.org. 29 липня 2009. Процитовано 25 липня 2024.
- ↑ а б Saturn: Exploration. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 26 липня 2024.
- ↑ Webb tracks clouds on Saturn’s moon Titan. www.esa.int (англ.). 4 листопада 2022. Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Webb, Keck Telescopes Team Up to Track Clouds on Saturn’s Moon Titan – James Webb Space Telescope. blogs.nasa.gov (амер.). 1 грудня 2022. Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ What is Dragonfly?. Dragonfly (англ.). Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Dragonfly - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Dragonfly: Science Fiction to Exploration Reality. dragonfly.jhuapl.edu. Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ TANDEM/TSSM: Spacecraft. sci.esa.int. ESA Science & Technology. Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Stofan, Ellen. TiME: Titan Mare Explorer (PDF). web.archive.org. Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Urdampilleta, I; Prieto-Ballesteros, O; Rebolo, R; Sancho, J (2012). TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (PDF). European Planetary Science Congress 2012. Т. 7.
- ↑ Ortiz, Lillian (2 січня 2012). AVIATR: An Airplane Mission for Titan. Universe Today (амер.). Процитовано 7 серпня 2024.
- ↑ Stableford, Brian M. (2006). Science Fact and Science Fiction: An Encyclopedia (англ.). Taylor & Francis. ISBN 978-0-415-97460-8.
- ↑ Козовик І. Я.; Пономарів О. Д. (2006). Словник античної мітології.
- ↑ SFE: Weinbaum, Stanley G. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
- ↑ Bester, Alfred (1984). Tiger! Tiger!. Wendover : Goodchild. ISBN 978-0-86391-025-8.
- ↑ а б в г д SFE: Outer Planets. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
- ↑ Ashley, Michael; Ashley, Mike (1 січня 2000). The History of the Science-fiction Magazine (англ.). Liverpool University Press. ISBN 978-0-85323-855-3.
- ↑ SFE: Nourse, Alan E. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
- ↑ Vonnegut, Kurt (1959). The Sirens of Titan. Dell Publishing Co., Inc.
- ↑ Clarke, Arthur (1962). Tales of Ten Worlds. New York, Harcourt, Brace & World. ISBN 978-0-15-688158-6.
- ↑ Bova, Ben (1985). As on a Darkling Plain. New York : Tom Doherty Associates. ISBN 978-0-8125-3200-5.
- ↑ SFE: Bova, Ben. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
- ↑ Clarke, Arthur (1979). Imperial Earth. New York : Ballantine Books. ISBN 978-0-345-28915-5.
- ↑ Benford, Gregory; Eklund, Gordon (1981). If the Stars are Gods. New York : Ace. ISBN 978-0-441-37066-5.
- ↑ McAuley, Paul J. (2001). The Gardens of Saturn. www.baen.com. Процитовано 31 липня 2024.
- ↑ Adams, John Joseph (28 серпня 2012). Slow Life. Lightspeed Magazine (амер.). Процитовано 1 серпня 2024.
- ↑ Baxter, Stephen (2015). Xeelee: Endurance. London : Gollancz. ISBN 978-1-4732-1270-1.
- ↑ а б в Fraknoi, Andrew (2024). Science Fiction Stories with Good Astronomy & Physics: A Topical Index.