Перейти до вмісту

Титан (супутник)

Добра стаття
Перевірена версія
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Титан (супутник Сатурну))
У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Титан (значення).
Титан


Титан, сфотографований КА «Кассіні»

Дані про відкриття
Дата відкриття 25 березня 1655 року
Відкривач(і) Гюйгенс Християн
Планета Сатурн
Номер VI
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 1 221 870 км
Перицентр 1 186 680 км
Апоцентр 1 257 060 км
Орбітальний період 15,945 діб
Орбітальна швидкість 5.57 м/с
Ексцентриситет орбіти 0,028
Нахил орбіти 0.348° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Видима зоряна величина 8,2-9,0
Діаметр 5149.46 [1] км
Середній радіус 2574,73 ± 0.09 км
Площа поверхні 8,3× 107 км²
Об'єм 7.16× 1010 км³
Маса (1.3452 ± 0.0002)× 1023 кг
Густина 1,8798 ± 0,0044 г/см³
Нахил осі обертання 0°
Альбедо 0,22 [2]
Атмосферний тиск 146.7 Па
Температура поверхні 93.7 К
Атмосфера азот (98,4%), метан (1,4%), гідроген (0,2%)
Інші позначення
Сатурн VI

Титан у Вікісховищі

Тита́н (лат. Titan, грец. Τῑτάν) — найбільший супутник Сатурна, другий за розміром у Сонячній системі. Другий за віддаленістю серед семи гравітаційно округлих супутників Сатурна. Єдиний супутник у Сонячній системі, який має щільну атмосферу, що складається переважно з азоту й метану[3], а також єдине місце, окрім Землі, де знайдено рідини у формі морів, озер та річок.

Титан відкритий в 1655 році астрономом Християном Гюйгенсом[4], який досліджував кільця Сатурна за допомогою телескопа. В 1944 році встановили, що супутник має щільну атмосферу[5]. Впродовж наступних десятиліть він досліджувався за допомогою космічного телескопа «Габбл» та космічних апаратів «Піонер-11», «Вояджер-1» та «Кассіні». У 2005 році на поверхню Титану сів зонд «Гюйгенс», що зробило його другим природним супутником Сонячної системи, на які відбувалася посадка космічних апаратів[6].

Титан складається переважно з водяного льоду та кам'янистих порід[7]. Припускають, що він має велике кам'янисте ядро та кілька шарів; можливе існування підповерхневого океану рідкої води. Поверхня рівнинна, з невеликою кількістю ударних кратерів, гір та дюн; наявні озера з рідкого метану.

Відкриття та назва

[ред. | ред. код]
Християн Гюйгенс

Титан відкрив 25 березня 1655 року нідерландський вчений Християн Гюйгенс[4]. Християн, разом зі своїм братом Костянтином, займався виготовленням телескопів та проводив дослідження з оптики. Завдяки отриманим знанням він зміг суттєво покращити конструкцію тогочасних телескопів[8]. У 1655 році він спрямував один зі своїх нових телескопів на Сатурн з наміром вивчити його кільця, але окрім них поруч з планетою побачив великий супутник, тепер відомий як Титан[8].

Гюйгенс назвав своє відкриття «Saturni Luna» (супутник Сатурна)[9]. Після того, як французький астроном Джованні Кассіні опублікував свої відкриття ще чотирьох менших за розміром супутників Сатурна між 1673 і 1686 роками, були введені позначення цих супутників римськими цифрами від «Сатурн I» до «Сатурн VI», де Титан позначався, як «Сатурн VI». Міжнародний астрономічний союз досі часто використовує це позначення[10]. Серед інших ранніх назв Титана була назва «звичайний супутник Сатурна»[11].

Назву «Титан», як і назви всіх семи супутників Сатурна, відомих в 1830-х роках, запропонував англійський астроном Джон Гершель (син Вільяма Гершеля, першовідкривача Мімаса та Енцелада)[12]. Вона походить від титанів, божеств грецької міфології[10].

Дослідження

[ред. | ред. код]

До подальшого активнішого дослідження Титана призвело виявлення в нього атмосфери, зроблене майже через 300 років після відкриття самого супутника. У 1944 році голландсько-американський астроном Джерард Койпер пропускав сонячне світло, відбите від Титана, через спектрометр, та виявив лінії поглинання газоподібного метану, що вказувало на наявність атмосфери[13].

«Піонер-11»

[ред. | ред. код]
Титан (фото «Піонер-11»)

«Піонер-11» було запущено 1973 року для дослідження Юпітера і Сатурна[14]. Він став першим космічним апаратом, який досліджував Титан. «Піонер-11» пролетів через систему Сатурна 1 вересня 1979 року. Астрономи на Землі раніше підрахували температуру Титана та обчислили його масу, а «Піонер-11» підтвердив результати цих розрахунків[13]. Він визначив, що супутник є надто холодним для підтримання на ньому життя[15]: температура Титана становила −193°C[16]. «Піонер-11» на межі можливостей камери зафіксував блакитну імлу у верхніх шарах атмосфери Титана, які, як прогнозували вчені, міг краще роздивитися наступний космічний корабель — «Вояджер»[13].

«Вояджер»

[ред. | ред. код]
Докладніше: Вояджер
Імла на Титані (фото «Вояджера-1»)

Космічні апарати «Вояджер-1» та «Вояджер-2» було запущено 1977 року для дослідження Юпітера, Сатурна та польоту до краю Сонячної системи[17].

Коли «Вояджер-1» і «Вояджер-2» проходили крізь систему Сатурна в 1980 і 1981 роках, вони не змогли сфотографувати поверхню Титана через його туманну атмосферу (зображення з цієї місії показували невиразний помаранчевий світ), але підтвердили наявність блакитної імли, як окремого верхнього шару атмосфери Титана. «Вояджери» також відзначили чітку різницю в яскравості з півночі на південь, що, як вчені припускали й пізніше підтвердили, було сезонним явищем[13].

Пролітаючи повз Сатурн, «Вояджер-1» сфотографував супутники Титан, Мімас, Енцелад, Тефію, Діону та Рею. Найбільший науковий інтерес представляв Титан, біля якого «Вояджер-1» пролетів 12 листопада 1980 року на відстані 4000 км. Зображення показали густу атмосферу, яка повністю приховувала поверхню. Встановлено, що атмосфера супутника на 90 % складається з азоту. Космічний апарат надав дані близькі до сучасних, вимірявши діаметр Титана (приблизно 5125 км[18]), а також температуру та тиск в атмосфері супутника (1,6 атмосфери та −179°C). Атмосферні дані свідчили про те, що Титан може бути першим тілом у Сонячній системі, крім Землі, на поверхні якого може існувати рідина. Присутність азоту, метану та складніших вуглеводнів (ацетилену, етану, пропану та інших органічних сполук[13]) свідчила про те, що на Титані можливі пребіотичні хімічні реакції[19].

«Кассіні — Гюйгенс»

[ред. | ред. код]
Фото поверхні Титана зроблене апаратом «Гюйгенс»
Те саме фото зі збільшеним контрастом

Космічний апарат «Кассіні» запустили 2004 року для дослідження Сатурна і його супутників. Завдяки йому виявлено озера метану на Титані[20]. Основним завданням частини місії «Кассіні», що стосувалася Титана, було дослідити вміст атмосферних компонентів, розподіл слідів газів і аерозолів, вітри та температури, склад і стан поверхні та верхні шари атмосфери. Також досліджено взаємодію Титана з сонячним вітром і магнітосферою Сатурна. Завдяки 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[21]. «Кассіні» здійснив 127 близьких прольотів повз Титан протягом 13 років, використовуючи набір інструментів, включаючи радари та інфрачервоні інструменти, щоб вдивлятися крізь імлу Титана та дати вченим детальний огляд поверхні супутника та його складної атмосфери[13].

«Кассіні» також перевозив зонд «Гюйгенс», який приземлився на Титан у 2005 році. Зонд Європейського космічного агентства став першим космічним апаратом, який здійснив м’яку посадку на поверхню супутника іншої планети[6]. Станом на 2024 рік, Титан є найбільш віддаленим об'єктом, на який спущено космічний апарат[21]. Зонд забезпечив перше пряме дослідження атмосфери Титана і перші та єдині прямі зображення його поверхні[6]. «Гюйгенс» надсилав зображення та інші наукові результати під час двох з половиною годин спуску через туманну атмосферу Титана, перш ніж здійснив м'яку посадку серед округлих брил льоду на заплаві, вологій від рідкого метану[21].

«Гюйгенс» приземлився на поверхню, схожу на пісок, покриту крижаними крупинками. Знімки поверхні показали пласку рівнину, всіяну галькою, з видимими доказами рідкої ерозії у недавньому минулому. Подальші дані підтвердили існування рідких вуглеводневих озер у полярних районах Титана[22].

Конструкція та проєктування зонда «Гюйгенс» не передбачали довготривале функціонування на поверхні супутника після здійснення 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, серед яких 224 зображення околиць місця посадки. Апарат працював впродовж 3 годин і 10 хвилин після посадки[22].

Телескоп Габбла

[ред. | ред. код]

З 4 по 18 жовтня 1994 року планетарна камера космічного телескопа Габбла зробила 53 зображення Титана в діапазоні хвиль від ультрафіолетового до ближнього інфрачервоного. Імла виявилася прозорою для інфрачервоного світла. Чотирнадцять зображень були використані для створення першої карти альбедо поверхні Титана на довжині хвилі 0,94 мікрометра; вісім інших зображень поверхні Титана зроблено на довжині хвилі близько 1,08 мікрометра[23]. Зображення телескопа Габбла показали великі яскраві та темні області, включаючи яскраву область розміром з Австралію. Результати Габбла не довели існування рідких морів, це підтверджено лише 2004 року[13].

Телескоп Джеймса Вебба

[ред. | ред. код]

Космічний телескоп «Джеймс Вебб» у листопаді 2022 року зафіксував на фотографії хмари в північній півкулі Титана[24]. Вчені довго чекали на можливість використати можливості цього телескопа (оскільки його робочий діапазон довжин хвиль припадає саме на інфрачервону ділянку спектра) для вивчення атмосфери Титана, включно з його погодними умовами та газовим складом, а також подивитися крізь імлу, щоб вивчити особливості альбедо на поверхні[25].

Майбутні місії

[ред. | ред. код]

Dragonfly — концепт космічного апарату для дослідження Титана за допомогою пересувного роботизованого посадкового апарату гвинтокрильного типу. Його завдання — дослідження пребіотичних хімічних сполук і пошук позаземних форм життя в різних місцевостях за допомогою вертикального зльоту і посадки[26]. Запуск заплановано на 2028 рік[27]. Dragonfly доставить найширший набір наукових приладів, з усіх, що колись відправляли на інше небесне тіло. Згідно з планом, апарат має подолати понад 80 кілометрів по поверхні Титана, приземляючись та збираючи зразки[28].

Декілька запропонованих місій не отримали належної підтримки та фінансування, зокрема:

  • Місія Titan Saturn System Mission мала відбутися в кооперації між ESA та NASA. Вона передбачала запуск атмосферного зонда з повітряною кулею, що літатиме в атмосфері Титана протягом шести місяців[29].
  • Спускний апарат Titan Mare Explorer (NASA), який мав приземлитися в північній півкулі Титана[30].
  • Проєкт Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE) приватної інженерної фірми з Іспанії був подібним до Titan Mare Explorer[31].
  • AVIATR ― безпілотний літальний апарат для дослідження Титана на поверхні та в повітрі[32].

Фізичні характеристики

[ред. | ред. код]
Порівняння розмірів Титана, Землі та Місяця

Діаметр Титана становить 5149 кілометрів[33]. Він більший за Меркурій і Плутон та є другим за величиною супутником Сонячної системи. Супутник Юпітера Ганімед приблизно на 2 % більший[34], 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 призвело до завищених оцінок видимого діаметра супутника[35].

Титан знаходиться на відстані приблизно 1,2 мільйона кілометрів від Сатурна, який своєю чергою знаходиться приблизно за 1,4 мільярда кілометрів від Сонця. Світло від Сонця досягає Титана приблизно за 80 хвилин. Через таку відстань сонячне випромінювання на Сатурні та Титані приблизно в 100 разів слабше, ніж на Землі[36].

Маса Титана оцінюється в 1,345 × 1023 кг[37], що в 1,8 раза більше за Місяць[38], а за діаметром він перевищує природний супутник Землі в 1,5 раза[38]. Водночас густина Місяця значно більша — 3.344 г/см3 проти 1,882 г/см3 в Титана[38]. Прискорення вільного падіння в обох супутників близьке за величиною: 1,354 м/с² (14 % від земного) для Титана[39] і 1,622 м/с² (16 % від земного) для Місяця[40].

Орбіта й обертання

[ред. | ред. код]
Орбіта Титана (виділена червоним) серед орбіт інших великих супутників Сатурна

Повний оберт навколо Сатурна Титан робить за 15 діб, 22 години та 41 хвилину[41]. Орбіта супутника не є ідеальним колом та має ексцентриситет, що дорівнює 0,0288[42] (вдвічі менше за ексцентриситет орбіти Місяця[43]). Площина орбіти відхиляється від екватора Сатурна і площини кілець на 0,348°[44].

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 нахил вісі обертання Сатурна призводить до змін пір року, подібно до того, як це відбувається на Землі. Кожна пора року на Сатурні триває понад сім земних років. Оскільки Титан обертається майже точно в екваторіальній площині 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[36].

Нерегулярний супутник Гіперіон знаходиться в орбітальному резонансі 3:4 з Титаном, тобто Гіперіон обертається три рази на кожні чотири оберти Титана[45].

Внутрішня будова і склад

[ред. | ред. код]
Внутрішня будова Титана

За складом Титан схожий на більшість супутників Сатурна, а також на супутники інших планет, такі як Ганімед, Каллісто, Тритон та (ймовірно) карликову планету Плутон. Він складається з водяного льоду і кам'яного матеріалу. Попри схожість за складом з іншими супутниками Сатурна, його середня густина більша через велику масу і, як наслідок, стискання надр під власною силою тяжіння[35]. Виходячи з густини Титана, яка становить 1,881 г/см3, припускають, що супутник складається на 40—60 % з каменю, решта — водяний лід та інші матеріали[7].

Ймовірно, Титан складається з кількох шарів та 3400-кілометрового скелястого ядра. Ці шари складаються з різних кристалічних форм льоду. Надра супутника можуть бути гарячими, сягаючи температури в 900 кельвінів[46]. Структура Титана значною мірою визначається тепловим потоком всередині планети, який є недостатньо вивченим. Внутрішні шари можуть бути достатньо гарячими, щоб утворити рідкий шар з води та аміаку між льодовою корою, а ще глибші шари можуть складатися з льоду під високим тиском[47].

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[48]. Також «Кассіні» спостерігав систематичні зміни поверхні на довжині хвилі у 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[49]. Подальші докази того, що рідкий шар і крижана оболонка відокремлені від твердого ядра, походять від дослідження змін гравітаційного поля впродовж обертання Титана навколо Сатурна[50].

Формування

[ред. | ред. код]

Щодо походження Титана немає впевненості. Декілька приладів місії NASA та ESA «Кассіні — Гюйгенс» виміряли співвідношення ізотопів азоту-14 та азоту-15 в атмосфері Титана та з'ясували, що співвідношення кількості атомів різних ізотопів азоту на Титані значною мірою збігається з показниками в кометах із Хмари Оорта — області із сотень мільярдів крижаних тіл, які, як вважають вчені, обертаються навколо Сонця на відстані від 5000 до 100 000 астрономічних одиниць. Співвідношення кількостей ізотопів 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 теплішому диску матеріалу, який пізніше утворив Сатурн[51].

Геологічні особливості

[ред. | ред. код]
Мапа Титана
Північний полюс Титана
Південний полюс Титана

Поверхня Титана прихована щільною атмосферою та імлою[52]. Лише після прибуття космічного корабля «Кассіні — Гюйгенс» у 2004 році були отримані перші прямі зображення поверхні Титана[53].

Поверхня Титана є одним із найбільш схожих на Землю місць у Сонячній системі, хоча й зі значно нижчою температурою та іншим хімічним складом. Тут настільки холодно (-179 градусів за Цельсієм), що водяний лід змінює властивості та стає більш подібним до кам'янистих порід. Поверхня Титану сформована потоками метану й етану, які утворюють річища й наповнюють великі озера рідким природним газом. Жоден інший світ Сонячної системи, окрім Землі, немає такої розгалуженої системи річок та озер на своїй поверхні[54].

Поверхня Титана, сфотографована «Кассіні» в різних спектральних діапазонах, у низьких широтах поділена на декілька світлих і темних областей з чіткими межами. У районі екватора розташований світлий регіон розміром з Австралію (видимий також на інфрачервоних знімках «Габбла»), який отримав назву Ксанаду(інші мови)[55]. На радарних знімках, зроблених у квітні 2006 року, видно гірські хребти заввишки понад 1 км, долини, річища річок, що стікають із підвищень, а також темні плями (заповнені або висохлі озера)[56].

Рівнини

[ред. | ред. код]

Більшість поверхні Титана — рівнини. Найбільшими є недиференційовані рівнини, які охоплюють величезні однорідні регіони, що мають темніший колір[57]. Вони розташовані здебільшого між 20° та 60° північної або південної широти. Припускають, що вони є молодшими за усі інші основні геологічні утворення супутника, за винятком дюн і кількох кратерів. Недиференційовані рівнини, ймовірно, були утворені процесами, що відбуваються під впливом вітру, і складаються з осаду, багатого на органічні сполуки[58].

Дюни

[ред. | ред. код]

Іншим поширеним типом місцевості на Титані є піщані дюни, згруповані у величезні поля дюн або «піщані моря», розташовані в межах 30° на північ або південь від екватора. Дюни на Титані 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[57].

Гори

[ред. | ред. код]

Висота гір на Титані іноді досягає від кількох сотень метрів до понад 1 кілометра. Радарна альтиметрія показує, що коливання висоти є невеликими, як правило, не більше 150 метрів, але подекуди було виявлено випадкові зміни висоти на 500 метрів[56].

Дослідження гірських хребтів на Титані у 2016 році показало, що вони переважно розташовані в екваторіальних регіонах Титана. 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[59].

Зазвичай поблизу гір прискорення вільного падіння є трохи більшим внаслідок додаткової маси, проте у випадку з Титаном все навпаки: над його горами цей показник менший, ніж над рівнинами[60].

Вулкани

[ред. | ред. код]

Титан може мати вулканічну активність, але замість вулканів, що вивергають магму, може бути присутній лише кріовулканізм[54]. Є поверхневі утворення, які можуть мати кріовулканічне походження і складаються з суміші води з аміаком. Ідентифікація кріовулканічних особливостей на Титані залишається суперечливою, головним чином через обмеження роздільної здатності зображень «Кассіні». Цей космічний апарат виявив кілька потенційних кріовулканів в західній частині Ксанаду та озера з крутими схилами в північній півкулі, які нагадують маарові кратери на Землі, створені вибуховими підземними виверженнями. Найімовірніше, кріовулкани Титана — це комплекс форм рельєфу, який включає дві гори Дум(інші мови) і Еребор(інші мови), велику западину Сотра Патера(інші мови) і систему потокоподібних утворень Мохіні Флуктус(інші мови). 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[57]. Непрямі докази кріовулканізму також включають присутність аргону-40(інші мови) в атмосфері Титана. Радіоактивний аргон-40, ймовірно, утворювався на Титані впродовж 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[61].

Кратери

[ред. | ред. код]

На поверхні Титана порівняно небагато ударних кратерів, оскільки ерозія, тектоніка та кріовулканізм призводять до їх поступової руйнації[62]. Порівняно з кратерами Ганімеда та Каллісто такого ж розміру та структури, кратери Титана мають набагато меншу глибину. Багато з них мають темну поверхню з осадових порід. Геоморфологічний аналіз ударних кратерів свідчить про те, що ерозія та засипання осадовими породами є основними механізмами модифікації кратерів[63]. Кратери Титана розподілені нерівномірно, полярні регіони майже позбавлені будь-яких ідентифікованих кратерів, тоді як їхня 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[57]. Кілька об'єктів, які можуть бути ударними кратерами, можливо, заповнені вуглеводневим дощем або вулканічними породами[56].

Озера та моря

[ред. | ред. код]
Моря й озера у північній полярній області Титана (за радарними знімками «Кассіні»)

Місія «Кассіні-Гюйгенс» виявила, що на Титані є дощ, річки, озера та моря[21]. У 2004 році «Кассіні» знайшов докази існування великих озер рідкого вуглеводню в північних широтах Титана. У квітні 2016 року ESA оголосило, що одне з трьох великих морів Титана (друге за розміром[64]) поблизу північного полюса, відоме як Лігела Маре, наповнене чистим рідким метаном[22].

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:

  • Лігейя-Маре: 71 % CH4, 12 % C2H6 і 17 % N2 за об'ємом;
  • Онтаріо Лакус: 49 % CH4, 41 % C2H6 і 10 % N2 за об'ємом.

Оскільки Титан знаходиться у синхронному обертанні з Сатурном, існує постійна припливна опуклість розміром приблизно 100 метрів. Через ексцентриситет орбіти Титана припливне прискорення змінюється на 9 %, хоча через довгий орбітальний період ці зміни є дуже поступовими[65]. Приливний діапазон Титана у великих морях становить приблизно 20-80 см[66].

Найбільші моря мають глибину в сотні метрів і розміри в сотні кілометрів. Під товстою корою водяного льоду Титана є океан, який складається переважно з води, а не зі зрідженого 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[34]. Озера Титана здебільшого мають спокійну поверхню, з невеликою кількістю хвиль і брижів, однак «Кассіні» знайшов докази посилення турбулентності протягом літа в північній півкулі, що може спричиняти появу більших хвиль[67].

Можливе розташування озер і морів Титана здебільшого обмежене його полярними регіонами, де нижчі температури дозволяють вуглеводням постійно перебувати в рідкому стані. Біля північного полюса Титана знаходяться два найбільших моря Кракен-Маре й Лігейя-Маре, а також Пунга-Маре, кожне з яких заповнює широкі западини. Загальна площа цих морів становить приблизно 691 000 квадратних кілометрів (більше за територію України). Південний полярний регіон містить чотири сухі широкі западини, які потенційно являють собою висохле морське дно. Інші менші озера займають полярні регіони Титана, охоплюючи загальну площу поверхні у 215 000 км2. Також є сезонні або тимчасові екваторіальні озера, які можуть об'єднуватися після сильних злив[65]. 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[68].

Атмосфера

[ред. | ред. код]
Докладніше: Атмосфера Титана
Атмосфера Титана (знімок «Кассіні»)

У 1944 році у ході досліджень було виявлено, що Титан має чітко виражену щільну атмосферу, що є незвичним для супутників Сонячної системи[5]. Титан є найбагатшим на гази супутником у Сонячній системі, його атмосферна маса на одиницю площі набагато більша, ніж 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 раза масивніша[3]. Атмосфера повністю приховує поверхню Титана; вона настільки непрозора на багатьох довжинах хвиль, що отримати повний спектр відбиття поверхні з орбіти неможливо[52].

Титан отримує лише близько 1 % кількості сонячного світла, яке отримує Земля[69], тому середня температура поверхні становить близько −182,55 °C[70]. При цій температурі водяний лід не переходить в інші стани, тому в атмосфері мало водяної пари, попри комбінацію парникового й антипарникового ефектів[71].

Походження атмосфери

[ред. | ред. код]

Станом на 2024 рік, атмосфера Титана на 95 % складається з азоту і чинить на поверхню на 50 % більший тиск, ніж земна атмосфера[72]. Станом на 2005 рік, не існує єдиної думки про її походження: є декілька різних версій, але до кожної з них є серйозні контраргументи[73].

Так, за однією теорією, атмосфера Титана спочатку складалася з аміаку (NH3), потім почалася дегазація супутника під дією ультрафіолетового сонячного випромінювання з довжиною хвилі переважно нижче 260 нм[74][75]; це призвело до того, що аміак почав розкладатися на атомарні азот і водень, які з'єднувалися в молекули азоту (N2) і водню (H2). Важчий азот опускався вниз до поверхні, а легший водень виходив у космічний простір, оскільки низька гравітація Титана не здатна утримати і призвести до накопичення цього газу в атмосфері[75]. Однак, критики подібної теорії відмічають, що для подібного процесу необхідно, щоб Титан формувався при відносно високій температурі, при якій могло б відбутися розділення речовин, що складають супутник на кам'янисту серцевину і замерзлий крижаний верхній шар. Однак спостереження зонда «Кассіні» вказують, що речовина Титана не настільки чітко поділяється на шари[73].

Згідно з іншою теорією, азот міг зберегтися з часів формування Титана, однак у цьому випадку в атмосфері повинно також бути і багато ізотопу аргону-36[en], який також входив до складу газів у протопланетному диску, з якого утворилися планети і супутники Сонячної системи. Однак спостереження показали, що в атмосфері Титана дуже мало цього ізотопу[73].

2011 року в журналі Nature Geoscience була опублікована ще одна теорія, в якій припускається, що атмосфера Титана утворилася завдяки інтенсивному кометному бомбардуванню близько чотирьох мільярдів років тому. На думку авторів ідеї, азот утворився з аміаку при співударянні комет з поверхнею Титана; така «аварія» відбувається на величезній швидкості, і в місці удару різко підвищується температура, а також створюється дуже високий тиск. При таких умовах цілком можливе проходження хімічної реакції. Для перевірки своєї теорії автори з допомогою лазерних гармат обстрілювали мішень із замороженого аміаку снарядами з золота, платини і міді. Цей дослід показав, що при ударі дійсно відбувається розкладання аміаку на водень та азот. Вчені підрахували, що під час інтенсивного кометного бомбардування Титана повинно було утворитися близько 300 квадрильйонів тонн азоту, чого, за їхніми словами, цілком достатньо для формування атмосфери Титана[76].

Сучасні оцінки втрат атмосфери Титана у порівнянні з її початковими характеристиками виконуються на основі аналізу співвідношення ізотопів азоту 15N до 14N. За цим спостереженням встановлено, що це співвідношення у 4—4,5 раза вище, ніж на Землі. Отже, початкова маса атмосфери Титана була приблизно у 30 разів більша від сучасної, оскільки через слабшу гравітацію легкий ізотоп нітрогену 14N повинен втрачатися швидше під дією нагрівання та іонізації випромінюванням, а 15N накопичуватися[77].

Склад

[ред. | ред. код]

Атмосфера Титана складається з азоту (97 %), метану (2,7±0,1 %) і водню (0,1–0,2 %)[3]. Є сліди щонайменше десятка інших вуглеводнів (наприклад діацетилен(інші мови), метилацетилен, ацетилен, пропан) та інших газів, таких як ціаноацетилен, ціанистий водень, діоксид вуглецю, монооксид вуглецю, ціан, аргон і гелій[61]. 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 густу помаранчеву імлу[78]. У 2013 році у верхніх шарах атмосфери Титана було виявлено поліароматичні вуглеводні[79] та пропілен (вперше виявлений на планеті чи супутнику, окрім Землі)[80].

Імла

[ред. | ред. код]

Титан вкритий шаром імли. Непрозорі шари імли блокують більшість видимого світла від Сонця та інших джерел і затемнюють поверхню Титана[81]. Імла утворюється в результаті розщеплення та перероблення метану й азоту, ці процеси створюють своєрідний смог — густу помаранчеву імлу, через яку поверхню супутника важко побачити з космосу. Однак космічні апарати та телескопи можуть бачити крізь імлу на певних довжинах хвиль світла поза межами видимого діапазону[82].

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 знижує температуру поверхні приблизно на 9 К[71].

Хмари

[ред. | ред. код]
Метанові хмари над північним полюсом Титана (фото «Кассіні»)

В атмосфері Титана є розсіяні мінливі хмари. Ймовірно, вони складаються з метану, етану або інших простих органічних речовин. Інші складніші хімічні речовини в невеликих кількостях відповідають за помаранчевий колір хмар, який видно з космосу[35].

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[83]. Виявлено також сезонні коливання хмарного покриву. Протягом 29-річного обертання Сатурна навколо Сонця хмарні системи Титана тримаються протягом 25 років, а потім зникають на чотири-п'ять років, перш ніж знову з'явитися[84]. Хмари також були виявлені над південним полярним регіоном. Хоча зазвичай вони покривають 1 % диска Титана, спостерігаються підвищення їх активності, під час яких хмарний покрив швидко розширюється до 8 %[85].

Грозова активність на Титані не спостерігалася, проте комп'ютерні моделі припускають, що хмари в нижній частині тропосфери можуть накопичувати достатньо заряду, щоб генерувати блискавку висотою приблизно 20 км. Наявність блискавок в атмосфері Титана сприяла б синтезу органічних матеріалів[86].

Опади

[ред. | ред. код]

Висновки, зроблені за даними зонда «Гюйгенс», показують, що на Титані періодично ідуть дощі з рідкого метану та інших органічних сполук[87]. 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 опадів[88]. Наступні зображення озер у південній півкулі Титана, зроблені протягом року, показали, що вони збільшуються, заповнюючись сезонними вуглеводневими опадами[89]. Наявність дощу вказує на те, що Титан може бути єдиним тілом Сонячної системи, крім Землі, на якому можуть утворюватися веселки; проте, враховуючи непрозорість атмосфери для видимого світла, переважну більшість веселок буде видно лише в інфрачервоному діапазоні[90].

Вітри

[ред. | ред. код]

Приземні вітри зазвичай слабкі (<1 м/с). Комп'ютерне моделювання показує, що величезні дюни, схожі на сажу, що розташовані в екваторіальних регіонах, можуть бути сформовані штормовими вітрами, які відбуваються раз на п'ятнадцять років, коли Титан перебуває в точці рівнодення. Шторми створюють сильні низхідні потоки, що рухаються в напрямку з заходу на схід зі швидкістю до 10 метрів на секунду, коли вони досягають поверхні[91]. Наприкінці 2010 року, що відповідало ранній весні в північній півкулі Титана, серія метанових штормів спостерігалася в його екваторіальних пустельних регіонах[92].

Магнітне поле та взаємодія з Сатурном

[ред. | ред. код]

Внутрішнє магнітне поле Титана є незначним; деякі дослідники припускають його повну відсутність. Дослідження 2008 року показали, що Титан зберігає залишкову намагніченість внаслідок дії магнітного поля Сатурна. Це відбувається впродовж коротких проміжків часу, коли він виходить за межі магнітосфери Сатурна та піддається прямому впливу сонячного вітру[93]. Припускають, що плазма сонячного вітру в магнітооболонці змінює іоносферу Титана через додавання ударної іонізації частинок шляхом «вибивання» протонів з атомів. Цей процес може іонізувати та виносити деякі молекули з верхніх шарів атмосфери, а також бути причиною хімічних реакцій в атмосфері Титана[94], що можуть призвести до втрати частини атмосфери, замість того, щоб захистити її від сонячного вітру[95].

Титан обертається всередині магнітопаузи Сатурна, у дальній частині магнітосфери або поза нею. Атмосфера Титана на верхніх рівнях іонізується через обмін зарядами, ударну іонізацію та фотоіонізацію. Новостворена плазма збільшує масу магнітосферної плазми, яка циркулює в магнітосфері Сатурна зі швидкістю, близькою до першої космічної. Оскільки ця швидкість набагато вища за орбітальну швидкість Титана, збільшення маси сповільнює рух плазми у магнітосфері. Така взаємодія змінює форму магнітного поля супутника. За своїм впливом взаємодія між магнітосферою Сатурна та атмосферою Титана подібна до взаємодії сонячного вітру з кометами та Венерою[96]. Коли Титан виходить за межі магнітосфери Сатурна, він піддається впливу сонячного вітру, який іонізує та виносить молекули з атмосфери супутника[95].

Можлива колонізація

[ред. | ред. код]
Докладніше: Колонізація Титана

Титан є одним із кандидатів на колонізацію в зовнішній частині Сонячної Системи[97]. Одна з причин інтересу до колонізації супутника — наявність на ньому вуглеводнів, на яких нині працює велика частина земної техніки[98]. У процесі колонізації Титана також слід враховувати можливість наявності рідких органічних сполук і навіть некисневого життя. Поточні плани флагманської програми НАСА (Outer Planet Flagship) підтверджують, що Титан поряд з Енцеладом є найбільш пріоритетними цілями для подальшої розвідувальної місії (орієнтовно в сер. 2020-х), а за нею — перспективно можливого польоту людського екіпажу[99].

За оцінкою Європейського космічного агентства, рідких вуглеводнів на поверхні Титана в сотні разів більше, ніж нафти й природного газу на Землі. Розвідані запаси природного газу на Землі становлять близько 130 млрд тон, що еквівалентно кількості палива в кожному з десятків метаново-етанових озер Титана[100].

Титан має всі основні елементи необхідні для життя — вуглець, водень, азот і кисень. Його колосальні запаси вуглеводнів могли б служити відмінним джерелом енергії для потенційних колоністів, яким не потрібно буде турбуватися про космічне випромінювання завдяки щільній атмосфері. Випромінювання радіаційного пояса Сатурна значно м'якше, ніж Юпітера. Атмосфера Титана настільки щільна, що польоти над ним стануть основним способом пересування. Її тиск приблизно дорівнює тому, який відчувають на собі дайвери на глибині 5 метрів. Її температура вимагає використання скафандрів. Ще одна проблема — наявність у ній ціанистого водню, здатного вбити людину за кілька хвилин навіть при таких низьких концентраціях. Однак це не заважає Титану вважатися найперспективнішою ціллю колонізації у зовнішній Сонячній системі[101].

Титан в культурі

[ред. | ред. код]

Маючи спільні характеристики із Землею (наприклад, системи річок та озер), Титан привернув увагу письменників як місце, яке могло б бути колонізоване людьми або населене позаземним життям[102]. Титан був місцем подій чи з'являвся у сюжеті у десятках оповідань і романів письменників наукової фантастики, зокрема Артура Кларка, Філіпа Діка, Айзека Азімова та Курта Воннеґута[34].

Література (XX століття)

[ред. | ред. код]

Література (XXI століття)

[ред. | ред. код]
  • 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[114].
  • Оповідання Майкла Свонвіка «Повільне життя» (2003) розповідає про першу експедицію на Титан. Пропонує форму життя, яка може вижити глибоко в морях Титана[115].
  • 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)[105].
  • Роман Стівена Бекстера «Повернення на Титан» (2011) описує місію з екіпажем, що досліджує Титан. Інтригуючі форми життя, які можуть вижити на Титані, є основою для цієї історії[116].
  • У романі Меркуріо Рівери «Прив'язаний» (2012) інопланетяни допомагають людям розвивати технології, які дозволять їм вижити на Титані[117].
  • 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»[117].
  • Роман Девіда Нордлі(інші мови) «Титан Хаосу» (2023) пропонує форму життя, яка може жити в метанових і етанових озерах Титана[117].

Фільми

[ред. | ред. код]

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: Відплата», і в епізоді «Зоряний шлях: Наступне покоління»[34]. Титан був колонізований у фільмі «Світ забуття» (2013)[105]. Кілька телешоу та серіалів також мають у сюжеті Титан: наприклад, фільм «Гаттака» (1997), серіали «Футурама» та «Еврика», а також аніме-серіал «Ковбой Бібоп». Титан також представлений у десятках відеоігор, а також у кількох коміксах від Marvel та DC[34].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ | Size and Shape of Saturn's Moon Titan // Автор: Howard A. Zebker, Bryan Stiles, Scott Hensley, Ralph Lorenz, Randolph L. Kirk, Jonathan Lunine 15 травня 2009
  2. ↑ [| Saturnian Satellite Fact Sheet // Williams D. R. // NASA // February 22, 201]
  3. ↑ а б в Coustenis, Athena (2008). Titan: Exploring an Earthlike World (англ.). World Scientific. ISBN 978-981-281-161-5.
  4. ↑ а б Guillot, Tristan; Atreya, Sushil; Charnoz, Sabastien; Dougherty, Michele K.; Read, Peter (1 січня 2009). Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens.
  5. ↑ 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.
  6. ↑ а б в Saturn: Exploration. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 26 липня 2024.
  7. ↑ а б Lunine, Jonathan; Choukroun, Mathieu; Stevenson, David; Tobie, Gabriel (1 січня 2010). The Origin and Evolution of Titan.
  8. ↑ а б Christiaan Huygens: Discoverer of Titan. www.esa.int (англ.). ESA. Процитовано 5 серпня 2024.
  9. ↑ Huygens, Christiaan (1888). Oeuvres complètes de Christiaan Huygens. Publiées par la Société hollandaise des sciences. Т. 1. La Haye: M. Nijhoff.
  10. ↑ а б Planetary Names. planetarynames.wr.usgs.gov. Процитовано 5 серпня 2024.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ John Frederick William (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834-1838.
  13. ↑ а б в г д е ж Titan: Exploration. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
  14. ↑ 10 Facts about the Pioneer Spacecraft. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
  15. ↑ Pioneer Mission Description Page. web.archive.org. NASA. 30 січня 2006. Процитовано 26 липня 2024.
  16. ↑ Pioneer 11 - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 26 липня 2024.
  17. ↑ Voyager: Mission Overview. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
  18. ↑ The Space Review: The mysteries of Titan. www.thespacereview.com. Процитовано 28 листопада 2024.
  19. ↑ Voyager 1 - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 26 липня 2024.
  20. ↑ Study puts new spin on Saturn’s rotation. web.archive.org. 29 липня 2009. Процитовано 25 липня 2024.
  21. ↑ а б в г Cassini: About the Mission. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 28 липня 2024.
  22. ↑ а б в Huygens - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 28 липня 2024.
  23. ↑ HST images of Titan's surface. web.archive.org. 18 листопада 2005. Процитовано 6 серпня 2024.
  24. ↑ Webb tracks clouds on Saturn’s moon Titan. www.esa.int (англ.). 4 листопада 2022. Процитовано 7 серпня 2024.
  25. ↑ 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.
  26. ↑ What is Dragonfly?. Dragonfly (англ.). Процитовано 7 серпня 2024.
  27. ↑ Dragonfly - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 7 серпня 2024.
  28. ↑ Dragonfly: Science Fiction to Exploration Reality. dragonfly.jhuapl.edu. Процитовано 7 серпня 2024.
  29. ↑ TANDEM/TSSM: Spacecraft. sci.esa.int. ESA Science & Technology. Процитовано 7 серпня 2024.
  30. ↑ Stofan, Ellen. TiME: Titan Mare Explorer (PDF). web.archive.org. Процитовано 7 серпня 2024.
  31. ↑ 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.
  32. ↑ Ortiz, Lillian (2 січня 2012). AVIATR: An Airplane Mission for Titan. Universe Today (амер.). Процитовано 7 серпня 2024.
  33. ↑ Howard A. Zebker, Bryan Stiles, Scott Hensley, Ralph Lorenz, Randolph L. Kirk, Jonathan Lunine (15 травня 2009). Size and Shape of Saturn's Moon Titan (PDF). Science. Т. 324.
  34. ↑ а б в г д Titan - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 5 серпня 2024.
  35. ↑ а б в Titan. web.archive.org. 21 листопада 2005. Процитовано 6 серпня 2024.
  36. ↑ а б Titan: Facts: Size and Distance. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
  37. ↑ ESA Science & Technology - Titan. sci.esa.int. Процитовано 8 серпня 2024.
  38. ↑ а б в Wieczorek, M. A. (1 січня 2006). The Constitution and Structure of the Lunar Interior. Reviews in Mineralogy and Geochemistry (англ.). Т. 60, № 1. с. 221—364. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. ISSN 1529-6466. Процитовано 31 жовтня 2024.
  39. ↑ Titan Moon Facts. www.universeguide.com. Universe Guide. Процитовано 8 серпня 2024.
  40. ↑ Moon Fact Sheet. nssdc.gsfc.nasa.gov. Процитовано 31 жовтня 2024.
  41. ↑ 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)
  42. ↑ Planetary Satellite Mean Elements: Saturn: Titan. ssd.jpl.nasa.gov. NASA. Процитовано 8 серпня 2024.
  43. ↑ Wieczorek, M. A. (1 січня 2006). The Constitution and Structure of the Lunar Interior. Reviews in Mineralogy and Geochemistry (англ.). Т. 60, № 1. с. 221—364. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. ISSN 1529-6466. Процитовано 31 жовтня 2024.
  44. ↑ The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data. The Astronomical Journal. Т. 132. 2006.
  45. ↑ 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.
  46. ↑ Sohl, F.; Solomonidou, A.; Wagner, F. W.; Coustenis, A.; Hussmann, H.; Schulze-Makuch, D. (2014-05). 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 31 жовтня 2024.
  47. ↑ 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.
  48. ↑ Titan’s mysterious radio wave. www.esa.int (англ.). ESA. Процитовано 6 серпня 2024.
  49. ↑ Shiga, David (20 березня 2008). Titan's changing spin hints at hidden ocean. New Scientist (амер.). Процитовано 6 серпня 2024.
  50. ↑ 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.
  51. ↑ Titan: Facts: Formation. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 6 серпня 2024.
  52. ↑ 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.
  53. ↑ Charles, Q. Choi (21 січня 2005). Huygens Probe Sheds New Light on Titan. Space.com (англ.). Процитовано 9 серпня 2024.
  54. ↑ а б Titan: Facts: Surface. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 10 серпня 2024.
  55. ↑ Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. ScienceDaily (англ.). 23 липня 2006. Процитовано 10 серпня 2024.
  56. ↑ 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.
  57. ↑ 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.
  58. ↑ 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.
  59. ↑ 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.
  60. ↑ Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (амер.). Процитовано 10 серпня 2024.
  61. ↑ 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.
  62. ↑ River networks on Titan point to a puzzling geologic history. MIT News | Massachusetts Institute of Technology (англ.). 20 липня 2012. Процитовано 11 серпня 2024.
  63. ↑ 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.
  64. ↑ 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.
  65. ↑ 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.
  66. ↑ 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.
  67. ↑ Boyle, Rebecca (2 березня 2016). Summer on Titan may make its lakes ripple with waves. New Scientist (амер.). Процитовано 9 серпня 2024.
  68. ↑ Titan's Lakes. web.archive.org. 15 квітня 2018. Процитовано 9 серпня 2024.
  69. ↑ Titan: A World Much Like Earth. Space.com (англ.). 6 серпня 2009. Процитовано 9 серпня 2024.
  70. ↑ 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)
  71. ↑ 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.
  72. ↑ Titan: Facts - NASA Science. science.nasa.gov (амер.). Процитовано 28 листопада 2024.
  73. ↑ а б в 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. (2005). The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe (англ.). Т. 438. Nature. с. 779—784. doi:10.1038/nature04122.
  74. ↑ Waite, J. H. (2005). Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan (англ.). Т. 308. Science. с. 982—986. doi:10.1126/science.1110652. PMID 15890873.
  75. ↑ а б Penz, T.; Lammer, H; Kulikov, Yu. N.; Biernat, H. K. (2005). The influence of the solar particle and radiation environment on Titan’s atmosphere evolution (англ.). Т. 36. Advances in Space Research. с. 241—250. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043.
  76. ↑ published, Charles Q. Choi (8 травня 2011). Saturn's Moon Titan May Have Been Planetary Punching Bag. Space.com (англ.). Процитовано 28 листопада 2024.
  77. ↑ Coustenis, A. (2005). Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere (англ.). Т. 116. Space Science Reviews. с. 171—184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  78. ↑ 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.
  79. ↑ López-Puertas, Manuel (6 червня 2013). PAH's in Titan's Upper Atmosphere. web.archive.org. Процитовано 9 серпня 2024.
  80. ↑ NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space | NASA. web.archive.org. 27 листопада 2013. Процитовано 9 серпня 2024.
  81. ↑ Entering space : creating a spacefaring civilization. New York : Jeremy P. Tarcher/Putnam. 2000. ISBN 978-1-58542-036-0.
  82. ↑ Titan: Facts: Atmosphere. science.nasa.gov (амер.). NASA Science. Процитовано 9 серпня 2024.
  83. ↑ 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.
  84. ↑ Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole. web.archive.org. NASA. 9 жовтня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
  85. ↑ 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.
  86. ↑ Chow, Denise (11 травня 2010). Titan's Thunder Could Point to Alien Lightning. Space.com (англ.). Процитовано 9 серпня 2024.
  87. ↑ Titan: Arizona in an Icebox?. web.archive.org. The Planetary Society. 12 лютого 2010. Процитовано 9 серпня 2024.
  88. ↑ 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.
  89. ↑ Cassini finds hydrocarbon rains may fill Titan lakes. web.archive.org. 25 липня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
  90. ↑ Rainbows on Titan. web.archive.org. NASA Science. 21 жовтня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
  91. ↑ Cowing, Keith (15 квітня 2015). Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction. SpaceRef (амер.). Процитовано 9 серпня 2024.
  92. ↑ Cassini Sees Seasonal Rains Transform Titan's Surface. web.archive.org. 17 березня 2011. Процитовано 9 серпня 2024.
  93. ↑ 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.
  94. ↑ 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.
  95. ↑ 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.
  96. ↑ C. T. Russel, J. G. Luhmann (1997). Encyclopedia of Planetary Sciences: Saturn: Magnetic field and magnetosphere. New York.
  97. ↑ Let's Colonize Titan - Scientific American Blog Network. web.archive.org. 1 грудня 2016. Архів оригіналу за 1 грудня 2016. Процитовано 28 листопада 2024.
  98. ↑ Overbye, Dennis (3 грудня 2019). Go Ahead, Take a Spin on Titan. The New York Times (амер.). ISSN 0362-4331. Процитовано 13 лютого 2024.
  99. ↑ McKinnon, W.B.; Atreya, S.K.; Baines, K.H.; Beauchamp, P.M.; Clarke, J.; Collins, G.C.; Connerney, J.E.; Hansen, C.J.; Hansen, C.J. (2009). Exploration Strategy for the Outer Planets 2013-2022: Goals and Priorities (PDF) (англ.). OPAG Steering Committee. с. 2.
  100. ↑ Titan’s surface organics surpass oil reserves on Earth. www.esa.int (англ.). Процитовано 28 листопада 2024.
  101. ↑ What are the Prospects for Colonizing Titan? (with pictures). All the Science (амер.). 24 січня 2024. Процитовано 13 лютого 2024.
  102. ↑ Stableford, Brian M. (2006). Science Fact and Science Fiction: An Encyclopedia (англ.). Taylor & Francis. ISBN 978-0-415-97460-8.
  103. ↑ SFE: Weinbaum, Stanley G. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
  104. ↑ Bester, Alfred (1984). Tiger! Tiger!. Wendover : Goodchild. ISBN 978-0-86391-025-8.
  105. ↑ а б в г SFE: Outer Planets. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
  106. ↑ Ashley, Michael; Ashley, Mike (1 січня 2000). The History of the Science-fiction Magazine (англ.). Liverpool University Press. ISBN 978-0-85323-855-3.
  107. ↑ SFE: Nourse, Alan E. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
  108. ↑ Vonnegut, Kurt (1959). The Sirens of Titan. Dell Publishing Co., Inc.
  109. ↑ Clarke, Arthur (1962). Tales of Ten Worlds. New York, Harcourt, Brace & World. ISBN 978-0-15-688158-6.
  110. ↑ Clarke, Arthur (1979). Imperial Earth. New York : Ballantine Books. ISBN 978-0-345-28915-5.
  111. ↑ Bova, Ben (1985). As on a Darkling Plain. New York : Tom Doherty Associates. ISBN 978-0-8125-3200-5.
  112. ↑ SFE: Bova, Ben. sf-encyclopedia.com. Процитовано 31 липня 2024.
  113. ↑ Benford, Gregory; Eklund, Gordon (1981). If the Stars are Gods. New York : Ace. ISBN 978-0-441-37066-5.
  114. ↑ McAuley, Paul J. (2001). The Gardens of Saturn. www.baen.com. Процитовано 31 липня 2024.
  115. ↑ Adams, John Joseph (28 серпня 2012). Slow Life. Lightspeed Magazine (амер.). Процитовано 1 серпня 2024.
  116. ↑ Baxter, Stephen (2015). Xeelee: Endurance. London : Gollancz. ISBN 978-1-4732-1270-1.
  117. ↑ а б в Fraknoi, Andrew (2024). Science Fiction Stories with Good Astronomy & Physics: A Topical Index.

Посилання

[ред. | ред. код]


Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Титан_(супутник)&oldid=44030080