Тытан, спадарожнік

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Тытан
спадарожнік Сатурна
Тытан у натуральных колерах(здымак «Касіні»)

Тытан у натуральных колерах
(здымак «Касіні»)

Гісторыя адкрыцця
Першаадкрывальнік

Хрысціян Гюйгенс

Дата адкрыцця

25 сакавіка 1655

Арбітальныя характарыстыкі
Вялікая паўвось

1 221 870 км[1]

Эксцэнтрысітэт

0,0288[1]

Перыяд абарачэння

15,945 дня[1]

Нахіл арбіты

0,34854°[1]

Даўгата ўзыходнага вузла

28,758[1] °

Аргумент перыцэнтра

179,920[1] °

Сярэдняя анамалія

163,308[1] °

Фізічныя характарыстыкі
Дыяметр

5152 км[2]

Плошча паверхні

83 млн км²[2]

Маса

1,3452×1023 кг[2]

Шчыльнасць

1,8798 г/см³[2]

Паскарэнне вольнага падзення

1,352 м/с²

Перыяд вярчэння вакол сваёй восі

сінхроннае вярчэнне адносна Сатурна

Нахіл восевага вярчэння

адсутнічае

Альбеда

0,22[3]

Тэмпература паверхні

93,7 К (−179,5 °C)[4]

Атмасфера

азот — 98,4%, метан — 1,6%; ціск — 146,7 кПа[5][6]

Тыта́н (стар.-грэч.: Τιτάν) — найбуйнейшы спадарожнік Сатурна, другі па велічыні спадарожнік у Сонечнай сістэме (пасля спадарожніка Юпітэра Ганімеда), з'яўляецца адзіным, акрамя Зямлі, целам у Сонечнай сістэме, для якога даказана існаванне вадкасці на паверхні[7][8], і адзіным планетным спадарожнікам, у якога ёсць шчыльная атмасфера.

Тытан стаў першым вядомым спадарожнікам Сатурна — у 1655 годзе яго выявіў галандскі астраном Хрысціян Гюйгенс[9].

Дыяметр Тытана — 5152 км, гэта на 50% больш, чым у Месяца, пры гэтым Тытан на 80% большы за спадарожнік Зямлі па масе. Тытан таксама большы памерамі за планету Меркурый, хоць і саступае ёй па масе. Сіла цяжару на ім складае прыблізна адну сёмую зямной. Маса Тытана складае 95% масы ўсіх спадарожнікаў Сатурна.

Паверхня Тытана ў асноўным складаецца з вадзянога лёду і асадкавых арганічных рэчываў, геалагічна маладая, у асноўным роўная, за выключэннем невялікай колькасці горных утварэнняў і кратараў, а таксама некалькіх крыявулканаў. Шчыльная атмасфера навакол Тытана доўгі час не дазваляла ўбачыць паверхню спадарожніка аж да прыбыцця апарата «Касіні-Гюйгенс» у 2005 годзе.

Атмасфера пераважна складаецца з азоту, таксама прысутнічае невялікая колькасць метану і этану, якія ўтвараюць воблакі, якія з'яўляюцца крыніцай вадкіх і, магчыма, цвёрдых ападкаў. На паверхні ёсць метан-этанавыя азёры і рэкі. Ціск ля паверхні прыкладна ў 1,5 разы перавышае ціск зямной атмасферы. Тэмпература каля паверхні — мінус 170—180 °C.

Нягледзячы на нізкую тэмпературу, Тытан супастаўляецца з Зямлёй на ранніх стадыях развіцця, і нельга выключаць, што на спадарожніку магчыма існаванне простых форм жыцця, у прыватнасці, у падземных вадаёмах, дзе ўмовы могуць быць больш камфортнымі, чым на паверхні[10][11].

Гісторыя адкрыцця і назвы[правіць | правіць зыходнік]

Хрысціян Гюйгенс знайшоў Тытан у 1655 годзе

Тытан быў адкрыты 25 сакавіка 1655 г. галандскім фізікам, матэматыкам і астраномам Хрысціянам Гюйгенсам[12]. Натхнёны прыкладам Галілея, Гюйгенс разам са сваім братам Канстанцінам стварыў тэлескоп, які меў апертуру 57 мм і кратнасць павелічэння, большую за 50 разоў[13].

З дапамогай гэтага тэлескопа Гюйгенс назіраў за планетамі Сонечнай сістэмы — Марсам, Венерай, Юпітэрам і Сатурнам. Каля апошняга вучоны заўважыў яркае цела, якое здзяйсняла поўны абарот вакол планеты за 16 дзён. Пасля чатырох абаротаў, у чэрвені 1655, калі кольцы Сатурна мелі нізкі нахіл адносна Зямлі і не перашкаджалі назіранням, Гюйгенс канчаткова пераканаўся, што выявіў спадарожнік Сатурна. З моманту вынаходства тэлескопа гэта быў другі выпадак адкрыцця спадарожніка, праз 45 гадоў пасля выяўлення Галілеем чатырох найбуйнейшых спадарожнікаў Юпітэра.

На працягу больш чым двух стагоддзяў спадарожнік заставаўся фактычна безназоўным, Гюйгенс называў новае нябеснае цела проста Saturni Luna («Спадарожнік Сатурна» па-лацінску). Некаторыя астраномы называлі яго «Гюйгенсавым спадарожнікам» або проста «Huyghenian». Пасля адкрыцця Джавані Касіні яшчэ чатырох спадарожнікаў Сатурна астраномы сталі называць Тытан як Сатурн IV, бо ён знаходзіўся ў чацвёртай пазіцыі ад планеты[14]. Пасля 1789 падобная методыка прысваення назваў была скасавана ў сувязі з адкрыццём новых спадарожнікаў, некаторыя з якіх размяшчаліся на больш блізкіх арбітах да планеты, чым ужо вядомыя.

Назва «Тытан» стала выкарыстоўвацца пасля публікацыі ў 1847 артыкула Джона Гершэля (сына Уільяма Гершэля, які адкрыў Мімас і Энцэлад) «Вынікі астранамічных назіранняў, зробленых на мысе Добрай Надзеі». У гэтым артыкуле астраном прапанаваў назваць вядомыя тады сем спадарожнікаў Сатурна імёнамі сясцёр і братоў Кронаса (грэчаскага аналага рымскага бога Сатурна)[15].

Арбіта і вярчэнне[правіць | правіць зыходнік]

Арбіта Тытана (выдзелена чырвоным) сярод іншых вялікіх спадарожнікаў Сатурна. За межамі арбіты Тытана — Япет і Гіперыён, унутры — Дыёна, Тэфія, Энцэлад і Мімас
Параўнанне памераў Зямлі, Тытана (злева ўнізе) і Месяца

Радыус арбіты Тытана складае 1 221 870 км[1] (20,3 радыуса Сатурна), і, такім чынам, ён знаходзіцца па-за кольцамі Сатурна, крайняе з якіх (Е) знаходзіцца прыкладна ў 750 000 км. Арбіты двух бліжэйшых спадарожнікаў праходзяць у 242 000 км далей ад планеты (Гіперыён) і ў 695 000 км бліжэй да Сатурна (Рэя). Арбіты Тытана і Гіперыёна ўтвараюць арбітальны рэзананс 3:4: Тытан робіць чатыры абароту вакол Сатурна, у той час як Гіперыён толькі тры[16].

Поўны абарот вакол планеты Тытан вырабляе за 15 дзён, 22 гадзіны і 41 хвіліну з сярэдняй хуткасцю 5,57 км/с. Арбіта спадарожніка адрозніваецца ад кругавой і мае эксцэнтрысітэт, роўны 0,0288[1][17]. Плоскасць арбіты адхілена ад экватара Сатурна і плоскасці кольцаў на 0,348°[2].

Як Месяц і многія іншыя спадарожнікі планет у Сонечнай сістэме, Тытан мае сінхроннае кручэнне адносна планеты, якое стала вынікам дзеяння прыліўных сіл. Гэта азначае, што перыяды кручэння вакол сваёй восі і абароту вакол Сатурна супадаюць, і спадарожнік павернуты да планеты заўсёды адным і тым жа бокам. У выніку, на Тытане ёсць месца на паверхні, над якім Сатурн знаходзіцца ў зеніце; ад мерыдыяна, які праходзіць праз гэты пункт, вядзецца адлік каардынат[18].

Выява Тытана, складзеная з 4 інфрачырвоных фатаграфій, зробленых «Касіні»

Нахіл восі вярчэння Сатурна складае 26,73°, што забяспечвае змену пор года на планеце і яе спадарожніках у паўднёвых і паўночных паўшар'ях. Кожны сезон доўжыцца прыкладна 7,5 зямных гадоў, бо Сатурн робіць поўны абарот вакол Сонца прыкладна за 30 гадоў. Вось вярчэння Тытана, перпендыкулярная плоскасці яго арбіты, амаль сунакіраваная восі вярчэння Сатурна. Апошняе лета ў паўднёвым паўшар'і Тытана скончылася ў жніўні 2009 года.

Цэнтр мас Сатурна і Тытана знаходзіцца на аддаленні ўсяго 290 км ад цэнтра Сатурна з прычыны яго перавагі па масе ў 4227 раз, таму ўплыў спадарожніка на рух планеты мізэрны.

Памеры і маса[правіць | правіць зыходнік]

Тытан мае дыяметр 5152 км і з'яўляецца другім па памеры спадарожнікам у Сонечнай сістэме, пасля спадарожніка Юпітэра Ганімеда.

Доўгі час астраномы лічылі, што дыяметр Тытана складае 5550 км, і, такім чынам, Тытан большы за Ганімеда, але даследаванне, праведзенае апаратам «Вояджэр-1», паказала наяўнасць шчыльнай і непразрыстай атмасферы, якая перашкаджала дакладна вызначыць памер аб'екта[19].

Дыяметр Тытана, а таксама яго шчыльнасць і маса блізкія да адпаведных характарыстык спадарожнікаў Юпітэра — Ганімеда і Каліста[20]. Тытан прыкладна на 50% большы за Месяц (па радыусу) і на 80% перавышае спадарожнік Зямлі па масе. Таксама Тытан перавышае памерамі планету Меркурый, хоць і саступае ёй па масе. Паскарэнне свабоднага падзення складае 1,352 м/с², гэта азначае, што сіла цяжару складае прыкладна сёмую частку зямной (9,81 м/с²).

Сярэдняя шчыльнасць Тытана складае 1,88 г/см³, што з'яўляецца самай высокай шчыльнасцю сярод спадарожнікаў Сатурна. На долю Тытана прыходзіцца больш за 95% масы ўсіх спадарожнікаў Сатурна.

Да гэтага часу канчаткова не вырашана пытанне аб тым, як утварыўся Тытан: з аднаго пылавога воблака з Сатурнам ці асобна і пасля быў захоплены гравітацыяй планеты. Апошняя тэорыя дазваляе растлумачыць такое нераўнамернае размеркаванне масы сярод спадарожнікаў[21].

Тытан з'яўляецца дастаткова буйным нябесным целам для падтрымання высокай тэмпературы ўнутранага ядра, што робіць яго геалагічна актыўным.

Будова[правіць | правіць зыходнік]

Слаістая структура атмасферы, «Касіні», 2004 год, выява, расфарбаваная ў натуральныя колеры

Тытан складаецца прыкладна напалову з вадзянога лёду і напалову — са скальных парод[22]. Такі састаў падобны з некаторымі іншымі буйнымі спадарожнікамі газавых планет: Ганімедам, Еўропай, Каліста, Трытонам. Але Тытан моцна адрозніваецца ад іх саставам і структурай сваёй атмасферы.

Атмасфера[правіць | правіць зыходнік]

Тытан мае працяглую атмасферу, яе таўшчыня перавышае 400 км[23][24]. Паскарэнне свабоднага падзення на спадарожніку складае прыкладна адну сёмую частку ад зямнога, таму для стварэння існуючага ціску каля паверхні ў 1,5 атм, маса атмасферы Тытана павінна быць на парадак большая за масу зямной[25][26]. Наяўнасць метану ў атмасферы прыводзіць да працэсаў фатолізу ў верхніх слаях і ўтварэння некалькіх слаёў вуглевадароднага «смогу», з-за чаго Тытан з'яўляецца адзіным спадарожнікам у Сонечнай сістэме, паверхню якога немагчыма назіраць у аптычным дыяпазоне.

Паходжанне атмасферы[правіць | правіць зыходнік]

Верхнія слаі атмасферы Тытана і паўднёвы полюс Сатурна. «Касіні», 2005 год

Па сучасных ацэнках атмасфера Тытана на 95% складаецца з азоту і аказвае на 50% большы ціск на паверхню, чым зямная атмасфера. На дадзены момант не існуе адзінага меркавання аб яе паходжанні: ёсць некалькі розных версій, але для ўсіх іх ёсць сур'ёзныя контраргументы[27].

Так, па адной тэорыі, атмасфера Тытана першапачаткова складалася з аміяку (NH3), затым пачалася дэгазацыя спадарожніка пад дзеяннем ультрафіялетавага сонечнага выпраменьвання з даўжынёй хвалі, у асноўным меншаю за 260 нм[28][29]; гэта прывяло да таго, што аміяк стаў раскладацца на атамарныя азот і вадарод, якія злучаліся ў малекулы азоту (N2) і вадароду (H2). Цяжэйшы азот апускаўся ўніз да паверхні, а лягчэйшы вадарод рассейваўся ў касмічную прастору, бо нізкая гравітацыя Тытана не можа ўтрымаць вадарод, і як вынік, гэты газ не назапашваецца ў атмасферы[29]. Аднак, крытыкі падобнай тэорыі заўважаюць, што для такога працэсу неабходна, каб Тытан утвараўся пры адносна высокай тэмпературы, пры якой магло б адбыцца раздзяленне рэчыва спадарожніка на камяністы асяродак і змёрзлы ледзяны верхні слой. Аднак назіранні зонда «Касіні» паказваюць, што рэчыва Тытана не так выразна падзяляецца на слаі[27].

Паводле іншай тэорыі, азот мог захавацца з часоў фарміравання Тытана, аднак у гэтым выпадку ў атмасферы павінна таксама прысутнічаць і вялікая колькасць ізатопа аргону-36, які таксама ўваходзіў у састаў газаў у протапланетным дыску, з якога ўтварыліся планеты і спадарожнікі Сонечнай сістэмы. Аднак праведзеныя назіранні паказалі, што ў атмасферы Тытана вельмі мала гэтага ізатопа[27].

У часопісе Nature Geoscience 8 мая 2011 года была апублікавана яшчэ адна тэорыя, у якой мяркуецца, што атмасфера Тытана ўтварылася дзякуючы інтэнсіўнай каметнай бамбардзіроўцы каля чатырох мільярдаў гадоў таму. На думку аўтараў ідэі, азот утвараўся пры сутыкненні камет з паверхняй Тытана; такая «аварыя» адбываецца на вялізнай хуткасці, і ў месцы ўдару рэзка павышаецца тэмпература, а таксама ствараецца вельмі вялікі ціск. Пры такіх умовах цалкам магчыма праходжанне хімічнай рэакцыі. Для праверкі сваёй тэорыі аўтары пры дапамозе лазерных гармат абстрэльвалі мішэнь з замарожанага аміяку снарадамі з золата, плаціны і медзі. Гэты вопыт паказаў, што пры ўдары сапраўды адбываецца раскладанне аміяку на вадарод і азот. Вучонымі было падлічана, што ў ходзе інтэнсіўнай каметнай бамбардзіроўкі Тытана павінна было ўтварыцца каля 300 квадрыльёнаў метрычных тон азоту, што, па іх словах, цалкам дастаткова, для таго каб сфарміраваць атмасферу Тытана[27][30].

Сучасныя ацэнкі страт атмасферы Тытана ў параўнанні з яе першапачатковымі характарыстыкамі даюцца на падставе аналізу суадносін ізатопаў азоту 14N да 15N. Па дадзеных назіранняў устаноўлена, што аб'ём ізатопа 15N у 4—4,5 разы перавышае аб'ём таго ж ізатопа на Зямлі. Такім чынам, першапачатковая маса атмасферы Тытана была прыкладна ў 30 разоў большая, чым зараз, бо з-за слабейшай гравітацыі лёгкі ізатоп азоту 14N павінен пакідаць Тытан хутчэй пад уздзеяннем нагрэву і іанізацыі выпраменьваннем, а 15N — назапашвацца[31].

Структура[правіць | правіць зыходнік]

Параўнанне атмасфер Тытана і Зямлі

Мяжа атмасферы на Тытане знаходзіцца прыкладна ў 10 разоў вышэй, чым на Зямлі[23][24]. Мяжа трапасферы размяшчаецца на вышыні 35 км. Да вышыні 50 км распасціраецца шырокая трапапаўза, дзе тэмпература застаецца практычна пастаяннай, а затым тэмпература пачынае расці. Мінімальная тэмпература каля паверхні складае −180 °C, пры павелічэнні вышыні тэмпература паступова павышаецца і на адлегласці 500 км ад паверхні дасягае −121 °C. Іанасфера Тытана мае больш складаную структуру, чым зямная, яе асноўная частка размяшчаецца на вышыні 1200 км. Нечаканасцю стала існаванне на Тытане другога, ніжняга слоя іанасферы, які ляжыць паміж 40 і 140 км (максімум электраправоднасці на вышыні 60 км)[23].

Атмасферны склад[правіць | правіць зыходнік]

Утварэнне талінаў — складаных арганічных малекул з вялікай малекулярнай масай у верхняй атмасферы Тытана, на вышыні ~1000 км[32][33]

Адзінымі целамі ў Сонечнай сістэме, атмасфера якіх у асноўным складаецца з азоту, з'яўляюцца Зямля і Тытан. Атмасфера апошняга складаецца з азоту на 98,4%[5] і прыкладна з 1,6% аргону і метану, якія пераважаюць у асноўным у верхніх слаях атмасферы, дзе іх канцэнтрацыя дасягае 43%. Ёсць таксама сляды этану, дыацэтылену, метылацэтылену, цыянаацэтылену, ацэтылену, прапану, вуглякіслага газу, чаднага газу, цыяну, гелія[5]. Практычна адсутнічае свабодны кісларод.

Тытан не мае істотнага магнітнага поля, таму яго атмасфера, асабліва верхнія слаі, падпадае пад моцнае ўздзеянне сонечнага ветру. Акрамя таго, яна трапляе пад уплыў касмічнага выпраменьвання і сонечнага апрамянення, пад уздзеяннем якіх, у прыватнасці, ультрафіялету, малекулы азоту і метану раскладаюцца на іоны або вуглевадародныя радыкалы. Гэтыя фрагменты, у сваю чаргу, утвараюць складаныя арганічныя злучэнні азоту або вугляроду, у тым ліку араматычныя злучэнні (напрыклад, бензол)[34]. Таксама ў верхніх пластах атмасферы ўтвараецца паліін — палімер з спалучанай патройнай сувяззю.

Арганічныя злучэнні, якія ўключаюць у сябе атамы азоту, надаюць паверхні Тытана і атмасферы аранжавы колер[35] (у прыватнасці, такі колер неба, калі глядзець з паверхні)[36]. Пад уздзеяннем Сонца ўвесь метан быў бы ператвораны за 50 млн гадоў (вельмі невялікі тэрмін у параўнанні з узростам Сонечнай сістэмы), аднак гэтага не адбываецца. Гэта азначае, што запасы метану ў атмасферы пастаянна папаўняюцца[37]. Адной з магчымых крыніц метану можа быць вулканічная актыўнасць[38][39].

Клімат[правіць | правіць зыходнік]

Будова атмасферы Тытана

Тэмпература каля паверхні Тытана складае ў сярэднім −180 °C[40]. З-за шчыльнай і непразрыстай атмасферы[41] розніца тэмпературы паміж полюсамі і экватарам складае ўсяго 3 градусы. Такія нізкія тэмпературы і высокі ціск процідзейнічаюць раставанню вадзянога лёду, таму ў атмасферы практычна не змяшчаецца вады.

У высокіх слаях атмасферы ўтрымліваецца вялікая колькасць метану, ён павінен быў бы прыводзіць да ўзнікнення парніковага эфекту і, як вынік, павышэння тэмпературы на спадарожніку. Аднак аранжавы туман, які складаецца з арганічных малекул, распаўсюджаны паўсюдна ў ніжніх слаях атмасферы, добра паглынае сонечнае выпраменьванне і прапускае інфрачырвонае ад паверхні, што прыводзіць да антыпарніковага эфекту і астуджвае паверхню прыкладна на 10 градусаў[42].

Цыркуляцыя атмасферных мас[правіць | правіць зыходнік]

Вецер каля паверхні Тытана звычайна даволі слабы і складае прыкладна 0,3 м/с[43], на невялікіх вышынях кірунак ветру мяняецца. На вышынях, большых за 10 км, у атмасферы Тытана пастаянна дзьмуць даволі моцныя вятры[44]. Іх кірунак супадае з кірункам кручэння спадарожніка, а хуткасць расце з вышынёй з некалькіх метраў у секунду на вышыні 10—30 км да 30 м/с на вышыні 50—60 км, што прыводзіць да ўтварэння дыферэнцыяльнага кручэння[43]. На вышынях, большых за 120 км, мае месца моцная турбулентнасць — яе прыкметы былі заўважаны яшчэ ў 1980—1981 гадах, калі праз сістэму Сатурна праляталі касмічныя апараты «Вояджэр». Аднак нечаканасцю стала тое, што на вышыні каля 80 км у атмасферы Тытана зарэгістраваны штыль — сюды не пранікаюць ні вятры, што дзьмуць ніжэй за 60 км, ні турбулентныя рухі, што назіраюцца на ўдвая большай вышыні. Прычыны такога дзіўнага замірання рухаў пакуль не ўдаецца растлумачыць[45].

На аснове сабраных пры спуску апарата «Гюйгенс» дадзеных аб хуткасці вятроў на розных вышынях была створана мадэль аб руху атмасферных мас на Тытане. Па атрыманых выніках атмасфера Тытана прадстаўляе сабой адну гіганцкую ячэйку Хадлі[46]. Цёплыя масы паветра падымаюцца ў паўднёвым паўшар'і ў летні перыяд і пераносяцца да паўночнага полюса, дзе астываюць і ўжо на больш нізкіх вышынях вяртаюцца ў паўднёвае паўшар'е. Прыкладна кожныя 14,5 гадоў адбываецца змена кірунку цыркуляцыі[47].

Мадэль канвекцыйных працэсаў: два асноўныя працэсы ў атмасферы спадарожніка — дзеянне так званых хваль Кельвіна (узнікаюць як вынік няўстойлівасці Кельвіна — Гельмгольца паміж слаямі асяроддзя) і глабальных касых плыней з паўночнага паўшар'я ў паўднёвае[48].

Воблачнасць і ападкі[правіць | правіць зыходнік]

Атмасферная віхура над паўночным полюсам. «Касіні», 2006 год

Метан кандэнсуецца ў аблокі на вышыні некалькіх дзесяткаў кіламетраў. Паводле дадзеных, атрыманых «Гюйгенсам», адносная вільготнасць метану павышаецца з 45% каля паверхні да 100% на вышыні 8 км (пры гэтым агульная колькасць метану, наадварот, памяншаецца)[49]. На вышыні 8—16 км распасціраецца вельмі разрэджаны слой аблокаў, якія складаюцца з сумесі вадкага метану з азотам. Такімі аблокамі пакрыта палова паверхні спадарожніка. Слабая імжа пастаянна выпадае з гэтых аблокаў на паверхню, кампенсуемае выпарэннем.

У верасні 2006 года «Касіні» зафіксаваў велізарнае воблака на вышыні 40 км над паўночным полюсам Тытана. Хоць вядома, што метан утварае аблокі, але ў дадзеным выпадку гэта ўтварэнне складалася хутчэй за ўсё з этану, бо памер зафіксаваных часціц складаў усяго 1—3 мкм, і іменна этан здольны кандэнсавацца на гэтай вышыні. У снежні «Касіні» зноў выявіў воблачны покрыў над полюсам, у яго складзе вызначыўся метан, этан і яшчэ адно арганічнае злучэнне. Воблака дасягала ў дыяметры 2400 км і назіралася таксама ў наступны пралёт апарата праз месяц[50]. Навукоўцы мяркуюць, што ў гэты час на полюсе спадарожніка ішоў метана-этанавы дождж або снег (калі тэмпература досыць нізкая); сыходныя патокі ў паўночных шыротах досыць моцныя, каб выклікаць выпадзенне ападкаў[51].

Таксама аблокі былі зафіксаваны ў паўднёвым паўшар'і. Звычайна яны займаюць не больш за 1% паверхні, хоць гэта значэнне часам дасягае 8%. Такія адрозненні ў плошчы воблачнага покрыва паўшар'яў тлумачацца тым, што ў паўднёвым паўшар'і ў момант назірання было лета, і там адбываўся інтэнсіўны нагрэў атмасферных мас, ўзнікалі ўзыходныя патокі і, як вынік, канвекцыя. У такіх умовах этан не здольны ўтварыць пастаянны воблачны покрыў, хоць этанавая вільготнасць дасягае 100%[52]. З верасня па кастрычнік 2010 г. навукоўцы аналізавалі фатаграфіі «Касіні» і прыйшлі да высновы, што на экватары спадарожніка таксама ідуць дажджы; сведчаннем гэтаму з'яўляецца характэрная зрэзанасць (спаласаванасць), якая праяўляецца дзякуючы рачным патокам[53].

Назіранні паказваюць, што вышыня і пастаянства воблачнасці залежаць ад шыраты. Так, у высокіх шыротах (ад 60° і вышэй) паўшар'я ў зімовы перыяд распаўсюджаны пастаянныя аблокі, якія сфармаваліся вышэй за ўзровень трапасферы. У больш нізкіх шыротах аблокі знаходзяцца на вышыні 15—18 км, з'яўляюцца невялікімі па памерах і носяць непастаянны характар. У паўшар'і з летнім перыядам аблокі ўтвараюцца ў асноўным у раёне 40° шыраты і звычайна недаўгавечныя[54].

Наземныя назіранні таксама паказваюць сезонныя змены ў воблачным покрыве. Так, за адзін 30-гадовы абарот вакол Сонца разам з Сатурнам на Тытане ў кожным паўшар'і на працягу 25 гадоў утвараюцца аблокі, а затым на працягу 4—5 гадоў знікаюць перад тым як узнікнуць зноў[50].

Мультыспектральны здымак Тытана. Светлая вобласць у цэнтры — «мацярык» Ксанаду

Паверхня[правіць | правіць зыходнік]

Горная града на Тытане з вышыні 10 км (радыёспектральны здымак з зонда «Гюйгенс»)
Ландшафт Тытана ў месцы пасадкі зонда «Гюйгенс» (кантраст узмоцнены). Бачныя камні акруглай формы, якія маглі ўтварыцца пры ўздзеянні вадкасці. Метан надае паветру аранжавы колер

Паверхня Тытана, сфатаграфаваная «Касіні» у розных спектральных дыяпазонах, у нізкіх шыротах падзелена на некалькі светлых і цёмных абласцей з выразнымі межамі[55]. У раёне экватара на вядучым паўшар'і размешчаны светлы рэгіён памерам з Аўстралію (бачны таксама на інфрачырвоных здымках тэлескопа «Хабл»), які прадстаўляе сабой узвышша, імаверна, горны масіў[56]. Ён атрымаў назву Ксанаду (Xanadu)[57].

Карта паверхні полюсаў Тытана. По дадзеным «Касіні», студзень 2009

На радарных здымках, зробленых у красавіку 2006 года, бачныя горныя хрыбты вышынёй больш за 1 км, даліны, рэчышчы рэк, а таксама цёмныя плямы (запоўненыя або высахлыя азёры)[58]. Прыкметная моцная эрозія горных вяршынь, патокі вадкага метану падчас сезонных ліўняў маглі ўтварыць пячоры ў горных схілах. На паўднёвы ўсход ад Ксанаду размешчана загадкавае ўтварэнне Hotei Arcus, якое прадстаўляе сабой яркую (асабліва на некаторых даўжынях хваль) дугу. Ці з'яўляецца гэтая структура «гарачым» вулканічным раёнам, ці адкладаннем нейкага рэчыва (напрыклад, вуглякіслотнага лёду), пакуль незразумела.

У экватарыяльным светлым рэгіёне Адзіры выяўлены працяглыя ланцугі гор (або пагоркаў) вышынёй да некалькіх сотняў метраў. Як мяркуецца, у паўднёвым паўшар'і можа існаваць масіўны горны хрыбет працягласцю каля 150 км і вышынёй да 1,6 км. На вяршынях гор светлыя адкладанні — магчыма, залежы метану і іншых арганічных матэрыялаў[59]. Усё гэта сведчыць аб тэктанічных працэсах, якія фарміруюць паверхню Тытана.

У цэлым рэльеф Тытана адносна роўны — варыяцыя па вышыні не большыя за 2 км, аднак лакальныя перапады вышынь, як паказваюць дадзеныя радара і стэрэаздымкі, атрыманыя «Гюйгенсам», могуць быць вельмі значнымі; стромкія схілы на Тытане не рэдкасць[60]. Гэта з'яўляецца вынікам інтэнсіўнай эрозіі пры ўдзеле ветру і вадкасці. Ёсць некалькі аб'ектаў, падобных на ўдарныя кратары, запоўненыя, як мяркуюць, вуглевадародамі. Многія кратары могуць быць схаваны пад пластом асадкаў[61] або былі хутка згладжаны інтэнсіўнай ветравой эрозіяй[62]. Паверхня Тытана ва ўмераных шыротах менш кантрастная.

Шматлікія асаблівасці паверхні Тытана можна растлумачыць як дзеяннем вадкасці, так і вынікамі крыявулканізму. Вулканічны купал Ганеша, выяўлены на радарных выявах у кастрычніку 2004, нагадвае шчытавыя вулканы Венеры.

Дзюны[правіць | правіць зыходнік]

Па экватары спадарожнік апяразваюць цёмныя вобласці па памерах пракладна з Ксанаду. Спачатку меркавалі, што гэта метанавыя моры[63]. Радарныя даследаванні, аднак, паказалі, што цёмныя экватарыяльныя рэгіёны амаль паўсюдна пакрыты доўгімі паралельнымі радамі дзюн, выцягнутых у напрамку пераважных вятроў (з захаду на ўсход) на сотні кіламетраў — т. зв. «Каціныя драпіны»[64].

Цёмны колер нізін тлумачыцца скопішчам часціц вуглевадароднага «пылу», што выпадае з верхніх слаёў атмасферы і змываецца метанавымі дажджамі з узвышшаў і прыносіцца ў экватарыяльныя раёны вятрамі. Пыл можа быць перамяшаны з ледзяным пяском[64][65].

Метанавыя рэкі і азёры[правіць | правіць зыходнік]

Моры і азёры ў паўночнай палярнай вобласці Тытана (па радарных здымках «Касіні»)

Вывад аб магчымасці існавання на паверхні Тытана рэк і азёр, напоўненых вадкім метанам, быў зроблены на аснове дадзеных, сабраных апаратамі «Вояджэр-1» і «Вояджэр-2», якія паказалі існаванне шчыльнай атмасферы адпаведнага складу і патрэбных тэмператур для падтрымання метану ў вадкім стане. У 1995 годзе дадзеныя тэлескопа «Хабл» і іншыя назіранні дазволілі непасрэдна абгрунтаваць існаванне вадкага метану на паверхні ў выглядзе асобных азёр ці нават акіянаў, падобных да зямных[66].

Адлюстраванне інфрачырвонай часткі сонечнага выпраменьвання ад паверхні метанавага возера ў паўночнай палярнай вобласці Тытана

Місія «Касіні» ў 2004 годзе таксама пацвердзіла гэту гіпотэзу, хоць і не адразу. Калі апарат прыбыў у сістэму Сатурна, даследчыкі спадзяваліся выявіць вадкасць з дапамогай адлюстравання сонечнага святла, але спачатку ніякіх блікаў выявіць не ўдалося[67].

У ліпені 2009 года было зафіксавана адлюстраванне сонечнага святла (блік) ад гладкай паверхні вадкага басейна ў інфрачырвоным дыяпазоне, што стала прамым доказам існавання азёр[68].

Раней паблізу палюсоў радар «Касіні» паказаў наяўнасць вельмі роўнай і/або добра паглынаючай паверхні, якая прадстаўляе сабой вадкія метанавыя (альбо метан-этанавыя) вадаёмы, наяўнасць якіх доўга была пад сумненнем. У прыватнасці, у чэрвені 2005 года здымкі «Касіні» выявілі ў паўднёвай палярнай вобласці цёмнае ўтварэнне з вельмі выразнымі межамі, якое было ідэнтыфікавана як вадкае возера. Яго назвалі возера Антарыа[69][70]. Выразныя радарныя здымкі азёр у паўночнай палярнай вобласці Тытана атрыманы ў ліпені 2006 года[71]. Радарнае пакрыццё вобласці Мезараміа ў высокіх шыротах паўднёвага паўшар'я паказала наяўнасць развітой рачной сістэмы, берагавой лініі з характэрнымі слядамі эрозіі і паверхні, пакрытай вадкасцю ў цяперашні час альбо ў нядаўнім мінулым[8][72].

У сакавіку 2007 года «Касіні» выявіў у раёне Паўночнага полюса некалькі гіганцкіх азёр, найбуйнейшае з якіх дасягае ў даўжыню 1000 км і па плошчы параўнальнае з Каспійскім морам, яшчэ адно пры плошчы 100 000 км² пераўзыходзіць любое з зямных прэснаводных азёр[73].

У чэрвені 2012 года астраномы, вывучаючы здымкі, зробленыя «Касіні» з 2004 па 2008 гады, выявілі метанавае возера глыбінёй у 1 метр у пустыннай экватарыяльнай вобласці Тытана[74]. Возера ўдалося разгледзець дзякуючы здымкам у інфрачырвоным дыяпазоне. Яго даўжыня складае каля 60, а шырыня — каля 40 кіламетраў[75]. Акрамя возера былі выяўлены яшчэ чатыры вадаёмы, якія больш нагадваюць зямныя балоты[74].

Паводле дадзеных «Касіні» і камп'ютарных разлікаў, састаў вадкасці ў азёрах наступны: этан (76—79%), прапан (7—8%), метан (5—10%). Акрамя таго, азёры ўтрымліваюць 2—3% цыяніду вадароду, і каля 1% бутэну, бутану і ацэтылену[76][77]. Паводле іншых дадзеных, асноўнымі кампанентамі з'яўляюцца этан і метан. Запасы вуглевадародаў у азёрах у некалькі разоў перавышаюць агульныя запасы нафты і газу на Зямлі[78]. Навукоўцы НАСА выказалі здагадку[79], што пры пэўных умовах на паверхні азёр Тытана могуць утварацца плывучыя крыгі. Такі лёд павінен быць насычаны газам (больш за 5%) каб заставацца на паверхні возера, а не апускацца на дно.

Большая частка азёр знойдзена ў паўночнай палярнай вобласці, тады як у паўднёвай іх амаль няма. Гэта можа тлумачыцца сезоннымі зменамі — кожны з чатырох сезонаў на Тытане доўжыцца каля 7 зямных гадоў, і за гэты час метан можа высыхаць у вадаёмах аднаго паўшар'я і вятрамі пераносіцца ў другое[80][81].

Пры зніжэнні зонда «Гюйгенс» у атмасферы Тытана былі атрыманы фатаграфіі[82] на якіх бачныя светлыя пагоркі і рэчышчы, якія перасякаюць іх і ўпадаюць у цёмную вобласць. «Гюйгенс», відаць, сеў іменна ў цёмную вобласць, і яна аказалася з цвёрдай паверхняй[83]. Састаў грунту на месцы пасадкі нагадвае мокры пясок (які, магчыма, складаецца з ледзяных пясчынак, перамяшаных з вуглевадародамі). Увільгатненне грунту можа адбывацца дзякуючы бесперапыннаму выпадзенню імжы.

На здымках непасрэдна з паверхні бачныя камяні (імаверна, ледзяныя) круглявай формы. Такая форма магла ўтварыцца ў выніку працяглага ўздзеяння на іх вадкасці. Мабыць, у прыэкватарыяльнай вобласці, дзе прызямліўся «Гюйгенс», магчымыя толькі часовыя перасыхаючыя метанавыя азёры, якія ўтвараюцца пасля вельмі рэдкіх дажджоў.

Крыявулканізм[правіць | правіць зыходнік]

Інфрачырвоная выява аб'екта, які, магчыма, з'яўляецца крыявулканам

На Тытане ёсць выразныя прыкметы вулканічнай актыўнасці. Аднак пры падабенстве формы і ўласцівасцей вулканаў, на спадарожніку дзейнічаюць не сілікатныя вулканы, як на Зямлі або Марсе і Венеры, а так званыя крыявулканы, якія, хутчэй за ўсё, вывяргаюцца водна-аміячнай сумессю з прымешкай вуглевадародаў[84].

Першапачаткова існаванне вулканізму пачалі дапускаць пасля выяўлення ў атмасферы аргону-40, які ўтвараецца пры распадзе радыёактыўных рэчываў[85]. Пазней «Касіні» зарэгістраваў магутную крыніцу метану, якая, як мяркуецца, з'яўляецца крыявулканам. Але на паверхні спадарожніка да гэтага часу не было знойдзена ні адной крыніцы метану, здольнай падтрымліваць пастаянную колькасць рэчыва ў атмасферы, і таму цяпер лічыцца, што асноўная частка ўсяго метану паходзіць з крыявулканаў[86][87].

Акрамя таго, у снежні 2008 года астраномы зарэгістравалі ў атмасферы два светлыя ўтварэнні часовага характару, аднак яны аказаліся занадта даўгавечнымі для пагодных з'яў. Мяркуюць, што гэта было вынікам актыўнага вывяржэння аднаго з крыявулканаў[88].

Вулканічныя працэсы на Тытане, як і на Зямлі, абумоўлены распадам радыеактыўных элементаў у мантыі спадарожніка[88]. Магма на Зямлі складаецца з расплаўленых парод, якія маюць меншую шчыльнасць, чым пароды кары, праз якія яны вывяргаюцца. На Тытане ж водна-аміячная сумесь значна большая па шчыльнасці, чым вадзяны лёд, праз які яна вывяргаецца на паверхню, і, такім чынам, патрабуецца большая колькасць энергіі для падтрымання вулканізму. Адной з крыніц такой энергіі з'яўляюцца магутнае прыліўнае ўздзеянне Сатурна на свой спадарожнік[88].

Унутраная будова[правіць | правіць зыходнік]

Згодна з разлікамі, Тытан мае цвёрдае ядро, якое складаецца са скальных парод, дыяметрам каля 3400 км, і акружана некалькімі слаямі вадзянога лёду[22]. Знешні слой мантыі складаецца з вадзянога лёду і гідрату метану, унутраны са спрэсаванага, вельмі шчыльнага лёду. Паміж гэтымі слаямі можа існаваць праслойка з вадкай вады.

Як і на іншыя спадарожнікі Юпітэра і Сатурна, такія, напрыклад, як Іо і Энцэлад, на Тытан дзейнічаюць значныя прыліўныя сілы, якія істотна ўплываюць на тэктанічныя працэсы спадарожніка, разаграваюць яго ядро і падтрымліваюць вулканічную актыўнасць.

Гіпатэтычны падпаверхневы акіян[правіць | правіць зыходнік]

Шэрагам вучоных была выказана гіпотэза аб існаванні глабальнага падпаверхневага акіяна[89]. Магутнае прыліўнае дзеянне Сатурна можа прывесці да разагрэву ядра і падтрымання досыць высокай тэмпературы для існавання вадкай вады[90]. Параўнанне здымкаў «Касіні» за 2005 і 2007 гады паказала, што дэталі ландшафту зрушыліся прыкладна на 30 км. Паколькі Тытан заўсёды павернуты да Сатурна адным бокам, такі зрух можа тлумачыцца тым, што ледзяная кара аддзелена ад асноўнай масы спадарожніка глабальнай вадкай праслойкай[90].

Мяркуюць, што ў вадзе змяшчаецца значная колькасць аміяку (каля 10%), які дзейнічае на ваду як антыфрыз[88], гэта значыць паніжае тэмпературу яе замярзання. У спалучэнні з высокім ціскам, які аказваецца карой спадарожніка, гэта можа з'яўляцца дадатковай умовай існавання падпаверхневага акіяна[91][92]. Паводле дадзеных, апублікаваных у канцы чэрвеня 2012 і сабраных раней КА «Касіні», пад паверхняй Тытана (на глыбіні каля 100 км) сапраўды павінен знаходзіцца акіян, які складаецца з вады з магчымай невялікай колькасцю солей[93].

Поры года[правіць | правіць зыходнік]

Як і на Зямлі, на Тытане ёсць змена пор года. Па меры руху Сатурна і яго спадарожнікаў вакол Сонца на Тытане паступова змяняецца сезон.

Штармы[правіць | правіць зыходнік]

На Тытане як і на Зямлі час ад часу ўзнікаюць штармы[94]. Нагрэў паверхні сонечнымі прамянямі спараджае ўзыходныя патокі паветра, выклікаючы магутную канвекцыю, перамяшчэнне вільгаці і кандэнсацыю аблокаў.

У адрозненне ад Зямлі на Тытане магутныя аблокі нашмат мацней ссоўваюцца па шыраце, па меры змены сезонаў, тады як на Зямлі яны рухаюцца на поўнач або поўдзень нязначна.

Назіранні і даследаванні[правіць | правіць зыходнік]

Назіранне і вывучэнне Тытана, да таго як у 1979 годзе касмічны апарат «Піянер-11» дасягнуў арбіты Сатурна і правёў розныя вымярэнні планеты і яе спадарожнікаў, праходзіла вельмі павольна. У 1907 годзе іспанскі астраном Хасэ Комас Сола сцвярджаў, што назіраў пацямненні на краі дыска Тытана і дзве круглыя светлыя плямы па цэнтры[95]. Адкрыццё атмасферы Джэрардам Койперам у 1944 годзе[96] стала яшчэ адным сур'ёзным адкрыццём[97].

Тытан не бачны няўзброеным вокам, але яго можна ўбачыць у любіцельскі (непрафесійны) тэлескоп або моцны бінокль, назіранню перашкаджае блізкасць Тытана да Сатурна. Спадарожнік мае бачную зорную велічыню 7,9[98].

«Піянер-11» і «Вояджэр»[правіць | правіць зыходнік]

Атмасфера Тытана з адлегласці 435 000 км. «Вояджэр-1», 1980 год

Першым касмічным апаратам, які праляцеў паблізу Тытана, стаў «Піянер-11», прызначаны для вывучэння Юпітэра і Сатурна. 1 верасня 1979 г. станцыя перадала пяць здымкаў Тытана. Па дадзеных, перададзеных зондам, было ўстаноўлена, што тэмпература каля паверхні вельмі нізкая для існавання жыцця[99]. «Піянер-11» прайшоў на адлегласці 353 950 км ад спадарожніка. Атрыманыя фатаграфіі былі вельмі размытымі, каб адрозніць якія-небудзь дэталі[100].

Значныя даследаванні былі зроблены апаратам «Вояджэр-1». 12 лістапада 1980 года станцыя прайшла ў 5600 км ад Тытана, аднак атрыманыя здымкі не дазволілі адрозніць якія-небудзь дэталі паверхні з-за туману ў атмасферы. «Вояджэр-1» змог вывучыць толькі састаў атмасферы і вызначыць асноўныя дадзеныя, такія як памер і маса, таксама быў удакладнены арбітальны перыяд[19].

«Вояджэр-2» праляцеў праз сістэму Сатурна 25 жніўня 1981. Апарат быў накіраваны да Уран і каля Сатурна здзейсніў гравітацыйны манеўр, таму Тытан практычна не вывучаўся.

Касмічны тэлескоп «Хабл»[правіць | правіць зыходнік]

Першыя фатаграфіі, што пралілі святло на структуру паверхні Тытана, былі атрыманы тэлескопам «Хабл» у 1990-я гады. На зробленых у інфрачырвоным дыяпазоне здымках былі бачныя метанавыя воблакі і арганічны смог. Выразны кантраст паміж цёмнымі і светлымі абласцямі паверхні з'яўляецца супрацьлегласцю рэльеф назіраным на іншых, падобных па памеры спадарожніках у Сонечнай сістэме. Такія канцэнтрычныя структуры як кратар, звычайныя на іншых спадарожніках, «Хаблам» на Тытане знойдзены не былі.

Меркавалася, што светлыя ўчасткі паверхні прадстаўляюць сабой узвышшы ў адносінах да цямнейшых абласцей; таксама ўчасткі адрозніваюцца па свайму саставу: светлыя ўчасткі могуць утрымліваць вадзяны лёд (такое часта сустракаецца на спадарожніках Юпітэра), а цёмныя пакрыты скальнымі пародамі або арганічным матэрыялам.

«Касіні — Гюйгенс»[правіць | правіць зыходнік]

Момант аддзялення зонда «Гюйгенс» ад «Касіні». Мастацкая выява

5 кастрычніка 1997 г. з мыса Канаверал стартаваў апарат «Касіні — Гюйгенс», сумесны праект НАСА, ЕКА і АСІ. Ён быў створаны для вывучэння сістэмы Сатурна і, у прыватнасці, яго спадарожніка Тытана. «Касіні» з'яўляецца першым штучным спадарожнікам Сатурна. Першапачатковы тэрмін дзеяння апарата быў разлічаны на 4 гады.

«Касіні» знаходзіцца на арбіце Сатурна з 1 ліпеня 2004 года. Як і было запланавана, першы пралёт каля Тытана быў здзейснены 26 кастрычніка 2004 года на адлегласці ўсяго 1200 км ад паверхні[83]. Тытан з'яўляецца самым аддаленым ад Зямлі нябесным целам, на якое ажыццявіў пасадку касмічны зонд[101]. На радыёлакацыйных здымках, зробленых у той час, паказана складаная структура паверхні Тытана.

З 22 ліпеня 2006 года па 28 мая 2008 года «Касіні» здзейсніў 21 пралёт каля Тытана (мінімальная адлегласць — усяго 950 км), за гэты час былі атрыманы малюнкі, якія даказваюць існаванне на Тытане метанавых азёр[102].

Місія была прадоўжана спачатку да 2010 г. (дадаткова 21 пралёт Тытана), а затым — да 2017 (яшчэ 56 пралётаў)[103].

Даследаванне зондам «Гюйгенс»[правіць | правіць зыходнік]

Зонд «Гюйгенс» аддзяліўся ад «Касіні» 25 снежня 2004 года, а апусціўся на паверхню 14 студзеня 2005 г.[104] «Гюйгенс» — першы апарат, створаны чалавекам, які знаходзіцца на паверхні спадарожніка планеты (за выключэннем апаратаў на Месяцы).

Спуск на парашутах скрозь атмасферу спадарожніка заняў у «Гюйгенса» 2 гадзіны 27 хвілін 50 секунд. Сутыкненне апарата з паверхняй Тытана адбывалася на хуткасці 16 км/г (або 4,4 м/с), пры гэтым прыборы перанеслі кароткачасовыя перагрузкі, якія ў 15 разоў перавышаюць паскарэнне свабоднага падзення на Зямлі.

Падчас спуску «Гюйгенс» адбіраў пробы атмасферы. Хуткасць ветру пры гэтым (на вышыні ад 9 да 16 км) склала прыблізна 26 км/г. Бартавыя прыборы выявілі шчыльную метанавую смугу (ярусы аблокаў) на вышыні 18—19 км, дзе атмасферны ціск складаў прыблізна 50 кПа (5,1×103 кгс/м²) або 380 мм ртутнага слупа. Знешняя тэмпература ў пачатку спуску складала −202 °C, у той час як на паверхні Тытана аказалася трохі вышэйшая: −179 °C.

Здымкі, зробленыя ў час спуску, паказалі складаны рэльеф са слядамі дзеяння вадкасці (рэчышчамі рэк і рэзкім кантрастам паміж светлымі і цёмнымі ўчасткамі — «берагавой лініяй»)[105]. Аднак цёмны ўчастак, на які спусціўся «Гюйгенс», аказаўся цвёрдым. На здымках, атрыманых з паверхні, бачныя камяні круглявай формы памерам да 15 см са слядамі ўздзеяння вадкасці (галька)[86].

З дапамогай вонкавага мікрафона ўдалося зрабіць запіс гуку ветру на Тытане.

Месца пасадкі апарата 14 сакавіка 2007 г. было вырашана назваць у гонар Юбера Кюрьена (Hubert Curien) — аднаго з заснавальнікаў Еўрапейскага касмічнага агенцтва[106].

Запланаваныя місіі[правіць | правіць зыходнік]

Новая місія ў 2020-х гадах

У рамках сумеснай праграмы НАСА і ЕКА па вывучэнні Сатурна, Тытана і Энцэлада плануецца адправіць апарат Titan Saturn System Mission, які будзе ўключаць у сябе: арбітальную станцыю і два зонды, прызначаныя непасрэдна для вывучэння Тытана. Адзін зонд прадстаўляе сабой аэрастат, які будзе плаваць у атмасферы сярод аблокаў. Па задуме распрацоўшчыкаў, гэты зонд павінен будзе па меншай меры адзін раз абляцець вакол усяго спадарожніка прыкладна па 20° з. ш. на вышыні 10 км[107].

Другі зонд павінен будзе прывадніцца ў палярным моры вуглевадародаў прыкладна на 79° паўночнай шыраты. Гэтак жа як і «Гюйгенс», апарат будзе спушчаны на парашуце. Зонд стане першым плывучым апаратам за межамі Зямлі. Час яго працы, як мяркуюць, складзе ад 3 да 6 месяцаў, пачынаючы з 6 гадзін спуску праз атмасферу.

Першапачаткова запуск місіі планаваўся на 2020 год. Аднак у лютым 2009 года было абвешчана, што НАСА і ЕКА аддалі місіі па даследаванню сістэмы Юпітэра большы прыярытэт, і дата запуску была перанесена на больш позні час, прыкладна на 2020-я гады[108].

Магчымасць існавання жыцця[правіць | правіць зыходнік]

Сатурн і яго спадарожнікі знаходзяцца за межамі зоны заселенасці, таму ўзнікненне высокаарганізаванага жыцця (падобнага да зямнога) гіпатэтычна немагчыма, аднак магчымасць узнікнення простых арганізмаў не выключаецца вучонымі[109].

Нягледзячы на нізкія тэмпературы, на Тытане існуюць дастатковыя ўмовы для пачатку хімічнай эвалюцыі. Шчыльная атмасфера з азоту і арганічных злучэнняў з'яўляецца цікавым аб'ектам для даследавання экзабіёлагамі, бо падобныя ўмовы маглі існаваць на маладой Зямлі. Аднак вельмі нізкія тэмпературы прадухіляюць прабіятычны кірунак развіцця, у адрозненне ад Зямлі[110].

Стывен Бенер з Фларыдскага ўніверсітэта мяркуе, што жыццё магла б узнікнуць у азёрах вадкіх вуглевадародаў. Этан або метан могуць выкарыстоўвацца як растваральнік у біялагічных працэсах жывога арганізма. Пры гэтым хімічная агрэсіўнасць гэтых рэчываў значна ніжэйшая, чым у вады. Такім чынам, макрамалекулы, такія, напрыклад, як бялкі і нуклеінавыя кіслоты, могуць быць больш устойлівымі.

Так, 5 чэрвеня 2010 года група вучоных з НАСА зрабіла заяву аб тым, што яны выявілі на Тытане прыкметы магчымага існавання найпрасцейшых форм жыцця. Такія высновы былі зроблены на аснове аналізу дадзеных, атрыманых з зонда «Касіні» — вывучаючы незвычайныя паводзіны вадароду на паверхні спадарожніка, астрабіёлагі Крыс Макей і прафесар Джон Зарнескі выказалі гіпотэзу аб «дыханні» прымітыўных біялагічных арганізмаў, якія прадстаўляюць форму жыцця, якая адрозніваецца ад зямной і замест вады і кіслароду выкарыстоўвае метан і вадарод[111].

Згодна з гэтай гіпотэзай, арганізмы маглі б паглынаць газападобны вадарод і харчавацца малекуламі ацэтылену, пры гэтым у працэсе іх жыццядзейнасці ўтвараўся б метан. У выніку на Тытане назіраўся б недахоп ацэтылену і зніжэнне ўтрымання вадароду каля паверхні. Вымярэнні ў інфрачырвоным дыяпазоне, выкананыя спектрометрам «Касіні», не выявілі ніякіх слядоў прысутнасці ацэтылену, хоць ён і павінен быў бы ўтварацца ў вельмі магутнай атмасферы Тытана пад уздзеяннем сонечнага ўльтрафіялетавага выпраменьвання. Ускосныя вынікі дазваляюць выказаць здагадку, што вадарод каля паверхні Тытана таксама знікае. Сам Макей, каменціруючы атрыманыя вынікі часопісу «New scientist», адзначыў, што яны «вельмі незвычайныя і пакуль хімічна невытлумачальныя». «Вядома, гэта не доказ наяўнасці жыцця, але вельмі цікава», — дадаў вучоны[112][113]. Тым не менш, навукоўцы не выключаюць, што новым дадзеным з «Касіні» можа быць зусім іншае тлумачэнне[114].

У вельмі далёкай будучыні ўмовы на Тытане могуць значна змяніцца. Праз 6 млрд гадоў Сонца значна павялічыцца ў памерах і стане чырвоным гігантам, тэмпература на паверхні спадарожніка павялічыцца да −70 °C, дастаткова высокай для існавання вадкага акіяна з сумесі вады і аміяку. Падобныя ўмовы праіснуюць некалькі сотняў мільёнаў гадоў, гэтага цалкам дастаткова для развіцця адносна складаных форм жыцця[115].

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 1,8 R. A. Jacobson. Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. NASA/JPL (August 15, 2009). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 R. A. Jacobson et al. (2006). "The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data". The Astronomical Journal 132 (6): 2520—2526. doi:10.1086/508812. 
  3. D. R. Williams. Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA (August 21, 2008). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  4. G. Mitri et al. (2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). Icarus 186 (2): 385—394. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/mitri-etal-2007-lakes.pdf. 
  5. 5,0 5,1 5,2 Niemann, H. B. et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature 438 (7069): 779—784. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. 
  6. Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. pp. 154—155. ISBN 9789812705013. http://books.google.com/?id=j3O47dxrDAQC&printsec=frontcover. Retrieved on 2010-03-25. 
  7. News Features: The Story of Saturn. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 8 студзеня 2007.
  8. 8,0 8,1 Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. (January 4, 2007). "The lakes of Titan". Nature 445 (1): 61—64. doi:10.1038/nature05438. 
  9. R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens Discovers Luna Saturni. Astronomy Picture of the Day. NASA (2005-03-25). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 18 жніўня 2007.
  10. O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science 48 (7—8): 617—636. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8. 
  11. A. D. Fortes (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus 146 (2): 444—452. doi:10.1006/icar.2000.6400. 
  12. Christiaan Huygens: Discoverer of Titan. ESA (24 September 2003). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 17 ліпеня 2010.
  13. Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683
  14. G. D. Cassini (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 8 (1673): 5178—5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003. 
  15. Mr. Lassell (November 12, 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (1): 42. http://adsabs.harvard.edu/full/seri/MNRAS/0008/0000042.000.html. Retrieved on 2005-03-29. 
  16. Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (April 1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets 22 (2): 141—152. doi:10.1007/BF00898423. http://link.springer.com/article/10.1007%2FBF00898423. Retrieved on 2007-08-27. 
  17. JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 19 жніўня 2007.
  18. EVS-Islands: Titan’s Unnamed Methane Sea. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 22 кастрычніка 2009.
  19. 19,0 19,1 James Richardson, Ralph Lorenz, & Alfred McEwen (July 2004). "Titan’s Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images". Icarus 170 (1): 113—124. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4CC7SNP-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=5e718b2de3cffd9556bac61d9b609d0b.  verified 2005-03-28.
  20. Lunine, J. Comparing the Triad of Great Moons. Astrobiology Magazine (March 21, 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 20 ліпеня 2006.
  21. Titan at the time of the Cassini spacecraft first flyby: a prediction for its origin, bulk chemical composition and internal physical structure. Astrophysics. Праверана 25 кастрычніка 2009.
  22. 22,0 22,1 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin (2005). "Titan’s internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus 175 (2): 496—502. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005Icar..175..496. 
  23. 23,0 23,1 23,2 M. Fulchignoni, F. Ferri, F. Angrilli et al. (8 December 2005). "In situ measurements of the physical characteristics of Titan’s environment". Nature 438. doi:10.1038/nature04314. http://www.nature.com/nature/journal/v438/n7069/full/nature04314.html. 
  24. 24,0 24,1 Elizabeth P. Turtle. Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens. Smithsonian (2007). Праверана 18 красавіка 2009.
  25. Кусков О. Л., Дорофеева В. А., Кронрод В. А., Макалкин А. Б. «Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение крупных спутников», изд-во УРСС, 2009.
  26. Athéna Coustenis, F. W. Taylor (1999). Titan: The Earth-like Moon. World Scientific. pp. 10—12. http://books.google.com/books?id=I0VpngEACAAJ. Retrieved on 2009-11-13. 
  27. 27,0 27,1 27,2 27,3 Титан породил атмосферу в ходе кометной бомбардировки (руск.) . Lenta.ru (09.05.2011).
  28. J. H. Waite (Jr) et al. (2005). "Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan". Science 308 (5724): 982—986. doi:10.1126/science.1110652. PMID 15890873. 
  29. 29,0 29,1 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, H. K. Biernat (2005). "The influence of the solar particle and radiation environment on Titan’s atmosphere evolution". Advances in Space Research 36: 241—250. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043. 
  30. Saturn’s Moon Titan May Have Been Planetary Punching Bag (англ.) 
  31. A. Coustenis (2005). "Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere". Space Science Reviews 116: 171—184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. 
  32. J. H. Waite Jr., D. T. Young, T. E. Cravens et al. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere (англ.)  // Science : рец. науч. журнал. — 2007. — Т. 316. — № 5826. — С. 870—875. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.1139727 (PDF).
  33. David Darling. tholin (англ.) . The Encyclopedia of Science (by Дэвід Дарлінг(англ.) бел.). — Таліны ў энцыклапедыі Дэвіда Дарлінга The Encyclopedia of Science. Архівавана з першакрыніцы 28 лютага 2012. Праверана 27 лютага 2012.
  34. A. J. Coates, F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler (2007). "Discovery of heavy negative ions in Titan’s ionosphere". Geophys. Res. Lett 34: L22103. doi:10.1029/2007GL030978. 
  35. О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение — М.: ЛКИ, 2009. — С. 478. — ISBN 9785382009865.
  36. Baez, John This Week’s Finds in Mathematical Physics. University of California, Riverside (January 25, 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 22 жніўня 2007.
  37. J. H. Waite, Jr., D. T. Young, T. E. Cravens, A. J. Coates, F. J. Crary, B. Magee, and J. Westlake (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan’s Upper Atmosphere". Science 316: 870. doi:10.1126/science.1139727. 
  38. Sushil K. Atreyaa, Elena Y. Adamsa, Hasso B. Niemann et al. (2006). "Titan’s methane cycle". Planetary and Space Science 54 (12): 1177. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. 
  39. E. R. Stofan, C. Elachi, J. I. Lunine et al. (4 January 2007). "Letters". Nature 445: 61. doi:10.1038/nature05438. 
  40. Carolyn Porco. Titan. NASA (2007-11-29). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  41. Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (August 2005). "The reflectance spectrum of Titan’s surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society 37 (726). http://adsabs.harvard.edu/abs/2005DPS....37.4615S. Retrieved on 2007-08-20. 
  42. C. A. Hasenkopf. OPTICAL PROPERTIES OF TITAN HAZE LABORATORY ANALOGS USING CAVITY RING DOWN SPECTROSCOPY. Workshop on Planetary Atmospheres (2007). Праверана 16 кастрычніка 2007.
  43. 43,0 43,1 The Way the Wind Blows on Titan. NASA/JPL (2007-06-01). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 2 чэрвеня 2007.
  44. Carolina Martinez. NASA Observations Help Determine Titan Wind Speeds. NASA (2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  45. Rain, winds and haze during the descent to Titan. ESA (30 November 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  46. Wind or Rain or Cold of Titan’s Night?. Astrobiology Magazine (March 11, 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 24 жніўня 2007.
  47. Rannou, R.; et al. (January 2006). "The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan". Science 311 (5758): 201—205. doi:10.1126/science.1118424. PMID 16410519. http://www.sciencemag.org/content/311/5758/201.abstract. Retrieved on 2007-09-01. 
  48. Причиной «влажного» климата Титана оказались метановые ливни (руск.) . Lenta.ru (15.08.2011).
  49. First 'in situ' composition measurements made in Titan’s atmosphere. ESA (30 November 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  50. 50,0 50,1 Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan’s North Pole. NASA (2007). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 14 красавіка 2007.
  51. Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes. Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 29 студзеня 2009.
  52. Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. (February 2006). "A large cloud outburst at Titan’s south pole" (PDF). Icarus (182): 224—229. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/largecloud.pdf. Retrieved on 2007-08-23. 
  53. На экваторе Титана впервые за семь лет пошел дождь (руск.) . Lenta.ru (18.03.2011). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 18 сакавіка 2011.
  54. NASA Cassini Image: Radar Images Titan’s South Pole (2008). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 11 студзеня 2008.
  55. Battersby, Stephen Titan’s complex and strange world revealed. New Scientist (29 October 2004). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 31 жніўня 2007.
  56. Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 31 жніўня 2007.
  57. Cassini Reveals Titan’s Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. Science Daily (July 23, 2006). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 27 жніўня 2007.
  58. Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; et al. (March 2007). "Titan’s Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference 38. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf. Retrieved on 2007-08-27. 
  59. Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  60. Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. (January 2006). "Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS" (PDF). Icarus 186 (1). http://c3po.barnesos.net/publications/papers/Titan.spectral.diversity.pdf. Retrieved on 2007-08-27.  (недаступная спасылка з 24-05-2014 (94 дня))
  61. PIA07365: Circus Maximus. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 4 мая 2006.
  62. Titan Gets a Dune «Makeover»
  63. R. Lorenz (2003). "The Glitter of Distant Seas". Science 302: 403—404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 16675686. http://www.sciencemag.org/content/312/5774/702.summary. 
  64. 64,0 64,1 Goudarzi, Sara Saharan Sand Dunes Found on Saturn’s Moon Titan. SPACE.com (May 4, 2006). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 6 жніўня 2007.
  65. Lorenz, RD; Wall S, Radebaugh J, et al. (2006). "The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes". Science 312: 724—727. doi:10.1126/science.1123257. 
  66. S. F. Dermott, C. Sagan, (1995). "Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan". Nature 374: 238—240. doi:10.1038/374238a0. 
  67. Bortman, Henry Titan: Where's the Wet Stuff?. Astrobiology Magazine (2004-10-28). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 5 лютага 2011.
  68. Учёные впервые увидели жидкую материю, находящуюся вне Земли. РИА Новости (21.12.2009). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  69. Emily Lakdawalla. Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?. The Planetary Society (June 28, 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 14 кастрычніка 2006.
  70. NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon. NASA (2008). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 20 снежня 2009.
  71. Cassini Finds Lakes on Titan’s Arctic Region (англ.) . NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 22 студзеня 2010.
  72. На Титане нашли долгожданное море
  73. Cassini Spacecraft Images Seas on Saturn’s Moon Titan (англ.) . NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 22 студзеня 2010.
  74. 74,0 74,1 Caitlin A. Griffith, Juan M. Lora, Jake Turner, Paulo F. Penteado, Robert H. Brown, Martin G. Tomasko, Lyn Doose & Charles See. Possible tropical lakes on Titan from observations of dark terrain // Nature. — 14 June 2012. — В. 486. — С. 237—239. — DOI:10.1038/nature11165
  75. Maggie McKee. Tropical lakes on Saturn moon could expand options for life. — Nature, 2012-06-13. — DOI:doi:10.1038/nature.2012.10824
  76. D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunine; P. Lavvas; V. Vuitton (2009). "An estimate of the chemical composition of Titan’s lakes". arΧiv:0911.1860v1 [astro-ph]. 
  77. Астрономы установили химический состав озёр на Титане (руск.) . Lenta.ru (12.11.2009).
  78. Titan’s Surface Organics Surpass Oil Reserves on Earth (англ.) . NASA. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  79. Ученые рассказали о метановых «льдинах» на Титане (руск.) . Lenta.ru (10.01.2013).
  80. Cook, J.-R. C. Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan. NASA (2009-12-17). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 18 снежня 2009.
  81. Lakdawalla, E. Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake. Planetary Society Blog. Planetary Society (17 December 2009). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 17 снежня 2009.
  82. Raw images from the Huygens probe descent on 14 January 2005 (англ.) . ESA. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 22 студзеня 2010.
  83. 83,0 83,1 PIA08630: Lakes on Titan. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 14 кастрычніка 2006.
  84. Carolina Martinez. Scientists Discover Possible Titan Volcano. NASA (2005-06-08). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  85. Tobias Owen (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature 438: 756—757. doi:10.1038/438756a. 
  86. 86,0 86,1 Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan. ESA (21 January 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 28 сакавіка 2005.
  87. David L. Chandler. Hydrocarbon volcano discovered on Titan. New Scientist (8 June 2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 7 жніўня 2007.
  88. 88,0 88,1 88,2 88,3 Alan Longstaff (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19. 
  89. На Титане нашли океан. Вокруг Света (21.03.2008). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  90. 90,0 90,1 David Shiga, Titan’s changing spin hints at hidden ocean, New Scientist, 20 March 2008
  91. Титан обрёл внутрипланетный океан // «Троицкий вариант — Наука», № 12, 2008.
  92. На Титане открыты тайный водяной океан и свободная кора на freescince.narod.ru.
  93. На Титане нашли подземный океан , Взгляд (29 июня 2012). Праверана 29 чэрвеня 2012.
  94. Леонид Попов На Титане открыты весенние ливни. Мембрана.ru (2011-03-18). Архівавана з першакрыніцы 10 мая 2013. Праверана 1 мая 2013.
  95. P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole (1990). The Atlas of the Solar System. ISBN 0-517-00192-6. 
  96. О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение — М.: ЛКИ, 2009. — С. 476. — ISBN 9785382009865.
  97. G. P. Kuiper (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal 100: 378. doi:10.1086/144679. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1944ApJ...100..378. 
  98. Benton Julius L. Jr. (2005). "Saturn and How to Observe It". Springer London: 141—146. doi:10.1007/1-84628-045-1_9. 
  99. The Pioneer Missions. NASA (2007-03-26). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 19 жніўня 2007.
  100. Pioneer XI. Photo Index. NASA. Праверана 19 жніўня 2007.
  101. Huygens Exposes Titan’s Surface. Space Today. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 19 жніўня 2007.
  102. CASSINI AT SATURN — Saturn Tour Dates. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 31 кастрычніка 2007.
  103. Cassini’s proposed extended-extended mission tour
  104. Lingard, Steve; Norris, Pat (June 2005). How To Land on Titan. Ingenia. http://www.ingenia.org.uk/ingenia/articles.aspx?Index=317. Retrieved on 2009-01-11. 
  105. Cassini at Saturn: Introduction. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 6 верасня 2007.
  106. Huygens landing site to be named after Hubert Curien. ESA (5 March 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 6 жніўня 2007.
  107. Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission. ESA (2009). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 30 студзеня 2009.
  108. Rincon, Paul (18 February 2009). Jupiter in space agencies’ sights. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7897585.stm. 
  109. McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). "Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan". Icarus 178 (1): 274—276. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018. 
  110. Richard A. Lovett. Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean (англ.) . National Geographic News (March 20, 2008).
  111. What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?. NASA. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  112. ИТАР-ТАСС, 07.06.10, «Два возможных признака существования примитивной жизни на спутнике Сатурна Титане обнаружил зонд НАСА „Кассини“» (из платн. ленты)
  113. Кто съел водород на Титане (руск.) . Gazeta.ru (07.06.2010).
  114. NASA, возможно, обнаружило признаки жизни на спутнике Сатурна. РИА Новости (05.06.2010). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011.
  115. Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan under a red giant sun: A new kind of «habitable» moon (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona (1997). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 21 сакавіка 2008.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]