Википедија

Атмосфера на Титан

Атмосферата на Титан — густиот слој на гасови што го опкружуваат Титан, најголемата месечина на Сатурн. Тоа е единствената густа атмосфера на природен сателит во Сончевиот Систем. Долната атмосфера на Титан е првенствено составена од азот (94,2%), метан (5,65%) и водород (0,099%). Постојат траги од другите јаглеводороди, како што се етан, дијацетилен, метилацетилен, ацетилен, пропан, полициклични ароматични јаглеводороди [3] и на други гасови, како што се цијаноацетилен, цијановодород, јаглерод диоксид, јаглерод моноксид, цијан, ацетонитрил, аргон и хелиум.[4] Изотопската студија за односот на азотните изотопи, исто така, сугерира дека ацетонитрил може да биде присутен во количини што надминуваат цијановодород и цијаноацетилен.[5] Површинскиот притисок е околу 50% повисок отколку на Земјата со 1,5 бари (147 kPa) [1] што е во близина на тројната точка на метанот и дозволува да има гасовит метан во атмосферата и течен метан на површината.[6] Портокаловата боја гледана од вселената ја произведуваат други посложени хемикалии во мали количини, веројатно толини, органски талог слични на катран.[7]

Атмосфера на Титан
Титан
Слика во вистинска боја на слоеви на магла во атмосферата на Титан
Основни информации[2]
Просечен површински притисок1.5 Бар (147 kPa)[1]
Хемиски видмоларен удел
Состав[2]
Азот94.2%
Метан5.65%
Водород0.099%

Историја на набљудување

уреди

Присуството на значајна атмосфера првпат било забележано од шпанскиот астроном Хосеп Комас и Сола, кој забележал затемнување на екстремитетите на Титан во 1903 година,[8] и го потврдил Жерар П. Кајпер во 1944 година користејќи спектроскопска техника која дала проценка на атмосферски делумен притисок на метан од редот од 100 милибари (10 kPa).[9] Последователните набљудувања во 1970-тите покажале дека бројките на Кајпер биле значително потценети; изобилството на метан во атмосферата на Титан било десет пати поголемо, а површинскиот притисок бил најмалку двојно поголем од она што тој го предвидел. Високиот површински притисок значело дека метанот може да формира само мал дел од атмосферата на Титан.[10] Во 1980 година, Војаџер 1 ги направил првите детални набљудувања на атмосферата на Титан, откривајќи дека нејзиниот површински притисок бил поголем од Земјиниот, со 1,5 бари (околу 1,48 пати поголем од оној на Земјата).[11]

Заедничката мисија на НАСА/ЕСА Касини-Хајгенс обезбедила мноштво информации за Титан и за системот на Сатурн воопшто, откако влегла во орбитата на 1 јули 2004 година. Утврдено е изобилството на атмосферски изотоп на Титан и доказ дека изобилството на азот во атмосферата доаѓа од материјалите во Ортовиот Облак, поврзан со кометите, а не од материјалите што го формирале Сатурн во претходните времиња.[12] Утврдено е дека на Титан може да се појават сложени органски хемикалии [13] вклучувајќи полициклични ароматични јаглеводороди,[14][15]

Мисијата „Дагонфлај“ на НАСА планира да испрати големо воздушно возило на Титан во 2034 година.[16] Мисијата ќе ја проучува способноста за живеење на Титан и пребиотичката хемија на различни локации.[17] Авионот налик на беспилотно летало ќе врши мерења на геолошки процеси, како и на површинскиот и атмосферскиот состав.[18]

Преглед

уреди

Набљудувањата од вселенските сонди Војаџер покажале дека атмосферата на Титан е погуста од Земјината, со површински притисок околу 1,48 пати поголем од оној на Земјата.[11] Атмосферата на Титан е околу 1,19 пати помасивна од вкупната Земја,[19] или околу 7,3 пати помасивна на основа по површина. Поддржува непроѕирни слоеви на магла што ја блокираат највидливата светлина од Сонцето и другите извори и ги прави нејасни одликите на површината на Титан. Атмосферата е толку густа, а гравитацијата толку ниска што луѓето би можеле да летаат низ неа со мафтање со „крилјата“ прикачени на нивните раце.[20] Пониската гравитација на Титан значи дека нејзината атмосфера е многу попроширена од Земјината; дури и на растојание од 975 км, вселенското летало Касини-Хајгенс морало да направи прилагодувања за да одржува стабилна орбита против атмосферското влечење.[21] Атмосферата на Титан е непроѕирна на многу бранови должини и е невозможно да се стекне целосен спектар на рефлексија на површината однадвор.[22] Дури со доаѓањето на Касини-Хајгенс во 2004 година биле добиени првите директни слики од површината на Титан. Сондата Хајгенс не можела да ја открие насоката на Сонцето за време на нејзиното спуштање, и иако можела да направи слики од површината, тимот на Хајгенс го споредил процесот со „фотографирање на асфалтен паркинг во самрак“.[23]

Вертикална структура

уреди

Вертикалната атмосферска структура на Титан е слична на Земјата. Двете имаат тропосфера, стратосфера, мезосфера и термосфера. Сепак, гравитацијата на долната површина на Титан создава попроширена атмосфера,[24] со висина на скалата од 15-50 км (9–31 mi) во споредба со 5-8 км (3,1-5 ми) на Земјата. Податоците на Војаџер, во комбинација со податоците од Хајгенс и радијативно-конвективните модели обезбедуваат зголемено разбирање за атмосферската структура на Титан.[25]

  • Тропосфера: Ова е слој каде што се случуваат временските прилики на Титан. Бидејќи метанот се кондензира од атмосферата на Титан на големи надморски височини, неговото изобилство се зголемува под тропопаузата на надморска височина од 32 км (20 mi), израмнувајќи се на вредност од 4,9% помеѓу 8 км (5 ми) и површината.[26][27] Метански дожд, дожд од магла и различни слоеви на облаци се наоѓаат во тропосферата.
  • Стратосфера: Атмосферскиот состав во стратосферата е 98,4% азот - единствената густа, богата со азот атмосфера во Сончевиот Систем настрана од Земјината - со останатите 1,6% составени главно од метан (1,4%) и водород (0,1-0,2%).[26] Главниот слој на толинска магла лежи во стратосферата на околу 100-210 км (62–130 ми). Во овој слој на атмосферата постои силна температурна инверзија предизвикана од маглата поради високиот сооднос на кратки бранови и инфрацрвена непроѕирност.
  • Мезосфера: Одвоен слој на магла е пронајден на околу 450-500 км (280-310 ми), во мезосферата. Температурата на овој слој е слична на онаа на термосферата поради ладењето на линиите на цијановодород (HCN).[28]
  • Термосфера: Производството на честички започнува во термосферата Ова бил и најблискиот пристап на Касини во атмосферата на Титан.
  • Јоносфера: Титановата јоносфера е исто така посложена од Земјината, со главната јоносфера на надморска височина од 1.200 км (750 mi) но со дополнителен слој на наелектризирани честички на 63 км (39 ми). Ова ја дели атмосферата на Титан до одреден степен на две одделни комори што резонираат со радио. Изворот на природните бранови со екстремно ниска честота (ELF) на Титан, како што се откриени од Касини-Хајгенс, е нејасен бидејќи се смета дека нема голема молскавична активност.

Атмосферски состав и хемија

уреди

Атмосферската хемија на Титан е разновидна и сложена. Секој слој од атмосферата има уникатни хемиски заемодејства кои се случуваат внатре, а потоа се во интеракција со другите подслоеви во атмосферата. На пример, се смета дека јаглеводородите се формираат во горната атмосфера на Титан во реакции кои произлегуваат од распаѓањето на метанот од ултравиолетова светлина на Сонцето, создавајќи густ портокалов смог.[29] Табелата подолу ги истакнува механизмите за производство и загуба на најзастапените фотохемиски произведени молекули во атмосферата на Титан.

Хемија во атмосферата на Титан
Молекула Производство Загуба
Водород Фотолиза на метан побегнува
Јаглерод моноксид  

  		 
Етан   кондензира
Ацетилен    

кондензира
Пропан   кондензира
Етилен  

  		 
Цијановодород  

  		кондензира
Јаглерод диоксид   кондензира
Метилацетилен    

 
Дијацетилен    
 
Облак снимен во лажна боја над северниот пол на Титан.

Магнетно поле

уреди

Титан нема магнетно поле, иако студиите во 2008 година покажале дека Титан ги задржува остатоците од магнетното поле на Сатурн во кратки прилики кога поминува надвор од магнетосферата на Сатурн и е директно изложен на сончевиот ветер.[30] Ова може да јонизира и да однесе некои молекули од врвот на атмосферата. Внатрешното магнетно поле на Титан е занемарливо, а можеби дури и не постои.[31] Нејзиното орбитално растојание од 20,3 полупречници на Сатурн повремено го става во магнетосферата на Сатурн. Сепак, разликата помеѓу вртежниот период на Сатурн (10.7 часа) и Титановиот орбитален период (15.95 дена) предизвикува релативна брзина од околу 100 помеѓу магнетизираната плазма на Сатурн и Титан.[31] Тоа всушност може да ги интензивира реакциите кои предизвикуваат атмосферски загуби, наместо да ја чуваат атмосферата од сончевиот ветер.[32]

Хемија на јоносферата

уреди

Во ноември 2007 година, научниците откриле докази за негативни јони со приближно 13 800 пати поголема од масата на водородот во јоносферата на Титан, за кои се смета дека паѓаат во долните области за да формираат портокалова магла што ја замаглува површината на Титан.[33] Помалите негативни јони се идентификувани како линеарни анјони на јаглероден синџир со поголеми молекули кои покажуваат докази за посложени структури, веројатно добиени од бензен.[34] Се смета дека овие негативни јони играат клучна улога во формирањето на посложени молекули, за кои се смета дека се толини, и може да формираат основа за полициклични ароматични јаглеводороди, цијанополини и нивните деривати. Неверојатно, негативните јони како овие претходно се покажа дека го подобруваат производството на поголеми органски молекули во молекуларните облаци надвор од нашиот Сончев Систем,[35] сличност што ја нагласува можната поширока релевантност на негативните јони на Титан.[36]

 
Титановиот вител на јужниот пол — вртлив гасен облак HCN (29 ноември 2012 година).

Атмосферска циркулација

уреди

Постои модел на циркулација на воздухот што тече во насока на ротацијата на Титан, од запад кон исток. Дополнително, откриени се и сезонски варијации во атмосферската циркулација. Набљудувањата на Касини на атмосферата направени во 2004 година, исто така, сугерираат дека Титан е „супер ротатор“, како Венера, со атмосфера што ротира многу побрзо од неговата површина.[37] Атмосферската циркулација се објаснува со големата Хедлиева циркулација која се јавува од пол до пол.

Циклус на метан

уреди

Енергијата од Сонцето требало да ги претвори сите траги од метан во атмосферата на Титан во посложени јаглеводороди во рок од 50 милиони години - кратко време во споредба со староста на Сончевиот Систем. Ова сугерира дека метанот мора некако да се надополнува со резервоар на или во самиот Титан. Поголемиот дел од метанот на Титан е во атмосферата. Метанот се транспортира низ студената стапица во тропопаузата.[38] Затоа, циркулацијата на метанот во атмосферата влијае на рамнотежата на зрачењето и хемијата на другите слоеви во атмосферата. Ако има резервоар на метан на Титан, циклусот би бил стабилен само во текот на геолошките временски размери.

 
Органски гасови во атмосферата на Титан - HNC (лево) и HC<sub id="mwAWU">3</sub>N (десно).

Доказите дека атмосферата на Титан содржи повеќе од илјада пати повеќе метан од јаглерод моноксид, се смета дека исклучува значителен придонес од ударите на кометите, бидејќи кометите се составени од повеќе јаглерод моноксид отколку метан. Дека Титан можеби создал атмосфера од раната сатурнска маглина во времето на формирањето исто така изгледа неверојатно; во таков случај, треба да има атмосферско изобилство слично на сончевата маглина, вклучувајќи водород и неон.[39] Многу астрономи сугерираат дека конечното потекло за метанот во атмосферата на Титан е од самиот Титан, ослободен преку ерупции од криовулканите.[40][41][42]

 
Поларни облаци, направени од метан, на Титан (лево) во споредба со поларни облаци на Земјата (десно).

Ден и самрак (изгрејсонце/зајдисонце)

уреди
 
Модели на осветленост на небото [43] на сончев ден на Титан. Сонцето се гледа како заоѓа од пладне до самрак со 3 бранови должини: 5 μm, блиску инфрацрвено (1-2 μm) и видливо. Секоја слика покажува „превртена“ верзија на небото како што се гледа од површината на Титан. Левата страна го покажува Сонцето, додека десната страна покажува подалеку од Сонцето. Горниот и долниот дел на сликата се соодветно зенитот и хоризонтот. Аголот на сончевиот зенит го претставува аголот помеѓу Сонцето и зенитот (0°), каде што 90° е кога Сонцето ќе стигне до хоризонтот.
 
Сатурн заоѓа зад Титан.

Осветленоста на небото и условите за гледање се очекува да бидат сосема различни од Земјата и Марс поради подалечното растојание на Титан од Сонцето (~10 ае ) и сложените слоеви на магла во неговата атмосфера. Видеата на моделот за осветленост на небото покажуваат како може да изгледа еден типичен сончев ден стоејќи на површината на Титан врз основа на моделите за пренос на зрачење.

За астронаутите кои гледаат со видлива светлина, дневното небо има изразито темно портокалова боја и изгледа униформно во сите правци поради значителното Миево расејување од многуте слоеви на магла на висока надморска височина. Дневното небо е пресметано дека е ~ 100-1000 пати помрачно од едно попладне на Земјата,[43] што е слично на условите за гледање на густ смог или густ чад. Зајдисонцата на Титан се очекува да бидат „подземни настани“,[43] каде што Сонцето исчезнува на половина пат на небото (~ 50° над хоризонтот) без јасна промена во бојата. После тоа, небото полека ќе се затемнува додека не дојде до ноќ. Сепак, се очекува површината да остане светла како полната Месечина до 1 Земјински ден по зајдисонце.[43]

При блиска инфрацрвена светлина, зајдисонцата личат на зајдисонце на Марс или на зајдисонце во прашлива пустина. Миевото расејување има послабо влијание на подолги инфрацрвени бранови должини, што овозможува пошарени и променливи услови на небото. Во текот на денот, Сонцето има забележлива сончева корона која ја преминува бојата од бела во „црвена“ во текот на попладневните часови.[43] Попладневната светлина на небото е ~ 100 пати помала од Земјата.[43] Како што се приближува вечерното време, се очекува Сонцето да исчезне прилично блиску до хоризонтот. Атмосферската оптичка длабочина на Титан е најмала на 5 микрони. Значи, Сонцето на 5 микрони може да биде видливо дури и кога е под хоризонтот поради атмосферско прекршување. Слично на сликите од зајдисонцето на Марс од роверите, се гледа дека корона слична на вентилатор се развива над Сонцето поради расејување од магла или прашина на големи надморски височини.[43]

Што се однесува до Сатурн, планетата е речиси фиксирана во својата позиција на небото бидејќи орбитата на Титан е плимно сврзана околу Сатурн. Сепак, има мало движење од 3° од исток кон запад во текот на една година на Титан поради орбиталната ексцентричност,[44] слично на аналемата на Земјата. Сончевата светлина што се рефлектира од Сатурн, Сатурнов сјај, е околу 1000 пати послаба од сончевата инсолација на површината на Титан.[44] Иако Сатурн изгледа неколку пати поголем на небото од Месечината на небото на Земјата, контурите на Сатурн се маскирани од посветлото Сонце во текот на денот. Сатурн може да биде забележлив само ноќе, но само на бранова должина од 5 микрони. Ова се должи на два фактори: малата оптичка длабочина на атмосферата на Титан на 5 микрони [45][46] и силните емисии од 5 μm од ноќната страна на Сатурн.[47] Во видлива светлина, Сатурн ќе направи небото од страната на Титан свртено кон Сатурн да изгледа малку посветло, слично на облачната ноќ со полна месечина на Земјата.[44] Прстените на Сатурн се скриени од поглед поради порамнувањето на орбиталната рамнина на Титан и рамнината на прстените.[44] Се очекува Сатурн да покаже фази, слични на фазите на Венера на Земјата, кои делумно ја осветлуваат површината на Титан ноќе, освен при затемнувањата.[44]

Од вселената, сликите на Касини од блиска инфрацрвена до УВ бранова должина покажале дека периодите на самракот (фазни агли > 150°) се посветли од дневните часови на Титан.[48] Ова набљудување не е забележано на ниту едно друго планетарно тело со густа атмосфера.[48] Титановиот самрак што го надминува денот се должи на комбинацијата на атмосферата на Титан што се протега на стотици километри над површината и интензивното Миево расфрлање на маглата.[48] Моделите за пренос на зрачење не го репродуцирале овој ефект.

Атмосферска еволуција

уреди

Постојаноста на густата атмосфера на Титан е загадочна бидејќи атмосферите на структурно сличните сателити на Јупитер, Ганимед и Калиста се занемарливи. Иако нееднаквоста сè уште е слабо разбрана, податоците од неодамнешните мисии обезбедиле основни ограничувања за еволуцијата на атмосферата на Титан.

 
Слоеви на атмосфера, слика од вселенското летало Касини

Грубо кажано, на растојание од Сатурн, сончевата инсолација и флуксот на сончевиот ветер се доволно ниски што елементите и соединенијата кои се испарливи на копнените планети имаат тенденција да се акумулираат во сите три фази.[49] Температурата на површината на Титан е исто така доста ниска, околу 94 К.[50][51] Следствено, масените фракции на супстанции кои можат да станат атмосферски состојки се многу поголеми на Титан отколку на Земјата. Всушност, сегашните толкувања сугерираат дека само околу 50% од масата на Титан се силикати,[52] додека остатокот се состои првенствено од различни мразови H2O (вода) и NH3 · H2O ( хидрати на амонијак). NH3, кој можеби е оригиналниот извор на атмосферскиот N2 ( динитроген) на Титан, може да сочинува дури 8% од масата NH3 · H2O. Титан најверојатно е диференциран во слоеви, каде што течниот воден слој под мразот I<sub id="mwAg8">h</sub> може да биде богат со NH3. 

 
Слика во вистинска боја на слоеви на магла во атмосферата на Титан
 
Атмосферата на Титан осветлена од Сонцето, со Сатурновите прстени зад себе. Надворешниот слој на магла се спојува на врвот со северната поларна хауба.
 
Зимската полутопка на Титан (горе) е малку потемна на видлива светлина поради високата надморска височина на маглата

Достапни се привремени ограничувања, при што сегашната загуба најмногу се должи на малата гравитација [53] и сончевиот ветер [54] потпомогнати од фотолизата. Загубата на раната атмосфера на Титан може да се процени со изотопскиот сооднос 14 N– 15 N, бидејќи полесниот 14N е преференцијално изгубен од горната атмосфера при фотолиза и загревање. Бидејќи оригиналниот сооднос 14 N– 15N на Титан е слабо ограничен, раната атмосфера можеби имала повеќе N2 според фактори кои се движат од 1,5 до 100 со сигурност само во долниот фактор.[53] Бидејќи N2 е примарна компонента (98%) од атмосферата на Титан,[55] изотопскиот сооднос сугерира дека голем дел од атмосферата е изгубена со текот на геолошкиот временски период. Како и да е, атмосферскиот притисок на неговата површина останува скоро 1,5 пати поголем од оној на Земјата како што започна со пропорционално поголем испарлив буџет од Земјата или Марс. Можно е најголемиот дел од атмосферската загуба да биде во рамките на 50 милиони години акреција, од високо енергетско бегство на светлосни атоми кои однеле голем дел од атмосферата (хидродинамичко бегство).[54] Таков настан би можел да биде поттикнат од ефектите на загревање и фотолиза на повисокиот излез на Х-зраци и ултравиолетови (XUV) фотони на раното Сонце.

Бидејќи Калиста и Ганимед се структурно слични на Титан, не е јасно зошто нивната атмосфера е незначителна во однос на Титан. Како и да е, потеклото на Титановиот N2 преку геолошки античка фотолиза на насобраниот и дегазираниот NH3, наспроти дегасирањето на N2 од акреционерните клатрати, може да биде клучот за правилен заклучок. Доколку N2 бил ослободен од клатрати, 36Ar и 38Ar кои се инертни првобитни изотопи на Сончевиот Систем исто така треба да бидат присутни во атмосферата, но ниту еден не е откриен во значителни количини.[56] Незначителната концентрација на 36Ar и 38Ar исто така укажува дека ~40 К-температурата потребна за нивно заробување и N2 во клатратите не постоеле во Сатурнската подмаглина. Наместо тоа, температурата можеби била повисока од 75 степени К, ограничувајќи ја дури и акумулацијата на NH3 како хидрати.[57] Температурите би биле уште повисоки во под-маглината на Јупитер поради поголемото ослободување на гравитациската потенцијална енергија, маса и близината до Сонцето, што значително го намалува инвентарот NH3 насобирањето од Калиста и Ганимед. Добиените атмосфери N2 можеби биле премногу тенки за да ги преживеат ефектите на атмосферската ерозија што ги издржал Титан.[57]

Алтернативно објаснување е дека ударите на кометите ослободуваат повеќе енергија на Калиста и Ганимед отколку кај Титан поради повисокото гравитациско поле на Јупитер. Тоа би можело да ја еродира атмосферата на Калиста и Ганимед, додека кометниот материјал всушност би ја изградил атмосферата на Титан. Меѓутоа, 2H– 1H (т.е D–H) односот на атмосферата на Титан е 2,3 ± 0,5, скоро 1,5 пати помал од оној на кометите. Разликата сугерира дека материјалот од комета веројатно нема да биде главниот придонесувач за атмосферата на Титан. Атмосферата на Титан, исто така, содржи над илјада пати повеќе метан од јаглерод моноксид, што ја поддржува идејата дека кометниот материјал не е веројатен придонесувач бидејќи кометите се составени од повеќе јаглерод моноксид отколку метан.

 
Титан - три бури од прашина откриени во 2009-2010 година.[58]

Поврзано

уреди

Дополнително читање

уреди
  • Roe, H. G. (2012). „Titan's Methane Weather“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 40 (1): 355–382. Bibcode:2012AREPS..40..355R. doi:10.1146/annurev-earth-040809-152548.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Lindal, G. F.; Wood, G. E.; Hotz, H. B.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Tyler, G. L. (1983-02-01). „The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements“. Icarus. 53 (2): 348–363. Bibcode:1983Icar...53..348L. doi:10.1016/0019-1035(83)90155-0. ISSN 0019-1035.
  2. ↑ 2,0 2,1 Catling, David C.; Kasting, James F. (10 May 2017). Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds (1. изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-0521844123.
  3. ↑ Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. (2020). „The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics“. Icarus. 339: 113571. arXiv:2001.02791. Bibcode:2020Icar..33913571C. doi:10.1016/j.icarus.2019.113571.
  4. ↑ Niemann, H. B.; и др. (2005). „The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe“ (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  5. ↑ Iino, Takahiro; Sagawa, Hideo; Tsukagoshi, Takashi (2020). „14N/15N isotopic ratio in CH3CN of Titan's atmosphere measured with ALMA“. The Astrophysical Journal. 890 (2): 95. arXiv:2001.01484. Bibcode:2020ApJ...890...95I. doi:10.3847/1538-4357/ab66b0.
  6. ↑ Horst, Sarah (2017). „Titan's Atmosphere and Climate“. J. Geophys. Res. Planets. 122 (3): 432–482. arXiv:1702.08611. Bibcode:2017JGRE..122..432H. doi:10.1002/2016JE005240.
  7. ↑ Baez, John (January 25, 2005). „This Week's Finds in Mathematical Physics“. University of California, Riverside. Архивирано од изворникот на 2012-02-08. Посетено на 2007-08-22.
  8. ↑ Moore, P. (1990). The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6.
  9. ↑ Kuiper, G. P. (1944). „Titan: a Satellite with an Atmosphere“. Astrophysical Journal. 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679.
  10. ↑ Coustenis, pp. 13–15
  11. ↑ 11,0 11,1 Coustenis, p. 22
  12. ↑ Dyches, Preston; Clavin, Clavin (June 23, 2014). „Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn“. NASA. Посетено на June 24, 2014.
  13. ↑ Staff (April 3, 2013). „NASA team investigates complex chemistry at Titan“. Phys.Org. Посетено на April 11, 2013.
  14. ↑ López-Puertas, Manuel (June 6, 2013). „PAH's in Titan's Upper Atmosphere“. CSIC. Архивирано од изворникот на 2013-12-03. Посетено на June 6, 2013.
  15. ↑ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (October 24, 2014). „NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan“. NASA. Посетено на October 31, 2014.
  16. ↑ „Eyes on Titan: Dragonfly Team Shapes Science Instrument Payload“. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. 9 January 2019. Посетено на 15 March 2019.
  17. ↑ Dragonfly: Exploring Titan's Prebiotic Organic Chemistry and Habitability (PDF).
  18. ↑ Langelaan J. W. et al. (2017) Proc.
  19. ↑ Coustenis, Athéna; Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. стр. 130. ISBN 978-981-270-501-3. Посетено на 2010-03-25.
  20. ↑ Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. стр. 163–166. ISBN 1-58542-036-0.
  21. ↑ Turtle, Elizabeth P. (2007). „Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens“. Smithsonian. Посетено на 2009-04-18.
  22. ↑ 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): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S.
  23. ↑ de Selding, Petre (January 21, 2005). „Huygens Probe Sheds New Light on Titan“. SPACE.com. Архивирано од изворникот на 4 April 2005. Посетено на 2005-03-28.
  24. ↑ Lorenz, Ralph D. (2014). „Titan: Interior, surface, atmosphere, and space environment, edited by I. Müller-Wodarg, C. A. Griffith, E. Lellouch, and T. E. Cravens. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2014, 474 p. $135, hardcover“. Meteoritics & Planetary Science (англиски). 49 (6): 1139–1140. doi:10.1111/maps.12317. ISBN 978-0521199926. ISSN 1945-5100.
  25. ↑ Catling, David C.; Robinson, Tyler D. (2012-09-09). „An Analytic Radiative-Convective Model for Planetary Atmospheres“. The Astrophysical Journal (англиски). 757 (1): 104. arXiv:1209.1833. Bibcode:2012ApJ...757..104R. doi:10.1088/0004-637X/757/1/104.
  26. ↑ 26,0 26,1 "Titan: Exploring an Earthlike World".
  27. ↑ Niemann, H. B.; и др. (2005). „The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe“ (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  28. ↑ Yelle, Roger (1991-12-10). „Non-LTE models of Titan's upper atmosphere“. Astrophysical Journal. 383 (1): 380–400. Bibcode:1991ApJ...383..380Y. doi:10.1086/170796. ISSN 0004-637X.
  29. ↑ Waite, J. H.; и др. (2007). „The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere“. Science. 316 (5826): 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166.
  30. ↑ „Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan“. NASA/JPL. 2008. Архивирано од изворникот на 20 May 2009. Посетено на 2009-04-20.
  31. ↑ 31,0 31,1 H. Backes; и др. (2005). „Titan's magnetic field signature during the first Cassini encounter“. Science. 308 (5724): 992–995. Bibcode:2005Sci...308..992B. doi:10.1126/science.1109763. PMID 15890875.
  32. ↑ D.G. Mitchell; и др. (2005). „Energetic neutral atom emissions from Titan interaction with Saturn's magnetosphere“. Science. 308 (5724): 989–992. Bibcode:2005Sci...308..989M. doi:10.1126/science.1109805. PMID 15890874.
  33. ↑ Coates, A. J.; F. J. Crary; G. R. Lewis; D. T. Young; J. H. Waite; E. C. Sittler (2007). „Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere“ (PDF). Geophys. Res. Lett. 34 (22): L22103. Bibcode:2007GeoRL..3422103C. doi:10.1029/2007GL030978.
  34. ↑ Desai, R. T.; A. J. Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; и др. (2017). „Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere“. Astrophys. J. Lett. 844 (2): L18. arXiv:1706.01610. Bibcode:2017ApJ...844L..18D. doi:10.3847/2041-8213/aa7851.
  35. ↑ Walsch, C.; N. Harada; E. Herbst; T. J. Millar (2017). „The EFFECTS OF MOLECULAR ANIONS ON THE CHEMISTRY OF DARK CLOUDS“. Astrophys. J. 700 (1): 752–761. arXiv:0905.0800. Bibcode:2009ApJ...700..752W. doi:10.3847/2041-8213/aa7851.
  36. ↑ „Has Cassini found a universal driver for prebiotic chemistry at Titan?“. European Space Agency. July 26, 2017. Посетено на 2017-08-12.
  37. ↑ „Wind or Rain or Cold of Titan's Night?“. Astrobiology Magazine. March 11, 2005. Архивирано од изворникот на 27 September 2007. Посетено на 2007-08-24.
  38. ↑ Roe, Henry G. (2012-05-02). „Titan's Methane Weather“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences (англиски). 40 (1): 355–382. Bibcode:2012AREPS..40..355R. doi:10.1146/annurev-earth-040809-152548.
  39. ↑ Coustenis, A. (2005). „Formation and evolution of Titan's atmosphere“. Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  40. ↑ Sushil K. Atreya; Elena Y. Adams; Hasso B. Niemann; и др. (October 2006). „Titan's methane cycle“. Planetary and Space Science. 54 (12): 1177. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028.
  41. ↑ Stofan, E. R.; и др. (2007). „The lakes of Titan“. Nature. 445 (7123): 61–4. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
  42. ↑ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan; Sotin, Cristophe (2006). „Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan“. Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489.
  43. ↑ 43,0 43,1 43,2 43,3 43,4 43,5 43,6 Barnes, Jason W.; MacKenzie, Shannon M.; Lorenz, Ralph D.; Turtle, Elizabeth P. (2018-11-02). „Titan's Twilight and Sunset Solar Illumination“. The Astronomical Journal (англиски). 156 (5): 247. Bibcode:2018AJ....156..247B. doi:10.3847/1538-3881/aae519. ISSN 1538-3881.
  44. ↑ 44,0 44,1 44,2 44,3 44,4 Lorenz, Ralph (June 2020). Saturn's Moon Titan: From 4. 5 Billion Years Ago to the Present - an Insight Into the Workings and Exploration of the Most Earth-Like World in the Outer Solar System (англиски). Haynes Publishing Group P.L.C. стр. 130–131. ISBN 978-1-78521-643-5. Посетено на 30 November 2020.CS1-одржување: датум и година (link)
  45. ↑ Sotin, C.; Lawrence, K. J.; Reinhardt, B.; Barnes, J. W.; Brown, R. H.; Hayes, A. G.; Le Mouélic, S.; Rodriguez, S.; Soderblom, J. M. (2012-11-01). „Observations of Titan's Northern lakes at 5μm: Implications for the organic cycle and geology“. Icarus (англиски). 221 (2): 768–786. Bibcode:2012Icar..221..768S. doi:10.1016/j.icarus.2012.08.017. ISSN 0019-1035.Sotin, C.; Lawrence, K. J.; Reinhardt, B.; Barnes, J. W.; Brown, R. H.; Hayes, A. G.; Le Mouélic, S.; Rodriguez, S.; Soderblom, J. M.; Soderblom, L. A.; Baines, K. H. (2012-11-01).
  46. ↑ Barnes, Jason W.; Clark, Roger N.; Sotin, Christophe; Ádámkovics, Máté; Appéré, Thomas; Rodriguez, Sebastien; Soderblom, Jason M.; Brown, Robert H.; Buratti, Bonnie J. (2013-10-24). „A Transmission Spectrum of Titan's North Polar Atmosphere from a Specular Reflection of the Sun“. The Astrophysical Journal. 777 (2): 161. Bibcode:2013ApJ...777..161B. doi:10.1088/0004-637X/777/2/161. ISSN 0004-637X. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  47. ↑ BAINES, K. H.; DROSSART, P.; MOMARY, T. W.; FORMISANO, V.; GRIFFITH, C.; BELLUCCI, G.; BIBRING, J. P.; BROWN, R. H.; BURATTI, B. J. (2005-06-01). „The Atmospheres of Saturn and Titan in the Near-Infrared: First Results of Cassini/Vims“. Earth, Moon, and Planets (англиски). 96 (3): 119–147. Bibcode:2005EM&P...96..119B. doi:10.1007/s11038-005-9058-2. ISSN 1573-0794.
  48. ↑ 48,0 48,1 48,2 García Muñoz, A.; Lavvas, P.; West, R. A. (2017-04-24). „Titan brighter at twilight than in daylight“. Nature Astronomy (англиски). 1 (5): 0114. arXiv:1704.07460. Bibcode:2017NatAs...1E.114G. doi:10.1038/s41550-017-0114. ISSN 2397-3366.
  49. ↑ P.A. Bland; и др. (2005). „Trace element carrier phases in primitive chondrite matrix: implications for volatile element fractionation in the inner solar system“ (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXVI: 1841. Bibcode:2005LPI....36.1841B.
  50. ↑ F.M. Flasar; и др. (2005). „Titan's atmospheric temperatures, winds, and composition“. Science. 308 (5724): 975–978. Bibcode:2005Sci...308..975F. doi:10.1126/science.1111150. PMID 15894528.
  51. ↑ G. Lindal; и др. (1983). „The atmosphere of Titan: An analysis of the Voyager 1 radio occultation measurements“. Icarus. 53 (2): 348–363. Bibcode:1983Icar...53..348L. doi:10.1016/0019-1035(83)90155-0.
  52. ↑ G. Tobie; J.I. Lunine; C. Sotin (2006). „Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan“. Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489.
  53. ↑ 53,0 53,1 J.H. Waite (Jr); и др. (2005). „Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan“. Science. 308 (5724): 982–986. Bibcode:2005Sci...308..982W. doi:10.1126/science.1110652. PMID 15890873.
  54. ↑ 54,0 54,1 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 (2): 241–250. Bibcode:2005AdSpR..36..241P. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043.
  55. ↑ A. Coustenis (2005). „Formation and Evolution of Titan's Atmosphere“. Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  56. ↑ H.B. Niemann; и др. (2005). „The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe“ (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  57. ↑ 57,0 57,1 T.C. Owen; H. Niemann; S. Atreya; M.Y. Zolotov (2006). „Between heaven and Earth: the exploration of Titan“. Faraday Discussions. 133: 387–391. Bibcode:2006FaDi..133..387O. CiteSeerX 10.1.1.610.9932. doi:10.1039/b517174a. PMID 17191458.
  58. ↑ McCartney, Gretchen; Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Bauer, Markus (24 September 2018). „Dust Storms on Titan Spotted for the First Time“. NASA. Посетено на 24 September 2018.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Атмосфера_на_Титан&oldid=5133189“