Титан (месечина)

(Пренасочено од Титан (сателит))

Титан е најголемата месечина на Сатурн и вториот по големина природен сателит во Сончевиот Систем. Таа е единствената месечина за која се знае дека има густа атмосфера и единствената позната месечина или планета освен Земјата на која се пронајдени јасни докази за стабилни тела на површинска течност. [1]

Титан е една од седумте гравитациони заоблени месечини во орбитата околу Сатурн и втора најоддалечена од Сатурн. Често е опишана како месечина која наликува на планета. Месечината Титан е 50% поголема (во пречник) од Месечината на Земјата и 80% помасивна. Таа е втората по големина месечина во Сончевиот Систем по Јупитеровата месечина Ганимед, и е поголема од планетата Меркур, но само 40% како масивна.

Откриена во 1655 година од холандскиот астроном Кристиан Хајгенс, Титан била првата позната месечина на Сатурн и шестиот познат планетарен сателит (по Земјината месечина и четирите галилееви месечини на Јупитер). Титан орбитира околу Сатурн со 20 радиуси на Сатурн. Од површината на Титан, Сатурн повлекува лак од 5,09 степени и, кога би бил видлив низ густата атмосфера на месечината, би изгледал 11,4 пати поголем на небото од Месечината на Земјата.

Титан е првенствено составен од мраз и карпест материјал, кој најверојатно е диференциран во карпесто јадро опкружено со различни слоеви мраз, вклучувајќи кора од мраз I h и подповршински слој течна вода богата со амонијак. [2] Слично како и со Венера пред вселенската доба, густата непроѕирна атмосфера го спречувала разбирањето на површината на Титан се додека мисијата Касини-Хајгенс во 2004 година не обезбедила нови информации, вклучително и откривањето на течни јаглеводородни езера во поларните региони на Титан. Геолошки младата површина е генерално мазна, со малку ударни кратери, иако се пронајдени планини и неколку можни криовулкани.

Атмосферата на Титан е главно составена од азот; малите компоненти доведуваат до формирање на облаци од метан и етан и тешка органо-азотна магла. Климата, која вклучува ветер и дожд, создава површински карактеристики слични на оние на Земјата, како што се дини, реки, езера, мориња (најверојатно од течен метан и етан) и делти, а доминираат сезонските временски форми како на Земјата. Со своите течности (и површинските и подземните) и робусната азотна атмосфера, циклусот на метанот на Титан има впечатлива сличност со циклусот на водата на Земјата, иако на многу пониска температура од околу 94 K (−179.2 °C; −290.5 °F) .

ИсторијаУреди

ОткритиеУреди

 
Кристијан Хајгенс го открил Титан во 1655 година.

Титан бил откриен на 25 март 1655 година од холандскиот астроном Кристиан Хајгенс. [3] [4] Хајгенс бил инспириран од откривањето на Галилео за четирите најголеми месечини на Јупитер во 1610 година и неговите подобрувања во технологијата на телескопот. Кристијан, со помош на неговиот постар брат Константин Хајгенс, Џуниор, почнал да гради телескопи околу 1650 година и ја открил првата набљудувана месечина која орбитира околу Сатурн со еден од телескопите што тие ги изградиле. [5] Таа била шестата месечина која некогаш била откриена, по Земјината Месечина и Галилеевите месечини на Јупитер. [6]

ИменувањеУреди

Хајгенс го нарекол своето откритие Saturni Luna (или „месечината на Сатурн“), објавено во De Saturni Luna Observatio Nova (Ново набљудување на месечината на Сатурн) од 1655 година. [7] Откако Џовани Доменико Касини ги објавил своите откритија за уште четири месечини на Сатурн помеѓу 1673 и 1686 година, на астрономите им станало во навика да ги нарекуваат овие и Титан како Сатурн I до V (со Титан тогаш на четвртата позиција). Други рани епитети за Титан вклучуваат „обичен сателит на Сатурн“. [8] Меѓународниот астрономски сојуз официјално го нумерирал Титан како Сатурн VI . [9]

Името Титан, и имињата на сите седум сателити на Сатурн тогаш познати, потекнуваат од Џон Хершел (син на Вилијам Хершел, откривач на две други сатурнски месечини, Мимант и Енкелад), во неговата публикација од 1847 година Резултати од астрономските набљудувања направени во текот на годините. 1834, 5, 6, 7, 8, наРтот на Добрата Надеж. [10] [11] Оттогаш биле откриени бројни мали месечини околу Сатурн. [12] Сатурновите месечини се именувани по митолошки џинови. Името Титан доаѓа од Титаните, раса на бесмртници во грчката митологија. [9]

Орбита и ротацијаУреди

 
Орбитата на Титан (означена со црвено) меѓу другите големи внатрешни месечини на Сатурн. Месечините надвор од нејзината орбита се (однадвор кон внатре) Јапет и Хиперион; оние внатре се Реја, Диона, Тетида, Енкелад и Мимант.

Титан орбитира околу Сатурн еднаш на секои 15 дена 22 часа. Како и Земјината Месечина и многу од сателитите на џиновските планети, нејзиниот ротационен период (неговиот ден) е идентичен со неговиот орбитален период; Титан е плимно заклучен во синхрона ротација со Сатурн и трајно покажува едно лице кон планетата. Географските должини на Титан се мерат кон запад, почнувајќи од меридијанот што минува низ оваа точка. [13] Неговата орбитална ексцентричност е 0,0288, а орбиталната рамнина е наклонета 0,348 степени во однос на сатурновиот екватор. [14] Гледано од Земјата, Титан достигнува аголна оддалеченост од околу 20 радиуси на Сатурн (нешто повеќе од 1,200,000 километри ) од Сатурн и диск со пречник од 0,8 лачни секунди. 

Малиот сателит со неправилна форма Хиперион е заклучен во орбитална резонанца 3:4 со Титан. „Бавна и мазна“ еволуција на резонанца - во која Хиперион мигрирал од хаотична орбита - се смета за неверојатна, врз основа на моделите. Хиперион веројатно се формирал на стабилен орбитален остров, додека масивниот Титан апсорбирал или исфрлал тела што се приближувале. [15]

Масовни карактеристикиУреди

Споредба на големини: Титан („долно лево“) со Месечината и Земјата („горе и десно“)
Модел на внатрешната структура на Титан кој покажува слој Мраз-VI

Титан има пречник од 5,149.46 километри, 1,06 пати поголем од оној на планетата Меркур, 1,48 од Месечината и 0,40 од Земјата. Пред пристигнувањето на Војаџер 1 во 1980 година, се сметало дека Титан е малку поголем од Ганимед (пречник од 5.262 километри) и со тоа најголемата месечина во Сончевиот Систем; ова било преценување предизвикано од густата, непроѕирна атмосфера на Титан, со слој на магла 100-200 километри над неговата површина. Ова го зголемува неговиот очигледен пречник. [16] Пречникот и масата на Титан (а со тоа и неговата густина) се слични на оние на месечините Ганимед и Калиста . [17] Врз основа на неговата волуменска густина од 1,88 g/cm 3, составот на Титан е половина мраз и половина карпест материјал. Иако е сличен во составот на Диона и Енкелад, тој е погуст поради гравитациската компресија. Има маса 1/4226 од онаа на Сатурн, што ја прави најголемата месечина од гасните џинови во однос на масата на нејзината примарна месечина. Тој е втор по релативен пречник на месечините во однос на гасовитиот џин; Титан со 1/22,609 од пречникот на Сатурн, Тритон е поголем по дијаметар во однос на Нептун со 1/18,092.

Титан веројатно е делумно диференциран во различни слоеви со карпест центар од 3.400 километри. [18] Овој карпест центар е опкружен со неколку слоеви составени од различни кристални форми на мраз. [19] Неговата внатрешност се уште може да биде доволно топла за течниот слој да се состои од вода и амонијак, мраз I<sub id="mwxA">h</sub> кора и подлабоки слоеви мраз. Присуството на амонијак овозможува водата да остане течна дури и на температура до 176 K (−97 °C). [20] Сондата Касини ги открила доказите за слоевитата структура во форма на природни радио бранови со исклучително ниска фреквенција во атмосферата на Титан. Се смета дека површината на Титан е лош рефлектор на радио бранови со екстремно ниска фреквенција, така што тие може наместо тоа да се рефлектираат од границата течен мраз на подземниот океан. [21] Површинските карактеристики биле забележани од вселенското летало Касини дека систематски се поместуваат до 30 километри помеѓу октомври 2005 и мај 2007 година, што сугерира дека кората е одвоена од внатрешноста и дава дополнителен доказ за внатрешен течен слој. [22] Дополнителни докази за течен слој и ледена обвивка одвоени од цврстото јадро доаѓаат од начинот на кој гравитационото поле варира додека Титан орбитира околу Сатурн. [23] Споредбата на гравитационото поле со топографијата заснована на РАДАР [24] исто така сугерира дека ледената обвивка може да биде значително цврста. [25] [26]

ФормирањеУреди

Се смета дека месечините на Јупитер и Сатурн се формирале преку насобирање, сличен процес на оној за кој се верува дека ги формирале планетите во Сончевиот Систем. Како што се формирале младите гасни џинови, тие биле опкружени со дискови од материјал кои постепено се соединувале во месечини. Со оглед на тоа што Јупитер поседува четири големи сателити со орбити слични на планети, Титан доминира со огромно мнозинство во системот на Сатурн и поседува висока орбитална ексцентричност која не се објаснува веднаш само со насобирање. Предложениот модел за формирање на Титан е дека системот на Сатурн започнал со група месечини слични на галилеевите сателити на Јупитер, но дека тие биле прекинати од серија џиновски удари, кои понатаму би го формирале Титан. Месечините на Сатурн со средна големина, како што се Јапет и Реја, биле формирани од остатоците од овие судири. Ваквиот насилен почеток би ја објаснил и орбиталната ексцентричност на Титан. [27]

Анализата на атмосферскиот азот на Титан од 2014 година сугерирало дека тој е веројатно добиен од материјал сличен на оној што се наоѓа во Ортовиот облак, а не од извори присутни за време на насобирањето на материјали околу Сатурн. [28]

АтмосфераУреди

 
Слика во вистинска боја на слоеви на магла во атмосферата на Титан

Титан е единствената позната месечина со значајна атмосфера, [29] и нејзината атмосфера е единствената густа атмосфера богата со азот во Сончевиот Систем, освен на Земјата. Набљудувањата направени во 2004 година од страна на Касини сугерираат дека Титан е „супер ротатор“, како Венера, со атмосфера што ротира многу побрзо од неговата површина. [30] Набљудувањата од вселенските сонди на Војаџер покажале дека атмосферата на Титан е погуста од Земјината, со површински притисок околу 1,45 атм. Таа е исто така околу 1,19 пати помасивна од вкупната Земја, [31] или околу 7,3 пати помасивна на основа по површина. Непроѕирните слоеви на магла ја блокираат највидливата светлина од Сонцето и другите извори и ги заматуваат површинските карактеристики на Титан. [32] Пониската гравитација на Титан значи дека нејзината атмосфера е многу попроширена од Земјината. Атмосферата на Титан е непроѕирна на многу бранови должини и како резултат на тоа, е невозможно да се добие целосен спектар на рефлексија на површината од орбитата. [33] Дури со пристигнувањето на вселенското летало Касини-Хајгенс во 2004 година биле добиени првите директни слики од површината на Титан. [34]

Атмосферскиот состав на Титан е азот (97%), метан (2,7±0,1%) и водород (0,1-0,2%), со траги од други гасови. [31] Постојат траги од други јаглеводороди, како што се етан, дијацетилен, метилацетилен, ацетилен и пропан, и на други гасови, како што се цијаноцетилен, водород цијанид, јаглерод диоксид, јаглерод моноксид, цијаноген, аргон и хелиум [35] Се смета дека јаглеводородите се формираат во горната атмосфера на Титан во реакциите кои произлегуваат од распаѓањето на метанот од ултравиолетовата светлина на Сонцето, создавајќи густ портокалов смог. [36] Титан поминува 95% од своето време во магнетосферата на Сатурн, што може да помогне да се заштити од сончевиот ветер. [37]

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 да се надополнува со резервоар на или во самиот Титан. [38] Крајното потекло на метанот во неговата атмосфера можеби е неговата внатрешност, ослободена преку ерупции од криовулканите. [39] [40] [41] [42]

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

На 3 април 2013 година, НАСА објавила дека сложените органски хемикалии, колективно наречени толини, веројатно се појавуваат на Титан, врз основа на студии кои ја симулираат атмосферата на Титан. [43]

На 6 јуни 2013 година, научниците од Институтот за астрофизика на Андалузија објавиле детекција на полициклични ароматични јаглеводороди во горната атмосфера на Титан. [44] [45]

На 30 септември 2013 година, пропенот бил откриен во атмосферата на Титан од вселенското летало Касини на НАСА, користејќи го својот композитен инфрацрвен спектрометар (CIRS). [46] Ова е првпат пропенот да биде пронајден на која било месечина или планета освен Земјата и е првата хемикалија пронајдена од CIRS. Откривањето на пропенот пополнува мистериозна празнина во набљудувањата кои датираат од првото блиско планетарно прелетување на Титан на вселенското летало Војаџер 1 на НАСА во 1980 година, за време на кое било откриено дека многу од гасовите што ја сочинуваат кафеавата магла на Титан се јаглеводороди, теоретски формирани преку рекомбинација на радикали создадени од сончевата ултравиолетова фотолиза на метанот. [36]

На 24 октомври 2014 година, метан бил пронајден во поларните облаци на Титан. [47] [48]

Поларни облаци, направени од метан, на Титан (лево) во споредба со поларни облаци на Земјата (десно), кои се направени од вода или воден мраз.

КлимаУреди

 
Атмосферски поларен вртлог над јужниот пол на Титан

Температурата на површината на Титан е околу 94 K (−179.2 °C). На оваа температура, водениот мраз има екстремно низок притисок на пареа, така што малата присутна водена пареа изгледа ограничена на стратосферата. [49] Титан добива околу 1% сончева светлина колку Земјата. [50] Пред да стигне сончевата светлина на површината, околу 90% се апсорбирани од густата атмосфера, оставајќи само 0,1% од количината на светлина што ја прима Земјата. [51]

Атмосферскиот метан создава ефект на стаклена градина на површината на Титан, без кој Титан би бил многу постуден. [52] Спротивно на тоа, маглата во атмосферата на Титан придонесува за ефект против стаклена градина со тоа што ја рефлектира сончевата светлина назад во вселената, поништувајќи дел од ефектот на стаклена градина и правејќи ја неговата површина значително поладна од горната атмосфера. [53]

 
Метански облаци (анимација; јули 2014 година). [54]

Облаците на Титан, веројатно составени од метан, етан или други едноставни органски материи, се расфрлани и променливи, означувајќи ја целокупната магла. [16] Наодите на сондата Хајгенс покажуваат дека во атмосферата на Титан периодично врне дожд од течен метан и други органски соединенија на неговата површина. [55]

Облаците вообичаено покриваат 1% од дискот на Титан, иако се забележани избувнувачки настани во кои облакот брзо се шири до дури 8%. Една хипотеза тврди дека јужните облаци се формираат кога зголемените нивоа на сончева светлина во текот на јужното лето создаваат воздигнување во атмосферата, што резултира со струење. Ова објаснување е комплицирано поради фактот што формирањето на облаци е забележано не само по јужната летна краткоденица, туку и во средината на пролетта. Зголемената влажност на метан на јужниот пол веројатно придонесува за брзото зголемување на големината на облакот. [56] Било летен период на јужната хемисфера на Титан до 2010 година, кога орбитата на Сатурн, која управува со движењето на Титан, ја преместила северната хемисфера на Титан на сончева светлина. [57] Кога ќе се префрлат годишните времиња, се очекува дека етанот ќе почне да се кондензира над јужниот пол. [58]

Карактеристики на површинатаУреди

Површината на Титан е опишана како „сложена, обработена со течност, [и] геолошки млада“. [59] Титан постои уште од формирањето на Сончевиот Систем, но неговата површина е многу помлада, стара помеѓу 100 милиони и 1 милијарда години. Геолошките процеси можеби ја преобликувале површината на Титан. [60] Атмосферата на Титан е четири пати подебела од Земјината, [61] што им отежнува на астрономските инструменти да ја сликаат нејзината површина во видливиот светлосен спектар. [62] Вселенското летало Касини користело инфрацрвени инструменти, радарска височина и снимки со синтетички радарски отвор (SAR) за мапирање на делови од Титан за време на неговото блиско прелетување. Првите снимки откриле разновидна геологија, со груби и мазни области. Постојат карактеристики кои може да се вулкански по потекло, испуштајќи вода измешана со амонијак на површината. Исто така, постојат докази дека ледената обвивка на Титан може да биде значително цврста, [25] [26] што би сугерирало мала геолошка активност. [63] Постојат, исто така, шарени карактеристики, некои од нив во должина од стотици километри, кои се чини дека се предизвикани од ветровити честички. [64] Испитувањето исто така покажало дека површината е релативно мазна; Се смета дека неколкуте предмети кои се чини дека се ударни кратери биле пополнети, можеби со дожд од јаглеводороди или вулкани. Радарската височина сугерира дека варијацијата на висината е мала, обично не повеќе од 150 метри. Повремени висински промени од 500 метри се откриени и Титан има планини кои понекогаш достигнуваат неколку стотици метри до повеќе од 1 километар во височина. [65]

Површината на Титан е обележана со широки области на светли и темни терени. Тие ја вклучуваат Ксанаду, голема, рефлектирачка екваторијална област со големина колку Австралија. За прв пат била идентификувана во инфрацрвените снимки од вселенскиот телескоп Хабл во 1994 година, а подоцна била прегледана од вселенското летало Касини. Згрчениот регион е исполнет со ридови и пресечен со долини и бездни. [66] На места е вкрстен со темни линии - синусни топографски карактеристики што личат на гребени или пукнатини. Овие може да претставуваат тектонска активност, што би укажало дека Ксанаду е геолошки млад. Алтернативно, линеаментите може да бидат канали формирани од течност, што укажува на стар терен што е пресечен со поток од системи. [67] Има темни области со слична големина на друго место на Титан, забележани од земјата и од Касини; барем едно од нив, Море Лигеја , второто по големина море на Титан, е речиси море од чист метан. [68] [69]

 
Мозаик од прелетувањето на Касини. Големиот темен регион е Шангри-Ла .
 
Титан во лажна боја покажува детали за површината и атмосфера. Ксанаду е светлиот регион во долниот центар.
 
Композитна слика во инфрацрвена боја. Ги содржи темните региони полни со дини Фенсал (север) и Азтлан (југ).

ЕзераУреди

 
Titan lakes (September 11, 2017)
 
Радарски мозаик Касини со лажна боја на северниот поларен регион на Титан. Сината боја укажува на ниска радарска рефлексивност, предизвикана од јаглеводородни мориња, езера и притоки полни со течен етан, метан и растворен N2 . [31] Прикажана е околу половина од големото тело долу лево, а морето Кракен и Лигеја се долу десно.
 
Мозаик од три слики на Хајгенс
 
Оградените езера на Титан (уметнички концепт)

Можноста за јаглеводородни мориња на Титан првпат била предложена врз основа на податоците од Војаџер 1 и 2 кои покажале дека Титан има густа атмосфера со приближно точна температура и состав за да ги поддржи, но директни докази не биле добиени дури до 1995 година кога податоците од Хабл и други набљудувања сугерирале постоење на течен метан на Титан, или во исклучени џебови или на скалата на океаните ширум сателитот, сличен на водата на Земјата. [70]

Мисијата Касини ја потврдила поранешната хипотеза. Кога сондата пристигнала во системот на Сатурн во 2004 година, научниците се надевале дека јаглеводородните езера или океаните ќе бидат откриени од сончевата светлина што се рефлектира од нивната површина, но првично не биле забележани спекуларни рефлексии. [71] Во близина на јужниот пол на Титан, била идентификувана енигматска темна карактеристика наречена Онтарио Лакус [72] (а подоцна било потврдено дека тоа е езеро). [73] Можна крајбрежна линија била исто така идентификувана во близина на полот преку радарски снимки. По прелетувањето на 22 јули 2006 година, во кое радарот на вселенското летало Касини ги снимал северните географски широчини (кои тогаш се наоѓале во зимски период), биле видени неколку големи, мазни (а со тоа и темни) patches на површината во близина на полот. [74] Врз основа на набљудувањата, научниците објавиле „дефинитивен доказ за езера исполнети со метан на месечината Титан на Сатурн“ во јануари 2007 година. [75] [76] Тимот на Касини-Хајгенс заклучил дека сликите се речиси сигурно долго бараните јаглеводородни езера, првите стабилни тела на површинска течност пронајдени надвор од Земјата. [75] Некои се смета дека имаат канали поврзани со течност и лежат во топографски вдлабнатини. [75] Карактеристиките на течната ерозија се смета дека се многу неодамнешна појава: каналите во некои региони создале изненадувачки мала ерозија, што сугерира дека ерозијата на Титан е екстремно бавна, или некои други неодамнешни феномени можеби ги избришале постарите речни корита и формите на земјиштето. [60] Генерално, радарите на Касини покажале дека езерата покриваат само мал процент од површината, што го прави Титан многу посув од Земјата. [77] Повеќето од езерата се концентрирани во близина на половите (каде што релативниот недостаток на сончева светлина го спречува испарувањето), но исто така се откриени неколку долгогодишни јаглеводородни езера во екваторијалните пустински региони, вклучително и едно во близина на местото на слетување на Хајгенс во регионот Шангри-Ла., што е околу половина од големината на Големото Солено Езеро во Јута, САД. Екваторијалните езера се веројатно „оази“, односно веројатниот снабдувач се подземните водоносни слоеви.

Развојна карактеристика во Лигеја Море

Во јуни 2008 година, спектрометарот за визуелно и инфрацрвено мапирање на Касини го потврдил присуството на течен етан без сомнение во Онтарио Лакус. [78] На 21 декември 2008 година, Касини лдиректно над Онтарио Лакус и забележал спекуларен одраз во радарот. Јачината на рефлексијата го заситила приемникот на сондата, што покажува дека нивото на езерото не варира за повеќе од 3 mm (што имплицира или дека површинските ветрови биле минимални или јаглеводородната течност на езерото е вискозна). [79] [80]

 
Блиско инфрацрвено зрачење од Сонцето кое се рефлектира од јаглеводородните мориња на Титан

На 8 јули 2009 година, VIMS на Касини забележало спекуларна рефлексија што укажува на мазна површина слична на огледало, од она што денес се нарекува Џингпо Лакус, езеро во северниот поларен регион кратко време откако областа излегла од 15 години зимски мрак. Спекуларните рефлексии укажуваат на мазна површина слична на огледало, така што набљудувањето го потврдило заклучокот за присуството на големо течно тело извлечено од радарска слика. [81] [82]

Раните радарски мерења направени во јули 2009 година и јануари 2010 година покажале дека Онтарио Лакус е исклучително плиток, со просечна длабочина од 0,4-3 m и максимална длабочина од 3 до7 метри . [83] Спротивно на тоа, Лигеја Море на северната хемисфера првично била мапирана на длабочини кои надминуваат 8 m, максимумот што може да се забележи со радарскиот инструмент и тогашните техники за анализа. [83] Подоцнежната научна анализа, објавена во 2014 година, поцелосно ги мапирала длабочините на трите метански мориња на Титан и покажле длабочини од повеќе од 200 метри. Лигеја Море во просек е од 20 до 40 метри во длабочина, додека другите делови на Лигеја воопшто не регистрирале никаков радарски одраз, што укажува на длабочина на повеќе од 200 метри. Додека е само второто по големина од морињата со метан на Титан, Лигеја „содржи доволно течен метан за да наполни три езера како Мичиген“. [84]

Во мај 2013 година, височината на радарот на Касини ги набљудувал каналите Вид Флумина на Титан, дефинирани како дренажна мрежа поврзана со второто по големина јаглеводородно море на Титан, Лигеја Море. Анализата на примените височински одгласи покажала дека каналите се наоѓаат во длабоки (до ~570 m), стрмни кањони и имаат силни спекуларни површински рефлексии што укажуваат дека моментално се исполнети со течност. Висините на течноста во овие канали се на исто ниво со Лигеја Море до вертикална прецизност од околу 0,7 m, во согласност со толкувањето на речните долини. Спекуларните рефлексии се забележани и во притоките од понизок ред издигнати над нивото на Лигеја Море, во согласност со одводното напојување во системот на главниот канал. Ова е веројатно првиот директен доказ за присуството на течни канали на Титан и првото набљудување на кањони длабоки сто метри на Титан. Така, кањоните Вид Флумина се удавени од морето, но има неколку изолирани набљудувања кои потврдуваат присуство на површински течности кои стојат на повисоки надморски височини. [85]

За време на шест прелетувања на Титан од 2006 до 2011 година, Касини собрал податоци за радиометриско следење и оптичка навигација од кои истражувачите грубо можеле да ја заклучат променливата форма на Титан. Густината на Титан е во согласност со тело кое е околу 60% карпа и 40% вода. Анализите на тимот сугерираат дека површината на Титан може да се крева и паѓа до 10 метри за време на секоја орбита. Тој степен на искривување сугерира дека внатрешноста на Титан е релативно деформабилна и дека најверојатниот модел на Титан е оној во кој ледена школка дебела десетици километри лебди на врвот на глобалниот океан. [86] Наодите на тимот, заедно со резултатите од претходните студии, навестуваат дека океанот на Титан може да лежи не повеќе од 100 километри под неговата површина. [86] [87] На 2 јули 2014 година, НАСА објавила дека океанот во Титан можеби е солен како Мртвото Море. [88] [89] На 3 септември 2014 година, НАСА објавила студии кои сугерираат дека врнежите од метан на Титан може да комуницираат со слој од ледени материјали под земја, наречени „алканофер“, за да произведат етан и пропан кои на крајот може да се хранат во реките и езерата. [90]

Во 2016 година, Касини ги пронашол првите докази за канали исполнети со течност на Титан, во низа длабоки, стрмни кањони кои се влеваат во Лигеја Море. Оваа мрежа од кањони, наречена Вид Флумина, се во длабочина од 240 до 570 m и имаат страни стрмни до 40°. Се верува дека тие настанале или со подигање на кората, како Големиот Кањон на Земјата, или со спуштање на нивото на морето, или можеби комбинација од двете. Длабочината на ерозијата сугерира дека течните текови во овој дел од Титан се долгорочни карактеристики кои опстојуваат илјадници години. [91]

Фотографија од инфрацрвена спекуларна рефлексија од Џингпо Лакус, езеро во северниот поларен регион Перспективен радарски поглед на Болсена Лакус (долно десно) и други јаглеводородни езера на северната хемисфера
Контрастни слики од бројот на езера во северната хемисфера на Титан (лево) и јужната хемисфера (десно) Две слики од јужната хемисфера на Титан, направени со разлика од една година, прикажувајќи промени во јужните поларни езера

Ударни кратериУреди

 
Радарска слика на ударен кратер со пречник од 139 км [92] на површината на Титан, кој покажува мазен под, груб раб и веројатно централен врв.

Податоците од радарот, SAR и сликите од Касини откриле неколку ударни кратери на површината на Титан. [60] Овие влијанија се смета дека се релативно млади, во споредба со возраста на Титан. [60] Неколкуте откриени ударни кратери вклучуваат ударен слив од 440 километри со два прстени наречени Менрва, виден од ISS како светло-темна концентрична шема. [93] Исто така се откриени и помал, 60 километарски кратер со рамен под наречен Синлап [94] и 30-километарски кратер со централен врв и темнен под со име Кса. [95] Снимањето со радар и од страна на Касини, исто така, открило „кратерски форми“, кружни карактеристики на површината на Титан кои можеби се поврзани со удар, но немаат одредени карактеристики што би ја направиле идентификацијата сигурна. На пример, широк 90-метарскиот прстен од светол, груб материјал познат како Гуабонито е забележан од Касини. [96] Се смета дека оваа карактеристика е ударен кратер исполнет со темен талог од ветер. Неколку други слични карактеристики се забележани во темните региони Шангри-ла и Ару. Радарот забележал неколку кружни карактеристики кои може да бидат кратери во светлиот регион Ксанаду за време на прелетувањето на Касини на Титан на 30 април 2006 година. [97]

 
Лигеја Море . [98]

Многу од кратерите на Титан или веројатните кратери покажуваат докази за екстензивна ерозија и сите покажуваат некакви индикации за модификација. [92] Повеќето големи кратери имаат пробиени или нецелосни рабови, и покрај фактот што некои кратери на Титан имаат релативно помасивни рабови од оние на кое било друго место во Сончевиот Систем. Има малку докази за формирање на палимпсести преку вискоеластична релаксација на кората, за разлика од другите големи ледени месечини. [92] Повеќето кратери немаат централни врвови и имаат мазни подови, веројатно поради генерирање на удар или подоцнежна ерупција на криовулканска лава. Пополнувањето од различни геолошки процеси е една од причините за релативниот недостаток на кратери на Титан; атмосферската заштита, исто така, игра голема улога. Се проценува дека атмосферата на Титан го намалува бројот на кратери на неговата површина за два пати. [99]

Ограниченото радарско покривање на Титан со висока резолуција добиено во 2007 година (22%) сугерирало постоење на нерамномерност во неговата распространетост на кратери. Ксанаду има 2-9 пати повеќе кратери отколку на друго место. Водечката хемисфера има 30% поголема густина од задната хемисфера. Има помали густини на кратери во областите на екваторијалните дини и во северниот поларен регион (каде што се најчести јаглеводородните езера и мориња). [92]

Пред- Касинските модели на траектории и агли на удари сугерираат дека онаму каде што се удира во водената ледена кора, мала количина останува како течна вода во кратерот. Може да опстојува како течност со векови или подолго, што е доволно за „синтеза на едноставни претходнички молекули до потеклото на животот“. [100]

Криовулканизам и планиниУреди

 
Блиска инфрацрвена слика на Тортола Факула, за која се смета дека е можен криовулкан

Научниците долго време шпекулирале дека условите на Титан наликуваат на оние на раната Земја, иако на многу пониска температура. Откривањето на аргон-40 во атмосферата во 2004 година покажало дека вулканите создале облаци од „лава“ составена од вода и амонијак. [101] Глобалните мапи на распространетост на езерото на површината на Титан откриле дека нема доволно површински метан за да се објасни неговото континуирано присуство во неговата атмосфера, и затоа значителен дел мора да се додаде преку вулканските процеси. [102]

Сепак, постои недостаток на површински карактеристики кои недвосмислено може да се толкуваат како криовулкани. [103] Една од првите такви карактеристики откриени од набљудувањата на радарот на Касини во 2004 година, наречена Ганеса Макула, наликува на географските карактеристики наречени „палачинкасти куполи (фарум) “ пронајдени на Венера, и затоа првично се сметало дека има криовулканско потекло, сè додека Кирк и неговите соработници не ја побиле оваа хипотеза на годишниот состанок на Американската геофизичка унија во декември 2008 година. Утврдено е дека карактеристиката воопшто не е купола, туку се чини дека е резултат на случајна комбинација на светли и темни дамки. [104] [105] Во 2004 година, Касини, исто така, открил невообичаено светла карактеристика (наречена Тортола Факула), која се толкува како криовулканска купола. [106] Не се идентификувани слични карактеристики од 2010 година. [107] Во декември 2008 година, астрономите го објавиле откривањето на две минливи, но невообичаено долготрајни „светли точки“ во атмосферата на Титан, кои изгледаат премногу упорни за да се објаснат со обични временски форми, што укажува дека се резултат на продолжени криовулкански епизоди. [20]

Планински венец со должина од 150 километри во должина, 30 километри во широчина и 1.5 километри во височина, исто така бил откриен од Касини во 2006 година. Овој опсег се наоѓа на јужната хемисфера и се смета дека е составен од леден материјал и покриен со метански снег. Движењето на тектонските плочи, можеби под влијание на блискиот ударен слив, можел да отвори празнина низ која се издигнал материјалот на планината. [108] Пред Касини, научниците претпоставувале дека поголемиот дел од топографијата на Титан ќе бидат ударни структури, но овие наоди откриваат дека слично на Земјата, планините биле формирани преку геолошки процеси. [109]

НаводиУреди

  1. Overbye, Dennis (December 3, 2019). „Go Ahead, Take a Spin on Titan - Saturn's biggest moon has gasoline for rain, soot for snow, and a subsurface ocean of ammonia. Now there's a map to help guide the search for possible life there“. The New York Times. Посетено на December 5, 2019.
  2. Robert Brown; Jean Pierre Lebreton; Hunter Waite, уред. (2009). Titan from Cassini-Huygens. Springer Science & Business Media. стр. 69. ISBN 9781402092152.
  3. „Lifting Titan's Veil“ (PDF). Cambridge. стр. 4. Архивирано од изворникот (PDF) на February 22, 2005.
  4. „Titan“. Astronomy Picture of the Day. NASA. Архивирано од изворникот на March 27, 2005.
  5. „Discoverer of Titan: Christiaan Huygens“. European Space Agency. September 4, 2008. Архивирано од изворникот на August 9, 2011. Посетено на April 18, 2009.
  6. Немиров, Р.; Бонел, Џ. (уред.). „Huygens Discovers Luna Saturni“. Астрономска слика на денот. НАСА. (англиски)
  7. Huygens, Christiaan; Société hollandaise des sciences (1888). Oeuvres complètes de Christiaan Huygens (латински). vol. 1. The Hague, Netherlands: Martinus Nijhoff. стр. 387–388.
  8. Cassini, G. D. (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. Bibcode:1673RSPT....8.5178C. doi:10.1098/rstl.1673.0003.
  9. 9,0 9,1 „Planet and Satellite Names and Discoverers“. USGS. Посетено на 2021-03-06. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „usgs“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  10. Lassell (November 12, 1847). „Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. doi:10.1093/mnras/8.3.42. Посетено на March 29, 2005.
  11. Herschel, Sir John F. W. (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. London: Smith, Elder & Co. стр. 415.
  12. „Overview | Saturn Moons“. solarsystem.nasa.gov. NASA. Посетено на 1 March 2021.
  13. „EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea“. Архивирано од изворникот на August 9, 2011. Посетено на October 22, 2009.
  14. Unless otherwise specified: „JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service“. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на October 7, 2012. Посетено на August 19, 2007.
  15. Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (1980). „Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case“. Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423.
  16. 16,0 16,1 Arnett, Bill (2005). „Titan“. Nine planets. University of Arizona, Tucson. Архивирано од изворникот на November 21, 2005. Посетено на April 10, 2005. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „nineplanets“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  17. Lunine, Jonathan I. (March 21, 2005). „Comparing the Triad of Great Moons“. Astrobiology Magazine. Архивирано од изворникот на July 7, 2019. Посетено на July 20, 2006.
  18. Mitri, G.; Pappalardo, R. T.; Stevenson, D. J. (December 1, 2009). „Is Titan Partially Differentiated?“. AGU Fall Meeting Abstracts. 43: P43F–07. Bibcode:2009AGUFM.P43F..07M.
  19. Tobie, G.; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe (2005). „Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model“. Icarus. 175 (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  20. 20,0 20,1 Longstaff, Alan (February 2009). „Is Titan (cryo)volcanically active?“. Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „longstaff“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  21. „Titan's Mysterious Radio Wave“. ESA Cassini-Huygens web site. June 1, 2007. Архивирано од изворникот на June 5, 2011. Посетено на March 25, 2010.
  22. Shiga, David (March 20, 2008). „Titan's changing spin hints at hidden ocean“. New Scientist. Архивирано од изворникот на October 21, 2014.
  23. Iess, L.; Jacobson, R. A.; Ducci, M.; Stevenson, D. J.; Lunine, Jonathan I.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W.; Racioppa, P.; Rappaport, N. J. (2012). „The Tides of Titan“. Science. 337 (6093): 457–9. Bibcode:2012Sci...337..457I. doi:10.1126/science.1219631. PMID 22745254.
  24. Zebker, H. A.; Stiles, B.; Hensley, S.; Lorenz, R.; Kirk, R. L.; Lunine, Jonathan I. (2009). „Size and Shape of Saturn's Moon Titan“ (PDF). Science. 324 (5929): 921–3. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-12.
  25. 25,0 25,1 Hemingway, D.; Nimmo, F.; Zebker, H.; Iess, L. (2013). „A rigid and weathered ice shell on Titan“. Nature. 500 (7464): 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. doi:10.1038/nature12400. PMID 23985871. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Hemingway et al. 2013“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  26. 26,0 26,1 „Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell“. JPL. Архивирано од изворникот на October 20, 2014. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „jpl.nasa.gov“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  27. „Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn“. Space Daily. 2012. Посетено на October 19, 2012.
  28. Jet Propulsion Laboratory (23 јуни 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn". Соопштение за печат.
  29. „News Features: The Story of Saturn“. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. Архивирано од изворникот на December 2, 2005. Посетено на January 8, 2007.
  30. „Wind or Rain or Cold of Titan's Night?“. Astrobiology Magazine. March 11, 2005. Архивирано од изворникот на July 17, 2007. Посетено на August 24, 2007.
  31. 31,0 31,1 31,2 Coustenis & Taylor (2008).
  32. Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. стр. 163–166. ISBN 978-1-58542-036-0.
  33. 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 No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S.
  34. de Selding, Petre (January 21, 2005). „Huygens Probe Sheds New Light on Titan“. Space.com. Архивирано од изворникот на October 19, 2012. Посетено на March 28, 2005.
  35. 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)
  36. 36,0 36,1 Waite, J. H.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. (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. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „waite“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  37. Courtland, Rachel (September 11, 2008). „Saturn magnetises its moon Titan“. New Scientist. Архивирано од изворникот на May 31, 2015.
  38. 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.
  39. „NASA Titan – Surface“. NASA. Архивирано од изворникот на February 17, 2013. Посетено на February 14, 2013.
  40. Atreyaa, Sushil K.; Adamsa, Elena Y.; Niemann, Hasso B.; Demick-Montelar, Jaime E. a; Owen, Tobias C.; Fulchignoni, Marcello; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. (2006). „Titan's methane cycle“. Planetary and Space Science. 54 (12): 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028.
  41. Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; и др. (2007). „The lakes of Titan“. Nature. 445 (7123): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
  42. Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan I.; Sotin, Christophe (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. Staff (April 3, 2013). „NASA team investigates complex chemistry at Titan“. Phys.Org. Архивирано од изворникот на April 21, 2013. Посетено на April 11, 2013.
  44. López-Puertas, Manuel (June 6, 2013). „PAH's in Titan's Upper Atmosphere“. CSIC. Архивирано од изворникот на December 3, 2013. Посетено на June 6, 2013.
  45. 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.
  46. Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Cook, Jia-Rui (September 30, 2013). „NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space“. NASA. Архивирано од изворникот на November 27, 2013. Посетено на December 2, 2013.
  47. Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (October 24, 2014). „NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere“. NASA. Архивирано од изворникот на October 28, 2014. Посетено на October 31, 2014.
  48. Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (October 24, 2014). „NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan“. NASA. Архивирано од изворникот на October 31, 2014. Посетено на October 31, 2014.
  49. Cottini, V.; Nixon, C.A.; Jennings, D.E.; Anderson, C.M.; Gorius, N.; Bjoraker, G.L.; Coustenis, A.; Teanby, N.A.; и др. (2012). „Water vapor in Titan's stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra“. Icarus. 220 (2): 855–862. Bibcode:2012Icar..220..855C. doi:10.1016/j.icarus.2012.06.014. ISSN 0019-1035. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  50. „Titan: A World Much Like Earth“. Space.com. August 6, 2009. Архивирано од изворникот на October 12, 2012. Посетено на April 2, 2012.
  51. Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn's moon Titan Архивирано 3 април 2017 г. Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does.
  52. „Titan Has More Oil Than Earth“. Space.com. February 13, 2008. Архивирано од изворникот на July 8, 2012. Посетено на February 13, 2008.
  53. McKay, C.P.; Pollack, J. B.; Courtin, R. (1991). „The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan“ (PDF). Science. 253 (5024): 1118–1121. Bibcode:1991Sci...253.1118M. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  54. Dyches, Preston (August 12, 2014). „Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea“. NASA. Архивирано од изворникот на August 13, 2014. Посетено на August 13, 2014.
  55. Lakdawalla, Emily (January 21, 2004). „Titan: Arizona in an Icebox?“. The Planetary Society. Архивирано од изворникот на February 12, 2010. Посетено на March 28, 2005.
  56. Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G.; Bouchez, Antonin H. (2006). „A large cloud outburst at Titan's south pole“ (PDF). Icarus. 182 (1): 224–229. Bibcode:2006Icar..182..224S. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. Архивирано од изворникот (PDF) на September 26, 2007. Посетено на August 23, 2007.
  57. „The Way the Wind Blows on Titan“. Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. Архивирано од изворникот на April 27, 2009. Посетено на June 2, 2007.
  58. Shiga, David (2006). „Huge ethane cloud discovered on Titan“. New Scientist. 313: 1620. Архивирано од изворникот на December 20, 2008. Посетено на August 7, 2007.
  59. Mahaffy, Paul R. (May 13, 2005). „Intensive Titan Exploration Begins“. Science. 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. CiteSeerX 10.1.1.668.2877. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870.
  60. 60,0 60,1 60,2 60,3 Chu, Jennifer (July 2012). „River networks on Titan point to a puzzling geologic history“. MIT Research. Архивирано од изворникот на October 30, 2012. Посетено на July 24, 2012. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „puzzling geologic“ е зададен повеќепати со различна содржина. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „puzzling geologic“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  61. 'Weird' Molecule Discovered in Titan's Atmosphere“. nasa.gov. October 20, 2020.
  62. Tariq, Taimoor (March 12, 2012). „Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail“. News Pakistan. Архивирано од изворникот на August 11, 2014. Посетено на March 12, 2012.
  63. Moore, J. M.; Pappalardo, R. T. (2011). „Titan: An exogenic world?“. Icarus. 212 (2): 790–806. Bibcode:2011Icar..212..790M. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.019.
  64. „Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR“. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на August 7, 2011. Посетено на August 31, 2007.
  65. Lorenz, R. D.; и др. (2007). „Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry“ (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 38 (1338): 1329. Bibcode:2007LPI....38.1329L. Архивирано од изворникот (PDF) на September 26, 2007. Посетено на August 27, 2007.
  66. „Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land“. Science Daily. July 23, 2006. Архивирано од изворникот на June 29, 2011. Посетено на August 27, 2007.
  67. Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H.; и др. (2006). „Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS“ (PDF). Icarus. 186 (1): 242–258. Bibcode:2007Icar..186..242B. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. Архивирано од изворникот (PDF) на July 25, 2011. Посетено на August 27, 2007.
  68. Klotz, Irene (April 28, 2016). „One of Titan“. Discovery News. Space.com. Архивирано од изворникот на April 30, 2016. Посетено на May 1, 2016.
  69. Le Gall, A.; Malaska, M. J.; Lorenz, Ralph D.; Janssen, M. A.; Tokano, T.; Hayes, Alexander G.; Mastrogiuseppe, Marco; Lunine, Jonathan I.; Veyssière, G. (2016-02-25). „Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission“. Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (2): 233–251. Bibcode:2016JGRE..121..233L. doi:10.1002/2015JE004920.
  70. Dermott, S. F.; Sagan, C. (1995). „Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan“. Nature. 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995Natur.374..238D. doi:10.1038/374238a0. PMID 7885443.
  71. Bortman, Henry (November 2, 2004). „Titan: Where's the Wet Stuff?“. Astrobiology Magazine. Архивирано од изворникот на November 3, 2006. Посетено на August 28, 2007.
  72. Lakdawalla, Emily (June 28, 2005). „Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?“. The Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 5, 2011. Посетено на October 14, 2006.
  73. „NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon“. NASA. 2008. Архивирано од изворникот на June 29, 2011. Посетено на December 20, 2009.
  74. „PIA08630: Lakes on Titan“. Planetary Photojournal. NASA/JPL. Архивирано од изворникот на July 18, 2011. Посетено на October 14, 2006.
  75. 75,0 75,1 75,2 Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; и др. (2007). „The lakes of Titan“. Nature. 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
  76. „Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature“. NASA/JPL. January 3, 2007. Архивирано од изворникот на May 23, 2013. Посетено на January 8, 2007.
  77. Hecht, Jeff (July 11, 2011). „Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape“. New Scientist. Архивирано од изворникот на July 13, 2011. Посетено на July 25, 2011.
  78. Hadhazy, Adam (2008). „Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan“. Scientific American. Архивирано од изворникот на September 5, 2012. Посетено на July 30, 2008.
  79. Grossman, Lisa (August 21, 2009). „Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'. New Scientist. Архивирано од изворникот на January 10, 2016. Посетено на November 25, 2009.
  80. Wye, L. C.; Zebker, H. A.; Lorenz, R. D. (2009). „Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data“. Geophysical Research Letters. 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029/2009GL039588.
  81. Cook, J.-R. C. (December 17, 2009). „Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan“. Cassini mission page. NASA. Архивирано од изворникот на June 5, 2011. Посетено на December 18, 2009.
  82. Lakdawalla, Emily (December 17, 2009). „Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake“. The Planetary Society Blog. Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 30, 2012. Посетено на December 17, 2009.
  83. 83,0 83,1 Wall, Mike (December 17, 2010). „Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free“. Space.Com web site. Архивирано од изворникот на October 20, 2012. Посетено на December 19, 2010.
  84. Crockett, Christopher (November 17, 2014). „Cassini maps depths of Titan's seas“. ScienceNews. Архивирано од изворникот на April 3, 2015. Посетено на November 18, 2014.
  85. Valerio Poggiali, Marco Mastrogiuseppe, Alexander G. Hayes, Roberto Seu, Samuel P. D. Birch, Ralph Lorenz, Cyril Grima, Jason D. Hofgartner, "Liquid-filled Canyons on Titan", August 9, 2016, Poggiali, V.; Mastrogiuseppe, M.; Hayes, A. G.; Seu, R.; Birch, S. P. D.; Lorenz, R.; Grima, C.; Hofgartner, J. D. (2016). „Liquid-filled canyons on Titan“. Geophysical Research Letters. 43 (15): 7887–7894. Bibcode:2016GeoRL..43.7887P. doi:10.1002/2016GL069679. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  86. 86,0 86,1 Perkins, Sid (June 28, 2012). „Tides turn on Titan“. Nature. Архивирано од изворникот на October 7, 2012. Посетено на June 29, 2012.
  87. Puiu, Tibi (June 29, 2012). „Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water“. zmescience.com web site. Архивирано од изворникот на September 3, 2012. Посетено на June 29, 2012.
  88. Dyches, Preston; Brown, Dwayne (July 2, 2014). „Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea“. NASA. Архивирано од изворникот на July 9, 2014. Посетено на July 2, 2014.
  89. Mitri, Giuseppe; Meriggiola, Rachele; Hayes, Alex; Lefevree, Axel; Tobie, Gabriel; Genovad, Antonio; Lunine, Jonathan I.; Zebker, Howard (2014). „Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan“. Icarus. 236: 169–177. Bibcode:2014Icar..236..169M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018.
  90. Dyches, Preston; Mousis, Olivier; Altobelli, Nicolas (September 3, 2014). „Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall“. NASA. Архивирано од изворникот на September 5, 2014. Посетено на September 4, 2014.
  91. „Cassini Finds Flooded Canyons on Titan“. NASA. 2016. Архивирано од изворникот на August 11, 2016. Посетено на August 12, 2016.
  92. 92,0 92,1 92,2 92,3 Wood, C. A.; Lorenz, R.; Kirk, R.; Lopes, R.; Mitchell, K.; Stofan, E.; The Cassini RADAR Team (September 6, 2009). „Impact craters on Titan“. Icarus. 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Wood2009“ е зададен повеќепати со различна содржина. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „Wood2009“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  93. „PIA07365: Circus Maximus“. Planetary Photojournal. NASA. Архивирано од изворникот на July 18, 2011. Посетено на May 4, 2006.
  94. „PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket“. Planetary Photojournal. NASA. Архивирано од изворникот на November 5, 2012. Посетено на May 4, 2006.
  95. „PIA08737: Crater Studies on Titan“. Planetary Photojournal. NASA. Архивирано од изворникот на May 31, 2012. Посетено на September 15, 2006.
  96. „PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu“. Planetary Photojournal. NASA. Архивирано од изворникот на June 8, 2011. Посетено на September 26, 2006.
  97. „PIA08429: Impact Craters on Xanadu“. Planetary Photojournal. NASA. Архивирано од изворникот на July 16, 2012. Посетено на September 26, 2006.
  98. Lucas; и др. (2014). „Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 119 (10): 2149–2166. Bibcode:2014JGRE..119.2149L. doi:10.1002/2013JE004584.
  99. Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G. (1997). „Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan“. Planetary and Space Science. 45 (8): 993–1007. Bibcode:1997P&SS...45..993I. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5.
  100. Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan I. (2003). „Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics“. Icarus. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
  101. Owen, Tobias (2005). „Planetary science: Huygens rediscovers Titan“. Nature. 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022.
  102. Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). „Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes“. Space Science Institute, Boulder, Colorado. Архивирано од изворникот на July 25, 2011. Посетено на January 29, 2009.
  103. Moore, J.M.; Pappalardo, R.T. (2008). „Titan: Callisto With Weather?“. American Geophysical Union, Fall Meeting. 11: P11D–06. Bibcode:2008AGUFM.P11D..06M.
  104. Neish, C.D.; Lorenz, R.D.; O'Brien, D.P. (2005). „Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications“. Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur. Архивирано од изворникот на August 14, 2007. Посетено на August 27, 2007.
  105. Lakdawalla, Emily (2008). „Genesa Macula Isn't A Dome“. The Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 18, 2013. Посетено на January 30, 2009.
  106. Sotin, C.; Jaumann, R.; Buratti, B.; Brown, R.; Clark, R.; Soderblom, L.; Baines, K.; Bellucci, G.; Bibring, J. (2005). „Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan“. Nature. 435 (7043): 786–789. Bibcode:2005Natur.435..786S. doi:10.1038/nature03596. PMID 15944697.
  107. LeCorre, L.; LeMouélic, S.; Sotin, C. (2008). „Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan“ (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIX (1391): 1932. Bibcode:2008LPI....39.1932L. Архивирано од изворникот (PDF) на October 25, 2012.
  108. „Mountain range spotted on Titan“. BBC News. December 12, 2006. Архивирано од изворникот на October 31, 2012. Посетено на August 6, 2007.
  109. „Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon“. Newswise. Архивирано од изворникот на May 31, 2013. Посетено на July 2, 2008.