Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Атмосфера Титана
Титан
Цветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.
Общая информация [1]
Химические веществаМолярная фракция
Композиция [1]
Азот94,2%
Метан5,65%
Водород0,099%

Атмосфера Титана представляет собой слой газов , окружающих Титан , на самый большой спутник Сатурна . Это единственная толстая атмосфера из естественного спутника в Солнечной системе . Нижняя атмосфера Титана в основном состоит из азота (94,2%), метана (5,65%) и водорода (0,099%). [1] Есть следы других углеводородов, таких как этан , диацетилен , метилацетилен , ацетилен , пропан , ПАУ [2]и других газов, таких как цианоацетилен , цианистый водород , диоксид углерода , монооксид углерода , цианоген , ацетонитрил , аргон и гелий . [3] Изотопное исследование соотношения изотопов азота также предполагает, что ацетонитрил может присутствовать в количествах, превышающих цианистый водород и цианоацетилен . [4] давление на поверхности составляет около 50% выше , чем на Земле в 1,5 бар (147 кПа) [5] , который находится рядом с тройной точкиметана и допускает наличие газообразного метана в атмосфере и жидкого метана на поверхности. [6] Оранжевый цвет, видимый из космоса, вызван другими более сложными химическими веществами в небольших количествах, возможно, толинами , смолоподобными органическими осадками. [7]

История наблюдений [ править ]

Присутствие значительной атмосферы было впервые заподозрено испанским астрономом Хосепом Комас-и-Сола , который наблюдал отчетливое потемнение конечностей на Титане в 1903 г. [8], и подтверждено Джерардом П. Койпером в 1944 г. с помощью спектроскопической техники, которая дала оценку атмосферного парциальное давление из метана порядка 100 миллибар (10 кПа). [9]Последующие наблюдения 1970-х годов показали, что цифры Койпера были значительно занижены; Содержание метана в атмосфере Титана было в десять раз выше, а давление на поверхности, по крайней мере, вдвое превышало его предсказания. Высокое давление на поверхности означало, что метан мог образовывать лишь небольшую часть атмосферы Титана. [10] В 1980 году « Вояджер-1» провел первые подробные наблюдения за атмосферой Титана, обнаружив, что его поверхностное давление было выше земного, на 1,5 бара (примерно в 1,48 раза больше земного). [11]

Совместная миссия НАСА / ЕКА « Кассини-Гюйгенс » предоставила обширную информацию о Титане и системе Сатурна в целом с момента выхода на орбиту 1 июля 2004 года. Было установлено, что изотопное содержание в атмосфере Титана свидетельствует о наличии большого количества азота в атмосфере. возникла из материалов в облаке Оорта , связанных с кометами , а не из материалов, которые сформировали Сатурн в прежние времена. [12] Было установлено, что на Титане могут возникать сложные органические химические вещества [13], включая полициклические ароматические углеводороды , [14] пропилен , [15] иметан . [16] [17]

Миссия НАСА « Стрекоза » планирует посадку большого летательного аппарата на Титан в 2034 году. [18] Миссия будет изучать обитаемость Титана и химию пребиотиков в различных местах. [19] Подобный дрону самолет будет выполнять измерения геологических процессов, а также состава поверхности и атмосферы. [20]

Обзор [ править ]

Наблюдения космических аппаратов "Вояджер" показали, что атмосфера Титана плотнее земной , а давление на ее поверхности примерно в 1,48 раза больше, чем на Земле. [11] Атмосфера Титана примерно в 1,19 раза массивнее Земли в целом [21] или примерно в 7,3 раза массивнее в пересчете на площадь поверхности. Он поддерживает слои непрозрачной дымки, которые блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и делают неясными особенности поверхности Титана. Атмосфера настолько плотная, а сила тяжести настолько мала, что люди могут летать сквозь нее, взмахивая «крыльями», прикрепленными к их рукам. [22] Более низкая гравитация Титана означает, что его атмосфера намного шире, чем у Земли;даже на расстоянии 975 кмКосмическому кораблю Кассини пришлось внести коррективы, чтобы поддерживать стабильную орбиту против сопротивления атмосферы. [23] Атмосфера Титана непрозрачна для многих длин волн, и полный спектр отражения поверхности невозможно получить извне. [24] Первые прямые изображения поверхности Титана были получены только с прибытием в 2004 году « Кассини-Гюйгенс» . Гюйгенс зонд не смогло обнаружить направление Солнца во время его спуска, и , хотя он был в состоянии делать снимки с поверхности, Гюйгенс команда сравнила процесс «фотографируют стоянки асфальта в сумерках». [25]

Вертикальная структура [ править ]

Схема атмосферы Титана

Вертикальная структура атмосферы Титана похожа на Землю. У них обоих есть тропосфера, стратосфера, мезосфера и термосфера. Однако более низкая поверхностная гравитация Титана создает более протяженную атмосферу [26] с высотой в масштабе 15–50 км (9–31 миль) по сравнению с 5–8 км (3,1–5 миль) на Земле. [6] Данные « Вояджера» в сочетании с данными Гюйгенса и радиационно-конвективными моделями обеспечивают лучшее понимание структуры атмосферы Титана. [27]

  • Тропосфера: это слой, на котором на Титане бывает много погодных явлений. Поскольку метан конденсируется из атмосферы Титана на больших высотах, его содержание увеличивается ниже тропопаузы на высоте 32 км (20 миль), выравниваясь на уровне 4,9% между 8 км (5 миль) и поверхностью. [28] [29] Метановый дождь, дымка и различные слои облаков встречаются в тропосфере.
  • Стратосфера: состав атмосферы в стратосфере на 98,4% состоит из азота - единственной плотной, богатой азотом атмосферы в Солнечной системе, кроме Земли, - а остальные 1,6% состоят в основном из метана (1,4%) и водорода (0,1–0,2%). . [28] Основной слой толиновой дымки лежит в стратосфере на расстоянии около 100–210 км (62–130 миль). В этом слое атмосферы наблюдается сильная температурная инверсия, вызванная дымкой из-за высокого отношения непрозрачности коротковолнового излучения к инфракрасному. [1]
  • Мезосфера: отдельный слой дымки находится на расстоянии около 450–500 км (280–310 миль) в мезосфере . Температура в этом слое подобна температуре термосферы из-за охлаждения линий цианистого водорода (HCN). [30]
  • Термосфера: Производство частиц начинается в термосфере [6]. Этот вывод был сделан после обнаружения и измерения тяжелых ионов и частиц. [31] Это был также самый близкий подход Кассини к атмосфере Титана.
  • Ионосфера: Титана ионосфере также является более сложным , чем Земли, с главной ионосферы на высоте 1200 км (750 миль) , но с дополнительным слоем заряженных частиц в 63 км (39 миль). Это до некоторой степени разделяет атмосферу Титана на две отдельные радиорезонансные камеры. Источником природного крайне низкой частоты (ELF) волн на Титан, так как обнаружено с помощью Кассини-Гюйгенс , неясно , так как представляется , не быть обширной молнии активности.

Состав и химия атмосферы [ править ]

Химический состав атмосферы Титана разнообразен и сложен. В каждом слое атмосферы происходят уникальные химические взаимодействия, которые затем взаимодействуют с другими подслоями атмосферы. Например, считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в результате реакций, возникающих в результате разложения метана ультрафиолетовым светом Солнца , в результате чего образуется густой оранжевый смог. [32] В таблице ниже показаны механизмы образования и потери наиболее распространенных фотохимических молекул в атмосфере Титана. [6]

Химия в атмосфере Титана
МолекулаПроизводствоПотеря
ВодородФотолиз метанаПобег
Монооксид углерода
ЭтанКонденсация
Ацетилен
Конденсация
ПропанКонденсация
Этилен
Цианистый водород
Конденсация
Углекислый газКонденсация
Метилацетилен
Диацетилен
Облако над северным полюсом Титана в условных цветах.

Магнитное поле [ править ]

Титан не имеет магнитного поля , хотя исследования в 2008 году показали, что Титан сохраняет остатки магнитного поля Сатурна в краткие моменты, когда он проходит за пределами магнитосферы Сатурна и подвергается прямому воздействию солнечного ветра . [33] Это может ионизировать и уносить некоторые молекулы из верхних слоев атмосферы. Внутреннее магнитное поле Титана незначительно и, возможно, даже отсутствует. [34] Его орбитальное расстояние 20,3 радиуса Сатурна действительно иногда помещает его в магнитосферу Сатурна . Однако разница между периодом вращения Сатурна (10,7 часа) и периодом вращения Титанаорбитальный период (15,95 суток) обуславливает относительную скорость около100 км / с между намагниченной плазмой Сатурна и Титаном. [34] Это может фактически усилить реакции, вызывающие потери в атмосфере, вместо того, чтобы защищать атмосферу от солнечного ветра . [35]

Химия ионосферы [ править ]

В ноябре 2007 года ученые обнаружили свидетельства наличия в ионосфере Титана отрицательных ионов с массой примерно в 13 800 раз больше водорода, которые, как считается, падают в нижние области и образуют оранжевую дымку, скрывающую поверхность Титана. [36] Меньшие отрицательные ионы были идентифицированы как анионы с линейной углеродной цепью, при этом более крупные молекулы демонстрируют более сложные структуры, возможно, полученные из бензола . [37] Эти отрицательные ионы, по-видимому, играют ключевую роль в образовании более сложных молекул, которые, как считается, являются толинами , и могут составлять основу полициклических ароматических углеводородов , цианополиинов.и их производные. Примечательно, что ранее было показано, что отрицательные ионы, подобные этим, усиливают производство более крупных органических молекул в молекулярных облаках за пределами нашей Солнечной системы [38], сходство, которое подчеркивает возможное более широкое значение отрицательных ионов Титана. [39]

Южный полюсный вихрь Титана - закрученное облако газа HCN (29 ноября 2012 г.).

Атмосферная циркуляция [ править ]

См. Также: Климат Титана

Обнаружена схема циркуляции воздуха, текущая в направлении вращения Титана с запада на восток. Кроме того, были обнаружены сезонные колебания атмосферной циркуляции. Наблюдения Кассини за атмосферой, сделанные в 2004 году, также предполагают, что Титан является «супервращателем», как Венера , с атмосферой, которая вращается намного быстрее, чем его поверхность. [40] Атмосферная циркуляция объясняется большой циркуляцией Хэдли, которая происходит от полюса к полюсу. [1]

Метановый цикл [ править ]

См. Также: Жизнь на Титане

Энергия Солнца должна была преобразовать все следы метана в атмосфере Титана в более сложные углеводороды в течение 50 миллионов лет - короткий срок по сравнению с возрастом Солнечной системы. Это говорит о том, что метан должен каким-то образом пополняться резервуаром на самом Титане или внутри него. Большая часть метана на Титане находится в атмосфере. Метан переносится через холодную ловушку в тропопаузе. [41] Следовательно, циркуляция метана в атмосфере влияет на радиационный баланс и химический состав других слоев атмосферы. Если на Титане есть резервуар метана, цикл будет стабильным только в геологических масштабах времени. [6]

Следы органических газов в атмосфере Титана - HNC (слева) и HC 3 N (справа).

Доказательства того, что атмосфера Титана содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем монооксида углерода , по-видимому, исключает значительный вклад кометных ударов, потому что кометы состоят из большего количества оксида углерода, чем метана. То, что Титан мог аккрецировать атмосферу из ранней туманности Сатурна во время образования, также кажется маловероятным; в таком случае она должна иметь содержание в атмосфере, аналогичное солнечной туманности, включая водород и неон . [42] Многие астрономы предположили, что исходное происхождение метана в атмосфере Титана происходит изнутри самого Титана, выделяемого в результате извержений криовулканов . [43] [44] [45]

Полярные облака из метана на Титане (слева) по сравнению с полярными облаками на Земле (справа).

Дневное время и сумерки (восход / закат) Небо [ править ]

Модели яркости неба [46] солнечного дня на Титане. Солнце заходит с полудня до заката на трех длинах волн: 5 мкм, ближнем инфракрасном (1-2 мкм) и видимом . Каждое изображение показывает "развернутую" версию неба, видимую с поверхности Титана. Левая сторона показывает Солнце, а правая сторона указывает от Солнца. Верх и низ изображения - это зенит и горизонт соответственно. Зенитный угол Солнца представляет собой угол между Солнцем и зенитом (0 °), где 90 ° , когда Солнце достигает горизонт.

Ожидается, что яркость неба и условия обзора будут сильно отличаться от Земли и Марса из-за большего расстояния Титана от Солнца (~ 10 а.е. ) и сложных слоев дымки в его атмосфере. Видео с моделями яркости неба показывают, как может выглядеть типичный солнечный день, стоя на поверхности Титана, на основе моделей переноса излучения . [46]

Для астронавтов, которые видят в видимом свете , дневное небо имеет отчетливо темно-оранжевый цвет и кажется однородным во всех направлениях из-за значительного рассеяния Ми от множества высотных слоев дымки. [46] Подсчитано, что дневное небо в ~ 100-1000 раз тусклее, чем днем ​​на Земле, [46] что похоже на условия просмотра густого смога или густого дыма от огня . В закатами на Титане , как ожидается , будет «сокрушающей события», [46] , где Солнце исчезает примерно на полпути вверх в небо (~ 50 ° над горизонтом) без явного изменения цвета. После этого небо будет медленно темнеть, пока не дойдет до ночи. Однако ожидается, что поверхность будет оставаться такой же яркой, как полная Луна, до 1 земного дня после захода солнца . [46]

В ближнем инфракрасном свете закаты напоминают марсианский закат или закат в пыльной пустыне. [46] Рассеяние Ми имеет более слабое влияние на более длинных инфракрасных волнах, что позволяет создавать более красочные и изменчивые условия неба. В дневное время Солнце имеет заметную солнечную корону , цвет которой после полудня меняет цвет с белого на «красный». [46] Яркость дневного неба в ~ 100 раз ниже, чем у Земли. [46] По мере приближения вечернего времени Солнце, как ожидается, исчезнет довольно близко к горизонту. Оптическая толщина атмосферы Титана самая низкая - 5 микрон . [47]Таким образом, Солнце размером 5 микрон может быть видно даже, когда оно находится ниже горизонта из-за атмосферной рефракции . Подобно изображениям марсианских закатов с марсоходов , видно , что веерообразная корона развивается над Солнцем из-за рассеяния из тумана или пыли на больших высотах. [46]

Что касается Сатурна , планета почти зафиксирована в своем положении на небе, потому что орбита Титана приливно заблокирована вокруг Сатурна. Однако из-за эксцентриситета орбиты [48] наблюдается небольшое движение с востока на запад на 3 ° в течение года на Титане , [48] подобное аналемме на Земле. Солнечный свет, отраженный от Сатурна, Сатурн, примерно в 1000 раз слабее солнечной инсоляции на поверхности Титана. [48] Хотя Сатурн кажется на небе в несколько раз больше, чем Луна на небе Земли, очертания Сатурна маскируются более ярким Солнцем в дневное время. Сатурн можно различить только ночью, но только на длине волны 5 микрон. Это связано с двумя факторами: небольшойоптическая толщина атмосферы Титана 5 мкм [47] [49] и сильное излучение 5 мкм с ночной стороны Сатурна. [50] В видимом свете Сатурн сделает небо немного ярче, как в пасмурную ночь с полной луной на Земле. [48] Кольца Сатурна скрыты от глаз из-за совмещения орбитальной плоскости Титана и плоскости колец. [48] Ожидается, что Сатурн покажет фазы, похожие на фазы Венеры на Земле, которые частично освещают поверхность Титана ночью, за исключением затмений . [48]

Из космического пространства , Кассини изображения из ближней инфракрасной области спектра в УФ длин волн показали , что сумеречные периоды (восход / закат) являются ярче , чем днем на Титан. [51] [52] Ученые ожидают, что планетарная яркость будет ослабевать при переходе от дневной к ночной стороне планетарного тела, известного как терминатор . Это парадоксальное наблюдение не наблюдалось ни на одном другом планетном теле с толстой атмосферой. [52] Сумерки Титана, затмевающие дневную сторону, вероятно, связаны с сочетанием атмосферы Титана, простирающейся на сотни километров над поверхностью, и интенсивного рассеяния Ми вперед.из тумана. [52] Модели переноса излучения не воспроизводят этот эффект. [46]

Атмосферная эволюция [ править ]

Сохранение плотной атмосферы на Титане было загадочным , как атмосферы структурна подобных спутников в Jupiter , Ганимед и Каллисто , пренебрежимо малы. Хотя это несоответствие все еще плохо изучено, данные недавних миссий предоставили основные ограничения на эволюцию атмосферы Титана.

Слои атмосферы, изображение с космического корабля Кассини

Грубо говоря, на расстоянии от Сатурна солнечная инсоляция и поток солнечного ветра настолько малы, что элементы и соединения , летучие на планетах земной группы, имеют тенденцию накапливаться во всех трех фазах . [53] Температура поверхности Титана также довольно низкая, около 94 К. [54] [55] Следовательно, массовые доли веществ, которые могут стать составляющими атмосферы, на Титане намного больше, чем на Земле . Фактически, современные интерпретации предполагают, что только около 50% массы Титана составляетсиликаты , [56] с остальным , состоящими в основном из различного Н 2 O ( вода ) льдов и NH 3 · H 2 O ( аммиак гидраты ). NH 3 , который может быть первоначальным источником атмосферного N 2 Титана ( диазота ), может составлять до 8% от массы NH 3 · H 2 O. Скорее всего, Титан разделен на слои, где слой жидкой воды подо льдом I h может быть богат NH 3 . [ жаргон ]

Цветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.
Зимнее полушарие Титана (вверху) немного темнее в видимом свете из-за высокогорной дымки.

Доступны предварительные ограничения, при этом потери тока в основном связаны с низкой гравитацией [57] и солнечным ветром [58], которому способствует фотолиз . Потери ранней атмосферы Титана можно оценить с помощью изотопного отношения 14 N– 15 N , потому что более легкие 14 N предпочтительно теряются из верхних слоев атмосферы при фотолизе и нагревании. Поскольку исходное соотношение 14 N – 15 N Титана плохо ограничено, в ранней атмосфере могло быть больше N 2 в диапазоне от 1,5 до 100 с уверенностью только в более низком коэффициенте. [57] Потому что N 2является основным компонентом (98%) атмосферы Титана, [59] соотношение изотопов предполагает, что большая часть атмосферы была потеряна за геологическое время . Тем не менее, атмосферное давление на его поверхности остается почти в 1,5 раза выше, чем на Земле, поскольку она начиналась с пропорционально большим изменчивым балансом, чем Земля или Марс . [55] Возможно, что большая часть атмосферных потерь произошла в течение 50 миллионов лет после аккреции из-за высокоэнергетического выброса легких атомов, уносящего большую часть атмосферы ( гидродинамический выброс ). [58] Такое событие могло быть вызвано эффектами нагрева и фотолиза более высокой выработки на раннем СолнцеРентгеновские и ультрафиолетовые (XUV) фотоны.

Поскольку Каллисто и Ганимед структурно похожи на Титан, неясно, почему их атмосферы незначительны по сравнению с атмосферой Титана. Тем не менее, происхождение N 2 Титана посредством геологически древнего фотолиза аккрецированного и дегазированного NH 3 , в отличие от дегазации N 2 из аккреционных клатратов , может быть ключом к правильному выводу. Если бы N 2 был высвобожден из клатратов, 36 Ar и 38 Ar, которые являются инертными первичными изотопамиСолнечной системы также должен присутствовать в атмосфере, но ни один из них не был обнаружен в значительных количествах. [60] Незначительная концентрация 36 Ar и 38 Ar также указывает на то, что температура ~ 40 K, необходимая для захвата их и N 2 в клатратах, не существует в суб- туманности Сатурна . Вместо этого температура могла быть выше 75 К, что ограничивало даже накопление NH 3 в виде гидратов . [61] Температура была бы еще выше в суб-туманности Юпитера из-за большего гравитационного высвобождения потенциальной энергии, массы и близости к Солнцу, что значительно уменьшило NH 3.инвентарь, созданный Каллисто и Ганимедом. Образовавшаяся в результате атмосфера N 2 могла быть слишком тонкой, чтобы выдержать воздействие атмосферной эрозии, которое выдержал Титан. [61]

Альтернативное объяснение состоит в том, что столкновения комет высвобождают больше энергии на Каллисто и Ганимед, чем на Титан, из-за более высокого гравитационного поля Юпитера . Это может разрушить атмосферы Каллисто и Ганимеда, тогда как кометный материал фактически создаст атмосферу Титана. Однако отношение 2 H – 1 H (т.е. D – H) атмосферы Титана равно(2.3 ± 0.5) × 10 −4 , [60] почти в 1,5 раза ниже, чем у комет . [59] Разница предполагает, что кометный материал вряд ли будет основным источником атмосферы Титана. [6] [62] Атмосфера Титана также содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем монооксида углерода, что подтверждает идею о том, что кометный материал не является вероятным источником, поскольку кометы состоят из большего количества оксида углерода, чем метана.

Титан - в 2009-2010 годах обнаружены три пыльные бури. [63]

См. Также [ править ]

  • Атмосфера Марса

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e Кэтлинг, Дэвид К.; Кастинг, Джеймс Ф. (10 мая 2017 г.). Эволюция атмосферы в обитаемых и безжизненных мирах (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0521844123.
  2. ^ Cours, T .; Cordier, D .; Seignovert, B .; Maltagliati, L .; Бьеннье, Л. (2020). «Поглощение 3,4 мкм в стратосфере Титана: вклад этана, пропана, бутана и сложных гидрогенизированных органических веществ». Икар . 339 : 113571. arXiv : 2001.02791 . Bibcode : 2020Icar..33913571C . DOI : 10.1016 / j.icarus.2019.113571 . S2CID 210116807 . 
  3. ^ Ниманн, HB; и другие. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенса» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Bibcode : 2005Natur.438..779N . DOI : 10,1038 / природа04122 . ЛВП : 2027,42 / 62703 . PMID 16319830 . S2CID 4344046 .   
  4. ^ Иино, Такахиро; Сагава, Хидео; Цукагоши, Такаши (2020). « Изотопное соотношение 14 N / 15 N в CH 3 CN атмосферы Титана, измеренное с помощью ALMA». Астрофизический журнал . 890 (2): 95. arXiv : 2001.01484 . Bibcode : 2020ApJ ... 890 ... 95i . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / ab66b0 . S2CID 210023743 . 
  5. ^ Lindal, GF; Wood, GE; Хотц, HB; Sweetnam, DN; Эшлеман, ВР; Тайлер, GL (1983-02-01). "Атмосфера Титана: анализ радиозатменных измерений" Вояджера-1 ". Икар . 53 (2): 348–363. Bibcode : 1983Icar ... 53..348L . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90155-0 . ISSN 0019-1035 . 
  6. ^ Б с д е е Horst, Sarah (2017). «Атмосфера и климат Титана». J. Geophys. Res. Планеты . 122 (3): 432–482. arXiv : 1702.08611 . Bibcode : 2017JGRE..122..432H . DOI : 10.1002 / 2016JE005240 . S2CID 119482985 . 
  7. ↑ Баэз, Джон (25 января 2005 г.). «Находки этой недели по математической физике» . Калифорнийский университет , Риверсайд. Архивировано из оригинала на 2012-02-08 . Проверено 22 августа 2007 .
  8. ^ Мур, П. (1990). Атлас Солнечной системы . Митчелл Бизли. ISBN 0-517-00192-6.
  9. Перейти ↑ Kuiper, GP (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Астрофизический журнал . 100 : 378. Bibcode : 1944ApJ ... 100..378K . DOI : 10.1086 / 144679 .
  10. ^ Coustenis, стр. 13-15
  11. ^ a b Кустенис, стр. 22
  12. ^ Дайчес, Престон; Clavin, Clavin (23 июня 2014 г.). «Строительные блоки Титана могут предшествовать Сатурну» . НАСА . Проверено 24 июня 2014 года .
  13. ↑ Персонал (3 апреля 2013 г.). «Команда НАСА исследует сложную химию на Титане» . Phys.Org . Проверено 11 апреля 2013 года .
  14. ↑ Лопес-Пуэртас, Мануэль (6 июня 2013 г.). «ПАУ в верхних слоях атмосферы Титана» . CSIC . Проверено 6 июня 2013 года .
  15. ^ Jpl.Nasa.Gov (2013-09-30). «Космический корабль НАСА« Кассини »обнаруживает в космосе ингредиент из бытового пластика - Лаборатория реактивного движения НАСА» . Jpl.nasa.gov . Проверено 4 октября 2013 .
  16. ^ Дайчес, Престон; Зубрицкий, Елизавета (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаружило метановое ледяное облако в стратосфере Титана» . НАСА . Проверено 31 октября 2014 года .
  17. ^ Зубрицкий, Елизавета; Дайчес, Престон (24 октября 2014 г.). «НАСА определяет ледяное облако выше крейсерской высоты на Титане» . НАСА . Проверено 31 октября 2014 года .
  18. ^ «Глаза на Титане: Команда Стрекозы формирует полезную нагрузку научного инструмента» . Лаборатория прикладной физики Университета Джона Хопкинса . 9 января 2019 . Проверено 15 марта 2019 .
  19. ^ Стрекоза: Изучение пребиотической органической химии и приспособляемости Титана (PDF). EP Turtle, JW Barnes, MG Trainer, RD Lorenz, SM MacKenzie, KE Hibbard, D. Adams, P. Bedini, JW Langelaan, K. Zacny и команда Dragonfly. Конференция по лунным и планетарным наукам 2017 .
  20. ^ Langelaan JW et al. (2017) Proc. Aerospace Conf. IEEE
  21. ^ Coustenis, Athéna & Taylor, FW (2008). Титан: исследование земного мира . World Scientific. п. 130. ISBN 978-981-270-501-3. Проверено 25 марта 2010 .
  22. ^ Зубрин, Роберт (1999). Выход в космос: создание космической цивилизации . Раздел: Титан: Тарчер / Патнэм. С.  163–166 . ISBN 1-58542-036-0.
  23. ^ Черепаха, Элизабет П. (2007). «Исследование поверхности Титана с помощью Кассини – Гюйгенса» . Смитсоновский институт . Проверено 18 апреля 2009 .
  24. ^ Шредер, SE; Томашко, МГ; Келлер, HU (август 2005 г.). «Спектр отражения поверхности Титана, определенный Гюйгенсом». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 37, № 46.15; Бюллетень Американского астрономического общества . 37 (726): 726. Bibcode : 2005DPS .... 37.4615S .
  25. ^ Де Selding, Петре (21 января 2005). "Зонд Гюйгенса проливает новый свет на Титан" . SPACE.com. Архивировано 4 апреля 2005 года . Проверено 28 марта 2005 .
  26. ^ Лоренц, Ральф Д. (2014). «Титан: интерьер, поверхность, атмосфера и космическая среда, под редакцией И. Мюллер-Водарга, К.А. Гриффита, Э. Леллоча и Т.Е. Кравенса. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, 2014, 474 стр. 135 долларов в твердом переплете» . Метеоритика и планетология . 49 (6): 1139–1140. DOI : 10.1111 / maps.12317 . ISBN 978-0521199926. ISSN  1945-5100 .
  27. ^ Catling, Дэвид C .; Робинсон, Тайлер Д. (09.09.2012). «Аналитическая радиационно-конвективная модель планетных атмосфер». Астрофизический журнал . 757 (1): 104. arXiv : 1209.1833v1 . Bibcode : 2012ApJ ... 757..104R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/104 . S2CID 54997095 . 
  28. ^ a b «Титан: исследование земного мира». Афина Кустенис, Ф.В. Тейлор. World Scientific, 2008. С. 154–155. ISBN 9812705015 , 9789812705013 
  29. ^ Ниманн, HB; и другие. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенса» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Bibcode : 2005Natur.438..779N . DOI : 10,1038 / природа04122 . ЛВП : 2027,42 / 62703 . PMID 16319830 . S2CID 4344046 .   
  30. ^ Yelle, Роджер (1991-12-10). «Не-LTE модели верхних слоев атмосферы Титана» . Астрофизический журнал . 383 (1): 380–400. Bibcode : 1991ApJ ... 383..380Y . DOI : 10.1086 / 170796 . ISSN 0004-637X . 
  31. ^ Подолак, М .; Бар-Нун, А. (1 августа 1979 г.). «Ограничение на распространение атмосферного аэрозоля Титана». Икар . 39 (2): 272–276. Bibcode : 1979Icar ... 39..272P . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90169-6 . ISSN 0019-1035 . 
  32. ^ Уэйт, JH; и другие. (2007). «Процесс образования толина в верхних слоях атмосферы Титана». Наука . 316 (5826): 870–5. Bibcode : 2007Sci ... 316..870W . DOI : 10.1126 / science.1139727 . PMID 17495166 . S2CID 25984655 .  
  33. ^ "Магнитная личность Сатурна стирается на Титане" . НАСА / Лаборатория реактивного движения. 2008. Архивировано из оригинального 20 мая 2009 года . Проверено 20 апреля 2009 .
  34. ^ а б Х. Бэкес; и другие. (2005). «Сигнатура магнитного поля Титана во время первой встречи с Кассини». Наука . 308 (5724): 992–995. Bibcode : 2005Sci ... 308..992B . DOI : 10.1126 / science.1109763 . PMID 15890875 . S2CID 38778517 .  
  35. ^ DG Mitchell; и другие. (2005). «Эмиссия энергетических нейтральных атомов от взаимодействия Титана с магнитосферой Сатурна». Наука . 308 (5724): 989–992. Bibcode : 2005Sci ... 308..989M . DOI : 10.1126 / science.1109805 . PMID 15890874 . S2CID 6795525 .  
  36. ^ Коутс, AJ; FJ Crary; Г. Р. Льюис; Д. Т. Янг; Дж. Х. Уэйт и Э. К. Ситтлер (2007). «Открытие тяжелых отрицательных ионов в ионосфере Титана» (PDF) . Geophys. Res. Lett . 34 (22): L22103. Bibcode : 2007GeoRL..3422103C . DOI : 10.1029 / 2007GL030978 .
  37. ^ Десаи, RT; Эй Джей Коутс; А. Веллброк; В. Виттон; Д. Гонсалес-Каниулеф; и другие. (2017). «Анионы углеродной цепи и рост сложных органических молекул в ионосфере Титана». Astrophys. J. Lett . 844 (2): L18. arXiv : 1706.01610 . Bibcode : 2017ApJ ... 844L..18D . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa7851 . S2CID 32281365 . 
  38. ^ Уолш, С .; Н. Харада; Э. Хербст и Т. Дж. Миллар (2017). «ВЛИЯНИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫХ АНИОНОВ НА ХИМИЮ ТЕМНЫХ ОБЛАКОВ». Astrophys. Дж . 700 (1): 752–761. arXiv : 0905.0800 . Bibcode : 2009ApJ ... 700..752W . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa7851 . S2CID 32281365 . 
  39. ^ "Кассини нашел универсальный драйвер для пребиотической химии на Титане?" . Европейское космическое агентство. 26 июля 2017 года . Проверено 12 августа 2017 .
  40. ^ "Ветер или дождь или холод ночи Титана?" . Журнал астробиологии. 11 марта 2005 года архивации с оригинала на 27 сентября 2007 года . Проверено 24 августа 2007 .
  41. ^ Роу, Генри Г. (2012-05-02). «Метановая погода Титана». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 355–382. Bibcode : 2012AREPS..40..355R . DOI : 10.1146 / annurev-earth-040809-152548 .
  42. ^ Coustenis, A. (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Bibcode : 2005SSRv..116..171C . DOI : 10.1007 / s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 . 
  43. ^ Сушил К. Атрея; Елена Ю. Адамс; Хассо Б. Ниманн; и другие. (Октябрь 2006 г.). «Метановый цикл Титана». Планетарная и космическая наука . 54 (12): 1177. Bibcode : 2006P & SS ... 54.1177A . DOI : 10.1016 / j.pss.2006.05.028 .
  44. ^ Стофан, ER; и другие. (2007). «Озера Титана». Природа . 445 (7123): 61–4. Bibcode : 2007Natur.445 ... 61S . DOI : 10,1038 / природа05438 . PMID 17203056 . S2CID 4370622 .  
  45. ^ Tobie, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическое выделение газа как источник атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Bibcode : 2006Natur.440 ... 61T . DOI : 10,1038 / природа04497 . PMID 16511489 . S2CID 4335141 .  
  46. ^ a b c d e f g h i j k Barnes, Jason W .; MacKenzie, Shannon M .; Lorenz, Ralph D .; Черепаха, Элизабет П. (2018-11-02). "Сумерки и закат Солнца Титана". Астрономический журнал . 156 (5): 247. Bibcode : 2018AJ .... 156..247B . DOI : 10.3847 / 1538-3881 / aae519 . ISSN 1538-3881 . 
  47. ^ а б Сотин, К .; Лоуренс, KJ; Reinhardt, B .; Барнс, JW; Коричневый, RH; Hayes, AG; Le Mouélic, S .; Rodriguez, S .; Содерблом, JM; Содерблом, Луизиана; Бейнс, KH (2012-11-01). «Наблюдения за северными озерами Титана на глубине 5 мкм: последствия для органического цикла и геологии» . Икар . 221 (2): 768–786. Bibcode : 2012Icar..221..768S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2012.08.017 . ISSN 0019-1035 . 
  48. ^ a b c d e Лоренц, Ральф (июнь 2020 г.). Лунный Титан Сатурна: от 4. 5 миллиардов лет назад до настоящего времени - взгляд на работу и исследование самого похожего на Землю мира во внешней Солнечной системе . Haynes Publishing Group PLC, стр. 130–131. ISBN 978-1-78521-643-5. Проверено 30 ноября 2020 .CS1 maint: date and year (link)
  49. ^ Барнс, Джейсон У .; Кларк, Роджер Н .; Сотин, Кристоф; Адамкович, мате; Аппере, Томас; Родригес, Себастьен; Содерблом, Джейсон М .; Браун, Роберт Х .; Буратти, Бонни Дж .; Бейнс, Кевин Х .; Ле Муэлик, Стефан (2013-10-24). "Спектр пропускания северной полярной атмосферы Титана от зеркального отражения Солнца" . Астрофизический журнал . 777 (2): 161. Bibcode : 2013ApJ ... 777..161B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 777/2/161 . hdl : 1721,1 / 94552 . ISSN 0004-637X . 
  50. ^ BAINES, KH; DROSSART, P .; MOMARY, TW; FORMISANO, V .; ГРИФФИТ, С .; BELLUCCI, G .; БИБРИНГ, JP; КОРИЧНЕВЫЙ, ПРАВЫЙ; BURATTI, BJ; CAPACCIONI, F .; CERRONI, P. (01.06.2005). «Атмосферы Сатурна и Титана в ближнем инфракрасном диапазоне: первые результаты Cassini / Vims» . Земля, Луна и планеты . 96 (3): 119–147. Bibcode : 2005EM & P ... 96..119B . DOI : 10.1007 / s11038-005-9058-2 . ISSN 1573-0794 . S2CID 53480412 .  
  51. ↑ Апрель 2017, Чарльз К. Чой, 27. «На Луне Сатурна, Титане, Сумерки затмевают дневной свет» . Space.com . Проверено 22 апреля 2020 .
  52. ^ a b c Гарсиа Муньос, А .; Lavvas, P .; Запад, РА (2017-04-24). «Титан ярче в сумерках, чем днем» . Природа Астрономия . 1 (5): 0114. arXiv : 1704.07460 . Bibcode : 2017NatAs ... 1E.114G . DOI : 10.1038 / s41550-017-0114 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119491241 .  
  53. ^ PA Bland; и другие. (2005). «Фазы-носители микроэлементов в примитивной хондритовой матрице: последствия для фракционирования летучих элементов во внутренней солнечной системе» (PDF) . Луна и планетология . XXXVI : 1841. Bibcode : 2005LPI .... 36.1841B .
  54. ^ FM Flasar; и другие. (2005). «Атмосферные температуры, ветры и состав Титана». Наука . 308 (5724): 975–978. Bibcode : 2005Sci ... 308..975F . DOI : 10.1126 / science.1111150 . PMID 15894528 . S2CID 31833954 .  
  55. ^ а б Г. Линдал; и другие. (1983). "Атмосфера Титана: анализ радиозатменных измерений" Вояджера-1 ". Икар . 53 (2): 348–363. Bibcode : 1983Icar ... 53..348L . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90155-0 .
  56. ^ Г. Тоби; JI Lunine; С. Сотин (2006). «Эпизодическое выделение газа как источник атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Bibcode : 2006Natur.440 ... 61T . DOI : 10,1038 / природа04497 . PMID 16511489 . S2CID 4335141 .  
  57. ^ a b J.H. Уэйт (младший); и другие. (2005). «Ионно-нейтральный масс-спектрометр после первого пролета Титана». Наука . 308 (5724): 982–986. Bibcode : 2005Sci ... 308..982W . DOI : 10.1126 / science.1110652 . PMID 15890873 . S2CID 20551849 .  
  58. ^ а б Т. Пенц; Х. Ламмер; Ю.Н. Куликов; HK Biernat (2005). «Влияние солнечных частиц и радиационной среды на эволюцию атмосферы Титана». Успехи в космических исследованиях . 36 (2): 241–250. Bibcode : 2005AdSpR..36..241P . DOI : 10.1016 / j.asr.2005.03.043 .
  59. ^ а б А. Кустенис (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Bibcode : 2005SSRv..116..171C . DOI : 10.1007 / s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 . 
  60. ^ а б Х. Ниманн; и другие. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенса» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Bibcode : 2005Natur.438..779N . DOI : 10,1038 / природа04122 . ЛВП : 2027,42 / 62703 . PMID 16319830 . S2CID 4344046 .   
  61. ^ а б T.C. Оуэн; Х. Ниманн; С. Атрейя; Золотов М.Ю. (2006). «Между небом и землей: исследование Титана». Фарадеевские дискуссии . 133 : 387–391. Bibcode : 2006FaDi..133..387O . CiteSeerX 10.1.1.610.9932 . DOI : 10.1039 / b517174a . PMID 17191458 .  
  62. ^ Бокеле-Морван, Доминик; Кальмонте, Урсина; Чарнли, Стивен; Дюпра, Жан; Энгран, Сесиль; Жикель, Аделина; Хэссиг, Мирта; Jehin, Emmanuël; Кавакита, Хидейо (01.12.2015). «Кометарные изотопные измерения» . Обзоры космической науки . 197 (1): 47–83. Bibcode : 2015SSRv..197 ... 47B . DOI : 10.1007 / s11214-015-0156-9 . ISSN 1572-9672 . S2CID 53457957 .  
  63. ^ Маккартни, Гретхен; Браун, Дуэйн; Вендел, Джоанна; Бауэр, Маркус (24 сентября 2018 г.). «Впервые замечены пыльные бури на Титане» . НАСА . Проверено 24 сентября 2018 года .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Роу, HG (2012). «Метановая погода Титана». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 355–382. Bibcode : 2012AREPS..40..355R . DOI : 10.1146 / annurev-earth-040809-152548 .

Внешние ссылки [ править ]

  • СМИ, связанные с атмосферой Титана на Викискладе?