Տիտան (արբանյակ)

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search
HS Disambig.svg Անվան այլ կիրառումների համար տես՝ Տիտան (այլ կիրառումներ)
Logo stars (green).png
Invisible.png
Invisible.png
Invisible.png
Տիտան
(Titan)
Τιτάν
Titan Visible.jpg
Տիտանը տեսանելի գույներով
Հիմնական տվյալներ
Հայտնաբերվել է 25 մարտ 1655 թ. (Քրիստիան Հյուգենսի կողմից)
Հեռավորությունը Սատուրնից 1 221 870 կմ
Ուղեծրային տվյալներ
Մեծ կիսաառանցք 1 221 870 կմ[1]
Էքսցենտրիսիտետ 0,0288[1]
Սիդերիկ պարբերություն 15,945 օր[1]
Թեքվածություն 0,34854°[1] (Սատուրնի հասարակածի նկատմամբ)
Ծագման անկյան երկայնություն 28,758[1]
Պերիկենտրոնի արգումենտ 179,920[1]
Ֆիզիկական հատկանիշներ
Շառավիղ 2576 կմ[2]
Մակերևույթի մակերես 83 մլն. կմ²[2]
Զանգված 1,3452 × 1023 կգ[2]
Միջին խտություն 1,8798 գ/սմ³[2]
Հասարակածային մակերևութային ձգողություն 1,352 մ/վ²[2]
Պտույտի պարբերություն Սինքրոն
Առանցքի թեքում
Ալբեդո 0,22[3]
Մթնոլորտային տվյալներ
Քիմիական կազմ 98,4% Ազոտ
1,6 % Մեթան
Ճնշումը — 146,7 կՊա[4][5]
Մթնոլորտի ջերմաստիճան 93,7 Կ (−179,5 °C)[6]

Տիտան (հին հուն․՝ Τιτάν), Սատուրնի արբանյակն է, հայտնաբերել է Քրիստիան Հույգենսը 1655 թվականին։ Արեգակնային համակարգի մեծությամբ երկրորդ արբանյակն է։ Երկրագնդից բացի Արեգակնային համակարգի միակ մարմինն է, որի մակերևույթի վրա հաստատված է հեղուկի գոյությունը[7]։ Սատուրնի խիտ մթնոլորտ ունեցող միակ արբանյակն է։ Տիտանի հետազոտությունները թույլ են տալիս ենթադրել նրա վրա կյանքի պարզագույն տեսակների առկայությունը։

Տիտանը 1655 թվականին դարձավ Սատուրնի առաջին հայտնաբերված արբանյակը, այն հայտնաբերեց հոլանդացի աստղագետ Քրիստիան Հույգենսը[8]։

Տիտանի տրամագիծը կազմում է 5152 կմ, դա Լուսնի տրամագծից 50 %-ով ավել է, ընդ որում Տիտանի զանգվածը 80 %-ով ավել է Երկրի արբանյակի զանգվածից։ Տիտանը չափերով մեծ է նաև Մերկուրի մոլորակից, չնայած զիջում է նրան զանգվածով։ Ծանրության ուժը նրա վրա կազմում է Երկրի ծանրության ուժի մոտավորապես մեկ յոթերորդ մասը։ Տիտանի զանգվածը կազմում է Սատուրնի բոլոր արբանյակների գումարային զանգվածի 95 %-ը։

Տիտանի մակերևույթը հիմնականում բաղկացած է ջրային սառույցից և նստվածքային օրգանական միացություններից։ Երկրաբանորեն երիտասարդ է, հիմնականում հարթ, բացառությամբ քիչ քանակի լեռնային ձևավորումների և հարվածային խառնարանների, ինչպես նաև մի քանի կրիոհրաբուխների։ Տիտանը պարուրող խիտ մթնոլորտը, երկար ժամանակ թույլ չէր տալիս տեսնելու արբանյակի մակերևույթը, ընդհուպ մինչև «Կասինի-Հյուգենս» սարքի ժամանումը 2005 թվականին։

Մթնոլորտը հիմնականում բաղկացած է ազոտից, կա նաև քիչ քանակության մեթան և էթան, որոնք ձևավորում են հեղուկ և, հնարավոր է, նույնիսկ պինդ տեղումներ առաջացնող ամպեր։ Մակերևույթի վրա կան մեթան-էթանային լճեր և գետեր։ Մթնոլորտի ճնշումը մակերևույթի մոտ գերազանցում է Երկրինը մոտավորապես 1.5 անգամ։ Ջերմաստիճանը մակերևույթի մոտ կազմում է - 170 - 180 °C։

Չնայած ցածր ջերմաստիճանին, Տիտանը համեմատվում է զարգացման վաղ ժամանակաշրջանների Երկրի հետ, և չի կարելի բացառել, որ այս արբանյակի վրա հնարավոր է պարզագույն կյանքի տեսակների առկայությունը, մասնավորապես ընդերքային ավազաններում, որտեղ պայմանները շատ ավելի մեղմ են[9][10]։

Հայտնաբերում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Քրիստիան Հյուգենսը հայտնաբերել է Տիտանը 1655 թվականին։

Տիտանը հայտնաբերվել է 1655 մարտի 25-ին հոլանդացի մեխանիկ, ֆիզիկոս, մաթեմատիկոս և աստղագետ Քրիստիան Հյույգենսի կողմից։ Հյուգենսը չափազանց տպավորված էր Գալիլեյի կողմից Յուպիտերի չորս մեծ արբանյակների հայտնաբերումով 1610 թվականին և նրա կատարած բարելավումներով աստղադիտարանների կառուցման մեջ։ Հյուգենսը իր եղբոր Կոնստանտինի օգնությամբ,սկսեց զբաղվել աստղադիտակների կառուցմամբ 1650 թվականին և հայտնաբերեց Սատուրնի առաջին դիտարկված արբանյակը օգտագործելով իր կառուցվածքի աստղադիտաներից մեկը[11]։

Նա անվանեց արբանյակը պարզ՝ Սատուրնի Լուսին (լատիներեն՝ Saturni Luna), և հրատարակեց այդ մասին 1655 թվականին De Saturni Luna Observatio Nova (Սատուրնի արբանյակի նոր դիտարկում) աշխատության մեջ։ Այն բանից հետո, երբ Ջովանի Կասինին 1673-ից 1686 թվականները հայտարարաեց իր կողմից Սատուրնի ևս չորս արբանյակների հայտնաբերման մասին, աստղագետները սկսեցին անվանել Սատուրնի արբանյակները համարակալելով դրանք հռոմեական թվերով` Սատուրն I-ից V (որտեղ Տիտանը չորրորդն էր)։ Տիտանի մեկ այլ վաղ անվանումներից էր "Սատուրնի սովորական արբանյակ" անվանումը[12]։ Այժմ Տիտանը պաշտոնապես համարակալված է Սատուրն VI, քանի որ 1789 թվականի նոր արբանյակների հայտնաբերումներից հետո որոշվեց սառեցնել համարակալումը հետագա հնարավոր շփոթմունքից խուսափելու համար (մինչ այդ Տիտանը ունեցել է տարբեր համարներ II, IV, ինչպես նաև VI)։ Դրանից հետո Սատուրնին ավելի մոտ հայտնաբերվել են բազմաթիվ փոքր արբանյակներ։

Տիտան անունը, ինչպես նաև Սատուրնի ևս յոթ այն ժամանակ հայտնի արբանյակների անունները, առաջարկվել են Ուիլյամ Հերշելի (Սատուրնի Միմաս և Էնցելադ արբանյակների հայտնաբերող) որդի Ջոն Հերշելի կողմից, նրա 1847 թվականին հրատարակված «Բարեհուսո հրվանդանից կատարված աստղագիտական դիտարկումների արդյունքներ» աշխատության մեջ[13]։ Նա առաջարկեց առասպելական Տիտանների (հին հուն․՝ Τῑτάν), Կրոնոսի եղբայրների և քույրերի անունները (Կրոնոսը Հունական դիցաբանության մեջ հռոմեական Սատուրնի նախատիպն է)։ Տիտանները համաձայն դիցաբանության հզոր աստվածների ցեղ էր, որոնք հանդիսանում էին Գեայի և Ուրանոսի հետնորդները, որոնք ղեկավարում էին առասպեալական Ոսկե դարում։

Ուղեծիր և պտույտ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանի ուղեծիրը (նշված է կարմիրով) մյուս Սատուրնի մեծ արբանյակների ուղեծրերի միջև։

Տիտանը պտտվում է Սատուրնի շուրջ 15 օրվա և 22 ժամի ընթացքում։ Լուսնի և հսկա մոլորակների արբանյակների մեծամասնության նման, նրա պտույտի պարբերությունը (նրա օրը) հավասար է ուղեծրային մեկ պտույտին։ Տիտանը գտնվում է Սատուրնի հետ մակընթացային փականի մեջ, այսինք կատարում է սինքրոն պտույտ, և հետևաբար միշտ ուղղված է դեպի մոլորակը իր միայն մեկ կողմով։ Այս պատճառով, արբանյակի մակերևույթին կա անդր-Սատուրնյան կետ, որտեղից մոլորակը երևում է ուղիղ գլխավերևում։ Երկայնությունները Տիտանի վրա հաշվարկվում են դեպի արևմուտք, սկսած այս կետով անցնող միջօրեականից[14]։ Տիտանի ուղեծրի էքսցենտրիսիտետը կազմում է 0,0288, իսկ Սատուրնի հասարակածի հանդեպ ուղեծիրը թեքված է 0,348 աստիճանով[15]։ Երկրից դիտելիս, Տիտանը հասնում է մոտ 20 Սատուրնի շառավղի անկյունային հեռավորության մոլորակից (մի փոքր ավելին քան 1200000 կմ), և նրա սկավառակը ունի 0,8 արկվայրկյան տրամագիծ։

Փոքր և ոչ շրջանաձև Հիպերիոն արբանյակը գտնվում է Տիտանի հետ 3:4 ուղեծրային ռեզոնանսում։ Հիպերիոնի այս ռեզոնանսի մեջ հայտնվելու այն վարկածը, որ այն մեկ այլ ուղծրից աստիճանաբար տեղափոխվել է ռեզոնանս համարվում է անհավանական։ Ռեզոնանսի հավանական բացատրության համաձայն, Հիպերիոնը առաջացել է հաստատուն ուղեծրային «կղզյակում», որտեղ ավելի զանգվածեղ Տիտանը արտանետում էր իրեն մոտ տարածության վրա անցնող մարմինները[16]։

Ֆիզիկական տվյալներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանի (ներքևում ձախից) և Լուսնի ու Երկրի (վերևում և աջից) չափերի համեմատությունը
Տիտանի ներքին կազմության մոդելը

Տիտանն ունի 5151 կմ տրամագիծ[2], որը 1,06 անգամ մեծ է Մերկուրի մոլորակից, 1,48 անգամ Լուսնից, և փոքր է Երկրից 0,40 անգամ։ Մինչև 1980 թվականը, երբ Սատուրնի համակարգով անցավ Վոյաջեր 1 կայանը, Տիտանը համարվում էր, որ մի փոքր ավելի մեծ է Գանիմեդից (տրամագիծը՝ 5262 կմ) և այսպիսով այն համարվում էր Արեգակնային համակարգի ամենամեծ արբանյակը։ Այս գերագնահատումը կապված էր Տիտանի խիտ և անթափանց մթնոլորտի հետ, որը տարածվում է արբանյակի մակերևույթից բավականին հեռու, այսպիսով մեծացնելով նրա տեսանելի չափերը[17]։ Տիտանի տրամագիծը և զանգվածը (և հետևաբար խտությունը) նման են Յուպիտերյան Գանիմեդ և Կալիստո արբանյակներին[18]։ Հիմնվելով նրա խտության ցուցանիշի վրա, որ կազմում է 1,88 գ/սմ3, կարելի է ենթադրել, որ Տիտանը կազմված է մոտավորապես հավասար մասերով ջրային սառույցից և քարե ապարներից։ Չնայած Տիտանի կազմությունը նաման է Դիոնային և Էնցելադին, այն ավելի խիտ է ձգողական սեղմման պատճառով։ Տիտանը զանգվածը կազմում է Սատուրնի զանգվածի 1/4226, և ըստ այս ցուցանիշի այն դառնում է գազային հսկա մոլորակների մոտ ամենամեծ արբանյակը, սակայն ըստ տրամագծի այն կազմում է Սատուրնի տրամագծի 1/22,609, և այս ցուցանիշով Տրիտոնը ավելի մեծ է քանի որ կազմում է Նեպտունի տրամագծի 1/18,092։

Տիտանի ընդերքը հավանական է, որ բաժանված է մի քանի շերտերի. մոտ 3400 կմ տրամագծով քարե կենտրոնով, որը շրջապատված է մի քանի տարբեր բյուրեղացման վիճակներում գտնվող սառցի շերտերով[19]։ Արբանյակի ընդերքը դեռ կարող է լինել բավականին տաք, որպեսզի պարունակի հեղուկ «մագմայի» շերտ, որը կազմված կարող է լինել ջրից և ամոնիակից, և կարող է ընկած լինել Ih սառույցից կազմված կեղևի և ավելի խորը տեղաբաշխված բարձր ճնշման տակ գտնվող սառույցի բյուրեղային շերտի միջև։ Ամոնիակի առկայությունը թույլ է տալիս ջրին մնալ հեղուկ վիճակում նույնիսկ մոտ 176 Կ ջերմաստիճանի պայմաններում[20]։ Կասինի կայանի միջոցով հայտնաբերվել է շերտավորված բնական չափազանց ցածր հաճախության ռադիո ալիքների առկայությունը Տիտանի մթնոլորտում։ Տիտանի մակերևույթը համարվում է չափազանց ցածր հաճախության ռադիո ալիքների վատ անդրադարձիչ, և հետևաբար այդ ալիքները դրա փոխարեն հավանաբար անդրադառնում են ընդերքային օվկիանոսի հեղուկ-սառույց սահմանից[21]։

Ինչպես նկատվել է Կասինի կայանից արբանյակի մակերևույթի առանձնահատկությունները հետևողականորեն տեղաշարժվում են, մասնավորապես 2005 թվականի հոկտեմբերի և 2007 թվականի մայիսի միջև ընկած ժամանակահատվածում մինչև 30 կմ-ով։ Այս երևույթը ցույց է տալիս, որ կեղևը կպած չէ ընդերքին, և հանդիսանում է ևս մեկ ապացույց ընդերքային հեղուկ օվկիանոսի գոյության օգտին[22]։ Մեկ այլ ապացույց այն փաստի, որ Տիտանի կեղևը չի հպվում ընդերքի շերտերին, հանդիսանում է այն, թէ ինչպես է փոփոխվում Տիտանի ձգողական դաշտը նրա Սատուրնի շուրջ կատարվող պտույտի ընթացքում[23]։ Ռադիոլոկացիոն քարտեզագրման և ձգողական դաշտի համեմատական հետազոտությունները[24] ցույց են տալիս, որ սառցե պատյանը փաստորեն ամուր է[25][26]։

Կազմավորում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Յուպիտերի և Սատուրնի մեծ արբանյակները հավանաբար առաջացել են մոլորակների մոտ նրանց ձևավորումից հետո առաջացած ակկրեցիոն սկավառակից, Արեգակնային համակարգի մոլորակների ձևավորման գործընթացի նման։ Գազային հսկաների ձևավորումից հետո նրանց շուրջ հավաքված նյութի ամպը հավաքվել է պինդ մարմինների և ձևավորել արբանյակներ։ Մինչ Յուպիտերը ունի չորս մեծ արբանյակներ կանոնավոր ուղեծրերի վրա, որոնք չափազանց նման են մոլորակների ուղեծրերին, Տիտանը գերակայում է Սատուրնի համակարգում, ունենալով բարձր ուղեծրային էքսցենտրիսիտետ, որը չի կարող բացատրվել միայն ակկրեցիոն ծագումով։ Առաջարկված Տիտանի ծագման մոդելը ենթադրում է, որ Սատուրնի համակարգի ձևավորման սկզբում եղել են արբանյակներ, որոնք նման էին Յուպիտերի Գալիլեյան արբանյակներին, սակայն նրանք հսկայական հարվածային ներգործությունների արդյունքում ձևավորել են Տիտանը։ Սատուրնի մյուս միջին չափի արբանյակները, այնպիսիք ինչպես Հաբեթը և Ռեան, ձևավորվել են այս հսկայական հարվածային երևույթների արդյունքում գոյացած բեկորներից։ Այսպիսի ձևավորումն էլ հեց կարող է բացատրել Տիտանի ուղեծրային էքսցենտրիսիտետը[27]։

2014 թվականին Տիտանի մթնոլորտի ազոտի հետազոտությունները ցույց տվեցին, որ այն կարող է առաջացած լինել նյութերից, որոնք հիմանկանում առկա են Օորտի ամպում, այլ ոչ այն նյութերից որոնք կարող էին գոյություն ունենալ այստեղ Սատուրնի ակկրեցիոն սկավառակաի գոյության ժամանակ[28]։

Մթնոլորտ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

    1rightarrow.png Հիմնական հոդված՝ Տիտանի մթնոլորտ
Տիտանի մթնոլորտի մշուշի իրական գույներում կատարված լուսանկար

Տիտանը միակ հայտնի արբանյակն է, որն ունի նշանակալի մթնոլորտ, և նրա մթնոլորտը միակ ազոտով հարուստ մթնոլորտն է Արեգակնային համակարգում, բացի Երկրից։ 2004 թվականին Կասինի կայանից կատարված դիտարկումները ցույց տվեցին, որ այս մթնոլորտը, ինչպես և Վեներայի մթնոլորտը, պտտվում է շատ ավելիլ արագ քան արբանյակի պտույտն է[29]։ Վոյաջեր կայաններից կատարված դիտարկումները ցույց տվեցին, որ այս մթնոլորտը ավելի խիտ է քան Երկրի մթնոլորտն է, և մակերևույթի մոտ ունի 1,45 մթն. ճնշում։ Այն նաև մոտ 1,19 անգամ ծանր է Երկրի մթնոլորտից[30], կամ մոտ 7,3 անգամ ծանր է մեկ մակերևույթի մակերեսի միավորին բաժին ընկածով։ Անթափանց մշուշոտ մթնոլորտի շերտերը խոչնդոտում են Արեևի լույսի մեծ մասի հասանելիությունը մակերևույթին, այսպիսով թաքցնելով Տիտանի մակերևույթը[31]։ Տիտանի ցածր ձգողության ոժի պատճառով նրա մթնոլորտը շատ ավելի բարձր է քան Երկրինը[32]։ Այն անթափանց է շատ ալիքի երկարությունների դեպքում և որպես արդյունք մակերևույթի անդրադարձելիությունը հնարավոր չէ գնահատել ուղեծրից[33]։ Տիտանի մակերևույթի առաջին լուսանկարները կատարվել են 2004 թվականին Կասինի–Հյուգենս կայանի իջեցվող սարքի միջոցով[34]։

Տիտանի հարավային բեևեռային պտտահողմը - HCN գազի ամպ (2012, նոյեմբերի 29)

Տիտանի մթնոլորտը ստրատոսֆերայում կազմված է 98,4% ազոտից և մնացած 1,6% կազմում են հիմանկանում մեթանը (1,4%) և ջրածինը (0,1 - 0,2%)[5]։ Կան նաև այլ ածխաջրածինների հետքային նշաններ, այնպիսիք, ինչպես էթանը, դիացետիլենը, մեթիլացետիլենը, ացետիլենը և պրոպանը, ինչպես նաև այլ գազեր, ինչպես օրինակ ցիանոացետիլեն, ցիանական թթու, ածխաթթու գազ, ածխածնի մոնօքսիդ, ցիանոգեն, արգոն և հելիում[4]։ Ենթադրվում է, որ ածխաջրածինները առաջացել են Տիտանի մթնոլորտի վերին շերտերում Արեևի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ազդեցության տակ մեթանի տրոհումից, կազմելով հաստ նարնջագույն մշուշ[35]։ Տիտանը մոլորակի շուրջ իր պտույտի 95% անց է կացնում Սատուրնի մագնիսոլորտի ներսում, որը պաշտպանում է նրան արեգակնային քամուց[36]։

Արեգակի էներգիան պետք է ձևափոխեր Տիտանի մթնոլորտի ամբողջ մեթանը ավելի բարդ ածխաջրածինների մոտ 50 միլիոն տարվա ընթացքում, որը բավականին փոքր ժամանակահատված է Արեգակնային համակարգի պատմության մեջ։ Սա ցույց է տալիս, որ մեթանը ունի ներհոսքի աղբյուր, կամ Տիտանի մակերևույթին կամ նրա ընդերքում[37]։ Հնարավոր հիմնական աղբյուրը կարող է լինել արբանյակի ընդերքը, որից մեթանը արտաժայթքվում է կրիոհրաբուխներով[38][39][40]։

Օրգանական միացությունների գազերի տարածումը Տիտանի մթնոլորտում - HNC (ձախից) և HC3N (աջից)

2013 թվականի ապրիլի 3-ին ՆԱՍԱ-ն հայտարարեց, որ Տիտանի վրա կարող են լինել բարդ օրգանական միացությունների ամպեր, հիմնվելով արբանյակի մթնոլորտի մոդելավորման վրա[41]։

2013 թվականի հունիսի 6-ին իսպանացի գիտանականները հայտարարեցին Տիտանի մթնոլորտի վերին շերտերում պոլիցիկլիկ արոմատիկ ածխաջրածինների հայտնաբերման մասին[42]։

2013 թվականի սեպտեմբերի 30-ին ՆԱՍԱ-ի Կասինի կայանը, կիրառելով համակցված ինֆրակարմիր սպեկտրոմետր, հայտնաբերեց Տիտանի մթնոլորտում պրոպիլեն[43]։ Սա առաջին անգամն էր, որ պրոպիլենը հայտնաբերվել է որևիցէ արբանյակի կամ մոլորակի վրա բացի Երկրից։ Պրոպիլենի հայտնաբերումը լրացրեց 1980 թվականին Վոյաջեր 1 կայանի անցման ժամանակ կատարված հայտնագործությունների մեջ եղած բացը, համաձայն կայանից ստացված տվյալների Տիտանի մշուշոտ մթնոլորտի գազերը, որոնք տալիս են նրան շագանակագույն գույնը ածխաջրածիններ են, որոնք ենթադրվել էր, որ ձևավորվել են մեթանի վերակազմավորումից Արեգակի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ազդեցույթան տակ[35]։

2014 թվականի հոկտեմբերի 24-ին մեթան է գտնվել նաև Տիտանի բևեռային ամպերում[44][45]։

Մեթանից կազմված բևեռային ամպերը Տիտանի վրա (ձախից) համեմատված Երկրի բևեռային ամպերի հետ (աջից), որոնք կազմված են ջրից և ջրային սառույցից։
Մեթանից կազմված բևեռային ամպերը Տիտանի վրա (ձախից) համեմատված Երկրի բևեռային ամպերի հետ (աջից), որոնք կազմված են ջրից և ջրային սառույցից։


Կլիմա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Բևեռային պտտահողմ Տիտանի հարավային բևեռում

Տիտանի մակերևույթի ջերմաստիճանը կազմում է մոտ −179,2 °C։ Այս ջերմաստիճանում ջրային սառույցը ունի չափազանց փոքր գոլորշիացման ճնշում, այսպիսով մթնոլորտում ջրային գոլորշին առկա է չափազանց փոքր քանակներով միայն ստրատոսֆերայում[46]։ Տիտանը ստանում է Արեգակից էներգիա Երկրի ստացածի 1%-ի չափով[47]։ Մինչ Արևի լույսը հասնում է մակերևույթին, նրա մոտ 90% կլանվում է հաստ մթնոլորտի կողմից, թողնելով հասնել մակերևույթին միայն 0,1% լույս համեմատած Երկրի հետ[48]։

Մթնոլորտային մեթանը ստեղծում է ջերմոցային էֆեկտ Տիտանի մակերևույթին, առանց որի Տիտանը կլիներ շատ ավելի սառը[49]։ Դրան հակառակ, Տիտանի մթնոլորտի մշուշը գործում է որպես հակաջերմոցային էֆեկտ անդրադարձնելով Արեգակի լույսը տիեզերք, չեզոքացնելով ջերմոցային էֆեկտը և դարձնելով մակերևույթը զգալիորեն սառը, քան մթնոլորտի վերին շերտերը[50]։

Մեթանի ամպեր (անիմացիա)[51]

Տիտանի ամպերը հավանաբար կազմված են մեթանից, էթանից կամ այլ նմանատիպ օրգանական միացություններից, դրանք ցրված են և ոչ կայուն, տարածվելով համատարած մշուշի մեջ[17]։ Հյուգենս իջեցվող սարքի տվյալներով Տիտանի մթնոլորտում պարբերաբար անձրևներ են տեղում, որոնք կազմված են մեթանից և այլ օրգանական միացություններից[52]։

Ամպերը սովորաբար ծածկում են Տիտանի սկավառակի մոտ 1%, սակայն դիտարկվել են նաև երևույթներ, երբ ամպերը արագորեն մեծացել են մինչև 8%։ Համաձայն վարկածներից մեկի հարավային ամպերը ձևավորվում են, երբ հարավային ամռան ժամանակ աճում է արևի լույսի քանակը առաջացնելով մթնոլորտային վեր ուղղված հոսանք, և հանգեցնելով կոնվեկցիայի։ Այս վարկածը թույլ է, քանի որ ամպերի ավելացումը դիտարկվում է ոչ միայն հարավային ամառվա ընթացքում, այլ նաև գարնան կոսում։ Հարվային բևեռում մեթանի խոնավության աճը հավանաբար բերում է ամպերի արագ գոյացմանը[53]։

Մակերևույթի առանձնահատկություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

1rightarrow.png  Տե՛ս նաև Տիտանի մակերևույթի առանձնահատկությունների ցանկ 
Տիտանի քարտեզը, ՄԱՄ անվանումներով (2016 օգոստոս)
Հյուսիսային բևեռ
Հարավային բևեռ
Տիտանը 2014 թվական

Տիտանի մակերևույթը բնութագրվում է որպես «բարդ, հեղուկների կողմից փոփոխությունների ենթարկվող, և երկրաբանորեն երիտասարդ» մակերևույթ[54]։ Տիտանը առաջացել է Արեգակնային համակարգի առաջացման ժամանակներում, սակայն նրա մակերևույթը շատ ավելի երիտասարդ է, 100 միլիոնից 1 միլիարդ տարվա միջակայքում։ Երկրաբանական երևույթները ևս կարող էին վերաձևավորել արբանյակի մակերևույթը[55]։ Տիտանի մթնոլորտը երկու անգամ ավելի հաստ է քան Երկրինն է, դժվարացնելով նրա մակերևույթի ուսումնասիրությունները տեսանելի սպեկտրում[56]։ «Կասինի» կայանը կիրառում է ինֆրակարմիր սարքավորումներ, ռադիոլոկացիոն բարձրաչափ և սինթետիկ ապերտուրայով ռադար Տիտանի մակերևույթի լուսանկարման համար։ Առաջին իսկ լուսանկարները ցույց տվեցին բազմազան երկրաբանություն, ինչպես հարթ, այնպես էլ կտրտված տարածքներով։ Մակերևույթի վրա կան առանձնահատկություններ, որոնք կարող են ունենալ հրաբխային ծագում, որոնք արտանետում են ջրի և ամոնիակի խառնուրդ։ Այնուամենայնիվ կան ապացույցներ, որ Տիտանի սառցե կեղևը կարող է լինել նաև զգալիորեն փխրուն[25][26], որը կարող է խոսել ցածր երկրաբանական ակտիվության մասին[57]։

Սենկյո շրջան

Մակերևույթին կան նաև շերտավոր առանձնահատկություններ, որոնցից որոշները նույնիսկ ունեն հարյուրավոր կիլոմետր երկարություն, և համաձայն վարկածների դրանք կազմված են քամու կողմից քշվող մասնիկներց[58][59]։ Հետազոտությունները ցույց են տալիս, որ մակերևույթը հարաբերական հարթ է, փոքր քանակով առանձնահատկությունները, որոնք կարծես թե հարվածային ծագում ունեն լցվում են անձրևող ածխաջրածիններով կամ կրիոհրաբուխների կողմից։ Բարձրաչափական հետազոտությունները ցույց են տալիս, որ բարձրությունը սովորաբար չի անցնում 150 մետրից։ Տեղ-տեղ բարձրությունը հասնում է 500 մետրի, ինչպես նաև Տիտանը ունի լեռներ, որոնց բարձրությունները հասնում է մի քանի հարյուր մետր կամ նույնիսկ մեկ կիլոմետրից բարձր բարձրության[60]։

Տիտանի մակերևույթը երևում է պայծառ և մուգ մեծ շրջանների տեսքով։ Այն ներառում է Քսանդաու շրջանը, մեծ լավ անդրադարձելությամբ շրջան արբանյակի հասարակածային գոտում, որը մոտավորապես ունի Ավստրալիայի չափերը։ Այն առաջին անգամ դիտվել է Հաբլ աստղադիտակից կատարված ինֆրակարմիր լուսանկարներում 1994 թվականին, և հետագայում Կասինի կայանի կողմից։ Շրջանը ծածկված է բլուրներով և կտրտված կիրճերով և հովիտներով[61]։ Այն կտրտված է մուգ շերտերով, որոնք իրենցից ներկայացնում են լեռնաշղթաներ և կիրճեր։ Սա կարող է խոսել տեկտոնիկ ակտիվության մասին, որը ցույց է տալիս, որ Քսանդաու շրջանը երկրաբանորեն երիտասարդ է։ Մյուս վարկածի համաձայն այս մուգ բծերը կարող էին ձևավորվել հեղուկների հոսքերի կողմից, խոսելով տարածքի հին մակերևույթի մասին[62]։ Տիտանի մյուս մասերում առկա են նման չափերի մուգ ջրջաններ, և դրանցից առնվազն մեկը, Լիգեայի ծովը, Տիտանի մեծությամբ երկրորդ ծովը, համարյա ամբողջությամբ կազմված է մաքուր մեթանից[63][64]։

Titan2005.jpg
Titan multi spectral overlay.jpg
Titan globe m.jpg
PIA20016-SaturnMoon-Titan-20151113.jpg
Կասինի կայանի 2005 թվականի փետրվարին կատարած անցման ժամանակ կատարված լուսանկարների խճանկար։ Մեծ մուգ շրջանը Շանգրի-Լան է։ Տիտանը կեղծ գույներում, երևում են մակերևույթի մանրամասները և մթնոլորտը, Քսանդաուն երևում է պայծառ շրջանում կենտրոնական աջ մասում։ Տիտանի գլոբուսը, ինֆրակարմիր լուսանկարներից խճանկար, անվանումներով։ Տիտանը ինֆրակարմիր սպեկտրում։

Լճեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

    1rightarrow.png Հիմնական հոդված՝ Տիտանի լճեր
Կասինիից կատարված կեղծ գույներում պատկերների խճանկար. Տիտանի հյուսիսային բեևեռային շրջան։ Կապույտ գույնը ցույց է տալիս ռադիոալիքների ցածր անդրադարձելիությունը, ածխաջրածինների ծովերի, լճերի և գետերի համակարգի պատճառով, որոնք լցված են հեղուկ էթանով, մեթանով և նրանցում լուծված N2-ով[5]։ Ներքևի ձախ մասում մեծ ձևավորման մոտ կեսը կազմում է Կրակենի ծովը, իսկ ներքևի աջ մասում Լիգեայի ծովն է։
Երեք «Հյուգենսից» կատարված լուսանկարներ, երևում է Տիտանի ջրանցքների համակարգը։

Տիտանի վրա ածխաջրածիններից կազմված ծովերի առկայության վարկածը առաջարկվել էր հիմնվելով Վոյաջեր 1 և 2 կայաններից ստացված տվյալներից, որոնք ցույց թին տվել, որ Տիտանը ունի հաստ մթնոլորտ, որն ունի այս ծովերի պահպանման համար բավարար համապատասխան ջրմաստիճան և ճնշում։ Սակայն այս փաստի բավարար ապացույցներ չէին ստացվել մինչև 1995 թվականը, երբ Հաբլից և այլ աղբյուրներից ստացված տվյալները ցույց տվեցին, որ արբանյակի վրա գոյություն ունի հեղուկ մեթան, որը հնարավոր էր որ գոյություն ուներ, կամ իրարից անջատված գրպաններում, կամ օվկիանոսների տեսքով Երկրի օվկիանոսների նման ծածկելով ամբողջ մակերևույթը[65]։

Երբ Կասինի կայանը 2004 թվականին հասավ Սատուրնի համակարգ, ենթադրվում էր, որ ածխաջրածնային լճերը և օվկիանոսները հնարավոր կլինի դիտարկել նրանց մակերևույթից անդրադարձած արեգակիի ճառագայթներով, սակայն սկզբում նկատելի արտացոլումներ չդիտարկվեցին[66]։ Տիտանի հարավային բևեռին մոտ հայտնաբերվեց մուգ շրջան, որը անվանվեց Օնտարիո լիճ[67] (այս շրջանի լիճ լինելու փաստը հաստատվեց միայն 2008 թվականին)[68]։ Ռադարներից կատարված հետազոտություններով առափնյա տարածքներ հայտնաբերվեցին նաև բևեռին մոտ շրջանում[69]։ 2006 թվականի հուլիսի 22-ի անցման ընթացքում Կասինին կատարեց արբանյակի հյուսիսային կիսագնդի լուսանկարումներ, որի արդյունքում հայտնաբերվեցին ընդարձակ հարթ տարածքներ, որոնք ունեին մուգ գույն ռադարի դիտարկման տիրույթում[70]։ Հիմնվելով այս դիտարկումների վրա 2007 թվականի հունվարին գիտնականները հայտարարեցին Տիտանի վրա մեթանի լճերի առկայության մասին[71][72]։ Կասինի-Հյուգենս թիմը եզրակացրեց, որ այս լուսանկարներում հայտնաբերված հարթ շրջանները հենց երկար փնտրված ածխաջրածինների լճերն էին, Արեգակնային համակարգում Երկրից բացի առաջին հայտնաբերված հաստատուն հեղուկ նյութի ավազանները։ Դրանցից որոշները իրար հետ կապված են ջրանցքներով և գտնվում են իջվածքներում[71]։ Ընդհանուր առմամբ, Կասինի կայանի ռադարից կատարված դիտարկումները ցույց են տալիս, որ լճերը ծածկում են արբանյակի մակերևույթի միայն մի փոքր մասը, այսպիսով Տիտանը շատ ավելի չորային է քան Երկիրը[73]։ Չնայած լճերի հիմնական մասը կենտրոնացած է բևեռային շրջաններում (որտեղ արեգակի լույսի համեմատական պակասը չի առաջացնում գոլորշիացում), արբանյակի հասարակածային, անապատային շրջաններում ևս գտնվել են բազմաթիվ հաստատուն ածխաջրածնային լճեր։ Դրանցից մեկն էլ գտնվում է Հյուգենսի վայրէջքի վայրում Շանգրի-Լա շրջանում, որի չափերը հասնում են ԱՄՆ Յուտա նահանգում գտնվող Մեծ աղի լճի կեսին։ Հասարակածային լճերը հավանաբար հանդիսանում են օազիսներ, այսինքն նրանց սնման աղբյուրը հանդիսանում է ստորերկրյա ավազանները[74]։

Լիգեայի ծովում փոփոխվող ափեզր

2008 թվականի հունիսին, «Կասինի» կայանի սարքավորումներով կատարված դիտարկումները հաստատեցին արբանյակի Օնտարիո լճում էթանի գոյությունը[75]։ 2008 թվականի դեկտեմբերի 21-ին «Կասինին» անցավ ուղիղ Օնտարիո լճի վրայով և ստացավ ռադարի վրա անդրադարձման ցուցումները, այս անդրադարձման հզորությունը ցույց տվեց, որ լճի մակերևույթը չի տատանվում ավելին քան 3 մմ-ը, ինչը խոսում է այն մասին, որ մակերևութային քամիները չափազանց թույլ են, կամ լճի հեղուկը չափազանց մածուցիկ[76][77]։

Արեգակի մոտ ինֆրակարմիր ճառագայթումը անդրադարձվում է Տիտանի ածխաջրածնային ծովերի մակերևույթից։

«Կասինիի» 2009 թվականի հուլիսի 8-ին կատարված արբանյակի բևեռային մասի սպեկտրալ դիտարկումները ցույց տվեցին այս տարածքում հարթ, հայլեանման մակերևույթի առկայությունը, այժմ այն կոչվում է Ջինգպո լիճ[78][79]։

2009 թվականի հուլիսին և 2010 թվականի հունվարին կատարված սպեկտրային դիտարկումները ցույց տվեցին, որ Օնտարիո լիճը չափազանց ծանծաղ է, միջինում ունի 0,4 - 3 մ խորություն, առավելագույն խորությունը կազմում է 3 - 7 մ[80]։ Սակայն արբանյակի հյուսիսային կիսագնդում դիտարկվող Լիգեայի ծովի խորությունը գնահատվել է ավելին քան 8 մետրը[80]։ Ավելի ուշ, 2014 թվականին, գիտնականները վերագնահատեցին Տիտանի երեք մեթանի ծովերի խորությունները, նոր սսահմանված արժեքն է համարվում ավելին քան 200 մետրը։ Լիգեայի ծովի մի մասը միջինում ունի 20 - 40 մետր խորություն, մինչդեռ այս ծովի մնացած մասերի դեպքում անդրադարձում ընդհանրապես չի գրանցվում, ինչը վկայում է այն մասին, որ խորությունը ավելին է քան 200 մետրը։ Լիգեան լինելով միայն Տիտանի մեծությամբ երկրորդ ծովը, պարունակում է Միչիգան լճից ծավալով երեք անգամ շատ մեթան[81]։

2012 թվականի սեպտեմբերի 26-ի «Կասինիի» արբանյակի մոտով անցման ժամանակ նրա ռադարը հայտնաբերեց Տիտանի հյուսիսային կիսագնդում գետի նմանվող առանձնահատկություն, որը ձգվում էր ավելին քան 400 կիլոմետր։ Այն միանում է Լիգեայի ծովին[68]։ Ավելի ուշ հրապարակման մեջ[82] հիշատակվում է Կասինիի ռադարով հայտնաբերված Վիդ Ֆլումինա ջրանցքների մասին, որոնք սահմանվում էին որպես ջրանցքների ցանց, կապված Տիտանի մեծությամբ երկրորդ ածխաջրածնային Լիգեայի ծովի հետ։ Սարքի տվյալների վերլուծությունը ցույց է տալիս, որ այս ջրանցքները ընկած են խորը, (մինչև ~570 մ), աստիճանաձև կողմերով կիրճերի մեջ և ունեին ուժեղ անդրադարձման գործակից, որն էլ ցույց է տալիս որ դրանք այդ պահին լցված էին հեղուկով։ Հեղուկի մակերևույթը այդ ջրանցքներում գտնվում է նույն մակարդակի վրա ինչպես և Լիգեայի ծովինն է։ Սա թերևս Տիտանի մակերևույթի վրա գրանցված հեղուկով լցված ջրանցքների, ինչպես նաև այս խորության կիրճերի առկայության առաջին դեպքն էր։

2006-ից 2011 թվականների ընթացքում Տիտանի մոտով «Կասինիի» կատարված վեց անցումների ժամանակ հավաքագրված տվյալներից հետազոտողները կարողացել են գնահատել արբանյակի փոփոխվող չափերը։ Հետազոտությունները ցույց են տալիս, որ Տիտանի մակերևույթը տատանվում է մինչև 10 մետրով ամեն ուղեծրի ընթացքում։ Այս աստիճանի տատանուները խոսում են այն մասին, որ Տիտանի ընդերքը համեմատաբար դեֆորմացվող է, և որ արբանյակի ընդերքի կառուցվածքը ամենայն հավանականությամբ իրենից ներկայացնում է մի քանի տասնյակ կիլոմետր հաստությամբ սառցե կեղևից, որը ծածկում է համընդհանուր օվկիանոսը[83]։ Հետազոտությունների արդյունքները ցույց են տալիս, որ ընդերքային օվկիանոսը ընկած է մակերևույթից ոչ ավելին քան 100 կմ խորության վրա[83][84]։ 2014 թվականի հուլիսի 2-ին ՆԱՍԱ-ն հաղորդեց, որ Տիտանի ընդերքում ընկած օվկիանոսը կարող է լինել նույն քան աղի որքան Մեռյալ ծովն է[85][86]։ 2014 թվականի սեպտեմբերի 3-ին կատարված ՆԱՍԱ-ի հաղորդագրության մեջ ասվում էր, որ Տիտանի վրա տեղացող մեթանի անձրևները կարող են փոխազդել արբանյակի ընդերքում գտնվող «ալկանոֆեր» կոչվող նյութի հետ, արտադրելով էթան և պրոպան, որոնք արդյունքում կարող են հոսել դեպւի լճերն ու գետերը[87]։

2016 թվականի «Կասինիի» հետազոտությունները առաջին անգամ հաստատեցին Տիտանի վրա հեղուկով լցված ջրանցքների առկայությունը, դրանք դիտարկվել են դեպի Լիեայի ծով ձգվող խորը ձորերում։ Այս ձորերի ցանցը կազմված է 240 - 570 մետր խորություն և 40° թեքվածքով կողմեր ունեցող ձորերից։ Դրանք հավանաբար առաջացել են կեղևի բարձրացման հետևանքով, ինչպես առաջացել է Երկրի Մեծ կիրճը, կամ ծովի մակերևույթի իջեցման հետևանքով, կամ, թերևս այդ երկուսի միասնական ազդեցքությամբ։ Էրոզիայի խորությունը Տիտանի վրա ցույց է տալիս, որ հեղուկների հոսքերը արբանյակի վրա տեղի էն ունցել երկար ժամանակ, հազարավոր տարիների ընթացքում[88]։

PIA12481 Titan specular reflection.jpg
Liquid lakes on titan.jpg
Ջինգպո լճից անդրադարձման լուսանկար, հյուսիսային կիսագունդ Բոլսենա լճի տեսքը ռադարից կատարված լուսանկարում (ներքևում աջից) և այլ հյուսիսային կիսագնդի լճեր
Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg
Titan S. polar lake changes 2004-5.jpg
Տիտանի հյուսիսային (ձախից) և հարավային (աջից) կիսագնդերի մի քանի լճերի լուսանկարները Տիտանի հարավային կիսագնդի երկու լուսանկար կատարված մեկ տարի տարբերությամբ, ցույց է տրվում հարավային բևեռային լճերի փոփոխությունները

Հարվածային խառնարաններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանի մակերևույթին գտնվող 139 կմ տրամագծով[89] հարվածային խառնարանի ռադարից կատարված լուսանկարը, երևում է հարթ հատակը, կտրտված եզրերը և խառնարանի կենտրոնական պիկը

Կասինիի սարքերից ստացված տվյալները ցույց են տվել, որ Տիտանի մակերևույթին հարվածային խառնարանները սակավ են[55]։ Այս գոյացությունները երիտասարդ են ի համեմատություն Տիտանի տարիքին[55]։ Կասինիի սարքերով հայտնաբերված նորագոյացություններից են. Մենրվա անունը ստացած 440 կմ լայնությամբ երկու օղակով հարվածային ավազանը[90], դրանից չափերով ավելի փոքր Սինլափ անունը ստացած 60 կմ լայնություն ունեցող հարթ հատակով խառնարանը[91] և Կսա խառնարանը, որն ունի 30 կմ տրամագիծ, հարթ ու մութ հատակ և կենտրոնական պիկ[92]։ Կասինիի սարքավորումներով նաև հայտնաբերվել են մի քանի «խառնարանակերպեր», շրջանաձև գոյացություններ, որոնք նույնպես կարող են ունենալ հարվածային բնույթ, սակայն այս դատողությունը չունի բավարար ապացույցներ։ Օրինակ՝ 90 կմ լայնությամբ օղակաձև պայծառ նյութից կազմված Գուաբոնիտո գոյացութոյւնը[93]։ Ենթադրում են, որ այս մակերևույթի առանձնահատկությունը հանդիսանում է հարվածային խառնարան, որը լցվել է քամիներով բերված մուգ նյութերով։ Մուգ գույն ունեցով Շանգրի-Լա և Աարու շրջաններում դիտարկվել են նմանատիպ մի քանի այլ առանձնահատկություններ։

Լիգեայի ծովը ռադարի միջոցով կատարված լուսանկարում[94]

Տիտանի խառնարաններից կամ հավանական խառնարաններից շատերը ունեն ակտիվ էռոզիայի ազդեցության հետքեր, և բոլորի մոտ նկատվում են շարունակական փոփոխությունների հետքեր[89]։ Ամենամեծ խառնարանները ունեն կոտրտվող կամ ոչ ամբողջական եզրեր, չնայած դրան Տիտանի որոշ խառնարաններ ունեն ավելի զանգվածեղ եզրեր քան նկատվել են Արեգակնային համակարգի այլ մարմինների մակերևույթի խառնարանների մոտ։

Հիմնականում խառնարանների մեխամասնությունը չունեն կենտրոնական պիկեր և ունեն հարթ հատակներ, հավանաբար դրա պատճառը հանդիսանում են հարվածից հետո առաջացած կամ ավելի ուշ տեղի ունեցած կրիոհրաբխային լավայի ժայթքումները։ Ընդհանուր առմամբ տարաբնույթ երկրաբանական երևույթների հետևանքով ծածկումը համարվում է Տիտանի մակերևույթի խառնարանների սակավության պատճառներից մեկը։ Մեկ այլ պատճառ է համարվում մթնոլորտի պաշտպանիչ շերտը, որը ըստ գնահատականների կրճատել է խառնարանների քանակը մոտ երկու անգամ[95]։

Տիտանի մակերևույթի 2007 թվականի մասնակի (ընդամենը 22%) ռադարով լուսանկարումը ցույց է տալիս խառնարանների բաշխման անհամաչափությունը մակերևույթի վրա։ Քսանադու շրջանը ունի 2–9 անգամ շատ խառնարաններ, քան արբանյակի որևիցե այլ վայրը։ Առաջնային կիսագնդում խառնարանների խտությունը մոտ 30%-ով ավելին է հետնային կիսագնդից։ Հասարակածային դյուների և բևեռային գոտիներում խառնարանների խտությունը ցածր է, այս շրջաններում ածխաջրածնային լճերը և ծովերը ավելի լայն տարածում ունեն[89]։

Կասինիից առաջ կատարված հարվածային երևույթների գնահատականները ենթադրում էին, որ սառցե մարմինների հարվածի արդյունքում խառնարաններում կարող էին առաջանալ հեղուկ ջրի մասեր։ Այս ջուրը կարող էր մնալ հեղուկ վիճակում դարեր, որն էլ իր հերթին կարող էր բավարար լինել այնտեղ պարզագույն կյանքի առաջացման համար[96]։

Տես նաև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 R. A. Jacobson. (օգոստոսի 15, 2009)։ «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters»։ NASA/JPL։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-22-ին  (անգլ.)
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 R. A. Jacobson և այլք: (2006)։ «The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data»։ The Astronomical Journal 132 (6): 2520—2526  (անգլ.)
  3. D. R. Williams. (օգոստոսի 21, 2008)։ «Saturnian Satellite Fact Sheet»։ NASA։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-22-ին  (անգլ.)
  4. 4,0 4,1 Niemann, H. B. և այլք: (2005)։ «The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe»։ Nature 438 (7069): 779—784։ PMID 16319830  (անգլ.)
  5. 5,0 5,1 5,2 Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008)։ Titan: Exploring an Earthlike World։ World Scientific։ էջեր 154—155։ ISBN 9789812705013։ Վերցված է 2010 թ․ մարտի 25  (անգլ.)
  6. G. Mitri և այլք: (2007)։ «Hydrocarbon Lakes on Titan» (PDF)։ Icarus 186 (2): 385—394  (անգլ.)
  7. «News Features: The Story of Saturn»։ NASA/JPL։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-22-ին։ Վերցված է 2007-01-08  (անգլ.)
  8. R. Nemiroff, J. Bonnell. (2005-03-25)։ «Huygens Discovers Luna Saturni»։ Astronomy Picture of the Day։ NASA։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-22-ին։ Վերցված է 2007-08-18 
  9. O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps (2000)։ «On the internal structure and dynamic of Titan»։ Planetary and Space Science 48 (7—8): 617—636  (անգլ.)
  10. A. D. Fortes (2000)։ «Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan»։ Icarus 146 (2): 444—452 (անգլ.)
  11. «Discoverer of Titan: Christiaan Huygens»։ European Space Agency։ September 4, 2008։ Վերցված է 2009-04-18 
  12. 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։ doi:10.1098/rstl.1673.0003 
  13. 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։ Վերցված է 2005-03-29 
  14. «EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea»։ Վերցված է 2009-10-22 
  15. Unless otherwise specified: «JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service»։ Solar System Dynamics։ NASA, Jet Propulsion Laboratory։ Վերցված է 2007-08-19 
  16. 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 
  17. 17,0 17,1 Arnett Bill (2005)։ «Titan»։ Nine planets։ University of Arizona, Tucson։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2005-11-21-ին։ Վերցված է 2005-04-10 
  18. Lunine J. (March 21, 2005)։ «Comparing the Triad of Great Moons»։ Astrobiology Magazine։ Վերցված է 2006-07-20 
  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. Քաղվածելու սխալ՝ Սխալ <ref> պիտակ՝ longstaff անվանումով ref-երը տեքստ չեն պարունակում:
  21. «Titan's Mysterious Radio Wave»։ ESA Cassini-Huygens web site։ June 1, 2007։ Վերցված է 2010-03-25 
  22. Shiga David (March 20, 2008)։ «Titan's changing spin hints at hidden ocean»։ New Scientist 
  23. Iess L., Jacobson R. A., Ducci M., Stevenson D. J., Lunine J. I., Armstrong J. W., Asmar S. W., Racioppa P., Rappaport N. J., Tortora P. (2012)։ «The Tides of Titan»։ Science 337 (6093): 457–9։ Bibcode:2012Sci...337..457I։ PMID 22745254։ doi:10.1126/science.1219631 
  24. Zebker H. A., Stiles B., Hensley S., Lorenz R., Kirk R. L., Lunine J. (2009)։ «Size and Shape of Saturn's Moon Titan»։ Science 324 (5929): 921–3։ Bibcode:2009Sci...324..921Z։ PMID 19342551։ doi:10.1126/science.1168905 
  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։ PMID 23985871։ doi:10.1038/nature12400 
  26. 26,0 26,1 «Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell»։ JPL 
  27. «Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn»։ Space Daily։ 2012։ Վերցված է 2012-10-19 
  28. Dyches Preston, Clavin Whitney (June 23, 2014)։ «Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn» (Press release)։ Jet Propulsion Laboratory։ Վերցված է June 28, 2014 
  29. «Wind or Rain or Cold of Titan's Night?»։ Astrobiology Magazine։ March 11, 2005։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2007-07-17-ին։ Վերցված է 2007-08-24 
  30. Coustenis, p. 130
  31. Zubrin Robert (1999)։ Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization։ Section: Titan: Tarcher/Putnam։ էջեր 163–166։ ISBN 1-58542-036-0 
  32. Turtle Elizabeth P. (2007)։ «Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens»։ Smithsonian։ Վերցված է 2009-04-18 
  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։ Վերցված է 2005-03-28 
  35. 35,0 35,1 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։ PMID 17495166։ doi:10.1126/science.1139727 
  36. Courtland Rachel (September 11, 2008)։ «Saturn magnetises its moon Titan»։ New Scientist 
  37. 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 
  38. 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 
  39. Stofan E. R., Elachi, C., Lunine, J. I., Lorenz, R. D., Stiles, B., Mitchell, K. L., Ostro, S., Soderblom, L. և այլք: (2007)։ «The lakes of Titan»։ Nature 445 (7123): 61–64։ Bibcode:2007Natur.445...61S։ PMID 17203056։ doi:10.1038/nature05438 
  40. 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։ PMID 16511489։ doi:10.1038/nature04497 
  41. Քաղվածելու սխալ՝ Սխալ <ref> պիտակ՝ PhysOrg-20130403 անվանումով ref-երը տեքստ չեն պարունակում:
  42. López-Puertas Manuel (June 6, 2013)։ «PAH's in Titan's Upper Atmosphere»։ CSIC։ Վերցված է 2013-06-06 
  43. 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։ Վերցված է 2013-12-02 
  44. Dyches Preston, Zubritsky Elizabeth (October 24, 2014)։ «NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere»։ NASA։ Վերցված է October 31, 2014 
  45. Zubritsky Elizabeth, Dyches Preston (October 24, 2014)։ «NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan»։ NASA։ Վերցված է October 31, 2014 
  46. Cottini V., Nixon C.A., Jennings D.E., Anderson C.M., Gorius N., Bjoraker G.L., Coustenis A., Teanby N.A. և այլք: (2012)։ «Water vapor in Titan’s stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra»։ Icarus 220 (2): 855–862։ Bibcode:2012Icar..220..855C։ ISSN 0019-1035։ doi:10.1016/j.icarus.2012.06.014 
  47. «Titan: A World Much Like Earth»։ Space.com։ August 6, 2009։ Վերցված է 2012-04-02 
  48. Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan 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.
  49. «Titan Has More Oil Than Earth»։ February 13, 2008։ Վերցված է 2008-02-13 
  50. McKay C.P., Pollack J. B., Courtin R. (1991)։ «The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan»։ Science 253 (5024): 1118–1121։ PMID 11538492։ doi:10.1126/science.11538492 
  51. Dyches Preston (August 12, 2014)։ «Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea»։ NASA։ Վերցված է August 13, 2014 
  52. Lakdawalla Emily (January 21, 2004)։ «Titan: Arizona in an Icebox?»։ The Planetary Society։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2010-02-12-ին։ Վերցված է 2005-03-28 
  53. 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։ Վերցված է 2007-08-23 
  54. Mahaffy Paul R. (May 13, 2005)։ «Intensive Titan Exploration Begins»։ Science 308 (5724): 969–970։ Bibcode:2005Sci...308..969M։ PMID 15890870։ doi:10.1126/science.1113205 
  55. 55,0 55,1 55,2 Chu Jennifer (July 2012)։ «River networks on Titan point to a puzzling geologic history»։ MIT Research։ Վերցված է 2012-07-24 
  56. Tariq Taimoor (March 12, 2012)։ «Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail»։ News Pakistan։ Վերցված է 2012-03-12 
  57. 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 
  58. Battersby Stephen (October 29, 2004)։ «Titan's complex and strange world revealed»։ New Scientist։ Վերցված է 2007-08-31 
  59. «Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR»։ Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan։ NASA, Jet Propulsion Laboratory։ Վերցված է 2007-08-31 
  60. Lorenz R. D. և այլք: (2007)։ «Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry» (PDF)։ Lunar and Planetary Science Conference 38: 1329։ Bibcode:2007LPI....38.1329L։ Վերցված է 2007-08-27 
  61. «Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land»։ Science Daily։ July 23, 2006։ Վերցված է 2007-08-27 
  62. Barnes Jason W., Brown Robert H., Soderblom Laurence, Buratti Bonnie J., Sotin Christophe, Rodriguez Sebastien, Le Mouèlic Stephane, Baines Kevin H. և այլք: (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։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-07-25-ին։ Վերցված է 2007-08-27 
  63. Klotz Irene (28 April 2016)։ «One of Titan»։ Discovery News (Space.com)։ Վերցված է 2016-05-01 
  64. Le Gall A., Malaska M. J. (25 February 2016)։ «Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission»։ Journal of Geophysical Research 121: 233–251։ Bibcode:2016JGRE..121..233L։ doi:10.1002/2015JE004920։ Վերցված է 2016-05-01 
  65. Dermott S. F., Sagan C. (1995)։ «Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan»։ Nature 374 (6519): 238–240։ Bibcode:1995Natur.374..238D։ PMID 7885443։ doi:10.1038/374238a0 
  66. Bortman Henry (November 2, 2004)։ «Titan: Where's the Wet Stuff?»։ Astrobiology Magazine։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2006-11-03-ին։ Վերցված է 2007-08-28 
  67. Lakdawalla Emily (June 28, 2005)։ «Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?»։ The Planetary Society։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-06-05-ին։ Վերցված է 2006-10-14 
  68. 68,0 68,1 «NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon»։ NASA։ 2008։ Վերցված է 2009-12-20 
  69. «NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan» (Press release)։ Jet Propulsion Laboratory։ September 16, 2005։ Վերցված է 2006-10-14 
  70. «PIA08630: Lakes on Titan»։ Planetary Photojournal։ NASA/JPL։ Վերցված է 2006-10-14 
  71. 71,0 71,1 Stofan E. R., Elachi C., Lunine J. I., Lorenz R. D., Stiles B., Mitchell K. L., Ostro S., Soderblom L. և այլք: (2007)։ «The lakes of Titan»։ Nature 445 (1): 61–64։ Bibcode:2007Natur.445...61S։ PMID 17203056։ doi:10.1038/nature05438 
  72. «Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature»։ NASA/JPL։ January 3, 2007։ Վերցված է 2007-01-08 
  73. Hecht Jeff (July 11, 2011)։ «Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape»։ New Scientist։ Վերցված է 2011-07-25 
  74. Jet Propulsion Laboratory (2012)։ «Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan» (Press release)։ SpaceRef։ Վերցված է 2014-03-02 
  75. Hadhazy Adam (2008)։ «Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan»։ Scientific American։ Վերցված է 2008-07-30 
  76. Grossman Lisa (August 21, 2009)։ «Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'»։ New Scientist։ Վերցված է 2009-11-25 
  77. 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 
  78. Cook J.-R. C. (December 17, 2009)։ «Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan»։ Cassini mission page։ NASA։ Վերցված է 2009-12-18 
  79. Lakdawalla Emily (December 17, 2009)։ «Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake»։ The Planetary Society Blog։ Planetary Society։ Վերցված է 2009-12-17 
  80. 80,0 80,1 Wall Mike (December 17, 2010)։ «Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free»։ Space.Com web site։ Վերցված է 2010-12-19 
  81. Crockett Christopher (2014-11-17)։ «Cassini maps depths of Titan’s seas»։ ScienceNews։ Վերցված է 2014-11-18 
  82. 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", 9 August 2016, http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL069679/abstract
  83. 83,0 83,1 Perkins Sid (June 28, 2012)։ «Tides turn on Titan»։ Nature։ Վերցված է 2012-06-29 
  84. Puiu Tibi (June 29, 2012)։ «Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water»։ zmescience.com web site։ Վերցված է 2012-06-29 
  85. Dyches Preston, Brown Dwayne (July 2, 2014)։ «Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea»։ NASA։ Վերցված է July 2, 2014 
  86. 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 
  87. Dyches Preston, Mousis Olivier, Altobelli Nicolas (September 3, 2014)։ «Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall»։ NASA։ Վերցված է September 4, 2014 
  88. «Cassini Finds Flooded Canyons on Titan»։ NASA։ 2016։ Վերցված է 2016-08-12 
  89. 89,0 89,1 89,2 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 (Elsevier) 206 (1): 334–344։ Bibcode:2010Icar..206..334L։ doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021 
  90. «PIA07365: Circus Maximus»։ Planetary Photojournal։ NASA։ Վերցված է 2006-05-04 
  91. «PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket»։ Planetary Photojournal։ NASA։ Վերցված է 2006-05-04 
  92. «PIA08737: Crater Studies on Titan»։ Planetary Photojournal։ NASA։ Վերցված է 2006-09-15 
  93. «PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu»։ Planetary Photojournal։ NASA։ Վերցված է 2006-09-26 
  94. Lucas et al., (2014), Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data, Journal of Geophys. Research, doi:10.1002/2013JE004584.
  95. 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 
  96. Artemieva Natalia, Lunine Jonathan (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 

Գրականություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]