Jezera Titan - Lakes of Titan - Wikipedia

Jezera Titan, Saturn Největší měsíc jsou kapalná tělesa etan a metan které byly zjištěny Cassini – Huygens kosmická sonda a bylo podezření už dávno předtím.[2] Velké jsou známé jako Maria (moře) a malé jako lacusy (jezera).[3]
Dějiny




Možnost, že tam byla moře Titan byl poprvé navržen na základě údajů z Voyager 1 a 2 kosmické sondy, vypuštěné v srpnu a září 1977. Data ukázala, že Titan má hustou atmosféru přibližně správné teploty a složení, které je podporuje. Přímé důkazy byly získány až v roce 1995, kdy byly získány údaje z EU Hubbleův vesmírný dalekohled a další pozorování již naznačovala existenci kapalného metanu na Titanu, a to buď v odpojených kapsách, nebo na stupnici oceánů přes celý satelit, podobně jako voda na Země.[5]
The Cassini mise potvrdila dřívější hypotézu, i když ne okamžitě. Když sonda dorazila do saturnského systému v roce 2004, doufalo se uhlovodík jezera nebo oceány mohou být detekovatelné odraženým slunečním světlem od povrchu kapalných těles, ale ne zrcadlové odrazy byly původně pozorovány.[6]
Zůstávala možnost, že kapalný etan a metan lze nalézt v polárních oblastech Titanu, kde se očekávalo, že budou bohaté a stabilní.[7] V jižní polární oblasti Titanu byl pojmenován záhadný temný útvar Ontario Lacus bylo prvním identifikovaným jezerem, které bylo pravděpodobně identifikováno, pravděpodobně vytvořené mraky, které se v této oblasti shlukují.[8] Možné pobřeží bylo také identifikováno poblíž pólu pomocí radarových snímků.[9] Po průletu 22. července 2006, ve kterém Cassini radar kosmické lodi zobrazil severní šířky, které byly v té době v zimě. Na povrchu poblíž pólu byla vidět řada velkých, hladkých (a tedy tmavých až radarových) skvrn.[10] Na základě pozorování vědci v lednu 2007 oznámili „definitivní důkazy o jezerech naplněných metanem na Saturnově měsíci Titanu“.[7][11] The Cassini – Huygens tým dospěl k závěru, že zobrazenými prvky jsou téměř jistě dlouho vyhledávaná uhlovodíková jezera, první stabilní tělesa povrchové kapaliny nalezená mimo Zemi. Zdá se, že některé mají kanály spojené s kapalinou a leží v topografických depresích.[7] Kanály v některých regionech způsobily překvapivě malou erozi, což naznačuje, že eroze na Titanu je extrémně pomalá, nebo některé další nedávné jevy mohly zničit starší koryta řek a reliéf.[12] Radarová pozorování Cassini celkově ukázala, že jezera pokrývají jen několik procent povrchu a jsou soustředěna v blízkosti pólů, což činí Titan mnohem sušší než Země.[13] Vysoká relativní vlhkost metanu ve spodní atmosféře Titanu mohla být udržována odpařováním z jezer pokrývajících pouze 0,002–0,02% celého povrchu.[14]
Během a Cassini průlet na konci února 2007, radarová a kamerová pozorování odhalila několik velkých rysů v severní polární oblasti interpretovaných jako velké rozptyly kapalného metanu a / nebo etanu, včetně jednoho, Ligeia Mare, o rozloze 126 000 km2 (48 649 čtverečních mil.) ((O něco větší než Michiganské jezero - Huron, největší sladkovodní jezero na Zemi), a další, Kraken Mare, to by se později ukázalo jako trojnásobek této velikosti. Průlet jižními polárními oblastmi Titanu v říjnu 2007 odhalil podobné, i když mnohem menší, lakované rysy.[15]


Při těsném průletu Cassini v prosinci 2007 vizuální a mapovací přístroj pozoroval jezero Ontario Lacus v jižní polární oblasti Titanu. Tento přístroj identifikuje chemicky odlišné materiály podle způsobu, jakým absorbují a odrážejí infračervené světlo. Radarová měření provedená v červenci 2009 a lednu 2010 naznačují, že Ontario Lacus je extrémně mělký, s průměrnou hloubkou 0,4–3,2 m (1'4 „-10,5 ') a maximální hloubkou 2,9–7,4 m (9,5'-24 '4 ").[16] Může se tedy podobat pozemskému bahno. Naproti tomu na severní polokouli Ligeia Mare má hloubky 170 m (557'9 ").[17]
Chemické složení a drsnost povrchu jezer
Podle údajů Cassini vědci 13. února 2008 oznámili, že Titan hostí v polárních jezerech „stokrát více zemního plynu a jiných kapalných uhlovodíků než všechny známé zásoby ropy a zemního plynu na Zemi“. Pouštní písečné duny podél rovníku, přestože neobsahují otevřenou kapalinu, přesto obsahují více organických látek než všechny zásoby uhlí na Zemi.[18] Odhaduje se, že viditelná jezera a moře Titanu obsahují zhruba 300násobek objemu prokázaných zásob ropy na Zemi.[19] V červnu 2008 Cassinije Viditelný a infračervený mapovací spektrometr bezpochyby potvrdil přítomnost kapalného etanu v jezeře na jižní polokouli Titanu.[20] Přesná směs uhlovodíků v jezerech není známa. Podle počítačového modelu je 3/4 průměrného polárního jezera etan, s 10 procenty metanu, 7 procenty propan a menší množství kyanovodík, butan, dusík a argon.[21] Benzen Očekává se, že padne jako sníh a rychle se rozpustí v jezerech, ačkoli jezera mohou být nasycena stejně jako Mrtvé moře na Zemi je nabitý sůl. Přebytečný benzen by se pak nahromadil v bahnitém kalu na břehu a na dně jezera, než by byl nakonec erodován etanovým deštěm a vytvořil tak složitou jeskynní krajinu.[22] Předpokládá se také tvorba solných sloučenin složených z amoniaku a acetylenu.[23] Chemické složení a fyzikální vlastnosti jezer se však pravděpodobně liší od jednoho jezera k druhému (naznačují pozorování Cassini v roce 2013 Ligeia Mare je naplněn ternární směsí metanu, etanu a dusíku a následně byly radarové signály sondy schopné detekovat mořské dno 170 m (557'9 ") pod hladinou kapaliny).[24]
Cassini zpočátku nezjistila žádné vlny, protože severní jezera se vynořila ze zimní tmy (výpočty naznačují, že rychlost větru menší než 1 metr za sekundu (2,2 MPH) by měla bičovat detekovatelné vlny v titanových jezerech, ale žádné nebyly pozorovány). Může to být způsobeno slabým sezónním větrem nebo tuhnutím uhlovodíků. Optické vlastnosti povrchu pevného methanu (blízko bodu tání) jsou velmi podobné vlastnostem povrchu kapaliny, avšak viskozita pevného metanu, dokonce i blízko bodu tání, je o řadu řádů vyšší, což by mohlo vysvětlovat mimořádnou hladkost povrch.[25] Pevný metan je hustší než kapalný metan, takže nakonec klesne. Je možné, že metanový led mohl nějakou dobu plavat, protože pravděpodobně obsahuje bubliny plynného dusíku z atmosféry Titanu.[26] Teploty blízké bodu tuhnutí metanu (90,4 Kelvins / -296,95 F) by mohly vést jak k plovoucímu, tak ke klesajícímu ledu - to znamená k uhlovodíkové ledové kůře nad kapalinou a blokům uhlovodíkového ledu na dně jezera. Předpokládá se, že led opět stoupne na povrch na začátku jara před roztavením.
Od roku 2014 Cassini Windows zjistil přechodné funkce v rozptýlených opravách ve Windows Kraken Mare, Ligeia Mare a Punga Mare. Laboratorní experimenty tyto vlastnosti naznačují (např. „Magické ostrovy“, které jsou jasné radaru)[27] mohou to být obrovské skvrny bublin způsobené rychlým uvolňováním dusíku rozpuštěného v jezerech. Předpokládá se, že k výbuchu bubliny dojde, když se jezera ochladí a následně zahřejí, nebo kdykoli se kvůli bohatým dešťům mísí tekutiny bohaté na metan s těmi bohatými na etan.[28][29] Události výbuchu bublin mohou také ovlivnit vznik delt řeky Titan.[29] Alternativním vysvětlením jsou přechodné funkce v Cassini VIMS blízko infračerveného data mohou být povrchní, řízená větrem kapilární vlny (vlnky) pohybující se rychlostí ~ 0,7 m / s (1,5 mph) a ve výškách ~ 1,5 centimetru (1/2 ").[30][31][32] Post-Cassiniho analýza dat VIMS naznačuje, že přílivové proudy mohou být také zodpovědné za generování trvalých vln v úzkých kanálech (Freta ) z Kraken Mare.[32]
Cyklóny poháněné odpařováním a zahrnující déšť, stejně jako vítr o síle větru až 20 m / s (72 km / h nebo 45 mph) se očekává, že se vytvoří pouze přes velká severní moře (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) v severní léto v průběhu roku 2017, které trvalo až deset dní.[33] Analýza dat Cassini z let 2017–2015 z roku 2017 však naznačuje, že vlny napříč těmito třemi moři byly maličké a dosahovaly výšky pouze ~ 1 centimetr (25/64 “) a délky 20 centimetrů (8“). Výsledky zpochybňují klasifikaci počátkem léta jako začátek větrného období Titanu, protože silný vítr by pravděpodobně přispěl k větším vlnám.[34] Teoretická studie z roku 2019 dospěla k závěru, že je možné, že relativně husté aerosoly, které prší na Titanových jezerech, mohou mít vlastnosti odpuzující kapaliny a na povrchu jezer vytvářet perzistentní film, který by pak bránil tvorbě vln o vlnové délce větší než několik centimetrů. .[35]
Pozorování zrcadlových odrazů

Dne 21. prosince 2008 Cassini prošel přímo nad Ontario Lacus ve výšce 1900 km (1180 mi) a byl schopen pozorovat zrcadlový odraz v radarových pozorováních. Signály byly mnohem silnější, než se očekávalo, a nasytily přijímač sondy. Ze síly odrazu vyvodil závěr, že hladina jezera se nelišila o více než 3 mm (1/8 ") za první Fresnelova zóna odrazná plocha široká pouze 100 m (hladší než jakýkoli přirozený suchý povrch na Zemi). Z toho se předpokládalo, že povrchové větry v této oblasti jsou v daném ročním období minimální a / nebo kapalina v jezeře je více viskózní než se očekávalo.[36][37]
Dne 8. července 2009 Cassinije Vizuální a infračervený mapovací spektrometr (VIMS) pozoroval zrcadlový odraz v 5µm infračervený světlo z těla kapaliny na severní polokouli v 71 ° severní šířky, 337 ° západní délky To bylo popsáno jako na jižním pobřeží Kraken Mare,[38] ale na a kombinovaný radarový obraz VIMS místo je zobrazeno jako samostatné jezero (později pojmenované Jingpo Lacus). Pozorování bylo provedeno krátce poté, co se severní polární oblast vynořila z 15 let zimní tmy. Kvůli polárnímu umístění odrážejícího kapalného tělesa bylo pozorování nutné a fázový úhel téměř 180 °.[39]
Rovníková pozorování in situ pomocí Huygensovy sondy
Objevy v polárních oblastech kontrastují s nálezy Huygens sonda, která přistála poblíž rovníku Titanu 14. ledna 2005. Snímky pořízené sondou během sestupu neukázaly žádné otevřené oblasti kapaliny, ale silně naznačovaly přítomnost kapalin v nedávné minulosti a ukazovaly bledé kopce protkané tmavými odvodňovacími kanály, které vést do široké, ploché, tmavší oblasti. Původně se předpokládalo, že temná oblast může být jezerem kapaliny nebo alespoň látky podobné dehtu, ale nyní je jasné, že Huygens přistál v temné oblasti a že je pevný bez jakéhokoli náznaku tekutin. A penetrometr studoval složení povrchu, když na něj plavidlo narazilo, a původně se uvádělo, že povrch je podobný mokrému jíl nebo možná krém Brulee (tj. tvrdá kůra pokrývající lepkavý materiál). Následná analýza dat naznačuje, že toto čtení bylo pravděpodobně způsobeno Huygens přemístil velký oblázek, jak přistál, a že povrch je lépe popsán jako „písek“ vyrobený z ledových zrn.[40] Snímky pořízené po přistání sondy ukazují rovnou pláň pokrytou oblázky. Oblázky mohou být vyrobeny z vodního ledu a jsou poněkud zaoblené, což může naznačovat působení tekutin.[41] Teploměry ukazovaly, že teplo bylo odváděno od Huygensa tak rychle, že zem musela být vlhká, a jeden snímek ukazuje světlo odražené kapkou rosy, jak dopadá přes zorné pole kamery. Na Titanu slabé sluneční světlo umožňuje pouze asi jeden centimetr odpařování ročně (oproti jednomu metru vody na Zemi), ale atmosféra může pojmout ekvivalent asi 10 metrů (28 ') kapaliny, než se vytvoří déšť (oproti asi 2 cm [25/32 "] na Zemi). Očekává se tedy, že počasí na Titanu bude zahrnovat několikametrové lejaky (15–20„) způsobující přívalové povodně rozptýlené desetiletími nebo staletími sucha (zatímco typické počasí na Zemi po většinu týdnů zahrnuje mírný déšť. ).[42] Cassini od roku 2004 pozoroval rovníkové bouře pouze jednou. Navzdory tomu byla v roce 2012 neočekávaně objevena řada dlouhotrvajících tropických uhlovodíkových jezer. [43] (včetně jednoho poblíž místa přistání Huygens v oblasti Shangri-La, což je zhruba polovina velikosti Utahu Velké slané jezero, s hloubkou nejméně 1 metr [3'4 "]). Stejně jako na Zemi je pravděpodobný dodavatel pravděpodobně v podzemí vodonosné vrstvy, jinými slovy suché rovníkové oblasti Titanu obsahují „oázy ".[44]
Dopad metanového cyklu a geologie Titanu na tvorbu jezera

(koncept umělce)
Modely oscilací v atmosférické cirkulaci Titanu naznačují, že v průběhu saturnského roku je kapalina transportována z rovníkové oblasti k pólům, kde padá jako déšť. To by mohlo odpovídat za relativní suchost rovníkové oblasti.[45]Podle počítačového modelu by se intenzivní bouřky měly vyskytovat v normálně bezdýchých rovníkových oblastech během jarních a podzimních rovnodenností Titanu - dostatek kapaliny k vyříznutí typu kanálů, které Huygens našel.[46] Model také předpovídá, že energie ze Slunce odpařuje kapalný metan z povrchu Titanu, s výjimkou pólů, kde relativní absence slunečního světla usnadňuje hromadění kapalného metanu do stálých jezer. Model také zjevně vysvětluje, proč je na severní polokouli více jezer. Vzhledem k výstřednosti oběžné dráhy Saturnu je severní léto delší než jižní léto a následně je na severu déšť.
Nedávná pozorování Cassini (z roku 2013) však naznačují, že geologie může také vysvětlit geografické rozložení jezer a dalších povrchových prvků. Jednou zarážející vlastností Titanu je nedostatek impaktních kráterů na pólech a ve středních zeměpisných šířkách, zejména v nižších nadmořských výškách. Těmito oblastmi mohou být mokřady napájené podpovrchovými prameny etanu a metanu.[47] Jakýkoli kráter vytvořený meteority je tak rychle zahrnut do mokrého sedimentu. Přítomnost podzemních vodonosných vrstev by mohla vysvětlit další záhadu. Atmosféra Titanu je plná metanu, který by podle výpočtů měl reagovat s ultrafialovým zářením ze slunce za vzniku kapalného etanu. Měsíc měl postupem času vybudovat ethanový oceán hluboký stovky metrů (1 500'- 2 500 ') namísto jen hrstky polárních jezer. Přítomnost mokřadů naznačuje, že ethan vsakuje do země a vytváří podobnou kapalnou vrstvu podzemní voda na Zemi. Existuje možnost, že se tvorba materiálů nazývá klatráty mění chemické složení srážkového odtoku, který nabíjí podpovrchové uhlovodíkové „kolektory“. Tento proces vede k tvorbě rezervoárů propanu a etanu, které se mohou napájet do některých řek a jezer. Chemické transformace probíhající v podzemí by ovlivnily povrch Titanu. Jezera a řeky napájené prameny z propanových nebo etanových podpovrchových nádrží by vykazovaly stejný druh složení, zatímco ty napájené dešťovými srážkami by byly odlišné a obsahovaly významnou část metanu.[48]
Všechna ale 3% Titanových jezer byla nalezena v jasné jednotce terénu pokrývající asi 900 kilometrů krát 1800 kilometrů (559 x 1118 mil.) Poblíž severního pólu. Jezera, která zde byla nalezena, mají velmi výrazné tvary - zaoblené složité siluety a strmé strany - naznačující deformaci kůry vytvořené trhliny, které by mohly být naplněny kapalinou. Byly navrženy různé formační mechanismy. Vysvětlení sahá od zhroucení země po a kryovulkanický erupce na kras terén, kde kapaliny rozpouští rozpustný led.[49] Menší jezera (až desítky mil napříč) se strmými okraji (vysokými až stovky stop) mohou být analogická maarská jezera, tj. krátery výbuchu následně naplněné kapalinou. Výbuchy jsou navrženy jako důsledek výkyvů klimatu, které vedou ke vzniku kapes tekutý dusík akumulace v kůře během chladnějších období a následná exploze při zahřátí způsobila, že se dusík rychle přesunul do plynného stavu.[50][51][52]
Průzkumník Titan Mare
Průzkumník Titan Mare (TiME) byl navrhovaný přistávací modul NASA / ESA, který by stříkal dolů Ligeia Mare a analyzovat jeho povrch, pobřeží a Atmosféra Titanu.[53] To však bylo odmítnuto v srpnu 2012, kdy NASA místo toho vybrala Porozumění mise na Mars.[54]
Pojmenovaná jezera a moře





Označené funkce lacus jsou považovány za etan / metanová jezera, zatímco funkce jsou označeny mezera jsou považovány za suchá jezera. Oba jsou pojmenovaní po jezera na Zemi.[3]Označené funkce sinus jsou zátoky v jezerech nebo mořích. Jsou pojmenovány po zátoky a fjordy na Zemi. Funkce označené ostrov jsou ostrovy v těle kapaliny. Jsou pojmenovány po bájných ostrovech. Titanean Maria (velká uhlovodíková moře) jsou pojmenována po mořských příšerách ve světové mytologii.[3] Tabulky jsou aktuální od roku 2020.[55]
Námořní jména Titanu
název | Souřadnice | Délka (km)[poznámka 1] | Plocha (km2) | Zdroj jména |
---|---|---|---|---|
Kraken Mare | 68 ° 00 'severní šířky 310 ° 00 ′ západní délky / 68,0 ° S 310,0 ° Z | 1,170 | 400,000 | The Kraken „Severské mořské monstrum. |
Ligeia Mare | 79 ° 00 'severní šířky 248 ° 00 ′ západní délky / 79,0 ° S 248,0 ° Z | 500 | 126,000 | Ligeia, jedna z Sirény, řecký příšery |
Punga Mare | 85 ° 06 'severní šířky 339 ° 42 ′ západní délky / 85,1 ° S 339,7 ° Z | 380 | 40,000 | Punga, Māori předchůdce žraloků a ještěrek |
Jména jezera Titan
Jména Titanu v jezeře
Jména zátoky Titanu
Názvy ostrovů na Titanu
Galerie Obrázků
Mapy polárních oblastí Titanu na základě snímků z Cassiniho ISS ukazující uhlovodíková jezera a moře. Tělesa kapalných uhlovodíků jsou vyznačena červeně; modrý obrys označuje tělo, které se objevilo během intervalu 2004-2005.
Falešné barvy s vysokým rozlišením Cassini radar se syntetickou clonou mozaika severní polární oblasti Titanu, zobrazující uhlovodíková moře, jezera a přítokové sítě. Modré zbarvení označuje oblasti s nízkou odrazivostí radaru způsobené kapalnými tělesy etan, metan a rozpustil se dusík.[1] Asi polovina Kraken Mare, velké tělo vlevo dole, je mimo obraz. Ligeia Mare je velké tělo vpravo dole. Punga Mare je jen vlevo od středu. Jingpo Lacus je těsně nad Kraken Mare a Bolsena Lacus je přímo nad ním.
Cassini pohled na severní polární moře a jezera Titanu v blízké infračervené oblasti. Ligeia Mare je nahoře; Pod ním je Punga Mare a vpravo dole Kraken Mare.
V období od července 2004 do června 2005 se objevily nové temné prvky Arrakis Planitia, nížina v jižní polární oblasti Titanu. Ty jsou interpretovány jako nová tělesa kapalných uhlovodíků, která jsou výsledkem srážek z mraků pozorovaných v oblasti v říjnu 2004.
Zdá se, že severní polární jezera Titanu byla stabilní alespoň po jednu sezónu Titaneanů (sedm pozemských let).
Přirozený barevný infračervený pohled na Titan, který ukazuje jeho severní polární moře a jezera vlevo nahoře.
Viz také
Poznámky
Reference
- ^ A b Coustenis, A .; Taylor, F. W. (21. července 2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. str. 154–155. ISBN 978-981-281-161-5. OCLC 144226016. Citováno 2013-12-29.
- ^ Zaměstnanci (3. ledna 2007). „Na největším Saturnově měsíci byla nalezena metanová jezera“. Novinky VOA. Hlas Ameriky. Archivovány od originál 4. července 2009. Citováno 1. listopadu 2014.
- ^ A b C "Titan". Místopisný člen planetární nomenklatury. USGS. Citováno 2013-12-29.
- ^ „Vid Flumina“. Místopisný člen planetární nomenklatury. USGS. Citováno 2013-10-24.
- ^ Dermott, Stanley F .; Sagan, Carl (1995). "Přílivové účinky odpojených uhlovodíkových moří na Titan". Příroda. 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995 Natur.374..238D. doi:10.1038 / 374238a0. PMID 7885443. S2CID 4317897.
- ^ Bortman, Henry (2. listopadu 2004). „Titan: Kde je mokrá látka?“. Astrobiologický časopis. Archivovány od originál 3. listopadu 2006. Citováno 2007-08-28.
- ^ A b C Stofan, E. R.; Elachi, C .; Lunine; et al. (4. ledna 2007). „Jezera Titanu“. Příroda. 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445 ... 61S. doi:10.1038 / nature05438. PMID 17203056. S2CID 4370622.
- ^ Lakdawalla, Emily (28. června 2005). „Temná skvrna poblíž jižního pólu: Kandidátské jezero na Titanu?“. Planetární společnost. Citováno 2006-10-14.
- ^ „NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan“ (Tisková zpráva). Laboratoř tryskového pohonu. 16. září 2005. Citováno 2006-10-14.
- ^ „PIA08630: Jezera na Titanu“. Planetární fotožurnál NASA. NASA / JPL. Citováno 2006-10-14.
- ^ „Titan má kapalná jezera, vědci hlásí v přírodě“. NASA / JPL. 3. ledna 2007. Archivovány od originál dne 12. července 2012. Citováno 2007-01-08.
- ^ „Říční sítě na Titanu ukazují na záhadnou geologickou historii“. MIT. 20. července 2012. Archivovány od originál 6. října 2012. Citováno 2012-07-23.
- ^ Hecht, Jeff (11. července 2011). „Ethanská jezera v červeném oparu: záhadná měsíční krajina Titanu“. Nový vědec. Citováno 2011-07-25.
- ^ Mitri, Giuseppe; Showman, Adam P .; Lunine, Jonathan I .; Lorenz, Ralph D. (únor 2007). „Uhlovodíková jezera na Titanu“ (PDF). Icarus. 186 (2): 385–394. Bibcode:2007Icar..186..385M. doi:10.1016 / j.icarus.2006.09.004.
- ^ Lakdawalla, Emily (2007). „Zprávy blikají: Jezera také na jižním pólu Titanu, na vrcholu země jezer na severu“. Planetární společnost. Citováno 2007-10-12.
- ^ Wall, Mike (17.12.2010). „Saturn Moon 'Lake Ontario': Mělký a prakticky bez vln“. ProfoundSpace.org. Citováno 2010-12-19.
- ^ Foley, James (2013-12-20). „Vypočtena hloubka a objem metanových moří na Saturnově měsíci Titan. Zprávy o světě přírody. Citováno 2014-04-14.
- ^ „Titan má více ropy než Země“. ProfoundSpace.org. 13. února 2008. Citováno 2008-02-13.
- ^ Moskvitch, Katia (13. prosince 2013). „Astrofil: Jezero Titan má více tekutého paliva než Země“. Nový vědec. Citováno 2013-12-14.
- ^ Hadhazy, Adam (2008). „Vědci potvrzují tekuté jezero, pláž na Saturnově měsíci Titanu“. Scientific American. Citováno 2008-07-30.
- ^ Hecht, Jeff (11. července 2011). „Ethanská jezera v červeném oparu: záhadná měsíční krajina Titanu“. Nový vědec. Citováno 2011-07-25.
- ^ Hecht, Jeff (6. srpna 2014). „Saturn Moon může hostit své vlastní Mrtvé moře“. Nový vědec. Citováno 2014-08-23.
- ^ Wenz, John (17. března 2018). „Divné krystaly by mohly pokrýt Titan“. Nový vědec. Citováno 2018-03-23.
- ^ Mastrogiuseppe, Marco; Poggiali, Valerio; Hayes, Alexander; Lorenz, Ralph; Lunine, Jonathan; Picardi, Giovanni; Seu, Roberto; Flamini, Enrico; Mitri, Giuseppe; Notarnicola, Claudia; Paillou, Philippe; Zebker, Howard (16. března 2014). „Batymetrie titánského moře“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 41 (5): 1432–1437. Bibcode:2014GeoRL..41.1432M. doi:10.1002 / 2013GL058618.
- ^ Kirichek, O .; Church, A. J .; Thomas, M. G .; Cowdery, D .; Higgins, S. D .; Dudman, M. P .; Bowden, Z. A. (1. února 2012). "Adheze, plasticita a další zvláštní vlastnosti pevného metanu". Kryogenika. 52 (7–9): 325–330. Bibcode:2012 Kryo ... 52..325 tis. doi:10.1016 / j. Kryogenika.2012.02.001.
- ^ „Bloky uhlovodíků plujících na Titanových jezerech?“. 8. února 2013. Citováno 2013-01-10.
- ^ Hofgartner, J. D .; Hayes, A. G .; Lunine, J. I .; Zebker, H .; Stiles, B. W .; Sotin, C .; Barnes, J. W .; Turtle, E. P .; Baines, K. H .; Brown, R. H .; Buratti, B. J. (červenec 2014). „Přechodné rysy v moři Titanu“. Nature Geoscience. 7 (7): 493–496. Bibcode:2014NatGe ... 7..493H. doi:10.1038 / ngeo2190. ISSN 1752-0908.
- ^ Greicius, Tony (15. března 2017). „Experimenty ukazují, že titanská jezera mohou šumět dusíkem“. NASA. Citováno 2017-04-21.
- ^ A b Farnsworth, Kendra K .; Chevrier, Vincent F .; Steckloff, Jordan K .; Laxton, Dustin; Singh, Sandeep; Soto, Alejandro; Soderblom, Jason M. (2019). „Rozpouštění dusíku a tvorba bublin v jezerech Titanu“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 46 (23): 13658–13667. Bibcode:2019GeoRL..4613658F. doi:10.1029/2019 GL084792. ISSN 1944-8007.
- ^ Barnes, Jason W .; Sotin, Christophe; Soderblom, Jason M .; Brown, Robert H .; Hayes, Alexander G .; Donelan, Mark; Rodriguez, Sebastien; Mouélic, Stéphane Le; Baines, Kevin H .; McCord, Thomas B. (2014-08-21). „Cassini / VIMS pozoruje drsné povrchy na Titanově Punga Mare ve zrcadlovém odrazu“. Planetární věda. 3 (1): 3. Bibcode:2014PlSci ... 3 .... 3B. doi:10.1186 / s13535-014-0003-4. ISSN 2191-2521. PMC 4959132. PMID 27512619.
- ^ Hand, Eric (16. prosince 2014). "Kosmická loď spatřila pravděpodobné vlny na Titanových mořích". Věda. Citováno 2015-01-14.
- ^ A b Heslar, Michael F .; Barnes, Jason W .; Soderblom, Jason M .; Seignovert, Benoit; Dhingra, Rajani D .; Sotin, Christophe (01.07.2020). "Přílivové proudy detekované v úžinách Kraken Mare z pozorování Cassini VIMS Sun Glitter". Planetární vědecký žurnál. 1 (2): 35. arXiv:2007.00804. Bibcode:2020PSJ ..... 1 ... 35H. doi:10,3847 / PSJ / aba191. S2CID 220301577.
- ^ Hecht, Jeff (22. února 2013). „Icy Titan vytváří tropické cyklóny“. Nový vědec. Citováno 2013-03-09.
- ^ Grima, Cyril; Mastrogiuseppe, Marco; Hayes, Alexander G .; Wall, Stephen D .; Lorenz, Ralph D .; Hofgartner, Jason D .; Stiles, Bryan; Elachi, Charles; Radarový tým Cassini (15. září 2017). „Drsnost povrchu uhlovodíkových moří Titanu“. Dopisy o Zemi a planetách. 474: 20–24. Bibcode:2017E & PSL.474 ... 20G. doi:10.1016 / j.epsl.2017.06.007.
- ^ Cordier, Daniel; Carrasco, Nathalie (2. května 2019). „Plovatelnost aerosolů a vln tlumících na Titanových mořích“. Nature Geoscience. 12 (5): 315–320. arXiv:1905.00760. Bibcode:2019NatGe..12..315C. doi:10.1038 / s41561-019-0344-4. S2CID 143423109.
- ^ Grossman, Lisa (2009-08-21). „Zrcadlo hladké jezero Saturn Moon je dobré pro skákání po skalách'". Nový vědec. Citováno 2009-11-25.
- ^ Wye, L. C .; Zebker, H. A .; Lorenz, R. D. (2009-08-19). „Hladkost Titanova Ontaria Lacuse: Omezení z dat zrcadlové zrcadlové zrcadlovky Cassini“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029 / 2009GL039588. Citováno 2009-11-25.
- ^ Cook, J.-R. C. (2009-12-17). „Záblesk slunečního světla potvrzuje tekutinu v oblasti severního jezera Titan“. NASA. Citováno 2009-12-18.
- ^ Lakdawalla, Emily (17. prosince 2009). „Cassini VIMS vidí dlouho očekávaný záblesk u jezera Titan“. Planetární společnost. Citováno 2009-12-17.
- ^ „Oblázková sonda titanové sondy'". BBC novinky. 10. dubna 2005. Citováno 2007-08-06.
- ^ Lakdawalla, Emily (15. ledna 2005). „Nové snímky ze sondy Huygens: břehy a kanály, ale zjevně suchý povrch“. Planetární společnost. Archivovány od originál 29. srpna 2007. Citováno 2005-03-28.
- ^ Lorenz, Ralph; Sotin, Christophe (březen 2010). „Měsíc, který by byl planetou“. Scientific American. 302 (3): 36–43. Bibcode:2010SciAm.302c..36L. doi:10.1038 / scientificamerican0310-36. PMID 20184181.
- ^ Griffith, C .; et al. (2012). "Možná tropická jezera na Titanu z pozorování temného terénu". Příroda. 486 (7402): 237–239. Bibcode:2012Natur.486..237G. doi:10.1038 / příroda11165. PMID 22699614. S2CID 205229194.
- ^ „Tropická metanová jezera na Saturnově měsíci Titanu“. saturntoday.com. 2012. Archivovány od originál dne 10. 10. 2012. Citováno 2012-06-16.
- ^ „Tropický titán: Ledové klima Titanu napodobuje tropy Země“. Astrobiologický časopis. 2007. Archivovány od originál dne 11.10.2007. Citováno 2007-10-16.
- ^ „Nový model počítače vysvětluje jezera a bouře na Titanu“. Saturn dnes. 2012. Archivovány od originál dne 2012-02-01. Citováno 2012-01-26.
- ^ Grossman, Lisa (18. října 2013). „Mokrá bažiny polykají krátery na Titanu“. Nový vědec. Citováno 2013-10-29.
- ^ Cowing, Keith (3. září 2014). "Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall". SpaceRef. Citováno 2014-09-03.
- ^ Cowing, Keith (October 23, 2013). "New Views of Titan's Land of Lakes". SpaceRef. Citováno 2013-12-18.
- ^ Mitri, G.; Lunine, J. I.; Mastrogiuseppe, M .; Poggiali, V. (2019). "Possible explosion crater origin of small lake basins with raised rims on Titan" (PDF). Nature Geoscience. 12 (10): 791–796. Bibcode:2019NatGe..12..791M. doi:10.1038/s41561-019-0429-0. S2CID 201981435.
- ^ "Giant explosions sculpted a moon's peculiar scenery". Příroda. 573 (7774): 313. 13 September 2019. doi:10.1038/d41586-019-02706-1. S2CID 202641695.
- ^ McCartney, G.; Johnson, A. (9 September 2019). "New Models Suggest Titan Lakes Are Explosion Craters". NASA JPL. Citováno 2019-09-16.
- ^ Stofan, Ellen (25 August 2009). „Titan Mare Explorer (TiME): První průzkum mimozemského moře“ (PDF). Vesmírná politika online. Citováno 2009-11-04. Citovat deník vyžaduje
| deník =
(Pomoc) - ^ Vastag, Brian (20 August 2012). „NASA pošle robotický vrták na Mars v roce 2016“. Washington Post.
- ^ "Titan lacus". USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. Citováno 16. března 2020.
- ^ "Eyre Lacuna". Stránka planetární nomenklatury USGS. USGS. Citováno 2019-12-30.
- ^ "Ngami Lacuna". Stránka planetární nomenklatury USGS. USGS. Citováno 2019-12-30.
- ^ "Woytchugga Lacuna". Místopisný člen planetární nomenklatury. Mezinárodní astronomická unie (IAU). 3. prosince 2013. Citováno 14. ledna 2016.
- ^ "Woytchugga Lacuna". Stránka planetární nomenklatury USGS. USGS. Citováno 2019-12-30.
- ^ Garrett, Christopher (August 1972). "Tidal Resonance in the Bay of Fundy and Gulf of Maine". Příroda. 238 (5365): 441–443. Bibcode:1972Natur.238..441G. doi:10.1038/238441a0. ISSN 1476-4687. S2CID 4288383.