Տիտան (արբանյակ)

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search
HS Disambig.svg Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ 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 է25 մարտ 1655 թ. (Քրիստիան Հյուգենսի կողմից)
Հեռավորությունը Սատուրնից1 221 870 կմ
Ուղեծրային տվյալներ
Մեծ կիսաառանցք1 221 870 կմ[1]
Էքսցենտրիսիտետ0,0288[1]
Սիդերիկ պարբերություն15,945 օր[1]
Թեքվածություն0,34854°[1] (Սատուրնի հասարակածի նկատմամբ)
Ծագման անկյան երկայնություն28,758[1]
Պերիկենտրոնի արգումենտ179,920[1]
Ֆիզիկական հատկանիշներ
Շառավիղ2576 կմ[2]
Մակերևույթի մակերես83 մլն. կմ²[2]
Զանգված1,3452 × 1023 կգ[2]
Միջին խտություն1,8798 գ/սմ³[2]
Հասարակածային մակերևութային ձգողություն1,352 մ/վ²[2]
Պտույտի պարբերությունՍինքրոն
Առանցքի թեքում
Ալբեդո0,22[3]
Մթնոլորտային տվյալներ
Քիմիական կազմ98,4% Ազոտ
1,6 % Մեթան
Ճնշումը — 146,7 կՊա[4][5]
Մթնոլորտի ջերմաստիճան93,7 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]

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 որևիցե 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։ Հարավային բևեռում մեթանի խոնավության աճը հավանաբար բերում է ամպերի արագ գոյացմանը[53]։

Մակերևույթի առանձնահատկություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

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]

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 Լիգեայի 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]։

Կրիոհրաբուխներ և լեռներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տորտոլա ֆակուլայի ինֆրակարմիր լուսանկարը, ենթադրաբար հանդիսանում է կրիոհրաբուխ

Գիտնականները երկար ժամանակ կարծում էին, որ Տիտանի վրա պայմանները նման են վաղ Երկրի վրա եղած պայմաններին, չնայած այն հանգամանքին, որ արբանյակի վրա առկա է շատ ավելի ցածր ջերմաստիճան։ Տիտանի մթնոլորտում 2004 թվականին արգոն-40-ի հայտնաբերումը ցույց տվեց, որ արբանյակի հրաբուխները արտանետում են ջրից և ամոնիակից բաղկացած «լավա»[97]։ Դրանից բացի, Տիտանի լճերի ամբողջական քարտեզագրումը ցույց տվեց, որ արբանյակի վրա չկա բավարար քանակի մեթանի մակերևույթներ, որպեսզի դրանով բացատրվի մթնոլորտում հայտնաբերված մեթանի քանակը, հետևաբար այս քանակի մեթանի առկայությունը պայմանավորված է զգալի հրաբխային ակտիվության առկայությամբ[98]։

Այնուամենայնիվ, արբանյակի մակերևույթի վրա չեն հայտնաբերվել բավարար քանակի առանձնահատկություններ, որոնք միանշանակ կարող են նույնականացվել որպես կրիոհրաբուխներ[99]: Այսպիսի առանձնահատկություններից մեկը, որը հայտնաբերվել է 2004 թվականի Կասինիի ռադարով կատարված հետազոտությունների արդյունքում, անվանվել է Գանեսա Մակուլա, այն նման է Վեներա մոլորակի վրա երկրաբանական առանձնահատկություններին, որոնք անվանվում են «բլիթանման գմբեթներ», որոնք սկզբում ենթադրաբար համարվում էին կրիոհրաբուխներ, այնուամենայնիվ այս ենթադրությունը հերքվեց Ամերիկյան երկրաֆիզիկական միության 2008 թվականի տարեկան համաժողովի ժամանակ: Այս առանձնահատկությունը պարզվեց որ գմբեթ չէ, այլ ընդամնեը իհայտ է եկել լուսավոր և մութ մասերի համակցությունից[100][101]: 2004 թվականին Կասինին կրկին հայտնաբերեց անսովոր պայծառ առանձնահատկություն (անվանվեց Տորտոլա Ֆակուլա), որը նույնականացվեց որպես կրիոհրաբխային գմբեթ[102]: Մինչ 2010 թվականը նման առանձնահատկություններ այլևս չեն գտնվել[103]: 2008 թվականի դեկտեմբերին գիտնականները հայտարարեցին, որ հայտնաբերվել են երկու ժամանակավոր, սակայն տարորինակորեն երկարակյաց «պայծառ հետքեր» Տիտանի մթնոլորտում, որոնք չափազանց կայուն են մթնոլորտային երևույթներով բացատրելու համար, և ենթադրեցին, որ դրանք կրիոհրաբխային ակտիվության արդյունքներ են[20]:

2009 թվականի մարտին Տիտանի Հոտեյ Արկուս շրջանում հայտնաբերվեցին կառուցվածքներ, որոնք նույնականացվեցին որպես լավայի հոսքեր, այս կառույցները մի քանի ամիս ժամանակի ընթացքում ունեին տարբեր պայծառություն: Բազմաթիվ վարկածներ առաջ քաշվեցին բացատրելու համար այս ֆենոմենը, լավայի հոսքերը Տիտանի մակերևույթի վրա վեր էին խոյանում մոտ 200 մ, և արտաժայթքվել են ընդերքից[104]:

2006 թվականին «Կասինին» հայտնաբերեց Տիտանի մակերևույթին լեռնաշղթա, որի երկարությունը կազմում է 150 կմ. լայնությունը 30 կմ և ունի 1,5 կմ բարձրություն: Լեռնաշղթան ընկած է արբանյակի հարավային կիսագնդում և ենթադրաբար կազմված է սառույցից որը ծածկված է մեթանի ձյան շերտով: Հնարավոր է, որ այս զանգվածը արտամղվել է ընդերքից մոտ ընկած տեկտոնիկ հարթակների փոխադարձ ճնշման արդյունքում[105]: Մինչ Կասինին գիտնականները կարծում էին, որ Տիտանի մակերևույթի մեծ մասը ունի հարվածային ձևավորման բնույթ, սակայն այս վերջին հայտնաբերումները ցույց են տալիս, որ ինչպես և Երկրի վրա Տիտանի մակերևույթի առանձնահատկությունները ձևավորվել են երկրաբանական երևույթների արդյունքում[106]: 2010 թվականի դեկտեմբերին Կասինիի հետազոտողների թիմը հայտարարեց ամենահավանական կրիոհրաբխի հայտնաբերման մասին: Այն անվանվել է Սոտրա Պատերա, սա առնվազն երեք նմանատիպ լեռներից մեկն է, որոնք ունեն 1000-ից 1500 մ բարձրություն և գագաթներին ունեն մեծ խառնարաններ: Նրանց շրջապատող տարածքները ծածկված են ամենայն հավանականությամբ սառած լավայի հոսքերով[107]:

Տիտանի ամենաբարձր պիկերը հիմնականում կենտրոնացած են արբանյակի հասարակածային գոտում: Դրանք նմանեցվում են Երկրի վրա գտնվող ծալքավոր լեռներին, այնպիսիք, ինչպիսին են Ժայռոտ լեռները կամ Հիմալայները, որոնք ձևավորվել են տեկտոնիկ հարթակների բախումներից և ճկումներից, կամ սուբդուցված շրջաններ (Անդերի նման), որտեղ իջնող հարթակների հալման արդյունքում առաջացած արտաժայթքող լավան (կամ կրիոլավան) դուրս է գալիս մակերևույթ: Լեռների առաջացման ևս մի մեխանիզմը վերագրում է Սատուրնի հետ մակընթացային ուժերի ազդեցությանը: Այնուամենայնիվ, քանի որ Տիտանի սառցե մանթիայի մածուծիկությունը ցածր է երկրային մանթիայից և սառույցները արբանյակի վրա ավելի փափուկ են Երկրի գրանիտներից, այս լեռները հավանական չէ, որ կունենան Երկրի լեռների չափերի բարձություն: 2016 թվականին Կասինիի թիմը հայտարարեց Տիտանի ամենաբարձր լեռան մասին: Այն տեղակայված է Միթրիմ լեռնազանգվածում, և ունի 3337 մ բարձրություն[108]:

Հնարավոր կրիոհրաբուխ Սոտրա Պատերայի գունազարդված լուսանկարը, որը համակցված է ռադարի տվյալներով ստացված 3D քարտեզի հետ, որը ցույց է տալիս 1000-մետրանոց պիկը և 1500 մետր խորությամբ խառնարանը:

Եթե Տիտանի վրա իրականում գոյություն ունի հրաբխային գործունեություն, ապա համաձայն վարկածի այն սնվում է մաթիայի մեջ տեղի ունեցող ռադիոակտիվ տարրերի տրոհումից արտանջատված էներգիայով, ինչպես դա տեղի է ունենում Երկրի վրա[20]: Երկրի վրա մագման կազմված է հեղուկ քարերից, որը ունի ավելի փոքր խտություն, քան այն ապարները, որոնց միջով այն արտաժայթքվում է: Քանի որ ջուրը ավելի խիտ է քան սառույցը, Տիտանի ջրո մագման կարող է լինել ավելի խիտ քան սառցե կեղևը: Սա նշանակում է, որ Տիտանի վրա կրիոհրաբխային գործունեությունը պետք է պահանջի ավելի մեծ էներգիա, դրա աղբյուրը կարող է լինել Սատուրնի հետ համակցության մակընթացային ազդեցությունները[20]: Ցածր ճնշում ունեցող սառույցը ծածկելով հեղուկ ամոնյակի սուլֆատի շերտը բարձրանում է ավելի սահուն, և այս դեպքերում կարող է առաջացնել մեծ արտաճկումներ: Տիտանի մակերևույթը ծածկված է նաև փոշեհատիկների չափի սառցե կտորներով և ամոնյակի սուլֆատի փոշով, որոնց միջոցով են առաջանում քամու ազդեցության տակ առաջացած լանդշաֆտներ և դյունաների նմանվող առանձնահատկություններ[109]:

2008 թվականին Ջեֆրի Մուրը առաջարկեց Տիտանի երկրաբանության ալտերնատիվ տարբերակ: Նշելով, որ Տիտանի վրա մինչ այս պահը չեն հայտնաբերվել հրաբխային գործունեության միանշանակ ապացույցներ, նա ենթադրեց, որ Տիտանը երկրաբանորեն մեռած աշխարհ է, և նրա մակերևույթը ձևավորվում է միայն հարվածային երևույթների, հալոցքների, քամու ազդեցության և արտաքին ազդեցույթունների արդյունքում: Համաձայն նրա վարկածի, մեթանը չի արտաժայթքվում, այլ դանդաղորեն դիֆուզվում է ընդերքից: Գանեսա Մակուլան կարող է լինել արտաճկված հարվածային խառնարան մուգ դյուներով կենտրոնում: Լեռնաշղթաները կարող են լինել չափազանց էռոզացված հարվածային երևույթնեի արդյունքում առաջացած աստիճանաձև բծեր: Նույնիսկ այս վարկածի պարագայում Տիտանը կարող է ունենալ ներքին օվկիանոս, որը կարող է բաղկացած լինել ջրի և ամոնյակի խառնուրդից, և որի ջերմաստիճանը կարող է կազմել -97oC: Պայծառ Քսանադու տարածքը կարող է լինել չափազանց խառնարանացված տարածք, նման Կալիստոյի մակերևույթին, եթե այն ունենար մթնոլորտ: Ջեֆրի Մուրը նույնիսկ անվանել է Տիտանը «մթնոլորտով Կալիստո»[99][110]:

Մուգ լանդշաֆտ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վերևում՝ Նամիբ անապատի ավազե դյունաներ, համեմատած Տիտանի դյունաների հետ, ներքևում

Տիտանի մակերևույթի առաջին լուսանկարների վրա, որոնք կատարվել էին Երկրի վրա տեղակայված աստղադիտակներով 2000-ականների սկզբին, երևում էին մեծ մուգ տարածաշրջաններ, որոնք գոտևորում էին արբանյակի հասարակածային մասը[111]: Կասինիի Սատուրնի համակարգ հասնելուց առաջ, ենթադրվում էր որ այս տարածաշրջանները իրենցից ներկայացնում են հեղուկ ածխաջրածիններից կազմված ծովեր[112]: Կասինիի ռադարից ստացված լուսանկարները ցույց տվեցին, որ այս տարածքներից որոշները ծածկված են երկայնական դյուներով, որոնք հասնում են 100 մետր բարձրության[113], կիլոմետրի հասնող լայնության և տասնյակ և հարյուրավոր կիլոմետրեր երկարության[114]: Այսպիսի դյուները մշտապես ուղղորդված են քամիների միջին ուղղությամբ: Տիտանի դեպքում մշտական արևելյան քամիները հակազդում են ժամանակ առ ժամանակ առաջացող մակընթացային քամիների հետ (մոտ 0,5 մետր վայրկյանում)[115]: Մակընթացային քամիները առաջանում են Տիտան-Սատուրն համակարգի ազդեցությունից մթնոլորտի վրա, որը մոտ 400 անգամ ավելի հզոր են քան Երկիր-Լուսին համակարգի մակընթացային ազդեցությունները մթնոլորտի վրա: Համաձայն վարկածի, այս ուժեղ քամիները ստեղծում են երկար զուգահեռ դյունաներ մակերևույթի մասնիկներից, որոնք ուղղված են արևմուտքից արևելք: Դյունաները կոտրվում են լեռների շուրջ, որտեղ քամիների ուղղությունները փոփոխվում են:

Երկայնական (կամ գծային) դյունաները ուղղված են արևելք, սակայն կլիմայի սիմուլացիաները ցույց են տալիս, որ Տիտանի մակերևույթի քամիները փչում են արևմտյան ուղղությամբ: Ունենալով ավելի պակաս քան 1 մետր վայրկյանում արագություն, դրանք չեն կարող բարձրացնել և շարժել մակերևույթի մասնիկները: Վերջերս կատարված համակարգչային սիմուլացիաները ցույց են տալիս, որ դյունաները կարող էին առաջանալ փոթորկային քամիների արդյունքում, որոնք տեղի են ունենում Տիտանի վրա ամեն տասնըհինգ տարին մեկ անգամ, գիշերահավասարի ժամանակ[116]: Այս փոթորիկները առաջացնում են ուժեղ հոսքեր, փչելով մինչև 10 մետր վայրկյանում արագությամբ մակերևույթի մոտ:

«Ավազը» Տիտանի վրա կազմված չէ սիլիկատներից ինչպես Երկրի վրա[117], այլ հավանաբար առաջացել է երբ հեղուկ մեթանի անձրևներեը էռոզացրել են շրային սառույցի ժայռերը, հնարավոր է նաև հոսքերի տեսքով: Ավազի առաջացման մեկ այլ աղբյուր կարող է լինել օրգանական միացութոյւնները որոնք առաջանում են ֆոտոքիմիական ռեակցիաների արդյունքում Տիտանի մթնոլորտում[113][115][118]: Դյունաների հետազոտությունները ցույց տվեցին որ այդտեղ կա ավելի քիչ ջուր քան Տիտանի մնացյալ մասում, և ավելի հավանական է, որ դրանք առաջացել են օրգանական մրից, իչպես դա տեղի է ունենում երբ հիդրոկարբոնիկ պոլիմերները իրար են կպնում անձրևից հետո[119]: Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ Տիտանի ավազը ունի երկրային ավացի խտությունից երեք անգամ պակաս խտություն[120]:

Դիտարկումներ և հետազոտություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վոյաջեր 1-ից կատարված լուսանկարի վրա Տիտանի սկավառակի վրա մշուշը (1980)

Տիտանը հնարավոր չէ դիտարկել անզեն աչքով, սակայն այն կարելի է դիտել փոքր աստղադիտակներով կամ հզոր հեռադիտակով: Սիրողական դիտարկումները բարդ է կատարել, քանի որ արբանյակը չափազանց մոտ է գտնվում Սատուրնի սկավառակին և օղակներին, որոնք շատ ավելի պայծառ են[121]: Տիտանն ունի առավելագույնը +8.2 տեսանելի մեծություն[122] և 8.4 միջին առճակատման մեծություն[123]: Սա համեմատելի է Յուպիտերի արբանյակ Գանիմեդի +4.6[123] ցուցանիշի հետ:

Մինչ տիեզերական հետազոտությունները Տիտանի հետազոտությունները սահմանափակ էին: 1907 թվականին իսպանացի աստղագետ Խոսե Կոմաս-Սոլան դիտարկել էր Տիտանի սկավառակի մթագնումը, դա առաջին ապացույցն էր, որ այն ունի մթնոլորտ: 1944 թվականին Ջերարդ Կոյպերը օգտագործելով սպեկտրասկոպ հայտնաբերել էր մեթանից կաղզմված մթնոլորտ[124]:

Առաջին սարքը որ այցելել է Սատուրնի համակարգ ամերիկյան Պիոներ 11 ԱՄԿ-ն էր 1979 թվականին, որի հետազոտությունների արդյունքում պարզվեց, որ Տիտանը չափազանց սառն է կյանքի գոյացման համար[125]: Այն լուսանկարեց Տիտանը 1979 թվականի կեսերին և վերջում[126]: Հետազոտությունների, ինչպես նաև լուսանկարների որակը ավելի լավն էր դրանից ոչ շատ ուշ կատարված երկու Վոյաջեր սարքերից կատարված հետազոտությունների արդյունքում:

Տիտանը դիտարկվեց Վոյաջեր 1 և 2 կայանների կողմից 1980 և 1981 թվականներին համապատասխանաբար: Վոյաջեր 1 կայանի անցուղին նախագծված էր այնպես, որ այն անցնի հնարավորինս մոտ Տիտանին, որի ընթացքում կայանի միջոցով պետք է հնարավոր լիներ պարզել մթնոլորտի խտությունը, կազմությունն ու ջերմաստիճանը, ինչպես նաև հնարավորինս ճշգրիտ չափել Տիտանի զանգվածը[127]: Մթնոլորտի մշուշոտ լինելը թույլ չտվեց կատարել մակերևույթի լուսանկարում, չնայած դրան, 2004 թվականին Վոյաջեր 1-ից կատարված լուսանկարների նարնջագույն ֆիլտրերով մշակումը ցույց տվեց լուսավոր և մութ ռեգիոններ որոնք անվանվեցին Քսանադու և Շանգրի-Լա[128], որոնք հետագայում հետազոտվեցին ինֆրակարմիր տիրույթում Հաբլ տիեզերական աստղադիտակով: Վոյաջեր 2 կայանը, որը նախատեսվում էր որ կանցնի Տիտանի մոտով առաջին կայանի անհաջողության դեպքում, չանցավ նրա մոտով և շարունակեց ճանապարհը դեպի Ուրան և Նեպտուն[127]:

Կասինի-Հյուգենս[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Կասինիից կատարված Տիտանի լուսանկարը Սատուրնի օղակների ֆոնին
Կասինիից կատարված Տիտանի լուսանկարը Էպիմետեյ արբանյակի ր օղակների հետևում

Տիտանը երկար ժամանակ եղել է առեղծվածային մարմին, արբանյակ շրջապատված խիտ մթնոլորտով, որը խանգարում էր դիտարկումներին: Նույնիսկ Վոյաջերներից կատարված հետազոտությունները թույլ չտվեցին կարծիք կազմել արբանյակի մասին: Այս առեղծվածային համբավը շարունակվում է Տիտանի մոտ սկսած նրա 17-րդ դարում Քրիստիան Հյուգենսի և Ջովանի Կասինիի կողմից հայտնաբերումից, և բացահայտվել է երկու հետազոտողների անունով կոչված տիեզերական սարքերով:

Կասինի–Հյուգենս տիեզերական սարքերի զույգը հասավ Սատուրնի համակարգ 2004 թվականի հուլիսի 1-ին, և սկսեց Տիտանի մակերևույթի քարտեզագրումը ռադարի միջոցով: Եվրոպական տիեզերական գործակալության (ESA) և ՆԱՍԱ-յի համատեղ նախագիծ հանդիսացող ծրագիրը ունեցավ չափազանց մեծ հաջողություն: Կասինի կայանը անցավ Տիտանի մոտով 2004 թվականի հոկտեմբերի 26-ին ընդամենը 1200 կմ հեռավորության վրա, և կատարեց մակերևույթի բավականին բարձր ճշգրտությամբ լուսանկարներ: Հյուգենս իջեցվող կայանը վայրէջք կատարեց[129] Տիտանի վրա 2005 թվականի հունվարի 14-ին, հայտնաբերելով, որ մակերևույթի բազմաթիվ առանձնահատկություններ ձևավորվել են հեղուկների ազդեցության տակ[130]: Տիտանը ասյ պահին ամենահեռու աստղագիտական մարմինն է Արեգակնային համակարգում, որի վրա արհեստական սարք է վայէջք կատարել[131]: 2006 թվականի հուլիսի 22-ին Կասինին կատարեց իր առաջին մոտ անցումը Տիտանի մոտով 950 կմ հեռավորության վրա, իսկ ամենամոտ անցումը կատարել է 2010 թվականի հունիսի 21-ին, 880 կմ հեռավորության վրա[132]: Կասինին Տիտանի վրա հայտնաբերեց մեծ քանակով հեղուկ, լճերի և ծովերի տեսքով տեղաբաշխված հյուսիսային բևեռի մոտ[70]:

Հյուգենսի վայրէջք[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Հույգենսի արած Տիտանի նկարը։
Նույնը` հստակեցված տեսքով։

Հյուգենս իջեցվող սարքը վայրէջք կատարեց Ադիրի պայծառ շրջանի ամենաարևելյան մասի մոտ: Կայանը լուսանկարեց բաց գույնի բլուրներ, որոնցից իջնում էին մուգ «գետեր» դեպի մուգ դաշտավայր: Այս պահին ենթադրվում է, որ բլուրները կազմված են ջրային սառույցից: Մուգ օրգանական միացությունները կարող են կազմվել Տիտանի մթնոլորտում Արեգակի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ազդեցության տակ և ապա թափվել մակերևույթին մեթանի անձրևի տեսքով , լվանալով բլուրները ու հավաքվում են դաշտավայրերում[133]:

Վայրէջքից հետո Հյուգենսը լուսանկարեց մուգ դաշտեր, որոնց վրա սփռված էին ջրային սառույցի փոքր քարեր և խճաքարեր[133]: Ներկայացված լուսանկարների ներքևում երևացող երկու քարերը ընկած են սարքից մոտ 85 սանտիմետր հեռավորության վրա և ունեն մոտ 15 և 4 սանտիմետր չափեր: Այդ քարերի ներքևի հատվածներում կան էռոզիայի ապացույցներ, դրանով իսկ ապացուցելով հեղուկների կողմից ազդեցությունը: Մակերևույթը ավելի մուգ է, քան գնահատվել էր, և բաղկացած է ջրային և ածխաջրածնային սառույցներից: "Հողը" որը երևում է լուսանկարներում վերծանվել է որպես ածխաջրածնային մշուշի նստվածքներ:

2007 թվականի մարտին ՆԱՍԱ-ն, ԵՏԳ-ն և COSPAR-ը կայացրեցին որոշում, որով Հյուգենսի վայրէջքի տեղը անվանվեց Հուբերտ Կարիենի հիշատակի կայան, ի պատիվ ԵՏԳ-ն նախկին նախագահի[134]:

Պլանավորված՝ Dragonfly[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Dragonfly առաքելության տիեզերական սարքը կարձակվի 2026 թվականին, այն ներառում է մեծ դրոն, որը կունենա իզոտոպային գեներատորով սնուցվող շարժիչ, և նախատեսված կլինի Տիտանի մթնոլորտում թռիչքի համար: Այս առաքելությունը կլինի ՆԱՍԱ-ի Նոր սահմաններ ծրագրի #4 առաքելությունը[135][136]: Այս սարքի վրա տեղադրված սարքավորումները կգնահատեն, թէ որքանով են զարգացել կյանքի առաջացման համար անհրաժեշտ քիմիական միացությունները Տիտանի վրա[137]:

Նախատեսվող հետազոտման ծրագրեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Օդապարիկ, նախատեսված Տիտանի վրա հետազոտություններ կատարելու համար (նկարչի պատկերացմամբ)

Վերջին տարիներին առաջարկվել են մի քանի ավտոմատ միջմոլորակային կայանների նախագծերի տարբերակներ Տիտանը հետազոտելու համար: Այսպիսի նախագծեր են առաջադրվել ՆԱՍԱ-ի, ԵՏԳ-ի և ՌՇԼ-ի կողմից: Այս պահին դրանցից ոչ մեկը ֆինանսավորում չի ստացել: Դրանցից մի քանիսըն են՝

Titan Saturn System Mission (TSSM) - համատեղ ՆԱՍԱ/ԵՏԳ առաջարկված առաքելություն Սատուրնի արբանյակների հետազոտման համար[138]: Այն ներառում է նաև տաք օդօվ լցված օդապարիկի արձակում Տիտանի մթնոլորտում, որը այնտեղ կթռչ վեց ամիս: Այն նախագծվում էր նաև Europa Jupiter System Mission (EJSM) նախագծի համար: 2009 թվականի փետրվարին հայտարարվեց, որ ՆԱՍԱ-ն և ԵՏԳ-ն առաջնահերթություն են տվել EJSM նախագծին TSSM նախագծի փոխարեն[139]:

Titan Mare Explorer (TiME) - քիչ ծախսատար իջեցվող սարք, որը ընկնելով Տիտանի հյուսիսային կիսագնդի լճի մեջ պետք է լողար երեքից վեց ամիս[140][141][142]: Այն 2011 թվականին ընտրվել էր հետագա նախագծման փուլի համար, որպես ՆԱՍԱ-ի Դիսքավերի ծրագրի 12-րդ առաքելության մաս[143], սակայն չի ընտրվել հետագա թռիչք կատարելու համար[144]:

Մեկ այլ առաքելություն է առաջարկել Այդահոյի համալսարանի գիտնական Ջեյսոն Բարնսը 2012 թվականին՝ Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR) - անօդաչու թռչող սարք, որը թռիչելով Տիտանի մթնոլորտում և կկատարի մակերևույթի բարձր ճշտության լուսանկարում: ՆԱՍԱ-ն չի հաստատել պահանջվող 715 միլիոն դոլարը, և նախագծի ապագան անհայտ է[145][146]:

2012 թվականի վերջում առաջարկվեց ևս մի լճում վայրէջք կատարող սարքի նախագիծ, նախագիծն առաջարկել են իսպանական SENER ճարտարագիտական ընկերությունը և Մադրիդի Աստղակոնսաբանության կենտրոնը: Առաջարկվող սարքը կոչվում է Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE)[147][148]: Հիմնական տարբերությունը TiME նախագծի լողացող սարքից այն է, որ TALISE-ն նախատեսվում է սեփական շարժիչով, և կկարողանա ճանապարհորդել լճերով:

Դիսքավերի ծրագրի արդեն #13 առաքելության ևս մի մասնակից նախագիծ է Journey to Enceladus and Titan (JET), որը Սատուրնի ուղեծրակայան է, և պետք է գնահատի Էնցելադի և Տիտանի բնակելիության հնարավորությունները[149][150][151]:

2015 թվականին ՆԱՍԱ-ի Առաջավոր նախագծերի ինստիտուտը (NIAC) շնորհեց II փուլի գրանտ[152] Տիտանի ծովերը հետազոտելու համար նախատեսված ստորջրյա սարքի նախագծին[153][154][155]:

Կյանքի գոյության հնարավորություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Այժմ առկա տվյալների հիման վրա ենթադրվում է, որ Տիտանը ունի օրգանական քիմիական միացություններով հարուստ նախակյանքային միջավայր[41], հնարավոր անդրմակերևութային օվկիանոսով, որը կարող է ունենալ էկոհամակարգ[10][156]:

Չնայած այն հանգամանքին, որ Կասինի–Հյուգենս առաքելության սարքերի վրա տեղադրված չէր սարքավորում, որը կարող էր գտնել կենսաբանական հետքեր կամ բարդ օրգանական միացություններ, առաքելության արդյունքները ցույց տվեցին, որ Տիտանի վրա առկա է միջավայր, որը նման է նրան, ինչպիսին, համաձայն վարկածների, առկա է եղել Երկրի վրա կյանքի առաջացման պահին[157]: Գիտնականները նշում են, որ վաղ Երկրի վրա մթնոլորտը նման էր կազմությամբ այժմյան Տիտանի մթնոլորտին, մի կարևոր տարբերությամբ՝ Տիտանի մթնոլորտում չկա ջրային գոլորշի[158]:

Բարդ մոլեկուլների ձևավորում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Միլլեր-Ուրեյ փորձը և դրան հաջորդող այլ փորձեր ցույց տվեցին, որ Տիտանի նման մթնոլորտի պայմաններում ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման ազդեցության տակ կարող են առաջանալ բարդ մոլեկուլներ և պոլիմերային նյութեր: Ռեակցիան սկսցում է ազոտի և մեթանի տրոհումից, որից առաջանում է ջրածնի ցիանիդ և ացետիլեն: Հետագա ռեակցիաները արդեն իսկ լավ ուսումնասիրված են[159]:

Հայտնի է, որ երբ էներգիա է գործադրվում Տիտանի մթնոլորտում առկա գազերի համակցության վրա, մյուս միացությունների հետ միասին առաջանում են նաև հինգ ազոտային հիմքեր, ոորնք իրենց հերթին հանդիսանում են ԴՆԹ և ՌՆԹ կառուցող մասնիկներ: Դրան ավելացված գտնվել են նաև ամինաթթուներ, որոնք իրենց հերթին հանդիսանում են սպիտակուցների կառուցող մասնիկներ: Սա առաջին անգամն էր, երբ ազոտային հիմքերը և սպիտակուցները գտնվել են այսպիսի փորձի արդյունքում, երբ փորձի ընթացքում չէր մասնակցում հեղուկ ջուր[160]:

2013 թվականի ապրիլի 3-ին ՆԱՍԱ-ն հաղորդեց, որ բարդ օրգանական միացությունները կարող են հայտնվել Տիտանի վրա, հիմնվելով Տիտանի մթնոլորտի մոդելավորման վրա[41]:

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

2017 թվականի հուլիսի 26-ին Կասինիի գիտնականների խումբը հաստատեց Տիտանի մթնոլորտի վերին շերտերում ածխածնի անիոնների առկայությունը, որոնք մասնակցում են բարդ օրգանական միացությունների ստեղծման մեջ[161]: Այս չափազանց ռեակտիվ մոլեկուլները

2017 թվականի հուլիսի 28-ին գիտնականները հայտարարեցին որ Տիտանի վրա գտնվել է ակրիլոնիտրիլ (C2H3CN), որը հնարավոր է, որ անհրաժեշտ է կյանքի առաջացման համար, քանի որ այն կապված է բջջաթաղանթի և ներառուկի ստեղծման հետ[162][163][164]:

Հնարավոր ընդերքային կյանք[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Լաբորատոր փորձերը ցույց են տալիս, որ Տիտանի վրա առկա է բավարար օրգանական նյութեր քիմիական էվոլյուցիայի սկզբի համար, որը նման է Երկրի վրա կյանքի առաջացմանը: Սակայն այս նմանությունը ենթադրում է հեղուկ ջրի առկայությունը, որը այս պահի դիտարկումների արդյունքում չի հայտնաբերվել արբանյակի վրա: Մի քանի վարկածների համաձայն հարվածային երևույթների արդյունքում առաջացած ջուրը կարող է պահպանված լինել արբանյակի ընդերքում սառած մեկուսացնող շերտի տակ[165]: Կան նաև վարկածներ, որ մակերևույթի տակ կան հեղուկ ամոնյակի օվկիանոսներ[9][166]: Մեկ այլ մոդելի համաձայն, ջրային սառույցի շերտի տակ 200 կմ խորության վրա առկա է ամոնյակ-ջուր լուծույթի շերտ, որում առկա են այնպիսի պայմաններ, որտեղ կարող է գոյատևել կյանքը[10]: Ընդերքից մակերևույթ ընթացող ջերմափոխանակությունը չափազանց կարևոր դեր ունի ընդերքային օվկիանոսում կյանքի պահպանման համար[9]: Տիտանի վրա մանրեային կյանքի հայտնաբերումը կախված կլինի դրա կենսածին ազդեցություններից, օրինակ մթնոլորտում մեթանի և ազոտի պարունակությունը կարող են փաստել դրա մասին[10]:

Մեթան և կյանք մակերևույթին[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վարկածներ կան, որ Տիտանի հեղուկ լճերում առկա է կյանք, այնպիսին, ինչպես Երկրի ջրային կյանքը[167]: Այս օրգանիզմները կարող են շնչել H2 O2-ի փոխարեն, մարսել այն ացետիլենով գլյուկոզայի փոխարեն, և արտաշնչել մեթան ածխածնի դիօքսիդի փոխարեն[156][167]:

Չնայած այն հանգամանքին, որ Երկրի վրա բոլոր կենդանի օրգանիզմները (ներառյալ մեթանոգենները) օգտագործում են հեղուկ ջուր որպես լուծիչ, ենթադրվում է, որ Տիտանի վրա օրգանիզմները կարող են օգտագործել դրա փոխարեն ածխաջրեր, ինչպես օրինակ՝ մեթան կամ էթան[168]: Ջուրը ավելի ուժեղ լուծիչ է քան մեթանը[169], սակայն ջուրը նաև ավելի քիմիականորեն ռեակտիվ է, և կարող է քայքայել մեծ օրգանական մոլեկուլները հիդրոլիզի միջոցով[168]: Կյանքի տեսակը, որը օգտագործում է ածխաջրածինը որպես լուծիչ չի ունենա մոլեկուլների այս ճանապարհով տրոհման վտանգը[168]:

2005 թվականին աստղակենսաբան Քրիստոֆեր ՄակԿայը նշել է, որ մեթանոգեն կյանքը գոյություն է ունեցել Տիտանի մակերևույթին, այս փաստը, նրա կարծիքով, նշանակալի ազդեցություն է ունեցել արբանյակի ներքնոլորտի գազերի համակցության վրա. ջրածնի և ացետիլենի պարունակությունը հակառակ դեպքում պետք է զգալիորեն ցածր լիներ[167]:

2010 թվականին Ջոն Հոփքինսի համալսարանի գիտնական Դարել Ստրոբելը նշել է, որ Տիտանի մթնոլորտի վերին շերտերում առկա է մեծ քանակությամբ մոլեկուլար ջրածին: Նա հիմնավորում է, որ այս շերտերից ջրածինը շարժվում է դեպի մակերևույթ մոտավորապես 1028 մոլեկուլ վայրկյանում արագությամբ, և այնուհեև անհետանում է մակերևույթին մոտ: Ինչպես Ստրոբելը նշում է, իր հայտնաբերությունը համահունչ է ՄակԿայի նկարագրած մեթանոգենիկ կյանքի առկայության հետ[167][169][170]: Նույն տարվա ընթացքում մեկ այլ հետազոտություն ցույց է տվել, որ ացետիլենի բազադրությունը Տիտանի մակերևույթի մոտ բավականին ցածր է, այս տվյալները բացատրվել են ՄակԿայի կողմից, որպես համահունչ մակերևույթին ածխաջրածիններով սնվող կյանքի առկայության վարկածի հետ[169]:

Ինչպես ՆԱՍԱ-ն նշել է նորությունների բուլետենում, 2010 թվականի հունիսի հայտնագործությունների մասին՝ "Մինչ այսօր, մեթանի հիմքով կենդանի օրգանիզմները միայն ենթադրյալ են: Գիտնականները դեռևս չեն այս տեսակի կյանք որևիցէ մի վայրում:"[169]: ՆԱՍԱ-ն նաև նշել է, որ՝ "որոշ գիտնականներ հավատում են, որ այս քիմիական տվյալները հիմնավորում են Տիտանի մակերևույթին կյանքի պարզունակ, էկզոտիկ ձևի կամ կյանքի նախատիպերի գոյությունը:"[169]:

2015 թվականի փետրվարին մոդելավորվել է բջջաթաղանթ որը ենթադրաբար կարող է գործել հեղուկ մեթանի միջավայրում Տիտանի վրա: Լինելով ածխածնից, ջրածնից և ազոտից կազմված փոքր մոլեկուլներ, դրանք կունենային նույն կայունությունը և ճկունությունը ինպես և երկրային բջջաթաղանթները, որոնք կազմված են ֆոսֆոլյուպիդներից, ածխածնի, ջրածնի, թթվածնի և ֆոսֆորի միացություններից: Այս ենթադրյալ բջջաթաղանթը անվանվեց "ազոտոսոմ" և "լիպոսոմ"[171][172]:

Խոչնդոտներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Չնայած կյանքի առաջացման համար բոլոր վերը նկարագրված հնարավորություններին, Տիտանի վրա առկա են կյանքի գոյացմանը խոչնդոտող հանգամանքներ: Այս հսկայական հեռավորության վրա Արեգակից, Տիտանը սառած մոլորակ է, և նրա մթնոլորտում պակասում է CO2 գազը: Տիտանի մակերևույթին ջուրը առկա է միայն պինդ վիճակում: Այս խոչնդոտների պատճառով գիտնականները կարծում են, որ Տիտանի վրա կյանքի առաջացումը շատ ավելի անհավանական է համեմատած Երկրի հետ[173]: Սակայն, եթե նույնիսկ կյանքը որպես այդպիսին Տիտանի վրա առկա չէ, նրա վրա առկա կենսաքիմիական իրավիճակը և պայմանները չափազանց մեծ հետաքրքրություն են ներկայացնում երկրային նախակյանքային պայմանների հետազոտության տեսլականում[157]:

Պանսպերմիայի վարկած[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Կա վարկած. որ մեծ աստերոիդ կամ գիսաստղ բախվելով Երկրի հետ իր հետ բերել է մանրեներ, այսպիսով դառնալով մոլորակի վրա կյանքի առաջացման աղբյուր: Այս վարկածը ընկած է պանսպերմիայի տեսության հիմքում: Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ Արեգակնային համակարգում այսպիսի բախումների կիզակետերից մեկն էլ Տիտանն է[174][175]: Մյուս կողմից, Ջոնաթան Լունինը նշում է, որ Տիտանի սառը ածխաջրածնային լճերում ապրող ցանկացած կենդանի օրգանիզմ քիմիականորեն այնքան է տարբերվում Երկրի օրգանիզմներից, որ հնարավոր չէ որ նրանք ունենա մի ընդհանուր նախատիպ[176]:

Ապագա հնարավորություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանի վրա պայմանները կարող են դառնալ շատ ավելի նպաստավոր կյանքի առաջացման համար հեռու ապագայում: Հինգ միլիարդ տարի հետո, երբ Արեգակը կդառնա կարմիր հսկա, նրա ջերմաստիճանը կաճի այնքան, որ Տիտանի մակերևույթի վրա հնարավոր կդառնա հեղուկ ջրի գոյությունը, այսպիսով այն կդառնա բնակելի[177]: Արեգալի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման նվազման հետ մեկտող, Տիտանի վերին մթնոլորտի մշուշը կցրվի, պակասեցնելով հակա-ջերմոցային էֆեկտը և թույլ կտա մթնոլորտային մեթանի կողմից առաջացած ջեմոցային միջավայրի ազդեցությունը ավելի արդյունավել լինել: Այս պայմանները միասին կարող են ստեղծել բնակության համար բավարար պայմաններ, և կարող են պահպանվեմ մի քանի հարյուր միլիոն տարի: Սա բավարար ժամանակ է եղել պարզագույն կյանքի հայտնվելու համար Երկրի վրա, սակայն ամոնյակի առկայությունը Տիտանի վրա կարող է դանդաղեցնել քիմիական ռեակցիաները[178]:

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 է օրիգինալից 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 է օրիգինալից 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 է օրիգինալից 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 է օրիգինալից 2011-08-22-ին։ Վերցված է 2007-08-18 
  9. 9,0 9,1 9,2 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. 10,0 10,1 10,2 10,3 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 է օրիգինալից 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. 20,0 20,1 20,2 20,3 Longstaff Alan (February 2009)։ «Is Titan (cryo)volcanically active?»։ Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19 
  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 է օրիգինալից 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. 41,0 41,1 41,2 Staff (April 3, 2013)։ «NASA team investigates complex chemistry at Titan»։ Phys.Org։ Վերցված է 2013-04-11 
  42. 42,0 42,1 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 է օրիգինալից 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 է օրիգինալից 2011-07-25-ին։ Վերցված է 2007-08-27 
  63. Klotz Irene (28 April 2016)։ «One of Titan's Strange Seas is Pure Methane»։ 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 է օրիգինալից 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 է օրիգինալից 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. 70,0 70,1 «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 
  97. Owen Tobias (2005)։ «Planetary science: Huygens rediscovers Titan»։ Nature 438 (7069): 756–757։ Bibcode:2005Natur.438..756O։ PMID 16363022։ doi:10.1038/438756a 
  98. Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009)։ «Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes»։ Space Science Institute, Boulder, Colorado։ Վերցված է 2009-01-29 
  99. 99,0 99,1 Moore J.M., Pappalardo R.T. (2008)։ «Titan: Callisto With Weather?»։ American Geophysical Union, Fall Meeting 2008 11: 6։ Bibcode:2008AGUFM.P11D..06M 
  100. Neish C.D., Lorenz R.D., O'Brien D.P. (2005)։ «Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications»։ Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur։ Արխիվացված է օրիգինալից August 14, 2007-ին։ Վերցված է 2007-08-27 
  101. Lakdawalla Emily (2008)։ «Genesa Macula Isn't A Dome»։ The Planetary Society։ Վերցված է 2009-01-30 
  102. Sotin C., Jaumann R., Buratti B., Brown R., Clark R., Soderblom L., Baines K., Bellucci G., Bibring J., Capaccioni F., Cerroni P., Combes M., Coradini A., Cruikshank D. P., Drossart P., Formisano V., Langevin Y., Matson D. L., McCord T. B., Nelson R. M., Nicholson P. D., Sicardy B., Lemouelic S., Rodriguez S., Stephan K., Scholz C. K. (2005)։ «Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan»։ Nature 435 (7043): 786–789։ Bibcode:2005Natur.435..786S։ PMID 15944697։ doi:10.1038/nature03596 
  103. LeCorre L., LeMouélic S., Sotin C. (2008)։ «Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan» (PDF)։ Lunar and Planetary Science։ XXXIX 
  104. Shiga David (March 28, 2009)։ «Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes»։ NewScientist 
  105. «Mountain range spotted on Titan»։ BBC News։ December 12, 2006։ Վերցված է 2007-08-06 
  106. «Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon»։ Newswise։ Վերցված է 2008-07-02 
  107. Lovett Richard A. (2010)։ «Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?»։ National Geographic։ Վերցված է 2010-12-19 
  108. «Cassini Spies Titan's Tallest Peaks»։ NASA։ 2016։ Վերցված է 2016-08-12 
  109. Fortes A. D., Grindroda P.M., Tricketta S. K., Vočadloa L. (May 2007)։ «Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism»։ Icarus 188 (1): 139–153։ Bibcode:2007Icar..188..139F։ doi:10.1016/j.icarus.2006.11.002 
  110. Lakdawalla Emily (December 17, 2008)։ «AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?»։ The Planetary Society։ Վերցված է 2010-10-11 
  111. Roe H. G. (2004)։ «A new 1.6-micron map of Titan's surface»։ Geophys. Res. Lett. 31 (17): L17S03։ Bibcode:2004GeoRL..3117S03R։ doi:10.1029/2004GL019871 
  112. Lorenz R. (2003)։ «The Glitter of Distant Seas»։ Science 302 (5644): 403–404։ PMID 14526089։ doi:10.1126/science.1090464 
  113. 113,0 113,1 Goudarzi Sara (May 4, 2006)։ «Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan»։ SPACE.com։ Վերցված է 2007-08-06 
  114. Lorenz R. D. (July 30, 2010)։ «Winds of Change on Titan»։ Science 329 (5991): 519–20։ Bibcode:2010Sci...329..519L։ PMID 20671175։ doi:10.1126/science.1192840 
  115. 115,0 115,1 Lorenz RD, Wall S, Radebaugh J, Boubin G, Reffet E, Janssen M, Stofan E, Lopes R և այլք: (2006)։ «The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes»։ Science 312 (5774): 724–727։ Bibcode:2006Sci...312..724L։ PMID 16675695։ doi:10.1126/science.1123257 
  116. «Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction»։ Spaceref։ 2015։ Վերցված է 2015-04-19 
  117. «Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes»։ JPL, NASA 
  118. Lancaster N. (2006)։ «Linear Dunes on Titan»։ Science 312 (5774): 702–703։ PMID 16675686։ doi:10.1126/science.1126292 
  119. «Titan's Smoggy Sand Grains»։ JPL, NASA։ 2008։ Վերցված է 2008-05-06 
  120. «Dunes on Titan need firm winds to move»։ Spaceref։ 2015։ Վերցված է 2015-04-23 
  121. Benton Julius L. Jr. (2005)։ Saturn and How to Observe It։ London: Springer։ էջեր 141–146։ ISBN 978-1-84628-045-0 
  122. «Classic Satellites of the Solar System»։ Observatorio ARVAL։ Վերցված է 2010-06-28 
  123. 123,0 123,1 «Planetary Satellite Physical Parameters»։ JPL (Solar System Dynamics)։ April 3, 2009։ Վերցված է 2010-06-29 
  124. Kuiper G. P. (1944)։ «Titan: a Satellite with an Atmosphere»։ Astrophysical Journal 100: 378։ Bibcode:1944ApJ...100..378K։ doi:10.1086/144679 
  125. «The Pioneer Missions»։ Pioneer Project։ NASA, Jet Propulsion Laboratory։ March 26, 2007։ Վերցված է 2007-08-19 
  126. «Pioneer XI»։ Photo Index։ NASA։ Վերցված է 2007-08-19 
  127. 127,0 127,1 Bell, Jim (24 February 2015)։ The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission։ Penguin Publishing Group։ էջ 93։ ISBN 978-0-698-18615-6 
  128. Richardson J., Lorenz Ralph D., McEwen Alfred (2004)։ «Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images»։ Icarus 170 (1): 113–124։ Bibcode:2004Icar..170..113R։ doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010 
  129. Lingard Steve, Norris Pat (June 2005)։ «How To Land on Titan» (23)։ Ingenia։ Վերցված է 2009-01-11 
  130. «Cassini at Saturn: Introduction»։ NASA, Jet Propulsion Laboratory։ Վերցված է 2007-09-06 
  131. «Huygens Exposes Titan's Surface»։ Space Today։ Վերցված է 2007-08-19 
  132. «Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010»։ NASA/JPL։ Վերցված է 2010-07-08 
  133. 133,0 133,1 «Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan»։ ESA News, European Space Agency։ January 21, 2005։ Վերցված է 2005-03-28 
  134. «Huygens landing site to be named after Hubert Curien»։ ESA։ March 5, 2007։ Վերցված է 2007-08-06 
  135. Bridenstine Jim (June 27, 2019)։ «New Science Mission to Explore Our Solar System»։ Twitter։ Վերցված է June 27, 2019 
  136. Brown David W. (June 27, 2019)։ «NASA Announces New Dragonfly Drone Mission to Explore Titan - The quadcopter was selected to study the moon of Saturn after a “Shark Tank”-like competition that lasted two and a half years.»։ The New York Times։ Վերցված է June 27, 2019 
  137. Dragonfly: A Rotorcraft Lander Concept for Scientific Exploration at Titan Archived December 22, 2017, at the Wayback Machine. (PDF). Ralph D. Lorenz, Elizabeth P. Turtle, Jason W. Barnes, Melissa G. Trainer, Douglas S. Adams, Kenneth E. Hibbard, Colin Z. Sheldon, Kris Zacny, Patrick N. Peplowski, David J. Lawrence, Michael A. Ravine, Timothy G. McGee, Kristin S. Sotzen, Shannon M. MacKenzie, Jack W. Langelaan, Sven Schmitz, Larry S. Wolfarth, and Peter D. Bedini. Johns Hopkins APL Technical Digest, Pre-publication draft (2017).
  138. «Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission»։ ESA։ 2009։ Արխիվացված օրիգինալից May 23, 2011-ին։ Վերցված է January 30, 2009 
  139. Rincon Paul (February 18, 2009)։ «Jupiter in space agencies' sights»։ BBC News։ Արխիվացված օրիգինալից October 24, 2010-ին 
  140. Stofan Ellen (2010)։ «TiME: Titan Mare Explorer»։ Caltech։ Արխիվացված է օրիգինալից March 30, 2012-ին։ Վերցված է August 17, 2011 
  141. Taylor Kate (May 9, 2011)։ «NASA picks project shortlist for next Discovery mission»։ TG Daily։ Արխիվացված օրիգինալից September 4, 2012-ին։ Վերցված է May 20, 2011 
  142. Greenfieldboyce Nell (September 16, 2009)։ «Exploring A Moon By Boat»։ National Public Radio (NPR)։ Արխիվացված օրիգինալից August 25, 2012-ին։ Վերցված է November 8, 2009 
  143. «NASA Announces Three New Mission Candidates»։ NASA Discovery Program։ May 5, 2011։ Արխիվացված է օրիգինալից November 18, 2016-ին։ Վերցված է June 13, 2017 
  144. «Let's go sailing on lakes of Titan!»։ November 1, 2009։ Արխիվացված է օրիգինալից October 10, 2012-ին 
  145. «AVIATR: An Airplane Mission for Titan»։ Universetoday.com։ January 2, 2012։ Արխիվացված օրիգինալից March 28, 2013-ին։ Վերցված է February 26, 2013 
  146. «Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon»։ NBC News։ January 10, 2012։ Արխիվացված օրիգինալից April 13, 2014-ին։ Վերցված է February 26, 2013 
  147. Urdampilleta I., Prieto-Ballesteros O., Rebolo R. և այլք:, eds. (2012)։ «TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer»։ European Planetary Science Congress 2012։ 7, EPSC2012-64 2012։ EPSC Abstracts։ Արխիվացված օրիգինալից October 12, 2012-ին։ Վերցված է October 10, 2012 
  148. Landau Elizabeth (October 9, 2012)։ «Probe would set sail on a Saturn moon»։ CNN – Light Years։ Արխիվացված օրիգինալից June 19, 2013-ին։ Վերցված է October 10, 2012 
  149. Sotin C., Altwegg K., Brown R. H. (2011)։ JET: Journey to Enceladus and Titan (PDF)։ 42nd Lunar and Planetary Science Conference։ Lunar and Planetary Institute։ Արխիվացված օրիգինալից April 15, 2015-ին 
  150. Matousek Steve, Sotin Christophe, Goebel Dan, Lang Jared (June 18–21, 2013)։ JET: Journey to Enceladus and Titan (PDF)։ Low Cost Planetary Missions Conference։ California Institute of Technology։ Արխիվացված օրիգինալից March 4, 2016-ին 
  151. Kane Van (April 3, 2014)։ «Discovery Missions for an Icy Moon with Active Plumes»։ The Planetary Society։ Արխիվացված օրիգինալից April 16, 2015-ին։ Վերցված է April 9, 2015 
  152. Hall Loura (May 30, 2014)։ «Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken»։ Արխիվացված օրիգինալից July 30, 2015-ին 
  153. Lewin Sarah (July 15, 2015)։ «NASA Funds Titan Submarine, Other Far-Out Space Exploration Ideas»։ Space.com։ Արխիվացված օրիգինալից August 4, 2015-ին 
  154. Lorenz, R. D.; Oleson, S.; Woytach, J.; Jones, R.; Colozza, A.; Schmitz, P.; Landis, G.; Paul, M.; and Walsh, J. (March 16–20, 2015). "Titan Submarine: Vehicle Design and Operations Concept for the Exploration of the Hydrocarbon Seas of Saturn's Giant Moon", 46th Lunar and Planetary Science Conference, The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1832, p.1259
  155. Hartwig, J., et al., (June 24–26, 2015). "Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken Mare", 26th Space Cryogenics Workshop, Phoenix, Arizona. link to NASA Report. Retrieved June 13, 2017.
  156. 156,0 156,1 Mckay, Chris (2010)։ «Have We Discovered Evidence For Life On Titan»։ New Mexico State University, College of Arts and Sciences, Department of Astronomy։ Վերցված է 2014-05-15 
  157. 157,0 157,1 Raulin F. (2005)։ «Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations»։ Space Science Review 116 (1–2): 471–487։ Bibcode:2005SSRv..116..471R։ doi:10.1007/s11214-005-1967-x 
  158. Staff (October 4, 2010)։ «Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water»։ ScienceDaily։ Վերցված է 2010-10-05 
  159. Raulin F., Owen T. (2002)։ «Organic chemistry and exobiology on Titan»։ Space Science Review 104 (1–2): 377–394։ Bibcode:2002SSRv..104..377R։ doi:10.1023/A:1023636623006 
  160. Staff (October 8, 2010)։ «Titan's haze may hold ingredients for life»։ Astronomy։ Արխիվացված օրիգինալից September 23, 2015-ին։ Վերցված է October 14, 2010 
  161. Desai, R. T., A. J. Coates, A. Wellbrock, V. Vuitton & D. González-Caniulef (2017)։ «Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere»։ Astrophys. J. Lett. 844 (2): L18։ Bibcode:2017ApJ...844L..18D։ arXiv:1706.01610։ doi:10.3847/2041-8213/aa7851 
  162. Wall Mike (July 28, 2017)։ «Saturn Moon Titan Has Molecules That Could Help Make Cell Membranes»։ Space.com։ Արխիվացված օրիգինալից July 29, 2017-ին։ Վերցված է July 29, 2017 
  163. Palmer, Maureen Y. (July 28, 2017)։ «ALMA detection and astrobiological potential of vinyl cyanide on Titan»։ Science Advances 3 (7): e1700022։ Bibcode:2017SciA....3E0022P։ PMC 5533535 ։ PMID 28782019։ doi:10.1126/sciadv.1700022 
  164. Kaplan Sarah (August 8, 2017)։ «This weird moon of Saturn has some essential ingredients for life»։ Washington Post։ Արխիվացված օրիգինալից August 8, 2017-ին։ Վերցված է August 8, 2017 
  165. Artemivia N., Lunine J (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 
  166. Lovett Richard A. (March 20, 2008)։ «Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean»։ National Geographic 
  167. 167,0 167,1 167,2 167,3 McKay C. P., Smith H. D. (2005)։ «Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan»։ Icarus 178 (1): 274–276։ Bibcode:2005Icar..178..274M։ doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018 
  168. 168,0 168,1 168,2 «The Limits of Organic Life in Planetary Systems»։ Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems, Committee on the Origins and Evolution of Life, National Research Council։ The National Academies Press։ 2007։ էջ 74 
  169. 169,0 169,1 169,2 169,3 169,4 «What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?»։ NASA/JPL։ 2010։ Վերցված է 2010-06-06 
  170. Strobel Darrell F. (2010)։ «Molecular hydrogen in Titan's atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions» (PDF)։ Icarus 208 (2): 878–886։ Bibcode:2010Icar..208..878S։ doi:10.1016/j.icarus.2010.03.003։ Արխիվացված է օրիգինալից August 24, 2012-ին 
  171. Life 'not as we know it' possible on Saturn's moon Titan
  172. Stevenson James, Lunine Jonathan, Clancy Paulette (27 Feb 2015)։ «Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome»։ Science Advances 1 (1): e1400067։ Bibcode:2015SciA....114067S։ PMID 26601130։ doi:10.1126/sciadv.1400067 
  173. «Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory»։ Astrobiology Magazine։ August 11, 2004։ Արխիվացված է օրիգինալից 2004-08-28-ին։ Վերցված է 2004-08-11 
  174. «Earth could seed Titan with life»։ BBC News։ March 18, 2006։ Վերցված է 2007-03-10 
  175. Gladman Brett, Dones Luke, Levinson Harold F., Burns Joseph A. (2005)։ «Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System»։ Astrobiology 5 (4): 483–496։ Bibcode:2005AsBio...5..483G։ PMID 16078867։ doi:10.1089/ast.2005.5.483 
  176. Lunine Jonathan (2008)։ «Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity» (PDF)։ Proceedings of the American Philosophical Society 153 (4): 403։ Bibcode:2009arXiv0908.0762L։ arXiv:0908.0762։ Արխիվացված է օրիգինալից 2012-11-14-ին  copy at archive.org
  177. The National Air and Space Museum (2012)։ «Climate Change in the Solar System»։ Վերցված է 2012-01-14 
  178. Lorenz Ralph D., Lunine Jonathan I., McKay Christopher P. (1997)։ «Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon» (PDF)։ NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona։ Վերցված է 2008-03-21 

Գրականություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]