Атмосфера Титана

Атмосфера Титана
	Полноцветное изображение слоев дымки в атмосфере Титана.
Общая информация
Среднее поверхностное давление	1,5 бар (147 кПа )
Химические виды	Молярная фракция
Состав
Азот	94.2%
Метан	5.65%
Водород	0.099%
Аргон	0.0043%

Атмосфера Титана – это плотный слой газов, окружающий Титан , самый большой спутник Сатурна . Титан — единственный естественный спутник Солнечной системы с атмосферой , более плотной, чем атмосфера Земли , и один из двух лун с атмосферой, достаточно значительной, чтобы определять погоду (второй — атмосфера Тритона ). ^{[ 4 ]} Нижняя атмосфера Титана состоит в основном из азота (94,2%), метана (5,65%) и водорода (0,099%). ^{[ 2 ]} Есть следы других углеводородов, таких как этан , диацетилен , метилацетилен , ацетилен , пропан , ПАУ. ^{[ 5 ]} и других газов, таких как цианоацетилен , цианистый водород , диоксид углерода , окись углерода , циан , ацетонитрил , аргон и гелий . ^{[ 3 ]} Изотопное исследование соотношения изотопов азота также предполагает, что ацетонитрил может присутствовать в количествах, превышающих цианистый водород и цианоацетилен . ^{[ 6 ]} Давление на поверхности примерно на 50% выше, чем на Земле, и составляет 1,5 бар (147 кПа). ^{[ 1 ]} которая находится вблизи тройной точки метана и позволяет иметь газообразный метан в атмосфере и жидкий метан на поверхности. ^{[ 7 ]} Оранжевый цвет, видимый из космоса, создается другими, более сложными химическими веществами в небольших количествах, возможно, толинами , смолоподобными органическими осадками. ^{[ 8 ]}

История наблюдений

О наличии значительной атмосферы впервые заподозрил испанский астроном Сола , который наблюдал отчетливое затемнение края Титана Хосеп Комас-и - в 1903 году в обсерватории Фабра в Барселоне , Каталония . ^{[ 9 ]} Это наблюдение было подтверждено голландским астрономом Джерардом П. Койпером в 1944 году с использованием спектроскопического метода , который позволил оценить атмосферное парциальное давление метана . порядка 100 миллибар (10 кПа) ^{[ 10 ]} Последующие наблюдения 1970-х годов показали, что цифры Койпера были значительно занижены; содержание метана в атмосфере Титана было в десять раз выше, а давление на поверхности было как минимум вдвое выше, чем он предсказывал. Высокое поверхностное давление означало, что метан мог составлять лишь небольшую часть атмосферы Титана. ^{[ 11 ]} В 1980 году «Вояджер-1» провел первые подробные наблюдения за атмосферой Титана, показав, что давление на его поверхности было выше, чем у Земли, и составляло 1,5 бара (примерно в 1,48 раза больше, чем у Земли). ^{[ 12 ]}

Совместная миссия НАСА/ЕКА «Кассини-Гюйгенс» предоставила огромное количество информации о Титане и системе Сатурна в целом с момента выхода на орбиту 1 июля 2004 года. Было установлено, что содержание изотопов в атмосфере Титана свидетельствует о том, что обильный азот в атмосфере произошло из материалов облака Оорта , связанных с кометами , а не из материалов, которые сформировали Сатурн в более ранние времена. ^{[ 13 ]} Было установлено, что сложные органические химические вещества . на Титане могли возникнуть ^{[ 14 ]} в том числе полициклические ароматические углеводороды , ^{[ 15 ]}^{[ 5 ]} пропилен , ^{[ 16 ]} и метан . ^{[ 17 ]}^{[ 18 ]}

Миссия NASA Dragonfly планирует посадить большой летательный аппарат на Титан в 2034 году. ^{[ 19 ]} Миссия будет изучать обитаемость Титана и химический состав пребиотиков в различных местах. ^{[ 20 ]} Самолет, похожий на дрон, будет выполнять измерения геологических процессов, а также состава поверхности и атмосферы. ^{[ 21 ]}

Обзор

Наблюдения с космических зондов «Вояджер» показали, что атмосфера Титана плотнее земной , а давление на поверхности примерно в 1,48 раза выше земного. ^{[ 12 ]} Атмосфера Титана примерно в 1,19 раза массивнее всей Земли. ^{[ 22 ]} или примерно в 7,3 раза массивнее в расчете на площадь поверхности. Он поддерживает непрозрачные слои дымки, которые блокируют большую часть видимого света от Солнца и других источников и делают детали поверхности Титана неясными. Атмосфера настолько плотная, а гравитация настолько низкая, что люди могли летать сквозь нее, взмахивая «крыльями», прикрепленными к их рукам. ^{[ 23 ]} Меньшая гравитация Титана означает, что его атмосфера гораздо более протяженная, чем у Земли; даже на расстоянии 975 км космическому кораблю Кассини пришлось вносить коррективы, чтобы поддерживать стабильную траекторию против атмосферного сопротивления. ^{[ 24 ]} Атмосфера Титана непрозрачна для многих длин волн , и полный спектр отражения поверхности невозможно получить извне. ^{[ 25 ]} Лишь после прибытия Кассини-Гюйгенса в 2004 году были получены первые прямые изображения поверхности Титана. Зонд «Гюйгенс» не смог определить направление Солнца во время его спуска, и хотя он смог делать снимки с поверхности, команда «Гюйгенс» сравнила этот процесс с «съемкой асфальтовой парковки в сумерках». ^{[ 26 ]}

Вертикальная структура

Схема атмосферы Титана

Вертикальная структура атмосферы Титана аналогична земной. У них обоих есть тропосфера, стратосфера, мезосфера и термосфера. Однако более низкая поверхностная гравитация Титана создает более протяженную атмосферу. ^{[ 27 ]} с масштабной высотой 15–50 км (9–31 миль) по сравнению с 5–8 км (3,1–5 миль) на Земле. ^{[ 7 ]} Данные «Вояджера» в сочетании с данными «Гюйгенса» и радиационно-конвективными моделями обеспечивают лучшее понимание структуры атмосферы Титана. ^{[ 28 ]}

Тропосфера: это слой, в котором на Титане наблюдается большая часть погоды. Поскольку метан конденсируется из атмосферы Титана на больших высотах, его содержание увеличивается ниже тропопаузы на высоте 32 км (20 миль), выравниваясь на уровне 4,9% на расстоянии 8 км (5 миль) от поверхности. ^{[ 29 ]}^{[ 30 ]} В тропосфере наблюдаются метановые дожди, туманные осадки и различные слои облаков.
Стратосфера: состав атмосферы в стратосфере на 98,4% состоит из азота — единственной плотной, богатой азотом атмосферы в Солнечной системе, кроме земной, — а остальные 1,6% состоят в основном из метана (1,4%) и водорода (0,1–0,2%). . ^{[ 29 ]} Основной слой толиновой дымки находится в стратосфере на высоте около 100–210 км (62–130 миль). В этом слое атмосферы наблюдается сильная температурная инверсия, вызванная дымкой из-за высокого отношения коротковолновой к инфракрасной непрозрачности. ^{[ 2 ]}
Мезосфера: отдельный слой дымки находится на высоте около 450–500 км (280–310 миль) внутри мезосферы . Температура в этом слое аналогична температуре термосферы из -за остывания линий цианида водорода (HCN). ^{[ 31 ]}
Термосфера: производство частиц начинается в термосфере. ^{[ 7 ]} К такому выводу пришли после обнаружения и измерения тяжелых ионов и частиц. ^{[ 32 ]} Это также был самый близкий подход Кассини к атмосфере Титана.
Ионосфера: Титана ионосфера также более сложна, чем земная: основная ионосфера находится на высоте 1200 км (750 миль), но с дополнительным слоем заряженных частиц на высоте 63 км (39 миль). Это в некоторой степени разделяет атмосферу Титана на две отдельные радиорезонансные камеры. Источник естественных волн крайне низкой частоты (ELF) на Титане, обнаруженный Кассини -Гюйгенс , неясен, поскольку, по-видимому, там не наблюдается молниеносной активности. Основными источниками ионосферы Титана являются солнечное излучение , магнитосферные электроны и ионы Сатурна ( $H_{2}^{+}$ , $H^{+}$ , $O^{+}$ ), дрейфующие вдоль силовых линий магнитного поля, и галактические космические лучи (подробнее см. ^{[ 33 ]} ).

Состав и химия атмосферы

Химический состав атмосферы Титана разнообразен и сложен. В каждом слое атмосферы происходят уникальные химические взаимодействия, которые затем взаимодействуют с другими подслоями атмосферы. света Солнца Например, считается, что углеводороды образуются в верхних слоях атмосферы Титана в результате реакций, возникающих в результате распада метана под действием ультрафиолетового , что приводит к образованию густого оранжевого смога. ^{[ 34 ]} В таблице ниже показаны механизмы производства и потери наиболее распространенных молекул, полученных фотохимическим путем в атмосфере Титана. ^{[ 7 ]}

Химия в атмосфере Титана
Молекула	Производство	Потеря
Водород	Фотолиз метана	Побег
Окись углерода	${\ce {O + CH3->H2CO + H}}$ ${\ce {H2CO + h\nu->CO + H2/2H}}$	${\ce {CO + OH->CO2 + H}}$
Этан	${\ce {2CH3 + M->C2H6 + M}}$	Конденсат
Ацетилен	${\ce {C2H + CH4->C2H2 + CH3}}$	${\ce {C2H2 + h\nu->C2H + H}}$ Конденсат
Пропан	${\ce {CH3 + C2H5 + M->C3H8 + M}}$	Конденсат
Этилен	${\ce {CH + CH4->C2H4 + H}}$ ${\ce {CH2 + CH3->C2H4 + H}}$	${\ce {C2H4 + h\nu->C2H2 + H2/2H}}$
Цианид водорода	${\ce {N + CH3->H2CN + H}}$ ${\ce {H2CN + H->HCN + H2}}$	Конденсат
углекислый газ	${\ce {CO + OH->CO2 + H}}$	Конденсат
Метилацетилен	${\ce {CH + C2H4->CH3CCH + H}}$	${\ce {CH3CCH + h\nu->C3H3 + H}}$ ${\ce {H + CH3CCH->C3H5}}$
Диацетилен	${\ce {C2H + C2H2->C4H2 + H}}$	${\ce {C4H2 + h\nu->C4H + H}}$

Облако в искусственных цветах над северным полюсом Титана.

Магнитное поле

Титана Внутреннее магнитное поле незначительно и, возможно, даже отсутствует, хотя исследования 2008 года показали, что Титан сохраняет остатки магнитного поля Сатурна в те краткие моменты, когда он проходит за пределы магнитосферы Сатурна и подвергается непосредственному воздействию солнечного ветра . ^{[ 35 ]}^{[ 36 ]} Это может ионизировать и унести некоторые молекулы из верхних слоев атмосферы. Один интересный случай был обнаружен как пример воздействия выброса корональной массы на магнитосферу Сатурна, в результате чего орбита Титана подверглась воздействию потрясенного солнечного ветра в магнитослое. Это приводит к увеличению выпадения частиц и образованию экстремальных плотностей электронов в ионосфере Титана. ^{[ 37 ]} Его орбитальное расстояние в 20,3 радиуса Сатурна иногда помещает его в магнитосферу Сатурна . Однако разница между периодом вращения Титана Сатурна (10,7 часов) и периодом обращения (15,95 дней) приводит к относительной скорости и Титаном около 100 км/с Сатурна между намагниченной плазмой . ^{[ 36 ]} Это может фактически усилить реакции, вызывающие потери атмосферы, вместо того, чтобы защищать атмосферу от солнечного ветра . ^{[ 38 ]}

Химия ионосферы

В ноябре 2007 года ученые обнаружили в ионосфере Титана отрицательные ионы, масса которых примерно в 13 800 раз превышает массу водорода, которые, как полагают, падают в нижние области, образуя оранжевую дымку, закрывающую поверхность Титана. ^{[ 39 ]} Меньшие отрицательные ионы были идентифицированы как анионы с линейной углеродной цепью , а более крупные молекулы имеют более сложную структуру, возможно, производную бензола . ^{[ 40 ]} Эти отрицательные ионы, по-видимому, играют ключевую роль в образовании более сложных молекул, которые, как полагают, являются толинами , и могут составлять основу полициклических ароматических углеводородов , цианополиинов и их производных. Примечательно, что ранее было показано, что подобные отрицательные ионы усиливают производство более крупных органических молекул в молекулярных облаках за пределами нашей Солнечной системы. ^{[ 41 ]} сходство, которое подчеркивает возможную более широкую значимость отрицательных ионов Титана. ^{[ 42 ]}

Вихрь Южного полюса Титана — закрученное облако газа HCN (29 ноября 2012 г.).

Атмосферная циркуляция

Обнаружена закономерность циркуляции воздуха, текущей в направлении вращения Титана, с запада на восток. Кроме того, обнаружены сезонные изменения атмосферной циркуляции. Наблюдения за атмосферой, сделанные Кассини в 2004 году, также позволяют предположить, что Титан представляет собой «суперротатор», как и Венера , с атмосферой, которая вращается намного быстрее, чем его поверхность. ^{[ 43 ]} Циркуляция атмосферы объясняется большой циркуляцией Хэдли , происходящей от полюса к полюсу. ^{[ 2 ]}

Метановый цикл

Титановые облака

Облака (4 ноября 2022 г.)

Облака (6 ноября 2022 г.)

Подобно гидрологическому циклу на Земле, на Титане существует метановый цикл. ^{[ 44 ]}^{[ 45 ]} Этот цикл метана приводит к образованию поверхностных образований, напоминающих образования, которые мы находим на Земле. Озера метана и этана встречаются в полярных регионах Титана. Метан конденсируется в облаках в атмосфере, а затем выпадает на поверхность. Этот жидкий метан затем стекает в озера. Некоторая часть метана в озерах со временем испарится и снова сформирует облака в атмосфере, начав процесс заново. Однако, поскольку метан теряется в термосфере, должен быть источник метана для пополнения атмосферного метана. ^{[ 45 ]} Энергия Солнца должна была преобразовать все следы метана в атмосфере Титана в более сложные углеводороды в течение 50 миллионов лет — короткое время по сравнению с возрастом Солнечной системы. Это говорит о том, что метан должен каким-то образом пополняться из резервуара на самом Титане или внутри него. Большая часть метана на Титане находится в атмосфере. Метан транспортируется через холодную ловушку в тропопаузе. ^{[ 46 ]} Поэтому циркуляция метана в атмосфере влияет на радиационный баланс и химический состав других слоев атмосферы. Если на Титане есть резервуар метана, цикл будет стабильным только в геологических временных масштабах. ^{[ 7 ]}

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

Доказательства того, что атмосфера Титана содержит более чем в тысячу раз больше метана, чем угарного газа , по-видимому, исключают значительный вклад от ударов комет, поскольку кометы состоят из большего количества угарного газа, чем метана. То, что Титан мог аккрецировать атмосферу из ранней туманности Сатурна во время формирования, также кажется маловероятным; в таком случае он должен иметь содержание в атмосфере, подобное солнечной туманности, включая водород и неон . ^{[ 47 ]} Многие астрономы предполагают, что метан в атмосфере Титана находится внутри самого Титана и выделяется в результате извержений криовулканов . ^{[ 48 ]}^{[ 49 ]}^{[ 50 ]}

Другим возможным источником пополнения метана в атмосфере Титана являются клатраты метана . ^{[ 51 ]} Клатраты — это соединения, в которых частица газа окружена ледяной решеткой, подобно клетке. В этом случае газ метан окружен кристаллической клеткой воды. ^{[ 52 ]} Эти клатраты метана могли присутствовать под ледяной поверхностью Титана, образовавшись гораздо раньше в истории Титана. ^{[ 53 ]} В результате диссоциации клатратов метана метан может выделяться в атмосферу, пополняя запасы. ^{[ 52 ]}^{[ 51 ]}

1 декабря 2022 года астрономы сообщили, что наблюдали облака, вероятно состоящие из метана , движущиеся по Титану, с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба . ^{[ 54 ]}^{[ 55 ]}

Полярные облака, состоящие из метана , на Титане (слева) в сравнении с полярными облаками на Земле (справа).

Дневное и сумеречное небо (восход/закат).

Ожидается, что яркость неба и условия наблюдения будут сильно отличаться от земных и марсианских из-за большего расстояния Титана от Солнца (~ 10 а.е. ) и сложных слоев дымки в его атмосфере. Видео с моделями яркости неба показывают, как может выглядеть типичный солнечный день на поверхности Титана на основе моделей переноса излучения . ^{[ 56 ]}

Для астронавтов, которые видят видимым светом , дневное небо имеет отчетливо темно-оранжевый цвет и кажется однородным во всех направлениях из-за значительного рассеяния Ми от множества слоев дымки на больших высотах. ^{[ 56 ]} По расчетам, дневное небо примерно в 100–1000 раз тусклее, чем дневное небо на Земле. ^{[ 56 ]} что похоже на условия наблюдения густого смога или густого дыма от пожара . на Ожидается, что закаты Титане станут «неутешительным событием». ^{[ 56 ]} где Солнце исчезает примерно на полпути в небе (около 50° над горизонтом ) без явного изменения цвета. После этого небо будет медленно темнеть, пока не наступит ночь. Однако ожидается, что поверхность останется такой же яркой, как полная Луна , в течение 1 земного дня после захода Солнца . ^{[ 56 ]}

В ближнем инфракрасном свете закаты напоминают марсианский закат или закат в пыльной пустыне. ^{[ 56 ]} Рассеяние Ми оказывает более слабое влияние на более длинных длинах волн инфракрасного диапазона, что позволяет создавать более красочные и изменчивые условия неба. В дневное время Солнце имеет заметную солнечную корону , цвет которой во второй половине дня меняет цвет с белого на «красный». ^{[ 56 ]} Яркость дневного неба примерно в 100 раз тусклее, чем на Земле. ^{[ 56 ]} Ожидается, что с приближением вечера Солнце скроется довольно близко к горизонту. Оптическая толщина атмосферы Титана самая низкая и составляет 5 микрон . ^{[ 57 ]} Так, Солнце на расстоянии 5 микрон может быть видно даже тогда, когда оно находится ниже горизонта из-за атмосферной рефракции . Подобно изображениям марсианских закатов , полученным марсианскими марсоходами веерообразная корона из-за рассеяния дымки или пыли на больших высотах. , видно, что над Солнцем развивается ^{[ 56 ]}

Что касается Сатурна , то планета почти зафиксирована в своем положении на небе, поскольку орбита Титана приливно зафиксирована вокруг Сатурна. Однако за год Титана происходит небольшое движение с востока на запад на 3° из-за эксцентриситета орбиты . ^{[ 58 ]} похож на аналемму на Земле. Солнечный свет, отраженный от Сатурна, Saturnshine, примерно в 1000 раз слабее, чем солнечная инсоляция на поверхности Титана. ^{[ 58 ]} Хотя Сатурн на небе кажется в несколько раз больше, чем Луна на земном небе, в дневное время контур Сатурна замаскирован более ярким Солнцем. Сатурн может стать видимым ночью, но только на длине волны 5 микрон. Это связано с двумя факторами: небольшой оптической толщиной атмосферы Титана в 5 микрон. ^{[ 57 ]}^{[ 59 ]} и сильные 5-микронные выбросы с ночной стороны Сатурна. ^{[ 60 ]} В видимом свете Сатурн сделает небо на стороне Титана, обращенной к Сатурну, немного ярче, подобно пасмурной ночи с полной луной на Земле. ^{[ 56 ]}^{[ 58 ]} Кольца Сатурна скрыты от глаз из-за совмещения плоскости орбиты Титана и плоскости колец. ^{[ 58 ]} Ожидается, что Сатурн покажет фазы, подобные фазам Венеры на Земле, которые частично освещают поверхность Титана в ночное время, за исключением затмений . ^{[ 58 ]}

Из космоса , изображения Кассини в диапазоне от ближнего инфракрасного до ультрафиолетового диапазона показали, что периоды сумерек ( фазовые углы > 150°) ярче чем дневное время на Титане. ^{[ 61 ]} Это наблюдение не наблюдалось ни на одном другом планетарном теле с толстой атмосферой. ^{[ 61 ]} Титанские сумерки, затмевающие дневную сторону, вызваны сочетанием атмосферы Титана, простирающейся на сотни километров над поверхностью, и интенсивного рассеяния Ми вперед из дымки. ^{[ 61 ]} Модели переноса излучения не воспроизвели этот эффект. ^{[ 56 ]}

Антипарниковый эффект

В атмосфере Титана антипарниковый эффект формирует климат Луны и условия на поверхности. В отличие от Земли, где парниковые газы поглощают и переизлучают солнечную энергию, нагревая планету, атмосфера Титана работает по-другому из-за высокой концентрации метана, особенно в стратосфере . ^{[ нужна ссылка ]} Этот метан действует как «антипарниковый газ», поглощая часть поступающей солнечной энергии, прежде чем она достигнет поверхности, что приводит к более низким температурам поверхности, чем если бы метана было меньше.

При сравнении профилей температуры атмосферы Земли ^{[ 62 ]} и Титан, ^{[ 63 ]} появляются резкие контрасты. На Земле температура обычно повышается по мере уменьшения высоты с 80 до 60 километров над поверхностью. Напротив, температурный профиль Титана показывает снижение в том же диапазоне высот. Это изменение во многом связано с различным воздействием парникового и антипарникового эффектов в атмосферах Земли и Титана соответственно. ^{[ нужна ссылка ]}

Более того, динамика магнитосферы Сатурна может также влиять на распределение антипарниковых газов и их оседание в атмосфере Титана, потенциально вызывая сезонные или временные изменения плотности дымки. ^{[ нужна ссылка ]} Такие изменения могут незначительно изменить тепловой баланс Титана, тем самым косвенно влияя на антипарниковый эффект. Титан вращается внутри магнитосферы Сатурна примерно 95% своего орбитального периода. ^{[ 64 ]} В это время заряженные частицы, попавшие в магнитосферу, взаимодействуют с верхними слоями атмосферы Титана, когда Луна проходит мимо, что приводит к образованию более плотной дымки. Следовательно, изменчивость магнитного поля Сатурна в течение примерно 30-летнего орбитального периода может вызвать изменения в этих взаимодействиях, потенциально увеличивая или уменьшая плотность дымки. ^{[ нужна ссылка ]}

Хотя большинство наблюдаемых изменений в атмосфере Титана во время его орбитального периода обычно объясняются его прямым взаимодействием с солнечным светом, считается, что влияние магнитосферных изменений Сатурна играет немаловажную роль. Взаимодействие между атмосферой Титана и магнитной средой Сатурна подчеркивает сложное взаимодействие между небесными телами и их атмосферами, раскрывая динамическую систему, сформированную как внутренними химическими процессами, так и внешними астрономическими условиями; будущие исследования, если они будут проведены, могут помочь доказать (или опровергнуть) влияние изменяющейся магнитосферы на плотную атмосферу, такую как атмосфера Титана. ^{[ нужна ссылка ]}

Эволюция атмосферы

Сохранение плотной атмосферы на Титане было загадочным, поскольку атмосферы структурно подобных , Ганимеда спутников Юпитера и Каллисто , незначительны . Хотя это различие до сих пор плохо изучено, данные недавних миссий предоставили основные ограничения на эволюцию атмосферы Титана.

Грубо говоря, на расстоянии Сатурна солнечная инсоляция и солнечного ветра поток достаточно малы, поэтому элементы и соединения летучие на планетах земной группы имеют тенденцию накапливаться во всех трех фазах . ^{[ 65 ]} поверхности Титана Температура также довольно низкая, около 94 К (–179 C/–290 F). ^{[ 66 ]}^{[ 67 ]} Следовательно, массовые доли веществ, которые могут стать составляющими атмосферы, на Титане гораздо больше, чем на Земле . Фактически, современные интерпретации предполагают, что только около 50% массы Титана составляют силикаты . ^{[ 68 ]} а остальная часть состоит в основном из различных _{H 2} O ( вода ) льдов и NH ₃ ·H ₂ O ( аммиака гидраты ). NH ₃ , который может быть первоначальным источником атмосферного N ₂ ( динитрогена ) Титана, может составлять до 8% массы NH ₃ ·H ₂ O. Титан, скорее всего, дифференцирован на слои, где слой жидкой воды подо льдом I _h может быть богат NH ₃ . ^{[ жаргон ]}

Атмосфера Титана, подсвеченная Солнцем, позади которой находятся кольца Сатурна . Внешний слой дымки сверху сливается с северным полярным колпаком.

Зимнее полушарие Титана (вверху) немного темнее в видимом свете из-за высотной дымки.

Доступны предварительные ограничения, при этом текущие потери в основном связаны с низкой гравитацией. ^{[ 69 ]} и солнечный ветер ^{[ 70 ]} с помощью фотолиза . Утрату ранней атмосферы Титана можно оценить с помощью ¹⁴Н– ¹⁵ N Изотопное соотношение , поскольку чем легче ¹⁴N преимущественно теряется из верхних слоев атмосферы при фотолизе и нагревании. Потому что Титан оригинал ¹⁴Н– ¹⁵Соотношение N плохо ограничено, ранняя атмосфера могла содержать больше N ₂ в диапазоне от 1,5 до 100 раз с уверенностью только в меньшем коэффициенте. ^{[ 69 ]} Поскольку N ₂ является основным компонентом (98%) атмосферы Титана, ^{[ 71 ]} изотопное соотношение предполагает, что большая часть атмосферы была потеряна за геологическое время . Тем не менее, атмосферное давление на его поверхности по-прежнему почти в 1,5 раза превышает земное, поскольку изначально оно имело пропорционально более высокий нестабильный баланс, чем Земля или Марс . ^{[ 67 ]} Вполне возможно, что большая часть атмосферных потерь произошла в течение 50 миллионов лет после аккреции в результате высокоэнергетического выброса легких атомов, унесшего большую часть атмосферы ( гидродинамический выброс ). ^{[ 70 ]} (XUV) фотонов раннего Солнца Такое событие может быть вызвано эффектами нагрева и фотолиза более высокого излучения рентгеновских и ультрафиолетовых .

Поскольку Каллисто и Ганимед структурно похожи на Титан, неясно, почему их атмосферы незначительны по сравнению с Титаном. Тем не менее, происхождение N ₂ Титана посредством геологически древнего фотолиза аккрецированного и дегазированного NH ₃ , в отличие от дегазации N ₂ из аккреционных клатратов , может быть ключом к правильному выводу. Если бы N ₂ освободился из клатратов, ³⁶Ар и ³⁸Ar, являющиеся инертными первичными изотопами Солнечной системы, также должен присутствовать в атмосфере, но ни один из них не был обнаружен в значительных количествах. ^{[ 72 ]} Незначительная концентрация ³⁶Ар и ³⁸Ar также указывает на то, что температура ~40 К, необходимая для захвата их и N ₂ в клатратах, не существовала в субтуманности Сатурна . Вместо этого температура могла быть выше 75 К, ограничивая даже накопление NH ₃ в виде гидратов . ^{[ 73 ]} В субтуманности Юпитера температура была бы еще выше из-за большего гравитационного потенциального энерговыделения , массы и близости к Солнцу, что значительно уменьшило запасы NH ₃ , накопленные Каллисто и Ганимедом. Образовавшаяся в результате атмосфера N ₂ могла оказаться слишком тонкой, чтобы выдержать эффекты атмосферной эрозии, которым выдержал Титан. ^{[ 73 ]}

Альтернативное объяснение состоит в том, что удары комет высвобождают больше энергии на Каллисто и Ганимеде, чем на Титане, из-за более сильного гравитационного поля Юпитера . Это могло бы разрушить атмосферу Каллисто и Ганимеда, тогда как кометный материал фактически создал бы атмосферу Титана. Однако ²ЧАС- ¹Отношение H (т. е. D – H) в атмосфере Титана составляет (2,3 ± 0,5) × 10. ⁻⁴, ^{[ 72 ]} почти в 1,5 раза ниже, чем у комет . ^{[ 71 ]} Разница предполагает, что кометный материал вряд ли будет основным источником атмосферы Титана. ^{[ 7 ]}^{[ 74 ]} Атмосфера Титана также содержит в тысячу раз больше метана, чем угарного газа , что подтверждает идею о том, что кометный материал не является вероятным вкладчиком, поскольку кометы состоят из большего количества угарного газа, чем метана.

Титан - три пыльные бури, обнаруженные в 2009–2010 годах. ^{[ 75 ]}

См. также

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б Линдал, Г.Ф.; Вуд, GE; Хотц, Х.Б.; Свитнэм, DN; Эшлеман, ВР; Тайлер, GL (1 февраля 1983 г.). «Атмосфера Титана: анализ измерений радиозатмения «Вояджера-1». Икар . 53 (2): 348–363. Бибкод : 1983Icar...53..348L . дои : 10.1016/0019-1035(83)90155-0 . ISSN 0019-1035 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Кэтлинг, Дэвид К.; Кастинг, Джеймс Ф. (10 мая 2017 г.). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-84412-3 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Ниманн, HB; и др. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N . дои : 10.1038/nature04122 . hdl : 2027.42/62703 . ПМИД 16319830 . S2CID 4344046 .
^ Ингерсолл, Эндрю П. (1990). «Динамика атмосферы Тритона». Природа . 344 (6264): 315–317. Бибкод : 1990Natur.344..315I . дои : 10.1038/344315a0 . S2CID 4250378 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Курс, Т.; Кордье, Д.; Сеньовер, Б.; Мальтальяти, Л.; Бьеннье, Л. (2020). «Поглощение 3,4 мкм в стратосфере Титана: вклад этана, пропана, бутана и сложной гидрогенизированной органики». Икар . 339 : 113571. arXiv : 2001.02791 . Бибкод : 2020Icar..33913571C . дои : 10.1016/j.icarus.2019.113571 . S2CID 210116807 .
^ Иино, Такахиро; Сагава, Хидео; Такаши (2020) ; ¹⁴Н/ ¹⁵Изотопное соотношение N в CH ₃ CN атмосферы Титана, измеренное с помощью ALMA" . The Astrophysical Journal . 890 (2): 95. arXiv : 2001.01484 . Bibcode : 2020ApJ...890...95I . doi : 10.3847/1538-4357/ ab66b0 .S2CID 210023743 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Хорст, Сара (2017). «Атмосфера и климат Титана». Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 122 (3): 432–482. arXiv : 1702.08611 . Бибкод : 2017JGRE..122..432H . дои : 10.1002/2016JE005240 . S2CID 119482985 .
^ Баэз, Джон (25 января 2005 г.). «Находки этой недели по математической физике» . Калифорнийский университет , Риверсайд. Архивировано из оригинала 8 февраля 2012 г. Проверено 22 августа 2007 г.
^ Мур, П. (1990). Атлас Солнечной системы . Митчелл Бизли. ISBN 0-517-00192-6 .
^ Койпер, врач общей практики (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Астрофизический журнал . 100 : 378. Бибкод : 1944ApJ...100..378K . дои : 10.1086/144679 .
^ Кустенис, стр. 13–15.
^ Перейти обратно: ^а ^б Кустенис, с. 22
^ Дайчес, Престон; Клавин, Клавин (23 июня 2014 г.). «Строительные блоки Титана могут предшествовать Сатурну» . НАСА . Проверено 24 июня 2014 г.
^ Персонал (3 апреля 2013 г.). «Команда НАСА исследует сложную химию на Титане» . Физ.орг . Проверено 11 апреля 2013 г.
^ Лопес-Дорс, Мануэль (6 июня 2013 г.). «ПАУ в верхних слоях атмосферы Титана» . КСИК . Архивировано из оригинала 3 декабря . Получено июня 6 ,
^ Jpl.NASA.Gov (30 сентября 2013 г.). «Космический корабль НАСА Кассини обнаружил в космосе ингредиент домашнего пластика - Лаборатория реактивного движения НАСА» . Jpl.nasa.gov . Проверено 4 октября 2013 г.
^ Дайчес, Престон; Зубрицкий, Елизавета (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаружило метановое ледяное облако в стратосфере Титана» . НАСА . Проверено 31 октября 2014 г.
^ Зубрицкий, Елизавета; Дайчес, Престон (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаружило ледяное облако над крейсерской высотой Титана» . НАСА . Проверено 31 октября 2014 г.
^ «Взгляд на Титан: команда Dragonfly формирует полезную нагрузку научного инструмента» . Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса . 9 января 2019 года . Проверено 15 марта 2019 г.
^ Стрекоза: изучение пребиотической органической химии и обитаемости Титана (PDF) . Э. П. Черепаха, Дж. У. Барнс, М. Г. Трейнер, Р. Д. Лоренц, С. М. Маккензи, К. Е. Хиббард, Д. Адамс, П. Бедини, Дж. В. Лангелаан, К. Закни и команда Dragonfly. Научная конференция по Луне и Планетам 2017 .
^ Лангелаан JW и др. (2017) Учеб. Аэрокосмическая конференция. IEEE
^ Кустенис, Афина и Тейлор, ФР (2008). Титан: исследование земного мира . Всемирная научная. п. 130. ИСБН 978-981-270-501-3 . Проверено 25 марта 2010 г.
^ Зубрин, Роберт (1999). Выход в космос: создание космической цивилизации . Раздел: Титан: Тарчер/Патнэм. стр. 163–166 . ISBN 1-58542-036-0 .
^ Черепаха, Элизабет П. (2007). «Исследование поверхности Титана с помощью Кассини-Гюйгенса» . Смитсоновский институт. Архивировано из оригинала 20 июля 2013 г. Проверено 18 апреля 2009 г.
^ Шредер, SE; Томаско, МГ; Келлер, Ху (август 2005 г.). «Спектр отражения поверхности Титана, определенный Гюйгенсом». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 37, № 46.15; Бюллетень Американского астрономического общества . 37 (726): 726. Бибкод : 2005ДПС....37.4615С .
^ де Сельдинг, Петре (21 января 2005 г.). «Зонд «Гюйгенс» пролил новый свет на Титан» . SPACE.com. Архивировано из оригинала 4 апреля 2005 года . Проверено 28 марта 2005 г.
^ Лоренц, Ральф Д. (2014). «Титан: интерьер, поверхность, атмосфера и космическая среда, под редакцией И. Мюллера-Водарга, К. А. Гриффита, Э. Леллуша и Т. Э. Крейвенса. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, 2014, 474 стр. 135 долларов, твердый переплет» . Метеоритика и планетология . 49 (6): 1139–1140. дои : 10.1111/maps.12317 . ISBN 978-0-521-19992-6 . ISSN 1945-5100 .
^ Кэтлинг, Дэвид К.; Робинсон, Тайлер Д. (9 сентября 2012 г.). «Аналитическая радиационно-конвективная модель планетарных атмосфер». Астрофизический журнал . 757 (1): 104. arXiv : 1209.1833 . Бибкод : 2012ApJ...757..104R . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/104 . S2CID 54997095 .
^ Перейти обратно: ^а ^б «Титан: исследование земного мира». Афина Кустенис, Ф. В. Тейлор. World Scientific, 2008. стр. 154–155. ISBN 9812705015 , 9789812705013
^ Ниманн, HB; и др. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N . дои : 10.1038/nature04122 . hdl : 2027.42/62703 . ПМИД 16319830 . S2CID 4344046 .
^ Йелле, Роджер (10 декабря 1991 г.). «Не-LTE-модели верхних слоев атмосферы Титана» . Астрофизический журнал . 383 (1): 380–400. Бибкод : 1991ApJ...383..380Y . дои : 10.1086/170796 . ISSN 0004-637X .
^ Подолак, М.; Бар-Нун, А. (1 августа 1979 г.). «Ограничение на распространение атмосферного аэрозоля Титана». Икар . 39 (2): 272–276. Бибкод : 1979Icar...39..272P . дои : 10.1016/0019-1035(79)90169-6 . ISSN 0019-1035 .
^ Уэйт, Дж. Х.; Льюис, WS; Каспржак, WT; Аничич В.Г.; Блок, БП; Крейвенс, TE; Флетчер, Г.Г.; ИП, В.-Х.; Луманн, Дж.Г.; Макнатт, РЛ; Ниманн, HB (1 сентября 2004 г.). «Исследование ионного и нейтрального масс-спектрометра Кассини (INMS)» . Обзоры космической науки . 114 (1): 113–231. Бибкод : 2004ССРв..114..113Вт . дои : 10.1007/s11214-004-1408-2 . hdl : 2027.42/43764 . ISSN 1572-9672 . S2CID 120116482 .
^ Уэйт, Дж. Х.; и др. (2007). «Процесс образования толина в верхней атмосфере Титана». Наука . 316 (5826): 870–5. Бибкод : 2007Sci...316..870W . дои : 10.1126/science.1139727 . ПМИД 17495166 . S2CID 25984655 .
^ «Магнитная личность Сатурна передается Титану» . НАСА/Лаборатория реактивного движения. 2008. Архивировано из оригинала 20 мая 2009 года . Проверено 20 апреля 2009 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Х. Бэкес; и др. (2005). «Сигнатура магнитного поля Титана во время первой встречи с Кассини». Наука . 308 (5724): 992–995. Бибкод : 2005Sci...308..992B . дои : 10.1126/science.1109763 . ПМИД 15890875 . S2CID 38778517 .
^ Т. Эдберг, Нью-Джерси; Эндрюс, диджей; Шебаниц, О.; Огрен, К.; Валунд, Ж.-Э.; Опгенорт, Х.Дж.; Руссос, Э.; Гарнье, П.; Крейвенс, TE; Бадман, СВ; Модель, Р. (17 июня 2013 г.). «Чрезвычайная плотность ионосферы Титана во время столкновения с магнитослоем T85» . Письма о геофизических исследованиях . 40 (12): 2879–2 Бибкод : 2013GeoRL..40.2879E . дои : 10.1002/grl.50579 . hdl : 1808/14414 . ISSN 0094-8276 . S2CID 128369295 .
^ Д. Г. Митчелл; и др. (2005). «Энергетические выбросы нейтральных атомов в результате взаимодействия Титана с магнитосферой Сатурна». Наука . 308 (5724): 989–992. Бибкод : 2005Sci...308..989M . дои : 10.1126/science.1109805 . ПМИД 15890874 . S2CID 6795525 .
^ Коутс, Эй Джей; Ф. Дж. Крэри; Г. Р. Льюис; Д.Т. Янг; Дж. Х. Уэйт и ЕС Ситтлер (2007). «Обнаружение тяжелых отрицательных ионов в ионосфере Титана» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 34 (22): L22103. Бибкод : 2007GeoRL..3422103C . дои : 10.1029/2007GL030978 . S2CID 129931701 .
^ Десаи, RT; Эй Джей Коутс; А. Уэллброк; В. Виттон; Д. Гонсалес-Каниулеф; и др. (2017). «Анионы углеродной цепи и рост сложных органических молекул в ионосфере Титана» . Астрофиз. Дж. Летт . 844 (2): Л18. arXiv : 1706.01610 . Бибкод : 2017ApJ...844L..18D . дои : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID 32281365 .
^ Уолш, К.; Н. Харада; Э. Хербст и Ти Джей Миллар (2017). «ВЛИЯНИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫХ АНИОНОВ НА ХИМИЯ ТЕМНЫХ ОБЛАКОВ» . Астрофиз. Дж . 700 (1): 752–761. arXiv : 0905.0800 . Бибкод : 2009ApJ...700..752W . дои : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID 32281365 .
^ «Нашел ли «Кассини» универсальный драйвер пребиотической химии на Титане?» . Европейское космическое агентство. 26 июля 2017 г. Проверено 12 августа 2017 г.
^ «Ветер, дождь или холод Ночи Титана?» . Журнал астробиологии. 11 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 г. Проверено 24 августа 2007 г.
^ Лунин, Джонатан И.; Атрея, Сушил К. (март 2008 г.). «Метановый цикл на Титане» . Природа Геонауки . 1 (3): 159–164. Бибкод : 2008NatGe...1..159L . дои : 10.1038/ngeo125 . ISSN 1752-0894 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Маккензи, Шеннон М.; Берч, Сэмюэл П.Д.; Хёрст, Сара; Сотин, Кристоф; Барт, Эрика; Лора, Хуан М.; Тренер Мелисса Г.; Корлис, Пол; Маласка, Майкл Дж.; Скиамма-О'Брайен, Элла; Телен, Александр Э. (01 июня 2021 г.). «Титан: снаружи похож на Землю, внутри — океанский мир» . Планетарный научный журнал . 2 (3): 112. arXiv : 2102.08472 . Бибкод : 2021PSJ.....2..112M . дои : 10.3847/PSJ/abf7c9 . ISSN 2632-3338 . S2CID 231942648 .
^ Роу, Генри Г. (2 мая 2012 г.). «Метановая погода Титана». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 355–382. Бибкод : 2012AREPS..40..355R . doi : 10.1146/annurev-earth-040809-152548 .
^ Кустенис, А. (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Бибкод : 2005ССРв..116..171С . дои : 10.1007/s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 .
^ Сушил К. Атрея; Елена Ю. Адамс; Хассо Б. Ниманн; и др. (октябрь 2006 г.). «Метановый цикл Титана». Планетарная и космическая наука . 54 (12): 1177. Бибкод : 2006P&SS...54.1177A . дои : 10.1016/j.pss.2006.05.028 .
^ Стофан, скорая помощь; и др. (2007). «Озера Титана». Природа . 445 (7123): 61–4. Бибкод : 2007Natur.445...61S . дои : 10.1038/nature05438 . ПМИД 17203056 . S2CID 4370622 .
^ Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T . дои : 10.1038/nature04497 . ПМИД 16511489 . S2CID 4335141 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T . дои : 10.1038/nature04497 . ПМИД 16511489 . S2CID 4335141 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Шукрун, Матье; Грассе, Оливье; Тоби, Габриэль; Сотин, Кристоф (февраль 2010 г.). «Стабильность гидратов клатрата метана под давлением: Влияние на процессы дегазации метана на Титане» . Икар . 205 (2): 581–593. Бибкод : 2010Icar..205..581C . дои : 10.1016/j.icarus.2009.08.011 .
^ Мейнард-Кейсли, Хелен Э .; Кейбл, Морган Л.; Маласка, Майкл Дж.; Ву, Туан Х.; Шукрун, Матье; Ходисс, Роберт (01 марта 2018 г.). «Перспективы минералогии на Титане» . Американский минералог . 103 (3): 343–349. Бибкод : 2018AmMin.103..343M . дои : 10.2138/am-2018-6259 . ISSN 0003-004X . S2CID 104278344 .
^ Бартельс, Меган (1 декабря 2022 г.). «Вид с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба на самый странный спутник Сатурна Титан взволновал ученых» . Space.com . Проверено 2 декабря 2022 г.
^ Прощай, Деннис (5 декабря 2022 г.). «Объединенная команда телескопов спрогнозировала инопланетную бурю на Титане — самая большая луна Сатурна оказалась под пристальным вниманием мощной космической обсерватории НАСА Уэбб, что позволило ей и еще одному телескопу запечатлеть облака, дрейфующие в богатой метаном атмосфере Титана» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 6 декабря 2022 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л Барнс, Джейсон В.; Маккензи, Шеннон М.; Лоренц, Ральф Д.; Черепаха, Элизабет П. (2 ноября 2018 г.). «Сумерки Титана и солнечное освещение заката» . Астрономический журнал . 156 (5): 247. Бибкод : 2018AJ....156..247B . дои : 10.3847/1538-3881/aae519 . ISSN 1538-3881 . S2CID 125886785 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Сотин, К.; Лоуренс, Кей Джей; Рейнхардт, Б.; Барнс, Дж.В.; Браун, Р.Х.; Хейс, АГ; Ле Муэлик, С.; Родригес, С.; Содерблом, Дж. М.; Содерблом, Луизиана; Бэйнс, К.Х. (1 ноября 2012 г.). «Наблюдения за северными озерами Титана на глубине 5 мкм: последствия для органического цикла и геологии» . Икар . 221 (2): 768–786. Бибкод : 2012Icar..221..768S . дои : 10.1016/j.icarus.2012.08.017 . ISSN 0019-1035 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Лоренц, Ральф (июнь 2020 г.). Лунный Титан Сатурна: от 4,5 миллиардов лет назад до наших дней – взгляд на работу и исследование самого похожего на Землю мира во внешней Солнечной системе . Haynes Publishing Group PLC, стр. 130–131. ISBN 978-1-78521-643-5 . Проверено 30 ноября 2020 г. . {{cite book}}: CS1 maint: дата и год ( ссылка )
^ Барнс, Джейсон В.; Кларк, Роджер Н.; Сотин, Кристоф; Адамкович, Мате; Аппере, Томас; Родригес, Себастьен; Содерблом, Джейсон М.; Браун, Роберт Х.; Буратти, Бонни Дж.; Бейнс, Кевин Х.; Ле Муэлик, Стефан (24 октября 2013 г.). «Спектр пропускания северной полярной атмосферы Титана по зеркальному отражению Солнца» . Астрофизический журнал . 777 (2): 161. Бибкод : 2013ApJ...777..161B . дои : 10.1088/0004-637X/777/2/161 . hdl : 1721.1/94552 . ISSN 0004-637X . S2CID 16929531 .
^ БЕЙНС, Х.; ДРОССАРТ, П.; МОМАРИ, ТВ; ФОРМИЗАНО, В.; ГРИФФИТ, К.; БЕЛЛУЧЧИ, Г.; БИБРИНГ, JP; БРАУН, Р.Х.; БУРАТТИ, Б.Дж.; КАПАЧЧОНИ, Ф.; ЧЕРРОНИ, П. (1 июня 2005 г.). «Атмосферы Сатурна и Титана в ближнем инфракрасном диапазоне: первые результаты Кассини/Вимса» . Земля, Луна и планеты . 96 (3): 119–147. Бибкод : 2005EM&P...96..119B . дои : 10.1007/s11038-005-9058-2 . ISSN 1573-0794 . S2CID 53480412 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Гарсиа Муньос, А.; Лавас, П.; Вест, РА (24 апреля 2017 г.). «Титан в сумерках ярче, чем при дневном свете» . Природная астрономия . 1 (5): 0114. arXiv : 1704.07460 . Бибкод : 2017НатАс...1Е.114Г . дои : 10.1038/s41550-017-0114 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119491241 .
^ «Слои атмосферы | Национальное управление океанических и атмосферных исследований» . www.noaa.gov . Проверено 9 мая 2024 г.
^ «Профиль атмосферы Титана» . www.esa.int . Проверено 9 мая 2024 г.
^ «Кассини поймал обнаженного Титана в солнечном ветре» . Лаборатория реактивного движения НАСА (JPL) . 28 января 2015 года . Проверено 9 мая 2024 г.
^ П.А. Бланд; и др. (2005). «Фазы-носители микроэлементов в примитивной матрице хондрита: значение для фракционирования летучих элементов во внутренней части Солнечной системы» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXVI : 1841. Бибкод : 2005LPI....36.1841B .
^ ФМ Фласар; и др. (2005). «Температура, ветры и состав атмосферы Титана». Наука . 308 (5724): 975–978. Бибкод : 2005Sci...308..975F . дои : 10.1126/science.1111150 . ПМИД 15894528 . S2CID 31833954 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Г. Линдал; и др. (1983). «Атмосфера Титана: анализ измерений радиозатмения «Вояджера-1». Икар . 53 (2): 348–363. Бибкод : 1983Icar...53..348L . дои : 10.1016/0019-1035(83)90155-0 .
^ Г. Тоби; Дж. И. Лунин; С. Сотин (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T . дои : 10.1038/nature04497 . ПМИД 16511489 . S2CID 4335141 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Дж. Х. Уэйт (младший); и др. (2005). «Ионно-нейтральный масс-спектрометр — результат первого пролета Титана». Наука . 308 (5724): 982–986. Бибкод : 2005Sci...308..982W . дои : 10.1126/science.1110652 . ПМИД 15890873 . S2CID 20551849 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Т. Пенц; Х. Ламмер; Ю.Н. Куликов; ХК Бирнат (2005). «Влияние солнечных частиц и радиационной среды на эволюцию атмосферы Титана». Достижения в космических исследованиях . 36 (2): 241–250. Бибкод : 2005AdSpR..36..241P . дои : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
^ Перейти обратно: ^а ^б А. Кустенис (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Бибкод : 2005ССРв..116..171С . дои : 10.1007/s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Х.Б. Ниманн; и др. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N . дои : 10.1038/nature04122 . hdl : 2027.42/62703 . ПМИД 16319830 . S2CID 4344046 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ТК Оуэн; Х. Ниманн; С. Атрея; М.Ю. Золотов (2006). «Между небом и землей: исследование Титана». Фарадеевские дискуссии . 133 : 387–391. Бибкод : 2006FaDi..133..387O . CiteSeerX 10.1.1.610.9932 . дои : 10.1039/b517174a . ПМИД 17191458 .
^ Бокеле-Морван, Доминик ; Кальмонте, Урсина; Чарнли, Стивен; Дюпра, Жан; Энгран, Сесиль; Жикель, Аделина; Хассиг, Мирта; Жехин, Эммануэль; Кавакита, Хидэё (01 декабря 2015 г.). «Кометные изотопные измерения» . Обзоры космической науки . 197 (1): 47–83. Бибкод : 2015ССРв..197...47Б . дои : 10.1007/s11214-015-0156-9 . ISSN 1572-9672 . S2CID 53457957 .
^ Маккартни, Гретхен; Браун, Дуэйн; Вендел, Джоанна; Бауэр, Маркус (24 сентября 2018 г.). «Пыльные бури на Титане впервые замечены» . НАСА . Проверено 24 сентября 2018 г.

Дальнейшее чтение

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

Внешние ссылки

СМИ, связанные с Атмосферой Титана, на Викискладе?

[Lindal_1983-1] Перейти обратно: ^а ^б Линдал, Г.Ф.; Вуд, GE; Хотц, Х.Б.; Свитнэм, DN; Эшлеман, ВР; Тайлер, GL (1 февраля 1983 г.). «Атмосфера Титана: анализ измерений радиозатмения «Вояджера-1». Икар . 53 (2): 348–363. Бибкод : 1983Icar...53..348L . дои : 10.1016/0019-1035(83)90155-0 . ISSN 0019-1035 .

[Abundance-2] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Кэтлинг, Дэвид К.; Кастинг, Джеймс Ф. (10 мая 2017 г.). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-84412-3 .

[Niemann-3] Перейти обратно: ^а ^б Ниманн, HB; и др. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N . дои : 10.1038/nature04122 . hdl : 2027.42/62703 . ПМИД 16319830 . S2CID 4344046 .

[Wind_direction-4] Ингерсолл, Эндрю П. (1990). «Динамика атмосферы Тритона». Природа . 344 (6264): 315–317. Бибкод : 1990Natur.344..315I . дои : 10.1038/344315a0 . S2CID 4250378 .

[The_3.4μm_absorption_in_Titan's_str-5] Перейти обратно: ^а ^б Курс, Т.; Кордье, Д.; Сеньовер, Б.; Мальтальяти, Л.; Бьеннье, Л. (2020). «Поглощение 3,4 мкм в стратосфере Титана: вклад этана, пропана, бутана и сложной гидрогенизированной органики». Икар . 339 : 113571. arXiv : 2001.02791 . Бибкод : 2020Icar..33913571C . дои : 10.1016/j.icarus.2019.113571 . S2CID 210116807 .

[6] Иино, Такахиро; Сагава, Хидео; Такаши (2020) ; ¹⁴Н/ ¹⁵Изотопное соотношение N в CH ₃ CN атмосферы Титана, измеренное с помощью ALMA" . The Astrophysical Journal . 890 (2): 95. arXiv : 2001.01484 . Bibcode : 2020ApJ...890...95I . doi : 10.3847/1538-4357/ ab66b0 .S2CID 210023743 .

[:1-7] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Хорст, Сара (2017). «Атмосфера и климат Титана». Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 122 (3): 432–482. arXiv : 1702.08611 . Бибкод : 2017JGRE..122..432H . дои : 10.1002/2016JE005240 . S2CID 119482985 .

[8] Баэз, Джон (25 января 2005 г.). «Находки этой недели по математической физике» . Калифорнийский университет , Риверсайд. Архивировано из оригинала 8 февраля 2012 г. Проверено 22 августа 2007 г.

[9] Мур, П. (1990). Атлас Солнечной системы . Митчелл Бизли. ISBN 0-517-00192-6 .

[Kuiper-10] Койпер, врач общей практики (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Астрофизический журнал . 100 : 378. Бибкод : 1944ApJ...100..378K . дои : 10.1086/144679 .

[11] Кустенис, стр. 13–15.

[:0-12] Перейти обратно: ^а ^б Кустенис, с. 22

[NASA-201450623-13] Дайчес, Престон; Клавин, Клавин (23 июня 2014 г.). «Строительные блоки Титана могут предшествовать Сатурну» . НАСА . Проверено 24 июня 2014 г.

[PhysOrg-20130403-14] Персонал (3 апреля 2013 г.). «Команда НАСА исследует сложную химию на Титане» . Физ.орг . Проверено 11 апреля 2013 г.

[IAA-20130606-15] Лопес-Дорс, Мануэль (6 июня 2013 г.). «ПАУ в верхних слоях атмосферы Титана» . КСИК . Архивировано из оригинала 3 декабря . Получено июня 6 ,

[16] Jpl.NASA.Gov (30 сентября 2013 г.). «Космический корабль НАСА Кассини обнаружил в космосе ингредиент домашнего пластика - Лаборатория реактивного движения НАСА» . Jpl.nasa.gov . Проверено 4 октября 2013 г.

[NASA-20141024-PD-17] Дайчес, Престон; Зубрицкий, Елизавета (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаружило метановое ледяное облако в стратосфере Титана» . НАСА . Проверено 31 октября 2014 г.

[NASA-20141024-EZ-18] Зубрицкий, Елизавета; Дайчес, Престон (24 октября 2014 г.). «НАСА обнаружило ледяное облако над крейсерской высотой Титана» . НАСА . Проверено 31 октября 2014 г.

[dfnews-20190109-19] «Взгляд на Титан: команда Dragonfly формирует полезную нагрузку научного инструмента» . Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса . 9 января 2019 года . Проверено 15 марта 2019 г.

[LPSC_2017-20] Стрекоза: изучение пребиотической органической химии и обитаемости Титана (PDF) . Э. П. Черепаха, Дж. У. Барнс, М. Г. Трейнер, Р. Д. Лоренц, С. М. Маккензи, К. Е. Хиббард, Д. Адамс, П. Бедини, Дж. В. Лангелаан, К. Закни и команда Dragonfly. Научная конференция по Луне и Планетам 2017 .

[21] Лангелаан JW и др. (2017) Учеб. Аэрокосмическая конференция. IEEE

[22] Кустенис, Афина и Тейлор, ФР (2008). Титан: исследование земного мира . Всемирная научная. п. 130. ИСБН 978-981-270-501-3 . Проверено 25 марта 2010 г.

[Zubrin-23] Зубрин, Роберт (1999). Выход в космос: создание космической цивилизации . Раздел: Титан: Тарчер/Патнэм. стр. 163–166 . ISBN 1-58542-036-0 .

[24] Черепаха, Элизабет П. (2007). «Исследование поверхности Титана с помощью Кассини-Гюйгенса» . Смитсоновский институт. Архивировано из оригинала 20 июля 2013 г. Проверено 18 апреля 2009 г.

[25] Шредер, SE; Томаско, МГ; Келлер, Ху (август 2005 г.). «Спектр отражения поверхности Титана, определенный Гюйгенсом». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 37, № 46.15; Бюллетень Американского астрономического общества . 37 (726): 726. Бибкод : 2005ДПС....37.4615С .

[26] де Сельдинг, Петре (21 января 2005 г.). «Зонд «Гюйгенс» пролил новый свет на Титан» . SPACE.com. Архивировано из оригинала 4 апреля 2005 года . Проверено 28 марта 2005 г.

[27] Лоренц, Ральф Д. (2014). «Титан: интерьер, поверхность, атмосфера и космическая среда, под редакцией И. Мюллера-Водарга, К. А. Гриффита, Э. Леллуша и Т. Э. Крейвенса. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, 2014, 474 стр. 135 долларов, твердый переплет» . Метеоритика и планетология . 49 (6): 1139–1140. дои : 10.1111/maps.12317 . ISBN 978-0-521-19992-6 . ISSN 1945-5100 .

[28] Кэтлинг, Дэвид К.; Робинсон, Тайлер Д. (9 сентября 2012 г.). «Аналитическая радиационно-конвективная модель планетарных атмосфер». Астрофизический журнал . 757 (1): 104. arXiv : 1209.1833 . Бибкод : 2012ApJ...757..104R . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/104 . S2CID 54997095 .

[Coustenis1552-29] Перейти обратно: ^а ^б «Титан: исследование земного мира». Афина Кустенис, Ф. В. Тейлор. World Scientific, 2008. стр. 154–155. ISBN 9812705015 , 9789812705013

[Niemann2-30] Ниманн, HB; и др. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N . дои : 10.1038/nature04122 . hdl : 2027.42/62703 . ПМИД 16319830 . S2CID 4344046 .

[31] Йелле, Роджер (10 декабря 1991 г.). «Не-LTE-модели верхних слоев атмосферы Титана» . Астрофизический журнал . 383 (1): 380–400. Бибкод : 1991ApJ...383..380Y . дои : 10.1086/170796 . ISSN 0004-637X .

[32] Подолак, М.; Бар-Нун, А. (1 августа 1979 г.). «Ограничение на распространение атмосферного аэрозоля Титана». Икар . 39 (2): 272–276. Бибкод : 1979Icar...39..272P . дои : 10.1016/0019-1035(79)90169-6 . ISSN 0019-1035 .

[33] Уэйт, Дж. Х.; Льюис, WS; Каспржак, WT; Аничич В.Г.; Блок, БП; Крейвенс, TE; Флетчер, Г.Г.; ИП, В.-Х.; Луманн, Дж.Г.; Макнатт, РЛ; Ниманн, HB (1 сентября 2004 г.). «Исследование ионного и нейтрального масс-спектрометра Кассини (INMS)» . Обзоры космической науки . 114 (1): 113–231. Бибкод : 2004ССРв..114..113Вт . дои : 10.1007/s11214-004-1408-2 . hdl : 2027.42/43764 . ISSN 1572-9672 . S2CID 120116482 .

[34] Уэйт, Дж. Х.; и др. (2007). «Процесс образования толина в верхней атмосфере Титана». Наука . 316 (5826): 870–5. Бибкод : 2007Sci...316..870W . дои : 10.1126/science.1139727 . ПМИД 17495166 . S2CID 25984655 .

[35] «Магнитная личность Сатурна передается Титану» . НАСА/Лаборатория реактивного движения. 2008. Архивировано из оригинала 20 мая 2009 года . Проверено 20 апреля 2009 г.

[Backes20052-36] Перейти обратно: ^а ^б Х. Бэкес; и др. (2005). «Сигнатура магнитного поля Титана во время первой встречи с Кассини». Наука . 308 (5724): 992–995. Бибкод : 2005Sci...308..992B . дои : 10.1126/science.1109763 . ПМИД 15890875 . S2CID 38778517 .

[37] Т. Эдберг, Нью-Джерси; Эндрюс, диджей; Шебаниц, О.; Огрен, К.; Валунд, Ж.-Э.; Опгенорт, Х.Дж.; Руссос, Э.; Гарнье, П.; Крейвенс, TE; Бадман, СВ; Модель, Р. (17 июня 2013 г.). «Чрезвычайная плотность ионосферы Титана во время столкновения с магнитослоем T85» . Письма о геофизических исследованиях . 40 (12): 2879–2 Бибкод : 2013GeoRL..40.2879E . дои : 10.1002/grl.50579 . hdl : 1808/14414 . ISSN 0094-8276 . S2CID 128369295 .

[Mitchell20052-38] Д. Г. Митчелл; и др. (2005). «Энергетические выбросы нейтральных атомов в результате взаимодействия Титана с магнитосферой Сатурна». Наука . 308 (5724): 989–992. Бибкод : 2005Sci...308..989M . дои : 10.1126/science.1109805 . ПМИД 15890874 . S2CID 6795525 .

[39] Коутс, Эй Джей; Ф. Дж. Крэри; Г. Р. Льюис; Д.Т. Янг; Дж. Х. Уэйт и ЕС Ситтлер (2007). «Обнаружение тяжелых отрицательных ионов в ионосфере Титана» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 34 (22): L22103. Бибкод : 2007GeoRL..3422103C . дои : 10.1029/2007GL030978 . S2CID 129931701 .

[40] Десаи, RT; Эй Джей Коутс; А. Уэллброк; В. Виттон; Д. Гонсалес-Каниулеф; и др. (2017). «Анионы углеродной цепи и рост сложных органических молекул в ионосфере Титана» . Астрофиз. Дж. Летт . 844 (2): Л18. arXiv : 1706.01610 . Бибкод : 2017ApJ...844L..18D . дои : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID 32281365 .

[41] Уолш, К.; Н. Харада; Э. Хербст и Ти Джей Миллар (2017). «ВЛИЯНИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫХ АНИОНОВ НА ХИМИЯ ТЕМНЫХ ОБЛАКОВ» . Астрофиз. Дж . 700 (1): 752–761. arXiv : 0905.0800 . Бибкод : 2009ApJ...700..752W . дои : 10.3847/2041-8213/aa7851 . S2CID 32281365 .

[42] «Нашел ли «Кассини» универсальный драйвер пребиотической химии на Титане?» . Европейское космическое агентство. 26 июля 2017 г. Проверено 12 августа 2017 г.

[43] «Ветер, дождь или холод Ночи Титана?» . Журнал астробиологии. 11 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 г. Проверено 24 августа 2007 г.

[44] Лунин, Джонатан И.; Атрея, Сушил К. (март 2008 г.). «Метановый цикл на Титане» . Природа Геонауки . 1 (3): 159–164. Бибкод : 2008NatGe...1..159L . дои : 10.1038/ngeo125 . ISSN 1752-0894 .

[:02-45] Перейти обратно: ^а ^б Маккензи, Шеннон М.; Берч, Сэмюэл П.Д.; Хёрст, Сара; Сотин, Кристоф; Барт, Эрика; Лора, Хуан М.; Тренер Мелисса Г.; Корлис, Пол; Маласка, Майкл Дж.; Скиамма-О'Брайен, Элла; Телен, Александр Э. (01 июня 2021 г.). «Титан: снаружи похож на Землю, внутри — океанский мир» . Планетарный научный журнал . 2 (3): 112. arXiv : 2102.08472 . Бибкод : 2021PSJ.....2..112M . дои : 10.3847/PSJ/abf7c9 . ISSN 2632-3338 . S2CID 231942648 .

[46] Роу, Генри Г. (2 мая 2012 г.). «Метановая погода Титана». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 40 (1): 355–382. Бибкод : 2012AREPS..40..355R . doi : 10.1146/annurev-earth-040809-152548 .

[47] Кустенис, А. (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Бибкод : 2005ССРв..116..171С . дои : 10.1007/s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 .

[48] Сушил К. Атрея; Елена Ю. Адамс; Хассо Б. Ниманн; и др. (октябрь 2006 г.). «Метановый цикл Титана». Планетарная и космическая наука . 54 (12): 1177. Бибкод : 2006P&SS...54.1177A . дои : 10.1016/j.pss.2006.05.028 .

[49] Стофан, скорая помощь; и др. (2007). «Озера Титана». Природа . 445 (7123): 61–4. Бибкод : 2007Natur.445...61S . дои : 10.1038/nature05438 . ПМИД 17203056 . S2CID 4370622 .

[50] Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T . дои : 10.1038/nature04497 . ПМИД 16511489 . S2CID 4335141 .

[:22-51] Перейти обратно: ^а ^б Тоби, Габриэль; Лунин, Джонатан и Сотин, Кристоф (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T . дои : 10.1038/nature04497 . ПМИД 16511489 . S2CID 4335141 .

[:03-52] Перейти обратно: ^а ^б Шукрун, Матье; Грассе, Оливье; Тоби, Габриэль; Сотин, Кристоф (февраль 2010 г.). «Стабильность гидратов клатрата метана под давлением: Влияние на процессы дегазации метана на Титане» . Икар . 205 (2): 581–593. Бибкод : 2010Icar..205..581C . дои : 10.1016/j.icarus.2009.08.011 .

[53] Мейнард-Кейсли, Хелен Э .; Кейбл, Морган Л.; Маласка, Майкл Дж.; Ву, Туан Х.; Шукрун, Матье; Ходисс, Роберт (01 марта 2018 г.). «Перспективы минералогии на Титане» . Американский минералог . 103 (3): 343–349. Бибкод : 2018AmMin.103..343M . дои : 10.2138/am-2018-6259 . ISSN 0003-004X . S2CID 104278344 .

[SPC-20221201-54] Бартельс, Меган (1 декабря 2022 г.). «Вид с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба на самый странный спутник Сатурна Титан взволновал ученых» . Space.com . Проверено 2 декабря 2022 г.

[NYT-20221205-55] Прощай, Деннис (5 декабря 2022 г.). «Объединенная команда телескопов спрогнозировала инопланетную бурю на Титане — самая большая луна Сатурна оказалась под пристальным вниманием мощной космической обсерватории НАСА Уэбб, что позволило ей и еще одному телескопу запечатлеть облака, дрейфующие в богатой метаном атмосфере Титана» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 6 декабря 2022 г.

[:2-56] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л Барнс, Джейсон В.; Маккензи, Шеннон М.; Лоренц, Ральф Д.; Черепаха, Элизабет П. (2 ноября 2018 г.). «Сумерки Титана и солнечное освещение заката» . Астрономический журнал . 156 (5): 247. Бибкод : 2018AJ....156..247B . дои : 10.3847/1538-3881/aae519 . ISSN 1538-3881 . S2CID 125886785 .

[:5-57] Перейти обратно: ^а ^б Сотин, К.; Лоуренс, Кей Джей; Рейнхардт, Б.; Барнс, Дж.В.; Браун, Р.Х.; Хейс, АГ; Ле Муэлик, С.; Родригес, С.; Содерблом, Дж. М.; Содерблом, Луизиана; Бэйнс, К.Х. (1 ноября 2012 г.). «Наблюдения за северными озерами Титана на глубине 5 мкм: последствия для органического цикла и геологии» . Икар . 221 (2): 768–786. Бибкод : 2012Icar..221..768S . дои : 10.1016/j.icarus.2012.08.017 . ISSN 0019-1035 .

[:4-58] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Лоренц, Ральф (июнь 2020 г.). Лунный Титан Сатурна: от 4,5 миллиардов лет назад до наших дней – взгляд на работу и исследование самого похожего на Землю мира во внешней Солнечной системе . Haynes Publishing Group PLC, стр. 130–131. ISBN 978-1-78521-643-5 . Проверено 30 ноября 2020 г. . {{cite book}}: CS1 maint: дата и год ( ссылка )

[59] Барнс, Джейсон В.; Кларк, Роджер Н.; Сотин, Кристоф; Адамкович, Мате; Аппере, Томас; Родригес, Себастьен; Содерблом, Джейсон М.; Браун, Роберт Х.; Буратти, Бонни Дж.; Бейнс, Кевин Х.; Ле Муэлик, Стефан (24 октября 2013 г.). «Спектр пропускания северной полярной атмосферы Титана по зеркальному отражению Солнца» . Астрофизический журнал . 777 (2): 161. Бибкод : 2013ApJ...777..161B . дои : 10.1088/0004-637X/777/2/161 . hdl : 1721.1/94552 . ISSN 0004-637X . S2CID 16929531 .

[60] БЕЙНС, Х.; ДРОССАРТ, П.; МОМАРИ, ТВ; ФОРМИЗАНО, В.; ГРИФФИТ, К.; БЕЛЛУЧЧИ, Г.; БИБРИНГ, JP; БРАУН, Р.Х.; БУРАТТИ, Б.Дж.; КАПАЧЧОНИ, Ф.; ЧЕРРОНИ, П. (1 июня 2005 г.). «Атмосферы Сатурна и Титана в ближнем инфракрасном диапазоне: первые результаты Кассини/Вимса» . Земля, Луна и планеты . 96 (3): 119–147. Бибкод : 2005EM&P...96..119B . дои : 10.1007/s11038-005-9058-2 . ISSN 1573-0794 . S2CID 53480412 .

[:3-61] Перейти обратно: ^а ^б ^с Гарсиа Муньос, А.; Лавас, П.; Вест, РА (24 апреля 2017 г.). «Титан в сумерках ярче, чем при дневном свете» . Природная астрономия . 1 (5): 0114. arXiv : 1704.07460 . Бибкод : 2017НатАс...1Е.114Г . дои : 10.1038/s41550-017-0114 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119491241 .

[62] «Слои атмосферы | Национальное управление океанических и атмосферных исследований» . www.noaa.gov . Проверено 9 мая 2024 г.

[63] «Профиль атмосферы Титана» . www.esa.int . Проверено 9 мая 2024 г.

[64] «Кассини поймал обнаженного Титана в солнечном ветре» . Лаборатория реактивного движения НАСА (JPL) . 28 января 2015 года . Проверено 9 мая 2024 г.

[Bland2005-65] П.А. Бланд; и др. (2005). «Фазы-носители микроэлементов в примитивной матрице хондрита: значение для фракционирования летучих элементов во внутренней части Солнечной системы» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXVI : 1841. Бибкод : 2005LPI....36.1841B .

[Flasar2005-66] ФМ Фласар; и др. (2005). «Температура, ветры и состав атмосферы Титана». Наука . 308 (5724): 975–978. Бибкод : 2005Sci...308..975F . дои : 10.1126/science.1111150 . ПМИД 15894528 . S2CID 31833954 .

[Lindal1983-67] Перейти обратно: ^а ^б Г. Линдал; и др. (1983). «Атмосфера Титана: анализ измерений радиозатмения «Вояджера-1». Икар . 53 (2): 348–363. Бибкод : 1983Icar...53..348L . дои : 10.1016/0019-1035(83)90155-0 .

[Tobie2006-68] Г. Тоби; Дж. И. Лунин; С. Сотин (2006). «Эпизодическая дегазация как происхождение атмосферного метана на Титане». Природа . 440 (7080): 61–64. Бибкод : 2006Natur.440...61T . дои : 10.1038/nature04497 . ПМИД 16511489 . S2CID 4335141 .

[Waite2005-69] Перейти обратно: ^а ^б Дж. Х. Уэйт (младший); и др. (2005). «Ионно-нейтральный масс-спектрометр — результат первого пролета Титана». Наука . 308 (5724): 982–986. Бибкод : 2005Sci...308..982W . дои : 10.1126/science.1110652 . ПМИД 15890873 . S2CID 20551849 .

[Penz2005-70] Перейти обратно: ^а ^б Т. Пенц; Х. Ламмер; Ю.Н. Куликов; ХК Бирнат (2005). «Влияние солнечных частиц и радиационной среды на эволюцию атмосферы Титана». Достижения в космических исследованиях . 36 (2): 241–250. Бибкод : 2005AdSpR..36..241P . дои : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .

[Coustenis2004-71] Перейти обратно: ^а ^б А. Кустенис (2005). «Формирование и эволюция атмосферы Титана». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 171–184. Бибкод : 2005ССРв..116..171С . дои : 10.1007/s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 .

[Niemann2005-72] Перейти обратно: ^а ^б Х.Б. Ниманн; и др. (2005). «Содержание компонентов атмосферы Титана по данным прибора GCMS на зонде Гюйгенс» (PDF) . Природа . 438 (7069): 779–784. Бибкод : 2005Natur.438..779N . дои : 10.1038/nature04122 . hdl : 2027.42/62703 . ПМИД 16319830 . S2CID 4344046 .

[Owen2006-73] Перейти обратно: ^а ^б ТК Оуэн; Х. Ниманн; С. Атрея; М.Ю. Золотов (2006). «Между небом и землей: исследование Титана». Фарадеевские дискуссии . 133 : 387–391. Бибкод : 2006FaDi..133..387O . CiteSeerX 10.1.1.610.9932 . дои : 10.1039/b517174a . ПМИД 17191458 .

[74] Бокеле-Морван, Доминик ; Кальмонте, Урсина; Чарнли, Стивен; Дюпра, Жан; Энгран, Сесиль; Жикель, Аделина; Хассиг, Мирта; Жехин, Эммануэль; Кавакита, Хидэё (01 декабря 2015 г.). «Кометные изотопные измерения» . Обзоры космической науки . 197 (1): 47–83. Бибкод : 2015ССРв..197...47Б . дои : 10.1007/s11214-015-0156-9 . ISSN 1572-9672 . S2CID 53457957 .

[NASA-20180924-75] Маккартни, Гретхен; Браун, Дуэйн; Вендел, Джоанна; Бауэр, Маркус (24 сентября 2018 г.). «Пыльные бури на Титане впервые замечены» . НАСА . Проверено 24 сентября 2018 г.

[ 2 ]

[ 1 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

v т и Атмосфера
Stars	Sun
Planets	Mercury Venus Earth Mars Jupiter Saturn Uranus Neptune
Dwarf planets	Ceres Pluto Makemake Eris
Natural satellites	Moon Io Europa Ganymede Callisto Enceladus Dione Rhea Titan Triton
Exoplanets	GJ 1132 b HD 209458 b Kepler-7b
See also	Prebiotic atmosphere Coma Extraterrestrial atmosphere Stellar atmosphere
Atmospheres in boldface are significant atmospheres; atmospheres in italics are unconfirmed atmospheres.