Titan (satelit)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Titan
Titan in natural color Cassini.jpg

Imagine făcută de Cassini în 2005.
Nume alternativ Saturn VI
Numit după Titani (mit. gr.)
Date generale
Descoperire Christiaan Huygens
25 martie 1655
Caracteristicile orbitei
Semiaxa mare 1.221.870 km
Excentricitatea 0.0288
Perioada siderală 15.945 zile
Înclinarea față de ecuator 0.34854 °
(față de ecuatorul lui Saturn)
Date fizice
Raza medie 2.576±2 km
(0.404 Raza Pământului)[1]
Aria suprafeței 8,3×107 km2
Volumul 7,16×1010 km3 (0,066 volumul Pământului)
Masa 1.3452±0.0002×1023
 kg

(0.0225 Masa Pământului)[1]
Densitatea medie 1.8798±0.0044 g/cm3[1]
Accelerația gravitațională la suprafață 1.352 m/s2 (0.14 g)
Viteza de eliberare 2.639 km/s
Înclinarea ecuatorului pe orbită 0,0 °
Albedo 0,22[2]
Temperatura la suprafață 93.7 K (−179.5 °C)[3]
Magnitudine aparentă 8,2 - 9.0

Titan (sau Saturn VI) este cel mai mare satelit al planetei Saturn. Acesta este singurul satelit natural cunoscut care are o atmosferă densă,[4] și singurul corp ceresc, altul decât Pământul, pentru care există o dovadă clară că are o suprafață lichidă.[5]

Titan este al șaselea satelit elipsoidal al planetei Saturn. Adesea descris ca o planetă-satelit, Titan are un diametru de aproximativ 50% mai mare decât al Lunii, satelitul Pământului, și este de 80% mai masiv. Acesta este al doilea satelit ca mărime din Sistemul Solar, după Ganymede, satelitul lui Jupiter, și este mai mare ca volum față de cea mai mică planetă din Sistemul Solar, Mercur, deși doar pe jumătate ca masă. Titan a fost primul satelit cunoscut al lui Saturn, fiind descoperit în 1655 de către astronomul olandez Christiaan Huygens, și a fost al cincea satelit al unei planete în afară de Pământ care a fost descoperit de către oameni.[6]

Titan este format în principal din apă înghețată și rocă. La fel ca și în cazul planetei Venus înainte de era spațială, atmosfera densă și opacă a împiedicat studiul suprafeței lui Titan. În prezent există informații suficiente despre suprafața satelitului odată cu sosirea misiunii Cassini-Huygens în 2004, care a descoperit inclusiv lacuri de hidrocarburi lichide în regiunile polare ale satelitului. Suprafața este tânără din punct de vedere geologic, deși mai mulți munți și câțiva posibili criovulcani[7] au fost descoperiți, suprafața fiind netedă și câteva cratere de impact au fost descoperite.

Atmosfera lui Titan este compusă în mare parte din azot sub formă gazoasă; alte componente minore ducând la formarea de nori de metan și etan și de smog organic bogat în azot. Schimbările climatice, inclusiv vânt și ploaie, creează caracteristici similare cu cele de la suprafața Pământului, cum ar fi dune de nisip, râuri, lacuri, mări (probabil din metan și etan lichid) și delte, și este dominat de tipare meteorologice sezoniere similare celor de pe Pământ. Cu lichidele sale (atât de suprafață cât și subterane) și atmosfera robustă de azot, ciclul metanului de pe Titan este considerat a fi asemănător cu ciclul apei de pe Pământ, dar la o temperatură mult mai mică.

Se crede că acest satelit ar putea fi o posibila gazdă pentru viață extraterestră microbiană sau, cel puțin, un mediu prebiotic bogat în chimie organică complexă cu un posibil ocean lichid subteran care ar servi ca un mediu biotic.[8][9][10][11]

Descoperire și denumire[modificare | modificare sursă]

Christiaan Huygens descoperă satelitul Titan în 1655.

Titan a fost descoperit la 25 martie 1655 de către astronomul olandez Christiaan Huygens. Huygens a fost inspirat de descoperirea de către Galileo Galilei a patru sateliți ai planetei Jupiter în 1610 și a îmbunătățit tehnologia sa de construcție a unui telescop.[12] Christiaan, cu ajutorul fratelui său Constantijn Huygens, Jr., a început să construiască telescoape în jurul anului 1650. Christiaan Huygens a descoperit acest satelit ce se rotește în jurul lui Saturn cu primul telescop pe care l-au construit.[13]

El l-a numit simplu Saturni Luna (sau Luna Saturni, în latină cu sensul de „Luna lui Saturn”) în lucrarea sa publicată în 1655 De Saturni Luna Observatio Nova. După ce Giovanni Domenico Cassini și-a publicat descoperirile sale privind încă patru sateliți ai planetei Saturn în perioada 1673 -1686, astronomii au început să se refere la acestea ca Titan sau ca Saturn I până la V (cu Titan în poziția a patra). Alte epitete timpurii pentru Titan includ „un satelit obișnuit al lui Saturn”.[14] Titan este numit oficial Saturn VI deoarece după noile descoperiri din 1789 schema de numerotare a fost înghețată pentru a se evita orice noi confuzii (Titan a mai fost botezat cu numerele II, IV și VI). Numeroși sateliți mici mai aproape de Saturn au fost descoperiți de atunci.

Numele Titan, la fel ca numele a toți cei șapte sateliți cunoscuți ai lui Saturn în acel moment, a fost dat de către John Herschel (fiul lui William Herschel, cel care a descoperit Mimas și Enceladus) în publicația sa din 1847 Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope.[15]

El a propus numele de Titani mitologici (greaca veche: Τῑτάν), surorile și frații lui Cronos, cel care a fost numit Saturn de către romani. În mitologia greacă, titanii erau o rasă de zeități puternice, fii lui Uranus și ai Gaiei, cei care au domnit în timpul legendarei Epoci de Aur.

Orbita și rotația[modificare | modificare sursă]

Orbita lui Titan (evidenţiată în roşu), alături de alţi sateliți mari interiori ai lui lui Saturn. Sateliţi în afara orbitei sale sunt (l-r) Iapetus şi Hyperion, cei din interiorul orbitei sale sunt Rhea, Dione, Tethys, Enceladus şi Mimas.

Titan se rotește în jurul lui Saturn o dată la fiecare 15 zile și 22 ore terestre. Ca și Luna Pământului și multe alți sateliți ai giganților de gaz, perioada sa orbitală este identică cu perioada de rotație; Titan fiind blocat mareic în rotație sincronă cu Saturn, și de aceea arată mereu aceeași față spre planetă. Din acest motiv, există un punct sub-saturnian pe suprafața sa în care planeta Saturn pare să stea direct deasupra capului. Longitudinile pe Titan sunt măsurate la vest de meridianul care trece prin acest punct.[16] Excentricitatea sa orbitală este de 0,0288 și planul orbital este înclinat cu 0,348 grade în raport cu ecuatorul lui Saturn.[17] Privit de pe Pământ, satelitul are o distanță unghiulară de aproximativ 20 de raze saturniene (în jur de peste 1,2 milioane de kilometri) față de Saturn și subscrie un disc de 0,8 secunde de arc în diametru.

Titan este blocat într-o rezonanță orbitală de 3:4 cu micul satelit Hyperion care are forme neregulate. O evoluție „lentă și netedă” prin rezonanță în care Hyperion ar fi migrat de pe o orbită haotică este considerată puțin probabilă, pe baza modelelor. Hyperion, cel mai probabil, s-a format dintr-o insulă orbitală stabilă, în timp ce masivul Titan a absorbit sau respins corpurile cerești care s-au apropiat de el.[18]

Caracteristici dimensionale[modificare | modificare sursă]

Suprafața satelitului - imagine luată de sonda Huygens

Titan are un diametru de 5.152 km. Spre comparație, planeta Mercur are un diametru de 4.879 km, Luna are 3.474 km, iar Pământul 12.742 km. Înainte de sosirea sondei spațiale Voyager 1 în 1980, se credea că Titan este puțin mai mare decât Ganymede (diametru 5.262 km) și prin urmare cel mai mare satelit din Sistemul Solar; această supraestimare a fost cauzată de atmosfera densă și opacă a lui Titan care se întinde pe mai mulți kilometri în sus față de suprafața sa, mărindu-i diametrul său aparent.[19] Diametrul lui Titan și masa sa (și, astfel, densitatea acestuia) sunt similare cu cele ale sateliților lui Jupiter, Ganymede și Callisto.[20] Pe baza densității sale de 1,88 g/cm3, compoziția lui Titan este jumătate apă înghețată și jumătate rocă. Deși similar în compoziție cu Dione și Enceladus, acesta este mai dens din cauza compresiei gravitaționale.

Titan este probabil diferențiat în mai multe straturi, cu un centru de rocă de 3.400 km, înconjurat de mai multe învelișuri din diferite forme de cristalizare a gheții.[21] Interiorul său poate fi încă fierbinte și posibil să se găsească acolo un strat de lichid, un fel de „magmă” compusă din apă și amoniac între crusta de gheață și straturile mai adânci de gheață create de presiunea mare a formelor de gheață. Prezența amoniacului permite apei să rămân în stare lichidă chiar și la temperaturi scăzute de 176 K (-97,15 °C) (amestec eutectic cu apă).[22] Existența unui astfel de ocean a fost recent dovedită de sonda Cassini pe baza existenței unor unde radio naturale de frecvență extrem de joasă în atmosfera lui Titan. Suprafața lui Titan este considerată a fi un reflector slab al acestor unde radio, astfel încât acestea ar putea fi reflectate de către gheața lichidă dintr-un ocean subteran.[23] Caracteristicile de suprafață au fost observate sistematic de către sonda Cassini care a trecut la 30 km în perioada octombrie 2005 și mai 2007, ceea ce sugerează că scoarța (crusta) este decuplată de interior, oferind dovezi suplimentare pentru existența unui strat interior de lichid.[24]

Un studiu de la începutul anului 2000 realizat de către Institutul de Cercetări Planetare DLR de la Berlin-Adlershof a plasat Titan într-un grup de „sateliți mari de gheață” alături de Callisto și Ganymede.[25]

Titan Earth Moon Comparison.png
Titan cutaway.svg
Masses of Saturnian moons.png
Comparație de mărime: Titan, în infraroșu (stânga jos), împreună cu Luna și Pământul (stânga sus și respectiv în dreapta) Structura internă a lui Titan Comparație de masă: Titan are 96% din masa totală a sateliților saturnieni

Atmosfera[modificare | modificare sursă]

Atmosfera Titanului
Atmosferă Da
Atmosfera
Presiunea la suprafață 146.7 kPa
Compoziția atmosferei Variată (min. 10 gaze)[26][27]
Stratosferă:
98.4% nitrogen (N2),
1.4% metan (CH4);
troposfera inferioară:
95% N2, 4.9% CH4
Imagine în culori reale a straturilor din atmosfera lui Titan

Titan este singurul satelit cunoscut care are mai mult decât o urmă de atmosferă. Observațiile sondelor spatiale Voyager au arătat ca atmosfera este mai densă decât a Pământului, cu o presiune la suprafață de aproximativ 1,45 ori mai mare decât cea a Pământului. Atmosfera satelitului Titan este de aproximativ 1,19 de ori mai masivă decât atmosfera totală a Pământului.[28] Atmosfera are straturi opace care blochează majoritatea luminii primite de la Soare și din alte surse, ceea ce face ca detaliile suprafeței să nu fie vizibile. Atmosfera este atât de groasă și gravitația atât de scăzută încât oamenii ar putea zbura prin ea prin bătaia unor „aripi” atașate la brațele lor.[29] Gravitația mică a Titanului face ca atmosfera să fie mult mai extinsă decât cea a Pământului, chiar și la o distanță de 975 km, sonda Cassini a trebuit să facă ajustări pentru a menține o orbită stabilă împotriva forțelor de frecare atmosferice.[30] Atmosfera Titanului este opacă la numeroase lungimi de undă și un spectru de reflexie complet al suprafeței este imposibil să fie realizat din exterior.[31] Nu a fost realizat până la sosirea misiunii Cassini-Huygens în 2004, când s-au obținut primele imagini directe ale suprafeței lui Titan. Sonda Huygens a fost în imposibilitatea de a detecta direcția Soarelui în timpul coborârii sale, și, deși a fost în măsură să ia imagini de la suprafață, echipa tehnică a sondei Huygens a comparat procesul cu cel de „a face fotografii într-o parcare la asfințit”.[32]

Imagine indisponibilă Imagine indisponibilă
Atmosfera lui Titan luminată în fundal de Soare, cu inelele lui Saturn în spate. Un strat exterior de ceață fuzionează în partea de sus cu capotă polară de nord.

Prezența unei atmosfere semnificative a fost suspectată de către astronomul spaniol Josep Comas Sola, care a observat un limb întunecat distinct pe Titan în 1903[33] și a fost confirmată de Gerard P. Kuiper în 1944 pe baza unei tehnici spectroscopice care a estimat o presiune parțială atmosferice a metanului de ordinul a 100 de milibari (10 kPa).[34] Observațiile ulterioare din anii 1970 au arătat că cifrele lui Kuiper au fost subestimate semnificativ; abundența de metan în atmosfera lui Titan fiind de zece ori mai mare, iar presiunea de la suprafață fiind cel puțin de două ori mai mare față de ceea prezisă. Presiunea ridicată a suprafeței a fost un indiciu că metanul ar putea constitui doar o mică parte din atmosfera lui Titan.[35] În 1981, Voyager 1 a făcut primele observații detaliate ale atmosferei lui Titan, arătând că presiunea la suprafață este mai mare decât cea a Pământului, având 1,5 bari.[36] Atmosfera lui Titan este cea mai densă și cea mai bogată în azot din Sistemul Solar în afară de cea a Pământului. Compoziția atmosferică în stratosferă este de 98,4% azot, restul de 1,6% fiind în mare parte metan (1,4%) și hidrogen (0,1-0,2%). Deoarece metanul se condensează în atmosferă la altitudini înalte, abundența sa crește cu scăderea înălțimii, sub tropopauză, la o altitudine de 32 km, stabilizându-se la o valoare de 4,9% între 8 km și suprafața sa.[26][27] Există urme și ale altor hidrocarboni, cum ar fi urme de etan, diacetilenă, metilacetilenă, acetilenă și propan, dar și alte gaze ca argonul, cianoacetilenă, hidrogen cianid, carbon dioxid, cianogen și heliu.[26] Culoarea portocalie, așa cum este apare din spațiul cosmic, poate fi datorată unor alte complexe chimice în mici cantități, posibil tolini, precipitate organice ca tarul.[37] Se crede că hidrocarbonii apar în atmosfera superioară ca urmare a reacțiilor rezultate din disiparea metanului de către lumina ultravioletă a soarelui, producând o ceață groasă de culoare portocalie.[38] Satelitul nu are câmp magnetic, deși unele studii din 2008 au dovedit că Titan a reținut rămășițele câmpului magnetic al lui Saturn în scurtele momente când a trecut în afara magnetosferei saturniene când este expus direct vântului solar.[39] Acest câmp ar putea ioniza și ar purta unele molecule din vârful atmosferei. În noiembrie 2007, oamenii de știință au descoperit prezența ionilor negativi care are au masa de 10.000 de ori mai mare decât masa hidrogenului din ionosfera lui Titan, se consideră că aceștia se prăbușesc în regiuni mai joase, unde formează ceața portocalie care face invizibilă suprafața satelitului. Structura acestora nu este cunoscută în prezent, dar se presupune că sunt tolini, și ar putea fi baza apariției unor structuri moleculare mult mai complexe, cum ar fi hidrocarbonii aromatici policiclici..[40]

Straturile superioare ale Atmosferei Titanului

Energia primită de la Soare ar fi trebuit să convertească toate urmele de metan din atmosfera lui Titan în hidrocarboni mai complecși în ultimii 50 de milioane de ani (o perioadă scurtă comparată cu vârsta Sistemului Solar). Aceasta lucru sugerează că metanul este realimentat cumva dintr-un rezervor aflat la suprafață sau în interiorul satelitului Titan. Deoarece atmosfera lui Titan conține de 1000 de ori mai mult metan decât monoxid de carbon se ia în calcul contribuțiile semnificative ale ciocnirilor cu comete, deoarece cometele sunt compuse mai mult din monoxid de carbon decât din metan. Ca satelitul Titan să fi captat ca atmosferă o parte din nebuloasa saturniană timpurie, în momentul genezei Sistemului Solar, nu pare posibil deoarece în acest caz ar trebui să aibă o abundență atmosferică similară nebuloasei solare, incluzând hidrogen și neon.[41]Mulți astronomi cred că originea metanului din atmosfera lui Titan este satelitul însuși, considerându-se că metanul este eliberat de erupțiile criovulcanice.[42][43][44] O posibilă origine biologică a metanului nu a fost exclusă.[10]

Există de asemenea un model al circulației aerului, care a fost identificat ca urmând direcția de rotație a lui Titan, de la vest către est.[45] Observațiile atmosferei, realizate în 2004 de Cassini, sugerează că Titan este și un „super-rotitor”, asemănător plantei Venus, având o atmosferă care se rotește mult mai repede decât suprafața sa..[46]

Ionosfera satelitului Titan este mult mai complexă decât a Terrei, având o ionosferă principală la o altitudine de 1.200 km, dar prezintă și un înveliș adițional de particule încărcate la altitudinea de 63 de km. Acest lucru face ca atmosfera să fie împărțită în două camere cu rezonanțe radio diferite. Sursele undelor radio naturale ale lui Titan sunt însă neclare, deoarece nu pare să existe o activitate luminoasă extinsă.[23]

Climă[modificare | modificare sursă]

Grafic cu detalii privind temperatura, presiunea şi alte aspecte ale climei de pe Titan. Ceața atmosferică scade temperatura în atmosfera inferioară, în timp ce metanul ridică temperatura la suprafață. Criovulcanii aruncă metan în atmosferă, care apoi cad sub formă de ploaie pe suprafață, formând lacuri.

Temperatura la suprafață este de aproximativ 94 K (−179 °C, sau −290 °F). La această temperatură apa înghețată nu se evaporă, astfel încât atmosfera este aproape lipsită de vapori de apă. Ceața din atmosferă contribuie la anti-efectul de seră al satelitului, reflectând lumina solară înapoi în spațiu, ceea ce face ca suprafața să fie semnificant mai rece decât atmosfera superioară.[47] Satelitul recepționează doar aproximativ 1% din cantitatea de lumină solară pe care o primește Pământul.[48]

Norii lui Titan, probabil compuși din metan, etan sau alte substanțe organice simple, sunt împrăștiați și variabili, presărați prin ceața înconjurătoare.[19] Acest metan atmosferic creează un efect de seră la suprafață, fără de care Titan ar fi mult mai rece.[49] Descoperirile sondei Huygens indică prezența unor ploi periodice de metan lichid și alți compuși organici care udă suprafața satelitului.[50] În octombrie 2007, observatorii au constatat o creștere a opacității aparente a norilor, deasupra regiunii ecuatoriale Xanadu, un fel de „burniță de metan”, deși acest lucru nu este o dovadă directă a existenței ploii.[51] Totuși, imaginile cu lacurile din emisfera sudică surprinse timp de un an, arată că acestea au crescut și că au fost alimentate de căderile sezoniere de ploi hidrocarbonice.[52] Este posibil ca zonele de suprafață să fie acoperite cu un strat de tolini, dar acest lucru nu a fost confirmat.[53] Prezența ploii ar indică faptul că Titan este singurul corp ceresc altul decât Pământul pe care s-ar putea forma curcubeul. Cu toate acestea, având în vedere opacitatea extremă a atmosferei la lumina vizibilă, marea majoritate a curcubeielor ar fi vizibile doar în infraroșu.[54]

Simulări ale modelelor vântului global, bazate pe informații privind viteza vântului luate de sonda Huygens au sugerat că atmosfera lui Titan circulă într-o singură celulă Hadley enormă. Aerul cald se ridică în emisfera sudică – ceea ce a dus la experiementrea unei „veri” atunci când Huygens a coborât. Aerul cald se scufundă în emisfera nordică, ceea ce duce la apariția unor curenți de aer de altitudine înaltă dinspre sud către nord și curenți de aer de joasă altitudine dinspre nord către sud. O asemenea enormă celulă Hadley este posibilă numai pe o lume cu rotație înceată, cum este Titanul.[45] Circulația vântului în celulă de la pol la pol pare să fie centrată pe stratosferă, simulările sugerând posibilitatea unor schimbărilor la fiecare 12 ani, cu o perioadă de 3 ani de tranziție, în cursul unui an titanian (peste 30 de ani tereștri).[55] Această celulă Hadley creează o bandă globală de joasă presiune, ca un efect terestru al variației zonei de convergență intertropicală. Spre deosebire de Terra unde oceanele sunt limitate în această zonă către tropice, pe Titan, zona traversează distanța dintre cei doi poli, cărând norii de ploaie cu ea. Acest lucru face că Titan, în ciuda temperaturilor scăzute, să aibă un climat tropical.[56]

Numărul lacurilor de metan vizibile în apropierea polului sud este mai mic decât numărul de lacuri de lângă polul nord. Deoarece polul sud este actualmente în vară și polul nord în iarnă, o ipoteză ar fi că ploile cu metan apar la poli iarna, iar metanul se evaporă vara.[57]

Nori[modificare | modificare sursă]

Imagine în culori false cu un sistem de nori deasupra regiunii polare de nord

În septembrie 2006, Cassini a fotografiat un mare nor la o înălțime de 40 km deasupra polului nord. Deși se știa că metanul este cel care se condensează în atmosfera lui Titan, norul era susceptibil de a conține etan, datorită mărimii detectate a particulelor care era de numai 1-3 micrometri și etanul se poate congela, de asemenea, la aceste altitudini. În decembrie, Cassini a observat din nou norul acoperitor și a detectat metan, etan și alți compuși organici. Norul avea peste 2400 km în diametru și era încă vizibil peste o lună la o nouă trecere a sondei spațiale. Una dintre ipoteze este aceea că în prezent plouă (sau, dacă este suficient de rece, ninge) la polul nord; căderile de la latitudinile nordice polare fiind suficient de puternice pentru a duce particule organice spre suprafață. Aceasta a fost cea mai puternică dovadă pentru ipoteza existenței ciclului metanului pe Titan (analog ciclului apei pe Pământ).[58]

Nori au mai fost găsiți deasupra regiunii polare de sud. În timp ce acoperă de obicei doar 1% din discul Titanului, au fost observate izbucniri în care stratul de nori se extinde rapid acoperind cca. 8% din discul Titanului. O ipoteză afirmă că norii din regiunea polară de sud se formează atunci când nivelurile sporite ale luminii soarelui din timpul verii îi ridică în atmosferă, rezultând convecție. Această explicație este complicată de faptul că formarea norilor a fost observată nu numai după solstițiul de vară, dar, de asemenea, și în mijlocul primăverii. Umiditatea de metan a crescut la Polul Sud, contribuind eventual la creșterea rapidă a mărimii norului .[59] Acolo, în emisfera sudică, a fost vară până în 2010, atunci când orbita lui Saturn, care reglementează mișcare satelitului, a înclinat emisfera nordică spre Soare.[45] Atunci când sezoanele se schimbă, este de așteptat ca etanul să înceapă să se condenseze deasupra Polului Sud.[60]

Modelele de cercetare care se potrivesc bine cu observațiile efectuate sugerează că norii de pe Titan se grupează la coordonatele preferate și că stratul de nori variază în funcție de distanța de la suprafață pe diferite părți ale satelitului. În regiunile polare (la peste 60 de grade latitudine) apar pe scară largă nori permanenți de etan și mai sus, în troposferă. La latitudinile mai joase norii principali de metan se găsesc între 15 și 18 km, și sunt mai sporadici și localizați. În emisfera în care este vară de obicei apar nori de metan groși dar sporadici care par să se grupeze în jurul valorii de 40°.[55]

Observațiile la sol au evidențiat, de asemenea, variațiile sezoniere ale norilor. Pe parcursul orbitei de 30 de ani a lui Saturn, sistemele de nori de pe Titan par să se manifeste timp de 25 de ani și apoi dispar pentru patru-cinci ani înainte de a renaște din nou.[58]

Cassini a detectat și nori albi de mare altitudine de tip Cirrus în atmosfera superioară a lui Titan, probabil formați tot din metan.[61]

Deși nu există dovezi privind existența fulgererelor pe Titan, simulările pe computer sugerează ca norii din troposfera joasă a satelitului se pot acumula în cantități suficiente pentru a genera fulgere la o altitudine de aproximativ 20 km.[62]

Caracteristici ale suprafeței[modificare | modificare sursă]

Hartă a suprafeței lui Titan din aprilie 2011.

Suprafața Titanului a fost descrisă ca fiind „complexă, transformată de fluide și geologic tânără.”[63] Atmosfera este de două ori mai groasă decât cea a Pământului, ceea ce face ca instrumentelor astronomice să le fie dificil să capteze imagini de la suprafață în spectrul luminii vizibile.[64] Nava spațială Cassini a folosit instrumente în infraroșu, radar de altimetrie și radar cu deschidere sintetică pentru a realiza porțiuni din harta Titanului în timpul zborurilor sale pe deasupra satelitului. Primele imagini au relevat o geologie diversă, cu zone atât dure cât și netede. Există caracteristici care par a fi de origine vulcanică, care erup probabil apă amestecată cu amoniac. Există, de asemenea caracteristici vărgate, unele dintre ele având sute de kilometri ca lungime, care par a fi cauzate de particule suflate de vânt.[65][66] Examinarea a arătat, de asemenea, că suprafața este relativ netedă, cu puține obiecte care par să fe cratere de impact care au fost umplute, probabil de ploi de hidrocarburi sau de către vulcani. Altimetria radar sugerează că variația înălțimii este redusă, de obicei nu mai mult de 150 de metri. Au fost descoperite și schimbări ocazionale de elevație de 500 de metri și Titan are munți care ajung, uneori, de la mai multe sute de metri la mai mult de 1 kilometru în înălțime.[67]

Suprafața lui Titan este marcată de largi regiuni de teren luminoase și întunecate. Printre acestea se numără Xanadu, o uriașă zonă ecuatorială extrem de reflectorizantă care are o suprafață aproximativ de mărimea Australiei. A fost prima oară identificată în imaginile în infraroșu obținute de Telescopul Spațial Hubble în 1994, și mai târziu a fost observată de sonda Cassini. Regiunea este plină de dealuri și tăiată de văi și de prăpăstii.[68] Este străbătută în mai multe locuri de caracteristici topografice întunecate: aliniamente sinuoase care seamănă cu creste sau cu fisuri. Acestea pot indica o activitate tectonică, dovada că Xanadu este tânără din punct de vedere geologic. Alternativ, aliniamentele pot fi canale formate de lichide, sugerând un teren vechi care a fost tăiat prin intermediul sistemelor de flux.[69] Există zone întunecate de dimensiuni similare în alte zone care au fost observate de la sol și de Cassini. S-a speculat că acestea sunt mări de metan sau de etan, dar observațiile realizate de Cassini par să indice altceva (vezi mai jos).

Titan2005.jpg
Titan multi spectral overlay.jpg
Titan globe m.jpg
Mozaic al satelitului Titan realizat în timpul zborului sondei Cassini în februarie 2005. Regiunea mare întunecată este Shangri-La. Titan în culori false care arată detalii ale suprafaței și ale atmosferei, cu Xanadu în zona luminoasă din centru-dreapta. Globul satelitului Titan, un mozaic de imagini în infraroșu cu denumirile unor regiuni

Lichide[modificare | modificare sursă]

Imagine-radar în culori false realizată de Cassini în regiunea polară nordică. Albastrul indică reflexia radar scăzută cauzată de mări, lacuri de hidrocarburi și de rețelele de afluenți toate umplute cu etan lichid, metan și N2 dizolvat.[27] Fotografiile sugerează faptul că acel corp mare din stânga jos, Kraken Mare, este aproximativ de două ori mai vizibil aici. Ligeia Mare este în dreapta jos.

Posibilitatea existenței unor mări de hidrocarburi pe Titan a fost sugerată pentru prima oară pe baza datelor obținute de Voyager 1 și 2 care au arătat că Titanul ar avea o atmosferă groasă cu aproximativ o temperatură corectă și cu o compoziție necesare pentru existența acestor mări de hidrocarburi. Dovezi directe nu au fost obținute până în 1995, atunci când datele de la Hubble și alte observații au sugerat existența metanului lichid pe Titan, fie în buzunare deconectate sau la scară generală sub forma unor oceanele similare celor de apă de pe Pământ.[70]

Misunea Cassini a confirmat această ipoteză, deși nu imediat. Atunci când sonda a ajuns în sistemul saturnian în 2004, s-a sperat că lacuri de hidrocarburi sau oceane ar putea fi detectabile prin reflexia luminii de la suprafața unor corpuri lichide, dar nicio reflexie speculară nu a fost inițial observată.[71] Lângă polul sud o caracteristică întunecară a suprafeței numită Ontario Lacus a fost identificată[72] (și mai târziu confirmată ca fiind într-adevăr un lac).[73] Un posibil țărmu a fost de asemenea identificat în apropiere de polul sud prin imagini radar.[74] După zborul din 22 iulie 2006 în care radarul navei spațiale Cassini a fotografiat latitudinile nordice (care se găseau în timpul iernii), mai multe pete netede de mari dimensiuni au fost observate punctând suprafața din apropierea polului.[75] Pe baza observațiilor, oamenii de știință au anunțat în ianuarie 2007 că există „dovezi definitive ale lacurilor pline cu gaz metan pe luna lui Saturn, Titan” .[5][76] Echipa Cassini–Huygens a concluzionat că aceste caracteristici sunt aproape sigur lacurile de hidrocarburi de mult timp căutate, primele caracteristici stabile de lichid găsite în afara suprafeței Pământului. Unele dintre acestea par să aibă canale cu lichid asociate și se află în depresiuni topografice.[5] În general, observațiile radar Cassini au arătat că lacurile acoperă doar câteva procente din suprafața sa și sunt concentrate în apropierea polilor, făcând Titanul mult mai uscat decât Pământul.[77]

În iunie 2008, spectometrul de cartografiere vizuală și în infraroșu de pe Cassini a confirmat prezența etanului lichid dincolo de orice îndoială în Ontario Lacus.[78] La 21 decembrie 2008, Cassini a trecut direct pe deasupra lui Ontario Lacus și a observat o reflecție în oglinda radar care, fiind puternică, a saturat receptorul sondei, indicând faptul că nivelul lacului nu variază cu mai mult de 3 mm (ceea ce presupune fie că vânturile de la suprafață au fost minime sau lichidul de hidrocarburi din lac este vâscos.[79][80]

Reflexiile speculare sunt indicatori ai unei suprafețe netede ca oglinda, astfel încât acestă observație confirmă concluzia care a fost trasă pe baza imaginilor radar privind prezența unui corp mare de lichid. Observația a fost făcută imediat după ce regiunea polară de nord a ieșit din 15 de ani de iarnă întunecată.

La 8 iulie 2009, instrumentul VIMS de pe Cassini a observat o reflexie speculară a unei suprafețe netede ca oglinda, care astăzi se numește Jingpo Lacus, un lac în regiunea polară de nord la scurt timp după ce a ieșit din zona de 15 de ani de întuneric și de iarnă.[81][82]

Măsurătorile radar efectuate în iulie 2009 și ianuarie 2010 indică faptul că Ontario Lacus este extrem de superficial, cu o adâncime medie de 0,4 - 3,2 m și o adâncime maximă de 2,9 - 7,4 m.[83] În contrast, emisfera nordică a caracteristicii Ligeia Mare are adâncimi de peste 8 m, acesta fiind maximul măsurabil al instrumentelor radar.[83]

PIA12481 Titan specular reflection.jpg
Liquid lakes on titan.jpg
Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg
Titan S. polar lake changes 2004-5.jpg
Fotografie în infraroșu pe baza reflexiei spectrale a Jingpo Lacus, un lac în regiunea polară nordică Vedere radar de perspectivă a Bolsena Lacus (dreapta jos) și a altor lacuri de hidrocarburi emisfera nordică Imagini contrastante ale numărului de lacuri din emisfera nordică (stânga) și din emisfera sudică (dreapta) Două imagini ale emisferei sudice luate la un an diferență, arătând modificări ale lacurilor din regiunea polară sudică

Cratere de impact[modificare | modificare sursă]

Imaginea radar a unui crater de impact de pe suprafața satelitului Titan cu un diametru de 139 km[84] care ne prezintă o podea netedă, marginea accidentată și, eventual, un vârf central.

Radarul, SAR și imaginile pe baza datelor de la Cassini au descoperit câteva cratere de impact pe suprafața satelitului Titan, sugerând că acest corp ceresc este relativ tânăr. Puținele cratere de impact descoperite includ un bazin de două inele de 440 km numit Menrva văzut de instrumentul ISS de pe Cassini ca un model luminos-întunecat concentric.[85] De asemenea, au mai fost observate: o mai mică podea plată a unui crater, de 60 de km lățime, numită Sinlap[86] și un crater de 30 km, cu un vârf central și o podea întunecată numit Ksa.[87] Radarul și imaginile Cassini au relevat, de asemenea, o serie de „crateriforme”, caracteristici circulare ale suprafeței care ar putea fi de impact, dar lipsesc anumite caracteristici care ar duce la identificarea exactă a acestora. De exemplu, un inel strălucitor de 90 km, cunoscut sub numele de Guabonito a fost observat de Cassini.[88] Această caracteristică este considerată a fi un crater de impact acoperit de sedimente întunecate care au fost suflate de vânt. Alte caracteristici similare au fost observate în regiunile întunecate Shangri-La si Aaru. Prin intermediul radarului s-au observat mai multe caracteristici circulare, care pot fi cratere, în regiunea luminosă Xanadu, în timpul survolului Titanului de către Cassins la 30 aprilie 2006.[89]

Multe dintre craterele sau posibilele cratere prezintă dovezi ale unei eroziuni extinse și toate arată că au suferit unele modificări.[84] Majoritatea craterelor de mari dimensiuni s-au încălecat între ele sau au margini incomplete, în ciuda faptului că unele cratere de pe Titan au marginile relativ mai masive decât oriunde în altă parte din Sistemul Solar. Cu toate acestea, există puține dovezi de formare a palimpsestelor prin relaxarea crustelor vâscoelastice spre deosebire de pe alte sateliții mari de gheață.[84] Majoritatea craterelor le lipsesc vârfurile centrale și au podele netede, posibil ca urmare a impactului sau a eruptiei târzii de lavă criovulcanică. În timp ce umplutura din diferite procese geologice este unul dintre motivele pentru deficitul relativ de cratere, scutul atmosferic de asemenea joacă un rol important; se estimează că atmosfera reduce numărul de cratere pe suprafața sa cu un factor de doi .[90]

Înalta rezoluție radar obținută de-a lungul anului 2007 a acoperit doar 22% din suprafața satelitului, aceasta a sugerat existenta unui număr de nonuniformități în distribuția craterelor sale. Xanadu are cratere de 2-9 ori mai multe decât în altă parte. Emisfera principală are o densitate de 30% mai mare decât emisfera posterioară. Aici există densități mai mici ale craterelor în zonele cu dune ecuatoriale și în regiunea polară nordică (unde lacurile de hidrocarburi și mările sunt cele mai frecvente).[84]

Modelele pre-Cassini cu traiectorii de impact și unghiuri sugerează că dacă un asteroid lovește crusta de apă înghețată, o cantitate mică de apă provocată de impact rămâne lichidă în crater. Acesta poate persista timp de secole sau chiar mai mult sub formă de lichid, timp suficient pentru „sinteza unor molecule simple precursoare originii vieții.”[91]

Criovulcani și munți[modificare | modificare sursă]

Imagine aproape de infraroșu a zonei Tortola Facula, unde se consideră că ar putea fi un posibil criovulcan
Imagine VIMS în false culori a unui posibil criovulcan Sotra Facula, combinată cu o hartă 3-D bazată pe datele radar, care prezintă vârfuri înalte de 1000 m şi cratere adânci

Oamenii de știință au speculat faptul că aceste condiții de pe Titan se aseamănă cu cele inițiale de pe Pământ, deși la o temperatură mult mai mică. Detectarea în 2004 a izotopului de argon 40 în atmosferă a indicat faptul că vulcanii au generat efluenți de „lavă” compusă din apă și amoniac.[92] Hărțile globale de distribuție a lacurilor la suprafață au relevat faptul că nu există suficient metan la suprafață care să explice prezența continuă a metanului în atmosferă și, prin urmare, o parte importantă trebuie să fie adăugată prin procesele vulcanice.[52]

Totuși există câteva caracteristici de suprafață care pot fi interpretate fără echivoc ca fiind criovulcani.[93] Una dintre primele aceste caracteristici descoperite de observațiile radar Cassini în 2004, numită Ganesa Macula, seamănă cu caracteristicile geografice numite „Domuri Pancake” sau „Farrum” găsite pe planeta Venus, și inițial s-a crezut a fi criovulcanice la origine, deși Uniunea Geofizică Americană a respins această ipoteza în decembrie 2008. Această caracteristică a fost considerată a nu fi un dom în totalitate, dar pare să fie rezultatul combinărilor accidentale de pete de lumină și de întuneric.[94][95] În 2004 Cassini a mai detectat un element neobișnuit de luminos (numit Tortola Facula), care a fost interpretat ca un dom criovulcanic.[96] Alte caracteristici similare nu au mai fost identificate până în 2010.[97] În decembrie 2008, astronomii au anunțat descoperirea în atmosfera lui Titan a două „pete luminoase” tranzitorii, având o durată neobișnuit de lungă și care par prea persistente pentru a fi explicate prin tiparele simple ale vremii, sugerând ca acestea au fost rezultatul a unor episoade extinse criovulcanice.[22]

În martie 2009 s-au observat structuri asemănătoare fluxurilor de lava într-o regiune numită Hotei Orcus, care par să fluctueze ca luminozitate de mai multe luni. Deși mai multe fenomene au fost propuse ca explicații a acestei fluctuații, fluxurile de lavă au început să crească la 200 de metri deasupra suprafeței confirmând faptul că au izbucnit de sub suprafață.[98]

O zonă muntoasă de 150 km lungime, 30 km lățime și 1,5 km înălțime a fost descoperită de Cassini în 2006. Această zonă se află în emisfera sudică și se crede că este compusă din materiale înghețate și acoperită cu zăpadă de metan. Mișcarea plăcilor tectonice, probabil influențată de un bazin de impact din apropiere, ar putea fi creat un gol prin care materialul muntelui a urcat.[99] Înainte de Cassini, oamenii de știință au presupus că cea mai mare a topografiei ar fi structuri de impact, dar aceste constatări arată că sunt similare cu cele de pe Pământ, munții formându-se prin procese geologice.[100] În decembrie 2010, echipa misiunii Cassini a anunțat descoperirea celui mai convingător criovulcan posibil găsit până acum. Numit Sotra Facula, acesta este unul dintr-un lanț de cel puțin trei munți, fiecare având între 1000 și 1500 m înălțime, unii având cratere mari. Solul din jurul acestora par a fi acoperite de scurgeri de lavă înghețată.[101]

Dacă vulcanismul pe Titan există cu adevărat, ipoteza este că acesta este determinat de energia eliberată din dezintegrarea elementelor radioactive în mantă, așa cum este pe Pământ.[22] Magma pe Pământ este formată din rocă lichidă, care este mai puțin densă decât crusta stâncoasă solidă prin care erupe. Deoarece gheața este mai puțin densă decât apa, magma apoasă de pe Titan ar fi mai densă decât sa crusta din gheață solidă. Asta înseamnă că criovulcanismul de pe Titan ar necesita o cantitate mare de energie suplimentară pentru a funcționa, eventual prin deformarea mareică cauzată de apropierea planetei Saturn.[22]

Teren întunecat[modificare | modificare sursă]

Dune de nisip din Deşertul Namib, Pământ (sus), comparativ cu dunele din Belet, Titan

În primele imagini de la începutul anilor 2000 ale suprafeței lui Titan luate de telescoapele aflate pe Pământ s-au observat regiuni mari de teren întunecat întinzându-se de-a lungul ecuatorului Titanului.[102] Înainte de sosirea sondei Cassini s-a considerat că aceste regiuni ar conține mări de materii organice, cum ar fi gudron sau hidrocarburi lichide.[103] Imaginile radar captate de sonda Cassini au arătat că aceste regiuni sunt câmpii întinse acoperite de dune de nisip longitudinale, de până la 330 de metri înălțime,[104] de cca. un kilometru lărgime și cu de la zeci la sute de kilometri lungime.[105] Se crede că dunele longitudinale (sau liniare) sunt formate de vânturi moderate variabile care bat fie într-o direcție sau alternativ din două direcții diferite. Dunele de acest tip sunt întotdeauna aliniate după direcția medie a vântului. În cazul satelitului Titan, vânturile stabile zonale (spre est) se combină cu vânturile variabile mareice (de aproximativ 0,5 metri pe secundă).[106] Vânturile mareice ​​sunt rezultatul forțelor de atracție ale planetei Saturn asupra atmosferei lui Titan, forțe ce sunt de 400 de ori mai puternice decât forțele mareice ale Lunii pe Pământ și au tendința de a conduce vântul spre ecuator. Acest model al vântului provoacă dune de nisip construind linii lungi paralele aliniate de la vest spre est. Dunele își schimbă orientarea lângă munți, deoarece și direcția vântului se modifică.

Nisipul de pe Titan s-ar fi putut forma atunci când metanul lichid a plouat și a erodat roca înghețată de bază, posibil sub forma unor viituri torențiale. O altă variantă este că nisipul ar putea proveni de la substanțele organice solide produse de reacțiile fotochimice din atmosferă.[104][106][107] Studii din mai 2008 asupra compoziției dunelor au arătat că acestea aveau mai puțină apă decât restul satelitului Titan și probabil că au apărut din agregarea materialelor organice după ce a plouat la suprafață.[108]

Condiții prebiotice și posibilitatea vieții[modificare | modificare sursă]

Deși misiunea Cassini–Huygens nu a fost echipată pentru a găsi dovezi ale biologiei sau organicii complexe, ea a arătat că pe Titan se află un mediu similar în multe feluri cu cel teoretizat pentru Pământul primordial.[109] Cercetătorii cred că atmosfera primordială a Pământului era similară în compoziție cu atmosfera prezentă pe Titan, o excepție importantă fiind prezența lacurilor cu vapori de apă de pe Titan.[110] Satelitul este considerat de unii oameni de știință ca o posibilă gazdă pentru viața extraterestră microbiană sau, cel puțin, ca un mediu prebiotic bogat în compuși organici complecși.

Formarea moleculelor complexe[modificare | modificare sursă]

Experimentul Miller–Urey și alte câteva experimente au arătat că într-o atmosferă similară celei de pe Titan, prin adăugarea de radiație ultravioletă, pot apărea molecule complexe și substanțele polimerice ca tolinii. Reacția începe cu disocierea nitrogenului și metanului, formând hidrogen cianid și acetilenă. Alte reacții au fost studiate intensiv.[111]

În octombrie 2010, Sarah Horst de la Universitatea Arizona a afirmat că a găsit cinci baze nucleotide – blocuri de construcție a ADN-ului și a ARN-ului – printre mulțimea de compuși care au apărut atunci când energia a fost aplicată într-o combinație de gaze similară celei din atmosfera lui Titan. Horst a găsit și aminoacizi, care sunt cărămizile de construcție a proteinelor. Sarah Horst a spus că este prima oară când bazele nucleotide și aminoacizii sunt găsiți într-un asemenea experiment, fără ca apa în stare lichidă să fie prezentă.[112]

Posibile habitate subterane[modificare | modificare sursă]

Simulările de laborator au dus la ideea că ar putea exista pe Titan destul material organic pentru a începe o evoluție chimică analogă cu cea de pe Pământ. În timp ce analogia implică prezența apei lichide pentru o perioadă mai mare decât s-a observat actualmente, unele teorii sugerează că apa lichidă dintr-un impact ar putea fi conservată sub un înveliș înghețat și izolată astfel.[113] S-a mai observat că oceanele de amoniac lichid ar putea să existe în adâncime, sub suprafață;[9][114] un model fiind acela că o soluție de amoniac și apă s-ar afla la 200 de km sub crusta de apă înghețată, condiții extreme după standardele terestre dar care ar fi în stare să asigure supraviețuirea vieții pe Titan.[10] Transferul de căldură dintre învelișurile interioare și superioare ar fi critice în susținerea vieții într-un ocean subteran.[9] Detectarea vieții microbiene ar depinde de efectele sale biogenice. De exemplu, s-a examinat posibilitatea ca metanul atmosferic și nitrogenul să fie de origine biologică.[10]

Metanul și viața la suprafață[modificare | modificare sursă]

S-a mai sugerat că viața ar putea exista în lacurile de metan lichid, asemănător organismelor terestre care trăiesc în apă.[115] Asemenea creaturi ar inhala H2 în loc de O2, reacționând astfel cu acetilena în loc de glucoză și ar expira metan în loc de dioxid de carbon.[115][116] În 2005, astrobiologul Christopher McKay a prezis că dacă viața metanogenică consumă hidrogen atmosferic în volum suficient, ea ar avea un efect măsurabil asupra raportului de amestec din troposferă.[115]

Dovada existenței unei astfel de formă de viață a fost identificată în 2010 de către Darrell Strobel de la Universitatea John Hopkins: el a observat o super-abundență de hidrogen molecular în straturile superioare ale atmosferei, care duc la un debit de cădere cu o rată de 1025 de molecule pe secunde. Aproape de suprafață acest debit aparent dispare, posibil datorită consumării hidrogenului molecular de către forme de viață metanogenice.[115][117][118] O altă lucrare publicată în aceeași lună a prezentat dovezile existenței insuficiente a acetilenei pe suprafața lui Titan, acolo unde cercetătorii se așteptau să se acumuleze acest compus; conform lui Strobel, acest fapt confirmă consistent ipoteza că acetilena este consumată de către forme de viață metanogenice.[117] Chris McKay, cel care este de acord că prezența vieții constituie o explicație posibilă privind prezența sau absența hidrogenului și acetilenei, a avertizat că alte explicații sunt momentan mai plauzibile: rezultatele observate s-ar datora erorii umane sau prezenței la sol a unor catalizatori necunoscuți.[11] De asemenea, McKay a precizat că acest catalizator, care ar fi activ la 95 K, ar fi în sine o descoperire surprinzătoare.[11]

Există o dezbatere privind eficacitatea metanului ca mediu pentru viață în comparație cu apa;[119] apa este de departe un solvent mult mai bun decât metanul, deoarece permite transportul mai ușor al substanțelor într-o celulă,[117] dar reactivitatea chimică inferioară a metanului permite formarea mai ușoară a structurilor mari cum ar fi proteinele.[120]

Obstacole[modificare | modificare sursă]

În ciuda tuturor acestor posibilități biologice, există obstacole formidabile pentru viața pe Titan și orice analogie cu Pământul este inexactă. Aflat la o uriașă distanță față de Soare, Titan este rece, iar atmosfera sa este lipsită de CO2. Din cauza acestor dificultăți cercetători precum Jonathan I. Lunine au privit Titanul mai puțin ca pe un habitat al vieții, considerându-l mai mult un experiment pentru examinarea teoriilor privind condițiile care prevalau înainte de apariția vieții pe Pământ.[121] Dacă viața s-ar putea să nu existe pe Titan, condițiile prebiotice ale mediului și chimia organică asociată rămân de mare interes pentru înțelegerea istoriei timpurii a biosferei terestre.[109] Utilizarea lui Titan ca pe un experiment prebiotic implică nu doar observații ale sondelor spațiale, dar și experimente de laborator și modelări chimice și fotochimice ale Pământului.[111]

Ipoteza panspermiei[modificare | modificare sursă]

A fost propusă de asemenea o explicație alternativă privind ipotetica existență a vieții pe Titan: dacă viața va fi găsită pe Titan, ar fi statistic mult mai probabil ca acesta să fie de pe Pământ decât să fi apărut independent, acest proces este cunoscut sub numele de panspermie. În teorie se consideră că impactul Pământului cu asteroizi mari și comete a dus la sute de milioane de fragmente de rocă încărcate cu microbi au evadat din gravitația terestră. Calculele indică că un număr dintre aceste fragmente s-ar afla pe multe corpuri din Sistemul Solar, inclusiv pe Titan.[122][123] Pe de altă parte, Jonathan Lunine a argumentat că orice ființă vie care ar trăi în lacurile hidrocarbonice criogenice ale lui Titan ar trebui să fie atât de diferite chimic față de viața de pe Pământ, încât nu ar fi posibil ca una să fi fost strămoșul celeilalte.[124]

Condiții viitoare[modificare | modificare sursă]

Condițiile de pe Titan ar putea deveni mai habitabile în viitor. Peste 6 miliarde de ani, când Soarele va deveni o gigantă roșie, temperaturile la suprafață vor crește la ~200 K (−70 °C), atât cât este nevoie pentru ca oceane stabile de amestec de apă și amoniac să existe la suprafață. Pe măsură ce radiația ultravioletă a Soarelui va descrește, ceața din atmosfera superioară a lui Titan se va destrăma, oprind anti–efectul de seră la suprafață și permițând ca efectul de seră creat de metanul atmosferic să joace un rol mai mare. Aceste condiții vor crea împreună un mediu agreabil pentru forme de viață exotice și va persista câteva sute de milioane de ani. Această perioadă a fost însă suficientă pentru ca viața simplă să evolueze pe Pământ, totuși prezența amoniacului pe Titan ar face ca aceste reacții chimice să aibă loc mai lent.[125]

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ a b c doi:10.1086/508812
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  2. ^ en Williams, D. R. (21 august 2008). „Saturnian Satellite Fact Sheet”. NASA. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturniansatfact.html. Accesat la 18 aprilie 2000. 
  3. ^ en Mitri, G.; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. (2007). „Hydrocarbon Lakes on Titan”. Icarus 186 (2): 385–394. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. Bibcode2007Icar..186..385M. http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/mitri-etal-2007-lakes.pdf. 
  4. ^ en News Features: The Story of Saturn”. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. http://web.archive.org/web/20051202030828/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons.cfm. Accesat la 8 ianuarie 2007. 
  5. ^ a b c en Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L. et al. (2007). „The lakes of Titan”. Nature 445 (1): 61–64. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. Bibcode2007Natur.445...61S. 
  6. ^ en Nemiroff, R. and Bonnell, J. (25 martie 2005). „Huygens Discovers Luna Saturni”. Astronomy Picture of the Day. NASA. http://apod.nasa.gov/apod/ap050325.html. Accesat la 18 iulie 2007. 
  7. ^ vulcani de gheață
  8. ^ ro Semne de viață extraterestră descoperite pe Titan, satelitul lui Saturn, România liberă, 4 iunie 2010
  9. ^ a b c en Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). „On the internal structure and dynamic of Titan”. Planetary and Space Science 48 (7–8): 617–636. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8. Bibcode2000P&SS...48..617G. 
  10. ^ a b c d en Fortes, A. D. (2000). „Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan”. Icarus 146 (2): 444–452. doi:10.1006/icar.2000.6400. Bibcode2000Icar..146..444F. 
  11. ^ a b c en Mckay, Chris (2010). „Have We Discovered Evidence For Life On Titan”. SpaceDaily. http://www.spacedaily.com/reports/Have_We_Discovered_Evidence_For_Life_On_Titan_999.html. Accesat la 10 iunie 2010.  Space.com. 23 martie 2010.
  12. ^ en Discoverer of Titan: Christiaan Huygens”. European Space Agency. 4 septembrie 2008. http://www.esa.int/esaSC/SEMJRT57ESD_index_0.html. Accesat la 18 aprilie 2009. 
  13. ^ en Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683 Inv V09196, Rijksmuseum voor de Geschiedenis van de Natuurwetenschappen en van de Geneeskunde
  14. ^ en 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. 
  15. ^ en Lassell (12 noiembrie 1847). „Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (1): 42. http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html. Accesat la 29 martie 2005. 
  16. ^ en EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea. http://www.evs-islands.com/2008/02/titans-unnamed-methane-sea.html. Accesat la 22 octombrie 2009. 
  17. ^ en Cu excepția cazului în care care se prevede altfel: JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service”. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi#top. Accesat la 19 iulie 2007. 
  18. ^ en Bevilacqua, R. (1980). „Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case”. Earth, Moon, and Planets 22 (2): 141–152. doi:10.1007/BF00898423. Bibcode1980M&P....22..141B. 
  19. ^ a b en Arnett, Bill (2005). „Titan”. Nine planets. Universitatea din Arizona, Tucson. Arhivat din original la 21 noiembrie 2005. http://web.archive.org/web/20051121130738/http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html. Accesat la 10 aprilie 2005. 
  20. ^ en Lunine, J. (21 martie 2005). „Comparing the Triad of Great Moons”. Astrobiology Magazine. http://www.astrobio.net/index.php?option=com_retrospection&task=detail&id=1493. Accesat la 20 iulie 2006. 
  21. ^ en 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. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. Bibcode2005Icar..175..496T. 
  22. ^ a b c d Longstaff, Alan (februarie 2009). „Is Titan (cryo)volcanically active?”. Royal Observatory, Greenwich: 19. 
  23. ^ a b en Titan's Mysterious Radio Wave”. ESA Cassini-Huygens web site. 1 iunie 2007. http://www.esa.int/esaMI/Cassini-Huygens/SEM17F9RR1F_0.html. Accesat la 25 martie 2010. 
  24. ^ Shiga, David Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist, 20 martie 2008
  25. ^ en DLR Interior Structure of Planetary Bodies DLR Radius to Density The natural satellites of the giant outer planets...
  26. ^ a b c en Niemann; H. B.; Bauer, S. J.; Carignan, G. R.; Demick, J. E.; Frost, R. L.; Gautier, D.; Haberman, J. A. et al. (2005). „The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe”. Nature 438 (7069): 779–784. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. Bibcode2005Natur.438..779N. 
  27. ^ a b c Coustenis, pp. 154–155
  28. ^ Coustenis, p. 130
  29. ^ en Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. pp. 163–166. ISBN 1-58542-036-0 
  30. ^ en Turtle, Elizabeth P. (2007). „Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens”. Smithsonian. http://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE. Accesat la 18 aprilie 2009. 
  31. ^ en Schröder, S. E.; Tomasko; Keller (1 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. Bibcode2005DPS....37.4615S. 
  32. ^ en de Selding, Petre (21 ianuarie 2005). „Huygens Probe Sheds New Light on Titan”. SPACE.com. http://www.space.com/710-huygens-probe-sheds-light-titan.html. Accesat la 28 martie 2005. 
  33. ^ en Moore, P. (1990). The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6 
  34. ^ en Kuiper, G. P. (1944). „Titan: a Satellite with an Atmosphere”. Astrophysical Journal 100: 378. doi:10.1086/144679. Bibcode1944ApJ...100..378K. 
  35. ^ Coustenis, pp. 13–15
  36. ^ Coustenis, p. 22
  37. ^ en Baez, John (25 ianuarie 2005). „This Week's Finds in Mathematical Physics”. University of California, Riverside. http://web.archive.org/web/20110614141858/http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html. Accesat la 22 august 2007. 
  38. ^ en 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. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166. Bibcode2007Sci...316..870W. 
  39. ^ en Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan”. NASA/JPL. 2008. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm. Accesat la 20 aprilie 2009. 
  40. ^ en Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler (2007). „Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere”. Geophys. Res. Lett. 34 (22): L22103. doi:10.1029/2007GL030978. Bibcode2007GeoRL..3422103C. 
  41. ^ en Coustenis, A. (2005). „Formation and evolution of Titan's atmosphere”. Space Science Reviews 116 (1–2): 171–184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. Bibcode2005SSRv..116..171C. 
  42. ^ en Sushil K. Atreyaa; Elena Y. Adamsa; Hasso B. Niemann; Demick-Montelara, Jaime E.; Owen, Tobias C.; Fulchignoni, Marcello; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. (2006). „Titan's methane cycle”. Planetary and Space Science 54 (12): 1177. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. Bibcode2006P&SS...54.1177A. 
  43. ^ en Stofan; E. R.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L. et al. (2007). „The lakes of Titan”. Nature 445 (7123): 61–4. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. Bibcode2007Natur.445...61S. 
  44. ^ en Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan and Sotin, Cristophe (2006). „Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan”. Nature 440 (7080): 61–64. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489. Bibcode2006Natur.440...61T. 
  45. ^ a b c en The Way the Wind Blows on Titan”. Jet Propulsion Laboratory. 1 iunie 2007. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20070601f/. Accesat la 2 iunie 2007. 
  46. ^ Wind or Rain or Cold of Titan's Night?”. Astrobiology Magazine. 11 martie 2005. Arhivat din original la 17 iulie 2007. http://web.archive.org/web/20070717081303/http://www.astrobio.net/news/article1480.html. Accesat la 24 august 2007. 
  47. ^ en C.P. McKay, J. B. Pollack, R. Courtin (1991). „The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan”. Science 253 (5024): 1118–1121. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492. 
  48. ^ en Titan: o lume mult mai asemănătoare Pământului. Space.com (6 august 2009). Accesat la 2 aprilie 2012.
  49. ^ en Titan Has More Oil Than Earth”. 13 februarie 2008. http://www.space.com/4968-titan-oil-earth.html. Accesat la 13 februarie 2008. 
  50. ^ en Lakdawalla, Emily (21 ianuarie 2004). „Titan: Arizona in an Icebox?”. The Planetary Society. http://www.planetary.org/news/2005/0121_Titan_Arizona_in_an_Icebox.html. Accesat la 28 martie 2005. 
  51. ^ en Ádámkovics, Máté; Wong, MH; Laver, C; De Pater, I (2007). „Widespread Morning Drizzle on Titan”. Science 318 (5852): 962–5. doi:10.1126/science.1146244. PMID 17932256. Bibcode2007Sci...318..962A. 
  52. ^ a b en Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). „Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes”. Space Science Institute, Boulder, Colorado. http://ciclops.org/view.php?id=5471&js=1. Accesat la 29 ianuarie 2009. 
  53. ^ en Somogyi, Arpad and Smith, M. A.; Smith (2006). „Mass Spectral Investigation of Laboratory Made Tholins and Their Reaction Products: Implications to Tholin Surface Chemistry on Titan”. University of Arizona 38: 533. Bibcode2006DPS....38.2730S. 
  54. ^ en Rainbows on Titan”. NASA. http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2005/25feb_titan2/. Accesat la 8 octombrie 2011. 
  55. ^ a b en Rannou, R.; Montmessin, F; Hourdin, F; Lebonnois, S (2006). „The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan”. Science 311 (5758): 201–205. doi:10.1126/science.1118424. PMID 16410519. Bibcode2006Sci...311..201R. 
  56. ^ en Tropical Titan”. astrobio.net. 2007. Arhivat din original la 11 octombrie 2007. http://web.archive.org/web/20071011160212/http://astrobio.net/news/article2485.html. Accesat la 16 octombrie 2007. 
  57. ^ NASA Cassini File: Radar Images Titan's South Pole”. JPL. 2008. http://www.spaceref.com/news/viewsr.html?pid=26627. Accesat la 11 ianuarie 20081. 
  58. ^ a b en Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole”. NASA. 2007. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20070201.html. Accesat la 14 aprilie 2007. 
  59. ^ en Emily L., Schaller (2006). „A large cloud outburst at Titan's south pole”. Icarus 182 (182): 224–229. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. Bibcode2006Icar..182..224S. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/largecloud.pdf. Accesat la 23 august 2007. 
  60. ^ Shiga, David (2006). „Huge ethane cloud discovered on Titan”. New Scientist 313: 1620. http://www.newscientist.com/article/dn10073-huge-ethane-cloud-discovered-on-titan.html. Accesat la 7 august 2007. 
  61. ^ en Nancy Atkinson. „Earth-like Cirrus Clouds Found on Titan”. Universe Today. http://www.universetoday.com/83095/earth-like-cirrus-clouds-found-on-titan/. Accesat la 11 februarie 2011. 
  62. ^ en Denise Chow. „Titan's Thunder Could Point to Alien Lightning”. space.com. http://www.space.com/8381-titan-thunder-point-alien-lightning.html. Accesat la 11 februarie 2011. 
  63. ^ en Mahaffy, Paul R. (13 mai 2005). „Intensive Titan Exploration Begins”. Science 308 (5724): 969–970. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870. Bibcode2005Sci...308..969M. 
  64. ^ en Titan, Saturn’s largest moon is finally unravelled in detail”. News Pakistan. 12 martie 2012. http://www.newspakistan.pk/2012/03/12/Titan-Saturn-s-largest-moon-is-finally-unravelled-in-detail/. Accesat la 12 martie 2012. 
  65. ^ en Battersby, Stephen (29 octombrie 2004). „Titan's complex and strange world revealed”. New Scientist. http://www.newscientist.com/article/dn6598. Accesat la 31 august 2007. 
  66. ^ en Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR”. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/overview/. Accesat la 31 august 2007. 
  67. ^ en Lorenz, R. D.; Callahan; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R. et al. (2007). „Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry”. Lunar and Planetary Science Conference 38: 1329. Bibcode2007LPI....38.1329L. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf. Accesat la 27 august 2007. 
  68. ^ en Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land”. Science Daily. 23 iulie 2006. http://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm. Accesat la 27 august 2007. 
  69. ^ en Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H. et al. (2006). „Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS”. Icarus 186 (1): 242. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. Bibcode2007Icar..186..242B. http://web.archive.org/web/20110725155935/http://c3po.barnesos.net/publications/papers/Titan.spectral.diversity.pdf. Accesat la 27 august 2007. 
  70. ^ en Dermott, S. F. and Sagan, C. (1995). „Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan”. Nature 374 (6519): 238–240. doi:10.1038/374238a0. PMID 7885443. Bibcode1995Natur.374..238D. 
  71. ^ en Bortman, Henry (2 noiembrie 2004). „Titan: Where's the Wet Stuff?”. Astrobiology Magazine. http://web.archive.org/web/20061103235110/http://saturn.astrobio.net/news/article81.html. Accesat la 28 august 2007. 
  72. ^ en Lakdawalla, Emily (28 iunie 2005). „Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?”. The Planetary Society. http://www.planetary.org/news/2005/0628_Dark_Spot_Near_the_South_Pole_A.html. Accesat la 14 octombrie 2006. 
  73. ^ en NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon”. NASA. 2008. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20080730.html. Accesat la 20 decembrie 2009. 
  74. ^ en Jet Propulsion Laboratory (16 septembrie 2005). „NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan”. Press release. http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829. Accesat la 14 octombrie 2006. 
  75. ^ en PIA08630: Lakes on Titan”. NASA Planetary Photojournal. NASA/JPL. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08630. Accesat la 14 octombrie 2006. 
  76. ^ en Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature”. NASA/JPL. 3 ianuarie 2007. http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=1258. Accesat la 8 ianuarie 2007. 
  77. ^ en Hecht, Jeff (11 iulie 2011). „Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape”. New Scientist. http://www.newscientist.com/article/mg21128201.600-ethane-lakes-in-a-red-haze-titans-uncanny-moonscape.html?page=2. Accesat la 25 iulie 2011. 
  78. ^ en Hadhazy, Adam (2008). „Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan”. Scientific American. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=liquid-lake-on-titan. Accesat la 30 iulie 2008. 
  79. ^ en Grossman, Lisa (21 august 2009). „Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'”. New Scientist. http://www.newscientist.com/article/dn17665-saturn-moons-mirrorsmooth-lake-good-for-skipping-rocks.html. Accesat la 25 noiembrie 2009. 
  80. ^ en Wye, L. C. (2009). „Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data”. Geophysical Research Letters 36 (16): L16201. doi:10.1029/2009GL039588. Bibcode2009GeoRL..3616201W. 
  81. ^ en Cook, J.-R. C. (17 decembrie 2009). „Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan”. NASA web site Cassini mission page. NASA. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini20091217.html. Accesat la 18 decembrie 2009. 
  82. ^ en Lakdawalla, E. (17 decembrie 2009). „Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake”. The Planetary Society Blog. Planetary Society. http://planetary.org/blog/article/00002267/. Accesat la 17 decembrie 2009. 
  83. ^ a b en Wall, Mike (17 decembrie 2010). „Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free”. Space.Com web site. http://www.space.com/10512-saturn-moon-lake-ontario-shallow-virtually-wave-free.html. Accesat la 19 decembrie 2010. 
  84. ^ a b c d en Wood, C. A. (6 septembrie 2009). „Impact craters on Titan”. Icarus (Elsevier) 206 (1): 334–344. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. Bibcode2010Icar..206..334L. 
  85. ^ en PIA07365: Circus Maximus”. NASA Planetary Photojournal. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07365. Accesat la 4 mai 2006. 
  86. ^ en PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket”. NASA Planetary Photojournal. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07368. Accesat la 4 mai 2006. 
  87. ^ en PIA08737: Crater Studies on Titan”. NASA Planetary Photojournal. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08737. Accesat la 15 septembrie 2006. 
  88. ^ en PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu”. NASA Planetary Photojournal. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08425. Accesat la 26 septembrie 2006. 
  89. ^ en PIA08429: Impact Craters on Xanadu”. NASA Planetary Photojournal. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08429. Accesat la 26 septembrie 2006. 
  90. ^ en Ivanov, B. A. (1997). „Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan”. Planetary and Space Science 45 (8): 993–1007. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5. Bibcode1997P&SS...45..993I. 
  91. ^ en Artemieva, Natalia (2003). „Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics”. Icarus 164 (2): 471–480. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. Bibcode2003Icar..164..471A. 
  92. ^ en Owen, Tobias (2005). „Planetary science: Huygens rediscovers Titan”. Nature 438 (7069): 756–757. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022. Bibcode2005Natur.438..756O. 
  93. ^ en Moore, J.M.; Pappalardo (2008). „Titan: Callisto With Weather?”. abstract #P11D-06 (American Geophysical Union, Fall Meeting 2008) 11: 06. Bibcode2008AGUFM.P11D..06M. 
  94. ^ en Neish, C.D.; Lorenz, R.D. and 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. Arhivat din original la 14 august 2007. http://web.archive.org/web/20070814122704/http://www.aas.org/publications/baas/v37n3/dps2005/257.htm. Accesat la 27 august 2007. 
  95. ^ en Lakdawalla, Emily (2008). „Genesa Macula Isn't A Dome”. The Planetary Society. http://www.planetary.org/blog/article/00001771/. Accesat la 30 ianuarie 2009. 
  96. ^ en doi:10.1038/nature03596
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  97. ^ LeCorre, L.; LeMouélic, S.; Sotin, C. (2008). „Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan”. Lunar and Planetary Science XXXIX. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1932.pdf. 
  98. ^ en Shiga, David (28 martie 2009). „Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes”. NewScientist. 
  99. ^ en Mountain range spotted on Titan”. BBC News. 12 decembrie 2006. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6174501.stm. Accesat la 6 august 2007. 
  100. ^ en Mountains Discovered on Saturn’s Largest Moon Newswise, Adus la 2 iulie 2008.
  101. ^ en Richard A. Lovett (2010). „Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?”. National Geographic. http://news.nationalgeographic.com/news/2010/12/101215-saturn-moon-titan-ice-volcano-nasa-science-pictures/. Accesat la 19 decembrie 2010. 
  102. ^ en Roe; H. G. (2004). „A new 1.6-micron map of Titan's surface”. Geophys. Res. Lett. 31 (17): L17S03. doi:10.1029/2004GL019871. Bibcode2004GeoRL..3117S03R. 
  103. ^ en Lorenz, R. (2003). „The Glitter of Distant Seas”. Science 302 (5644): 403–404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 14526089. 
  104. ^ a b en Goudarzi, Sara (4 mai 2006). „Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan”. SPACE.com. http://www.space.com/2371-saharan-sand-dunes-saturn-moon-titan.html. Accesat la 6 august 2007. 
  105. ^ en Lorenz, R. D. (30 iulie 2010). „Winds of Change on Titan”. Science 329 (5991): 519–20. doi:10.1126/science.1192840. PMID 20671175. Bibcode2010Sci...329..519L. 
  106. ^ a b en Lorenz, RD; Wall, S; Radebaugh, J; Boubin, G; Reffet, E; Janssen, M; Stofan, E; Lopes, R et al. (2006). „The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes”. Science 312 (5774): 724–727. doi:10.1126/science.1123257. PMID 16675695. Bibcode2006Sci...312..724L. 
  107. ^ en Lancaster, N. (2006). „Linear Dunes on Titan”. Science 312 (5774): 702–703. doi:10.1126/science.1126292. PMID 16675686. 
  108. ^ en Titan's Smoggy Sand Grains”. JPL. 2008. http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=1679. Accesat la 6 mai 2008. 
  109. ^ a b en Raulin, F. (2005). „Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations”. Space Science Review 116 (1–2): 471–487. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. Bibcode2005SSRv..116..471R. 
  110. ^ en Staff (4 octombrie 2010). „Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water”. ScienceDaily. http://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100921144133.htm. Accesat la 5 octombrie 2010. 
  111. ^ a b en Raulin F., Owen T. (2002). „Organic chemistry and exobiology on Titan”. Space Science Review 104 (1–2): 377–394. doi:10.1023/A:1023636623006. Bibcode2002SSRv..104..377R. 
  112. ^ en Staff (8 octombrie 2010). „Titan's haze may hold ingredients for life”. Astronomy. http://www.astronomy.com/en/sitecore/content/Home/News-Observing/News/2010/10/Titans%20haze%20may%20hold%20ingredients%20for%20life.aspx. Accesat la 14 noiembrie 2010. 
  113. ^ en Artemivia N., Lunine J, (2003). „Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics”. Icarus 164 (2): 471–480. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. Bibcode2003Icar..164..471A. 
  114. ^ en Richard A. Lovett Satelitul Lui Saturn Titan Poate Avea Oceane Subterane, National Geographic, 20 martie 2008
  115. ^ a b c d en McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). „Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan”. Icarus 178 (1): 274–276. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018. Bibcode2005Icar..178..274M. 
  116. ^ en Have We Discovered Evidence For Life On Titan”. Space Daily. 8 iunie 2010. http://www.spacedaily.com/reports/Have_We_Discovered_Evidence_For_Life_On_Titan_999.html. Accesat la 15 martie 2012. 
  117. ^ a b c en What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?”. NASA/JPL. 2010. http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-190. Accesat la 6 iunie 2010. 
  118. ^ en Strobel, Darrell F. (2010). „Molecular hydrogen in Titan's atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions”. Icarus 208 (2): 878–886. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.003. Bibcode2010Icar..208..878S. http://astrobiology.jhu.edu/wp-content/uploads/2010/06/Icarus-2010-Strobel.pdf. 
  119. ^ en Comisia cu privire la limitele vieții organice în sistemele planetare, Comitetul privind originile și evoluția vieții, Consiliul Național de Cercetare; The Limits of Organic Life in Planetary Systems; The National Academies Press, 2007; page 74.
  120. ^ en Benner, Steven A; Ricardo, Alonso and Carrigan, Matthew A (2004). „Is there a common chemical model for life in the universe?”. Current Opinion in Chemical Biology 8 (6): 672–689. doi:10.1016/j.cbpa.2004.10.003. PMID 15556414. http://www.thewestheimerinstitute.org/pubs/Is%2520there%2520a%2520common%2520chemical%2520model%2520for%2520life%2520in%2520the%2520universe%253F.pdf. Accesat la 14 iunie 2010. 
  121. ^ en Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory”. Astrobiology Magazine. 11 august 2004. Arhivat din original la 28 august 2004. http://web.archive.org/web/20040828233135/http://www.astrobio.net/news/article1130.html. Accesat la 11 august 2004. 
  122. ^ en Earth could seed Titan with life”. BBC News. 18 martie 2006. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4819370.stm. Accesat la 10 martie 2007. 
  123. ^ en 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. doi:10.1089/ast.2005.5.483. PMID 16078867. Bibcode2005AsBio...5..483G. 
  124. ^ en „[www.amphilsoc.org/sites/default/files/CCLunine1530402.pdf Saturn’s Titan: A Strict Test for Life’s Cosmic Ubiquity]”. Proceedings of the American Philosophical Society 153 (4): 403. 2008. Bibcode2009arXiv0908.0762L. www.amphilsoc.org/sites/default/files/CCLunine1530402.pdf.  copy at archive.org
  125. ^ en Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I. and McKay, Christopher P. (1997). „Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon”. NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona. http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf. Accesat la 21 martie 2008. 

Legături externe[modificare | modificare sursă]

Commons
Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Titan (satelit)