Titan (satelit)

Titan
Satelit Saturnu

Titan v přírodních barvách (
obrázek Cassini )
Objevitel Christian Huygens
datum otevření 25. března 1655
Orbitální charakteristiky
Hlavní osa 1 221 870 km [1]
Excentricita 0,0288 [1]
Období oběhu 15 945 dnů [1]
Orbitální sklon 0,34854° [1]
Zeměpisná délka vzestupného uzlu 28,758 [1] °
argument periapse 179,920 [1] °
Průměrná anomálie 163,308 [1] °
fyzikální vlastnosti
Průměr 5152 km [2]
Plocha povrchu 83 milionů km² [2]
Hmotnost 1,3452⋅10 23 kg [2]
Hustota 1,8798 g/cm³ [2]
Gravitační zrychlení 1,352 m/s²
První úniková rychlost  ( v 1 ) 1,867 km/s
Druhá úniková rychlost  ( v 2 ) 2,639 km/s
Perioda rotace kolem osy synchronní rotace vzhledem k Saturnu
Naklonit osu otáčení chybějící
Albedo 0,22 [3]
Povrchová teplota 93,7 K (-179,5 °C) [4]
Atmosféra dusík  - 98,4 %, metan  - 1,6 %; tlak - 146,7 kPa [5] [6] (1,5krát více než na Zemi)
 Mediální soubory na Wikimedia Commons
Informace ve Wikidatech  ?

Titan ( starořecky Τιτάν ) je největší satelit Saturnu , druhý největší satelit ve sluneční soustavě (po Jupiterově satelitu Ganymede ), je jediným tělesem ve sluneční soustavě, kromě Země , pro které je stabilní existence kapaliny na povrch byl prokázán [7] [8] , a jediný satelit planety s hustou atmosférou.

Titan se stal prvním známým satelitem Saturnu – v roce 1655 ho objevil holandský astronom Christian Huygens [9] .

Obecný popis

Průměr Titanu je 5152 km (to je 1,48 krát větší než průměr Měsíce ), zatímco Titan je o 80 % větší než hmotnost družice Země. Titan také svou velikostí překonává planetu Merkur , i když je hmotností nižší. Gravitační síla na něj je přibližně jedna sedmina síly na Zemi. Hmotnost Titanu je 95 % hmotnosti všech měsíců Saturnu.

Povrch Titanu je primárně složen z vodního ledu a sedimentární organické hmoty . Je geologicky mladý a převážně plochý, s výjimkou malého počtu skalních útvarů a kráterů a několika kryovulkánů . Hustá atmosféra obklopující Titan dlouho neumožňovala spatřit povrch družice – až do příchodu Cassini-Huygensova aparátu v roce 2004.

Atmosféra je převážně dusíková ; je zde také malé množství metanu a etanu , které tvoří místní oceán a mraky , které jsou zdrojem kapalných a možná i pevných srážek. Na povrchu jsou metanová jezera a řeky. Tlak v blízkosti povrchu je asi 1,5krát větší než tlak zemské atmosféry. Povrchová teplota je minus 170-180 °C.

I přes nízkou teplotu je Titan v raných fázích vývoje srovnáván se Zemí a nelze vyloučit, že na satelitu je možná existence nejjednodušších forem života; zejména v podzemních nádržích, kde mohou být podmínky mnohem pohodlnější než na povrchu [10] [11] .

Historie objevu a název

Titan byl objeven 25. března 1655 holandským fyzikem, matematikem a astronomem Christianem Huygensem [12] . Inspirován příkladem Galilea vytvořil Huygens spolu se svým bratrem Konstantinem dalekohled, který měl aperturu 57 mm a faktor zvětšení více než 50krát [13] .

Tímto dalekohledem Huygens pozoroval planety sluneční soustavy - Mars , Venuši , Jupiter a Saturn . U toho druhého si vědec všiml jasného tělesa, které za 16 dní udělalo kompletní revoluci kolem planety. Po čtyřech otáčkách, v červnu 1655, kdy prstence Saturnu měly vůči Zemi nízký sklon a nepřekážely pozorování, byl Huygens konečně přesvědčen, že objevil Saturnův satelit. Huygens svůj objev zašifroval jako anagram admovere oculis distanceia sidera nostris, vvvvvvvcccrrhnbqx , obsahující řádek z Ovidiových Fasti [ 14] , Huygens poslal tuto anagram v dopise Johnu Vallisovi z 13. června 1655. Huygens dal dekódování anagramu v dopise Wallisovi ze dne 13. března 1656: lat.  Saturno luna sua circumducitur diebus sexdecim horis quatuor (Satelit se otočí kolem Saturnu za 16 dní a 4 hodiny) [15] . Jednalo se o druhý objev měsíce od vynálezu dalekohledu, 45 let po Galileově objevu čtyř největších Jupiterových měsíců.

Po více než dvě století zůstal satelit prakticky bez názvu, Huygens nazval nové nebeské těleso jednoduše Saturni Luna („Saturnův měsíc“ v latině ). Někteří astronomové jej nazývali „Huygensovský měsíc“ nebo jednoduše „Huyghenian“. Po objevu dalších čtyř satelitů Saturnu Giovanni Cassini začali astronomové nazývat Titan Saturn IV , protože byl na čtvrté pozici od planety [16] . Po roce 1789 byla tato technika pojmenování zrušena v souvislosti s objevem nových satelitů, z nichž některé se nacházely na bližších drahách planety, než jaké byly dosud známy.

Název "Titan" se začal používat po publikaci v roce 1847 článku Johna Herschela (syna Williama Herschela , který objevil Mimas a Enceladus ) "Výsledky astronomických pozorování provedených na Mysu Dobré naděje." V tomto článku astronom navrhl, aby bylo tehdy známých sedm satelitů Saturnu pojmenováno po sestrách a bratrech Kronosových (řecká obdoba římského boha Saturna ) [17] .

Orbita a rotace

Poloměr oběžné dráhy Titanu je 1 221 870 km [1] (20,3 poloměru Saturnu). Titan je tedy mimo prstence Saturnu , z nichž nejvzdálenější (E) se nachází přibližně 750 000 km daleko. Oběžné dráhy dvou nejbližších satelitů jsou o 242 000 km dále od Saturnu ( Hyperion ) a o 695 000 km blíže k planetě ( Rhea ). Dráhy Titanu a Hyperionu tvoří orbitální rezonanci 3:4 . Titan provede čtyři otáčky kolem Saturnu, zatímco Hyperion pouze tři [18] .

Titan provede úplnou revoluci kolem planety za 15 dní, 22 hodin a 41 minut s průměrnou rychlostí 5,57 km/s . Dráha satelitu má excentricitu rovnou 0,0288 [ 1] [19] . Rovina oběžné dráhy je od rovníku Saturnu a roviny prstenců odchýlena o 0,348° [2] .

Stejně jako Měsíc a mnoho dalších planetárních měsíců ve Sluneční soustavě má ​​Titan synchronní rotaci vzhledem k planetě, která je výsledkem zachycení přílivu a odlivu . To znamená, že periody rotace kolem své osy a oběhu kolem Saturnu se shodují a satelit je vždy otočen k planetě stejnou stranou. Zeměpisná délka se měří od poledníku procházejícího středem této strany [20] .

Sklon rotační osy Saturnu je 26,73°, což zajišťuje střídání ročních období na planetě a jejích satelitech na jižní a severní polokouli. Každé roční období trvá přibližně 7,5 pozemského roku, zatímco Saturn dokončí oběh kolem Slunce asi za 30 let. Osa rotace Titanu, kolmá k rovině jeho oběžné dráhy, je téměř shodná s osou rotace Saturnu. Poslední léto na jižní polokouli Titanu skončilo v srpnu 2009.

Těžiště Saturnu a Titanu se nachází ve vzdálenosti pouhých 30 km [21] od středu Saturnu díky jeho hmotnostní převaze 4227krát, takže vliv družice na pohyb planety je zanedbatelný.

Rozměry a hmotnost

Titan má průměr 5152 km a je druhým největším měsícem ve sluneční soustavě po Jupiterově měsíci Ganymedu .

Po dlouhou dobu se astronomové domnívali, že průměr Titanu je 5550 km, takže Titan je větší než Ganymede, ale studie provedená přístrojem Voyager 1 ukázala přítomnost husté a neprůhledné atmosféry, což ztěžovalo přesné určení. velikost objektu [22] .

Průměr Titanu, stejně jako jeho hustota a hmotnost, jsou podobné jako u Jupiterových satelitů – Ganymede a Callisto [23] . Titan je asi o 50 % větší než Měsíc (v poloměru), 3,24krát objemnější a o 80 % větší než jeho hmotnost. Titan je také větší než planeta Merkur , i když je hmotnostně nižší. Gravitační zrychlení je 1,352 m/s² , což znamená, že gravitace je o jedné sedmině zemské ( 9,81 m/s² ) a výrazně nižší než na Měsíci (1,62 m/s²).

Průměrná hustota Titanu je 1,88 g/cm³ , což je nejvyšší hustota mezi Saturnovými měsíci . Titan představuje více než 95 % hmotnosti všech Saturnových měsíců.

Otázka, zda Titan vznikl z prachového oblaku , který je společný se Saturnem, nebo vznikl odděleně a byl následně zachycen gravitací planety , ještě není definitivně vyřešena. Posledně jmenovaná teorie umožňuje vysvětlit takové nerovnoměrné rozložení hmoty mezi satelity [24] .

Titan je dostatečně velké nebeské těleso, aby udrželo vysokou teplotu vnitřního jádra, díky čemuž je geologicky aktivní.

Atmosféra a klima

S rozměry srovnatelnými s Merkurem a Ganymedem má Titan rozsáhlou atmosféru, více než 400 km tlustou. [25] [26] Atmosféra Titanu se v současnosti odhaduje na 95 % dusíku a vyvíjí na povrch tlak 1,5krát větší než zemská atmosféra. [27] [28] . Přítomnost metanu v atmosféře vede k fotolýze v horních vrstvách a tvorbě několika vrstev uhlovodíkového " smogu " , proto je Titan jedinou družicí ve sluneční soustavě , jejíž povrch nelze pozorovat v optické soustavě . rozsah.

Původ atmosféry

O původu atmosféry neexistuje shoda. Existuje několik různých verzí, ale každá z nich má vážné protiargumenty [29] .

Takže podle jedné teorie se atmosféra Titanu zpočátku skládala z amoniaku (NH 3 ), poté začalo odplyňování satelitu působením ultrafialového slunečního záření s vlnovou délkou převážně pod 260 nm [30] [31] ; to vedlo k tomu, že se čpavek začal rozkládat na atomární dusík a vodík , které se spojily do molekul dusíku (N 2 ) a vodíku (H 2 ). Těžší dusík dopadl na povrch a lehčí vodík unikal do vesmíru , protože nízká gravitace Titanu není schopna zadržet a vést k akumulaci tohoto plynu v atmosféře [31] . Kritici této teorie však poukazují na to, že pro takový proces je nutné, aby Titan vznikl při relativně vysoké teplotě, při které by se základní látky satelitu mohly oddělit na skalnaté jádro a zmrzlou ledovou horní vrstvu. Pozorování sondy Cassini však naznačují, že hmota Titanu není tak jasně rozdělena do vrstev [29] .

Podle jiné teorie mohl být dusík zachován od vzniku Titanu, ale v tomto případě by mělo být v atmosféře také hodně izotopu argonu -36, který byl také součástí plynů v protoplanetárním disku, z něhož vznikly planety a satelity sluneční soustavy. Pozorování však ukázala, že tohoto izotopu je v atmosféře Titanu velmi málo [29] .

Další teorie byla publikována v časopise Nature Geoscience 8. května 2011, což naznačuje, že atmosféra Titanu byla vytvořena intenzivním kometárním bombardováním asi před čtyřmi miliardami let. Podle autorů nápadu dusík vznikl z amoniaku při srážce komet s povrchem Titanu; k takové „nehodě“ dochází při velké rychlosti a teplota v místě nárazu prudce stoupá a také vzniká velmi velký tlak. Za takových podmínek je docela možné, že dojde k chemické reakci. Aby autoři ověřili svou teorii, vystřelili na zmrzlý čpavkový cíl zlatými , platinovými a měděnými projektily pomocí laserových děl . Tento experiment ukázal, že při nárazu se amoniak skutečně rozkládá na vodík a dusík. Vědci spočítali, že během intenzivního kometárního bombardování Titanu mělo vzniknout asi 300 kvadrilionů tun dusíku, což je podle nich docela dost na vytvoření atmosféry Titanu [29] [32] .

Moderní odhady ztrát v atmosféře Titanu ve srovnání s jeho počátečními charakteristikami jsou prováděny na základě analýzy poměru izotopů dusíku 15 N ku 14 N. Podle pozorování bylo zjištěno, že tento poměr je 4–4,5 násobek vyšší než na Zemi. Počáteční hmotnost atmosféry Titanu byla tedy asi 30krát větší než současná, protože kvůli slabší gravitaci by se měl lehký izotop dusíku 14 N rychleji ztrácet vlivem zahřívání a ionizace zářením a 15 N by se mělo akumulovat [33] .

Struktura

Hranice atmosféry Titanu je asi 10x vyšší než na Zemi [25] [26] . Hranice troposféry se nachází v nadmořské výšce 35 km. Rozsáhlá tropopauza se rozprostírá až do nadmořské výšky 50 km , kde teplota zůstává téměř konstantní a poté začíná teplota stoupat. Minimální teplota v blízkosti povrchu je -180 °C, s rostoucí nadmořskou výškou teplota postupně stoupá a ve vzdálenosti 500 km od povrchu dosahuje -121 °C. Ionosféra Titanu má složitější strukturu než Země, její hlavní část se nachází ve výšce 1200 km. Překvapením byla existence druhé, spodní vrstvy ionosféry na Titanu, ležící mezi 40 a 140 km (maximální elektrická vodivost ve výšce 60 km) [25] .

Složení plynu v atmosféře

Jedinými tělesy ve sluneční soustavě s hustou atmosférou, sestávající převážně z dusíku, jsou Země a Titan ( Triton a Pluto mají také vzácnou dusíkovou atmosféru ). Atmosféru Titanu tvoří z 98,4 % dusík [5] a asi z 1,6 % argon a metan , které převládají především ve vyšších vrstvách atmosféry, kde jejich koncentrace dosahuje 43 %. Jsou zde také stopy ethanu , diacetylenu , methylacetylenu , kyanoacetylenu , acetylenu , propanu , oxidu uhličitého , oxidu uhelnatého , azuru , helia [5] . Prakticky žádný volný kyslík .

Vzhledem k tomu, že Titan nemá významné magnetické pole , jeho atmosféra, zejména horní vrstvy, je silně ovlivněna slunečním větrem . Kromě toho je vystaven také kosmickému záření a slunečnímu záření, pod jehož vlivem, zejména ultrafialového záření, se molekuly dusíku a metanu rozkládají na ionty nebo uhlovodíkové radikály . Tyto fragmenty zase tvoří složité organické sloučeniny sloučenin dusíku nebo uhlíku , včetně aromatických sloučenin (například benzen ) [36] . Polyyn  , polymer s konjugovanou trojnou vazbou, se také tvoří v horních vrstvách atmosféry .

Organické sloučeniny, včetně atomů dusíku, dodávají povrchu Titanu a atmosféře oranžovou barvu [37] (zejména jde o barvu oblohy při pohledu z povrchu) [38] . Vlivem Slunce by se veškerý metan přeměnil za 50 milionů let (ve srovnání se stářím sluneční soustavy velmi krátká doba), ale to se neděje. To znamená, že zásoby metanu v atmosféře jsou neustále doplňovány [34] . Jedním z možných zdrojů metanu by mohla být vulkanická činnost [8] [39] .

Cirkulace atmosférických hmot

Vítr u povrchu Titanu je obvykle dosti slabý a dosahuje rychlosti přibližně 0,3 m/s [40] , v malých výškách se směr větru měnil. Ve výškách nad 10 km v atmosféře Titanu neustále vanou docela silné větry [41] . Jejich směr se shoduje se směrem rotace satelitu a rychlost roste s výškou od několika metrů za sekundu ve výšce 10–30 km na 30 m/s ve výšce 50–60 km , což vede ke vzniku diferenciální rotace [40] . Ve výškách nad 120 km dochází k silné turbulenci  - její příznaky byly zaznamenány již v letech 1980-1981, kdy sonda Voyager prolétla systémem Saturn . Překvapením však bylo, že ve výšce asi 80 km v atmosféře Titanu byl registrován klid – nepronikají sem ani větry vanoucí pod 60 km, ani turbulentní pohyby pozorované dvakrát tak vysoko. Příčiny tak podivného slábnutí pohybů zatím nelze vysvětlit [42] .

Na Titanu, stejně jako na Zemi , se však čas od času tvoří bouře [43] . Zahřívání povrchu slunečními paprsky vytváří v atmosféře vzestupné proudy, což způsobuje mohutnou konvekci, pohyb vlhkosti a kondenzaci mraků.

Na rozdíl od Země se mocné mraky na Titanu posouvají mnohem více v zeměpisné šířce, jak se mění roční období, zatímco na Zemi se pohybují na sever nebo na jih jen nepatrně.

Na základě dat shromážděných při sestupu Huygensova aparátu o rychlosti větrů v různých výškách byl vytvořen model pro pohyb atmosférických hmot na Titanu. Podle získaných výsledků je atmosféra Titanu jedna obří Hadleyova buňka [44] . Teplé vzduchové hmoty během léta stoupají na jižní polokouli a jsou transportovány na severní pól, kde se ochlazují a v nižších výškách se vracejí na jižní polokouli. Přibližně každých 14,5 roku dochází ke změně směru oběhu [45] .

Model konvekčních procesů: v atmosféře družice jsou dva hlavní - působení tzv. Kelvinových vln (vznikají v důsledku Kelvin-Helmholtzovy nestability mezi vrstvami média) a globální šikmé proudy z tzv. severní polokouli na jižní [46] .

Klima

Stejně jako Země , i Titan má roční období. Jak se Saturn a jeho satelity pohybují kolem Slunce , roční období na Titanu se postupně nahrazují.

Teplota na povrchu Titanu je v průměru −180 °C [47] . Díky husté a neprůhledné atmosféře [48] , je rozdíl teplot mezi póly a rovníkem pouhé 3 stupně. Takové nízké teploty a vysoké tlaky působí proti tání vodního ledu, takže v atmosféře nezůstávají téměř žádné vody.

Vysoké vrstvy atmosféry obsahují hodně metanu; mělo to vést ke skleníkovému efektu a v důsledku toho ke zvýšení teploty na satelitu. Oranžová mlha, která je složena z organických molekul a je všudypřítomná ve spodních vrstvách atmosféry, však dobře pohlcuje sluneční záření a propouští infračervené z povrchu, což vede k protiskleníkovému efektu a ochlazuje povrch asi o 10 stupňů [49]. .

Oblačno a srážky

Metan kondenzuje do mraků ve výšce několika desítek kilometrů. Podle dat získaných Huygensem relativní vlhkost metanu stoupá ze 45 % na povrchu na 100 % ve výšce 8 km (v tomto případě celkové množství metanu naopak klesá) [50] . Ve výšce 8-16 km se rozprostírá velmi řídká vrstva mraků, sestávající ze směsi kapalného metanu s dusíkem, pokrývající polovinu povrchu satelitu. Z těchto mraků na povrch neustále padá slabé mrholení kompenzované odpařováním.

V září 2006 Cassini zahlédla obrovský mrak 40 km nad severním pólem Titanu. I když je známo, že metan tvoří mraky, v tomto případě se tento útvar s největší pravděpodobností skládal z ethanu, protože velikost pevných částic byla pouze 1–3 μm a právě ethan je schopen v této výšce kondenzovat. V prosinci Cassini opět našel oblačnost nad pólem, ve složení byl nalezen metan, ethan a další organická sloučenina. Oblak dosahoval průměru 2400 km a byl pozorován i při dalším letu zařízení za měsíc [51] . Vědci naznačují, že v této době byl na pólu satelitu metanový déšť nebo sníh (pokud je teplota dostatečně nízká); sestupné proudy v severních zeměpisných šířkách jsou dostatečně silné, aby způsobily srážky [52] .

Mraky byly zaznamenány i na jižní polokouli. Obvykle pokrývají ne více než 1 % povrchu, i když tato hodnota někdy dosahuje 8 %. Takové rozdíly v oblasti oblačnosti polokoulí jsou vysvětleny skutečností, že na jižní polokouli bylo v době pozorování léto a došlo tam k intenzivnímu zahřívání atmosférických hmot, vznikly vzestupné proudy a v důsledku toho konvekce . Za takových podmínek není ethan schopen vytvořit trvalou oblačnost, ačkoli vlhkost etanu dosahuje 100 % [53] . Od září do října 2010 vědci analyzovali fotografie sondy Cassini a dospěli k závěru, že prší také na rovníku satelitu; dokladem toho je charakteristická vtlačení, která se projevuje vlivem říčních toků [54] .

Pozorování ukazují, že výška a přetrvávání oblačnosti závisí na zeměpisné šířce. Takže ve vysokých zeměpisných šířkách (od 60 ° a výše) polokoule v zimě jsou běžné stálé mraky, které se tvoří nad úrovní troposféry. V nižších zeměpisných šířkách jsou mraky ve výšce 15-18 km , jsou malé velikosti a nejsou trvalého charakteru. Na polokouli s letním obdobím se mraky tvoří převážně v oblasti 40° zeměpisné šířky a jsou obvykle krátkodobé [55] .

Pozemní pozorování také ukazuje sezónní změny v oblačnosti. Takže v jedné 30leté revoluci kolem Slunce se spolu se Saturnem na Titanu na každé polokouli tvoří mraky po dobu 25 let a pak během 4-5 let zmizí, než se znovu objeví [51] .

Povrch

Povrch Titanu, vyfotografovaný sondou Cassini v různých spektrálních rozsazích, je rozdělen do několika jasných a tmavých oblastí s jasnými hranicemi v nízkých zeměpisných šířkách [57] . V blízkosti rovníku na přední polokouli se nachází jasná oblast velikosti Austrálie (viditelná také na infračervených snímcích Hubbleova teleskopu ) [58] . Dostalo jméno Xanadu [ 59] .

Radarové snímky pořízené v dubnu 2006 ukazují horská pásma vysoká přes 1 km, údolí, koryta řek stékající z kopců a tmavé skvrny (naplněná nebo vyschlá jezera) [60] . Nápadná je silná eroze horských štítů, proudění kapalného metanu při sezónních lijácích může vytvářet jeskyně na horských svazích. Jihovýchodně od Xanadu leží záhadná formace Hotei arcus , což je jasný (zejména na některých vlnových délkách) oblouk. Zda je tato struktura „horkou“ sopečnou oblastí nebo usazováním nějaké látky (například ledu s oxidem uhličitým), zatím není jasné.

V rovníkové lehké oblasti Adiri byly objeveny dlouhé řetězce hor (nebo kopců) až několik set metrů vysoké. Na jižní polokouli se pravděpodobně může nacházet mohutné pohoří dlouhé asi 150 km a vysoké až 1,6 km. V pohoří Mithrim byl objeven vrchol 3337 metrů [61] . Na vrcholcích hor jsou lehká ložiska - možná ložiska metanu a dalších organických materiálů [62] . To vše svědčí o tektonických procesech, které tvoří povrch Titanu.

Obecně je reliéf Titanu relativně rovnoměrný - odchylka ve výšce není větší než 2 km, nicméně místní výškové rozdíly, jak ukazují radarová data a stereo snímky získané Huygensem , mohou být velmi významné; strmé svahy na Titanu nejsou neobvyklé [63] . Je to výsledek intenzivní eroze za účasti větru a kapaliny. Na Titanu je málo impaktních kráterů (od roku 2012 jich bylo přesně identifikováno 7 a pravděpodobně 52) [64] . Je to důsledek toho, že jsou poměrně rychle ukryty srážkami [65] a vyhlazeny větrnou erozí [64] [66] . Povrch Titanu v mírných zeměpisných šířkách je méně kontrastní.

Předpokládá se, že některé části povrchu Titanu jsou kryovulkanického původu. Jedná se především o Mount Dum s přilehlou Sotra Patera a potok Mohini , Mount Erebor a objekty podobné potokům v oblasti Hotei [67] .

Duny

Existují tmavé oblasti podobné velikosti jako Xanadu, obklopující satelit podél rovníku, které byly původně identifikovány jako metanová moře [68] . Radarové studie však ukázaly, že tmavé rovníkové oblasti jsou téměř všude pokryty dlouhými rovnoběžnými řadami dun táhnoucích se ve směru převládajících větrů (od západu na východ) v délce stovek kilometrů – tzv. „kočičí škrábance“ [ 69] .

Tmavá barva nížin se vysvětluje nahromaděním částic uhlovodíkového „prachu“ padajícího z horních vrstev atmosféry, smývaných metanovými dešti z kopců a přinášených do rovníkových oblastí větry. Prach lze smíchat s ledovým pískem [69] [70] .

Metanové řeky a jezera

Možnost existence řek a jezer na povrchu Titanu naplněných kapalným metanem byla navržena na základě dat shromážděných sondami Voyager 1 a Voyager 2, které ukázaly existenci husté atmosféry vhodného složení a požadovaných teplot k udržovat metan v kapalném stavu. Data z Hubbleova teleskopu a další pozorování umožnily v roce 1995 přímo doložit existenci kapalného metanu na povrchu v podobě jednotlivých jezer nebo dokonce oceánů, podobně jako na Zemi [71] .

Mise Cassini v roce 2004 tuto hypotézu také potvrdila, i když ne hned. Když kosmická loď dorazila do saturnského systému, vědci doufali, že kapalinu zaznamenají odrazem slunečního světla, ale zpočátku nebylo možné detekovat žádné oslnění [72] .

V červenci 2009 byl zaznamenán odraz slunečního světla (oslnění) od hladkého povrchu tekutého bazénu v infračervené oblasti , což se stalo přímým důkazem existence jezer [73] .

Dříve poblíž pólů radar Cassini ukázal přítomnost velmi plochého a/nebo vysoce absorbujícího povrchu, což jsou zásobníky kapalného metanu (nebo metan-ethanu), o jejichž existenci se dlouho pochybovalo. Konkrétně v červnu 2005 odhalily snímky sondy Cassini temnou formaci s velmi jasnými hranicemi v jižní polární oblasti, která byla identifikována jako tekuté jezero. Dostalo název Lake Ontario [74] [75] . Jasné radarové snímky jezer v severní polární oblasti Titanu byly získány v červenci 2006 [76] . Radarové pokrytí oblasti Mezzoramia ve vysokých zeměpisných šířkách jižní polokoule ukázalo přítomnost rozvinutého říčního systému, pobřeží s charakteristickými stopami eroze a povrch pokrytý kapalinou v současnosti nebo v nedávné minulosti [8] [77] .

V březnu 2007 Cassini objevila několik obřích jezer poblíž severního pólu, z nichž největší ( Krakenské moře ) dosahuje délky 1000 km a je svou rozlohou srovnatelné s Kaspickým mořem , další ( Ligeijské moře ) s plocha 100 000 km² přesahuje kterékoli ze suchozemských sladkovodních jezer [78] .

V červnu 2012 astronomové studující snímky pořízené sondou Cassini v letech 2004 až 2008 objevili 1 metr hluboké metanové jezero v pouštní rovníkové oblasti Titanu [79] . Jezero bylo možné vidět díky střelbě v infračervené oblasti. Jeho délka je asi 60 a šířka asi 40 kilometrů [80] . Kromě tohoto jezera byly objeveny další čtyři útvary připomínající spíše pozemské bažiny [79] .

Podle údajů Cassini a počítačových výpočtů je složení kapaliny v jezerech následující: ethan (76-79 %), propan (7-8 %), metan (5-10 %). Kromě toho jezera obsahují 2-3% kyanovodíku a asi 1% butenu , butanu a acetylenu [81] [82] . Podle dalších údajů jsou hlavními složkami etan a metan. Zásoby uhlovodíků v jezerech jsou několikanásobně větší než celkové zásoby ropy a plynu na Zemi [83] . Vědci z NASA navrhli [84] , že za určitých podmínek se na povrchu jezer na Titanu mohou tvořit ledové kry. Takový led musí být nasycen plynem (více než 5 %), aby zůstal na hladině jezera a neklesl ke dnu.

Většina jezer se nachází v severní polární oblasti, zatímco v jižní nejsou téměř žádná. To lze vysvětlit sezónními změnami – každé ze čtyř ročních období na Titanu trvá asi 7 pozemských let a během této doby může metan vyschnout v zásobnících jedné polokoule a být větry transportován na druhou [85] [86] .

Když sonda „ Huygens “ sestoupila do atmosféry Titanu, byly získány fotografie [87] , které ukazují světlé kopce a kanály, které je protínají a proudí do tmavé oblasti. „Huygens“ zjevně seděl v tmavé oblasti a ukázalo se, že má pevný povrch [88] . Složení půdy v místě přistání připomíná mokrý písek (možná sestávající z ledových zrn smíchaných s uhlovodíky). Neustále padající mrholení může zvlhčit půdu .

Na snímcích přímo z hladiny jsou patrné kameny (pravděpodobně led) zaobleného tvaru. Tento tvar mohl vzniknout v důsledku dlouhodobého působení kapaliny. Pravděpodobně v rovníkové oblasti, kde Huygenové přistáli, jsou možná pouze dočasně vysychající metanová jezera , která se tvoří po extrémně vzácných deštích.

Vnitřní struktura a geologie

Titan je napůl vodní led a napůl kámen . Složením je Titan podobný některým dalším velkým satelitům plynných planet : Ganymede , Europa , Callisto , Triton , ale značně se od nich liší složením a strukturou své atmosféry.

Podle výpočtů má Titan pevné jádro složené z hornin o průměru asi 3400 km, které je obklopeno několika vrstvami vodního ledu [89] . Vnější vrstva pláště se skládá z vodního ledu a hydrátu metanu , zatímco vnitřní vrstva se skládá ze stlačeného, ​​velmi hustého ledu. Mezi těmito vrstvami je možná existence vrstvy kapalné vody.

Stejně jako ostatní satelity Jupiteru a Saturnu, jako např. Io a Enceladus , i Titan je ovlivňován významnými slapovými silami , které hrají významnou roli v tektonických procesech satelitu, zahřívají jeho jádro a podporují vulkanickou činnost .

Hypotetický podpovrchový oceán

Řada vědců předložila hypotézu o existenci globálního podpovrchového oceánu [90] . Silné slapové působení Saturnu může vést k zahřívání jádra a udržování teploty dostatečně vysoké pro existenci kapalné vody [91] . Porovnání snímků sondy Cassini z let 2005 a 2007 ukázalo, že detaily krajiny se posunuly asi o 30 km. Vzhledem k tomu, že Titan je vždy na jedné straně otočen k Saturnu, lze takový posun vysvětlit tím, že ledová kůra je oddělena od hlavní hmoty satelitu globální vrstvou kapaliny [91] .

Předpokládá se, že voda obsahuje značné množství čpavku (asi 10 %), který působí na vodu jako nemrznoucí směs [92] , tedy snižuje její bod tuhnutí. V kombinaci s vysokým tlakem, kterým působí kůra satelitu, to může být další podmínka pro existenci podpovrchového oceánu [93] [94] .

Podle údajů zveřejněných na konci června 2012 a shromážděných dříve sondou Cassini by se pod povrchem Titanu v hloubce asi 100 km skutečně měl nacházet oceán, skládající se z vody s možným malým množstvím solí [95 ] . Na základě gravitační mapy satelitu, postaveného podle údajů Cassini , vědci navrhli, že kapalina v podpovrchovém oceánu Titanu se vyznačuje zvýšenou hustotou a extrémní slaností. S největší pravděpodobností se jedná o solanku , která obsahuje soli obsahující sodík, draslík a síru. Navíc v různých částech satelitu není hloubka oceánu stejná - na některých místech voda zamrzá, zevnitř se vytváří ledová kůra pokrývající oceán a vrstva kapaliny v těchto místech není prakticky spojena s povrchem Titanu. Silná slanost podpovrchového oceánu téměř znemožňuje existenci života v něm [96] .

Kryovulkanismus

Titan má jasné známky vulkanické činnosti. Navzdory podobnosti tvaru a vlastností sopek však na družici nepůsobí silikátové sopky jako na Zemi nebo Mars a Venuše , ale takzvané kryovulkány , které s největší pravděpodobností vybuchují vodním amoniakem. směs s příměsí uhlovodíků [97] .

Původně se existence vulkanismu předpokládala po objevu argonu-40 v atmosféře , který vzniká při rozpadu radioaktivních látek [98] . Později Cassini zaregistrovala silný zdroj metanu, kterým je pravděpodobně kryovulkán. Protože na povrchu satelitu nebyl dosud nalezen žádný zdroj metanu schopný udržet konstantní množství této látky v atmosféře, nyní se má za to, že většina veškerého metanu pochází z kryovulkánů [99] [100] .

V prosinci 2008 navíc astronomové zaregistrovali v atmosféře dvě dočasné světelné formace, které se však ukázaly jako příliš dlouhověké na to, aby byly zaměněny za jev počasí. Předpokládá se, že se jednalo o důsledek aktivní erupce jednoho z kryovulkánů [92] .

Vulkanické procesy na Titanu, stejně jako na Zemi, jsou způsobeny rozpadem radioaktivních prvků v plášti družice [92] . Magma na Zemi se skládá z roztavených hornin, které jsou méně husté než horniny z kůry, kterými vybuchují. Na Titanu je směs vody a amoniaku mnohem hustší než vodní led, kterým vybuchuje na povrch, a proto je k udržení vulkanismu potřeba více energie. Jedním ze zdrojů takové energie je silný slapový efekt Saturnu na jeho satelit [92] .

Pozorování a výzkum

Pozorování a studium Titanu, než sonda Pioneer 11 dosáhla v roce 1979 oběžné dráhy Saturnu a provedla různá měření planety a jejích satelitů, probíhalo extrémně pomalým tempem. V roce 1907 španělský astronom José Comas Sola tvrdil, že pozoroval tmavnutí na okraji disku Titanu a dvě kulaté světlé skvrny ve středu [101] . Výsledkem pozorování Gerarda Kuipera , provedeného v zimě 1943-1944 na McDonald Observatory na Mount Lock pomocí spektrografu připojeného k 82palcovému (205 cm) odraznému dalekohledu , byla v roce 1944 [102] atmosféra Titanu byl objeven [103] [104] .

Titan není viditelný pouhým okem, ale lze jej pozorovat amatérským dalekohledem nebo silným dalekohledem, pozorování je obtížné kvůli blízkosti Titanu k Saturnu. Satelit má zdánlivou velikost +7,9 [105] .

Pioneer 11 a Voyager

První kosmická loď, která proletěla poblíž Titanu, byla Pioneer 11 , určená ke studiu Jupiteru a Saturnu. 1. září 1979 stanice odvysílala pět snímků Titanu. Podle dat přenášených sondou bylo zjištěno, že povrchová teplota je příliš nízká pro existenci života [106] . Pioneer 11 proletěl ve vzdálenosti 353 950 km od satelitu. Výsledné fotografie byly příliš rozmazané na to, aby rozeznaly jakékoli detaily [107] .

Významný výzkum provedl Voyager 1 . 12. listopadu 1980 stanice minula 5600 km od Titanu, ale výsledné snímky nám kvůli zákalu v atmosféře neumožňovaly rozlišit žádné detaily povrchu. Voyager 1 byl schopen pouze studovat složení atmosféry a určit základní údaje, jako je velikost a hmotnost , a byla také upřesněna doba oběhu [22] .

Voyager 2 proletěl systémem Saturn 25. srpna 1981. Vzhledem k tomu, že zařízení bylo nasměrováno na Uran a provedlo gravitační manévr poblíž Saturnu, nebyl Titan prakticky studován.

Hubbleův vesmírný dalekohled

První fotografie, které vrhly světlo na povrchovou strukturu Titanu, byly pořízeny Hubbleovým vesmírným dalekohledem v 90. letech 20. století. Infračervené snímky ukázaly metanová oblaka a organický smog. Díky jasnému kontrastu mezi tmavými a světlými oblastmi povrchu se Titan odlišuje od ostatních podobně velkých měsíců ve sluneční soustavě. Hubbleovy krátery společné pro jiné satelity nebyly na Titanu nalezeny.

Předpokládalo se, že světlé oblasti povrchu leží výše než tmavší; liší se také složením: světlé oblasti mohou obsahovat vodní led, jak se často vyskytuje na Jupiterových měsících, zatímco tmavé oblasti jsou pokryty horninou nebo organickým materiálem.

Cassini-Huygens

15. října 1997 odstartovala z Cape Canaveral kosmická loď Cassini-Huygens , společný projekt NASA , ESA a ASI. Byl vytvořen pro studium systému Saturn a zejména jeho měsíce Titan. Cassini je první umělá družice Saturnu. Počáteční životnost zařízení byla vypočtena na 4 roky.

Cassini je na oběžné dráze kolem Saturnu od 1. července 2004. Podle plánu byl první průlet kolem Titanu uskutečněn 26. října 2004 ve vzdálenosti pouhých 1200 km od povrchu [88] . Titan je nejvzdálenější nebeské těleso od Země, na kterém přistála vesmírná sonda [108] . Radarové snímky pořízené sondou Cassini odhalují složitou strukturu povrchu Titanu.

Od 22. července 2006 do 28. května 2008 provedla Cassini 21 průletů kolem Titanu (minimální vzdálenost byla pouhých 950 km), během kterých byly získány snímky dokazující existenci metanových jezer na Titanu [109] .

Mise byla prodloužena nejprve do roku 2010 (dalších 21 průletů kolem Titanu) a poté do roku 2017 (dalších 56 průletů) [110] . Zařízení dokončilo svou misi 15. září 2017 a shořelo v atmosféře Saturnu.

Průzkum pomocí sondy Huygens

Sonda Huygens se od sondy Cassini oddělila 25. prosince 2004 a na povrch přistála 14. ledna 2005 [111] . "Huygens" je druhé zařízení vytvořené člověkem, umístěné na povrchu satelitu planety po zařízeních na Měsíci .

Sestup na padáku atmosférou družice trval Huygensovi 2 hodiny 27 minut 50 sekund. Ke srážce aparátu s povrchem Titanu došlo při rychlosti 16 km/h (nebo 4,4 m/s ), přičemž zařízení zaznamenala krátkodobá přetížení , 15krát větší než zrychlení volného pádu na Zemi.

Během sestupu odebíral Huygens vzorky atmosféry. Rychlost větru ve stejnou dobu (ve výšce 9 až 16 km) byla přibližně 26 km/h . Palubní přístroje detekovaly hustý metanový opar (vrstvy mraků) ve výšce 18-19 km , kde byl atmosférický tlak přibližně 50 kPa (5,1⋅10 3 kgf/m²) nebo 380 mmHg. Venkovní teplota na začátku sestupu byla -202°C, zatímco na povrchu Titanu byla o něco vyšší: -179°C.

Snímky pořízené během sestupu ukazovaly komplexní reliéf se stopami působení kapaliny (říční koryta a ostrý kontrast mezi světlými a tmavými oblastmi – „pobřeží“) [112] . Tmavá oblast, na kterou Huygenové sestoupili, se však ukázala jako pevná. Fotografie pořízené z povrchu ukazují zaoblené kameny o velikosti až 15 cm, nesoucí stopy působení kapaliny (oblázky) [99] .

Pomocí externího mikrofonu bylo možné na Titanu nahrávat zvuk větru.

Místo přistání zařízení 14. března 2007 bylo rozhodnuto pojmenovat po Hubertu Curienovi, jednom ze zakladatelů Evropské vesmírné agentury [113] .

Plánované mise

V rámci společného programu NASA a ESA pro studium Saturnu, Titanu a Enceladu se plánuje vyslat misi Titan Saturn System Mission , která bude zahrnovat: orbitální stanici a dvě sondy navržené speciálně pro studium Titanu. Jedna sonda je balón , který se bude vznášet v atmosféře mezi mraky. Podle představ vývojářů bude muset tato sonda proletět kolem celého satelitu alespoň jednou ve výšce přibližně 20 ° severní šířky. sh. ve výšce 10 km [114] .

Druhá sonda bude muset dopadnout v polárním moři uhlovodíků na přibližně 79° severní šířky. Stejně jako Huygens bude zařízení sesazeno padákem. Sonda bude prvním plovoucím zařízením mimo Zemi. Doba jeho práce se očekává od 3 do 6 měsíců, počínaje 6 hodinami sestupu atmosférou.

Původně bylo zahájení mise plánováno na rok 2010. V únoru 2009 však bylo oznámeno, že NASA a ESA daly misi systému Jupiter vyšší prioritu a datum startu bylo posunuto někdy na rok 2020 [115] .

Někteří vědci, včetně planetární vědkyně NASA Amandy R. Hendrixové , věří, že jedinou možností, jak umístit kolonii do sluneční soustavy, není Měsíc nebo Mars, ale největší měsíc Saturnu, Titan. [116] [117]

Kosmická loď Dragonfly má být vyslána na Titan v roce 2027, po kterém bude následovat přistání v oblasti Shangri-La v roce 2034. Poté vozidlo poletí směrem ke kráteru Selk , kde mohla být v minulosti kapalná voda [118] .

Možnost života

Vzhledem k tomu, že Saturn a jeho satelity jsou mimo obyvatelnou zónu , je vznik vysoce organizovaného života (podobně jako na Zemi) hypoteticky nemožný, ale možnost vzniku jednoduchých organismů vědci nevylučují [119] .

Navzdory nízkým teplotám existují na Titanu dostatečné podmínky pro zahájení chemické evoluce . Hustá atmosféra dusíku a přítomnost organických sloučenin je zajímavým objektem pro studium exobiologů, protože podobné podmínky by mohly existovat i na mladé Zemi. Příliš nízké teploty však brání prebiotickému směru vývoje, na rozdíl od Země [120] .

Stephen Benner z University of Florida naznačuje, že život by mohl vzniknout v jezerech kapalných uhlovodíků. Ethan nebo metan lze použít jako rozpouštědlo v biologických procesech živého organismu. Chemická agresivita těchto látek je přitom mnohem nižší než u vody. Tak mohou být makromolekuly, jako jsou proteiny a nukleové kyseliny, stabilnější.

A tak 5. června 2010 skupina vědců z NASA učinila prohlášení, že na Titanu našli známky možné existence nejjednodušších forem života. Tyto závěry byly učiněny na základě analýzy dat získaných ze sondy Cassini – studiem neobvyklého chování vodíku na povrchu satelitu astrobiolog Chris McKay a profesor John Zarnecki předložili hypotézu o „dýchání“ primitivní biologické organismy, představující odlišnou formu života než Země, která místo vody a kyslíku využívá metan a vodík [121] .

Podle této hypotézy by organismy mohly absorbovat plynný vodík a živit se molekulami acetylenu , zatímco během jejich života by vznikal metan. V důsledku toho by Titan zaznamenal nedostatek acetylenu a pokles obsahu vodíku v blízkosti povrchu. Infračervená měření provedená spektrometrem Cassini neukázala žádnou stopu acetylenu, i když se měl vytvořit ve velmi silné atmosféře Titanu pod vlivem slunečního ultrafialového záření. Nepřímé výsledky naznačují, že vodík v blízkosti povrchu Titanu také mizí. Sám McKay v komentáři k výsledkům získaným pro časopis New Scientist poznamenal, že byly „velmi neobvyklé a dosud chemicky nevysvětlitelné“. „To samozřejmě není důkaz existence života, ale je to velmi zajímavé,“ dodal vědec [122] [123] . Vědci však nevylučují, že nová data sondy Cassini mohou mít zcela jiné vysvětlení [124] .

Ve velmi vzdálené budoucnosti se podmínky na Titanu mohou výrazně změnit. Po 6 miliardách let se Slunce výrazně zvětší a stane se červeným obrem , teplota na povrchu satelitu se zvýší na -70 ° C, což je dostatečně vysoká hodnota pro existenci tekutého oceánu směsi vody a čpavku . Takové podmínky budou existovat několik set milionů let, což je docela dost pro vývoj relativně složitých forem života [125] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 R. A. Jacobson. Střední orbitální parametry planetárního satelitu . NASA/JPL (15. srpna 2009). Získáno 10. června 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 R. A. Jacobson. a kol. Gravitační pole saturnského systému ze satelitních pozorování a dat ze sledování kosmických lodí  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 132 , č.p. 6 . - str. 2520-2526 . - doi : 10.1086/508812 .
  3. ↑ D. R. Williams. Přehled o saturnském satelitu . NASA (21. srpna 2008). Datum přístupu: 18. března 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  4. ↑ G. Mitri a kol. Hydrocarbon Lakes on Titan  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Sv. 186 , č.p. 2 . - str. 385-394 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.004 . Archivováno z originálu 27. února 2008.
  5. ↑ 1 2 3 Niemann, HB a kol. Množství složek atmosféry Titanu z přístroje GCMS na sondě Huygens  //  Nature volume=438 : journal. - 2005. - Ne. 7069 . - str. 779-784 . - doi : 10.1038/nature04122 . — PMID 16319830 .
  6. ↑ Coustenis, Athéna a Taylor, FW Titan: Exploring an Earthlike World . - World Scientific , 2008. - S. 154-155. — ISBN 9789812705013 .
  7. ↑ Novinky: Příběh Saturnu (odkaz není k dispozici) . NASA /JPL. Datum přístupu: 8. ledna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. 
  8. ↑ 1 2 3 Stofan, ER; Elachi, C.; a kol. Jezera Titan  (anglicky)  // Příroda. - 2007. - 4. ledna ( roč. 445 , č. 1 ). - str. 61-64 . - doi : 10.1038/nature05438 . — .
  9. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell. Huygens objevuje Lunu Saturni . Astronomický snímek dne . NASA (25. března 2005). Získáno 18. srpna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  10. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps. O vnitřní struktuře a dynamice Titanu // Planetární a vesmírná věda . - 2000. - T. 48 , č. 7-8 . - S. 617-636 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  11. ↑ AD Fortes. Exobiologické důsledky možného oceánu amoniaku a vody uvnitř Titanu  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Sv. 146 , č.p. 2 . - str. 444-452 . - doi : 10.1006/icar.2000.6400 .
  12. ↑ Christiaan Huygens: Objevitel Titanu . ESA (24. září 2003). Získáno 17. července 2010. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  13. ↑ Huygensův dalekohled, Christiaan Huygens, Haag, 1683 (nepřístupný odkaz) . Datum přístupu: 18. března 2010. Archivováno z originálu 9. července 2007. 
  14. ↑ Ovidius, „Fast“, kniha 1, řádek 305: „Obrátili pozorující oči ke vzdáleným svítidlům“, přeložil z latiny F. A. Petrovský, citace z publikace: Publius Ovid Nason. Elegie a drobné básně. M., "Fiction", 1973
  15. ↑ Lynn, WT Objev  Titanu //  Observatoř. - 1888. - Sv. 11 . - str. 338-340 . - .
  16. ↑ GD Cassini. Objev dvou nových planet o Saturnu, učiněný v Královské pařížské observatoři signorem Cassinim, členem obou královských společností, Anglie a Francie; English't out of French  (English)  // Filozofické transakce: časopis. - 1673. - Sv. 8 , č. 1673 . - str. 5178-5185 . doi : 10.1098 / rstl.1673.0003 .
  17. ↑ Mr. Lassell. Pozorování Mimasu, nejbližšího a nejvnitřnějšího satelitu Saturnu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1847. - 12. listopad ( vol. 8 , č. 1 ). — S. 42 . Archivováno z originálu 14. května 2011.
  18. ↑ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A.M.; Farinella, P. Rezonance a blízké přístupy.   I. Případ Titan-Hyperion // Země, Měsíc a planety : deník. - Springer , 1980. - Duben ( roč. 22 , č. 2 ). - S. 141-152 . - doi : 10.1007/BF00898423 .  (nedostupný odkaz)
  19. ↑ JPL HORIZONS data solární soustavy a výpočetní služba efemerid . NASA/JPL. Získáno 19. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 20. srpna 2011.
  20. ↑ Ostrovy EVS: Titanovo nepojmenované metanové moře . Datum přístupu: 22. října 2009. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  21. ↑ Vylepšené polohy Saturnu pomáhají navigaci kosmických lodí, studie planet, základní fyzika . Získáno 10. července 2015. Archivováno z originálu 19. dubna 2016.
  22. ↑ 1 2 James Richardson, Ralph Lorenz, Alfred McEwen. Titanův povrch a rotace : Nové výsledky z obrázků Voyageru 1   // Icarus . - 2004. - Červenec ( roč. 170 , č. 1 ). - str. 113-124 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.010 . - . Archivováno z originálu 23. srpna 2009.
  23. ↑ Lunine, J. Porovnání triády velkých měsíců . Časopis astrobiologie (21. března 2005). Získáno 20. července 2006. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  24. ↑ Prentice AJR Titan v době prvního průletu sondy Cassini: předpověď jejího původu, hromadného chemického složení a vnitřní fyzikální struktury . Archiv (2006). Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 24. července 2018.
  25. ↑ 1 2 3 M. Fulchignoni, F. Ferri, F. Angrilli a kol. In situ měření fyzikálních charakteristik prostředí Titanu  (anglicky)  // Nature : journal. - 2005. - 8. prosince ( sv. 438 ). - doi : 10.1038/nature04314 . Archivováno z originálu 13. dubna 2016.
  26. ↑ 1 2 Elizabeth P. Turtle. Průzkum povrchu Titanu s Cassini-Huygens . Smithsonian (2007). Získáno 18. dubna 2009. Archivováno z originálu 20. července 2013.
  27. ↑ Kuskov O. L., Dorofeeva V. A., Kronrod V. A., Makalkin A. B. "Systémy Jupiteru a Saturnu: Vznik, složení a vnitřní struktura velkých satelitů", vydavatelství URSS, 2009 (nepřístupný odkaz) . Získáno 12. října 2009. Archivováno z originálu 18. července 2013. 
  28. ↑ Athena Coustenis, FW Taylor. Titan: Měsíc podobný Zemi . - World Scientific , 1999. - S. 10-12. Archivováno 30. července 2017 na Wayback Machine
  29. ↑ 1 2 3 4 Titan vytvořil atmosféru během bombardování kometou Archivováno 18. května 2021 na Wayback Machine  (ruština)
  30. ↑ JH Waite (Jr) a kol . Výsledky iontově neutrálního hmotnostního spektrometru z prvního průletu kolem Titanu  //  Science : journal. - 2005. - Sv. 308 , č.p. 5724 . - str. 982-986 . - doi : 10.1126/science.1110652 . — PMID 15890873 .
  31. ↑ 1 2 T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, HK Biernat. Vliv prostředí slunečních částic a záření na vývoj atmosféry Titanu  //  Pokroky ve výzkumu vesmíru : deník. — Elsevier , 2005. — Sv. 36 . - str. 241-250 . - doi : 10.1016/j.asr.2005.03.043 .
  32. ↑ Saturnův měsíc Titan mohl být planetárním boxovacím pytlem Archivováno 19. září 2020 na Wayback Machine 
  33. ↑ A. Coustenis. Vznik a evoluce atmosféry Titanu // Recenze vesmírné vědy . - Springer , 2005. - T. 116 . - S. 171-184 . - doi : 10.1007/s11214-005-1954-2 .
  34. ↑ 1 2 J. H. Waite Jr., D. T. Young, T. E. Cravens a kol. Proces formování Tholinu v Titan's Upper Atmosphere  (anglicky)  // Science  : op. vědecký časopis . - 2007. - Sv. 316 , č.p. 5826 . - S. 870-875 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1139727 . Archivováno z originálu 24. září 2015. . — ( PDF Archivováno 29. dubna 2014 na Wayback Machine ).
  35. ↑ Tholins in the Devil Darling Encyclopedia  (anglicky)  (nepřístupný odkaz) . Encyklopedie vědy . Získáno 27. února 2012. Archivováno z originálu 24. února 2012.
  36. ↑ AJ Coates, FJ Crary, GR Lewis, DT Young, JH Waite a EC Sittler. Objev těžkých záporných iontů v ionosféře Titanu  (anglicky)  // Geophys. Res. Lett. : deník. - 2007. - Sv. 34 . — P.L22103 . - doi : 10.1029/2007GL030978 .
  37. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Systémy Jupiter a Saturn: Vznik, složení a vnitřní stavba. - M. : LKI, 2009. - S. 478. - ISBN 9785382009865 .
  38. ↑ Baez, John Nálezy tohoto týdne v matematické fyzice (odkaz není dostupný) . University of California , Riverside (25. ledna 2005). Datum přístupu: 22. srpna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. 
  39. ↑ Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann a kol. Titanův metanový cyklus  (anglicky)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 2006. - Sv. 54 , č. 12 . — S. 1177 . - doi : 10.1016/j.pss.2006.05.028 . - .
  40. ↑ 1 2 The Way the Wind Flows on Titan (odkaz není k dispozici) . NASA/JPL (1. června 2007). Získáno 2. června 2007. Archivováno z originálu 22. května 2008. 
  41. ↑ Carolina Martinez. Pozorování NASA pomáhají určit rychlost větru Titan . NASA (2005). Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  42. ↑ Déšť, vítr a opar při sestupu na Titan . ESA (30. listopadu 2005). Získáno 10. června 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  43. ↑ Leonid Popov. Na Titanu se otevírají jarní přeháňky . Membrana.ru (18. března 2011). Získáno 1. května 2013. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2013.
  44. ↑ Vítr nebo déšť nebo chlad noci titánů? . Časopis astrobiologie (11. března 2005). Datum přístupu: 24. srpna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  45. ↑ Rannou, R.; a kol. Latitudinal Distribution of Clouds on Titan   // Science . - 2006. - Leden ( roč. 311 , č. 5758 ). - S. 201-205 . - doi : 10.1126/science.1118424 . — PMID 16410519 . Archivováno z originálu 16. září 2009.
  46. ↑ Metanové přeháňky se ukázaly být důvodem „mokrého“ klimatu Titanu . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 19. dubna 2021.
  47. ↑ Carolyn Porco. Titan (nedostupný odkaz) . NASA (29. listopadu 2007). Získáno 10. června 2010. Archivováno z originálu 15. března 2008. 
  48. ↑ Schröder, SE; Tomasko, M.G.; Keller, HU Spektrum odrazivosti povrchu Titanu podle Huygens  //  American Astronomical Society, DPS meeting #37, #46.15; Bulletin Americké astronomické společnosti: časopis. - 2005. - srpen ( roč. 37 , č. 726 ). Archivováno z originálu 9. srpna 2018.
  49. ↑ C. A. Hasenkopf. OPTICKÉ VLASTNOSTI LABORATORNÍCH ANALOGŮ TITAN HAZE POUŽÍVAJÍCÍ spektroskopii KAVITNÍHO KRUHU . Workshop on Planetary Atmospheres (2007) . Staženo 16. října 2007.
  50. ↑ První měření složení „in situ“ v atmosféře Titanu . ESA (30. listopadu 2005). Získáno 10. června 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  51. ↑ 1 2 Cassini Images Mammoth Cloud pohlcující severní pól Titanu . NASA (2007). Získáno 14. dubna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  52. ↑ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. Cassini zjistila, že jezera mohou naplnit uhlovodíkové deště (nedostupný odkaz) . Space Science Institute, Boulder, Colorado (2009). Datum přístupu: 29. ledna 2009. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. 
  53. ↑ Emily L. , Schaller; Brown, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. Velká průtrž mračna na jižním pólu Titanu  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Únor ( č. 182 ). - str. 224-229 . Archivováno z originálu 13. listopadu 2012.
  54. ↑ Na rovníku Titanu pršelo poprvé po sedmi letech . Lenta.ru (18. března 2011). Získáno 18. března 2011. Archivováno z originálu 21. března 2011.
  55. ↑ Snímek NASA Cassini: Radarové snímky Jižní pól Titanu (2008). Datum přístupu: 11. ledna 2008. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  56. ↑ Sbohem, Dennisi . Go Ahead, Take a Spin on Titan - Největší Saturnův měsíc má benzín na déšť, saze na sníh a podpovrchový oceán čpavku. Nyní je zde mapa, která vám pomůže při hledání možného života tam. , The New York Times  (3. prosince 2019). Archivováno z originálu 5. prosince 2019. Staženo 5. prosince 2019.
  57. ↑ Battersby, složitý a podivný svět Stephena Titana odhalen (odkaz nepřístupný) . New Scientist (29. října 2004). Získáno 31. srpna 2007. Archivováno z originálu 14. ledna 2008. 
  58. ↑ Kosmická loď: Cassini Orbiter Instruments, RADAR (nedostupný odkaz) . NASA/JPL. Získáno 31. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011. 
  59. ↑ Cassini odhaluje, že Titanova oblast Xanadu bude zemí podobnou Zemi . Vědecký deník (23. července 2006). Získáno 27. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  60. ↑ Lorenz, R.D.; Callahan, PS; a kol. Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry  (anglicky)  // Lunar and Planetary Science Conference: journal. - 2007. - Březen ( sv. 38 ). Archivováno z originálu 26. září 2007.
  61. ↑ Cassini Spies Nejvyšší vrcholy Titanu . Získáno 2. dubna 2016. Archivováno z originálu 19. srpna 2016.
  62. ↑ Cassini Data ukazují směs ledu a hornin uvnitř Titanu (odkaz není k dispozici) . NASA/JPL. Získáno 16. prosince 2006. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011. 
  63. ↑ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; a kol. Globální povrchové spektrální variace na Titanu pozorované z Cassini/VIMS   // Icarus :  journal. - Elsevier , 2006. - Leden ( roč. 186 , č. 1 ). Archivováno z originálu 25. července 2011.
  64. ↑ 1 2 Gilliam AE, Jurdy DM Impaktní krátery Titanu a související fluviální rysy: Důkaz pro podpovrchový oceán?  // 45. konference o lunárních a planetárních vědách, která se konala 17.–21. března 2014 v The Woodlands v Texasu. Příspěvek LPI č. 1777, str. 2435. - 2014. - . Archivováno z originálu 26. července 2014.
  65. ↑ PIA07365: Circus Maximus . NASA/JPL. Získáno 4. května 2006. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  66. ↑ Titan získává dunu "Makeover" . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 17. června 2019.
  67. ↑ 1 2 Lopes, RMC; Kirk, R. L.; Mitchell, KL a kol. Kryovulkanismus na Titanu: Nové výsledky z Cassini RADAR a VIMS  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2013. - Sv. 118 , č. 3 . - str. 416-435 . doi : 10.1002 / jgre.20062 . - . Archivováno z originálu 7. listopadu 2017.
  68. ↑ R. Lorenz. Třpyt vzdálených moří   // Věda . - 2003. - Sv. 302 . - str. 403-404 . - doi : 10.1126/science.1090464 . — PMID 16675686 . Archivováno z originálu 23. srpna 2009.
  69. ↑ 1 2 Goudarzi, Sara Saharské písečné duny nalezené na Saturnově měsíci Titan . SPACE.com (4. května 2006). Získáno 6. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  70. ↑ Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J. a kol. Písečná moře Titanu: Cassini RADARová pozorování podélných dun  (anglicky)  // Science : journal. - 2006. - Sv. 312 . - str. 724-727 . - doi : 10.1126/science.1123257 .
  71. ↑ S.F. Dermott, C. Sagan ,. Přílivové účinky odpojených uhlovodíkových moří na Titanu  (anglicky)  // Nature : journal. - 1995. - Sv. 374 . - S. 238-240 . - doi : 10.1038/374238a0 .
  72. ↑ Bortman, Henry Titan: Where's the Wet Stuff? (nedostupný odkaz) . Časopis astrobiologie (28. října 2004). Získáno 5. února 2011. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. 
  73. ↑ Vědci poprvé viděli tekutou hmotu mimo Zemi . RIA Novosti (21. prosince 2009). Datum přístupu: 21. prosince 2009. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  74. ↑ Emily Lakdawalla . Temná skvrna poblíž jižního pólu: Kandidátské jezero na Titanu? (nedostupný odkaz) . Planetární společnost (28. června 2005). Získáno 14. října 2006. Archivováno z originálu 5. června 2011. 
  75. ↑ NASA potvrdila tekuté jezero na Měsíci Saturnu . NASA (2008). Získáno 20. prosince 2009. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  76. ↑ Cassini nalezla jezera v arktické  oblasti Titanu . NASA/JPL. Datum přístupu: 22. ledna 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  77. ↑ Na Titanu bylo nalezeno dlouho očekávané moře . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 15. února 2016.
  78. ↑ Kosmická loď Cassini zobrazuje moře na Saturnově měsíci Titan  . NASA/JPL. Datum přístupu: 22. ledna 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  79. ↑ 1 2 Caitlin A. Griffith, Juan M. Lora, Jake Turner, Paulo F. Penteado, Robert H. Brown, Martin G. Tomasko, Lyn Doose & Charles See. Možná tropická jezera na Titanu z pozorování tmavého terénu   // Příroda . - 14. června 2012. - Iss. 486 . - str. 237-239 . - doi : 10.1038/příroda11165 .
  80. ↑ Maggie McKeeová. Tropická jezera na Saturnově měsíci by mohla rozšířit možnosti života . - Příroda, 13. června 2012. - doi : 10.1038/nature.2012.10824 . Archivováno z originálu 26. července 2020.
  81. ↑ D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunin; P. Lavvas & V. Vuitton (2009), Odhad chemického složení jezer Titanu, arΧiv : 0911.1860v1 [astro-ph]. 
  82. ↑ Astronomové určili chemické složení jezer na Titanu . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 11. října 2011.
  83. ↑ Organické látky na povrchu Titanu převyšují zásoby ropy na Zemi  . NASA. Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  84. ↑ Vědci mluví o metanových „krách“ na Titanu . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 13. dubna 2021.
  85. ↑ Cook, J.-RC Záblesk slunečního světla potvrzuje kapalinu v Northern Lake District of Titan . NASA (17. prosince 2009). Získáno 18. prosince 2009. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  86. ↑ Emily Lakdawalla . Cassini VIMS vidí dlouho očekávaný záblesk od jezera Titan . Blog planetární společnosti . Planetární společnost (17. prosince 2009). Získáno 17. prosince 2009. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  87. ↑ Nezpracované snímky z sestupu sondy Huygens dne 14. ledna  2005 . ESA. Datum přístupu: 22. ledna 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  88. ↑ 1 2 PIA08630: Jezera na Titanu . NASA/JPL. Získáno 14. října 2006. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  89. ↑ 1 2 G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin. Vnitřní struktura Titanu odvozená ze spojeného tepelně-orbitálního modelu  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 175 , č.p. 2 . - S. 496-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.007 . Archivováno z originálu 11. června 2016.
  90. ↑ Na Titanu nalezen oceán (nepřístupný odkaz) . Cesta kolem světa (21. března 2008). Získáno 8. dubna 2008. Archivováno z originálu 6. června 2013. 
  91. ↑ 1 2 David Shiga, rady pro změnu rotace Titanu ve skrytém oceánu Archivováno 30. dubna 2015 na Wayback Machine , New Scientist, 20. března 2008
  92. ↑ 1 2 3 4 Alan Longstaff. Je Titan (kryo)vulkanicky aktivní? // Astronomie nyní. - Královská observatoř, Greenwich, 2009. - únor. - S. 19 .
  93. ↑ „Titan našel intraplanetární oceán“ (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 3. listopadu 2011.  // " Trinity option - Science ", č. 12, 2008.
  94. ↑ Tajný vodní oceán a volná kůra objevená na Titanu (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 7. prosince 2009.  na freescince.narod.ru
  95. ↑ Podzemní oceán nalezený na Titanu . Podívejte se (29. června 2012). Získáno 29. června 2012. Archivováno z originálu 30. června 2012.
  96. ↑ Oceán na Saturnově měsíci se ukázal být slaný jako Mrtvé moře . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 9. října 2018.
  97. ↑ Carolina Martinez. Vědci objevili možnou sopku Titan . NASA (8. června 2005). Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  98. ↑ Tobias Owen. Planetární věda: Huygens znovu objevuje Titan   // Příroda . - 2005. - Sv. 438 . - str. 756-757 . - doi : 10.1038/438756a .
  99. ↑ 1 2 Vidět, dotýkat se a čichat mimořádně pozemský svět Titan . ESA (21. ledna 2005). Získáno 28. března 2005. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  100. ↑ David L. Chandler. Na Titanu objevena uhlovodíková sopka (nedostupný odkaz) . New Scientist (8. června 2005). Získáno 7. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 19. září 2007. 
  101. ↑ P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole. Atlas sluneční soustavy . - 1990. - ISBN 0-517-00192-6 .
  102. ↑ O. L. Kuskov, V. A. Dorofeeva, V. A. Kronrod, A. B. Makalkin. Systémy Jupiter a Saturn: Vznik, složení a vnitřní stavba. - M. : LKI, 2009. - S. 476. - ISBN 9785382009865 .
  103. ↑ GP Kuiper. Titan: Satelit s atmosférou  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1944. - Sv. 100 _ — S. 378 . - doi : 10.1086/144679 . Archivováno z originálu 4. června 2016.
  104. ↑ Silkin, 1982 , str. 154-155.
  105. ↑ Benton Julius L. Jr. Saturn a jak ho pozorovat // Springer London. - 2005. - S. 141-146 . - doi : 10.1007/1-84628-045-1_9 .
  106. ↑ Průkopnické mise . // NASA (26. března 2007). Získáno 19. srpna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  107. ↑ Pioneer XI (nepřístupný odkaz - historie ) . // NASA. Staženo: 19. srpna 2007. 
  108. ↑ Huygens odhaluje povrch Titanu . prostor dnes. Získáno 19. srpna 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  109. ↑ CASSINI AT SATURN - Termíny turné Saturn . NASA/JPL. Získáno 31. října 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  110. ↑ Cassini navrhla prodlouženou prodlouženou misi . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 4. března 2012.
  111. ↑ Lingard, Steve; Norris, Pat. Jak přistát na Titanu . - Ingenia, 2005. - Červen ( č. 23 ). Archivováno z originálu 21. července 2011.
  112. ↑ Cassini na Saturnu: Úvod (odkaz není k dispozici) . NASA/JPL. Získáno 6. září 2007. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. 
  113. ↑ Místo přistání Huygens bude pojmenováno po Hubertu Curienovi . ESA (5. března 2007). Získáno 6. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  114. ↑ Shrnutí mise: Mise TANDEM/TSSM Titan a Enceladus (odkaz není k dispozici) . ESA (2009). Datum přístupu: 30. ledna 2009. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. 
  115. ↑ Rincon, Paul (18. února 2009), Jupiter v pozorováních vesmírných agentur , BBC News , < http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm > Archivováno 21. února 2009 v Wayback Machine 
  116. ↑ Hendrix, Charles Wohlforth, Amanda R. Let's Colonize Titan . Scientific American Blog Network . Získáno 28. listopadu 2016. Archivováno z originálu 8. srpna 2018.
  117. ↑ admin Titan může být tím nejlepším místem pro kolonii ve sluneční soustavě - Novinky o vesmíru (nepřístupný odkaz) . Novinky o vesmíru (28. listopadu 2016). Získáno 28. listopadu 2016. Archivováno z originálu 29. listopadu 2016. 
  118. ↑ Karen Northon. Mise Dragonfly NASA na Titan bude hledat původ, známky života . NASA (27. června 2019). Získáno 19. července 2019. Archivováno z originálu dne 2. května 2021.
  119. ↑ McKay, CP; Smith, HD Možnosti metanogenního života v kapalném metanu na povrchu Titanu  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 178 , č.p. 1 . - str. 274-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.018 .
  120. ↑ news.nationalgeographic.com (downlink) . Datum přístupu: 18. března 2010. Archivováno z originálu 24. září 2008. 
  121. ↑ Co je spotřeba vodíku a acetylenu na Titanu? . NASA. Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
  122. ↑ ITAR-TASS, 06/07/10, „Dva možné známky existence primitivního života na Saturnově měsíci Titan byly objeveny sondou Cassini NASA“ (z placené pásky)
  123. ↑ Kdo snědl vodík na Titan Archival kopie ze 4. března 2016 na Wayback Machine // Gazeta.ru, 06/07/10
  124. ↑ NASA možná objevila známky života na Saturnově měsíci . RIA Novosti (5. června 2010). Získáno 5. června 2010. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  125. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan pod rudým obřím sluncem: Nový druh "obyvatelného" měsíce (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona (1997). Získáno 21. března 2008. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.

Literatura

  • Silkin B.I. Ve světě mnoha měsíců. — M .: Nauka , 1982. — 208 s. — 150 000 výtisků.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Tematické stránky
Slovníky a encyklopedie
 Titan
Zeměpis
Povrch
reliéfní detailySeznam detailů povrchu Titanu
Studie
Další témata
  • Kategorie: Titan
  • Portál: Astronomie
  • Wikimedia Commons: Titan
 Nebeská tělesa, která přistála pozemským AMS
planety
satelity
Blízké zemské asteroidy
Komety
  • 9P/Tempela 2005
  • 67P/Churyumova – Gerasimenko 2014
Jsou zobrazeny: jméno navštíveného nebeského tělesa; vlajka země a rok prvního přistání ; Barevně jsou zvýrazněna těla, na která byla provedena pouze tvrdá přistání.