Menrva (kráter)

Menrva ( lat.  Menrva ) je největší známý impaktní kráter na Titanu [1] [5] . Má průměr 425±25 km [1] (podle jiných odhadů - asi 440 km [6] [7] ), což z něj činí jeden z největších kráterů ve sluneční soustavě . Nachází se na severozápadě temné oblasti Fensal [8] [9] ; souřadnice středu — 19°36′ s. sh. 87°00′ západní délky  / 19,6  / 19,6; -87,0° N sh. 87,0°W [3] Nese jméno etruské bohyně moudrosti Menrva [10] , známější pod římským jménem Minerva [11] [12] .

Menrwu je obvykle interpretován jako podstatně erodovaná dvoukruhová pánev [3] [13] [6] . Zanechala zde patrnou stopu větru, který vytvořil pole dun , a metanových řek , které položily kanály , které jsou nyní suché [6] [14] [15] . Je pravděpodobné, že Menrva je poměrně stará [7] [13] [6] [16] a podle některých předpokladů je dokonce jedním z nejstarších dochovaných detailů reliéfu Titanu [17] [18] . Přesto se jedná o jeden z nejspolehlivějších identifikovaných impaktních kráterů této družice [3] .

Výzkum a pojmenování

Menrwa byla objevena a identifikována jako pravděpodobná impaktní struktura z infračervených snímků pořízených sondou Cassini v roce 2004 [19] [20] [21] . Později jej tento aparát vyfotografoval vlastním radarem , což umožnilo přesně určit původ jeho dopadu [22] . Menrwa a Sinlap byly první krátery na Titanu zachycené na radarových snímcích [23] [13] . Rozlišení těchto snímků je mnohem lepší než u většiny infračervených (až 300 m na pixel [13] ), ale nepokrývají Menrvu úplně. Poprvé byla vyfotografována radarem 15. února 2005 (kromě severní a krajní jižní části) a podruhé - 20. června 2011 (kromě západní poloviny a s nejhorším rozlišením) [24] [25 ] . Kromě toho 24. října 2006 přístroj Cassini VIMS pořídil infračervený snímek s vysokým rozlišením (srovnatelný s rozlišením radarových snímků) povrchového pásu o šířce asi 15 km, procházejícího severním okrajem Menrwa od severozápadu k jihovýchod [26] [ 27] . Zajímavé jsou další studie kráteru, zejména vytvoření výškové mapy a modelování jeho geologické historie [1] [13] .

Moderní název tohoto objektu schválila Mezinárodní astronomická unie v roce 2006 [10] podle pravidla pojmenovávat krátery Titanu na počest bohů moudrosti různých národů [28] . Předtím byl kráter znám pod neformálním názvem „Circus Maximus“ ( lat.  The Greatest Circle ) [29] [8] [30] [31] , který mu přidělil planetární vědec Jonathan Lunin po r. příjem prvního radarového snímku [22] .

Obecný popis

Ve středu Menrwa se nachází kulatá světlá kopcovitá oblast o průměru asi 200 km [32] obsahující relativně hladkou oblast ve středu [17] . Tato oblast je obklopena tmavým prstencem plání o šířce asi 50 km [33] [32]  - „příkop“ [3] [17] . Za ním se rozkládá světlá prstencová vzdutí o průměru 425 ± 25 [1] (podle jiných odhadů asi 440 [6] [7] [3] [18] ) km. Výtrysky vzniklé při dopadu nejsou v okolí Menrvy viditelné: byly pravděpodobně již vymazány následnými procesy [6] [13] (podle jiné interpretace snímků stále existují určité známky výronu [34] [35] ). Na východě Menrva sousedí se světlou oblastí o velikosti samotného kráteru (který se nachází i v jiných kráterech Titanu [36] ); polovina světlé plochy hraničí s jihozápadní částí kráteru. Obě tyto oblasti protínají jasné suché kanály [3] . Menrva se svým okolím (stejně jako řada dalších kráterů na Titanu) vypadá jako světlý „ostrov“ uprostřed rozlehlých tmavých oblastí [37] .

Zeď Menrva je lépe zachovalá ve východní části než v části západní, což je typické pro krátery Titanu. Důvod tohoto vzoru není znám [6] [14] . Možná to souvisí s převahou západních [38] větrů [14] na satelitu . V centrální zóně kráteru navíc radarové snímky ukazují méně výrazný [7] [22] jasný prstenec o průměru 100 km [23] [3] a případně další prstenec o průměru asi 170 km [3] . To je základem pro interpretaci Menrvy jako dvouprstencové pánve (která zahrnuje mnoho kráterů své velikosti na různých nebeských tělesech) [3] [13] [17] [5] , ale ne všichni badatelé s touto interpretací souhlasí [ 1] .

Menrwa je slabě vyjádřena v reliéfu [39] [1] [17] . Nejvyšší bod jeho šachty vystupuje nad nejnižší bod dna o 500 ± 100 m [1] (podle jiných zdrojů - minimálně 750 m [17] ). Poměr tohoto rozdílu k průměru je 0,0012±0,0003 (minimální hodnota pro známé krátery Titanu) [1] . Východní část příkopu Menrva je o 300 m výše než okolní pláně, střední část kráteru je o 250 m výše a „příkop“ je o 200 m níže [3] [17] . Poměrně vysoká nadmořská výška oblasti ve středu naznačuje, že reliéf Menrvy byl vyhlazený relaxací ledové kůry Titanu (která je také pozorována v kráterech jiných ledových satelitů ), ale to nebylo s jistotou prokázáno. [3] [6] [17] .

Co se týče reliéfu, Menrwa připomíná Gilgameš  – 590kilometrový kráter na Ganymedu (jedno z těles, které se nejvíce podobají Titanu ve sluneční soustavě). Je však hladší a není obklopena prstencovými útesy. Možná je to důsledek eroze a sedimentace – procesů, které na Ganymedu chybí [1] . V některých ohledech se podobá 280 km dlouhému kráteru Mead na Venuši [22] .

Menrwa ostře vyniká svou velikostí mezi ostatními krátery Titanu: je třikrát větší než druhý největší z nich (144 km kráter Forseti ) [3] [18] . Existence kráteru této velikosti na Titanu ukládá omezení pro modely vnitřní struktury a geologické historie satelitu: takový kráter se nemohl objevit s tloušťkou pevné kůry výrazně menší než 100 km, ačkoli některé údaje naznačují malou tloušťku kůry Titanu [7] [8] .

Věk Menrwy není znám, ale její silná eroze a velké rozměry ukazují, že je poměrně stará [7] [13] [8] . Pravděpodobně je stará stovky milionů nebo dokonce miliardy let [18] [16] . Na druhou stranu, pokud by byl velmi starý, byl by již zcela zničen erozí. Na základě koncentrace kráterů na Titanu se maximální životnost velkých kráterů se znatelným reliéfem (a podle toho i jejich maximální možné stáří) odhaduje na 0,3–1,2 miliardy let [18] .

Povaha oblasti

Starší než Menrva, reliéfní detaily v jejím okolí nebyly nalezeny (kromě plání [7] ), ale mladší jsou rozšířeny. Jsou zde stopy po působení větru a kapaliny  – pole dun a říčních kanálů [6] [5] . Duny se na radarových snímcích zdají tmavé, zatímco koryta řek se zdají být světlá. Velkou část plochy dna kráteru zabírají pláně bez znatelných detailů - možná důsledek bývalých povodní [35] [22] [13] . V okolí Menrwa nebyly zjištěny žádné projevy kryovulkanismu ani tektoniky [6] . Nicméně 400 km na východ ( 19°06′ N 71°42′ W / 19,1 / 19,1; -71,7 ( možný kryovulkán ) ° N 71,7° W ) je možný kryovulkán. Jedná se o 8 km světlou skvrnu, ze které se na severovýchod táhne zhruba 150 km jasný „jazyk“ [26] [40] [41] .

Území, na kterém se Menrva nachází, má soudě podle směru koryt řeky sklon k severovýchodu [23] [14] [3] . Soudě podle přítomnosti meandrů v těchto kanálech je tento sklon malý [14] . Podle údajů z výškopisu se odhaduje na 0,1 % (1 m na 1 km), ale tyto údaje jsou dostupné pouze pro malou část Menrvy a okolí [39] . Klima této oblasti, soudě podle přítomnosti dun a některých známek říčních systémů, je spíše suché [7] [6] .

Duny

Uvnitř Menrvy je málo dun ; pokrývají několik malých oblastí v jižní části „příkopu“. Větší dunové pole zabírá nížinu přiléhající ke kráteru na západě. Navíc, tam jsou dunová pole na jihozápad a východ Menrwa (poslední jmenovaný začíná v zóně sedimentu kanálů Elivagar ) [6] [7] [3] [17] . V místech protínaných kanály se duny nenacházejí [23] . V okolí Menrvy jsou protaženy převážně na východ-severovýchod [3] v souladu s tamním převládajícím směrem větru [38] (duny tohoto typu - lineární - jsou rovnoběžné s průměrným směrem větru, který je tvoří) [23] [7] . Na různých místech kráteru je však jejich směr odlišný. V malé tmavé oblasti v jihovýchodní části Menrvy jsou duny [6] protáhlé téměř kolmo k sousedním, i když interpretace pásem v této oblasti jako duny je diskutabilní [3] . Z dun lze vyvodit určité závěry o terénu: jejich přítomnost ukazuje na suchost klimatu [7] [6] , a jejich omezené rozšíření, malá velikost a relativně velké mezery mezi nimi svědčí o malém množství [6] uhlovodíků - nitrilový [42] písek , který je tvoří

Rusla

V tomto kráteru a jeho bezprostředním okolí jsou dva velké a několik menších kanálových systémů [6] [14] . Směřují především na severovýchod [23] . Tyto kanály jsou nyní suché [15] a morfologie některých z nich ( Elivagar kanály ) naznačuje, že jsou tvořeny pomíjivými řekami, někdy produkujícími bleskové záplavy v obvykle pouštní oblasti [6] [43] [14] . Na radarových snímcích většina těchto kanálů (stejně jako další kanály nízkých zeměpisných šířek Titanu [7] ) vypadá jasně - 2–4krát jasnější než okolí [23] . Je to pravděpodobně způsobeno jejich nerovnoměrností na stupnici řádově vlnové délky radaru Cassini ( 2,17 cm ) - to znamená, že jejich dno je pokryto částicemi o rozměrech centimetrů a více a menší jsou unášeny proudem [43 ] [14] . Na základě velikosti meandrů je možné odhadnout minulé proudění kapalin v těchto řekách. Tato metoda dává hodnotu několika tisíc metrů krychlových tekutiny za sekundu, což je také v souladu se schopností řek přenášet centimetrové částice [14] .

Není známo, zda původ těchto kanálů souvisí s kráterem, ale kanály se nacházejí také poblíž některých dalších kráterů Titanu [13] [44] [5] . Je možné, že tato čtvrť je nehoda [13] . Kromě toho existuje předpoklad, že řeky jsou napájeny orografickými dešti (kopce - kráterové šachty - zvyšují proudění vzduchu, ochlazují se a poskytují srážky) [44] . Podle jiné verze mohly dopady asteroidů , které vytvořily krátery, přispět k prosakování kapaliny z hlubin [5] .

Uvnitř samotného kráteru se v západní části (mezi vnějším a vnitřním valem) setkávají dlouhé kanály. Nejsou četné a jsou protáhlé přibližně podél rovnoběžky. Kromě toho se jihozápadně od centra Menrwa nachází radarově tmavý vinutý pás o délce asi 100 km, natažený přibližně rovnoběžně s vlnou. Možná se jedná o koryto řeky pokryté jemnozrnnými sedimenty [6] . V severovýchodní části valu jsou zvláštní krátké kanály, které se táhnou do kráteru [23] [14] . Jeden kanál ve stejné části hřídele jde v opačném směru. Proříznutím šachty jde ven, kde se táhne dalších 20 kilometrů, orámován jasnými závějemi [32] . Mimo Menrvu jsou v její blízkosti známy dva velké říční systémy [6] [44] [23] [14] .

20–30 km východně od Menrvy [33] začíná jeden z největších známých kanálových systémů na Titanu [15]  , Elivagar kanály . Směřují pryč od kráteru - na severovýchod. Některé z těchto kanálů dosahují délky 200 km [31] [15] a šířky 7 km (což je na kanály Titanu poměrně hodně) [44] [15] . Vytvářejí velké delty , ústí do rozsáhlé radarově prosvětlené oblasti (pravděpodobně do zóny říčních sedimentů) [3] [7] , na východě přecházející do pole dun [7] .

Další velký říční systém [45] vstupuje do kráteru od jihozápadu. Spojuje se do jednoho širokého kanálu, protíná vnější šachtu Menrvy (což svědčí o její silné destrukci) [44] [14] [7] a končí vedle [3] [6] . Nejzápadnější kanál tohoto systému (v jeho horním toku) je pozoruhodný pravidelnými meandry o vlnové délce asi 5 km [33] [6] .

Severovýchodní část vnějšího valu Menrva protíná mnoho malých rozvětvených kanálů. Jsou velmi odlišné od ostatních kanálů v regionu: jsou nasměrovány na západ (uvnitř kráteru), krátké ( 20–50 km ) a na radarových snímcích vypadají částečně světlé a částečně tmavé, což naznačuje jejich znatelný reliéf [23 ] [43] . Jejich hloubka se odhaduje na 200–300 m [23] (hloubka zbytku není známa, ale pravděpodobně nepřesáhne několik desítek metrů [14] ). Rozlišení existujících snímků však neumožňuje tyto malé kanály podrobně prozkoumat [44] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Neish CD, Kirk RL, Lorenz RD, Bray VJ, Schenk P., Stiles BW, Turtle E., Mitchell K., Hayes A., Cassini Radar Team. Topografie kráteru na Titanu: Důsledky pro vývoj krajiny  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2013. — Sv. 223, č.p. 1 . — S. 82–90. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.11.030 . — . Archivováno z originálu 6. července 2014. ( Mini verze Archivováno 26. července 2014 na Wayback Machine , )
2. ↑ vzhledem k okolním pláním
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Wood CA, Lorenz R., Kirk R., Lopes R., Mitchell K., Stofan E., Cassini Radar Team. Impaktní krátery na Titanu  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Sv. 206, č.p. 1 . - S. 334-344. - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.021 . - .
4. ↑ Překrytí radarového snímku (15.02.2005) na infračervený snímek (15.8.2008) - animace  (anglicky) . příspěvek od Juramike na unmannedspaceflight.com ( archivováno ) (25. srpna 2008). Získáno 28. června 2014. Archivováno z originálu 28. června 2014.
5. ↑ 1 2 3 4 5 Gilliam AE, Jurdy DM Impaktní krátery Titanu a související fluviální rysy: Důkaz o podpovrchovém oceánu?  // 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 12. července 2014.
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Williams DA, Radebaugh J., Lopes RMC, Stofan E. Geomorphologic mapping of the Menrva region of Titan using Cassini  )  // Icarus . — Elsevier , 2011. — Sv. 212, č.p. 2 . - S. 744-750. - doi : 10.1016/j.icarus.2011.01.014 . — . Archivováno z originálu 29. června 2014. ( mini verze Archivováno 26. července 2014 na Wayback Machine , )
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Lopes RMC, Stofan ER, Peckyno R. a kol. Distribuce a souhra geologických procesů na Titanu z radarových  dat Cassini  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Sv. 205, č.p. 2 . - S. 540-558. - doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.010 . - .
8. ↑ 1 2 3 4 Ulivi P., Harland DM Robotický průzkum sluneční soustavy: Část 3: Wos and Woes, 1997-2003 . — Springer Science & Business Media, 2012. — S. 86–87, 187. — 529 s. - ISBN 978-0-387-09628-5 . - doi : 10.1007/978-0-387-09628-5 .
9. ↑ Rev149: 30. května – 29. června '11  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . cyclops.org. Datum přístupu: 6. července 2014. Archivováno z originálu 6. července 2014.
10. ↑ 1 2 Menrva  . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Získáno 23. června 2014. Archivováno z originálu 13. ledna 2013.
11. ↑ Koroljov K. M. Pohanská božstva západní Evropy . - Midgard, 2005. - S. 235. - 797 s. — ISBN 9785457435230 .
12. ↑ Braudel F. Paměť a Středomoří . - Random House LLC, 2011. - S. 307. - 400 s. - ISBN 978-0-307-77336-4 .
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Stofan ER, Lunine JI, Lopes R. et al. Mapování Titanu : Výsledky prvního průletu radarem Titan   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Sv. 185, č.p. 2 . - S. 443-456. - doi : 10.1016/j.icarus.2006.07.015 . - .  (nedostupný odkaz)
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Lorenz RD, Lopes RM, Paganelli F. a kol. Fluviální kanály na Titanu: Počáteční pozorování RADARu Cassini  // Planetární a vesmírná věda  . — Elsevier , 2008. — Sv. 56, č.p. 8 . - S. 1132-1144. - doi : 10.1016/j.pss.2008.02.009 . - . Archivováno z originálu 29. června 2014.
15. ↑ 1 2 3 4 5 Langhans MH, Jaumann R., Stephan K. et al. Titanova fluviální údolí: Morfologie, distribuce a spektrální vlastnosti  (anglicky)  // Planetary and Space Science . — Elsevier , 2012. — Sv. 60, č. 1 . — S. 34–51. - doi : 10.1016/j.pss.2011.01.020 . - .
16. ↑ 1 2 Dones L., Chapman ČR, McKinnon WB, Melosh HJ, Kirchoff MR, Neukum G., Zahnle KJ Ledové satelity Saturnu: Impact Cratering a určení věku  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 613–635. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Jaumann R., Kirk RL, Lorenz RD et al. Geologie a povrchové procesy na Titanu // Titan od Cassini-Huygens / RH Brown, J.-P. Lebreton, JH Waite. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 75–140. — 543 str. — ISBN 978-1-4020-9215-2 . - doi : 10.1007/978-1-4020-9215-2 .
18. ↑ 1 2 3 4 5 Neish CD, Lorenz RD Globální populace kráterů Titanu: Nové hodnocení  // Planetární a vesmírná věda  . — Elsevier , 2012. — Sv. 60, č. 1 . — S. 26–33. - doi : 10.1016/j.pss.2011.02.016 . — .
19. ↑ Porco CC, Baker E., Barbara J. a kol. Zobrazení Titanu z kosmické lodi Cassini   // Nature . - 2005. - Sv. 434, č.p. 7030 . - S. 159-168. - doi : 10.1038/nature03436 . — . Archivováno z originálu 23. června 2014.
20. ↑ PIA06154:  Opět se blížíme k Titanu . photojournal.jpl.nasa.gov (18. února 2005). Získáno 24. června 2014. Archivováno z originálu 24. června 2014.
21. ↑ Nezpracovaný snímek N00025083.jpg, pořízený pomocí  filtrů CL1 a CB3 . Cassini surové obrázky . NASA (10. prosince 2004). je jedním z nezpracovaných infračervených snímků pořízených 10. prosince 2004. Získáno 10. července 2014. Archivováno z originálu 10. července 2014.
22. ↑ 1 2 3 4 5 Lorenz R., Mitton J. Odhalení titanu: Prozkoumání záhadného měsíce Saturnu . — Princeton University Press, 2010. — S. 19, 177–179. — 280p. - ISBN 978-0-691-12587-9 .
23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Elachi C., Wall S., Janssen M. et al. Pozorování Titan Radar Mapper z průletu sondy Cassini T3   // Nature . - 2006. - Sv. 441, č.p. 7094 . - S. 709-713. - doi : 10.1038/nature04786 . - . — PMID 16760968 . Archivováno z originálu 29. června 2014.
24. ↑ Jason Perry. Titan RADAR SAR Swaths  . University of Arizona. Laboratoř pro výzkum planetárního obrazu (11. června 2013). - Radarové snímky Cassini (Menrva je viditelná na proužcích T3 a T77). Datum přístupu: 18. května 2014. Archivováno z originálu 18. května 2014.
25. ↑ PIA14541: Radar Cassini se vzdaluje na  Menrvě . photojournal.jpl.nasa.gov (15. srpna 2011). Získáno 24. června 2014. Archivováno z originálu 24. června 2014.
26. ↑ 1 2 Le Corre L., Le Mouélic S., Sotin C. et al. Analýza útvaru podobného toku kryolavy na Titanu  // Planetary and Space Science  . — Elsevier , 2009. — Sv. 57, č.p. 7 . - S. 870-879. - doi : 10.1016/j.pss.2009.03.005 . - .
27. ↑ Sotin C., Le Mouélic S., Brown RH, Barnes J., Soderblom L., Jaumann R., Buratti BJ, Clark RN, Baines KH, Nelson RM, Nicholson P. Cassini/VIMS Observations of Titan during the T20 Flyby  // 38. konference o lunárních a planetárních vědách (Lunar and Planetary Science XXXVIII), která se konala 12. až 16. března 2007 v League City v Texasu. Příspěvek LPI č. 1338, str. 2444. - 2007. - ISSN 1540-7845 . - .
28. ↑ Kategorie pro pojmenování funkcí na planetách a satelitech  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Staženo 13. 5. 2013. Archivováno z originálu 14. 5. 2013.
29. ↑ Harland D.M. Cassini na Saturnu: Huygensovy výsledky . - Springer, 2007. - S. 296. - 403 s. - ISBN 978-0-387-26129-4 .
30. ↑ PIA07365: Circus  Maximus . photojournal.jpl.nasa.gov (16. února 2005). Získáno 24. června 2014. Archivováno z originálu 24. června 2014.
31. ↑ 1 2 PIA07366:  Podobnosti místa přistání Huygens . photojournal.jpl.nasa.gov (18. února 2005). Získáno 24. června 2014. Archivováno z originálu 24. června 2014.
32. ↑ 1 2 3 radarový snímek Cassini (20. června 2011)
33. ↑ 1 2 3 Snímek radaru Cassini (15. února 2005)
34. ↑ Greeley R. Úvod do planetární geomorfologie . - Cambridge University Press, 2013. - S. 181. - 238 s. - ISBN 978-0-521-86711-5 .
35. ↑ 1 2 Lorenz RD, Wood CA, Lunine JI, Wall SD, Lopes RM, Mitchell KL, Paganelli F., Anderson YZ, Stofan ER a Cassini RADAR Team. Impaktní krátery Titan — Výsledky sondy Cassini RADAR a informace o vlastnostech cíle  // Workshop on Impact Crateing II. - 2007. - .
36. ↑ Soderblom JM, Brown RH, Soderblom LA et al. Geologie oblasti kráteru Selk na Titanu z pozorování Cassini VIMS  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Sv. 208, č.p. 2 . — S. 905–912. - doi : 10.1016/j.icarus.2010.03.001 . - . Archivováno z originálu 12. července 2014.
37. ↑ Wood CA, Stofan ER, Lorenz RD, Kirk RL, Lopes RM, Callahan P. Xanadu – Disagregation of Titan's Bright Terrains  // Workshop on Ices, Oceans, and Fire: Satellites of the Outer Solar System, konaný 13.–15. 2007. Boulder, Colorado, příspěvek LPI č. 1357, str. 149–150. - 2007. - . Archivováno z originálu 6. července 2014.
38. ↑ 1 2 PIA11801: Mapování globálních  vzorů větru Titanu . photojournal.jpl.nasa.gov (26. února 2009). Získáno 28. června 2014. Archivováno z originálu 28. června 2014.
39. ↑ 1 2 Lorenz RD, Stiles BW, Aharonson O. a kol. Globální topografická mapa Titanu  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2013. — Sv. 225, č.p. 1 . - S. 367-377. - doi : 10.1016/j.icarus.2013.04.002 . - .
40. ↑ Lopes RMC, Kirk RL, Mitchell KL a kol. Kryovulkanismus na Titanu: Nové výsledky z Cassini RADAR a VIMS  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2013. - Sv. 118, č.p. 3 . - S. 416-435. doi : 10.1002 / jgre.20062 . - .
41. ↑ PIA09036: Infračervené a radarové pohledy na Titan #  2 . photojournal.jpl.nasa.gov (12. prosince 2006). Získáno 11. července 2014. Archivováno z originálu 10. července 2014.
42. ↑ Soderblom LA, Kirk RL, Lunine JI a kol. Korelace mezi spektry Cassini VIMS a snímky RADAR SAR: Důsledky pro složení povrchu Titanu a charakter místa přistání sondy Huygens  // Planetary and Space Science  . — Elsevier , 2007. — Sv. 55, č.p. 13 . — S. 2025–2036. - doi : 10.1016/j.pss.2007.04.014 . — .
43. ↑ 1 2 3 Burr DM, Taylor Perron J., Lamb MP et al. Fluviální rysy na Titanu: Postřehy z morfologie a modelování   // Bulletin Geological Society of America. - Geologická společnost Ameriky , 2013. - Sv. 125, č.p. 3-4 . - S. 299-321. - doi : 10.1130/B30612.1 . - . Archivováno z originálu 29. června 2014.
44. ↑ 1 2 3 4 5 6 Baugh NF Fluvial Channels na Titanu (diplomová práce Master of Science, The University of Arizona) . - ProQuest, 2008. - S. 21–23, 32. - 45 s. ( kopie archivována 24. července 2014 na Wayback Machine )
45. ↑ PIA03555: Titan, geologicky dynamický  svět . photojournal.jpl.nasa.gov (5. září 2005). Získáno 24. června 2014. Archivováno z originálu 24. června 2014.

Literatura

• Williams DA, Radebaugh J., Lopes RMC, Stofan E. Geomorfologické mapování oblasti Menrva na Titanu pomocí dat Cassini RADAR   // Icarus . — Elsevier , 2011. — Sv. 212, č.p. 2 . - S. 744-750. - doi : 10.1016/j.icarus.2011.01.014 . — . Archivováno z originálu 29. června 2014. ( mini verze , )

Odkazy

• Superpozice radarového snímku (15.02.2005) na infračervený snímek (15.8.2008) - animace  (angl.) . příspěvek od Juramike na unmannedspaceflight.com ( archivováno ) (25. srpna 2008). Archivováno z originálu 28. června 2014.
• Surový infračervený obraz. Vyrobeno Cassini 15. srpna 2008 . saturn.jpl.nasa.gov (15. srpna 2008). Získáno 21. července 2014. Archivováno z originálu 10. července 2014. (neurčitý)
• PIA14541: Radar Cassini oddaluje  Menrva . photojournal.jpl.nasa.gov (15. srpna 2011). Archivováno z originálu 24. června 2014.
• PIA07365: Circus  Maximus . photojournal.jpl.nasa.gov (16. února 2005). Archivováno z originálu 24. června 2014.
• PIA06154:  Znovu se blížíme k Titanu . photojournal.jpl.nasa.gov (16. prosince 2004). Archivováno z originálu 24. června 2014.
• PIA03555: Titan, geologicky dynamický  svět . photojournal.jpl.nasa.gov (5. září 2005). Archivováno z originálu 24. června 2014.
• PIA07366:  Podobnosti místa přistání Huygens . photojournal.jpl.nasa.gov (18. února 2005). Archivováno z originálu 24. června 2014.
• Mapa Titanu s popisky v Gazetteer of Planetary Nomenclature (PDF, 1,4 MB)
• Jason Perry. Titan RADAR SAR Swaths  . University of Arizona. Laboratoř pro výzkum planetárního obrazu (11. června 2013). - Radarové snímky Cassini (Menrva je viditelná na pásech T3 a T77). Archivováno z originálu 18. května 2014.