Титан (супутник)

Титан
Titan

Титан, сфотографований КА «Кассіні»
Дані про відкриття
Дата відкриття	25 березня 1655 року
Відкривач(і)	Хрістіан Гюйгенс
Планета	Сатурн
Номер	VI
Орбітальні характеристики
Велика піввісь	1 221 830 км
Перицентр	1 186 162 км
Апоцентр	1 257 498 км
Орбітальний період	15,94542068 діб
Ексцентриситет орбіти	0,029192
Нахил орбіти	0,295° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Видима зоряна величина	8.2–9.0
Діаметр	5150 км
Середній радіус	2575,50 ± 2,00 км
Площа поверхні	8,3× 10^7 км²
Маса	1,34520029 ± 0,00020155× 10^23 кг
Густина	1,8798 ± 0,0044 г/см³
Прискорення вільного падіння	1,352 м/с²
Друга космічна швидкість	2,639 км/с
Період обертання навколо своєї осі	15,94542068 діб
Нахил осі обертання	0°
Альбедо	0,21
Атмосферний тиск	146,7 кПа Па
Температура поверхні	90 К
Атмосфера	азот (98,4%), метан (1,6%)
Інші позначення
Сатурн VI
Титан у Вікісховищі

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Титан.

Титан (лат. Titan, грец. Τῑτάν) — найбільший за розміром супутник Сатурна, другий за розміром у Сонячній системі (після Ганімеда).

Загальні відомості

Відкрив Титан 1655 року Хрістіан Гюйгенс. Він став першим відомим супутником Сатурна.
Діаметр Титана — 5150 км. Таким чином, він більший, ніж планета Меркурій, хоча й поступається їй за масою. У Титані зосереджено 95 % маси всіх супутників Сатурна. Завдяки своїй значній масі (1/4000 маси Сатурна, вдвічі більше за масу Місяця) Титан впливає на рух інших супутників Сатурна, зумовлює збурення їхніх орбіт. Сила тяжіння на ньому становить приблизно одну сьому від земної. Радіус орбіти Титана складає 1 221 870 км (20,3 радіусів Сатурна).

Титан — єдиний супутник у Сонячній системі, який має щільну атмосферу (її відкрив Джерард Койпер). Тиск біля поверхні приблизно в 1,6 разів перевищує тиск земної атмосфери. Температура — мінус 170—180°C. Це єдиний супутник, поверхню якого не можливо спостерігати у видимому діапазоні через хмари.

На Титані є метанові моря й річки (але їх наявність довго була під сумнівом; «Гюйгенс» приземлився на темній ділянці з твердою поверхнею), а також гори, які складаються з водяного льоду.

Nature Astronomy у 2019 р. повідомило про першу глобальну геологічну карту Титана. На ній показані великі рівнини, дюни, а також озера рідкого метану.

Дослідження Титана

Спостереження та вивчення Титана, до того як 1979 року космічний апарат «Піонер-11» досягнув орбіти Сатурна та виконав різноманітні вимірювання планети та її супутників, проходило дуже повільними темпами. 1907 року іспанський астроном Хосе Комас Сола стверджував, що спостерігав затемнення на краю диску Титана та дві круглих світлих плями по центру. Ще одним важливим відкриттям стало відкриття Джерардом Койпером 1944 року атмосфери Титана.

«Піонер-11» і «Вояджер»

Першим космічним апаратом, що пролетів біля Титана, став «Піонер-11», призначений для вивчення Юпітера і Сатурна. 1 вересня 1979 року станція передала на Землю п'ять світлин Титана. «Піонер-11» пройшов на відстані 353 950 км від супутника.

Важливі дослідження були виконані апаратом «Вояджер-1». 12 листопада 1980 року станція пройшла на відстані 5600 км від Титана, проте отримані знімки не дозволили розрізнити будь-які деталі поверхні через серпанку в атмосфері. «Вояджер-1» зміг вивчити лише склад атмосфери і визначити основні дані, такі як маса і розмір, а також уточнив орбітальний період.

Орбітальний телескоп «Хаббл»

Перші фотографії, що показали структуру поверхні Титана, були отримані телескопом «Хаббл» у 1990-х роках. На зроблених в інфрачервоному діапазоні знімках було видно метанові хмари та органічний смог. Чітким контрастом між темними та світлими областями поверхні Титан різко відрізнявся від інших схожих за розміром супутників у Сонячній системі. Звичні для інших супутників кратери «Хаббл» на Титані не виявив.

Вважалося, що світлі ділянки поверхні лежать вище, ніж темніші; також вони відрізняються за складом: світлі ділянки можуть містити водяний лід, як це часто трапляється на супутниках Юпітера, а темні покриті скельними породами чи органічним матеріалом.

«Кассіні — Гюйгенс»

15 жовтня 1997 року з мису Канаверал було запущено апарат Кассіні — Гюйгенс, створений спільно NASA, Європейським космічним агентством та Італійським космічним агентством. Він був створений для вивчення системи Сатурна і, зокрема, для вивчення його супутника Титана. «Кассіні» є першим штучним супутником Сатурна. Початково апарат був розрахований на 4 роки, але натомість пропрацював 20.

«Кассіні» перебуває на орбіті Сатурна з 1 липня 2004 року. Як і було заплановано, перший раз він пролетів біля Титана 26 жовтня 2004 року на відстані лише 1200 км від поверхні. Титан є найвіддаленішим від Землі небесним тілом, на яке здійснив посадку космічний зонд. На радіолокаційних світлинах, зроблених «Кассіні» можна побачити складну структуру поверхні Титана.

Місія була продовжена спочатку до 2010 року (додатково 21 проліт Титана), а потім ще до 2017 року (56 прольотів).

15 вересня 2017 «Кассіні», заплановано, згорів в атмосфері Сатурна.

Дослідження зондом «Гюйгенс»

Зображення Гюйгенса з поверхні Титана - єдине зображення з поверхні тіла, розташованого далі, ніж Марс	Те ж саме зображення з посиленням контрасту

Гюйгенс приземлився на Титані 14 січня 2005 року, виявивши, що багато речовин його поверхні, здається, були утворені рідинами в минулому. Титан є найдальшим тілом від Землі, на яку сідав космічний зонд.

Зонд Гюйгенс приземлився недалеко від східного краю яскравого регіону, який зараз називається Аддірі. Зонд сфотографував бліді пагорби з темними «річками», які течуть до темної рівнини. Поточна версія полягає в тому, що пагорби складаються головним чином з водяного льоду. Темні органічні сполуки, створені у верхній атмосфері ультрафіолетовим випромінюванням Сонця, можуть випадати з дощами в атмосфері Титана. Вони вимиваються із пагорбів метановим дощем і осідають на рівнинах в геологічних масштабах часу.

Після посадки Гюйгенс сфотографував темну рівнину, покриту дрібними скелями та галькою, які складаються з водяного льоду. Два камені, розташовані трохи нижче середини зображення праворуч, менше, ніж вони можуть здаватись: лівий камінь 15 см, а камінь в центрі — 4 см, на відстані близько 85 сантиметрів від зонду. Є дані про ерозію біля основи скель, що вказує на можливу річкову активність. Поверхня темніша, ніж спочатку очікувалося і складається з суміші води та вуглеводневого льоду. «Ґрунт», видимий на зображенні, інтерпретується як осадження з вуглеводневої мряки.

У березні 2007 року NASA, ESA та COSPAR вирішили назвати посадоковий майданчик Гюйгенса як Меморіальну станцію ім. Гюберта Кур'єра в пам'ять колишнього президента ESA.

Заплановані місії

• Titan Saturn System Mission (TSSM) була спільною пропозицією NASA/ESA щодо вивчення супутників Сатурна. Ця місія передбачає повітряну кулю, що плаває в атмосфері Титана протягом шести місяців. Вона конкурувала з пропозицією щодо системи фінансування Europa Jupiter System Mission (EJSM). У лютому 2009 року було оголошено про те, що ESA/NASA надали пріоритет місії EJSM перед TSSM .

• Для дослідження Титана Агентство NASA готує спеціальний підводний човен.

• Планується, що в 2026 році літальний апарат «Драгонфлай» відправиться в подорож на Титан. Політ займе 8 років, а після прибуття апарат протягом принаймні трьох років буде перевіряти, чи могли тут виникнути умови, придатні для зародження і розвитку життя. «Драгонфлай» — автономний робот, який створюється космічним агентством NASA.

Орбіта й обертання

Орбіта Титана (виділена червоним) серед інших великих супутників Сатурна. За межами орбіти Титана — Япет і Гіперіон, всередині — Діона, Тефія, Енцелад і Мімас

Радіус орбіти Титана становить 1 221 870 км (20,3 радіуса Сатурна), і, таким чином, він розташовується поза кільцями Сатурна, крайнє з яких (E) розташовується приблизно на відстані 750 000 км. Орбіти двох найближчих супутників проходять на 242 000 км далі від Сатурна (Гіперіон) і на 695 000 км ближче до планети (Рея). Орбіти Титана і Гіперіона утворюють орбітальний резонанс 3:4. Титан робить чотири оберти навколо Сатурна, в той час як Гіперіон лише три.

Повний оберт навколо планети Титан робить за 15 діб, 22 години і 41 хвилин із середньою швидкістю 5,57 км/с. Орбіта супутника відрізняється від колової та має ексцентриситет, рівний 0,0288. Площина орбіти відхиляється від екватора Сатурна і площини кілець на 0,348°.

Як Місяць і багато інших супутників планет в Сонячній системі, Титан синхронно обертається відносно планети. Таке обертання є результатом дії припливних сил. Це означає, що періоди обертання навколо власної осі та обертання навколо Сатурна збігаються, і супутник повернутий до планети завжди однією стороною. Від меридіана, який проходить через центр цієї сторони, ведеться відлік довготи.

Нахил осі обертання Сатурна становить 26,73°, що забезпечує зміну пір року на планеті та її супутниках у південних і північних півкулях. Кожен сезон триває близько 7,5 земних років, оскільки Сатурн робить повний оберт навколо Сонця приблизно за 30 років. Вісь обертання Титана, перпендикулярна до площини його орбіти, майже співнаправлена до осі обертання Сатурна. Останнє літо в південній півкулі Титана закінчилося в серпні 2009 року.

Центр мас Сатурна і Титана розташовується на відстані всього 30 км від центра Сатурна внаслідок його у 4227 разів більшої маси, тому вплив супутника на рух планети мізерно малий.

Розміри і маса

Титан має діаметр 5152 км і є другим за розміром супутником у Сонячній системі, після супутника Юпітера Ганімеда.

Протягом тривалого часу астрономи вважали, що діаметр Титана становить 5550 км, а отже, Титан більший від Ганімеда, але дослідження, виконане апаратом «Вояджер-1», показало наявність щільної та непрозорої атмосфери, яка заважала точно визначити розмір об'єкта.

Діаметр Титана, а також його густина і маса схожі до відповідних параметрів супутників Юпітера — Ганімедом і Каллісто. Титан має приблизно на 50 % більший радіус, ніж у Місяця і на 80 % більшу масу. Він перевершує за розмірами Меркурій, хоча і поступається йому за масою. Прискорення вільного падіння на його поверхні дорівнює 1,352 м/с² (приблизно у сім разів менше, ніж на поверхні Землі).

Середня густина Титана становить 1,88 г/см³, і є найвищою серед супутників Сатурна. На Титан припадає понад 95 % маси всіх супутників Сатурна.

Досі остаточно не вирішене питання про те, чи сформувався Титан з пилової хмари, спільної з Сатурном, чи сформувався окремо і згодом був захоплений гравітацією планети. Остання теорія дозволяє пояснити такий нерівномірний розподіл маси серед супутників.

Титан є достатньо великим небесним тілом для підтримання високої температури внутрішнього ядра, що робить його геологічно активним.

Будова

Будова Титана

Титан складається майже наполовину з водяного льоду і наполовину — з кам'янистих матеріалів. Такий склад подібний до деяких інших великих супутників газових планет: Ганімеда, Каллісто, Тритона.

Імовірно, навколо кам'яного ядра діаметром близько 3400 км, є кілька шарів льоду з різними типами кристалізації.

В атмосфері супутника виявлено ізотоп аргон-40, що свідчить про вулканічну діяльність. Припускають, що роль лави мають виконувати вода та аміак. Такий тип вулканізму називається кріовулканізмом. Окрім цього, на знімках КА «Кассіні» зафіксовано принаймні два утворення, що нагадують вулкани.

На Титані виявлено щонайменше один масивний гірський хребет протяжністю близько 150 км і висотою до 1,6 км. На гірських вершинах є світлі відкладення, можливо, поклади метану та інших органічних матеріалів^{[недоступне посилання]}.

Атмосфера

Атмосфера Титана має товщину близько 400 кілометрів і містить кілька шарів вуглеводневого «смогу». Через це Титан є єдиним супутником у Сонячній системі, поверхню якого неможливо спостерігати в телескоп.

Шари у верхній частині атмосфери Титана (знімок «Кассіні»)

Нижні шари атмосфери, як і на Землі, поділяються на тропосферу й стратосферу. У тропосфері температура з висотою падає: від 94 К на поверхні до 70 К на висоті 35 км (на Землі тропосфера закінчується на висоті 10—16 км). До висоти 50 км простягається тропопауза, де температура залишається практично сталою. Вище температура починає зростати. Такі інверсії температури перешкоджають розвитку вертикальних рухів повітря. Вони зазвичай виникають через спільну дію двох факторів — підігріву повітря знизу, від поверхні, і розігріву зверху (завдяки поглинанню сонячного випромінювання). У земній атмосфері інверсія температур спостерігається на висотах близько 50 км (стратопауза) і 80—90 км (мезопауза)^{[джерело?]}. На Титані температура впевнено зростає принаймні до 150 км. Проте на висотах понад 500 км «Гюйгенс» несподівано виявив цілу низку температурних інверсій, кожна з яких визначає певний шар атмосфери. Їх походження поки не з'ясовано.

За даними КА «Кассіні», нижня частина атмосфери Титана, так само як і атмосфера Венери, обертається істотно швидше поверхні, і являє собою єдиний потужний постійний ураган. На висотах понад 10 км в атмосфері Титана постійно дмуть вітри. Їх напрямок збігається з обертанням супутника, а швидкість зростає з висотою від кількох метрів за секунду на висоті 10—30 км до 30 м/с на висоті 50—60 км. На висотах понад 120 км відбувається сильна турбулентність атмосфери — її ознаки були помічено ще в 1980—1981 роках, коли через систему Сатурна пролітали космічні апарати «Вояджер». Однак несподіванкою стало те, що на висоті близько 80 км в атмосфері Титана зареєстровано штиль — сюди не потрапляють ні вітри, що дмуть нижче 60 км, ні турбулентні рухи, що спостерігаються на вдвічі вищій висоті. Причини такого дивного завмирання рухів поки не вдається пояснити.

Титан отримує дуже мало сонячної енергії для того, щоб забезпечити динаміку атмосферних процесів. Швидше за все, енергію для руху атмосферних мас забезпечують потужні припливні сили Сатурна, що в 400 разів перевищують обумовлені Місяцем припливи на Землі^{[джерело?]}. На користь припущення про припливний характер вітрів свідчить широтне розташування пасом дюн, поширених на Титані (згідно з радарними дослідженнями).

Походження атмосфери

Верхні шари атмосфери Титана і південний полюс Сатурна. «Кассіні», 2005 рік

За сучасними оцінками атмосфера Титана на 95 % складається з азоту і чинить на поверхню на 50 % більший тиск, ніж земна атмосфера. Наразі не існує єдиної думки про її походження: є декілька різних версій, але до кожної з них є серйозні контраргументи.

Так, за однією теорією, атмосфера Титана спочатку складалася з аміаку (NH₃), потім почалася дегазація супутника під дією ультрафіолетового сонячного випромінювання з довжиною хвилі переважно нижче 260 нм; це призвело до того, що аміак почав розкладатися на атомарні азот і водень, які з'єднувалися в молекули азоту (N₂) і водню (H₂). Важчий азот опускався вниз до поверхні, а легший водень виходив у космічний простір, оскільки низька гравітація Титана не здатна утримати і призвести до накопичення цього газу в атмосфері. Однак, критики подібної теорії відмічають, що для подібного процесу необхідно, щоб Титан формувався при відносно високій температурі, при якій могло б відбутися розділення^[en] речовин, що складають супутник на кам'янисту серцевину і замерзлий крижаний верхній шар. Однак спостереження зонда «Кассіні» вказують, що речовина Титана не настільки чітко поділяється на шари.

Згідно з іншою теорією, азот міг зберегтися з часів формування Титана, однак у цьому випадку в атмосфері повинно також бути і багато ізотопу аргону-36^[en], який також входив до складу газів у протопланетному диску, з якого утворилися планети і супутники Сонячної системи. Однак спостереження показали, що в атмосфері Титана дуже мало цього ізотопу.

В журналі Nature Geoscience 8 травня 2011 року була опублікована ще одна теорія, в якій припускається, що атмосфера Титана утворилася завдяки інтенсивному кометному бомбардуванню близько чотирьох мільярдів років тому. На думку авторів ідеї, азот утворився з аміаку при співударянні комет з поверхнею Титана; така «аварія» відбувається на величезній швидкості, і в місці удару різко підвищується температура, а також створюється дуже високий тиск. При таких умовах цілком можливе проходження хімічної реакції. Для перевірки своєї теорії автори з допомогою лазерних гармат обстрілювали мішень із замороженого аміаку снарядами з золота, платини і міді. Цей дослід показав, що при ударі дійсно відбувається розкладання аміаку на водень та азот. Вченими було підраховано, що в ході інтенсивного кометного бомбардування Титана повинно було утворитися близько 300 квадрильйонів тонн азоту, чого, за їхніми словами, цілком достатньо для формування атмосфери Титана.

Сучасні оцінки втрат атмосфери Титана у порівнянні з її початковими характеристиками виконуються на основі аналізу співвідношення ізотопів азоту ¹⁵N до ¹⁴N. За даним спостереженням встановлено, що це співвідношення у 4—4,5 разів вище, ніж на Землі. Отже, початкова маса атмосфери Титана була приблизно у 30 разів більша від сучасної, оскільки через слабшу гравітацію легкий ізотоп нітрогену ¹⁴N повинен втрачатися швидше під дією нагрівання та іонізації випромінюванням, а ¹⁵N накопичуватися.

Склад атмосфери

Утворення толінів — складних органічних молекул з великою молекулярною масою у верхній атмосфері Титана, на висоті ~1000 км.

Близько 98,4 % атмосфери складає азот. Таким чином, Титан і Земля — єдині тіла в Сонячній системі, які мають щільну атмосферу з переважним вмістом азоту (розріджені азотні атмосфери мають Тритон і Плутон). У невеликих кількостях наявні метан та аргон, які переважають в основному у верхніх шарах атмосфери, де їхня концентрація досягає 43 %. Є також сліди етану, ацетилену, діацетилену^[ru], метилацетилену, ціаноацетилену, пропану, вуглекислого газу, чадного газу, ціану, гелію. Практично відсутній вільний кисень.

Оскільки Титан не має суттєвого магнітного поля, то його атмосфера, особливо верхні шари, сильно піддається впливу сонячного вітру. Крім того, вона також піддається дії космічного випромінювання і сонячного опромінення, під дією яких, зокрема, ультрафіолету, молекули азоту і метану розкладаються на іони або вуглеводневі радикали^[ru]. Ці фрагменти, у свою чергу, утворюють складні органічні сполуки азоту чи сполуки вуглецю, в тому числі ароматичні сполуки (наприклад, бензен). Також у верхніх шарах атмосфери утворюється поліїн — полімер із спряженим потрійним зв'язком.

Органічні сполуки, що включають в себе атоми азоту, надають поверхні Титана і атмосфері оранжевого кольору (зокрема, таким є колір неба, якщо дивитися з поверхні). Під дією Сонця увесь метан був би перетворений за 50 млн років (дуже невеликий термін у порівнянні з віком Сонячної системи), однак цього не відбувається. Це означає, що запаси метану в атмосфері постійно поповнюються. Одним із можливих джерел метану може бути вулканічна активність.

Хмарність та опади

Атмосферний вихор над північним полюсом. «Кассіні», 2006 рік

Метан конденсується у хмари на висоті декількох десятків кілометрів. Згідно з даними, отриманими «Гюйгенсом», відносна вологість метану підвищується з 45 % біля поверхні до 100 % на висоті 8 км (при цьому загальна кількість метану, навпаки, зменшується). На висоті 8—16 км простягається дуже розріджений шар хмар, який складається із суміші рідкого метану з азотом, що покриває половину поверхні супутника. Слабка паморозь постійно випадає із цих хмар на поверхню.

У вересні 2006 року «Кассіні» зафіксував величезну хмару на висоті 40 км над північним полюсом Титана. Хоча відомо, що метан утворює хмари, але в цьому випадку це утворення складалося скоріш за все з етану, оскільки розмір зафіксованих частинок становив усього 1—3 мкм, і саме етан може конденсуватися на цій висоті. У грудні «Кассіні» знову виявив хмарний покрив над полюсом, у складі якого були метан, етан і ще одна органічна сполука. Хмара досягала в діаметрі 2400 км і спостерігалася також при наступному прольоті апарата через місяць. Вчені вважають, що в цей час на полюсі супутника ішов метаново-етановий дощ або сніг (якщо температура достатньо низька); низхідні потоки у північних широтах достатньо сильні, щоб викликати випадання опадів.

Також хмари були зафіксовані у південній півкулі. Зазвичай вони займають не більше 1 % поверхні, хоча це значення іноді досягає 8 %. Такі відмінності у площі хмарного покриву півкуль пояснюються тим, що у південній півкулі в момент спостереження було літо, і там відбувалося інтенсивне нагрівання атмосферних мас, виникали висхідні потоки і, як наслідок, конвекція. В таких умовах етан не здатний утворювати постійний хмарний покрив, хоча етанова вологість досягає 100 %.

Спостереження показують, що висота і постійність хмарності залежить від широти. Так, у високих широтах (від 60° і вище) півкулі в зимовий період поширені постійні хмари, сформовані вище рівня тропосфери. У нижчих широтах хмари розташовуються на висоті 15—18 км, є невеликими за розміром і мають непостійний характер. У півкулі з літнім періодом хмари формуються переважно в районі 40° широти і зазвичай недовговічні.

Наземні спостереження також показують сезонні зміни у хмарному покриві. Так, за один 30-літній оберт навколо Сонця разом із Сатурном на Титані в кожній півкулі протягом 25 років формуються хмари, а потім протягом 4—5 років зникають перед тим як виникнути знову.

Мультиспектральний знімок Титана. Світла область у центрі — «материк» Ксанаду

У 2017 р. повідомлено, що в атмосфері Титана виявлені крижані хмари, що складаються з суміші ціановодню і бензолу.

Поверхня

Гірська гряда на Титані з висоти 10 км (радіоспектральний знімок із зонда «Гюйгенс»)

Поверхня Титана, сфотографована «Кассіні» в різних спектральних діапазонах, у низьких широтах поділена на декілька світлих і темних областей з чіткими межами. В районі екватора на ведучій півкулі розташований світлий регіон розміром як Австралія (видимий також на інфрачервоних знімках телескопа «Габбл»). Він отримав назву Ксанаду^[en] (англ. Xanadu).

Карта поверхні полюсів Титана. За даними «Кассіні», січень 2009

На радарних знімках, зроблених у квітні 2006 року, видно гірські хребти висотою понад 1 км, долини, русла річок, що стікають із підвищень, а також темні плями (заповнені або висохлі озера). Помітна сильна ерозія гірських вершин, потоки рідкого метану під час сезонних злив могли утворити печери в гірських схилах. На південний-схід від Ксанаду розташоване загадкове утворення Hotei Arcus^[ru], яке є яскравою (особливо на деяких довжинах хвиль) дугою. Чи є ця структура «гарячим» вулканічним районом або відкладом якоїсь речовини (наприклад, вуглекислотного льоду), поки незрозуміло. В екваторіальному світлому регіоні Адірі^[ru] виявлені протяжні ланцюги гір (або пагорбів) висотою до кількох сотень метрів. Ймовірно, у південній півкулі може існувати масивний гірський хребет протяжністю близько 150 км і висотою до 1,6 км. В горах Мітрім^[ru] виявлено пік висотою 3337 м. На вершинах гір є світлі відклади — можливо, поклади метану та інших органічних матеріалів. Все це свідчить про тектонічні процеси, що формують поверхню Титана.

В цілому рельєф Титана відносно рівний — варіація по висоті не перевищує 2 км, однак локальні перепади висот, як показують дані радара і стереознімки, отримані «Гюйгенсом», можуть бути досить значними; круті схили на Титані не рідкість. Це є результатом інтенсивної ерозії за участі вітру та рідини. Ударних кратерів на Титані небагато (станом на 2012 рік точно ідентифіковано 7 і можливо — 52). Це наслідок того, що їх відносно швидко приховують осади і згладжує вітрова ерозія. Поверхня Титана в помірних широтах менш контрастна.

Для деяких деталей поверхні Титана припускається кріовулканічне походження. Це передусім Гора Дум^[en] з прилеглими патерою Сотра^[en] і потоком Мохіні^[ru], гора Еребор^[ru] і потокоподібні об'єкти в області Хотея^[ru].

У 2019 р. створено докладну геологічну мапу Титана

Дюни

Існують схожі на Ксанаду за розмірами темні області, що оперізують супутник по екватору, які спочатку ідентифікувалися як метанові моря. Радарні дослідження, однак, показали, що темні екваторіальні регіони майже всюди покриті довгими паралельними рядами дюн, витягнутих в напрямку переважаючих вітрів (із заходу на схід) на сотні кілометрів — так звані «котячі подряпини».

Темний колір низовин пояснюється скупченням частинок вуглеводневого «пилу», що випадає з верхніх шарів атмосфери, що змивається метановими дощами з підвищень і приноситься на екваторіальні райони вітрами. Пил може бути переміщений з крижаним піском.

Метанові річки й озера

Моря й озера у північній полярній області Титана (за радарними знімками космічного апарата «Кассіні»^[ru])

Можливість існування на поверхні Титана річок і озер, наповнених рідким метаном, припускалася на основі даних, зібраних апаратами «Вояджер-1» і «Вояджер-2», які показали існування щільної атмосфери відповідного складу і потрібних температур для підтримання метану в рідкому стані. 1995 року дані телескопа «Габбл» та інші спостереження дозволили безпосередньо обґрунтувати існування рідкого метану на поверхні у вигляді окремих озер чи навіть океанів подібно до земних.

Відбиття інфрачервоної частини сонячного випромінювання від поверхні метанового озера у північній полярній області Титана

Місія «Кассіні» 2004 року також підтвердила цю гіпотезу, хоча і не одразу. Коли апарат прибув у систему Сатурна, дослідники сподівалися виявити рідину з допомогою відбиття сонячного світла, але спочатку ніяких бліків виявити не вдалося.

У липні 2009 року було зафіксовано відбиття сонячного світла (блік) від гладкої поверхні рідкого басейну в інфрачервоному діапазоні, що стало прямим доказом існування озер.

Раніше поблизу полюсів радар «Кассіні» показав наявність дуже рівної і/або добре поглинаючої поверхні, яка належала метановим (або метан-етановим) резервуарам, наявність яких довго була під сумнівом. Зокрема, у червні 2005 року на знімках «Кассіні» виявили у південній полярній області темне утворення з дуже чіткими границями, яке було ідентифіковане як рідке озеро. Його назвали озеро Онтаріо^[en] Чіткі радарні знімки озер у північній полярній області Титана отримані у липні 2006 року. Радарне покриття області Меццорамія^[ru] у високих широтах південної півкулі показало наявність розвинутої річкової системи, берегової лінії з характерними слідами ерозії та поверхні, покритої рідиною в даний час або в недалекому минулому.

У березні 2007 року «Кассіні» виявив в районі північного полюса декілька гігантських озер, найбільше з яких (Море Кракена) має довжину 1000 км і за площею сумірне з Каспійським морем, ще одне (море Лігеї^[en]) при площі 100 000 км² більше за будь-яке прісноводне земне озеро. У червні 2012 року астрономи, вивчаючи знімки, зроблені «Кассіні» з 2004 по 2008 роки, виявили метанове озеро глибиною 1 м у пустельній екваторіальній області Титана. Озеро вдалося розгледіти завдяки зйомці в інфрачервоному діапазоні. Його довжина становить близько 60, а ширина — близько 40 км. Крім цього озера були виявлені ще чотири утворення, які більше нагадують земні болота.

Згідно з даними «Кассіні» і комп'ютерними розрахунками, склад рідини в озерах наступний: етан (76—79 %), пропан (7—8 %), метан (5—10 %). Крім цього, озера містять 2—3 % ціаніду водню, і близько 1 % бутену, бутану та ацетилену. Згідно з іншими даними, основними компонентами є етан і метан. Запаси вуглеводнів в озерах у декілька разів перевищують загальні запаси нафти і газу на Землі. Вчені NASA припустили, що при певних умовах на поверхні озер Титана можуть утворюватися плавучі крижини. Такий лід повинен бути насичений газом (понад 5 %) щоб залишатися на поверхні озера, а не опускатися на дно.

Русла метанових річок на поверхні Титана (мозаїка із трьох знімків посадкового апарата «Гюйгенс» в момент зниження)

Більша частина озер виявлена в північній полярній області, тоді як у південній їх майже немає. Це може пояснюватися сезонними змінами — кожен із чотирьох сезонів на Титані триває близько 7 земних років, і за цей час метан може висихати у водоймах однієї півкулі та вітрами переноситися в іншу.

При зниженні зонда «Гюйгенс» в атмосфері Титана були отримані фотографії, на яких видно світлі пагорби і русла, що їх перетинають, та впадають в темну область. «Гюйгенс», мабуть, сів саме в темну область, і вона виявилася з твердою поверхнею. Ґрунт на місці посадки нагадує мокрий пісок (можливо, складається з крижаних піщинок, перемішаних з вуглеводнями). Зволожувати ґрунт може мряка, що постійно випадає.

На знімках безпосередньо з поверхні видно камені (ймовірно, крижані) округлої форми. Така форма могла утворитися в результаті тривалої дії на них рідини. Ймовірно, у приекваторіальній області, де приземлився «Гюйгенс», можливі лише тимчасові пересихаючі метанові озера, що утворюються після вкрай рідкісних дощів.

Кріовулканізм

Радарне зображення ймовірного кріовулкана — гори Дум^[en] з патерою Сотра^[en] і потік Мохіні^[ru]

На Титані наявні чіткі ознаки вулканічної активності. Однак при схожості форми і властивостей вулканів, на супутнику діють не силікатні вулкани, як на Землі чи Марсі й Венері, а так звані кріовулкани, які, скоріш за все, вивергаються водно-аміачною сумішшю з домішкою вуглеводнів.

Існування вулканізму почали припускати після виявлення в атмосфері аргону-40^[en], який утворюється при розпаді радіоактивних речовин. Пізніше «Кассіні» зареєстрував потужне джерело метану, яке ймовірно є кріовулканом. Оскільки на поверхні супутника досі не було знайдено жодного джерела метану, здатного підтримувати постійну кількість речовини в атмосфері, то тепер вважається, що основна частина всього метану походить з кріовулканів.

Крім того, у грудні 2008 року астрономи зареєстрували в атмосфері два світлих утворення тимчасового характеру, однак вони виявилися занадто довговічними, щоб вважати їх погодним явищем. Вважається, що це був наслідок від активного виверження одного з кріовулканів.

Вулканічні процеси на Титані, як і на Землі, обумовлені розпадом радіоактивних елементів у мантії супутника. Магма на Землі складається з розплавлених порід, які мають меншу густину, ніж породи кори, через які вони вивергаються. На Титані ж водно-аміачна суміш набагато щільніша, ніж водяний лід, через який вона вивергається на поверхню, а отже, потрібна більша кількість енергії для підтримання вулканізму. Одним із джерел такої енергії є потужна припливна дія Сатурна на свій супутник.

Внутрішня будова

Ймовірна внутрішня будова Титана

Згідно з розрахунками, Титан має тверде ядро, що складається із скельних порід, діаметром близько 3400 км, яке оточене декількома шарами водяного льоду. Зовнішній шар мантії складається з водяного льоду і гідрату метану, внутрішній із спресованого, дуже щільного льоду. Між цими шарами можливе існування прошарку з рідкої води.

Як і на інші супутники Юпітера і Сатурна, такі, наприклад, як Іо та Енцелад, на Титан діють значні припливні сили, які відіграють значну роль у тектонічних процесах супутника, розігрівають його ядро і підтримують вулканічну активність.

Гіпотетичний підповерхневий океан

Ряд вчених висунули гіпотезу про існування глобального підповерхневого океану. Потужна припливна дія Сатурна може призвести до розігрівання ядра і підтримання достатньо високої температури для існування рідкої води. Порівняння знімків «Кассіні» за 2005 і 2007 роки показало, що деталі ландшафту змістилися приблизно на 30 км. Оскільки Титан завжди повернутий до Сатурна однією стороною, такий зсув може пояснюватися тим, що крижана кора відділена від основної маси супутника глобальним рідким прошарком.

Вважається, що вода містить значну кількість аміаку (близько 10 %), який діє на воду як антифриз, тобто знижує температуру її замерзання.

Галерея

Див. також

• Супутники Сатурна
• Ганімед (супутник)
• Рея (супутник)

Примітки

1. . Архів оригіналу за 20 квітня 2007. Процитовано 9 квітня 2007. 
2. Перицентр і апоцентр обчислено за формулами , , де — довжина великої півосі орбіти, — ексцентриситет орбіти; значення округлені до кілометрів.
3. Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et.al. (December 2006). The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data. The Astronomical Journal 132: 2520–2526. 
4. Cassini Sees Tropical Lakes on Saturn Moon. Cassini: Solstice mission. 13 червня 2012. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 11 листопада 2012. 
5. . Архів оригіналу за 31 грудня 2019. Процитовано 31 грудня 2019. 
6. P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole (1990). The Atlas of the Solar System. ISBN 0-517-00192-6. 
7. Richardson, James; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred (1 липня 2004). . Icarus 170 (1). с. 113–124. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 4 вересня 2016. 
8. Catalog Page for PIA08630. photojournal.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 вересня 2016. 
9. Space Today Online - Exploring Saturn - Huygens Probe. www.spacetoday.org. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 вересня 2016. 
10. . www.planetary.org. Архів оригіналу за 11 травня 2017. Процитовано 4 вересня 2016. 
11. . Архів оригіналу за 11 лютого 2015. Процитовано 11 лютого 2015. 
12. . Архів оригіналу за 12 лютого 2015. Процитовано 12 лютого 2015. 
13. . Архів оригіналу за 2 липня 2019. Процитовано 2 липня 2019. 
14. R. A. Jacobson. (15 серпня 2009). Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011.  (англ.)
15. Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (April 1980). Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case. Earth, Moon, and Planets 22 (2): 141—152. doi:10.1007/BF00898423. Процитовано 27 серпня 2007. ^{[недоступне посилання]} (англ.)
16. JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. NASA/JPL. Архів оригіналу за 20 серпня 2011. Процитовано 19 серпня 2007.  (англ.)
17. EVS-Islands: Titan’s Unnamed Methane Sea. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 22 жовтня 2009.  (англ.)
18. . Архів оригіналу за 19 квітня 2016. Процитовано 12 серпня 2016. 
19. James Richardson, Ralph Lorenz, & Alfred McEwen (July 2004). . Icarus 170 (1): 113—124. Bibcode:2004Icar..170..113R. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. Архів оригіналу за 23 серпня 2009. Процитовано 12 серпня 2016.  (англ.)
20. Lunine, J. (21 березня 2005). Comparing the Triad of Great Moons. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 20 липня 2006.  (англ.)
21. Prentice A. J. R. (2006). . Arxiv. Архів оригіналу за 24 січня 2017. Процитовано 12 серпня 2016.  (англ.)
22. Зонд Касіні виявив на Титані перший відомий науці кріовулкан. 17 грудня 2010. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 23 грудня 2010. 
23. . Архів оригіналу за 16 липня 2007. Процитовано 4 травня 2007. 
24. Титан породил атмосферу в ходе кометной бомбардировки [ 20 вересня 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
25. J. H. Waite (Jr) et al. (2005). Ion neutral mass spectrometer results from the first flyby of Titan. Science 308 (5724): 982—986. PMID 15890873. doi:10.1126/science.1110652.  (англ.)
26. T. Penz, H. Lammer, Yu. N. Kulikov, H. K. Biernat (2005). The influence of the solar particle and radiation environment on Titan’s atmosphere evolution. Advances in Space Research 36: 241—250. doi:10.1016/j.asr.2005.03.043.  (англ.)
27. Saturn's Moon Titan May Have Been Planetary Punching Bag [ 8 квітня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
28. A. Coustenis (2005). Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere. Space Science Reviews 116: 171—184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.  (англ.)
29. J. H. Waite Jr., D. T. Young, T. E. Cravens et al. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere // Science. — 2007. — Vol. 316, no. 5826. — P. 870—875. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.1139727.. — (PDF [ 29 квітня 2014 у Wayback Machine.]). (англ.)
30. David Darling. tholin (англ.). The Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 28 лютого 2012. Процитовано 27 лютого 2012.  (англ.)
31. Niemann, H. B. et al. (2005). The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Nature 438 (7069): 779—784. PMID 16319830. doi:10.1038/nature04122.  (англ.)
32. A. J. Coates, 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: L22103. doi:10.1029/2007GL030978.  (англ.)
33. О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение. — М. : ЛКИ, 2009. — С. 478. — ISBN 9785382009865. (рос.)
34. Baez, John (25 січня 2005). This Week’s Finds in Mathematical Physics. University of California, Riverside. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 22 серпня 2007.  (англ.)
35. Sushil K. Atreya, Elena Y. Adams, Hasso B. Niemann et al. (2006). Titan’s methane cycle. Planetary and Space Science 54 (12): 1177. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028.  (англ.)
36. Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. (4 січня 2007). The lakes of Titan. Nature 445 (1): 61—64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438.  (англ.)
37. First 'in situ' composition measurements made in Titan’s atmosphere. ESA. 30 листопада 2005. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 17 серпня 2016.  (англ.)
38. Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan’s North Pole. NASA. 2007. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 14 квітня 2007.  (англ.)
39. Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. (2009). Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes. Space Science Institute, Boulder, Colorado. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 29 січня 2009.  (англ.)
40. Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. (February 2006). (PDF). Icarus (182): 224—229. Архів оригіналу за 13 листопада 2012. Процитовано 23 серпня 2007.  (англ.)
41. NASA Cassini Image: Radar Images Titan’s South Pole. 2008. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 11 січня 2008.  (англ.)
42. . Архів оригіналу за 22 жовтня 2017. Процитовано 22 жовтня 2017. 
43. Battersby, Stephen (29 жовтня 2004). Titan’s complex and strange world revealed. New Scientist. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 31 серпня 2007.  (англ.)
44. Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 31 серпня 2007.  (англ.)
45. Cassini Reveals Titan’s Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. Science Daily. 23 липня 2006. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 27 серпня 2007.  (англ.)
46. Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; et al. (March 2007). (PDF). Lunar and Planetary Science Conference 38. Архів оригіналу за 26 вересня 2007. Процитовано 27 серпня 2007.  (англ.)
47. Cassini Spies Titan's Tallest Peaks [ 19 серпня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
48. Cassini Data Show Ice and Rock Mixture Inside Titan. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 травня 2007.  (англ.)
49. Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. (January 2006). (PDF). Icarus 186 (1). Архів оригіналу за 25 липня 2011. Процитовано 27 серпня 2007.  (англ.)
50. Gilliam A. E., Jurdy D. M. Titan's Impact Craters and Associated Fluvial Features: Evidence for a Subsurface Ocean? // 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2435. — 2014. — Bibcode:2014LPI....45.2435G. (англ.)
51. PIA07365: Circus Maximus. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 4 травня 2006.  (англ.)
52. Titan Gets a Dune «Makeover» [ 4 березня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
53. Lopes, R. M. C.; Kirk, R. L.; Mitchell, K. L. et al. Cryovolcanism on Titan: New results from Cassini RADAR and VIMS // Journal of Geophysical Research: Planets. — 2013. — Т. 118, № 3. — С. 416–435. — Bibcode:2013JGRE..118..416L. — DOI:10.1002/jgre.20062. (англ.)
54. . Архів оригіналу за 20 листопада 2019. Процитовано 19 листопада 2019. 
55. R. Lorenz (2003). . Science 302: 403—404. PMID 16675686. doi:10.1126/science.1090464. Архів оригіналу за 23 серпня 2009. Процитовано 15 серпня 2016.  (англ.)
56. Goudarzi, Sara (4 травня 2006). Saharan Sand Dunes Found on Saturn’s Moon Titan. SPACE.com. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 6 серпня 2007.  (англ.)
57. Lorenz, R.D.; Wall S., Radebaugh J., et al. (2006). The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes. Science 312: 724—727. doi:10.1126/science.1123257.  (англ.)
58. S. F. Dermott, C. Sagan (1995). Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan. Nature 374: 238—240. doi:10.1038/374238a0.  (англ.)
59. Bortman, Henry (28 жовтня 2004). Titan: Where's the Wet Stuff?. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 5 лютого 2011.  (англ.)
60. Учёные впервые увидели жидкую материю, находящуюся вне Земли. РИА Новости. 21.12.2009. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 15.08.2016.  (рос.)
61. Emily Lakdawalla. (28 червня 2005). Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?. The Planetary Society. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 14 жовтня 2006.  (англ.)
62. NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon. NASA. 2008. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 20 грудня 2009.  (англ.)
63. Cassini Finds Lakes on Titan’s Arctic Region (англ.). NASA/JPL. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 22.01.2010.  (англ.)
64. На Титане нашли долгожданное море [ 15 лютого 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
65. Cassini Spacecraft Images Seas on Saturn’s Moon Titan (англ.). NASA/JPL. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 22.01.2010.  (англ.)
66. Caitlin A. Griffith, Juan M. Lora, Jake Turner, Paulo F. Penteado, Robert H. Brown, Martin G. Tomasko, Lyn Doose & Charles See. Possible tropical lakes on Titan from observations of dark terrain // Nature. — 14 June 2012. — Вип. 486. — С. 237–239. — DOI:10.1038/nature11165. (англ.)
67. Maggie McKee. Tropical lakes on Saturn moon could expand options for life // Nature. — 13 червня 2012. — DOI:10.1038/nature.2012.10824. (англ.)
68. D. Cordier; O. Mousis; J.-I. Lunine; P. Lavvas; V. Vuitton (2009). «An estimate of the chemical composition of Titan’s lakes». arXiv:0911.1860v1 [astro-ph].  (англ.)
69. Titan’s Surface Organics Surpass Oil Reserves on Earth (англ.). NASA. Архів оригіналу за 22 серпня 2011.  (англ.)
70. Ученые рассказали о метановых «льдинах» на Титане [ 20 вересня 2016 у Wayback Machine.] (рос.)
71. Cook, J.-R. C. (17 грудня 2009). Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan. NASA. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 18 грудня 2009.  (англ.)
72. Lakdawalla, E. (17 грудня 2009). Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake. Planetary Society Blog. Planetary Society. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 17 грудня 2009.  (англ.)
73. Raw images from the Huygens probe descent on 14 January 2005 (англ.). ESA. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 22.01.2010.  (англ.)
74. PIA08630: Lakes on Titan. NASA/JPL. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 14 жовтня 2006.  (англ.)
75. Carolina Martinez. (8 червня 2005). Scientists Discover Possible Titan Volcano. NASA. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 15 серпня 2016.  (англ.)
76. Tobias Owen (2005). Planetary science: Huygens rediscovers Titan. Nature 438: 756—757. doi:10.1038/438756a.  (англ.)
77. Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan. ESA. 21 січня 2005. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 28 березня 2005.  (англ.)
78. David L. Chandler. (8 червня 2005). Hydrocarbon volcano discovered on Titan. New Scientist. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 7 серпня 2007.  (англ.)
79. Alan Longstaff (February 2009). Is Titan (cryo)volcanically active?. Astronomy Now: 19.  (англ.)
80. G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin (2005). . Icarus 175 (2): 496—502. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. Архів оригіналу за 11 червня 2016. Процитовано 16 серпня 2016.  (англ.)
81. На Титане нашли океан. Вокруг Света. 21.03.2008. Архів оригіналу за 22.08.2011. Процитовано 16.08.2016.  (англ.)
82. David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean [ 12 травня 2008 у Wayback Machine.], New Scientist, 20 March 2008 (англ.)

Посилання

• Титан: перспективи інопланетного життя [ 27 травня 2009 у Wayback Machine.]
• (англ.) Titan The Cassini-Huygens mission [ 9 липня 2015 у Wayback Machine.] — дослідження Тітану місією Кассіні — Гюйгенс.