تيتان (قمر)

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
Applications-development current.svg
هذه المقالة قيد التطوير. الرجاء الاطلاع على صفحة النقاش قبل إجراء أي تعديل عليها.
تيتان
تيتان باللون الطبيعي. الغلاف الجوي السميك ذو لون برتقالي بسبب غبش النيتروجين العضوي الكثيف.
تيتان باللون الطبيعي. الغلاف الجوي السميك ذو لون برتقالي بسبب غبش النيتروجين العضوي الكثيف.

الاكتشاف
المكتشف كريستيان هويجنز
تاريخ الاكتشاف 25 مارس، 1655
سمي بإسم تيتان  تعديل قيمة خاصية سمي باسم (P138) في ويكي بيانات
التسميات
الأسماء البديلة زحل السادس
خصائص المدار
الأوج 1257060 كـم
الحضيض 1186680 كـم
نصف المحور الرئيسي 1221870 كـم
الشذوذ المداري 0.0288
فترة الدوران 15.945 ي
فترة التناوب متزامن
متوسط السرعة المدارية 5.57 كـم/ث (محسوب)
الميل المداري 0.34854° (إلى خط استواء زحل)
تابع إلى زحل
الخصائص الفيزيائية
نصف القطر 2575.5±2.0 كـم (0.404 أرض،[1] 1.480 أقمار)
مساحة السطح 8.3×107 كـم2 (0.163 أرض)
الحجم 7.16×1010 كم3 (0.066 أرض) (3.3 أقمار)
الكتلة (1.3452±0.0002)×1023 كج
(0.0225 أرض)[1] (1.829 أقمار)
متوسط الكثافة 1.8798±0.0044 ج/سم3[1]
جاذبية السطح 1.352 m/s2 (0.14 جي) (0.85 أقمار)
سرعة الإفلات 2.639 كم/ث (1.11 أقمار)
الميل المحوري صفر
بياض 0.22[2]
القدر الظاهري 8.2[3] إلى 9.0
الغلاف الجوي
الضغط السطحي 146.7 كـبا (1.45 جو)
العناصر متغير[4][5]
ستراتوسفير:
98.4% نيتروجين (N2),
1.4% ميثان (CH4),
0.2% هيدروجين (H2);
أدنى تروپوسفير:
95.0% N2, 4.9% CH4

تيتان (Titan) هو أكبر أقمار زحل، وهو القمر الوحيد المعروف أنه له غلاف جوي كثيف، وهو الجُرم الفلكي الوحيد غير الأرض الذي تم العثور على أدلة واضحة على وجود أجسام مستقرة وسطح سائل عليه.

تيتان هو القمر المُجسم الإهليلجي السادس من زحل. وكثيرًا ما يوصف بأنه كوكب يشبه القمر، وهو أكبر بنسبة 50% من قمر الأرض وأثقل منه بنسبة 80%. وهو ثاني أكبر قمر في النظام الشمسي بعد قمر المشتري جانيميد، وهو أكبر من أصغر كوكب عطارد ولكنه أقل منه ثقلًا بنسبة 40%. اكتشف في سنة 1655 من قِبل الفلكي الهولندي كريستيان هويجنز، تيتان كان أول قمر لزحل تم اكتشافه، والقمر السادس الذي يتم التعرف عليه (بعد قمر الأرض وأقمار جاليليو الأربعة للمشتري). مدار تيتان يبعد عن زحل مسافة 20 ضعف نصف قُطر زحل. زحل يقابل قوس يبلغ دقيقة قوسية من 5.09 درجة من على سطح تيتان وهو يظهر في السماء بحجم أكبر 11.4 مرة من حجم القمر على الأرض.

يتكون تيتان أساسًا من الثلج ومواد صخرية. وكما هو الحال مع الزهرة قبل عصر الفضاء فقد منع الغلاف الجوي الكثيف المعتم فهم سطح تيتان حتى تم الحصول على معلومات جديدة من مهمة كاسيني-هويجنز في 2004، بما في ذلك اكتشاف البحيرات الهيدروكربونية السائلة في المناطق القطبية لتيتان. سطح تيتان منبسط بشكل عام مع عدد قليل من الفوهات الصدمية، على الرغم من وجود الجبال وعدد من البراكين الباردة المحتملة التي تم اكتشافها.

يتكون الغلاف الجوي لتيتان بشكل كبير من النيتروجين. كما تؤدي المكونات الثانوية إلى تكوين سحب من الميثان والإيثان والنيتروجين المشبع بالدخان الضبابي العضوي. كما أن المناخ -بما في ذلك الرياح والأمطار- شكّلت معالم على السطح مماثلة لتلك الموجودة على الأرض، مثل الكثبان الرملية والأنهار والبحيرات والبحار (ربما تكون مكونة من الميثان السائل والإثيان) والدلتا، وهي محكومة بأنماط طقس موسمية كما على الأرض، مع سوائلها (السطحية ودون السطحية) وجو النيتروجين القوي، دورة الميثان على تيتان مماثلة لدورة الماء على الأرض، عند درجة حرارة أقل بكثير حوالي 94 ك (−179.2 °م).

التاريخ[عدل المصدر]

كريستيان هويجنز اكتشف تيتان في 1655.

اكتُشف تيتان في 25 مارس 1655 بواسطة الفلكي كريستيان هويجنز.[6][7] وقد استلهم هوينجز من اكتشاف جاليليو لأقمار المشتري الأربعة الكبيرة في 1610 وتحسيناته لتكنولوجيا التلسكوپات. وقد بدأ كريستيان بمساعدة شقيقه قسطنطين هويجنز الصغير في بناء التلسكوپات حوالي في 1650، واكتشفا أول قمر يدور حول زحل بواسطة أحد التلسكوپات التي بنوها.[8] وكان القمر السادس الذي يتم اكتشافه.[9]

اُطلق عليه اسم (Saturni Luna) أو (Luna Saturni) وهي تعني باللاتينية "قمر زحل"، نشر في 1655 (De Saturni Luna Observatio Nova) "رصد جديد لقمر زحل"، بعد أن نشر جيوفاني دومينيكو كاسيني اكتشافاته لأربعة أقمار أخرى لزحل بين 1673 و1686، سقط علماء الفلك في عادة الإشارة إلى هؤلاء وتيتان بزحل الأول حتى والخامس (مع تيتان في المركز الرابع). وتشمل النعوت المبكرة الأخرى لتيتان "قمر زحل العادي".[10] تم ترقيم تيتان رسميًا بـزحل السادس (Saturn VI) لأنه بعد اكتشافات 1789 تم تجميد نظام الترقيم لتجنب التسبب في المزيد من الارتباك (تيتان حمل الأرقام الثاني والرابع وكذلك السادس). وقد تم اكتشاف العديد من الأقمار الصغيرة أقرب إلى زحل منذ ذلك الوقت.

جاء اسم تيتان وأسماء جميع أقمار زحل السبعة المعروفة في ذلك الوقت من جون هيرشل (ابن ويليام هيرشل مكتشف ميماس وإنسيلادوس) في كتابه "نتائج الرصد الفلكي الذي اُجري خلال السنوات 1834, 5, 6, 7, 8 في رأس الرجاء الصالح" (Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope).[11][12] واقترح الأسماء الميثولوجية التيتان (بالإغريقية: Τιτάν) أخوة وأخوات ساترن الإغريقي كرونوس. في الميثولوجيا الإغريقية التيتان كانوا عِرق من الآلهة الأقوياء، من نسل جايا وأورانوس، التي حكمت خلال العصر الذهبي الأسطوري.

المدار والدوران[عدل المصدر]

مدار تيتان باللون الأحمر من بين الأقمار الداخلية الكبيرة الأخرى التابعة لزحل، مدارات الأقمار من الخارج إلى الداخل، إياپيتوس، هايپريون، تيتان، ريا، ديون، تثيس، إنسيلادوس، ميماس (مفقود).

يدور تيتان حول زحل مرة واحدة كل 15 يوم و22 ساعة، ومثل القمر والعديد من الأقمار التابعة للكواكب العملاقة ففترة دورانها (يومها) مطابقة لفترتها المدارية؛ تيتان مقيد بشكل مدي في دوران متزامن مع زحل، ويُظهر وجه واحد لزحل بشكل دائم، لذلك ف"يوم" تيتان يساوي فترة مداره. وبسبب ذلك توجد نقطة تحت زحلية على سطحه، والتي من شأنها أن الكوكب يبدو معلق مباشرة فوق مستوى الرأس. خطوط الطول على تيتان يتم قياسها نحو الغرب، بدءًا من خط الزوال الذي يمر عبر هذه النقطة.[13] ويكون الانحراف المداري 0.0288، و يميل المستوى المداري 0.348 درجة بالنسبة إلى خط استواء زحل.[14] وكما يُشاهد من الأرض يصل تيتان إلى مسافة زاوية حوالي 20 ضعف نصف قُطر زحل (ما يزيد قليلًا على 1,200,000 كيلومتر/750,000 ميل) بعيدًا عن زحل ويقابل قرص قُطره 0.8 ثانية قوسية.

القمر الصغير ذو الهيئة غير المنتظمة هايپريون معلق في رنين مداري تبلغ نسبته 3:4 مع تيتان. وهو رنين "بطيء وسلس" -بحيث أن هايپريون قد هاجر من مدار فوضوي- وقد اعتُبر أنه من غير المحتمل بناءً على النماذج. هايپريون من المحتمل أنه تكّون في جزيرة مدارية مستقرة، في حين أن تيتان الضخم امتص أو قذف الأجسام التي كانت قريبة.[15]

خصائص الحجم[عدل المصدر]

مقارنة الحجم: تيتان (أسفل اليسار) مع القمر والأرض.
نموذج لبنية تيتان الداخلية.

يبلغ قٌطر تيتان 5,151 كيلومتر (3,201 ميل).[1] وهو يساوي 1.06 من حجم عطارد، و1.48 من حجم القمر، و0.40 من حجم الأرض. وقبل وصول ڤوياجر 1 في 1980 كان يُعتقد أن تيتان أكبر قليلًا من جانيميد (القُطر 5,262 كيلومتر/3,270 ميل) وهو بالتالي أكبر قمر في النظام الشمسي؛ وكانت هذه المبالغة في تقدير حجمه بسبب غلافه الجوي الكثيف المعتم، والذي يمتد إلى عدة كيلومترات فوق سطحه ويزيد من قُطره الظاهر.[16] قُطر وكتلة تيتان (وبالتالي كثافته) مماثلان للقمران جانيميد وكاليستو.[17] بناءً على كثافته الظاهرية 1.88 ج/سم3، تكوين تيتان هو نصف جليد ونصف مواد صخرية. وعلى الرغم من أن ديون وإنسيلادوس لهما تكوين مماثل، إلا أنه أكثر منهما كثافة بسبب ضغط الجاذبية. وكتلته تبلغ 1/4226 من كتلة زحل، ما يجعله أكبر قمر للعمالقة الغازية بالنسبة لكتلته الأساسية، ومع كون تيتان يبلغ 1/22.609 من قُطر زحل، ترايتون أكبر في القُطر نسبة إلى نبتون عند 1/18.092.

من المحتمل أن طبقات تيتان متنوعة في عدة طبقات من الصخور المركزية محاطة بعدة طبقات مكونة من التكوينات البلورية الثلجية.[18] وربما يكون باطن تيتان ساخنًا بما يكفي لطبقة سائلة تتكون من "الصهارة" المكونة من الماء والأمونياك بين قشرة ice Ih والطبقات الجليدية المُركبّة من تكوينات الضغط العالي الجليدية. وجود الأمونياك يسمح للماء ليبقى في الحالة السائلة حتى في درجة حرارة منخفظة تصل إلى 176 ك (−97 °م) (من أجل النظام الأصهري مع الماء).[19] اكتشف المسبار الفضائي كاسيني دليل على بنية طبقية في شكل موجات راديو طبيعية تردد منخفض للغاية في جو تيتان. ويُعتقد أن سطح تيتان عاكس ضعيف للموجات الراديوية ذات التردد المنخفض للغاية، لذلك ربما تكون هذه الموجات انعكاسًا للحدود السائلة-الجليدية للمحيط تحت السطحي.[20] وقد رُصدت المعالم السطحية بواسطة المسبار كاسيني للانتقال المنتظم حتى 30 كيلومتر (19 ميل) بين أكتوبر 2005 ومايو 2007، مما يوحي بأن القشرة قد انفصلت عن المناطق الداخلية، وتعطي أدلة إضافية على وجود طبقة سائلة داخلية.[21] وأدلة داعمة إضافية لوجود طبقة سائلة وقشرة جليدية انفصلت عن النواة الصلبة تأتي من الطريقة التي يتغير فيها الحقل المغناطيسي كما يدور تيتان حول زحل.[22] كما أن مقارنة حقل الجاذبية مع رصد الرادار الطوبوجرافي[23] يوحي أيضًا بأن القشرة الجليدية ربما تكون صلبة إلى حد كبير.[24][25]

التكوين[عدل المصدر]

يُعتقد أن أقمار المشتري وزحل قد تكونت من خلال تراكم مشترك، وهي عملية مماثلة لما يُعتقد أنه كوّن الكواكب في النظام الشمسي. كما تكونت العمالقة الغازية الحديثة، فقد أحاطت بهم أقراص ذات مواد تجمعت تدريجًا لتصبح أقمارًا. في حين أن المشتري يستحوذ على أربعة أقمار كبيرة في مدارات شبيهة بالكواكب منتظمة بشكل كبير، فإن تيتان يتحكم على نحو كبير جدًا في نظام زحل ويستحوذ على انحراف مداري عالي لا يُفسَر على الفور من خلال التراكم المشترك وحده. وهناك نموذج مقتَرح لتكوين تيتان هو أن نظام زحل بدأ مع مجموعة من الأقمار المماثلة لأقمار جاليليو، ولكنهم تعطلوا بسبب سلسلة من الاصطدامات العملاقة والتي استمرت حتى كونت تيتان. وقد تكونت أقمار زحل متوسطة الحجم مثل إياپيتوس وريا من حطام هذه التصادمات. مثل هذه البداية العنيفة يمكن أن تفسر أيضًا انحراف تيتان المداري.[26]

وفي 2014 اقترح تحليل النيتروجين في غلاف تيتان الجوي أنه من الممكن أن مصدره من مواد مماثلة لتلك الموجودة في سحابة أورت، وليس من مصادر وُجدت أثناء تراكم المواد المشتركة حول زحل.[27]

الغلاف الجوي[عدل المصدر]

صورة ألوان حقيقة لغبش الغلاف الجوي لتيتان.

تيتان هو القمر الوحيد المعروف أن له غلاف جوي كبير،[28] وغلافه الجوي هو الوحيد الغني بالنيتروجين في النظام الشمسي إلى جانب الأرض. ويشير الرصد الذي أُجري في 2004 بواسطة كاسيني إلى أن تيتان هو "دوّار عظيم" مثل الزهرة، حيث أن له غلافًا جويًا يدور بسرعة أكبر بكثير من سطحه.[29] وقد أظهر الرصد الذي أجرته مسابر ڤوياجر الفضائية أن الغلاف الجوي لتيتان هو أكثر كثافة من نظيره الأرضي، مع ضغط السطح حول 1.45 جو. كما أنه أيضًا حوالي 1.19 مرة كثيف مثل الأرض بالمجمل.[30] أو أنه حوالي 7.3 ضعفًا على أساس المنطقة السطحية. فعتامة طبقات الغبش تحجب معظم الضوء المرئي من الشمس والمصادر الأخرى وتحجب معالم سطح تيتان.[31] كما أن الجاذبية المنخفضة لتيتان تعني أن غلافه الجوي أكثر توسعًا بكثير من نظيره الأرضي.[32] وجو تيتان معتم في العديد من الأطوال الموجية ونتيجة لذلك من المستحيل الحصول على طيف الانعكاس الكامل للسطح من المدار.[33] ولم يتم الحصول على أول صور مباشرة لسطح تيتان إلا بعد وصول المسبار الفضائي كاسيني-هويجنز في 2004.[34]

دوامة قطب تيتان الجنوبي سحابة دوارة من غاز السيانيد الهيدروجين (29 نوفمبر، 2012)

تكوين الغلاف الجوي لتيتان في طبقة الستراتوسفير 98.4% من النيتروجين مع الـ1.6% المتبقية تتكون معظمها من الميثان (1.4%) والهيدروجين (0.1–0.2%). كما أن هناك كميات ضئيلة من الهيدروكربونات الأخرى مثل الإيثان وثنائي الأسيتيلين والميثيلاسيتيلين والأسيتيلين والپروپان، وغازات أخرى مثل السيانواسيتيلين وسيانيد الهيدروجين وثنائي أكسيد الكربون وأحادي أكسيد الكربون والسيانوجين والأرجون والهيليوم.[4] ويُعتقد أن الهيدروكربونات تكونت في الغلاف الجوي العلوي لتيتان في التفاعلات الناتجة عن تفكك الميثان بواسطة ضوء الشمس فوق البنفسجي، ناتجًا دخان ضبابي برتقالي سميك.[35] تيتان يقضي 95% من وقته داخل الغلاف المغناطيسي لزحل، والذي قد يقيه من الرياح الشمسية.[36] الطاقة الصادرة من الشمس يجب أن تحول كل آثار الميثان في غلاف تيتان الجوي إلى هيدروكربونات أكثر تعقيدًا في غضون 50 مليون سنة—وهو وقت قصير مقارنة مع عمر النظام الشمسي. وهذا يشير إلى أنه يجب تجديد الميثان بواسطة خزان على أو في داخل تيتان نفسه.[37] ومن الممكن أن يكون المصدر الأساسي للميثان في الغلاف الجوي لتيتان في داخله نشأ عن طريق ثورات البراكين الباردة.[38][39][40][41][42]

دراسات غروب الشمس على تيتان من قِبل كاسيني تساعد على فهم أفضل للأغلفة الجوية للكواكب خارج النظام الشمسي (مفهوم فنان).
الآثار العضوية الغازية في غلاف تيتان الجوي HNC (يسار) وHC3N (يمين).

في 3 أبريل 2013 أعلنت ناسا أن المُركبات العضوية يمكن أن تنشأ على تيتان، بناءً على دراسات محاكاة الغلاف الجوي لتيتان.[43]

وفي 6 يونيو 2013 أعلن علماء في معهد الفيزياء الفلكية في أندلوسيا (IAA-CSIC) عن الكشف عن هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات في الغلاف الجوي العلوي لتيتان.[44]

في 30 سپتمبر 2013 تم الكشف عن الپروپيلين في الغلاف الجوي لتيتان بواسطة كاسيني باستخدام مطياف الأشعة تحت الحمراء المُركب (CIRS).[45] وهذه هي المرة الأولى تم العثور على پروپيلين على أي قمر أو كوكب آخر غير الأرض وهذه هي المادة الكيميائية الأولي التي عثر عليها (CIRS). إن اكتشاف الپروپيلين يملأ فجوة غامضة في الرصد الذي يعود إلى أول رحلة فضائية إلى تيتان بواسطة المسبار ڤوياجر 1 في 1980، الذي اكتشف خلالها أن العديد من الغازات التي يتكون منها غبش تيتان البُني كانت هيدروكربونات، والتي تكونت نظريًا عن طريق إعادة تركيب راديكالية من خلال التحلل الضوئي لأشعة الشمس فوق البنفسجية بواسطة الميثان.[35]

وفي 24 أكتوبر 2014 ثم العثور على الميثان في سُحب قطبية على تيتان.[46][47]

السحب القطبية المُكَونة من الميثان على تيتان (يسار) مقارنةً مع السحب القطبية على الأرض (يمين)، والتي هي مُكَونة من الماء والثلج.
السحب القطبية المُكَونة من الميثان على تيتان (يسار) مقارنةً مع السحب القطبية على الأرض (يمين)، والتي هي مُكَونة من الماء والثلج.


المناخ[عدل المصدر]

دوامة قطبية على القطب الجنوبي لتيتان.

درجة حرارة سطح تيتان حوالي 94 ك (−179.2 °م)، عند درجة الحرارة تلك الثلج يكون لديه ضغط بخار ماء شديد الانخفاض، لذلك فالقليل من البخار يظهر بشكل محدود في طبقة الستراتوسفير.[48] تيتان يتلقي حوالي 1% من ضوء الشمس الذي تتلقاه الأرض. [49] والغلاف الجوي السميك لتيتان يمتص حوالي 90% من ضوء الشمس قبل وصوله إلى السطح، تاركًا فقط 0.1% من كمية الضوء التي تتلقاها الأرض.[50]

الغلاف الجوي الميثاني يخلق تأثير البيت الزجاجي على سطح تيتان، والذي بدونه سيكون تيتان أكثر برودة.[51] وعلى العكس من ذلك فإن الغبش يساهم في تأثير مضاد للبيت الزجاجي من خلال عكس ضوء الشمس إلى الفضاء مُلغيًا جزء من تأثير البيت الزجاجي وجعل سطحه أكثر برودة بكثير من الغلاف الجوي العلوي.[52]

سحب ميثان متحركة (يوليو 2014).[53]

سحب تيتان التي تتكون على الأرجح من الميثان والإيثان أو غيرهما من المواد العضوية البسيطة هي متناثرة ومتغيرة وتتخلل الغبش بشكل كامل.[16] وتشير نتائج رصد مسبار هويجنز إلى أن جو تيتان يمطر ميثان سائل ومواد عضوية أخرى على سطحه.[54]

تغطي السحب عادةً 1% من قرص تيتان، رغم أن الأحداث المتفجرة تم رصد أن الغطاء السحابي يتوسع سريعًا ليصل إلى 8%. وتؤكد إحدى الفرضيات أن السحب الجنوبية تكونت عندما ارتفعت مستويات ضوء الشمس خلال الصيف الجنوبي وهو ما يؤدي إلى ارتفاع في الغلاف الجوي مسببًا الحمل الحراري. وهذا التفسير هو معقد وفقًا لحقيقة أن تكوين السحب تم رصده ليس فقط بعد الانقلاب الصيفي الجنوبي ولكن أيضًا خلال منتصف الربيع. مسببًا زيادة رطوبة الميثان في القطب الجنوبي والتي ربما تساهم في زيادة سريعة في حجم السحب.[55] وقد كان الصيف في النصف الجنوبي لتيتان حتى 2010 عندما نقل مدار زحل -الذي يتحكم في حركة تيتان- نصف تيتان الشمالي نحو ضوء الشمس.[56] وعندما تتبدل المواسم يتوقع أن الإيثان سوف يبدأ في التكثف فوق القطب الجنوبي.[57]

معالم السطح[عدل المصدر]

صورة عالمية لتيتان - مع تسميات الاتحاد الفلكي الدولي (IAU).
القطب الشمالي
القطب الجنوبي
تيتان (2014)

لقد وُصف سطح تيتان بأنه "معقد وfluid-processed وحديث العهد جيولوجيًا".[58] تيتان موجود منذ تكوين النظام الشمسي ولكن سطحه عمره أصغر بكثير، ما بين 100 مليون و1 مليار سنة، وربما تكون العمليات الجيولوجية قد أعادت تشكيل سطح تيتان.[59] سماكة الغلاف الجوي لتيتان تبلغ مرتين ضعف سماكة نظيره الأرضي، وهو ما يجعل من الصعب على الأجهزة الفلكية أن تصور سطحه في طيف الضوء المرئي.[60] ويستخدم المسبار كاسيني أجهزة الأشعة تحت الحمراء، ومقياس الارتفاع الراداري ورادار الفتحة التركيبية (SAR) لتصوير أجزاء خريطة تيتان خلال الطيران المنخفض القريب. الصور الأولى كشفت جيولوجيا متنوعة متضمنة كل من المناطق الوعرة والملساء، وهناك معالم قد تكون بركانية في الأصل، تقذف المياه المختلطة مع الأمونياك إلى السطح. وهناك أدلة أيضًا على أن القشرة الجليدية لتيتان ربما تكون صلبة بشكل كبير،[24][25] وهو ما يوحي بأن هناك نشاط جيولوجي محدود.[61]

منطقة سينكيو

وهناك أيضًا معالم مُحَططة، بعضها يصل طولها إلى مئات الكيلومترات والتي يبدو أنها حدثت بسبب جسيمات الرياح.[62][63] وقد أظهر الفحص أيضًا أن السطح ربما يكون ممهدًا نسبيًا؛ وهناك أشياء قليلة تبدو وكأنها فوهات صدمية تم ملؤها، ربما عن طريق أمطار الهيدروكربونات أو البراكين. ويشير مقياس الارتفاع الراداري إلى أن تباين الارتفاع منخفض ولا يزيد عادةً عن 150 متر. وتم اكتشاف تغييرات عرضية على ارتفاع 500 متر، تيتان لديه جبال يصل ارتفاعها أحيانًا إلى عدة مئات من الأمتار وإلى أكثر من 1 كيلومتر.[64]

يتسم سطح تيتان بمناطق واسعة من التضاريس الساطعة والداكنة. هذه المناطق تتضمن زانادو، وهي منطقة استوائية عاكسة كبيرة في حجم أستراليا تقريبًا. تم تحديدها لأول مرة من صور الأشعة تحت الحمراء التقطها تلسكوپ هابل الفضائي في 1994، ثم لاحقًا تم تصويرها بواسطة المسبار كاسيني. تمتلئ المناطق الملتوية بالتلال وتقطعها الوديان والشقوق.[65] وهي متقاطعة في أماكن بواسطة خطوط داكنة—معالم طوبوجرافية متعرجة تشبه النتوءات الجبلية والصدوع. هذه ربما تمثل النشاط التكتوني، والتي من الممكن أنها تشير إلى أن زانادو هي منطقة حديثة جيولوجيًا، وبدلًا من ذلك قد تكون هذه الخطوط عبارة عن قنوات تكونت بواسطة سوائل، وهو ما يشير إلى تضاريس قديمة تم قطعها بواسطة أنظمة تدفقية.[66] هناك مناطق داكنة ذات أحجام مماثلة في أماكن أخرى على تيتان تم رصدها من على الأرض وبواسطة كاسيني؛ واحدة منها على الأقل هي لايجيا ماري، ثاني أكبر بحر على تيتان، وهو تقريبًا بحر من الميثان النقي.[67][68]

Titan2005.jpg
Titan multi spectral overlay.jpg
Titan globe m.jpg
PIA20016-SaturnMoon-Titan-20151113.jpg
فسيفساء تيتان من كاسيني في فبراير 2005. المنطقة الداكنة الكبيرة هي شانجري-لا. صورة تيتان بالألوان الزائفة تُظهر تفاصيل السطح والغلاف الجوي مع زانادو في المنطقة الساطعة في الوسط-اليمين. صورة عالمية لتيتان، فسيفساء من صور الأشعة تحت الحمراء مع التسميات. تيتان كما يُرى بواسطة الأشعة تحت الحمراء.

البحيرات[عدل المصدر]

فسيفساء رادارية بالألوان الزائفة للمنطقة القطبية الشمالية لتيتان. اللون الأزرق يشير إلى انعكاسية الرادار المنخفضة المتسبب فيها البحار الهيدروكربونية والبحيرات وشبكات الرافد المملوءة بالإيثان السائل والميثان والنيتروجين المتحلل.[5] البحر كراكن ماري يظهر نصفه تقريبًا أسفل اليسار، بينما لايجيا ماري في أسفل اليمين.
فسيفساء لثلاثة صور التقطها المسبار هويجنز لنظام القنوات على تيتان.

تم اقتراح احتمالية وجود بحار هيدروكربونية على تيتان بناءً على بيانات ڤوياجر 1 و2 التي أظهرت أن تيتان لديه غلاف جوي سميك مُكَوَن تقريبًا من درجة الحرارة والمُرَكّبات مناسبة لدعمه، ولكن لم يتم الحصول على أدلة مباشرة حتى 1995 عندما أشارت بيانات من هابل ومراصد أخرى إلى وجود الميثان السائل على تيتان، إما في جيوب منفصلة أو على نطاق محيطات بعرض القمر، بشكل مماثل للمياه على الأرض.[69]

وقد أكدت مهمة كاسيني الفرضية السابقة، فعندما وصل المسبار إلى نظام زحل 2004 كان من المأمول أن يتم الكشف عن البحيرات والمحيطات الهيدروكربونية من خلال انعكاس ضوء الشمس على سطحها، ولكن لم يتم رصد أية انعكاسات منتظمة في البداية.[70] وبالقرب من القطب الجنوبي لتيتان تم التعرف على مَعلم داكن مبهم تمت تسميته أونتاريو لاكوس[71] (تم التأكد لاحقًا أنه بحيرة).[72] كما تم تحديد ضفة محتملة بالقرب من القطب بواسطة التصوير الراداري.[73] بعد طيران منخفض في 22 يوليو 2006 حيث صور رادار المسبار كاسيني خطوط العرض الشمالية (التي كانت في ذلك الوقت في فصل الشتاء)، كما شوهدت عدة بقع كبيرة ملساء (وبالتالي داكنة بالنسبة للرادار) تُنقط السطح بالقرب من القطب.[74] وبناءً على الرصد، أعلن العلماء "دليل نهائي على بحيرات مملوءة بالميثان على قمر زحل تيتان" في يناير 2007.[75][76] وخلص فريق كاسيني-هويجنز إلى أن المعالم المصورة هي بالتأكيد تقريبًا البحيرات الهيدروكربونية التي طال البحث عنها، وهي أول أجسام مستقرة لسطح سائل يتم العثور عليها خارج الأرض.[75] ويبدو أن بعضها يمتلك قنوات مرتبطة بالسائل كامنة في الانخفاضات الطوبوجرافية.[75] ويبدو أن عوامل التعرية السائلة قد حدثت مؤخرًا، فالقنوات في بعض المناطق تسببت بشكل مفاجئ في تعرية ضئيلة، مما يشير إلى أن التعرية على تيتان بطيئة جدًا، أو أن بعض الظواهر الحديثة ربما تكون قد محت مجاري الأنهار القديمة والمعالم الأرضية.[59] وقد أظهر رصد رادار كاسيني أن البحيرات تغطي فقط بضعة في المئة من السطح، مما يجعل تيتان أكثر جفافًا من الأرض.[77] معظم البحيرات تتركز بالقرب من القطبين (حيث أن النقص النسبي في ضوء الشمس يمنع التبخر)، ولكن تم اكتشاف العديد من البحيرات الهيدروكربونية طويلة الأمد في المناطق الاستوائية الصحراوية، بما في ذلك واحدة بالقرب من موقع هبوط المسبار هويجنز في منطقة شانجري-لا، وهي تقارب نصف حجم البحيرة المالحة الكبرى في ولاية يوتا الأمريكية. البحيرات الاستوائية هي "واحات" على الأرجح، أي أنها موارد جوفية محتملة تحت الأرض.[78]

تطور مَعلم في لايجيا ماري.

وفي يونيو 2008 أكد مطياف رسم الخرائط البصرية والأشعة تحت الحمراء (VIMS) على كاسيني وجود الإيثان السائل بدون شك في أونتاريو لاكوس.[79] وفي 21 ديسمبر 2008 مرت كاسيني مباشرة فوق أونتاريو لاكوس ورصدت انعكاس منتظم في الرادار. وقد أشبعت قوة الانعكاس مستقبِل المسبار، مما يشير إلى أن مستوى البحيرة لم يتغير بأكثر من 3 مم (مما يعني إما أن الرياح السطحية كانت ضئيلة، أو أن السائل الهيدروكربوني للبحيرة لزج).[80][81]

إن الانعكاسات المنتظمة تدل على سطح أملس يشبه المرآة، وبالتالي فإن الرصد يؤكد الاستنتاج بشأن وجود جسم سائل كبير من تصوير الرادار. وقد تم عمل هذا الرصد بعد فترة وجيزة من ظهور المنطقة القطبية الشمالية بعد 15 عامًا من الظلام الشتوي.

الإشعاع القريب من الأشعة تحت الحمراء من الشمس ينعكس من بحار تيتان الهيدروكربونية.

وفي 8 يوليو 2009 رصد (VIMS) انعكاس منتظم يدل على وجود سطح أملس مثل المرآة، لما ما يسمى اليوم چينجپو لاكوس، وهي بحيرة في المنطقة القطبية الشمالية بعد وقت قصير من ظهور المنطقة بعد 15 عامًا من الظلام الشتوي.[82][83]

وقد أظهرت قياسات الرادار المبكرة التي أجريت في يوليو 2009 ويناير 2010 أن أونتاريو لاكوس ضحلة للغاية، ويبلغ متوسط عمقها 0.4–3 متر، والعمق الأقصى من 3 إلى 7 أمتار (9.8 إلى 23.0 قدم).[84] وفي مقابل ذلك تم رسم خريطة لايجيا ماري في نصف تيتان الشمالي في البداية إلى أعماق تتجاوز 8 أمتار، وهو الحد الأقصى الذي يمكن تمييزه بواسطة جهاز الرادار وتقنيات التحليل في ذلك الوقت.وقد أظهرت قياسات الرادار المبكرة التي أجريت في يوليو 2009 ويناير 2010 أن أونتاريو لاكوس ضحلة للغاية، ويبلغ متوسط عمقها 0.4–3 متر، والعمق الأقصى من 3 إلى 7 أمتار (9.8 إلى 23.0 قدم).[84] وفي مقابل ذلك تم رسم خريطة لايجيا ماري في نصف تيتان الشمالي في البداية إلى أعماق تتجاوز 8 أمتار، وهو الحد الأقصى الذي يمكن تمييزه بواسطة جهاز الرادار وتقنيات التحليل في ذلك الوقت.[84] وفي التحليل العلمي اللاحق الذي صدر في 2014 خريطة أكثر اكتمالًا لأعماق بحار تيتان الميثانية الثلاثة أظهر أعماق تصل لأكثر من 200 متر (660 قدم). يتراوح عمق لايجيا ماري من 20 إلى 40 متر (من 66 إلى 131 قدم)، في حين أن أجزاء أخرى من لايجيا لم تسجل أي انعكاس راداري على الإطلاق، مما يشير إلى عمق يزيد عن 200 متر. في حين أن لايجيا ثاني أكبر بحيرة ميثانية على تيتان "تحتوي على ميثان سائل يكفي لملء ثلاثة بحيرات ميتشجان".[85]

وأثناء طيران منخفض في 26 سپتمبر 2012 اكتشف رادار كاسيني في المنطقة القطبية الشمالية لتيتان ما يُحتمل أنه نهر طوله أكثر من 400 كيلومتر. وقد تمت مقارنته مع أطول نهر على الأرض النيل، وهذا المَعلم متصل بلايجيا ماري.[72] ولاحقًا نُشرت ورقة ("أخاديد مملوءة بالسوائل على تيتان")[86] في رسائل البحوث الجيوفيزيائية في 9 أغسطس 2016 قدمت تقريرًا عن رصد رادار كاسيني في مايو 2013 رصد مقياس الارتفاع لقنوات ڤيد فلومينا، عُرّفَت على أنها شبكة تصريف متصلة بلايجيا ماري. أظهر تحليل مقياس الارتفاع أن القنوات تقع في أعماق (تصل إلى ~570 م ارتفاعًا) أخاديد منحدرة الجوانب ولها انعكاسات براقة سطحية قوية تشير إلى أنها حاليًا مملوءة بالسوائل. وارتفاعات السوائل في هذه القنوات عند نفس المستوى كما في لايجيا ماري إلى داخل دِقة عمودية تبلغ حوالي 0.7 م، بما يتسق مع تفسير وديان الأنهار الغارقة، كما تم أيضًا رصد انعكاسات منتظمة في روافد مرتفعة ذات تنظيم أقل وهي أعلى من مستوى لايجيا ماري، وهو ما يتسق مع التغذية التصريفية في نظام القنوات الرئيسي. وهذا من المحتمل أنه أول دليل مباشر على وجود قنوات سائلة على تيتان وأول رصد يصل لعمق مائة متر في أخاديد تيتان. وبالتالي أخاديد ڤيد فلومينا غرقت في البحر ولكن هناك عدد قليل من الرصد المنفصل يثبت وجود سوائل سطحية على ارتفاعات أعلى.

وخلال ستة مرات من الطيران المنخفض على تيتان من 2006 إلى 2011 جمع كاسيني تتبع القياس الإشعاعي وبيانات الملاحة البصرية والتي من خلالها يستطيع المحققين تقريبًا استنتاج تغيير شكل تيتان. كثافة تيتان متسقة مع جسمه الذي يتكون من 60% صخور و40% مياه، وتشير تحليلات الفريق إلى أن سطح تيتان يمكن أن يرتفع وينخفض بمقدار 10 أمتار خلال كل مدار. هذه الدرجة من الاعوجاج تشير إلى أن باطن تيتان لدِن نسبيًا، وأن نموذج تيتان الأكثر احتمالًا هو قشرة جليدية سُمكُها عشرات الكيلومترات تطفو فوق محيط عالمي.[87] النتائج التي توصل إليها الفريق مع نتائج الدراسات السابقة تشير إلى أن محيط تيتان ربما لا يبعد أكثر من 100 كم (62 ميل) تحت سطحه.[87][88] وفي 2 يوليو أعلنت ناسا أن المحيط بداخل تيتان قد يكون مالحًا مثل البحر الميت.[89][90] وفي 3 سپتمبر 2014 أعلنت ناسا عن دراسات تشير إلى أن الميثان المتهاطل على تيتان ربما يتفاعل مع طبقة من المواد الجليدية تحت الأرض، سُميت "ألكانوفر" (alkanofer) لإنتاج الإيثان والپروپان اللذان ربما يغذيان في النهاية الأنهار والبحيرات.[91]

وفي 2016 عثرت كاسيني على أول دليل على وجود قنوات مملوءة بالسوائل على تيتان، في سلسلة من الأخاديد العميقة المنحدرة المتدفقة إلى لايجيا ماري. هذه الشبكة من الأخاديد التي يُطلق عليها اسم ڤيد فلومينا يتراوح عمقها بين 240 و570 مترًا ولها جوانب منحدرة بزاوية 40° درجة. يُعتقد أنها قد تكونت إما من خلال ارتفاع القشرة مثل الجراند كانيون على الأرض، أو بانخفاض مستوى سطح البحر، أو ربما مزيجًا من الاثنين. ويشير عمق التعرية إلى أن التدفقات السائلة في هذا الجزء من تيتان هي معالم طويلة الأمد وأنها تستمر لآلاف السنين.[92]

PIA12481 Titan specular reflection.jpg
Liquid lakes on titan.jpg
صورة لانعكاس الأشعة تحت الحمراء المنتظم على چينجپو لاكوس وهي بحيرة في المنطقة القطبية الشمالية لتيتان. رسم منظوري لرؤية الرادار لبولسينا لاكوس (أسفل اليمين) وغيرها من البحيرات الهيدروكربونية في نصف تيتان الشمالي.
Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg
Titan S. polar lake changes 2004-5.jpg
صور متباينة لعددٍ من البحيرات في نصف تيتان الشمالي (يسار) ونصفه الجنوبي (يمين). صورتان لنصف تيتان الجنوبي تفصل بينهما سنة واحدة، تُظهران التغييرات في البحيرات القطبية الجنوبية.

الفوهات الصدمية[عدل المصدر]

صورة برادار الفتحة التركيبية لفوهة صدمية قُطرها 139 كم[93] على سطح تيتان، تُظهر أرضية ملساء وحافة وعرة وقمة مركزية محتملة.

كشف رادار الفتحة التركيبية وبيانات التصوير من كاسيني عدد قليل من الفوهات الصدمية على سطح تيتان.[59] ويبدو أن هذه الاصطدامات حديثة نسبيًا مقارنة بعمر تيتان.[59] عدد قليل من الفوهات الصدمية تم اكتشافها من بينها حوض صدمي مزدوج الحلقات عرضه 440 كم (270 ميل) سُمي مينرڤا (Menrva) شوهد بواسطة ISS في كاسيني كنمط مركزي فاتح-داكن.[94] كما تم رصد أيضًا فوهة أرضية مسطحة أصغر حجمًا عرضها 60 كم (37 ميل) سُميت "سينلاپ" (Sinlap) وحفرة أخرى 30 كم (19 ميل) لها قمة مركزية وأرضية داكنة سُميت "كسا" (Ksa).[95] كما كشف أيضًا التصوير الراداري وكاسيني معالم "أشكال تشبه الفوهات" دائرية على سطح تيتان قد يكون لها علاقة بالاصطدامات، إلا أنها تفتقر إلى بعض المعالم التي يمكن أن تؤكد ذلك. على سبيل المثال رصد كاسيني حلقة من المواد الفاتحة الوعرة عرضها 90 كم (56 ميل) عُرفت باسم جوابونيتو.[96] يُعتقد أن هذا المَعلم هو فوهة صدمية امتلأت برواسب داكنة بفعل الرياح. تم رصد أيضًا عدة معالم مماثلة في المنطقتين الداكنتين شانجري-لا وآرو. ورصد الرادار العديد من المعالم الدائرية التي من المحتمل أن تكون فوهات في المنطقة الفاتحة زانادو أثناء طيران كاسيني المنخفض على تيتان في 30 أبريل 2006.[97]

لايجيا ماري - SAR ورؤية أكثر وضوحًا وأقل ضجيجًا.[98]

العديد من الفوهات أو الفوهات المحتملة على تيتان تظهر فيها أدلة على تعرية واسعة، وجميعها تُظهر دلالات على تغييرات قد طرأت عليها.[93] معظم الفوهات الكبيرة قد تم خرقها أو لها حواف غير مكتملة، على الرغم من حقيقة أن بعض الفوهات على تيتان لديها حواف أضخم نسبيًا من تلك الموجودة في أي مكان آخر في النظام الشمسي. هناك القليل من الأدلة على تكوين الطرس من خلال استرخاء المرونة اللزوجية القشرية، على عكس الأقمار الجليدية الكبيرة الأخرى.[93] معظم الفوهات تفتقر إلى قمم مركزية ولها أرضية ملساء، وربما يرجع ذلك إلى تأثير الاصطدام أو إلى ثوران حمم البراكين الباردة لاحقًا. إن التغييرات التي تُحدثها العمليات الجيولوجية المختلفة هي أحد أسباب الانخفاض النسبي للفوهات على تيتان. كما أن الحماية التي يوفرها الغلاف الجوي هي أيضًا تلعب دورًا. ويقدر أن الغلاف الجوي لتيتان يقلل عدد الفوهات على سطحه بنسبة الثُلثين.[99]

وقد أشارت التغطية المحدودة لتيتان بواسطة الرادار عالي الدقة التي تم اجراءها خلال 2007 (22%) إلى وجود غير موحد في توزيع الفوهات. فزانادو لديها 2-9 مرات فوهات أكثر من أي مكان آخر. ونصف تيتان القائد (المواجه لزحل) لديه كثافة أعلى بنسبة 30% من نصفه التابع (البعيد عن زحل). وهناك كثافة أقل للفوهات في مناطق الكثبان الاستوائية وفي المنطقة القطبية الشمالية (حيث البحيرات والبحار الهيدروكربونية أكثر انتشارًا).[93]

وتشير نماذج ما قبل كاسيني لمسارات وزوايا الاصطدامات إلى أنه عندما يضرب الجسم المصطدم القشرة الجليدية، تبقي كمية صغيرة من المقذوفات كماء سائل داخل الفوهة. ويمكن أن تستمر كسائل لقرون أو أكثر، وهذا كافٍ لـ"تركيب جزيئات طليعية بسيطة لأصل الحياة".[100]

البراكين الباردة والجبال[عدل المصدر]

صورة قريبة من الأشعة تحت الحمراء لتورتولا فاكولا، يُعتقد أنه بركان بارد محتمل.

تكهن العلماء لفترة طويلة أن الظروف على تيتان تشبه تلك التي كانت موجودة على الأرض في وقت مبكر من عمرها، ولكن عند درجة حرارة أقل بكثير، وقد حدد الكشف عن الأرجون-40 في غلاف تيتان الجوي في 2004 أن البراكين قد أنشأت أعمدة من "الحمم" مُكَّوَنة من الماء والأمونياك.[101] وكشفت الخرائط العالمية لتوزيع البحيرات على سطح تيتان أنه لا يوجد ما يكفي من الميثان لحساب استمرار وجوده في غلافه الجوي. وبالتالي هذا جزء هام يجب إضافته من خلال العمليات البركانية.[102]

ومع ذلك هناك قِلة من المعالم السطحية التي يمكن تفسيرها بشكل واضح على أنها براكين باردة.[103] واحدة من أوائل المعالم التي كشف عنها رصد رادار كاسيني في 2004 يُسمى جانسا ماكيولا، وهو يشبه المعالم الجغرافية التي تُسمى قبة پانكيك التي اكتشفت على الزهرة، كان يُعتقد في البداية أنها براكين باردة في الأصل، حتى قام كيرك وآخرون بدحض هذه الفرضية في الاجتماع السنوي للإتحاد الجيولوجي الأمريكي في ديسمبر 2008. وقد تبين أن هذه المعالم ليست قبة على الإطلاق، ولكن يبدو أنها نتيجة لمزيج عرضي من البقع الفاتحة والداكنة.[104][105] وفي 2004 كشف كاسيني أيضًا عن مَعلم ساطع بشكل غير عادي (سُمي "تورتولا فاكولا"، "Tortola Facula") وقد تم تفسيره على أنه قبة بركان بارد.[106] ولا توجد معالم مماثلة تم تحديدها اعتبارًا من 2010.[107] وفي ديسمبر 2008 أعلن علماء الفلك عن اكتشاف اثنين من "البقع الساطعة" من المفترض أنها قصيرة العمر إلا أنها طويلة العمر بشكل غير عادي في غلاف تيتان الجوي، والتي تبدو أنها دائمة جدًا على أن يتم تفسيرها على أنها مجرد نمط من أنماط الطقس، مما يشير إلى أنها كانت نتيجة لحلقات البراكين الباردة المستمرة.[19]

وفي مارس 2009 تم الاعلان عن أشكال تشبه تدفقات الحمم البركانية في منطقة تُسمى "هوتي آركوس" (Hotei Arcus)، والتي يبدو أن درجة سطوعها تتغير على مدى عدة أشهر، بالرغم من أن هناك العديد من الظواهر المقترحة لتفسير هذا التغير، تدفقات الحمم البركانية تم العثور عليها وهي تصل لارتفاع 200 متر (660 قدم) فوق سطح تيتان، بما يتفق مع أنها ثارت من تحت السطح.[108]

كما اكتشف كاسيني في 2006 سلسلة جبال طولها 150 كم (93 ميل) وعرضها 30 كم (19 ميل) وارتفاعها 1.5 كم (0.93 ميل)، هذه السلسلة موجودة في نصف تيتان الجنوبي ويُعتقد أنها تتكون من مواد جليدية ومغطاة بثلج الميثان، كما أن حركة الصفائح التكتونية ربما تكون تأثرت بحوض صدمي قريب، من الممكن أن تكون فتحت فجوة تدفقت المواد الجبلية عبرها إلى أعلى.[109] قبل كاسيني افترض العلماء أن معظم الطوبوجرافيا على تيتان قد تكون تضاريس صدمية، حتى الآن هذه الاكتشافات تكشف أنها مماثلة للأرض، فالجبال تكونت من خلال العمليات الجيولوجية.[110] وفي ديسمبر 2010 أعلن فريق مهمة كاسيني عن اكتشاف أكثر البراكين الباردة المحتملة أهمية حتى الآن، سُمى سوترا پاتيرا، وهو واحد من سلسلة مكونة من ثلاثة جبال على الأقل، ارتفاع كل منهم بين 1000 و1500 متر، منهم ما تعلوه فوهات كبيرة، والأرض حول أساساتهم تبدو مكسوة بتدفقات حمم متجمدة.[111]

معظم قمم تيتان الأكثر ارتفاعًا واقعة بالقرب من خط استواءه في ما يسمى "أحزمة ريدج". ويُعتقد أنها مماثلة لجبال الأرض المطوية مثل الروكي والهيمالايا، التي تكونت بواسطة تصادم وانبعاج الصفائح التكتونية، أو إلى مناطق اندساس مثل الأنديز، حيث تدفقات الحمم الباردة من صفيحة منحدرة تصعد إلى السطح. واحدة من الآليات المحتملة لتكونها هي قوة المد والجرز من زحل. لأن وشاح تيتان الجليدي أقل لزوجة من وشاح الصهارة الأرضي، ولأن صخر القاعدة الجليدي أكثر نعومة من صخر الجرانيت الأرضي، فمن غير المرجح أن تصل الجبال إلى ارتفاعات شاهقة مثل تلك الموجودة على الأرض. وفي 2016 أعلن فريق كاسيني عن ما يعتقدون أنه أعلى جبل على تيتان. يقع في سلسلة جبال ميثريم، ارتفاعه 3,337 متر.[112]

صورة ألوان زائفة ثلاثة الأبعاد من VIMS للبركان البارد المحتمل سوترا پاتيرا، مبنية على بيانات الرادار، تُظهر قمم ارتفاعها 1000 متر وفوهة عمقها 1500 متر.

إذا كان النشاط البركاني على تيتان موجود بالفعل، فإن الفرضية هي أنه مدفوع من خلال الطاقة المنبعثة من انحلال العناصر المشعة داخل الوشاح، كما هو الحال على الأرض.[19] الصهارة على الأرض مكونة من الصخور السائلة وهي أقل كثافة من القشرة الصخرية الصلبة التي تمر من خلالها عندما تثور. ولأن الجليد أقل كثافة من الماء فإن الصهارة المائية على تيتان تكون أكثر كثافة من قشرته الجليدية الصلبة. وهذا يعني أن البراكين الباردة على تيتان تتطلب قدرًا كبيرًا من الطاقة الإضافية للعمل، التي من المحتمل أنها تأتي من ثني المد والجزر من زحل المجاور.[19] ويمكن للجليد ذو الضغط المنخفض الذي يغطي طبقة سائلة من كبريتات الأمونيوم أن يطفو صعودًا، نظام غير مستقر يمكن أن يصنع أحداثًا عمودية بشكل مفاجئ. تيتان يعاد تشكيل سطحه من خلال عملية تحدث بواسطة حُبيبات الثلج و رماد كبريتات الأمونيوم، مما يساعد على إنتاج مناظر طبيعية على شكل رياح ومعالم الكثبان الرملية.[113]

في 2008 اقترح چيفري مور (عالم جيولوجيا الكواكب في مركز أميس للأبحاث) رؤية بديلة لجيولوجيا تيتان. ذاكرًا أنه لم يتم تحديد أي معالم بركانية بشكل لا لبس فيه على تيتان حتى الآن، وقد أكد أن تيتان هو عالم ميت جيولوجيًا وأن سطحه يتشكل فقط من خلال الاصطدامات النيزكية والعوامل الريحية والنهرية والإهدار الجماعي بالإضافة إلى عوامل أخرى خارجية المنشأ. ووفقًا لهذه الفرضية فالميثان لا ينبعث من البراكين ولكنه ينتشر ببطء خارجًا من باطن تيتان البارد والصلب. وجانسا ماكيولا من الممكن أن تكون فوهة صدمية متآكلة بواسطة الكثبان الداكنة في مركزها. ويمكن تفسير السلاسل الجبلية التي تم رصدها في بعض المناطق على أنها منحدرات شديدة التحلل من الفوهات الصدمية متعددة الحلقات أو نتيجة للانكماش العالمي الذي يرجع لتباطؤ التبريد في المناطق الداخلية. وحتى في هذه الحالة لا زال من الممكن أن يكون لدى تيتان محيط داخلي مُكَّون من مزيج ماء-أمونياك انصهاري درجة حرارته تبلغ 176 ك (−97 °م)، وهي منخفضة بما فيه الكفاية ليتم تفسيرها بواسطة انحلال العناصر المشعة في النواة. وقد تكون تضاريس زانادو الساطعة متحللة بشكل كبير يماثل تلك التي رُصدت على سطح كاليستو. وبما أن هناك نقص في الغلاف الجوي كاليستو كان من الممكن أن يساهم كنموذج لجيولوجيا تيتان في هذا السيناريو. چيفري مور حتى يسمي تيتان "كاليستو مع طقس".[103][114]

العديد من الجبال والتلال الأكثر بروزًا على تيتان تم تسميتها أسماء رسمية من قبل الاتحاد الفلكي الدولي. ووفقًا لمختبر الدفع النفاث "بموجب اتفاقية، الجبال على تيتان سُميت على أسماء الجبال في الأرض الوسطى، المكان الخيالي في الروايات الخيالية التي كتبها جون آر. آر. تولكين". وقد تم تسمية كوليز (Colles) -وهي مجموعات من التلال- على أسماء شخصيات من نفس أعمال تولكين.[115]

التضاريس الداكنة[عدل المصدر]

الكثبان الرملية في صحراء ناميب على الأرض (الصورة العلوية) مقارنةً مع الكثبان في منطقة بيليت على تيتان.

في الصور الأولى لسطح تيتان التي التقطتها التلسكوپات الأرضية في السنوات الأولى من القرن الحادي والعشرين، ظهرت مناطق كبيرة من التضاريس الداكنة متداخلة مع خط الاستواء.[116] قبل وصول كاسيني كان يُعتقد أن هذه المناطق هي بحار من الهيدروكربونات السائلة.[117] وقد أظهرت صور الرادار التي التقطها كاسيني أن بعض هذه المناطق هي سهول واسعة مغطاة بكثبان طولية يصل ارتفاعها إلى 330 قدم (100 م).[118] وعرضها كيلومتر تقريبًا وطولها من عشرات إلى مئات الكيلومترات.[119] الكثبان من هذا النوع عادةً ما تتراصف مع متوسط اتجاه الرياح. في حالة تيتان تتجمع الرياح الإقليمية الثابتة (نحو الشرق) مع رياح المد والجزر المتغيرة (تُقدر بـ0.5 متر في الثانية).[120] الرياح المَدّية هي نتيجة لقوة المد والجزر من زحل على غلاف تيتان الجوي، والتي هي أقوى بـ400 مرة من قوة المد والجزر من القمر على الأرض وتتجه إلى دفع الرياح نحو خط الاستواء. ونمط الرياح هذا، نظريًا، يدفع المواد الحُبيبية على السطح لبناء تدريجي في الكثبان المتوازية الطويلة المتراصفة من الغرب إلى الشرق. هذه الكثبان تتكسر حول الجبال حيث يتغير اتجاه الرياح.

كان يُفترض في البداية أن الكثبان الطولية (أو الخطية) تتشكل بواسطة الرياح المتغيرة المعتدلة التي تذهب في اتجاه واحد متوسط أو إلى اتجاه بديل بين اتجاهين مختلفين. ويشير الرصد اللاحق إلى أن الكثبان تشير إلى الشرق رغم أن المحاكاة المناخية تُظهر أن الرياح السطحية لتيتان تهب باتجاه الغرب عند أقل من متر واحد في الثانية، فهي ليست قوية بما فيه الكفاية لرفع ونقل المواد السطحية. وتشير محاكاة الكمبيوتر الحديثة إلى أن الكثبان ربما تكون نتيجة لرياح عاصفة نادرة تحدث مرة واحدة فقط كل خمسة عشر سنة عندما يكون تيتان في الاعتدال.[121] هذه العواصف ينتج عنها جيوب هوائية، وهي تتدفق نحو الشرق عند ارتفاع 10 أمتار في الثانية عندما تصل إلى السطح.

"الرمال" على تيتان من المحتمل أنها لا تتركب من الحبيبات الصغيرة من السيليكات مثل الرمال على الأرض.[122] ولكن بالأحرى ربما تكون قد تكونت عندما هطل الميثان السائل وحت صغر القاعدة الجليدي، ربما على هيئة فيضانات مفاجئة. ومن الممكن بدلًا من ذلك أن الرمال جاءت من مواد عضوية صلبة أنتجتها تفاعلات كيميائية ضوئية في غلاف تيتان الجوي.[118][120][123] وكشفت الدراسات التي أُجريت على تركيب الكثبان في مايو 2008 عن أنها لديها مياه أقل من بقية تيتان، وبالتالي هي على الأرجح مأخوذة من السخام العضوي مثل المبلمرات الهيدروكربونية التي تتجمع معًا بعد أن تمطر على السطح.[124] وتشير الحسابات إلى أن الرمال على تيتان لها ثلث كثافة الرمال الأرضية.[125] إن الكثافة المنخفضة بالاشتراك مع جفاف تيتان ربما تجعل الحبيبات تتجمع معًا بسبب تراكم الكهرباء الساكنة. و"الالتصاق" قد يجعل من الصعب على النسيم المعتدل العام القريب من السطح أن ينقل الكثبان على الرغم من رياح أكثر قوة من العواصف الموسمية قد لا تزال تدفعها نحو الشرق.[126]

الرصد والاستكشاف[عدل المصدر]

رؤية ڤوياجر 1 للغبش على طرف تيتان (1980).

تيتان ليس مرئيًا أبدًا للعين المجردة، ولكن يمكن رصده من خلال التلسكوپات الصغيرة أو المناظير القوية. الرصد من قبل الهواة صعب بسبب قرب تيتان من عالم زحل المتألق ونظامه الحلقي؛ ويمكن تحسين المشاهدة كثيرًا عن طريق تغطية العدسة العينية باستخدام شريط حاجب من أجل حجب الكوكب الساطع.[127] تيتان لديه قدر ظاهري +8.2،[3] وقدر معاكس متوسط 8.4[128] وهذا بالمقارنة مع +4.6[128] للقمر ذو الحجم المماثل جانيميد، في نظام چوڤيان.

كان رصد تيتان قبل عصر الفضاء محدودًا. في 1907 رصد الفلكي الإسپاني چوزيپ كوماس آي سولا سواد أطراف تيتان، أول دليل على أن هذا الجسم لديه غلاف جوي. وفي 1944 استخدم جيرارد كايپر تقنية مطيافية للكشف عن الغلاف الجوي الميثاني.[129]

دراسات إشارة الراديو لطيران كاسيني المنخفض (مفهوم فنان).

كان أول مسبار يزور نظام زحل هو پيونير 11 في 1979، والذي كشف أن تيتان ربما يكون باردًا جدًا لدعم الحياة.[130] والتقط صورًا لتيتان، متضمنة تيتان وزحل معًا من منتصف إلى أواخر 1979.[131] وسرعان ما تجاوزت الجودة بواسطة الڤوياجرين الاثنين.

كاسيني-هويجنز[عدل المصدر]

هبوط هويجنز[عدل المصدر]

المهام المقترحة أو المفاهيمية[عدل المصدر]

الحياة وظروف ما قبل الحيوي[عدل المصدر]

تكوين الجزيئات المعقدة[عدل المصدر]

امكانية السكن تحت السطح[عدل المصدر]

الميثان والحياة على السطح[عدل المصدر]

العقبات[عدل المصدر]

فرضية التبذر الشامل[عدل المصدر]

الظروف المستقبلية[عدل المصدر]

انظر أيضًا[عدل المصدر]

مراجع[عدل المصدر]

  1. ^ أ ب ت ث Jacobson، R. A.؛ Antreasian، P. G.؛ Bordi، J. J.؛ Criddle، K. E.؛ Ionasescu، R.؛ Jones، J. B.؛ Mackenzie، R. A.؛ Meek، M. C.؛ Parcher، D.؛ Pelletier، F. J.؛ Owen, Jr.، W. M.؛ Roth، D. C.؛ Roundhill، I. M.؛ Stauch، J. R. (December 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". The Astronomical Journal. 132 (6): 2520–2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. doi:10.1086/508812. 
  2. ^ Williams، D. R. (February 22, 2011). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2015-04-22. 
  3. ^ أ ب "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. اطلع عليه بتاريخ 2010-06-28. 
  4. ^ أ ب Niemann، H. B.؛ وآخرون. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. 
  5. ^ أ ب اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Coustenis155
  6. ^ "Lifting Titan's Veil" (PDF). Cambridge. تمت أرشفته من الأصل (PDF) في 2005-02-22. 
  7. ^ "Titan". Astronomy Picture of the Day. NASA. تمت أرشفته من الأصل في 2005-03-27. 
  8. ^ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". European Space Agency. September 4, 2008. اطلع عليه بتاريخ 2009-04-18. 
  9. ^ قالب:Cite APOD
  10. ^ Cassini، G. D. (1673). "A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French". Philosophical Transactions. 8 (1673): 5178–5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003. 
  11. ^ Lassell (November 12, 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. doi:10.1093/mnras/8.3.42. اطلع عليه بتاريخ 2005-03-29. 
  12. ^ Herschel، Sir John F. W. (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope : being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. London: Smith, Elder & Co. صفحة 415. 
  13. ^ "EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". اطلع عليه بتاريخ 2009-10-22. 
  14. ^ Unless otherwise specified: "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-19. 
  15. ^ Bevilacqua، R.؛ Menchi، O.؛ Milani، A.؛ Nobili، A. M.؛ Farinella، P. (1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423. 
  16. ^ أ ب Arnett، Bill (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. تمت أرشفته من الأصل في 2005-11-21. اطلع عليه بتاريخ 2005-04-10. 
  17. ^ Lunine، J. (March 21, 2005). "Comparing the Triad of Great Moons". Astrobiology Magazine. اطلع عليه بتاريخ 2006-07-20. 
  18. ^ Tobie، G.؛ Grasset، Olivier؛ Lunine، Jonathan I.؛ Mocquet، Antoine؛ Sotin، Christophe (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus. 175 (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. 
  19. ^ أ ب ت ث Longstaff، Alan (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19. 
  20. ^ "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. June 1, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2010-03-25. 
  21. ^ Shiga، David (March 20, 2008). "Titan's changing spin hints at hidden ocean". New Scientist. 
  22. ^ Iess، L.؛ Jacobson، R. A.؛ Ducci، M.؛ Stevenson، D. J.؛ Lunine، J. I.؛ Armstrong، J. W.؛ Asmar، S. W.؛ Racioppa، P.؛ Rappaport، N. J.؛ Tortora، P. (2012). "The Tides of Titan". Science. 337 (6093): 457–9. Bibcode:2012Sci...337..457I. doi:10.1126/science.1219631. PMID 22745254. 
  23. ^ Zebker، H. A.؛ Stiles، B.؛ Hensley، S.؛ Lorenz، R.؛ Kirk، R. L.؛ Lunine، J. (2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan". Science. 324 (5929): 921–3. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551. 
  24. ^ أ ب Hemingway، D.؛ Nimmo، F.؛ Zebker، H.؛ Iess، L. (2013). "A rigid and weathered ice shell on Titan". Nature. 500 (7464): 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. doi:10.1038/nature12400. PMID 23985871. 
  25. ^ أ ب "Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell". JPL. 
  26. ^ "Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". Space Daily. 2012. اطلع عليه بتاريخ 2012-10-19. 
  27. ^ Dyches، Preston؛ Clavin، Whitney (June 23, 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn" (Press release). مختبر الدفع النفاث. اطلع عليه بتاريخ June 28, 2014. 
  28. ^ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & مختبر الدفع النفاث. تمت أرشفته من الأصل في 2005-12-02. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-08. 
  29. ^ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. March 11, 2005. تمت أرشفته من الأصل في 2007-07-17. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-24. 
  30. ^ Coustenis, p. 130
  31. ^ Zubrin، Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. صفحات 163–166. ISBN 1-58542-036-0. 
  32. ^ Turtle، Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Smithsonian. اطلع عليه بتاريخ 2009-04-18. 
  33. ^ Schröder، S. E.؛ Tomasko، M. G.؛ Keller، H. U. (August 2005). "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S. 
  34. ^ de Selding، Petre (January 21, 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. اطلع عليه بتاريخ 2005-03-28. 
  35. ^ أ ب Waite، J. H.؛ Cravens، T. E.؛ Coates، A. J.؛ Crary، F. J.؛ Magee، B.؛ Westlake، J. (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Science. 316 (5826): 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166. 
  36. ^ Courtland، Rachel (September 11, 2008). "Saturn magnetises its moon Titan". New Scientist. 
  37. ^ Coustenis، A. (2005). "Formation and evolution of Titan's atmosphere". Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. 
  38. ^ "NASA Titan – Surface". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2013-02-14. 
  39. ^ Mitri، G. (2007). "Hydrocarbon lakes on Titan" (PDF). اطلع عليه بتاريخ 2013-02-14. 
  40. ^ Atreyaa، Sushil K.؛ Adamsa، Elena Y.؛ Niemann، Hasso B.؛ Demick-Montelar, Jaime E. a؛ Owen, Tobias C.؛ Fulchignoni, Marcello؛ Ferri, Francesca؛ Wilson, Eric H. (2006). "Titan's methane cycle". Planetary and Space Science. 54 (12): 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. 
  41. ^ Stofan، E. R.؛ Elachi, C.؛ Lunine, J. I.؛ Lorenz, R. D.؛ Stiles, B.؛ Mitchell, K. L.؛ Ostro, S.؛ Soderblom, L.؛ وآخرون. (2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (7123): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. 
  42. ^ Tobie، Gabriel؛ Lunine، Jonathan؛ Sotin، Cristophe (2006). "Episodic outgassing as the origin of تجاوز دورة الميثان on Titan". Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489. 
  43. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع PhysOrg-20130403
  44. ^ López-Puertas، Manuel (June 6, 2013). "PAH's in Titan's Upper Atmosphere". المجلس الأعلى للبحوث العلمية (إسبانيا). اطلع عليه بتاريخ 2013-06-06. 
  45. ^ Brown، Dwayne؛ Neal-Jones، Nancy؛ Zubritsky، Elizabeth؛ Cook، Jia-Rui (September 30, 2013). "NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space". ناسا. اطلع عليه بتاريخ 2013-12-02. 
  46. ^ Dyches، Preston؛ Zubritsky، Elizabeth (October 24, 2014). "NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere". ناسا. اطلع عليه بتاريخ October 31, 2014. 
  47. ^ Zubritsky، Elizabeth؛ Dyches، Preston (October 24, 2014). "NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan". ناسا. اطلع عليه بتاريخ October 31, 2014. 
  48. ^ Cottini، V.؛ Nixon، C.A.؛ Jennings، D.E.؛ Anderson، C.M.؛ Gorius، N.؛ Bjoraker، G.L.؛ Coustenis، A.؛ Teanby، N.A.؛ وآخرون. (2012). "Water vapor in Titan's stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra". Icarus. 220 (2): 855–862. Bibcode:2012Icar..220..855C. doi:10.1016/j.icarus.2012.06.014. ISSN 0019-1035. 
  49. ^ "Titan: A World Much Like Earth". Space.com. August 6, 2009. اطلع عليه بتاريخ 2012-04-02. 
  50. ^ Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does.
  51. ^ "Titan Has More Oil Than Earth". February 13, 2008. اطلع عليه بتاريخ 2008-02-13. 
  52. ^ McKay، C.P.؛ Pollack، J. B.؛ Courtin، R. (1991). "The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan". Science. 253 (5024): 1118–1121. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492. 
  53. ^ Dyches، Preston (August 12, 2014). "Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea". ناسا. اطلع عليه بتاريخ August 13, 2014. 
  54. ^ Lakdawalla، Emily (January 21, 2004). "Titan: Arizona in an Icebox?". The Planetary Society. تمت أرشفته من الأصل في 2010-02-12. اطلع عليه بتاريخ 2005-03-28. 
  55. ^ Emily L.، Schaller؛ Brouwn، Michael E.؛ Roe، Henry G.؛ Bouchez، Antonin H. (2006). "A large cloud outburst at Titan's south pole" (PDF). Icarus. 182 (1): 224–229. Bibcode:2006Icar..182..224S. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-23. 
  56. ^ "The Way the Wind Blows on Titan". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-02. 
  57. ^ Shiga، David (2006). "Huge ethane cloud discovered on Titan". New Scientist. 313: 1620. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-07. 
  58. ^ Mahaffy، Paul R. (May 13, 2005). "Intensive Titan Exploration Begins". Science. 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870. 
  59. ^ أ ب ت ث Chu، Jennifer (July 2012). "River networks on Titan point to a puzzling geologic history". MIT Research. اطلع عليه بتاريخ 2012-07-24. 
  60. ^ Tariq، Taimoor (March 12, 2012). "Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail". News Pakistan. اطلع عليه بتاريخ 2012-03-12. 
  61. ^ Moore، J. M.؛ Pappalardo، R. T. (2011). "Titan: An exogenic world?". Icarus. 212 (2): 790–806. Bibcode:2011Icar..212..790M. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.019. 
  62. ^ Battersby، Stephen (October 29, 2004). "Titan's complex and strange world revealed". نيو ساينتست. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-31. 
  63. ^ "Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-31. 
  64. ^ Lorenz، R. D.؛ وآخرون. (2007). "Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 38: 1329. Bibcode:2007LPI....38.1329L. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-27. 
  65. ^ "Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land". Science Daily. July 23, 2006. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-27. 
  66. ^ Barnes، Jason W.؛ Brown، Robert H.؛ Soderblom، Laurence؛ Buratti، Bonnie J.؛ Sotin، Christophe؛ Rodriguez، Sebastien؛ Le Mouèlic، Stephane؛ Baines، Kevin H.؛ وآخرون. (2006). "Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS" (PDF). Icarus. 186 (1): 242–258. Bibcode:2007Icar..186..242B. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. تمت أرشفته من الأصل (PDF) في 2011-07-25. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-27. 
  67. ^ Klotz، Irene (28 April 2016). "One of Titan". Discovery News. Space.com. اطلع عليه بتاريخ 2016-05-01. 
  68. ^ Le Gall، A.؛ Malaska، M. J.؛ وآخرون. (25 February 2016). "Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission". Journal of Geophysical Research. 121: 233–251. Bibcode:2016JGRE..121..233L. doi:10.1002/2015JE004920. اطلع عليه بتاريخ 2016-05-01. 
  69. ^ Dermott، S. F.؛ Sagan، C. (1995). "Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan". Nature. 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995Natur.374..238D. doi:10.1038/374238a0. PMID 7885443. 
  70. ^ Bortman، Henry (November 2, 2004). "Titan: Where's the Wet Stuff?". Astrobiology Magazine. تمت أرشفته من الأصل في 2006-11-03. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-28. 
  71. ^ Lakdawalla، Emily (June 28, 2005). "Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?". The Planetary Society. تمت أرشفته من الأصل في 2011-06-05. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-14. 
  72. ^ أ ب "NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon". NASA. 2008. اطلع عليه بتاريخ 2009-12-20. 
  73. ^ "NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan" (Press release). Jet Propulsion Laboratory. September 16, 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-14. 
  74. ^ "PIA08630: Lakes on Titan". Planetary Photojournal. NASA/JPL. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-14. 
  75. ^ أ ب ت Stofan، E. R.؛ Elachi، C.؛ Lunine، J. I.؛ Lorenz، R. D.؛ Stiles، B.؛ Mitchell، K. L.؛ Ostro، S.؛ Soderblom، L.؛ وآخرون. (2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. 
  76. ^ "Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature". NASA/JPL. January 3, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-08. 
  77. ^ Hecht، Jeff (July 11, 2011). "Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape". New Scientist. اطلع عليه بتاريخ 2011-07-25. 
  78. ^ Jet Propulsion Laboratory (2012). "Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan" (Press release). SpaceRef. اطلع عليه بتاريخ 2014-03-02. 
  79. ^ Hadhazy، Adam (2008). "Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan". Scientific American. اطلع عليه بتاريخ 2008-07-30. 
  80. ^ Grossman، Lisa (August 21, 2009). "Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'". New Scientist. اطلع عليه بتاريخ 2009-11-25. 
  81. ^ Wye، L. C.؛ Zebker، H. A.؛ Lorenz، R. D. (2009). "Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data". Geophysical Research Letters. 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029/2009GL039588. 
  82. ^ Cook، J.-R. C. (December 17, 2009). "Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan". Cassini mission page. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2009-12-18. 
  83. ^ Lakdawalla، Emily (December 17, 2009). "Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake". The Planetary Society Blog. Planetary Society. اطلع عليه بتاريخ 2009-12-17. 
  84. ^ أ ب ت Wall، Mike (December 17, 2010). "Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free". Space.Com web site. اطلع عليه بتاريخ 2010-12-19. 
  85. ^ Crockett، Christopher (2014-11-17). "Cassini maps depths of Titan's seas". ScienceNews. اطلع عليه بتاريخ 2014-11-18. 
  86. ^ Valerio Poggiali, Marco Mastrogiuseppe, Alexander G. Hayes, Roberto Seu, Samuel P. D. Birch, Ralph Lorenz, Cyril Grima, Jason D. Hofgartner, "Liquid-filled Canyons on Titan", 9 August 2016, http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL069679/abstract
  87. ^ أ ب Perkins، Sid (June 28, 2012). "Tides turn on Titan". Nature. اطلع عليه بتاريخ 2012-06-29. 
  88. ^ Puiu، Tibi (June 29, 2012). "Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water". zmescience.com web site. اطلع عليه بتاريخ 2012-06-29. 
  89. ^ Dyches، Preston؛ Brown، Dwayne (July 2, 2014). "Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea". ناسا. اطلع عليه بتاريخ July 2, 2014. 
  90. ^ Mitri، Giuseppe؛ Meriggiola، Rachele؛ Hayes، Alex؛ Lefevree، Axel؛ Tobie، Gabriel؛ Genovad، Antonio؛ Lunine، Jonathan I.؛ Zebker، Howard (2014). "Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan". Icarus. 236: 169–177. Bibcode:2014Icar..236..169M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018. 
  91. ^ Dyches، Preston؛ Mousis، Olivier؛ Altobelli، Nicolas (September 3, 2014). "Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall". ناسا. اطلع عليه بتاريخ September 4, 2014. 
  92. ^ "Cassini Finds Flooded Canyons on Titan". NASA. 2016. اطلع عليه بتاريخ 2016-08-12. 
  93. ^ أ ب ت ث Wood، C. A.؛ Lorenz، R.؛ Kirk، R.؛ Lopes، R.؛ Mitchell، K.؛ Stofan، E.؛ The Cassini RADAR Team (September 6, 2009). "Impact craters on Titan". Icarus. إلزيفير. 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. 
  94. ^ "PIA07365: Circus Maximus". Planetary Photojournal. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2006-05-04. 
  95. ^ "PIA08737: Crater Studies on Titan". Planetary Photojournal. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-15. 
  96. ^ "PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu". Planetary Photojournal. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-26. 
  97. ^ "PIA08429: Impact Craters on Xanadu". Planetary Photojournal. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-26. 
  98. ^ Lucas؛ وآخرون. (2014). "Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data". Journal of Geophys. Research. 119: 2149–2166. doi:10.1002/2013JE004584. 
  99. ^ Ivanov، B. A.؛ Basilevsky، A. T.؛ Neukum، G. (1997). "Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan". Planetary and Space Science. 45 (8): 993–1007. Bibcode:1997P&SS...45..993I. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5. 
  100. ^ Artemieva، Natalia؛ Lunine، Jonathan (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. 
  101. ^ Owen، Tobias (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature. 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022. 
  102. ^ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). "Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes". Space Science Institute, Boulder, Colorado. اطلع عليه بتاريخ 2009-01-29. 
  103. ^ أ ب Moore، J.M.؛ Pappalardo، R.T. (2008). "Titan: Callisto With Weather?". American Geophysical Union, Fall Meeting 2008. 11: 6. Bibcode:2008AGUFM.P11D..06M. 
  104. ^ Neish، C.D.؛ Lorenz، R.D.؛ O'Brien، D.P. (2005). "Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications". Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur. تمت أرشفته من الأصل في August 14, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-27. 
  105. ^ Lakdawalla، Emily (2008). "Genesa Macula Isn't A Dome". The Planetary Society. اطلع عليه بتاريخ 2009-01-30. 
  106. ^ Sotin، C.؛ Jaumann، R.؛ Buratti، B.؛ Brown، R.؛ Clark، R.؛ Soderblom، L.؛ Baines، K.؛ Bellucci، G.؛ Bibring، J.؛ Capaccioni، F.؛ Cerroni، P.؛ Combes، M.؛ Coradini، A.؛ Cruikshank، D. P.؛ Drossart، P.؛ Formisano، V.؛ Langevin، Y.؛ Matson، D. L.؛ McCord، T. B.؛ Nelson، R. M.؛ Nicholson، P. D.؛ Sicardy، B.؛ Lemouelic، S.؛ Rodriguez، S.؛ Stephan، K.؛ Scholz، C. K. (2005). "Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan". Nature. 435 (7043): 786–789. Bibcode:2005Natur.435..786S. doi:10.1038/nature03596. PMID 15944697. 
  107. ^ LeCorre، L.؛ LeMouélic، S.؛ Sotin، C. (2008). "Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIX. 
  108. ^ Shiga، David (March 28, 2009). "Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes". NewScientist. 
  109. ^ "Mountain range spotted on Titan". BBC News. December 12, 2006. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-06. 
  110. ^ "Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon". Newswise. اطلع عليه بتاريخ 2008-07-02. 
  111. ^ Lovett، Richard A. (2010). "Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?". National Geographic. اطلع عليه بتاريخ 2010-12-19. 
  112. ^ "Cassini Spies Titan's Tallest Peaks". NASA. 2016. اطلع عليه بتاريخ 2016-08-12. 
  113. ^ Fortes، A. D.؛ Grindroda، P.M.؛ Tricketta، S. K.؛ Vočadloa، L. (May 2007). "Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism". Icarus. 188 (1): 139–153. Bibcode:2007Icar..188..139F. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.002. 
  114. ^ Lakdawalla، Emily (December 17, 2008). "AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?". The Planetary Society. اطلع عليه بتاريخ 2010-10-11. 
  115. ^ Mountains of Titan Map – 2016 Update، مختبر الدفع النفاث، 23 March 2016، اطلع عليه بتاريخ 31 October 2016 
  116. ^ Roe، H. G. (2004). "A new 1.6-micron map of Titan's surface". Geophys. Res. Lett. 31 (17): L17S03. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. doi:10.1029/2004GL019871. 
  117. ^ Lorenz، R. (2003). "The Glitter of Distant Seas". Science. 302 (5644): 403–404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 14526089. 
  118. ^ أ ب Goudarzi، Sara (May 4, 2006). "Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan". SPACE.com. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-06. 
  119. ^ Lorenz، R. D. (July 30, 2010). "Winds of Change on Titan". Science. 329 (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci...329..519L. doi:10.1126/science.1192840. PMID 20671175. 
  120. ^ أ ب Lorenz، RD؛ Wall، S؛ Radebaugh، J؛ Boubin، G؛ Reffet، E؛ Janssen، M؛ Stofan، E؛ Lopes، R؛ وآخرون. (2006). "The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes". Science. 312 (5774): 724–727. Bibcode:2006Sci...312..724L. doi:10.1126/science.1123257. PMID 16675695. 
  121. ^ "Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction". Spaceref. 2015. اطلع عليه بتاريخ 2015-04-19. 
  122. ^ "Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes". JPL, NASA. 
  123. ^ Lancaster، N. (2006). "Linear Dunes on Titan". Science. 312 (5774): 702–703. doi:10.1126/science.1126292. PMID 16675686. 
  124. ^ "Titan's Smoggy Sand Grains". JPL, NASA. 2008. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-06. 
  125. ^ "Dunes on Titan need firm winds to move". Spaceref. 2015. اطلع عليه بتاريخ 2015-04-23. 
  126. ^ "Electrified sand could explain Titan's backward dunes". New Scientist: 18. 1 April 2017. 
  127. ^ Benton، Julius L. Jr. (2005). Saturn and How to Observe It. London: Springer. صفحات 141–146. ISBN 978-1-84628-045-0. 
  128. ^ أ ب "Planetary Satellite Physical Parameters". مختبر الدفع النفاث (Solar System Dynamics). April 3, 2009. اطلع عليه بتاريخ 2010-06-29. 
  129. ^ Kuiper، G. P. (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal. 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679. 
  130. ^ "The Pioneer Missions". Pioneer Project. NASA, Jet Propulsion Laboratory. March 26, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-19. 
  131. ^ "Pioneer XI". Photo Index. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-19. 

ببليوجرافيا[عدل المصدر]

قراءة إضافية[عدل المصدر]

وصلات خارجية[عدل المصدر]