Titan (měsíc)

Titan
Titan
Titan
Identifikátory
Typměsíc
OznačeníSaturn VI
Objeveno
Datum25. března 1655
ObjevitelChristiaan Huygens
Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa1 221 870 km
0,008 168 au
Výstřednost0,028 880
Periapsida1 186 680 km
Apoapsida1 257 060 km
Orbitální rychlost 
- průměrná15,945 42 km/s
Sklon dráhy 
- ke slunečnímu rovníku0,348 54°
Mateřská hvězdaSaturn
Fyzikální charakteristiky
Polární průměr5152 ± 4 km
(0,404 Země)
Povrch8,3×107 km²
Objem7,6×1010 km³
(0,066 Země)
Hmotnost(1,345 2 ± 0,000 2)×1023 kg
Průměrná hustota1,879 8 ± 0,004 4 g/cm³
Gravitace na rovníku1,35 m/s²
(0,138 G)
Úniková rychlost2,639 km/s
Perioda rotace15,945 dní d
Sklon rotační osy0°
Albedo0,22
Povrchová teplota 
- průměrná93 K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak146,7 kPa
Složení atmosféry98,4 % dusík
1,4 % metan
0,2 % vodík

Titan (Saturn VI) je největší ze 145 do května 2023 objevených měsíců planety Saturn[1]. Je jediným měsícem sluneční soustavy, u něhož byla objevena silná atmosféra, a kromě Země je jediným objektem ve vesmíru, u něhož byla s jistotou ověřena přítomnost stálých kapalných struktur na jeho povrchu.

Titan je o 50 % větší a 80 % hmotnější než zemský Měsíc. Po Ganymedu je druhý největší měsíc v celé planetární soustavě. Je o něco větší než nejmenší planeta sluneční soustavy Merkur, dosahuje však jen 40 % jeho hmotnosti. Objevil jej nizozemský fyzik a astronom Christiaan Huygens v roce 1655. Byl to první objevený měsíc Saturnu a šestá objevená oběžnice planety vůbec, hned po Měsíci a čtyřech Galileových měsících obíhajících Jupiter. Titan je v pořadí od Saturnu šestý nejbližší měsíc, který je elipsoidního tvaru (vlivem své velké hmotnosti). Planetu obíhá ve vzdálenosti 20 poloměrů Saturnu (cca 1 200 000 km) a z jeho povrchu by mateřská planeta byla na noční obloze 11krát větší než Měsíc při pohledu ze Země, zabírala by úhel 5,09 stupně. Pojmenován byl po Titánech, dětech Úrana, boha nebes, a Gaie, bohyně Země.

Titan se převážně skládá z kamenného materiálu a vodního ledu. Před vesmírnými lety se o povrchu Titanu vědělo velmi málo, a to podobně jako u Venuše kvůli husté neprůhledné atmosféře. Podrobnější informace získala až sonda Cassini-Huygens, která k Saturnu dorazila na konci roku 2004 za účelem studie jeho atmosféry a satelitů a která mimo jiné objevila v oblasti Titanových pólů jezera kapalných uhlovodíků. Povrch měsíce je geologicky mladý a hladký, nalezeno bylo jen několik impaktních kráterů, pohoří a kryovulkánů.

Hlavní složkou atmosféry Titanu je dusík, minoritními složkami jsou methan a ethan, které v atmosféře vytváří oblačnost, a další organické sloučeniny, z nichž se v atmosféře vytváří dusíkem obohacený organický smog. Podnebí, jež zahrnuje i větrnost a kapalné srážky, vytváří na povrchu měsíce útvary podobné pozemským – duny, řeky, jezera, moře (z kapalného methanu) a delty, a vykazuje sezónní změny podobně jako na Zemi. Methan se na Titanu nachází pod povrchem i na povrchu v kapalné fázi, odtud se vypařuje do dusíkové atmosféry a ve formě srážek dopadá zpět na povrch – tento methanový cyklus se velmi podobá koloběhu vody na Zemi, probíhá však za výrazně nižších teplot okolo 94 K (−179,2 °C).

Vzhledem k přítomnosti atmosféry a organického materiálu jsou vytvářeny různé teorie zabývající se možností existence života na Titanu. Podmínky na povrchu jsou obdobné těm, jaké panovaly na pravěké Zemi při vzniku života. Existují zde však značné překážky. Na povrch dopadá jen velmi málo slunečního světla, panují zde trvale teploty hluboko pod bodem mrazu. Voda se na povrchu vyskytuje jen v pevném skupenství. Organismy na Titanu by však mohly využívat místo vody kapalné uhlovodíky, např. methan nebo ethan. Přesvědčivé důkazy o (ne)existenci života zatím chybí.

Titan byl zkoumán v rámci několika vesmírných misí. První snímky pořídila při průletu sonda Pioneer 11 roku 1979. První výzkumnou sondou se stal Voyager 1, jehož trajektorie byla, z rozhodnutí vědců, v roce 1980 cíleně změněna, aby mohl kolem Titanu provést těsný průlet a provést první měření. O rok později několik snímků pořídil i jeho následovník Voyager 2 na své cestě k Uranu a Neptunu. Nejrozsáhlejší výzkum provedla již zmíněná sonda Cassini-Huygens, která v oblasti Saturnu operovala mezi lety 2004 a 2017. Celkem 127krát proletěla kolem Titanu a roku 2005 vypustila do atmosféry přistávací modul Huygens, který úspěšně přistál na povrchu měsíce a pořídil několik fotografií z povrchu.

Historie objevu

Objevitel Titanu Christiaan Huygens

Měsíc Titan byl objeven 25. března 1655 nizozemským astronomem a fyzikem Christiaanem Huygensem.[2][3][p 1] Ten se inspiroval Galileovými objevy čtyř největších Jupiterových měsíců a inovacemi v oblasti technologie teleskopů. Společně s bratrem Constantinem Huygensem začali okolo roku 1650 stavět vlastní teleskopy a s jedním z nich následně Christiaan poprvé pozoroval planetu Saturn a objevil měsíc Titan,[5] teprve šestou oběžnici planety ve sluneční soustavě vůbec.

Huygens objevené těleso nazval Luna Saturni (nebo Saturni Luna, což znamená latinsky Saturnův měsíc) a svůj objev publikoval ještě roku 1655 ve spisu De Saturni Luna Observatio Nova.[p 2] Poté, co Giovanni Domenico Cassini publikoval své objevy čtyř dalších Saturnových měsíců mezi lety 1673 a 1686, začaly být astronomy tyto Cassiniho měsíce a Titan označovány číselně Saturn I až V (Titan nesl tehdy označení IV). Jiným přídomkem pro Titan bylo označení „obyčejný satelit Saturnu“.[6] Po objevech dalších měsíců roku 1789 bylo Titanu oficiálně přiděleno stálé označení Saturn VI, aby se vyřešily nejasnosti ve značení, kdy byl měsíc označován čísly II, IV i VI najednou. Přesto byly po této domluvě nalezeny další bližší měsíce.

Jméno Titan měsíci udělil John Herschel, anglický astronom a syn Williama Herschela, objevitele měsíců Mimas a Enceladus, ve své publikaci Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope [p 3] z roku 1847.[7][8] V této práci navrhl názvy pro všech sedm tehdy známých měsíců Saturnu, které pojmenoval po mytických Titánech, bratrech a sestrách Krona, což je řecký ekvivalent boha Saturna. Titánové byli potomky bohyně země Gaii a boha nebes Úrana a vládli na Zemi během zlatého věku.

Oběžná dráha a rotace

Oběžná dráha Titanu (vyznačena červeně) společně s drahami dalších oběžnic. Vnější měsíce jsou po řadě (zvnějšku dovnitř) Iapetus a Hyperion, vnitřní jsou Rhea, Dione, Tethys, Enceladus a Mimas

Titan oběhne planetu Saturn jednou za 15 pozemských dní a 22 hodin. Velká poloosa jeho oběžné dráhy má 1 221 870 km, což Titan staví na 22. místo mezi všemi dosud objevenými[p 4] měsíci (počítáno směrem od Saturnu) a na 6. místo mezi velkými měsíci, které vlivem své hmotnosti dosáhly elipsoidního tvaru. Podobně jako Měsíc a ostatní satelity velkých planet obíhá ve vázané rotaci, což znamená, že jeho rotační perioda je shodná s dobou oběhu, a tak je k Saturnu přikloněn stále stejnou stranou. Z toho důvodu je na jedné polokouli Titanu Saturn viditelný neustále, a dokonce se zde nachází místo, odkud ho lze stále pozorovat přímo v zenitu, zatímco na opačné ho nelze spatřit vůbec. Zeměpisné délky jsou počítány západně od poledníku, který prochází tímto místem.[9] Excentricita oběžné dráhy je 0,0288 a rovina oběhu je nakloněna k rovině Saturnova rovníku o 0,348 stupně.[10] Při pohledu ze Země se Titan na obloze zobrazuje jako kotouček o průměru 0,8 úhlových vteřin, který je od Saturnu vzdálen až 3' 14,29''.[p 5]

Malý nepravidelný měsíc Hyperion se nachází s Titanem v dráhové rezonanci 3:4. „Pomalý a hladký“ vznik a vývoj této rezonanční struktury, kdy by Hyperion migroval z chaotické oběžné dráhy, je považován podle modelů za nepravděpodobný. Hyperion se spíše zformoval na stabilní oběžné dráze, zatímco velký Titan přitahoval nebo naopak vystřeloval tělesa, která se k němu přiblížila.[11]

Vnitřní stavba

Porovnání velikosti Titanu (vlevo dole), Země a zemského Měsíce
Vnitřní stavba Titanu

Titan je největší měsíc planety Saturn a druhý největší v celé sluneční soustavě. Měří v průměru 5 151 km, což je 1,06krát rozměr planety Merkur, 1,48krát rozměr Měsíce a 0,40krát rozměr Země.[12] Oproti ostatním satelitům Saturnovy rodiny je bezkonkurenčně nejmohutnější, druhá nejtěžší Rhea je skoro 60krát lehčí.[13] Do roku 1980 byl Titan považován za největší měsíc sluneční soustavy – dokonce byl mylně považován za větší než Ganymed, jehož průměr je 5 626 km. Tato chyba byla způsobena velmi vysokou a hustou atmosférou, kvůli níž se při pozorování ze Země jevil Titan větší.[14] Na pravou míru to uvedla sonda Voyager 1, když v uvedeném roce kolem Titanu prolétla.[15]

Rozměry a hmotnost Titanu jsou srovnatelné s Jupiterovými měsíci Ganymed a Callisto.[16] Přestože je o něco větší než Merkur, nižší hustota 1,88 g/cm3 způsobuje, že dosahuje pouze 40 % hmotnosti Merkuru. Relativně nízká hustota způsobuje, že i přes velké rozměry je gravitační zrychlení u povrchu spíše malé. Ačkoliv je Titan přibližně dvojnásobně hmotný oproti Měsíci, gravitační zrychlení je zde o něco menší.[13] Ze získané hodnoty hustoty se usuzuje, že se Titan skládá napůl z vodního ledu a napůl z kamenného materiálu. Přestože toto složení celkem odpovídá měsícům Dione a Enceladus, kvůli gravitační kompresi je hustota Titanu o něco vyšší. Poměr hmotnosti Titanu ku hmotnosti Saturnu[p 6] je největší mezi plynnými obry s hodnotou 1:4226. Podobně relativní rozměr Titanu vůči rozměrům Saturnu je při hodnotě 1:22 609 druhý nejvyšší mezi plynnými obry[p 7].

Ve středu Titanu se nachází kamenné jádro o průměru ~3 740 km, jsou uváděny hodnoty v rozmezí 3 340 až 4 000 km.[13]. Není jasné, zda v jádře proběhla diferenciace a bylo vytvořeno kovové jadérko obklopené silikátovým pláštěm.[13] Jádro obepíná až 700 km tlustá vrstva ledového pláště, který je tvořen vrstvami různých forem ledu.[13][17] Teplota uvnitř tělesa může být natolik vysoká, aby umožnila vznik podpovrchového oceánu vody a amoniaku, který je uvězněn mezi kůrou, tvořenou běžným šesterečným ledem (led Ih), a vnitřními vrstvami exotických vysokotlakých forem ledu. Právě přítomnost amoniaku umožňuje, aby voda, která s ním tvoří eutektickou směs, zůstala kapalná i za velmi nízkých teplot 176 K (-97 °C).[18] Důkazy o vrstevnaté stavbě tělesa přinesla sonda Cassini, která pozorovala v atmosféře Titanu extrémně nízkofrekvenční rádiové vlny. Předpokládá se, že povrch měsíce odráží tyto vlny jen velmi slabě a odezvy jsou vytvářeny odrazem od hranice podpovrchového oceánu a ledové krusty.[19] Mezi říjnem 2005 a květnem 2007 sonda Cassini pozorovala pomalé systematické posunování některých povrchových útvarů, a to až o 30 km, z čehož vyplývá, že je povrchová kůra nějak oddělena od jádra, což rovněž podporuje teorii o existenci podpovrchové kapalné vrstvy.[20] Další důkazy o oddělení ledové krusty od pevného jádra kapalným oceánem poskytla měření změn gravitačního pole v průběhu oběhu Titanu kolem Saturnu.[21] Srovnání výsledků měření gravitačního pole a radarového zkoumání povrchu naznačilo,[22] že ledová vrstva na povrchu je velmi pevná.[23][24]

Vznik měsíce

Předpokládá se, že měsíce Jupitera i Saturnu byly vytvořeny souběžnou akrecí z akrečního disku, který se nacházel okolo mladých plynných obrů a sestával ze zbytkového materiálu, tedy podobným procesem, jakým vznikla samotná sluneční soustava. Zatímco kolem Jupitera obíhají čtyři velké satelity s velmi pravidelnými oběžnými drahami podobnými planetárním, Titan mezi Saturnovými měsíci dominuje a obíhá po velmi excentrické dráze. Tuto skutečnost není možné vysvětlit pouze teorií současného vzniku těles na stávajících drahách.

Uznávaný model je, že v době vzniku měl Saturn kolem sebe skupinu velkých satelitů podobných Jupiterovým, ale jejich oběžné dráhy byly narušeny. Podle jedné teorie mohl okolo Saturnu obíhat společně s Titanem ještě jeden měsíc podobné velikosti, který vlivem těchto změn narazil do Saturnu, působením gravitace Saturnu se před dopadem roztříštil, zbytky kamenného jádra shořely v atmosféře a ledový plášť vytvořil Saturnovy prstence a středně velké měsíce. Vzdálenější Titan se pak dostal na stávající excentrickou dráhu.[25] Druhá teorie předpokládá, že narušení drah způsobilo srážku dvou velkých měsíců, z nichž vznikl Titan. Z materiálu vyvrženého během impaktu mohly vzniknout některé středně velké měsíce (například Iapetus a Rhea).[26] Tento model dramatického vzniku by rovněž vysvětloval excentricitu Titanovy dráhy.[27][p 8]

Analýza atmosférického dusíku, která proběhla v roce 2014, naznačuje, že tento dusík nepochází z materiálu akrečního disku, ale je podobný materiálu, jenž se nachází v kometách přilétajících z Oortova oblaku.[29]

Roku 2020 ale měření ukázala, že se Titan od Saturnu vzdaluje mnohem rychleji (0,11 metru za rok).[30] Vzdalování je tedy podobně rychlé jako u Měsíce, pro jehož vznik převládá teorie velkého impaktu.

Atmosféra

Podrobnější informace naleznete v článku Atmosféra Titanu.
Atmosféra Titanu v pravých barvách

Atmosféra Titanu dosahuje do výšky přes 600 kilometrů,[31] dolní hranice exosféry bývá udávána v 1 500 km.[32] Titan je jediný měsíc ve sluneční soustavě, jenž má takto hustou atmosféru.[33] Díky nižší gravitaci Titanu dosahuje atmosféra do mnohem větší výšky nad povrch než je tomu u Země.[34] Jeho atmosféra je mimo pozemské také jediná v soustavě, jejíž hlavní složkou je plynný molekulární dusík. Nejdůležitější minoritní složkou je methan. U povrchu je dusík zastoupen 95 %, methan představuje 4,9 %. Zbylá část připadá na ostatní plyny, z nichž je v troposféře nejvíce zastoupen vodík (0,1 – 0,2 %).[35][p 9] Se vzrůstající výškou klesá procentuální zastoupení methanu i vodíku, ve stratosféře vodík úplně chybí a methan zaujímá pouze 1,4 %.[35] V atmosféře se nacházejí také stopová množství dalších uhlovodíků, například butadiinu, propynu, ethynu, ethanu, propanu, a dalších plynů – kyanoacetylenu, kyanovodíku, oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dikyanu, argonu a helia.[36] Předpokládá se, že uhlovodíky vznikají ve vyšších vrstvách Titanovy atmosféry, kde se vlivem ultrafialového záření ze Slunce štěpí methan, a vytvářejí širokou vrstvu oranžového smogu.[37] Přítomnost polycyklických aromatických uhlovodíků, které dávají měsíci charakteristické oranžové zabarvení, dalších polymerů a nitrilů způsobuje, že je atmosféra neprůhledná pro značnou část vlnových délek, a proto není možné z orbity získat kompletní spektrum odrazivosti povrchu.[38][39] Z těchto důvodů nebyly až do roku 2004 k dispozici žádné snímky povrchu tělesa, první pořídila až sonda Cassini-Huygens.[40]

Kyanovodíkový oblačný vír na jižním pólu Titanu
Stopová množství isokyanovodíku (vlevo) a kyanoacetylenu (vpravo)

Titan tráví 95 % času v magnetosféře Saturnu, která ho chrání před dopadajícím slunečním větrem.[41] Přesto by sluneční energie měla být schopna veškerý methan v atmosféře přeměnit na složitější uhlovodíky během geologicky krátké doby 50 milionů let (oproti stáří soustavy). Jeho stálá přítomnost v atmosféře napovídá, že se na povrchu Titanu, nebo i pod ním, musejí nacházet zásobárny methanu, ze kterých se methan do atmosféry doplňuje.[42][43] Prapůvodní zásoby methanu mohly existovat pod povrchem měsíce, odkud se do atmosféry dostaly během erupcí kryovulkánů.[43][44][45][46][47]

Dne 3. dubna 2013 oznámili vědci z NASA, že dle jejich studií simulací Titanovy atmosféry mohou být objeveny v atmosféře i komplexní organické sloučeniny.[48] Dne 6. června 2013 ohlásili vědci z Andaluského astronomického institutu (IAA-CSIC), že ve vrchních vrstvách atmosféry detekovali polycyklické aromatické uhlovodíky.[49]

Dne 30. září 2013 se podařilo sondě Cassini pomocí kombinovaného infračerveného spektrometru (CIRS) detekovat v atmosféře propen.[50] Bylo to úplně poprvé, co byl tento uhlovodík objeven na jiném tělese než na Zemi a byla to zároveň první sloučenina, kterou CIRS kdy na Titanu nalezl. Již od pozorování, která provedla sonda Voyager 1 při průletu roku 1980, zde byla teorie, že oranžovohnědou mlhu na Titanu tvoří právě uhlovodíky, které vznikají rekombinací radikálů vytvořených fotolýzou slunečními paprsky. Sonda Cassini tuto teorii potvrdila.[37]

24. října 2014 byla v polárních oblastech Titanu pozorována perleťová oblaka methanu.[51][52]

Povětrnostní podmínky a rozložení teplot

Pozorování sondou Cassini z roku 2004 naznačují, že Titan podobně jako planeta Venuše patří mezi tzv. „super rotátory“, jejichž atmosféra rotuje významně rychleji než povrch planety.[53] Vliv superrotace je nejvíce patrný ve vyšších vrstvách atmosféry, především ve stratosféře, kde rychlost větrů dosahuje až 720 km/h, a ve vyšších vrstvách troposféry. Tam způsobuje superrotace západní větry o rychlosti okolo 120 km/h.[38]. Příčiny vzniku superrotace nejsou dostatečně vysvětleny, patrně jde o charakteristickou vlastnost pomalu rotujících vesmírných těles.[38] Přesnější informace o síle větrů v rámci jednotlivých vrstev atmosféry poskytl přistávací modul Huygens při svém sestupu.[p 10] V průběhu klesání ve výškách od 140 do 120 km zaznamenal turbulentní západní vichr o rychlosti 450 km/h. S postupně klesající výškou vítr slábl, v 70 km nad povrchem byl celkem slabý, avšak v této oblasti mezi 100 až 60 km byly objeveny nejvyšší turbulence. Mezi 65 a 55 km vítr znovu zesílil na přibližně 150 km/h a opět v dalším průběhu klesání slábl. V 7 km nad povrchem se směr větru najednou otočil, byl zde východní vítr o rychlosti 5–7 km/h.[54]

U povrchu Titanu rychlost větru nepřesahuje 1 m/s (pohybuje se v rozmezí 1–4 km/h) a vane od východu. Přibližně jednou za 15 let v období rovnodennosti se však vyskytnou vzácné bouřkové západní větry o síle až 10 m/s (tedy 36 km/h).[55] Kromě zmíněného východozápadního proudění existují na Titanu tzv. slapové větry. Ty vznikají interakcemi atmosféry se slapovými silami Saturnu,[56] které jsou 400krát silnější než síly jakými působí Měsíc na Zemi, a mají tendenci směrovat pohyb atmosférických proudů směrem k rovníku, síla těchto větrů dosahuje až 0,5 m/s.[57]

Pozorování provedená sondami Voyager ukázala, že atmosféra Titanu je hustší než zemská a tlak na povrchu dosahuje 1,45 atm. To potvrdila sonda Huygens, která při přistání naměřila na povrchu tlak 146,7 kPa. Naměřená teplota povrchu byla -179,5 °C. Neprůhledné vrstvy mlhy zamezují prostupu většiny slunečního světla a zakrývají tak při pohledu z vesmíru povrchové útvary.[58] Povrch byl při sestupu zřetelný od 44 km nad povrchem, tedy od tropopauzy, kde byl rovněž změřen tlak 11,5 kPa a teplota zde byla -202,72 °C.[54]

Perleťová oblačnost z methanu na Titanu (vlevo) ve srovnání s obdobnými mraky na Zemi, kde se skládají z vody a vodního ledu

Podnebí

Vzdušný vír nacházející se nad jižním pólem Titanu

Teplota na povrchu Titanu se pohybuje okolo 94 K (-179,2 °C), při této nízké teplotě má vodní led extrémně nízkou tenzi par a do atmosféry se tak uvolňuje jen velmi omezené množství vodní páry.[59] Titan přijímá pouze 1 % množství slunečního svitu proti tomu jež dopadá na Zemi,[60] a z toho je 90 % absorbováno silnou atmosférou; na povrch Titanu dopadá jen asi 0,1 % světla oproti Zemi.[61]

Atmosférický methan vytváří skleníkový efekt, bez něhož by byla na povrchu mnohem nižší teplota.[62] Naproti tomu opar vytváří antiskleníkový efekt, který odráží sluneční paprsky zpět do vesmíru, čímž účinky skleníkového efektu snižuje, teplota na povrchu je proto výrazně nižší než ve vyšších vrstvách atmosféry.[63]

Animace methanových mračen

Mraky na Titanu jsou tvořeny methanem, ethanem a dalšími jednoduchými organickými sloučeninami. Mraky jsou rozptýlené a různorodé a narušují jinak celistvý opar.[15] Podle nálezů sondy Huygens zřejmě z atmosféry na povrch pravidelně prší kapalný methan a další organické látky.[64]

Na Titanu, podobně jako na Zemi, jsou podnebné podmínky ovlivněny ročními obdobími. Ta jsou přímo vázána na dobu oběhu Saturnu, který Slunce oběhne přibližně za 29,5 roku, každé období trvá přes sedm pozemských let. [65] Oblačnost většinou zakrývá okolo 1 % povrchu měsíce, ačkoliv byly pozorovány i extrémní situace, kdy mraky pokryly okolo 8 %. Podle jedné hypotézy se jižní mraky vytvářejí během letního období, když zvýšený příjem slunečních paprsků zapříčiní vznik stoupavých proudů v atmosféře, jejichž následkem je konvekce. Toto vysvětlení však komplikuje fakt, že tvorba mraků ethanu byla pozorována nejen po jižním letním slunovratu, nýbrž i v období uprostřed jara. Zvýšená methanová vlhkost v oblasti jižního pólu zřejmě přispívá k výraznému zvětšení oblaků v tomto místě.[66] Na jižní polokouli Titanu bylo letní období až do roku 2010, kdy se Saturn na své oběžné dráze přesunul tak, že začalo svítit Slunce více na severní část měsíce (na severu tedy nastalo jaro, na jihu podzim).[67] Předpokládá se, že při změně období oblaka na jižním pólu začnou kondenzovat.[68] 24. května 2017 nastal v systému Saturnu letní slunovrat a sonda Cassini následně v červnu 2017 pozorovala světlá oblaka nad severními jezery.[69]

Povrch

Fotografie povrchu severního pólu.
Severní pól
Fotografie povrchu jižního pólu
Jižní pól
Polární oblasti Titanu (foto: 2014)
Fyzická mapa Titanu s popisky

Povrch Titanu byl popsán jako rozmanitý, tekutinami erodovaný a geologicky mladý.[70] Přestože se Titan ve sluneční soustavě nachází již od jejího vzniku, stáří povrchu se odhaduje na rozmezí mezi 100 miliony až miliardou let. Geologické procesy mohly povrch měsíce změnit.[71] Atmosféra Titanu je dvakrát vyšší než zemská, kvůli čemuž je velmi obtížné získat pomocí astronomických přístrojů mapu povrchu ve viditelném spektru.[72] Sonda Cassini byla schopna za pomoci infračervených přístrojů, radarového výškoměru a radaru se syntetickou aperturou (SAR) nasnímat mapy částí povrchu, když zrovna prolétala v blízkosti měsíce. První obrázky ukázaly rozličnou geologii s nerovnými i velmi hladkými plochami. Byly nalezeny útvary, jež mohou být vulkanického původu, kdy se na povrch valila voda s amoniakem. Naproti tomu byly měřením gravitačního pole objeveny i důkazy, že ledová vrstva na povrchu je značně pevná,[23][24] což nasvědčuje velmi nízké geologické aktivitě v poslední době.[73]

Objeveny byly i pruhovité útvary, někdy i stovky kilometrů dlouhé, které byly zřejmě vytvořeny větrnou erozí.[74][75] Mimo zdrsnělých útvarů vytvořených erozí je povrch Titanu hladký, neboť impaktní krátery byly povětšinou zaplněny kapalnými uhlovodíky ze srážek či vulkanickou činností. Radarový výškoměr naznačil, že povrch Titanu je spíše rovinatý. Ačkoliv obvyklé výkyvy ve výšce povrchu nepřesahují 150 metrů, výjimečně byly pozorovány též výkyvy nad 500 metrů a nacházejí se zde i pohoří. Tyto hory mívají vrcholy ve výškách od stovek metrů až přes jeden kilometr nad okolní krajinu.[76]

Povrch Titanu se vyznačuje širokými oblastmi světlého a tmavého terénu. Mezi světlé oblasti patří Xanadu, velká odrazivá oblast na rovníku o velikosti Austrálie. Poprvé byla identifikována na infračervených snímcích z Hubbleova vesmírného teleskopu z roku 1994, později byla opět pozorována sondou Cassini. V této členité oblasti se nacházejí kopce, které jsou odděleny údolími a propastmi.[77] Xanadu křižují tmavé čárovité topografické útvary – hřebeny a trhliny. Ty mohou být důsledkem tektonické aktivity, což by znamenalo, že oblast Xanadu je geologicky mladá. Podle jiného vysvětlení mohly tyto tmavé oblasti vzniknout působením proudu kapaliny, která rozdrásala starý povrch.[78]

Na povrchu Titanu byly také na různých místech nalezeny tmavé plochy podobné velikosti. Byly pozorovány sondou Cassini a bylo potvrzeno, že Ligeia Mare, druhá největší tmavá oblast tohoto typu, je moře čistého kapalného methanu.[79][80]

Snímek měsíce Titanu
Tmavá oblast Šangri-La na fotografii pořízené sondou Cassini roku 2005
Snímek měsíce Titanu
Obrázek Titanu v nepravých barvách, na kterém je zřetelně rozpoznatelná atmosféra a světlá oblast Xanadu, jež se nachází uprostřed a mírně napravo.
Mozaika infračervených snímků Titanu s nomenklaturou. Přibližně ve středu obrázku je místo přistání sondy Huygens.
Snímek měsíce Titanu
Pohled na oblast Senkyo a okolí.

Jezera a moře

Snímky jezer na severním pólu Titanu
Snímky jezer na severním pólu Titanu
Na detailnějším obrázku v nepravých barvách lze vidět dvě největší jezera na Titanu, část Kraken Mare dole vlevo a Ligeia Mare vpravo od středu.
Na detailnějším obrázku v nepravých barvách lze vidět dvě největší jezera na Titanu, část Kraken Mare dole vlevo a Ligeia Mare vpravo od středu.

První náznaky, že se na Titanu nacházejí uhlovodíková moře, přinesla již data, která pořídily sondy Voyager 1 a 2. Podle těchto dat byla určena přibližně správná teplota a složení atmosféry, přímé důkazy však chyběly. Ty poskytly až data z Hubbleova teleskopu a dalších pozorování v roce 1995, z nichž vyplývala přítomnost kapalného methanu na měsíci, ať již v malých oddělených nádržích nebo ve velkých oceánech.[81]

Sonda Cassini tuto hypotézu při své misi potvrdila. Když v roce 2004 doletěla k Saturnu, očekávalo se, že zachytí sluneční paprsky odražené od uhlovodíkových jezer a oceánů, nicméně zpočátku žádné takovéto přímé odrazy pozorovány nebyly.[82] V blízkosti Titanova jižního pólu byl objeven záhadný tmavý útvar, jenž byl nazván Ontario Lacus.[83] Později se potvrdilo, že jde o jezero.[84] Radarovým mapováním byly nalezeny i možné pobřežní linie v okolí pólu.[85] Během průletu sondy Cassini 22. července 2006, kdy byla radarem zmapována severní polokoule (ta se v té době ocitala v zimním období), bylo objeveno několik rozlehlých hladkých terénních útvarů. Ty jsou charakteristické velmi malými a homogenními odezvami na radarový signál, a proto se na radaru zobrazují v podobě tmavých skvrn,[86] které vytvářejí v oblasti blízké severnímu pólu kropenatý vzor.[87] Na základě pozorování v lednu 2007 vědci oznámili, že byly získány „nezvratné důkazy o jezerech naplněných kapalným methanem na Saturnově měsíci Titanu.“[46][88] Tým okolo mise Cassini-Huygens dospěl k závěru, že vyobrazené plochy jsou téměř určitě dlouho hledaná uhlovodíková jezera, první stabilní kapalné útvary nalezené mimo planetu Zemi.[46] Některá tato jezera leží v proláklinách a vypadá to, že byla z okolí napájena methanovými řekami.[46] Tyto pozůstatky po erozi kapalinou se jevily vytvořeny v nedávné minulosti. Rozsah eroze v těchto kanálech byl překvapivě velice malý, což nasvědčuje, že buď je eroze na Titanu velice pomalá, anebo byla starší říční koryta odstraněna jiným přírodním jevem.[71] Pozorování, která sonda Cassini provedla, ukázala, že jezera zabírají jen několik procent povrchu měsíce a Titan je o mnoho sušší než Země.[89] Většina jezer je koncentrována do oblasti pólů, kde je relativně nižší příjem slunečních paprsků, a proto menší výpar. Byla však objevena i moře nacházející se v pouštních oblastech u rovníku, včetně jednoho v blízkosti místa přistání modulu Huygens v regionu Šangri-La o ploše 2400 km2 a hloubce jednoho metru.[90][p 11] Pouštní jezera jsou pravděpodobně obdobou oáz a jsou napájena z podzemních zásobáren methanu.[90][92]

V červnu roku 2008 potvrdil vizuální a infračervený spektrometr na palubě Cassini bezpochybný výskyt kapalného ethanu v oblasti Ontario Lacus.[93] V prosinci 2008 proletěla sonda Cassini přímo nad jezerem a zaznamenala přímý odraz paprsků na radaru. Síla signálu odražených paprsků saturovala přijímač, což ukázalo, že se hladina nevlnila o více než 3 milimetry. Buď v té době bylo na povrchu měsíce u jezera bezvětří, nebo je kapalina v jezerech značně viskózní.[94][95]

Přímé odrazy jsou důkazem pro hladký, odrazivý (zrcadlící) terén a potvrdily tak domněnku rozlehlých kapalných ploch, která předtím vycházela jen z radarových pozorování. V oblastech severního pólu tato měření proběhla poté, co se po patnácti letech tato oblast zalila slunečními paprsky. Jedním z prvních takto potvrzených jezer bylo Jingpo Lacus, které bylo objeveno 8. července 2009.[96][97]

Obrázek jezera Ligeia Mare
Detailní snímek jezera Ligeia Mare, na časosběrných fotografiích pořízených mezi lety 2007 až 2015 lze pozorovat změny rázu jeho pobřeží.
Detailní snímek jezera Ligeia Mare, na časosběrných fotografiích pořízených mezi lety 2007 až 2015 lze pozorovat změny rázu jeho pobřeží.

První radarová měření hloubky v červenci 2009 a lednu 2010 ukázala, že Ontario Lacus je velmi mělké. Průměrná naměřená hloubka byla od 0,4 do 3 metrů a nejhlubší místa dosahovala 7 metrů.[98] Naproti tomu jezero Ligeia Mare na severním pólu, druhé největší na Titanu, mělo dle prvních měření hloubku přes osm metrů, což byla maximální hloubka rozpoznatelná tehdejšími technickými a analytickými prostředky.[98] Z dat, která byla pořízena radarovými odrazy v roce 2013, vyplynulo, že Ligeia Mare dosahuje hloubky 160 – 170 metrů.[99][100]

Největším jezerem Titanu je Kraken Mare s rozlohou přes 400 000 km2. Nachází se rovněž v blízkosti severního pólu. U tohoto jezera nebylo možné danou metodou radarových odrazů zachytit dno jezera, z čehož vyplynulo, že je zřejmě více než 200 m hluboké. Dalším možným vysvětlením by bylo, že by kapalina v Kraken Mare absorbovala záření více než v Ligeia Mare. Přitom u pobřeží byly v Kraken Mare pozorovány mělčí oblasti s rozmezím hloubek od 20 do 35 metrů.[101]

Během přeletu 26. září 2012 objevila sonda Cassini na severním pólu přírodní útvar, o němž se předpokládalo, že je přes 400 km dlouhou řekou, která ústí do Ligeia Mare. Později v květnu 2013 byla identifikována celá síť říčních kanálů v tomto místě, která byla pojmenována Vid Flumina. Z analýzy dat z radarového výškoměru vyplynulo, že se tyto řeky nacházejí v hlubokých sevřených kaňonech, které jsou hluboké až 570 metrů, téměř kilometr široké a se svahy skloněnými až do 40°.[102] Silné přímé odrazy naznačily, že jsou tyto kaňony plné kapaliny, jejichž hladina je ve stejné výšce jako hladina jezera. To odpovídá představě zapuštěných říčních údolí. Odrazy od hladiny byly zaznamenány i ve vyšších výškách, nad úrovní hladiny Liegia Mare. Toto jsou zřejmě toky nižšího řádu, které napájí primární řeku, což odpovídá představě rozsáhlejšího úmoří. Hloubka eroze těchto útvarů naznačuje, že jsou na povrchu Titanu tisíce let; předpokládá se, že vznikly obdobně jako Grand Canyon při zdvihu zemské kůry nebo při poklesu mořské hladiny, nebo kombinací obou jevů.[103][104]

Mezi lety 2006 a 2017 nasbírala sonda Cassini radiometrická a optická data, z nichž bylo možné určit tvarové proměny na měsíčním terénu. Měření hustoty ukázala, že se Titan skládá z 60 % z kamenného materiálu a 40 % z vody. Analýza dat tvarových změn naznačila, že se povrch měsíce během každého oběhu kolem Saturnu periodicky zvedá a zase klesá, a to až o deset metrů. Z těchto odchylek vyplývá, že vnitřek měsíce musí být nějakým způsoben deformovatelný a nejpravděpodobnějším vysvětlením je, že silná ledová měsíční kůra plave na podpovrchovém oceánu.[105] Nálezy týmu vědců mise Cassini naznačují, že tento oceán neleží více než 100 km pod povrchem,[105][106] a jeho hloubka se odhaduje až na 300 kilometrů.[20] Voda v těchto oceánech by mohla být slanější než v Mrtvém moři.[107][108] 3. září 2014 vědci NASA zveřejnili studie, podle nichž by methanový déšť mohl reagovat s podpovrchovou vrstvou ledových materiálů, nazývaných „alkanofery“, a při těchto reakcích by vznikal ethan nebo propan, jež by následně napájel řeky a jezera.[109][110]

Impaktní krátery

Kráter Menrva při pohledu z vesmíru

Data z mapování, měření SAR a radarem pořízená sondou Cassini odhalila na povrchu Titanu několik kráterů. V porovnání se stářím měsíce jsou tyto impakty mladé.[71] Největší z nalezených kráterů je 440 km široký Menrva s dvojčetnou prohlubní.[111] Další menší krátery jsou Sinlap, jenž je široký v průměru 60 km a rovinatý,[112] a 30 km široký kráter Ksa se středovou vyvýšeninou.[113][114] Radarová měření a fotografie pořízené sondou Cassini objevily útvary, jenž by mohly být impaktními krátery, ale chybí zde specifické útvary pro jistou identifikaci. Mezi ně patří například 90 km široký prstenec zvrásněného materiálu nazvaný Guabonito, o něm se usuzuje, že jde o kruhovitý impaktní kráter, do jehož vnitřní části kruhu byl větrem nafoukán sediment tmavé barvy.[115] Podobné útvary byly pozorovány i v tmavých regionech Šangri-La a Aaru. Kruhovité útvary, jež by mohly být impakty, byly spatřeny i v oblasti Xanadu při průletu sondy 30. dubna 2006.[116]

Na velké části kráterů a útvarů, jež by jimi mohly být, jsou důkazy o rozsáhlé erozi a všechny tyto útvary byly od vzniku modifikovány.[114] Většina velkých kráterů má porušený nebo neúplný okolní lem, přestože některé z těchto lemů jsou nejsilnější v celé sluneční soustavě. Na rozdíl od jiných ledových měsíců v soustavě, nebyla na Titanu zaznamenána tvorba pamplisestů, starých kráterů, jejichž reliéf byl vlivem viskoelastické relaxace zahlazen a zůstal po nich jen světlý ledový kruh.[114] Krátery na Titanu většinou postrádají centrální kopec a vnitřní plocha je rovná, zřejmě působením kryovulkanické lávy, která se tu vylila buď během nárazu, nebo při pozdějších erupcích.

Detailní pohled na kráter Menrva

Geologické změny jsou jen jedním důvodem, proč nejsou na povrchu k vidění větší množství kráterů, svoji roli hraje i hustá atmosféra, předpokládá se, že snižuje množství kráterů o jeden až dva řády.[117]

Na radarových mapách s vysokým rozlišením, které byly získány během roku 2007 pro omezenou část měsíčního povrchu, je patrná nerovnoměrnost v rozložení kráterů. Oblast Xanadu obsahuje 2 až 9krát víc impaktních kráterů než ostatní povrch. Rozdílné je i zastoupení na přivrácené a odvrácené straně měsíce, polokoule obrácená k Saturnu má o 30 % více kráterů. Nejnižší hustota je v oblastech rovníkových dun a na pólech, kde jsou nejobvyklejší jezera.[114]

Modely dopadových drah a úhlů, které byly vytvořeny před zkoumáním sondou Cassini, ukazovaly na možnost, že se v místě dopadu mohla vyvrhnout tekutá voda, která by zde mohla vydržet i po několik staletí, dostatečně dlouhou dobu na to, aby se zde „syntetizovaly jednoduché prekurzorové molekuly, které jsou základem života.“[118]

Kryovulkanismus a pohoří

Útvar Tortola Facula, který byl mylně považován za kryovulkán

Po dlouhou dobu vědci uvažovali, že podmínky na povrchu Titanu odpovídají podmínkám na Zemi těsně po jejím vzniku, pouze za výrazně nižších teplot. Detekce argonu-40 v atmosféře roku 2004 indikovala, že zde byly sopkami vytvořeny výstupy kryolávy složené z vody s příměsí amoniaku.[119] Četnost methanových jezer na povrchu není podle pořízených map dostatečná, aby se mohlo v atmosféře vyskytovat současné množství plynného methanu, z čehož vyplývá, že jeho podstatná část musí být doplňována jinak, například vulkanickou činností.[120]

Přesto bylo dosud objeveno jen malé množství útvarů, o nichž by se dalo s jistotou prohlásit, že jde o sopky.[121] Jedním z útvarů, o němž se předpokládalo, že by mohl být kryovulkánem, byl Ganesa Macula, který připomínal nezvyklé vulkanické útvary na planetě Venuši, tzv. sopečné dómy. Tato domněnka však byla vyvrácena na pravidelném sjezdu American Geophysical Union v prosinci 2008, kde bylo předneseno zjištění, že tento útvar totiž není žádným dómem a tuto představu způsobila pouze náhodná kombinace světlých a tmavých míst v daném místě.[122][123] V roce 2004 sonda Cassini objevila nezvykle světlé místo na povrchu, které bylo pojmenováno Tortola Facula a bylo také identifikováno jako kryovulkanický dóm.[124] K roku 2010 nebyly detekovány žádné další útvary tohoto typu.[125] V prosinci 2008 astronomové oznámili nález dvou velmi světlých skvrn v atmosféře Titanu, šlo o pouze přechodný jev, který trval příliš dlouho, aby byl způsoben běžnými výkyvy počasí – možným vysvětlením byl původ ve vulkanické činnosti.[18]

V březnu roku 2009 byly spatřeny fluktuace v jasu oblasti zvané Hotei Arcus a byly objeveny struktury podobající se lávovým proudům. Ačkoliv byla poskytnuta různá vysvětlení pro tento jev, při předpokladu, že jde o lávové proudy, bylo zjištěno, že stoupají až dvě stě metrů nad povrch, což je v souladu s představou, že tam byly vyvrženy zpod povrchu během erupce.[126]

Oblast Hotei Arcus

Sonda Cassini v roce 2006 na povrchu Titanu objevila pohoří, jež se táhne v délce 150 km, je široké 30 km a 1,5 km vysoké. Nachází se na jižní polokouli a je tvořeno zřejmě ledovými útvary, které jsou pokryty methanovým sněhem. Materiál, z něhož byl masiv vytvořen, se na povrch mohl dostat mezerou vzniklou při pohybu tektonických desek, jejichž pohyb mohl být ovlivněn dopadem meteoritu do blízkého místa.[127] Před těmito objevy vědci předpokládali, že byl ráz krajiny utvářen především nárazy vnějších těles, objevy sondy Cassini ale nasvědčují, že bylo pohoří vytvořeno geologickými procesy.[128] V prosinci roku 2010 identifikovali vědci horu, jež dostala název Sotra Patera. Nachází se ve společnosti nejméně dvou dalších hor, které jsou vysoké od 1000 do 1500 m a jejichž vrchol tvoří kráter. Jejich úpatí se jeví být tvořeno zmrzlou lávou.[129]

Nejvyšší pohoří Titanu se nacházejí v oblasti rovníku, jde o tzv. pásmové hřbety. Má se za to, že podobně jako Himálaj či Alpy byly vyvrásněny při kolizi nebo podsouvání tektonických desek. Dalším možným mechanismem je vytvoření hřbetu slapovými silami Saturnu. Viskozita ledového pláště Titanu je nižší a horské podloží méně pevné než zemské kamenné, proto nemohou hory dosahovat takových výšek. V roce 2016 tým projektu Cassini oznámil objev nejvyšší doposud známé hory na Titanu, jejíž vrchol ční 3 337 m vysoko a nalézá se v pohoří Mithrim Montes.[130]

Fotografie možné sopky Sotra Patera v nepravých barvách

Pokud je hypotéza o vulkanické činnosti na Titanu správná, předpokládá se, že je podobně jako na Zemi napájena energií z rozpadu radioaktivních prvků uvnitř pláště.[18] Zemské magma je tvořeno roztavenými horninami, které mají nižší hustotu než pevná kůra nad nimi, naproti tomu kapalná voda (i v eutektické směsi s amoniakem) je hustší než vodní led,[131] tudíž pro spuštění kryovulkanických procesů by byla potřeba další energie, například ze slapových sil blízkého Saturnu.[18] Významnou roli může ve vulkanické činnosti na Titanu hrát i přítomnost síranu amonného, jenž se nachází pod vrstvou ledu, a tvoří společně nestabilní systém, jenž může explodovat. Směs zrnitého ledu a popela ze síranu amonného tvoří písečný prach, který byl na povrchu tvarován větrem.[132]

V roce 2008 přednesl Jeffrey Moore, planetární geolog z Ames Research Center (Amesova výzkumného centra), vlastní teorii o geologii Titanu. V té době nebyly na povrchu s určitostí identifikovány žádné útvary sopečného původu, a tak Moore prohlásil Titan za geologicky mrtvý svět. Podle jeho hypotézy byl ráz povrchu utvářen jen větrnou a kapalinovou erozí, přesunem hmoty a vnějšími vlivy. Methan se do ovzduší nedostává vulkanickou činností, nýbrž pomalu difunduje z povrchu do atmosféry. Ganesa Macula může podle něj být starý impaktní kráter s tmavou dunou uprostřed; horské masivy vznikly degradací lemů (i vícečetných) impaktních kráterů nebo kontrakcí tělesa při ochlazování vnitřku. Krátery v oblasti Xanadu připodobnil k útvarům nalezeným na měsíci Callisto, kde jsou méně porušené; obecně podle Moorea by mohl Callisto sloužit jako model pro popis geologie Titanu, až na přítomnost atmosféry, měsíc proto někdy nazýval Callisto s počasím.[121][133]

Mezinárodní astronomická unie přidělila nejvyšším horám a pohořím oficiální názvy. Ty jsou pojmenovány dle dohody po fiktivních horách a pohořích, respektive postavách (u pohoří) z příběhů J. R. R. Tolkiena o Středozemi.[134]

Tmavý terén

Nahoře jsou písečné duny na Zemi, dole jsou duny na Titanu

Na prvních snímcích pořízených pozemskými teleskopy ze začátku 3. tisíciletí byly zobrazeny rozlehlé tmavé oblasti okolo rovníku.[135] Před příletem sondy Cassini byly mylně považovány za uhlovodíková moře.[136] Radarové snímky sondy Cassini ukázaly, že nejde ani tak o moře nějaké kapaliny jako o moře písku. Tyto rovníkové oblasti se ukázaly být rozlehlými pouštěmi. Největší z těchto písečných oceánů je oblast Belet.[137] Na těchto planinách se nacházejí mohutné podélné duny, tedy takové, jejichž hřeben je rovnoběžný se směrem větru.[p 12][p 13] Tyto duny jsou i 100–150 metrů vysoké,[137][139] kilometr široké a desítky až stovky kilometrů dlouhé a směřují od západu na východ.[137][140] V místech, kde vítr naráží na terénní bariéru a obtéká ji, mohou být duny odkloněny od převládajícího směru. V některých místech ovlivňuje terén směr větru do té míry, že se vznikající duny mění z podélných na příčné (tedy takové, jejichž hřeben je na směr větru kolmý). Takové duny byly nalezeny například jižně od vysočiny Adiri.[141]

Předpokládalo se, že duny vznikají při větrech, které sice vanou převážně rovnoběžně se směrem duny, ale jejich směr i síla kolísá. Potřebná odhadovaná rychlost větru pro vznik podélné duny je 0,5 m/s (tj. 1,8 km/h), slabý povrchový východní vítr by dostačoval.[141] Následná pozorování ovšem ukázala, že podélné duny směřují na východ, přestože vítr vane na západ. Podle posledních počítačových simulací pořízených v roce 2015 duny vznikají během vzácných západních bouřkových větrů, které vanou každých 15 let v období měsíční rovnodennosti rychlostí do 10 metrů za sekundu, a proto při formování dun výrazně dominují nad běžným větrem nad povrchem.[55]

Dunová pole na Titanu zabírají až 20 % povrchu, avšak pouze v pásu ohraničeném rovnoběžkami 30°. Ve středních zeměpisných šířkách a v polárních oblastech se duny nevyskytují. Důvod tohoto jevu může být ve vyšší vlhkosti těchto oblastí nebo příliš slabém větru, možné je, že zde převáží směrovost slapových větrů, které písek přenesou zpět k rovníku.[141] Titanský písek není složením vůbec podobný pozemskému, netvoří ho silikátová zrníčka, nýbrž spíše vodní led z podloží, z kterého písečná hmota vzniká erozí během bleskových záplav kapalného methanu.[142][143] Další možností je, že písek tvoří pevné organické látky, jež vznikly fotochemickou reakcí v atmosféře, tzv. tholiny.[56][139][144] Tuto teorii potvrdily i studie složení písečných dun optickou a spektrální analýzou, provedené v květnu 2008, jejichž závěrem bylo výrazně nižší zastoupení vody než jinde na Titanu. Písek v dunách je tedy nejspíše tvořen sazemi organických polymerů, které se shlukly po dopadu na zem.[145] Přítomnost vodního ledu však vyloučena nebyla.[141] Hustota písku na Titanu je odhadnuta na třetinu hustoty písku terestrického.[146]

Pozorování a průzkum

Titan při pozorování teleskopem VLT

Měsíc Titan nelze na noční obloze spatřit pouhým okem, ale již při pozorování Saturnu menším teleskopem či větším dalekohledem je snadno rozeznatelný. Amatérské pozorování stěžuje blízkost kotoučku měsíce k přesvětlenému disku planety Saturn a jeho prstenců. Prohlížení lze vylepšit přidáním clony nebo světelného filtru, který odstíní světlo odražené od Saturnu.[147] Maximální zdánlivá hvězdná velikost Titanu je +8,2m,[148] střední hodnota při postavení v opozici je +8,4 mag;[149] v ostatních obdobích se může hodnota snížit až k 9,0m. Podobně velký měsíc Ganymed má oproti tomu hvězdnou velikost 4,6 mag.[149]

Fotografie hustého oparu pořízená sondou Voyager 1

Před obdobím vesmírných sondážních letů byly možnosti zkoumání Titanu jen velmi omezené. Roku 1907 španělský astronom Josep Comas i Solà pozoroval okrajové ztemnění, první důkaz, že těleso obklopuje atmosféra; Gerard Kuiper v roce 1944 použil spektroskopickou techniku k identifikaci methanu.[150]

První sondou vyslanou k Saturnu byl Pioneer 11, který k soustavě dorazil v roce 1979.[151] Podle jeho odhalení byl Titan příliš chladný, než aby na něm mohl existovat život. Pioneer pořídil několik snímků Titanu, včetně fotografie zachycující měsíc s planetou Saturn.[152] Obrázky pořízené později dvěma Voyagery byly mnohem vyšší kvality.

V letech 1980 a 1981 byl Titan zkoumán sondami Voyager 1, respektive Voyager 2. Trajektorie letu sondy Voyager 1 byla navržena tak, aby kolem měsíce těsně prolétla;[p 14] během průletu sonda získala hodnoty hustoty, složení a teploty atmosféry a velmi přesně změřila hmotnost tělesa.[154] Voyager 2, který měl být záložně přesměrován na dráhu těsného průletu kolem měsíce, nakonec kolem Titanu neproletěl a pokračoval dál k planetám Uran a Neptun.[155] Opar v atmosféře zabránil sondě zmapovat terén, přesto v roce 2004 byly po digitalizaci na fotografiích, pořízených sondou Voyager 1 přes vestavěný oranžový filtr, viditelné světlé a tmavé oblasti, v té době již známé pod názvy Xanadu a Šangri-La.[156] Ty byly prvně zpozorovány Hubbleovým vesmírným teleskopem při snímání v infračerveném spektru již v letech 2001 a 2002. Bylo totiž zjištěno, že se v jinak neprůhledné atmosféře vyskytují určitá spektrální okna a při použití záření specifické vlnové délky lze atmosféru prozářit. Nejčastěji bylo použito záření vlnové délky 938 nm.[157]

Měsíc Titan a prstence Saturnu
Titan před prstenci Saturnu
Měsíc Titan za prstenci Saturnu
Titan v pozadí za prstenci Saturnu a malým měsícem Epimetheus
Fotografie pořízené sondou Cassini v letech 2005 a 2006

Mise Cassini-Huygens

Podrobnější informace naleznete v článcích Sonda Cassini a Huygens (sonda).

I přes data získaná sondami Voyager zůstal Titan předmětem záhad – velký měsíc zakrytý atmosférou, která znemožňuje detailní zmapování. Tajemství, která Titan obklopovala již od 17. století, kdy byl poprvé objeven Christiaanem Huygensem a Giovannim Cassinim, odhalila až sonda, která po nich byla na počest pojmenována.

Společná mise Evropské kosmické agentury (ESA) a NASA Cassini-Huygens byla velmi úspěšná. Sonda odstartovala v říjnu roku 1997, dorazila k Saturnu 1. července 2004 a začala radarem mapovat planetární systém.[158] Dne 26. října 2004 prolétla pouhých 1 200 kilometrů nad povrchem a pořídila snímky Titanu s rozlišením vyšším než kdy předtím.[159][160] Zachytila tmavé a světlé oblasti terénu, jež by lidskému oku zůstaly skryty. 22. července 2006 podnikla první cílený velmi blízký průlet ve výšce 950 km nad povrchem;[161] nejbližší průlet vůbec podnikla 21. června 2010, kdy prolétla ve výšce 880 km.[162] Od té doby provedla sonda větší množství průletů, dne 22. dubna 2017 podnikla Cassini svoje poslední, 127. přiblížení se k Titanu. Během něho získávala radarovým měřením data o hloubce menších jezer a zároveň sledovala změny na ostatních jezerech a naposledy prohlédla tzv. kouzelný ostrov na jezeře Ligeia Mare, který sledovala od roku 2007.[163] Poté sonda využila gravitace Titanu a nasměrovala se na dráhu směřující do blízkosti Saturnu, do oblasti mezi horními vrstvami jeho atmosféry a prstenci, kterou ještě žádná sonda nezkoumala. Saturn takto oběhla 22krát, až dne 15. září 2017 ukončila svoji misi vstupem do jeho atmosféry.[163]

Fotografie z místa přistání
původní fotografie
stejná fotografie s vylepšením kontrastu
stejná fotografie s vylepšením kontrastu
Fotografie pořízená přistávacím modulem Huygens těsně po úspěšném přistání. Objekty na obrázku mohou na první pohled vypadat větší, než jsou. Kameny, které se nacházejí těsně pod středem obrázku jsou 15 cm (levý), respektive 4 cm (pravý) velké a nacházejí se ve vzdálenosti 85 centimetrů od modulu.

Přistání modulu Huygens

V pátek 14. ledna 2005 na povrchu Titanu hladce přistála sonda Huygens.[164] Mateřská sonda Cassini ji nesla k Saturnu 7 let. Měsíc Titan se tak stal nejvzdálenějším objektem, na němž přistála lidmi vytvořená sonda, operace probíhala téměř 10 astronomických jednotek od Země.[165] Byl to rovněž první pokus o přistávací manévr ve vnější sluneční soustavě.[166] V místě přistání sonda neobjevila žádný důkaz o výskytu kapaliny, nicméně předpokládá se, že temná planina, kam přistála, bývá čas od času zatopena.[167]

Přistávací modul Huygens dosedl pod nejvýchodnější cíp světlé oblasti, která byla pojmenována Adiri, přesně na 192,4° západní délky a 10,2° jižní šířky[168].[p 15] Během přistání sonda vyfotografovala bílé kopce, po jejichž úbočí se dolů na temnou planinu svažovaly tmavé čárové útvary (jako „řeky“).[169]

Přestože se jednalo primárně o atmosférickou sondu, pracovala ještě déle než hodinu po přistání na povrchu měsíce a předávala přes svou mateřskou sondu Zemi informace a data.[170] Zjistila, že zmíněné kopce jsou převážně z vodního ledu. Hned po přistání vyfotila snímek tmavé planiny Šangri-La, pokryté malými kameny a oblázky ledu.[169] Bohužel kvůli softwarové chybě se ztratila data vysílaná jedním ze dvou vysílačů, šlo především o část fotografií a údaje o rychlosti větru při průletu atmosférou.[171]

V březnu roku 2007 se vědci NASA, ESA a COSPAR dohodli a pojmenovali místo přistání sondy po zemřelém prezidentovi ESA Hubertu Curienovi.[172]

Koncepty dalšího průzkumu

Po roce 2005 byly navrženy vědci z NASA, ESA i JPL koncepty misí, jejichž cílem mělo být dopravení další robotické sondy k Titanu. Žádný z těchto návrhů však nezískal schválení finančně podporované mise.

Titan Saturn System Mission (TSSM) byl návrh společné mise NASA a ESA na průzkum planety Saturn a jejích měsíců Titan a Enceladus.[173] Vizí projektu byla i sonda, která by na horkovzdušném balónu šest měsíců studovala atmosféru Titanu. V únoru roku 2009 však byla schválena konkurenční mise Europa Jupiter System Mission, jejímž cílem je výzkum měsíčního systému planety Jupiter, a TSSM byla odložena na neurčito.[174]

Umělecká představa balonu použitého při misi TSSM

Další navrhovanou misí bylo vyslání přistávacího modulu Titan Mare Explorer (TiME), který by přistál na hladině některého jezera a půl roku by studoval jeho složení.[175][176][177]

V roce 2012 Jason Barnes z University of Idaho požádal o grant ve výši 715 milionu amerických dolarů na projekt dronu, který by pořídil snímky povrchu ve vysokém rozlišení. NASA ovšem podporu této misi neschválila a osud projektu zůstal nejasný.[178][179][180] V tom samém roce vznikl nový společný projekt španělské firmy SENER a Centra astrobiologie (Centro de Astrobiología) v Madridu na vyslání přistávacího modulu Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer. Ten by měl rovněž dosednout na jezero na Titanu, oproti návrhu TiME by byl vybaven vlastním pohonným systémem a nebyl by odkázán na nekontrolované plachtění po hladině.[181][182]

Vesmírný program Journey to Enceladus and Titan (JET) byl projekt na vyslání astrobiologické sondy, která by měla zkoumat možné podmínky pro život a osídlení obou měsíců.[183][184][185] Byl navržen roku 2011 coby 13. mise v rámci nízkorozpočtového programu Discovery, v červnu 2015 se ale nedostal ani do užšího výběru pěti misí.[p 16][187][188]

V roce 2015 byl schválen grant NASA/Phase II pro návrh projektu ponorky, jež by měla prozkoumat jezera na měsíci Titan. Uvažuje se, že by součástí mise mohlo být dopravení ponorky a plovoucího zařízení, jako byl navrhovaný TiME.[189][190]

Podmínky pro život

Předpokládá se, že prostředí na Titanu by mohlo obsahovat větší množství biogenních komplexních organických sloučenin[48] a podzemní oceán vody by mohl sloužit jako vhodný ekosystém.[191][192][193]

Sonda Cassini-Huygens nebyla vybavena technickými prostředky pro detekci látek dokazujících přítomnost života nebo složitějších organických struktur, přesto výsledky jejích pozorování ukázala, že podmínky na Titanu jsou obdobné těm, jaké panovaly na pravěké Zemi.[194] Vědci se domnívají, že atmosféra Titanu se podobá prvotní atmosféře Země s jediným rozdílem, kterým je chybějící vodní pára na Titanu.[195]

Tvorba složitějších molekul

Millerův–Ureyův experiment a pokusy, které z tohoto vycházely, ukázaly, že v atmosféře podobné, jakou disponuje Titan, mohou být vlivem UV záření vyvolány reakce, jejichž produktem je syntéza složitějších či polymerních struktur, například tholinů. Spouštěčem reakce je disociace molekul dusíku a methanu na radikály, z nichž vznikají kyanovodík a acetylen. Následné reakce byly podrobeny rozsáhlým studiím.[196]

Bylo oznámeno, že pokud je směs plynů, jež se nachází v atmosféře Titanu, vystavena dávkám energie, produktem reakcí je velké množství sloučenin, včetně všech pěti nukleových bází (stavební kameny RNA a DNA) a některých aminokyselin (základní stavební prvky bílkovin). V těchto pokusech byly poprvé připraveny tyto sloučeniny za nepřítomnosti kapalné vody.[197]

Dne 3. dubna 2013 oznámili vědci NASA, že dle simulací atmosféry Titanu by se v ní mohly nacházet složitější organické sloučeniny.[48]

Podpovrchové biotopy

Podle laboratorních simulací se na Titanu nachází dostatečné množství organického materiálu, aby byla započata chemická evoluce, o níž se myslí, že stála za vznikem života na Zemi. Předpokladem této analogie je přítomnost kapalné vody ve větším množství, než bylo na Titanu pozorováno. Voda by se mohla na Titanu vyskytovat pod vrstvami ledu, kde zamrzla po dopadu impaktního tělesa.[118] Vyskytla se rovněž teorie o existenci oceánu kapalného amoniaku hluboko pod povrchem.[191][198] Jiná teorie, jež předpovídá v hloubce až 200 km oceán se směsí amoniaku a vody, říká, že by v těchto oceánech mohl existovat život, přestože na Zemi by takové podmínky byly považovány za extrémní.[192] Přestup tepla mezi vnitřkem měsíce a vnějšími vrstvami by mohl představovat zásadní podmínku pro přežití.[191] Detekce mikrobiálního života by byla závislá na jejich biogenním působení. Bylo zkoumáno, zda by methan a dusík v atmosféře nemohly být biologického původu.[192]

Alternativní život na povrchu

Byly zveřejněny studie, které informovaly o možnostech existence života v methanových jezerech na Titanu, založeného na alternativních biochemických procesech, analogických životu ve vodě na Zemi.[199] Takové organismy by místo kyslíku dýchaly vodík (H2), který by místo do glukózy metabolizovaly na acetylen, a vydechovaly methan namísto CO2.[193][199]

V uhlovodíkových jezerech na povrchu Titanu by se mohly vyskytovat mikroorganismy na bázi methanu. Na fotografii jezero Kraken Mare

Všechny živé formy na Zemi používají jako rozpouštědlo vodu; organismy na Titanu by mohly využít kapalné uhlovodíky, např. methan nebo ethan.[200] Voda je silnější rozpouštědlo než methan a je více chemicky reaktivní,[201] je schopna hydrolýzou rozbít velké organické molekuly.[200] Forma života založená na uhlovodíkovém rozpouštědle by těmto problémům rozpadu biomolekul nemusela čelit.[200]

V roce 2005 astrobiolog Chris McKay přednesl argument, podle něhož pokud je na povrchu Titanu přítomna nějaká forma života, mělo by to mít měřitelný efekt na složení troposféry měsíce; koncentrace molekulárního vodíku a acetylenu by měla být nižší, než by se jinak předpokládalo.[199]

Umělecká představa pohledu na Titan a Slunce
Vzdálené Slunce při pohledu z poza Titanu (umělecká představa). V popředí sonda Cassini, za ní Titan, nad jehož pravým obzorem vychází Slunce.

Roku 2010 objevil Darrell Strobel, vědec z Univerzity Johnse Hopkinse, nadbytek molekulárního vodíku ve vyšších vrstvách atmosféry oproti vrstvám nižším, což je podle něho argument pro existenci klesavého difuzního proudu o rychlosti zhruba 1028 molekul vodíku za sekundu, které však u povrchu mizí. Podle Strobela tyto nálezy souhlasí s McKayovými představami odezvy přítomných methanogenních životních forem.[199][201][202] Jiná studie vydaná téhož roku ukázala nízké koncentrace acetylenu u povrchu, což by dle McKayovy interpretace mohlo být konzistentní s představou organismů, které se uhlovodíky na povrchu živí.[201] I přes opakované vyjádření biologické hypotézy McKay upozornil, že jsou možná i jiná a pravděpodobnější vysvětlení těchto nálezů: dosud neznámé fyzikální nebo chemické procesy, které tyto sloučeniny spotřebovávají (např. nebiologické katalytické reakce na povrchu), jakožto i možné chyby při simulacích toku vodíku a acetylenu.[193] Objev funkčního nebiologického katalytického procesu při 95 K (-180 °C) by podle něho byl i tak významný, ačkoliv by jistě nevyvolal takovou senzaci jako proces biologický.[193]

Dle vyjádření NASA v článku z června 2010 nebyly k tomu datu nikde objeveny formy života založené na methanu a jejich výskyt je pouze hypotetický, přesto podle některých vědců tyto chemické stopy podporují argumenty pro výskyt primitivních organismů či předchůdců živých forem na Titanu.[201]

V únoru 2015 byla vymodelována hypotetická buněčná membrána (tzv. azotozom ), jež by mohla být funkční v methanovém prostředí. Sestávala by z malých molekul obsahujících vodík, uhlík a dusík, a měla by obdobnou stabilitu jako buněčná membrána tvořená fosfolipidy.

V roce 2017 bylo na základě rozboru získaných ze soustavy radioteleskopů ALMA prokázáno značné množství akrylonitrilu v atmosféře Titanu.[203][204] Na základě tohoto poznatku pak bylo odhadnuto celkové množství těchto akrylonitrilových „kapiček“ v metanovém jezeře Ligeia Mare přibližně na 10 milionů na cm3.[205]

Není však zřejmé, zda by se tato sloučenina mohla samouspořádat do azotozomu.[206]

Název této teoretické membrány vznikl složením slova azote (francouzsky dusík) a termínu lipozom.[207][208]

Překážky

Přestože byly vysloveny hypotézy o biologických pochodech na Titanu, vyskytují se zde značné překážky pro existenci života a analogie se Zemí je nepřesná. Titan je zmrzlým světem v nesmírné vzdálenosti od Slunce a jeho atmosféra obsahuje příliš malé množství oxidu uhličitého. Voda se na povrchu vyskytuje jen v pevném skupenství. Vzhledem k těmto skutečnostem považují někteří vědci, například Jonathan Lunine, měsíc Titan za neobyvatelný, avšak vhodný a zajímavý objekt pro experimentální výzkum podmínek, jež panovaly na Zemi na počátku života a před jeho vznikem.[194][209]

Teorie panspermií

Existuje hypotéza, že dopad většího tělesa na Zemi mohl způsobit vyvržení kamenného materiálu s obsahem mikrospór a ten mohl dopadnout na další tělesa ve sluneční soustavě včetně Titanu. Život by se tak mohl rozšířit panspermaticky.[210][211] Lunine však oponoval, že organismy žijící v uhlovodíkových jezerech Titanu by musely být natolik odlišné od pozemských, že to vylučuje možnost, že by se jeden vyvinul z druhého.[212]

Budoucí podmínky

V budoucnu by se podmínky pro život na Titanu mohly vylepšit. Přibližně za pět miliard let, až se ze Slunce stane červený obr, by teplota na povrchu mohla stoupnout natolik, že by umožnila výskyt kapalné vody.[213] Pod vlivem snížení množství ultrafialového záření ze Slunce by mohl opadnout uhlovodíkový opar a skleníkový efekt způsobený methanem by mohl hrát mnohem větší roli. V těchto podmínkách by se mohl uchytit život, který by mohl přežít i stovky milionů let, což byla dostatečná doba pro usazení života na Zemi. Přítomnost amoniaku by však proces vzniku života na Titanu mohla zpomalit.[214]

Odkazy

Poznámky

  1. ↑ Podle některých zdrojů k tomu došlo již 24. března.[4]
  2. ↑ V češtině: Nová pozorování Saturnova měsíce.
  3. ↑ Volný český překlad názvu: Výsledky astronomických pozorování proběhlých v letech 1834, 5, 6, 7, 8 na mysu Dobré naděje.
  4. ↑ Dle údajů z roku 2017
  5. ↑ Tento rozměr právě odpovídá přibližně desetinásobku velikosti kotoučku Saturnu a střední vzdálenosti obou těles 1 200 000 km.
  6. ↑ Porovnání údajů o hmotnosti satelitu a hmotnosti planety, kolem níž obíhá
  7. ↑ Tento poměr má větší jen měsíc Triton vůči planetě Neptun (1:18 092)
  8. ↑ Tyto teorie se vzájemně nevyvracejí, avšak skupina vědců Matijou Cukem je na základě pozorování vzájemných gravitačních interakcí vnitřních měsíců a jejich interakcí se Saturnem přesvědčena, že tyto měsíce včetně prstenců vznikly v geologickém měřítku nedávno, před pouhými 100 miliony lety. [28]
  9. ↑ Enwiki uvádí trochu jiné hodnoty: Dusík 97 %, methan 2.7±0.1 %, vodík (0.1–0.2) %.
  10. ↑ Ve skutečnosti se data ze sondy s údaji o síle větru ztratila, přistávací modul byl však pozorován ze Země radioteleskopicky a rychlost větru byla spočítána vědci pomocí Dopplerova jevu.[54]
  11. ↑ Zdroje přirovnávaly rozlohou jezero zhruba k polovině Velkého Solného jezera.[91]
  12. ↑ Takové duny se nacházejí i na Zemi, bývají též označovány pojmem lineární, nebo termínem seif arabského původu.[137]
  13. ↑ Při pohledu z vesmíru se na radarových snímcích tyto duny jeví jako shluky dlouhých černých čar směřujících západovýchodně, které byly proto pracovně nazývány „kočičí škrábance“.[138]
  14. ↑ Ve skutečnosti byla k tomu účelu trajektorie Voyageru 1 během mise cíleně změněna, původně měla pokračovat dále k planetám Uran a Neptun. Cenou za těsnější průlet kolem Titanu bylo obětování této sondy, která po průletu pokračovala do volného kosmu.[153]
  15. ↑ Nejistota souřadnic je 0,1°.[168]
  16. ↑ Dne 4. ledna 2017 NASA oznámila, že vítězi třinácté a čtrnácté mise programu Discovery se staly projekty Lucy, který bude zkoumat Jupiterovy trojány, a Psyche, jehož úkolem bude výzkum stejnojmenné planetky Psyche.[186]

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Titan (moon) na anglické Wikipedii.

  1. ↑ Saturn now leads moon race with 62 newly discovered moons. science.ubc.ca [online]. 2023-05-11 [cit. 2023-05-18]. Dostupné online. 
  2. ↑ LORENZ, Ralph; MITTON, Jacqueline. Lifting Titan's Veil [online]. Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press, 2002 [cit. 2017-03-04]. Dostupné online. 
  3. ↑ NIMROFF; BONNEL, Jerry. APOD: 2005 March 25 - Huygens Discovers Luna Saturni. apod.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  4. ↑ PETRÁSEK, Tomáš; DUSZEK, Igor. Vzdálené světy II. 1. vyd. Praha: TRITON, 2010. 416 s. ISBN 978-80-7387-409-4. S. 161. Dále citováno „Vzdálené světy II“. 
  5. ↑ ESA. Christiaan Huygens: Discoverer of Titan. European Space Agency. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  6. ↑ CASSINI, Signor. 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. 1673-01-01, roč. 8, čís. 92–100, s. 5178–5185. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-02-14. ISSN 0261-0523. DOI 10.1098/rstl.1673.0003. (anglicky) 
  7. ↑ Satellites of Saturn. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1848-01-14, roč. 8, čís. 3, s. 42–43. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/8.3.42. 
  8. ↑ HERSCHEL, John F. W. (John Frederick William); UNITED STATES MILITARY ACADEMY, former owner DSI. 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. [s.l.]: London : Smith, Elder and Co. 534 s. Dostupné online. S. 415. 
  9. ↑ Titan's Unnamed Methane Sea. www.evs-islands.com [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  10. ↑ CHAMBERLIN, Alan. HORIZONS Web-Interface. ssd.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Do vyhledávače zadáno heslo Titan. Dostupné online. (anglicky) 
  11. ↑ BEVILACQUA, R.; MENCHI, O.; MILANI, A. Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case. The moon and the planets. 1980-04-01, roč. 22, čís. 2, s. 141–152. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0165-0807. DOI 10.1007/BF00898423. (anglicky) 
  12. ↑ JACOBSON, R. A.; ANTREASIAN, P. G.; BORDI, J. J. The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data. The Astronomical Journal. 2006-01-01, roč. 132, čís. 6, s. 2520. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1538-3881. DOI 10.1086/508812. (anglicky) 
  13. ↑ a b c d e Vzdálené světy II, str. 168
  14. ↑ Vzdálené světy II, str. 163
  15. ↑ a b ARNETT, Bill. Titan. Nine planets [online]. University of Arizona, Tucson, 2007-10-02 [cit. 2017-04-03]. Archivováno z [1]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  16. ↑ LUNINE, Jonathan. Comparing the Triad of Great Moons. Astrobiology magazine. 2005-03-21. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  17. ↑ TOBIE, Gabriel; GRASSET, Olivier; LUNINE, Jonathan I. Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model. Icarus. 2005-06-01, roč. 175, čís. 2, s. 496–502. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2004.12.007. 
  18. ↑ a b c d LONGSTAFF, Alan. Is Titan (cryo)volcanically active?. Astronomy Now. Únor 2009, roč. 23, čís. 2, s. 19. 
  19. ↑ ESA. Titan’s mysterious radio wave. European Space Agency. 2007-06-01. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  20. ↑ a b SHIGA, David. Titan’s changing spin hints at hidden ocean. New Scientist. 2008-03-20. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  21. ↑ IESS, Luciano; JACOBSON, Robert A.; DUCCI, Marco. The Tides of Titan. Science. 2012-07-27, roč. 337, čís. 6093, s. 457–459. PMID 22745254. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1219631. PMID 22745254. (anglicky) 
  22. ↑ ZEBKER, Howard A.; STILES, Bryan; HENSLEY, Scott. Size and Shape of Saturn's Moon Titan. Science. 2009-05-15, roč. 324, čís. 5929, s. 921–923. PMID 19342551. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1168905. PMID 19342551. (anglicky) 
  23. ↑ a b HEMINGWAY, D.; NIMMO, F.; ZEBKER, H. A rigid and weathered ice shell on Titan. Nature. Roč. 500, čís. 7464, s. 550–552. Dostupné online. DOI 10.1038/nature12400. 
  24. ↑ a b Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  25. ↑ CANUP, Robin M. Origin of Saturn’s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite. Nature. Roč. 468, čís. 7326, s. 943–926. Dostupné online. DOI 10.1038/nature09661. 
  26. ↑ MOVSHOVITZ, N.; NIMMO, F.; KORYCANSKY, D. G. Disruption and reaccretion of midsized moons during an outer solar system Late Heavy Bombardment. Geophysical Research Letters. 2015-01-28, roč. 42, čís. 2, s. 2014GL062133. Dostupné online [cit. 2017-04-15]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1002/2014GL062133. (anglicky) 
  27. ↑ Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn. www.spacedaily.com [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  28. ↑ SETI Institute. Moons of Saturn may be younger than the dinosaurs. Astronomy.com. Dostupné online [cit. 2017-04-15]. 
  29. ↑ Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  30. ↑ https://phys.org/news/2020-06-titan-migrating-saturn-faster-previously.html - Titan is migrating away from Saturn 100 times faster than previously predicted
  31. ↑ REDD, Nola Taylor. Titan: Facts About Saturn's Largest Moon. Space.com. 2016-06-30. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-10-15. 
  32. ↑ Vzdálené světy II, str. 170
  33. ↑ Cassini-Huygens: News-Features-the Story of Saturn. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. [online]. NASA/JPL, 2005-12-02 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  34. ↑ TURTLE, Elisabeth. Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens. [s.l.]: [s.n.], 2007. Dostupné online. 
  35. ↑ a b Vzdálené světy II, str. 172
  36. ↑ NIEMANN, H. B.; ATREYA, S. K.; BAUER, S. J. The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Nature. 2005-12-08, roč. 438, čís. 7069, s. 779–784. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/nature04122. (anglicky) 
  37. ↑ a b WAITE, J. H.; YOUNG, D. T.; CRAVENS, T. E. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere. Science. 2007-05-11, roč. 316, čís. 5826, s. 870–875. PMID 17495166. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1139727. PMID 17495166. (anglicky) 
  38. ↑ a b c Vzdálené světy II, str. 173–174
  39. ↑ SCHRÖDER, S. E.; TOMASKO, M. G.; KELLER, H. U. The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens. In: [s.l.]: [s.n.], 2005-08-01. Dostupné online. Svazek 37. S. 46.15.
  40. ↑ CHOI, Charles Q. Huygens Probe Sheds New Light on Titan. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  41. ↑ COURTLAND, Rachel. Saturn magnetises its moon Titan. New Scientist. 2008-09-11. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  42. ↑ COUSTENIS, Athena. Formation and Evolution of Titan’s Atmosphere. Space Science Reviews. 2005-01-01, roč. 116, čís. 1–2, s. 171–184. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0038-6308. DOI 10.1007/s11214-005-1954-2. (anglicky) 
  43. ↑ a b MITRI, Giuseppe; SHOWMAN, Adam P.; LUNINE, Jonathan. Hydrocarbon lakes on Titan. Icarus. 2006-11-07, roč. 2007, čís. 186, s. 385 – 394. Dostupné online. 
  44. ↑ Cassini: Mission to Saturn: Overview. Cassini: Mission to Saturn. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  45. ↑ ATREYA, Sushil K.; ADAMS, Elena Y.; NIEMANN, Hasso B. Titan's methane cycle. Planetary and Space Science. 2006-10-01, roč. 54, čís. 12, s. 1177–1187. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.pss.2006.05.028. 
  46. ↑ a b c d STOFAN, E. R.; ELACHI, C.; LUNINE, J. I. The lakes of Titan. Nature. Roč. 445, čís. 7123, s. 61–64. Dostupné online. DOI 10.1038/nature05438. 
  47. ↑ TOBIE, Gabriel; LUNINE, Jonathan I.; SOTIN, Christophe. Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan. Nature. Roč. 440, čís. 7080, s. 61–64. Dostupné online. DOI 10.1038/nature04497. 
  48. ↑ a b c NASA team investigates complex chemistry at Titan. Phys.org. 2013-04-03. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  49. ↑ PAH's in Titan's Upper Atmosphere | Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC. old.iaa.es [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-04-04. (anglicky) 
  50. ↑ GARNER, Rob. NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space. NASA. 2013-09-30. Dostupné online [cit. 2017-04-03].  Archivováno 27. 11. 2013 na Wayback Machine.
  51. ↑ NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  52. ↑ GARNER, Rob. NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan. NASA. 2014-10-24. Dostupné online [cit. 2017-04-03].  Archivováno 3. 4. 2017 na Wayback Machine.
  53. ↑ Titanic Super-rotator. Astrobiology Magazine [online]. 2005-03-11 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  54. ↑ a b c Vzdálené světy II, str. 184
  55. ↑ a b Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction - SpaceRef. spaceref.com [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2020-07-26. (anglicky) 
  56. ↑ a b LORENZ, R. D.; WALL, S.; RADEBAUGH, J. The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes. Science (New York, N.Y.). 2006-05-05, roč. 312, čís. 5774, s. 724–727. PMID 16675695. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1095-9203. DOI 10.1126/science.1123257. PMID 16675695. 
  57. ↑ Vzdálené světy II, str. 176
  58. ↑ ROBERT., Zubrin,. Entering space : creating a spacefaring civilization. [s.l.]: Jeremy P. Tarcher/Putnam Dostupné online. ISBN 1585420360. OCLC 44923588 S. 163 – 166. 
  59. ↑ COTTINI, V.; NIXON, C. A.; JENNINGS, D. E. Water vapor in Titan’s stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra. Icarus. 2012-08-01, roč. 220, čís. 2, s. 855–862. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2012.06.014. 
  60. ↑ Titan: A World Much Like Earth. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  61. ↑ FRANCIS, Matthew. Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn's moon Titan. Ars Technica. 2012-01-16. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  62. ↑ Titan Has More Oil Than Earth. Space.com. 2008-01-13. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  63. ↑ MCKAY, C. P.; POLLACK, J. B.; COURTIN, R. The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan. Science. 1991-09-06, roč. 253, čís. 5024, s. 1118–1121. PMID 11538492. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.11538492. PMID 11538492. (anglicky) 
  64. ↑ LAKDAWALLA, Erika. Titan: Arizona in an Icebox?. The Planetary Society [online]. 2005-01-21 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  65. ↑ On Titan, the Sky is Falling!. Cassini: The Grand Finale. Dostupné online [cit. 2017-06-27]. 
  66. ↑ SCHALLER, Emily L.; BROWN, Michael E.; ROE, Henry G. A large cloud outburst at Titan's south pole. Icarus. 2006-05-01, roč. 182, čís. 1, s. 224–229. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2005.12.021. 
  67. ↑ ESA. The Way the Wind Blows on Titan [online]. NASA/JPL, 2007-06-01 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  68. ↑ SHIGA, David. Huge ethane cloud discovered on Titan. New Scientist. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  69. ↑ GREICIUS, Tony. Northern Summer on Titan. NASA. 2017-06-14. Dostupné online [cit. 2017-06-27]. (anglicky) 
  70. ↑ MAHAFFY, Paul R. Intensive Titan Exploration Begins. Science. 2005-05-13, roč. 308, čís. 5724, s. 969–970. PMID 15890870. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1113205. PMID 15890870. (anglicky) 
  71. ↑ a b c CHU, Jennifer. River networks on Titan point to a puzzling geologic history. MIT News. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  72. ↑ TARIQ, Taimoor. Titan, Saturn’s largest moon is finally unravelled in detail [online]. News Pakistan, 2012-03-12 [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  73. ↑ MOORE, Jeffrey M.; PAPPALARDO, Robert T. Titan: An exogenic world?. Icarus. 2011-04-01, roč. 212, čís. 2, s. 790–806. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2011.01.019. 
  74. ↑ BATTERSBY, Stephen. Titan’s complex and strange world revealed. New Scientist. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  75. ↑ Cassini: Mission to Saturn: Cassini Orbiter. Cassini: Mission to Saturn. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  76. ↑ LORENZ, Ralph et. al. Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry. Lunar and Planetary Science Conference. 2007, roč. 38, čís. 1329. Dostupné online. 
  77. ↑ NASA/Jet Propulsion Laboratory. Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. Science Daily [online]. 2006-07-23 [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  78. ↑ BARNES, Jason W.; BROWN, Robert H.; SODERBLOM, Laurence. Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS. Icarus. 2007-01-01, roč. 186, čís. 1, s. 242–258. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2006.08.021. 
  79. ↑ KLOTZ, Irene. One of Titan's Strange Seas is Pure Methane. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  80. ↑ LE GALL, A.; MALASKA, M. J.; LORENZ, R. D. Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission. Journal of Geophysical Research: Planets. 2016-02-01, roč. 121, čís. 2, s. 2015JE004920. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 2169-9100. DOI 10.1002/2015JE004920. (anglicky) 
  81. ↑ DERMOTT, Stanley F.; SAGAN, Carl. Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan. Nature. 1995-03-16, roč. 374, čís. 6519, s. 238–240. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1038/374238a0. (anglicky) 
  82. ↑ BORTMAN, Henry. Titan: Where's the Wet Stuff?. Saturn Astrobiology Magazine [online]. 2006-11-03 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  83. ↑ LAKDAWALLA, Emily. Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?. The Planetary Society [online]. 2005-06-28 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  84. ↑ NASA - NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon. www.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2011-06-29. (anglicky) 
  85. ↑ JET PROPULSION LABORATORY. NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan. www.spaceref.com [online]. 2005-09-16 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2012-05-30. (anglicky) 
  86. ↑ LUCAS, Antoine; AHARONSON, Oded; DELEDALLE, Charles. Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data. Journal of Geophysical Research: Planets. 2014-10-01, roč. 119, čís. 10, s. 2149–2166. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 2169-9100. DOI 10.1002/2013JE004584. (anglicky) 
  87. ↑ Catalog Page for PIA08630. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  88. ↑ Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2010-02-26. 
  89. ↑ HECHT, Jeff. Ethane lakes in a red haze: Titan’s uncanny moonscape. New Scientist. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  90. ↑ a b CHOI, Charles Q. Huge Tropical Methane Lake on Saturn Moon Titan. Space.com. 2012-06-13. Dostupné online [cit. 2017-04-14]. 
  91. ↑ Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan. spaceref.com [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2020-07-26. (anglicky) 
  92. ↑ NASA - Cassini Sees Tropical Lakes on Saturn Moon. www.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-14]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2017-04-14. (anglicky) 
  93. ↑ HADHAZY, Adam. Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan. Scientific American. 2008-07-30. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  94. ↑ WYE, L. C.; ZEBKER, H. A.; LORENZ, R. D. Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data. Geophysical Research Letters. 2009-08-01, roč. 36, čís. 16, s. L16201. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1029/2009GL039588. (anglicky) 
  95. ↑ GROSSMAN, Lisa. Saturn moon’s mirror-smooth lake ‘good for skipping rocks’. New Scientist. 2009-08-21. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  96. ↑ NASA - Sunlight Glint Confirms Liquid in Titan Lake Zone. www.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2011-06-05. (anglicky) 
  97. ↑ LAKDAWALLA, Emily. Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake. planetary.org [online]. 2009-12-17 [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  98. ↑ a b WALL, Mike. Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free. Space.com. 2010-12-17. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  99. ↑ Cassini Explores a Methane Sea on Titan. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-06-27]. Dostupné online. 
  100. ↑ GREICIUS, Tony. NASA's Cassini Spacecraft Reveals Clues About Saturn Moon. NASA. 2015-11-24. Dostupné online [cit. 2017-06-27]. (anglicky)  Archivováno 17. 1. 2017 na Wayback Machine.
  101. ↑ Cassini Reveals Depths of Titan's Lakes & Seas. spaceref.com [online]. [cit. 2017-06-27]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2020-07-26. (anglicky) 
  102. ↑ Methane-filled canyons line Titan’s surface, study finds. AGU Newsroom. Dostupné online [cit. 2017-06-27]. (anglicky) 
  103. ↑ POGGIALI, V.; MASTROGIUSEPPE, M.; HAYES, A. G. Liquid-filled canyons on Titan. Geophysical Research Letters. 2016-08-16, roč. 43, čís. 15, s. 2016GL069679. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1002/2016GL069679. (anglicky) 
  104. ↑ Cassini Finds Flooded Canyons on Titan. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  105. ↑ a b PERKINS, Sid. Tides turn on Titan. Nature. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1038/nature.2012.10917. (anglicky) 
  106. ↑ Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water. ZME Science. 2012-06-29. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  107. ↑ MITRI, Giuseppe; MERIGGIOLA, Rachele; HAYES, Alex. Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan. Icarus. 2014-07-01, roč. 236, s. 169–177. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2014.03.018. 
  108. ↑ Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  109. ↑ Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  110. ↑ Catalog Page for PIA18417. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  111. ↑ Catalog Page for PIA07365. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  112. ↑ Catalog Page for PIA07368. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  113. ↑ Catalog Page for PIA08737. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  114. ↑ a b c d WOOD, Charles A.; LORENZ, Ralph; KIRK, Randy. Impact craters on Titan. Icarus. 2010-03-01, roč. 206, čís. 1, s. 334–344. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2009.08.021. 
  115. ↑ Catalog Page for PIA08425. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  116. ↑ Catalog Page for PIA08429. photojournal.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  117. ↑ IVANOV, B.A.; BASILEVSKY, A.T.; NEUKUM, G. Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan. Planetary and Space Science. Roč. 45, čís. 8, s. 993–1007. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/s0032-0633(97)00044-5. (anglicky) 
  118. ↑ a b ARTEMIEVA, Natalia; LUNINE, Jonathan. Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics. Icarus. 2003-08-01, roč. 164, čís. 2, s. 471–480. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/S0019-1035(03)00148-9. 
  119. ↑ OWEN, Tobias. Planetary science: Huygens rediscovers Titan. Nature. 2005-12-08, roč. 438, čís. 7069, s. 756–757. PMID 16363022. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1476-4687. DOI 10.1038/438756a. PMID 16363022. 
  120. ↑ CASSINI FINDS HYDROCARBON RAINS MAY FILL TITAN LAKES (Cassini Press Release). ciclops.org [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2011-07-25. 
  121. ↑ a b MOORE, J. M.; PAPPALARDO, R. T. Titan: Callisto With Weather?. AGU Fall Meeting Abstracts. 2008-12-01, roč. 11. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  122. ↑ NEISH, C.D. et.al. Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications. Session 46 Titan's Surface and Magnetic Environment Poster. 2005-09-07, roč. 37, čís. 46.11. Dostupné v archivu pořízeném z originálu.  Archivováno 14. 8. 2007 na Wayback Machine.
  123. ↑ LAKDAWALLA, Emily. Ganesa Macula isn't a dome. www.planetary.org [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  124. ↑ SOTIN, C.; JAUMANN, R.; BURATTI, B. J. Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan. Nature. 2005-06-09, roč. 435, čís. 7043, s. 786–789. PMID 15944697. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1476-4687. DOI 10.1038/nature03596. PMID 15944697. 
  125. ↑ LECORRE, L. et. al. Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan. Lunar and Planetary Science. 2008, roč. 39, čís. 1932. Dostupné online. 
  126. ↑ SHIGA, David. Giant ice flows bolster case for volcanoes on Titan. New Scientist. 2009-03-25. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  127. ↑ AMOS, Jonathan. BBC NEWS | Science/Nature | Mountain range spotted on Titan. news.bbc.co.uk [online]. 2006-12-13 [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  128. ↑ Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon. newswise.com [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  129. ↑ LOVETT, Richard A. Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?. National Geographic. 2010-12-15. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  130. ↑ PEREZ, Martin. Cassini Spies Titan's Tallest Peaks. NASA. 2016-03-23. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky)  Archivováno 19. 8. 2016 na Wayback Machine.
  131. ↑ HOGENBOOM, D. L.; KARGEL, J. S.; HOLDEN, T. C. The Ammonia-Water Phase Diagram and Phase Volumes to 4 Kbars. In: [s.l.]: [s.n.], 1994-03-01. Dostupné online. Svazek 25. S. 555.
  132. ↑ FORTES, A. D.; GRINDROD, P. M.; TRICKETT, S. K. Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism. Icarus. 2007-05-01, roč. 188, čís. 1, s. 139–153. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2006.11.002. 
  133. ↑ LAKDAWALLA, Emily. AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?". www.planetary.org [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  134. ↑ Mountains of Titan Map - 2016 Update. Cassini: Mission to Saturn. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  135. ↑ ROE, H. G.; DE PATER, I.; GIBBARD, S. G. A new 1.6-micron map of Titan's surface. Geophysical Research Letters. 2004-09-01, roč. 31, čís. 17, s. L17S03. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1029/2004GL019871. (anglicky) 
  136. ↑ LORENZ, Ralph. Planetary science. The glitter of distant seas. Science (New York, N.Y.). 2003-10-17, roč. 302, čís. 5644, s. 403–404. PMID 14526089. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1095-9203. DOI 10.1126/science.1090464. PMID 14526089. 
  137. ↑ a b c d Vzdálené světy II, str. 195
  138. ↑ Vzdálené světy II, str. 194
  139. ↑ a b GOUDARZI, Sara. Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan. Space.com. 2006-05-04. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  140. ↑ LORENZ, Ralph D. Planetary science. Winds of change on Titan. Science (New York, N.Y.). 2010-07-30, roč. 329, čís. 5991, s. 519–520. PMID 20671175. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1095-9203. DOI 10.1126/science.1192840. PMID 20671175. 
  141. ↑ a b c d Vzdálené světy II, str. 196
  142. ↑ Vzdálené světy II, str. 197
  143. ↑ Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  144. ↑ LANCASTER, Nicholas. Planetary science. Linear dunes on Titan. Science (New York, N.Y.). 2006-05-05, roč. 312, čís. 5774, s. 702–703. PMID 16675686. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 1095-9203. DOI 10.1126/science.1126292. PMID 16675686. 
  145. ↑ Titan's Smoggy Sand Grains. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2012-03-31. 
  146. ↑ Dunes on Titan need Firm Winds to Move - SpaceRef. spaceref.com [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2020-07-26. (anglicky) 
  147. ↑ BENTON, Julius L, Jr. Observing Saturn’s Satellites. [s.l.]: Springer London (Astronomers’ Observing Guides). Dostupné online. ISBN 9781852338879, ISBN 9781846280450. DOI 10.1007/1-84628-045-1_9. Kapitola Saturn and How to Observe It, s. 141–146. (anglicky) DOI: 10.1007/1-84628-045-1_9. 
  148. ↑ AVALENCIA@CANTV.NET, Andrés Valencia. ARVAL - Classic Satellites of the Solar System. www.oarval.org [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2011-08-25. 
  149. ↑ a b CHAMBERLIN, Alan. Planetary Satellite Physical Parameters. ssd.jpl.nasa.gov [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  150. ↑ KUIPER, Gerard P. Titan: a Satellite with an Atmosphere.. The Astrophysical Journal. 1944-11-01, roč. 100, s. 378. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/144679. (anglicky) 
  151. ↑ ADMINISTRATOR, NASA. The Pioneer Missions. NASA. 2015-03-03. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky)  Archivováno 29. 6. 2011 na Wayback Machine.
  152. ↑ Pioneer XI [online]. Photo Index. NASA [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. [nedostupný zdroj]
  153. ↑ Vzdálené světy II, str. 162
  154. ↑ BELL, Jim. The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission. [s.l.]: Penguin Publishing Group 229 s. Dostupné online. ISBN 9780698186156. S. 93. (anglicky) Dále jen Bell. 
  155. ↑ Bell, str. 93
  156. ↑ RICHARDSON, James; LORENZ, Ralph D.; MCEWEN, Alfred. Titan's surface and rotation: new results from Voyager 1 images. Icarus. 2004-07-01, roč. 170, čís. 1, s. 113–124. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. DOI 10.1016/j.icarus.2004.03.010. 
  157. ↑ Vzdálené světy II, str. 186
  158. ↑ Novinky z astronomie > Sonda Cassini-Huygens u Saturnu. www.observatory.cz [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  159. ↑ 2004 - 2006 Saturn Tour Highlights. Cassini Solstice Mission [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. [nedostupný zdroj]
  160. ↑ 2004 - 2006 Saturn Tour Highlights. Cassini: Mission to Saturn. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  161. ↑ Titan Flyby - (T-16) - July 22, 2006 UTC. Cassini: Mission to Saturn. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  162. ↑ MUNSELL, Kirk. Cassini Solstice Mission: Titan Flyby (T-70) - June 21, 2010. Cassini Solstice mission [online]. NASA/JPL, 2010-06-21 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  163. ↑ a b Titan Flyby T-126: Final Close Encounter, and Gateway to the Grand Finale. Cassini: Mission to Saturn. Dostupné online [cit. 2017-04-14]. 
  164. ↑ Articles - How To Land On Titan. www.ingenia.org.uk [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-02-14. (anglicky) 
  165. ↑ EDITOR@SPACETODAY.ORG, Anthony R. Curtis,. Space Today Online - Exploring Saturn - Huygens Probe. www.spacetoday.org [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  166. ↑ Huygens: the top 10 discoveries at Titan. sci.esa.int [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  167. ↑ Science highlights from Huygens: #8. Dry river beds and lakes. sci.esa.int [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  168. ↑ a b Vzdálené světy II, str. 188
  169. ↑ a b ESA. Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan. European Space Agency. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  170. ↑ PENCE, Michael; MUNSELL, Kirk. Cassini-Huygens: Operations-Huygens Mission. JPL [online]. NASA/JPL, 2007-08-27 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  171. ↑ Vzdálené světy II, str. 166
  172. ↑ ESA. Huygens landing site to be named after Hubert Curien. European Space Agency. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  173. ↑ TandEM/TSSM. sci.esa.int [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (EN) 
  174. ↑ BBC NEWS | Science & Environment | Jupiter in space agencies' sights. news.bbc.co.uk [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  175. ↑ TAYLOR, Kate. NASA picks project shortlist for next Discovery mission. TG Daily. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-09-04. (anglicky)  Archivováno 4. 9. 2012 na Wayback Machine.
  176. ↑ GREENFIELDBOYCE, Nell. Exploring A Moon By Boat. NPR.org. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  177. ↑ AHARONSON, Oded. TiME: Titan Mare Explorer [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-05-24. 
  178. ↑ AVIATR: An Airplane Mission for Titan - Universe Today. Universe Today. 2012-01-02. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  179. ↑ Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon. msnbc.com. 2012-01-10. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. (anglicky) 
  180. ↑ The plane built to soar above the clouds - on Saturn's mysterious moon Titan. Mail Online. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  181. ↑ ADAMU, Zaina. Probe would set sail on a Saturn moon [online]. CNN, 2012-10-09 [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2020-07-11. 
  182. ↑ I. Urdampilleta (1), O. Prieto-Ballesteros (2), R. Rebolo (1) and J. Sancho (1) (1) SENER, S.A., Tres Cantos, Spain; (2) Centro de Astrobiología (CSIC/INTA), Torrejón de Ardoz, Spain;. TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer [online]. EPSC Abstracts [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. 
  183. ↑ SOTIN, C. et.al. JET: Journey to Enceladus and Titan. Lunar and Planetary Science Conference. 2011, roč. 42, čís. 1326. Dostupné online. 
  184. ↑ KANE, Van. Discovery Missions for an Icy Moon with Active Plumes. www.planetary.org [online]. [cit. 2017-04-03]. Dostupné online. (anglicky) 
  185. ↑ MATOUSEK, Steve et.al. JET: Journey to Enceladus and Titan [online]. Low Cost Planetary Missions Conference. California Institute of Technology [cit. 2017-04-03]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-03-04. 
  186. ↑ WITZE, Alexandra. NASA sets sights on asteroid exploration. Nature. Dostupné online [cit. 2017-04-13]. DOI 10.1038/nature.2016.21234. (anglicky) 
  187. ↑ WALL, Mike. NASA Mulling Life-Hunting Mission to Saturn Moon Enceladus. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-04-13]. 
  188. ↑ LUNINE, J.I. et. al. FUTURE EXPLORATION OF ENCELADUS AND SATURN’S ICY MOONS [online]. USRA-Houston, 2016 [cit. 2017-04-13]. Dostupné online. 
  189. ↑ HALL, Loura. Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken. NASA. 2014-05-30. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  190. ↑ LEWIN, Sarah. NASA Funds Titan Submarine, Other Far-Out Space Exploration Ideas. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-04-03]. 
  191. ↑ a b c GRASSET, O.; SOTIN, C.; DESCHAMPS, F. On the internal structure and dynamics of Titan. Planetary and Space Science. 2000-06-01, roč. 48, čís. 7–8, s. 617–636. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. DOI 10.1016/S0032-0633(00)00039-8. 
  192. ↑ a b c FORTES, A. Exobiological Implications of a Possible Ammonia–Water Ocean inside Titan. Icarus. Roč. 146, čís. 2, s. 444–452. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. DOI 10.1006/icar.2000.6400. (anglicky) 
  193. ↑ a b c d MCKAY, Chris. Have we discovered evidence for life on Titan?. astronomy.nmsu.edu [online]. NASA Ames Research Center, Moffett Field CA, 2010 [cit. 2017-04-10]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-03-09. 
  194. ↑ a b RAULIN, FranÇois. Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: From Observations to Speculations. Space Science Reviews. 2005-01-01, roč. 116, čís. 1–2, s. 471–487. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. ISSN 0038-6308. DOI 10.1007/s11214-005-1967-x. (anglicky) 
  195. ↑ American Friends of Tel Aviv University. Lakes on Saturn's moon Titan filled with liquid hydrocarbons like ethane and methane, not water. ScienceDaily [online]. 2010-10-04 [cit. 2017-04-10]. Dostupné online. 
  196. ↑ RAULIN, François; OWEN, Tobias. Organic Chemistry and Exobiology on Titan. Space Science Reviews. 2002-07-01, roč. 104, čís. 1–4, s. 377–394. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. ISSN 0038-6308. DOI 10.1023/A:1023636623006. (anglicky) 
  197. ↑ University of Arizona, Tucson. Titan's haze may hold ingredients for life. Astronomy.com. 2010-10-08. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. 
  198. ↑ LOVETT, Richard A. Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean. news.nationalgeographic.com [online]. [cit. 2017-04-10]. Dostupné online. 
  199. ↑ a b c d MCKAY, C. P.; SMITH, H. D. Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan. Icarus. 2005-11-01, roč. 178, čís. 1, s. 274–276. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. DOI 10.1016/j.icarus.2005.05.018. 
  200. ↑ a b c 6 Why Water? Toward More Exotic Habitats | The Limits of Organic Life in Planetary Systems | The National Academies Press. Washington, D.C.: THE NATIONAL ACADEMIES PRESS, 2007. 100 s. Dostupné online. DOI 10.17226/11919. S. 69–79. (anglicky) 
  201. ↑ a b c d What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-04-10]. Dostupné online. 
  202. ↑ STROBEL, Darrell F. Molecular hydrogen in Titan’s atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions. Icarus. 2010-08-01, roč. 208, čís. 2, s. 878–886. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. DOI 10.1016/j.icarus.2010.03.003. 
  203. ↑ PUBLISHED, Mike Wall. Saturn Moon Titan Has Molecules That Could Help Make Cell Membranes. Space.com [online]. 2017-07-28 [cit. 2022-10-07]. Dostupné online. (anglicky) 
  204. ↑ PALMER, Maureen Y.; CORDINER, Martin A.; NIXON, Conor A. ALMA detection and astrobiological potential of vinyl cyanide on Titan. Science Advances. 2017-07-28, roč. 3, čís. 7, s. e1700022. PMID 28782019 PMCID: PMC5533535. Dostupné online [cit. 2022-10-07]. ISSN 2375-2548. DOI 10.1126/sciadv.1700022. PMID 28782019. 
  205. ↑ Membrány v metanových mořích Titanu [online]. 2018-03-21 [cit. 2022-10-07]. Dostupné online. 
  206. ↑ SANDSTRÖM, H.; RAHM, M. Can polarity-inverted membranes self-assemble on Titan?. Science Advances. 2020-01-24, roč. 6, čís. 4, s. eaax0272. PMID 32042894 PMCID: PMC6981084. Dostupné online [cit. 2022-10-07]. ISSN 2375-2548. DOI 10.1126/sciadv.aax0272. PMID 32042894. 
  207. ↑ BYANNE, Ju. Life 'not as we know it' possible on Saturn's moon Titan. Phys.org. 2015-02-27. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. 
  208. ↑ STEVENSON, James; LUNINE, Jonathan; CLANCY, Paulette. Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome. Science Advances. 2015-02-01, roč. 1, čís. 1, s. e1400067. PMID 26601130 PMCID: PMC4644080. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. DOI 10.1126/sciadv.1400067. PMID 26601130. 
  209. ↑ BORTMAN, Henry. Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory – Interview with Jonathan Lunine. Astrobiology Online [online]. 2004-08-28 [cit. 2017-04-10]. Přístup přes web.archive.org.. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  210. ↑ GLADMAN, Brett; DONES, Luke; LEVISON, Harold F. Impact seeding and reseeding in the inner solar system. Astrobiology. 2005-08-01, roč. 5, čís. 4, s. 483–496. PMID 16078867. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. ISSN 1531-1074. DOI 10.1089/ast.2005.5.483. PMID 16078867. 
  211. ↑ RINCON, Paul. BBC NEWS | Science & Environment | Earth could seed Titan with life. news.bbc.co.uk [online]. 2006-03-18 [cit. 2017-04-10]. Dostupné online. (anglicky) 
  212. ↑ LUNINE, Jonathan. Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity. Proceedings of the American Philosophical Society. 2010, roč. 153, čís. 4, s. 403–418. Dostupné online. 
  213. ↑ SELVANS, Michelle. Climate Change in the Solar System. National Air and Space Museum. 2012-03-07. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. (anglicky) 
  214. ↑ LORENZ, Ralph D.; LUNINE, Jonathan I.; MCKAY, Christopher P. Titan under a red giant sun: A new kind of “habitable” moon. Geophysical Research Letters. 1997-11-15, roč. 24, čís. 22, s. 2905–2908. Dostupné online [cit. 2017-04-10]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1029/97GL52843. (anglicky) 

Literatura

  • HARLAND, David M. Cassini at Saturn : Huygens results. Berlin, New York: Springer, 2007. 403 s. ISBN 9780387261294. (anglicky) 
  • COUSTENIS, Athena; TAYLOR, Fredric W. Titan : exploring an earthlike world. Hackensack (N.J.): World Scientific, 2008. 392 s. ISBN 9789812705013. (anglicky) 
  • BROWN, Robert H.; LEBRETON, Jean-Pierre; WAITE, J. H. Titan from Cassini-Huygens. Dordrecht: Springer, 2009. 535 s. ISBN 9781402092145. (anglicky) 
  • LORENZ, Ralph; MITTON, Jacqueline. Titan unveiled : Saturn's mysterious moon explored. Princeton (N.J.): Princeton University Press, 2010. 265 s. ISBN 9780691146331. (anglicky) 
  • PETRÁSEK, Tomáš; DUSZEK, Igor. Vzdálené světy II, Plynní obři a ledoví Titáni : páni a pastýři prstenců, metanové nebe a moře věčné tmy. Praha: Triton, 2010. 414 s. ISBN 978-80-7387-409-4. Kapitola Titan - svět zahalený mlhou, s. 159–294. 
  • MÜLLER-WODARG, Ingo; GRIFFITH, Caitlin A.; LELLOUCH, Emmanuel; CRAVENS, Thomas E. Titan : Interior, Surface, Atmosphere, and Space Environment. Cambridge: Cambridge University Press, 2014. 474 s. ISBN 978-0-521-19992-6. (anglicky) 

Video

  • Saturn's Titan: Voyage to the Mystery Moon. [s.l.]: WGBH Boston Video, 2006. ISBN 9781593756017. (anglicky) 

Související články

Externí odkazy

Média použitá na této stránce

PIA18410-TitanSunsetStudies-CassiniSpacecraft-20140527.jpg
Cassini Observes Sunsets on Titan (Artist's Rendering)

http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA18410

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-164

Using data collected by Cassini's Visual and Infrared Mapping Spectrometer, or VIMS, while observing Titan's sunsets, researchers created simulated spectra of Titan as if it were a planet transiting across the face of a distant star. The research helps scientists to better understand observations of exoplanets with hazy atmospheres.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. JPL manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The California Institute of Technology in Pasadena manages JPL for NASA. The VIMS team is based at the University of Arizona in Tucson.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://www.nasa.gov/cassini and http://saturn.jpl.nasa.gov.
Titan as seen by the Very Large Telescope (eso1417a).jpg
Autor: ESO/J.-L. Beuzit et al./SPHERE Consortium, Licence: CC BY 4.0
This infrared image of Saturn’s largest moon, Titan, was one of the first produced by the SPHERE instrument soon after it was installed on ESO’s Very Large Telescope in May 2014. This picture shows how effective the adaptive optics system is at revealing fine detail on this tiny disc (just 0.8 arcseconds across). Titan was also a target used to test SPHERE’s polarimetric capabilities, which will be crucial to the study of some exoplanets. This image was obtained by SPHERE at a wavelength of 1.59 micrometres. Titan is the largest satellite of Saturn (about 1.5 times the diameter of our Moon). It is covered with an extended atmosphere made mostly of nitrogen, with traces (about 1.5%) of methane. While at visible wavelengths, the surface of the satellite is hidden behind thick clouds, these near-infrared images have been obtained at a wavelength that permits to penetrate its atmosphere, and probe its surface.
PIA17134 - Senkyo and surroundings.jpg
The Cassini spacecraft once again dons its special infrared glasses to peer through Titan's haze and monitor its surface. Here, Cassini has recaptured the equatorial region dubbed "Senkyo." The dark features are believed to be vast dunes of hydrocarbon particles that precipitated out of Titan's atmosphere.

Titan, Saturn's largest moon, is 3,200 miles (5,150 kilometers) across. For more on Senkyo, see PIA08231.

This view looks toward Saturn-facing hemisphere of Titan. North on Titan is up and rotated 4 degrees to the left. The image was taken with the Cassini spacecraft narrow-angle camera on June 16, 2013 using a spectral filter sensitive to wavelengths of near-infrared light centered at 938 nanometers.
Two Halves of Titan.png
Seasonal changes in the atmosphere of Saturn's largest moon are captured in this natural-colour image which shows Titan with a slightly darker top half and a slightly lighter bottom half. Titan's atmosphere has a seasonal hemispheric dichotomy, and this image was taken shortly after Saturn's August 2009 equinox. Images taken using red, green and blue spectral filters were combined to create this natural-colour view. Scientists have found that the winter hemisphere typically appears to have more high-altitude haze, making it darker at shorter wavelengths (ultraviolet through blue) and brighter at infra-red wavelengths. The switch between dark and bright occurred over the course of a year or two around the last equinox. Scientists are studying the mechanism responsible for this change, and will monitor the dark-light difference as it flip-flops now that the 2009 equinox has signalled the coming of spring and then summer in the northern hemisphere. Although this hemispheric boundary appears to run directly east-west near the equator, its position is not level with latitude and is actually offset from the equator by about 10 degrees of latitude. This view looks toward the Saturn-facing side of Titan (5150 kilometres across). North on Titan is up. The images were obtained with the Cassini spacecraft wide-angle camera at a distance of approximately 174,000 kilometres from Titan. Image scale is 10 kilometres per pixel.
PIA20713-Titan-SaturnMoon-LabeledFeaturesIAU-June2015.jpg
PIA20713: Map of Titan with Labeled Features

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20713

This map of Titan shows the names of many (but not all) features on the Saturnian moon that have been approved by the International Astronomical Union. The map shows Cassini imaging coverage of Titan as of June 2015 (previously published as PIA19658 and Wiki-version).

This map was produced by the USGS Astrogeology Science Center for the International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature.

The Cassini mission is a cooperative project of NASA, ESA (the European Space Agency) and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colorado.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov and http://www.nasa.gov/cassini. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.
Titan2005.jpg
This mosaic of Titan's surface was made from 16 images. The individual images have been specially processed to remove effects of Titan's hazy atmosphere and to improve visibility of the surface near the terminator (the boundary between day and night). The images were taken with the Cassini spacecraft narrow angle camera through a filter sensitive to wavelengths of polarized infrared light and were acquired at distances ranging from approximately 226,000 to 242,000 kilometers (140,000 to 150,000 miles) from Titan.
PIA18420-Titan-MethaneClouds-20140722.gif
Clouds Over Ligeia Mare on Titan

http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA18420

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-274

Click here for full animation of PIA18420 Click on the image for the full animation http://photojournal.jpl.nasa.gov/archive/PIA18420.gif

This animated sequence of Cassini images shows methane clouds moving above the large methane sea on Saturn's moon Titan known as Ligeia Mare.

The spacecraft captured the views between July 20 and July 22, 2014, as it departed Titan following a flyby. Cassini tracked the system of clouds as it developed and dissipated over Ligeia Mare during this two-day period. Measurements of the cloud motions indicate wind speeds of around 7 to 10 miles per hour (3 to 4.5 meters per second).

The timing between exposures in the sequence varies. In particular, there is a 17.5-hour jump between the second and third frames. Most other frames are separated by one to two hours.

A separate view, PIA18421, shows the location of these clouds relative to features in Titan's north polar region.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. NASA's Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov and http://www.nasa.gov/cassini. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.
Vortex on saturn's moon titan.png
Titan, the second-largest moon in the Solar System, has a permanent hurricane at its south pole. "Warm" air goes up the sides, gets even colder, and sinks down the center.
PIA17655 Kraken Mare crop.jpg
This colorized mosaic from NASA's Cassini mission shows the most complete view yet of Titan's northern land of lakes and seas. Saturn's moon Titan is the only world in our solar system other than Earth that has stable liquid on its surface. The liquid in Titan's lakes and seas is mostly methane and ethane.

The data were obtained by Cassini's radar instrument from 2004 to 2013. In this projection, the north pole is at the center. The view extends down to 50 degrees north latitude. In this color scheme, liquids appear blue and black depending on the way the radar bounced off the surface. Land areas appear yellow to white. A haze was added to simulate the Titan atmosphere.

Kraken Mare, Titan's largest sea, is the body in black and blue that sprawls from just below and to the right of the north pole down to the bottom right. Ligeia Mare, Titan's second largest sea, is a nearly heart-shaped body to the left and above the north pole. Punga Mare is just below the north pole.

The area above and to the left of the north pole is dotted with smaller lakes. Lakes in this area are about 30 miles (50 kilometers) across or less.

Most of the bodies of liquid on Titan occur in the northern hemisphere. In fact nearly all the lakes and seas on Titan fall into a box covering about 600 by 1,100 miles (900 by 1,800 kilometers). Only 3 percent of the liquid at Titan falls outside of this area.

Scientists are trying to identify the geologic processes that are creating large depressions capable of holding major seas in this limited area. A prime suspect is regional extension of the crust, which on Earth leads to the formation of faults creating alternating basins and roughly parallel mountain ranges. This process has shaped the Basin and Range province of the western United States, and during the period of cooler climate 13,000 years ago much of the present state of Nevada was flooded with Lake Lahontan, which (though smaller) bears a strong resemblance to the region of closely packed seas on Titan.

The original NASA image has been modified by rotating 40 deg., to put north at upper left and cropping, to show primarily Kraken Mare.

Some of the features in this image have been annotated in Wikimedia Commons.
Titan's Ly of Lakes.jpg
Cassini radar image of Titan's north polar lakes and seas. The regions marked as blue indicate seas (largest areas) and lakes (smaller features). All lakes observed to date lie above 70º latitude.
TSSM-TandEM-Montgolfiere.jpg
The montgolfière, which is part of the proposed Titan Saturn System Mission slated for launch in 2020. Around 2030 it is slated to enter Titan's atmosphere and circumnavigate the moon for six months.
PIA19657-SaturnMoon-Titan-NorthPole-20140407.jpg
PIA19657: Titan Polar Maps - 2015 - North Pole

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19657

The northern and southern hemispheres of Titan are seen in these polar stereographic maps, assembled in 2015 using the best-available images of the giant Saturnian moon from NASA's Cassini mission. The images were taken by Cassini's imaging cameras using a spectral filter centered at 938 nanometers, allowing researchers to examine variations in albedo (or inherent brightness) across the surface of Titan. These maps utilize imaging data collected through Cassini's flyby on April 7, 2014, known as "T100."

Titan's north pole was not well illuminated early in Cassini's mission, because it was winter in the northern hemisphere when the spacecraft arrived at Saturn. Cassini has been better able to observe northern latitudes in more recent years due to seasonal changes in solar illumination. Compared to the previous version of Cassini's north polar map (see PIA11146), this map provides much more detail and fills in a large area of missing data. The imaging data in these maps complement Cassini synthetic aperture radar (SAR) mapping of Titan's north pole (see PIA17655).

The uniform gray area in the northern hemisphere indicates a gap in the imaging coverage of Titan's surface, to date. The missing data will be imaged by Cassini during flybys on December 15, 2016 and March 5, 2017.

Lakes are also seen in the southern hemisphere map, but they are much less common than in the north polar region. Only a lakes have been confirmed in the south. The dark, footprint-shaped feature at 180 degrees west is Ontario Lacus; a smaller lake named Crveno Lacus can be seen as a very dark spot just above Ontario. The dark-albedo area seen at the top of the southern hemisphere map (at 0 degrees west) is an area called Mezzoramia.

Each map is centered on one of the poles, and surface coverage extends southward to 60 degrees latitude. Grid lines indicate latitude in 10-degree increments and longitude in 30-degree increments. The scale in the full-size versions of these maps is 4,600 feet (1,400 meters) per pixel. The mean radius of Titan used for projection of these maps is 1,600 miles (2,575 kilometers).

The Cassini mission is a cooperative project of NASA, ESA (the European Space Agency) and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colorado.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov and http://www.nasa.gov/cassini. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.
Huygens surface color.jpg
Image of Titan's surface taken by the Huygens probe on 14 January 2005.
PIA10008 Seas and Lakes on Titan.jpg

This Cassini false-color mosaic shows all synthetic-aperture radar images to date of Titan's north polar region. Approximately 60 percent of Titan's north polar region, above 60 degrees north latitude, is now mapped with radar. About 14 percent of the mapped region is covered by what is interpreted as liquid hydrocarbon lakes.

Features thought to be liquid are shown in blue and black, and the areas likely to be solid surface are tinted brown. The terrain in the upper left of this mosaic is imaged at lower resolution than the remainder of the image

Most of the many lakes and seas seen so far are contained in this image, including the largest known body of liquid on Titan. These seas are most likely filled with liquid ethane, methane and dissolved nitrogen.

Many bays, islands and presumed tributary networks are associated with the seas. The large feature in the upper right center of this image is at least 100,000 square kilometers (40,000 square miles) in area, greater in extent than Lake Superior (82,000 square kilometers or 32,000 square miles), one of Earth's largest lakes. This Titan feature covers a greater fraction of the surface, at least 0.12 percent, than the Black Sea, Earth's largest terrestrial inland sea, at 0.085 percent. Larger seas may exist, as it is probable that some of these bodies are connected, either in areas unmapped by radar or under the surface (see PIA08365).

Of the 400 observed lakes and seas, 70 percent of their area is taken up by large "seas" greater than 26,000 square kilometers (10,000 square miles).

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter was designed, developed and assembled at JPL. The radar instrument was built by JPL and the Italian Space Agency, working with team members from the United States and several European countries.

For more information about the Cassini-Huygens mission, visit http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm.

The original NASA image has been modified by rotating 90 degrees clockwise, cropping and reduction in size (the linear pixel density was reduced 50%).

Some of the features in this image have been annotated in Wikimedia Commons.
Titan's orbit.svg
Autor:  
Vektory:
., Licence: CC BY-SA 3.0
The orbit of Titan, highlighted in red among six other large moons of Saturn. The outer moons are (l-r) Iapetus and Hyperion; the inner moons are (l-r) Rhea, Dione, Tethys, Enceladus and Mimas. (NOTE: the moon Mimas is missing.)
Titan-Earth-PolarClouds-20141024.jpg
NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan - This cloud in the stratosphere over Titan’s north pole (left) is similar to Earth’s polar stratospheric clouds (right). NASA scientists found that Titan’s cloud contains methane ice, which was not previously thought to form in that part of the atmosphere. Cassini first spotted the cloud in 2006.

Description:
NASA scientists have identified an unexpected high-altitude methane ice cloud on Saturn's moon Titan that is similar to exotic clouds found far above Earth's poles.

This lofty cloud, imaged by NASA's Cassini spacecraft, was part of the winter cap of condensation over Titan's north pole. Now, eight years after spotting this mysterious bit of atmospheric fluff, researchers have determined that it contains methane ice, which produces a much denser cloud than the ethane ice previously identified there.

"The idea that methane clouds could form this high on Titan is completely new," said Carrie Anderson, a Cassini participating scientist at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, and lead author of the study. "Nobody considered that possible before."

Methane clouds were already known to exist in Titan's troposphere, the lowest layer of the atmosphere. Like rain and snow clouds on Earth, those clouds form through a cycle of evaporation and condensation, with vapor rising from the surface, encountering cooler and cooler temperatures and falling back down as precipitation. On Titan, however, the vapor at work is methane instead of water.

The newly identified cloud instead developed in the stratosphere, the layer above the troposphere. Earth has its own polar stratospheric clouds, which typically form above the North Pole and South Pole between 49,000 and 82,000 feet (15 to 25 kilometers) -- well above cruising altitude for airplanes. These rare clouds don't form until the temperature drops to minus 108 degrees Fahrenheit (minus 78 degrees Celsius).

Other stratospheric clouds had been identified on Titan already, including a very thin, diffuse cloud of ethane, a chemical formed after methane breaks down. Delicate clouds made from cyanoacetylene and hydrogen cyanide, which form from reactions of methane byproducts with nitrogen molecules, also have been found there.

But methane clouds were thought unlikely in Titan's stratosphere. Because the troposphere traps most of the moisture, stratospheric clouds require extreme cold. Even the stratosphere temperature of minus 333 degrees Fahrenheit (minus 203 degrees Celsius), observed by Cassini just south of the equator, was not frigid enough to allow the scant methane in this region of the atmosphere to condense into ice.

What Anderson and her Goddard co-author, Robert Samuelson, noted is that temperatures in Titan's lower stratosphere are not the same at all latitudes. Data from Cassini's Composite Infrared Spectrometer and the spacecraft's radio science instrument showed that the high-altitude temperature near the north pole was much colder than that just south of the equator.

It turns out that this temperature difference -- as much as 11 degrees Fahrenheit (6 degrees Celsius) -- is more than enough to yield methane ice.

Other factors support the methane identification. Initial observations of the cloud system were consistent with small particles composed of ethane ice. Later observations revealed some regions to be clumpier and denser, suggesting that more than one ice could be present. The team confirmed that the larger particles are the right size for methane ice and that the expected amount of methane -- one-and-a-half percent, which is enough to form ice particles -- is present in the lower polar stratosphere.

The mechanism for forming these high-altitude clouds appears to be different from what happens in the troposphere. Titan has a global circulation pattern in which warm air in the summer hemisphere wells up from the surface and enters the stratosphere, slowly making its way to the winter pole. There, the air mass sinks back down, cooling as it descends, which allows the stratospheric methane clouds to form.

"Cassini has been steadily gathering evidence of this global circulation pattern, and the identification of this new methane cloud is another strong indicator that the process works the way we think it does," said Michael Flasar, Goddard scientist and principal investigator for Cassini's Composite Infrared Spectrometer (CIRS).

Like Earth's stratospheric clouds, this methane cloud was located near the winter pole, above 65 degrees north latitude. Anderson and Samuelson estimate that this type of cloud system -- which they call subsidence-induced methane clouds, or SIMCs for short -- could develop between 98,000 to 164,000 feet (30 to 50 kilometers) in altitude above Titan's surface.

"Titan continues to amaze with natural processes similar to those on the Earth, yet involving materials different from our familiar water," said Scott Edgington, Cassini deputy project scientist at NASA's Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena, California. "As we approach southern winter solstice on Titan, we will further explore how these cloud formation processes might vary with season."

The results of this study are available online in the journal Icarus.
PIA08391 Epimetheus, Rings and Titan.jpg
Cassini delivers this stunning vista showing small, battered Epimetheus and smog-enshrouded Titan, with Saturn's A and F rings stretching across the scene.

The color information in the colorized view is completely artificial: it is derived from red, green and blue images taken at nearly the same time and phase angle as the clear filter image. This color information was overlaid onto the previously released clear filter view (see PIA07786) in order to approximate the scene as it might appear to human eyes.

The prominent dark region visible in the A ring is the Encke gap (325 kilometers, or 200 miles wide), in which the moon Pan (26 kilometers, or 16 miles across) and several narrow ringlets reside. Moon-driven features which score the A ring can easily be seen to the left and right of the Encke gap.

A couple of bright clumps can be seen in the F ring.

Epimetheus is 116 kilometers (72 miles) across and giant Titan is 5,150 kilometers (3,200 miles) across.

The view was acquired with the Cassini spacecraft narrow-angle camera on April 28, 2006, at a distance of approximately 667,000 kilometers (415,000 miles) from Epimetheus and 1.8 million kilometers (1.1 million miles) from Titan. The image captures the illuminated side of the rings. The image scale is 4 kilometers (2 miles) per pixel on Epimetheus and 11 kilometers (7 miles) per pixel on Titan.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.
PIA19657-SaturnMoon-Titan-SouthPole-20140407.jpg
PIA19657: Titan Polar Maps - 2015 - South Pole

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19657

The northern and southern hemispheres of Titan are seen in these polar stereographic maps, assembled in 2015 using the best-available images of the giant Saturnian moon from NASA's Cassini mission. The images were taken by Cassini's imaging cameras using a spectral filter centered at 938 nanometers, allowing researchers to examine variations in albedo (or inherent brightness) across the surface of Titan. These maps utilize imaging data collected through Cassini's flyby on April 7, 2014, known as "T100."

Titan's north pole was not well illuminated early in Cassini's mission, because it was winter in the northern hemisphere when the spacecraft arrived at Saturn. Cassini has been better able to observe northern latitudes in more recent years due to seasonal changes in solar illumination. Compared to the previous version of Cassini's north polar map (see PIA11146), this map provides much more detail and fills in a large area of missing data. The imaging data in these maps complement Cassini synthetic aperture radar (SAR) mapping of Titan's north pole (see PIA17655).

The uniform gray area in the northern hemisphere indicates a gap in the imaging coverage of Titan's surface, to date. The missing data will be imaged by Cassini during flybys on December 15, 2016 and March 5, 2017.

Lakes are also seen in the southern hemisphere map, but they are much less common than in the north polar region. Only a lakes have been confirmed in the south. The dark, footprint-shaped feature at 180 degrees west is Ontario Lacus; a smaller lake named Crveno Lacus can be seen as a very dark spot just above Ontario. The dark-albedo area seen at the top of the southern hemisphere map (at 0 degrees west) is an area called Mezzoramia.

Each map is centered on one of the poles, and surface coverage extends southward to 60 degrees latitude. Grid lines indicate latitude in 10-degree increments and longitude in 30-degree increments. The scale in the full-size versions of these maps is 4,600 feet (1,400 meters) per pixel. The mean radius of Titan used for projection of these maps is 1,600 miles (2,575 kilometers).

The Cassini mission is a cooperative project of NASA, ESA (the European Space Agency) and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colorado.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov and http://www.nasa.gov/cassini. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.
Tortola Facula in infrared.jpg
This high-resolution infrared image was taken during the Cassini spacecraft's closest approach to Titan on Oct. 26, 2004. These images were obtained by Cassini's visual and infrared mapping spectrometer instrument and show a bright, circular feature (8.5 degrees latitude, minus 143.5 degrees longitude) with two elongated wings extending westwards, later named Tortola Facula and dubbed "The Snail" due to the curling shape. Scientists formerly interpeted this feature as cryovolcano. The resolution in the image varies from 2.6 kilometers (1.6 miles) per pixel to 1.8 kilometers (1.1 miles) per pixel.
Hotei Arcus on Titan.jpg
ホテイ弧状の地形
PIA09846 - Menrva.png
A bright streak of cloud graces the northern skies of Titan.

This is the second time the Cassini spacecraft's imaging cameras have spotted clouds at 60 degrees north latitude on Titan—the previous occasion being the Feb. 2007 observations during which the cameras saw the dark, hydrocarbon lakes that cover much of the north.

That cloud feature is visible at the bottom of the still image in PIA08365.

The circular, 400-kilometer wide impact feature Menrva can be seen near center.

North on Titan (5,150 kilometers, or 3,200 miles across) is up and rotated 26 degrees to the right.

The image was taken with the Cassini spacecraft narrow-angle camera on Jan. 20, 2008 using a combination of spectral filters sensitive to wavelengths of polarized infrared light centered at 938 and 746 nanometers. The view was acquired at a distance of approximately 1.3 million kilometers (800,000 miles) from Titan and at a Sun-Titan-spacecraft, or phase, angle of 58 degrees. Image scale is 8 kilometers (5 miles) per pixel. Due to scattering of light by Titan's hazy atmosphere, the sizes of surface features that can be resolved are a few times larger than the actual pixel scale.
PIA20021-SaturnMoonTitan-MagicIsland-20160302.jpg
PIA20021: Mystery Feature Evolves in Titan's Ligeia Mare

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20021

Original Caption Released with Image:
Figure 1 for PIA20021 Annotated Version
Figure 2 for PIA20021 Monochrome Version
High resolution monochrome TIFF file
(See Photojournal Note below for high resolution TIFF of main image)

These images from the Radar instrument aboard NASA's Cassini spacecraft show the evolution of a transient feature in the large hydrocarbon sea named Ligeia Mare on Saturn's moon Titan.

Analysis by Cassini scientists indicates that the bright features, informally known as the "magic island," are a phenomenon that changes over time. They conclude that the brightening is due to either waves, solids at or beneath the surface or bubbles, with waves thought to be the most likely explanation. They think tides, sea level and seafloor changes are unlikely to be responsible for the brightening.

The images in the column at left show the same region of Ligeia Mare as seen by Cassini's radar during flybys in (from top to bottom) 2007, 2013, 2014 and 2015.

The bottom image was acquired by Cassini on Jan. 11, 2015, and adds another snapshot in time as Cassini continues to monitor the ephemeral feature (previously highlighted in PIA18430). The feature is apparent in the images from 2013 and 2014, but it is not present in other images of the region.

Cassini has observed similar transient features elsewhere in Ligeia Mare, and also in Kraken Mare (see PIA19047). These features are the first instances of active processes in Titan's lakes and seas to be confirmed by multiple detections. Their changing nature demonstrates that Titan's seas are not stagnant, but rather, dynamic environments.

The Cassini radar team plans to re-observe this particular region of Ligeia Mare one more time during Cassini's final close flyby of Titan in April 2017. The results may further illuminate the phenomenon responsible for the appearance of the transient features.

The large image panel shows Ligeia Mare in its entirety. Ligeia is Titan's second-largest liquid hydrocarbon sea, and has a total area of about 50,000 square miles (130,000 square kilometers), making it 50 percent larger than Lake Superior on Earth. This panel is a mosaic of five synthetic aperture radar images acquired by Cassini between 2007 and 2014. It shows a region approximately 330 by 305 miles (530 by 490 kilometers) in area.

An earlier version of the mosaic was released as PIA17031; the new version includes new data to fill in some gaps in coverage and to improve the quality of coverage in some of the previously imaged areas.

The images have been colorized and processed for aesthetic appeal. Labeled and monochrome versions of this image are also available.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. NASA's Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, DC. The Cassini orbiter was designed, developed and assembled at JPL. The radar instrument was built by JPL and the Italian Space Agency, working with team members from the United States and several European countries.

For more information about the Cassini-Huygens mission, visit http://www.nasa.gov/cassini and http://saturn.jpl.nasa.gov.

Photojournal Note: Also available is the http://photojournal.jpl.nasa.gov/tiff/PIA20021_full.tif full resolution TIFF file PIA20021_full.tif]. This file may be too large to view from a browser; it can be downloaded onto your desktop by right-clicking on the previous link and viewed with image viewing software.
Sotra Facula.jpg
Doom Mons and Sotra Patera, apparent cryovolcanic features on Titan. Topography has been vertically exaggerated by a factor of 10. The false color shows different surface material compositions as detected by Cassini's visual and infrared mapping spectrometer.
Titan multi spectral overlay.jpg
Photograph of the Saturn moon Titan in False Color, taken by the Cassini space probe with ultraviolet and infrared camera on 26 Oct. 2004.

Original caption released with the image:

"This image shows Titan in ultraviolet and infrared wavelengths. It was taken by Cassini's imaging science subsystem on Oct. 26, 2004, and is constructed from four images acquired through different color filters. Red and green colors represent infrared wavelengths and show areas where atmospheric methane absorbs light. These colors reveal a brighter (redder) northern hemisphere. Blue represents ultraviolet wavelengths and shows the high atmosphere and detached hazes.

Titan has a gigantic atmosphere, extending hundreds of kilometers above the surface. The sharp variations in brightness on Titan's surface (and clouds near the south pole) are apparent at infrared wavelengths. The image scale of this picture is 6.4 kilometers (4 miles) per pixel.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the Cassini-Huygens mission for NASA's Office of Space Science, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras, were designed, developed and assembled at JPL. The imaging team is based at the Space Science Institute, Boulder, Colo."
Layers of Titan cs.jpg
Vnitřní stavba měsíce Titanu.
PIA18430-SaturnMoon-Titan-EvolvingFeature-20140821.jpg
PIA18430: Mysterious Changing Feature in Ligeia Mare

September 29, 2014

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA18430

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-327

These three images, created from Cassini Synthetic Aperture Radar (SAR) data, show the appearance and evolution of a mysterious feature in Ligeia Mare, one of the largest hydrocarbon seas on Saturn's moon Titan. The views, taken during three different Cassini flybys of Titan, show that this feature was not visible in earlier radar images of the same region and its appearance changed between 2013 and 2014.

In the images, the dark areas represent the sea, which is thought to be composed of mostly methane and ethane. Most of the bright areas represent land surface above or just beneath the water line. The mysterious bright feature appears off the coast below center in the middle and right images.

The mystery feature had not been seen in preceding SAR observations of the region from 2007 to 2009. After its first appearance in early July 2013, it was not visible in observations by Cassini's Visible and Infrared Mapping Spectrometer, obtained later in July and in September 2013. Low-resolution SAR images obtained in October 2013 also failed to recover the feature.

The SAR observation from Cassini's August 21, 2014 Titan flyby shows that the feature was still visible, although its appearance changed during the 11 months since it was last observed. The feature seems to have changed in size between the images from 2013 and 2014 -- doubling from about 30 square miles (about 75 square kilometers) to about 60 square miles (about 160 square kilometers). Ongoing analyses of these data may eliminate some of the explanations previously put forward, or reveal new clues as to what is happening in Titan's seas.

The Cassini radar team is investigating possible origins for the feature, including surface waves, rising bubbles, floating solids, solids that are suspended just below the surface or perhaps something more exotic. Researchers suspect that the appearance of this feature could be related to changing seasons on Titan, as summer draws near in the moon's northern hemisphere. Monitoring such changes is a major goal for Cassini's current extended mission.

The upper half of the middle image uses data from the April 26, 2007 Titan flyby. That area did not receive SAR coverage during the July 10, 2013 encounter, so the earlier data was used to fill-in the scene.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. NASA's Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, DC. The Cassini orbiter was designed, developed and assembled at JPL. The radar instrument was built by JPL and the Italian Space Agency, working with team members from the United States and several European countries.
Crater Menrva on Titan 2005-02-15.jpg
Menrva, the biggest known crater on Titan. Radar image by Cassini (part of original)
PIA18431-SaturnMoon-Titan-SouthPoleVortex-Cloud-20121129.jpg
Spectral Map of Titan with Polar Vortex

October 1, 2014

http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=pia18431

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-331&2

These two views of Saturn's moon Titan show the southern polar vortex, a huge, swirling cloud that was first observed by NASA's Cassini spacecraft in 2012.

The view at left is a spectral map of Titan obtained with the Cassini Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) on Nov. 29, 2012. The inset image is a natural-color close-up of the polar vortex taken by Cassini's wide-angle camera (part of the view previously released as PIA14925).

Three distinct components are evident in the VIMS image, represented by different colors: the surface of Titan (orange, near center), atmospheric haze along the limb (light green, at top) and the polar vortex (blue, at lower left).

To the VIMS instrument, the spectrum of the southern polar vortex shows a remarkable difference with respect to other portions of Titan's atmosphere: a signature of frozen hydrogen cyanide molecules (HCN). This discovery has suggested to researchers that the atmosphere of Titan's southern hemisphere is cooling much faster than expected. Observing seasonal shifts like this in the moon's climate is a major goal for Cassini's current extended mission.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. JPL manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. The California Institute of Technology in Pasadena manages JPL for NASA. The VIMS team is based at the University of Arizona in Tucson. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov and http://www.nasa.gov/cassini. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.

The VIMS image was processed by Remco de Kok.
Titan dunes.jpg
Cassini radar sees sand dunes in Belet (a dark equatorial albedo feature) on Saturn's giant moon Titan (lower photo) that are sculpted like Namibian sand dunes on Earth (upper photo). The bright features in the lower radar photo are not clouds but topographic features among the dunes.
Titan-SaturnMoon-Maps-TraceGases-20141022.jpg
Autor: NRAO/AUI/NSF, Licence: CC BY 3.0
October 22, 2014

RELEASE 14-037

http://www.nasa.gov/press/goddard/2014/october/nasa-led-study-sees-titan-glowing-at-dusk-and-dawn/

IMAGE:
NASA-led Study Sees Titan Glowing at Dusk and Dawn data map of gas clouds over a linear sketch of a moon High in the atmosphere of Titan, large patches of two trace gases glow near the north pole, on the dusk side of the moon, and near the south pole, on the dawn side. Brighter colors indicate stronger signals from the two gases, HNC (left) and HC3N (right); red hues indicate less pronounced signals.

DESCRIPTION:
New maps of Saturn’s moon Titan reveal large patches of trace gases shining brightly near the north and south poles. These regions are curiously shifted off the poles, to the east or west, so that dawn is breaking over the southern region while dusk is falling over the northern one.

The pair of patches was spotted by a NASA-led international team of researchers investigating the chemical make-up of Titan’s atmosphere.

“This is an unexpected and potentially groundbreaking discovery,” said Martin Cordiner, an astrochemist working at NASA’s Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, and the lead author of the study. “These kinds of east-to-west variations have never been seen before in Titan’s atmospheric gases. Explaining their origin presents us with a fascinating new problem.”

The mapping comes from observations made by the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), a network of high-precision antennas in Chile. At the wavelengths used by these antennas, the gas-rich areas in Titan’s atmosphere glowed brightly. And because of ALMA’s sensitivity, the researchers were able to obtain spatial maps of chemicals in Titan’s atmosphere from a “snapshot” observation that lasted less than three minutes.

Titan’s atmosphere has long been of interest because it acts as a chemical factory, using energy from the sun and Saturn’s magnetic field to produce a wide range of organic, or carbon-based, molecules.

Studying this complex chemistry may provide insights into the properties of Earth’s very early atmosphere, which may have shared many chemical characteristics with present-day Titan.

In this study, the researchers focused on two organic molecules, hydrogen isocyanide (HNC) and cyanoacetylene (HC3N), that are formed in Titan’s atmosphere. At lower altitudes, the HC3N appears concentrated above Titan’s north and south poles. These findings are consistent with observations made by NASA’s Cassini spacecraft, which has found a cloud cap and high concentrations of some gases over whichever pole is experiencing winter on Titan.

The surprise came when the researchers compared the gas concentrations at different levels in the atmosphere. At the highest altitudes, the gas pockets appeared to be shifted away from the poles. These off-pole locations are unexpected because the fast-moving winds in Titan’s middle atmosphere move in an east–west direction, forming zones similar to Jupiter’s bands, though much less pronounced. Within each zone, the atmospheric gases should, for the most part, be thoroughly mixed.

The researchers do not have an obvious explanation for these findings yet.

“It seems incredible that chemical mechanisms could be operating on rapid enough timescales to cause enhanced 'pockets' in the observed molecules,” said Conor Nixon, a planetary scientist at Goddard and a coauthor of the paper, published online today in the Astrophysical Journal Letters. “We would expect the molecules to be quickly mixed around the globe by Titan’s winds.”

At the moment, the scientists are considering a number of potential explanations, including thermal effects, previously unknown patterns of atmospheric circulation, or the influence of Saturn’s powerful magnetic field, which extends far enough to engulf Titan.

Further observations are expected to improve the understanding of the atmosphere and ongoing processes on Titan and other objects throughout the solar system.

NASA’s Astrobiology Program supported this work through a grant to the Goddard Center for Astrobiology, a part of the NASA Astrobiology Institute. Additional funding came from NASA’s Planetary Atmospheres and Planetary Astronomy programs. ALMA, an international astronomy facility, is funded in Europe by the European Southern Observatory, in North America by the U.S. National Science Foundation in cooperation with the National Research Council of Canada and the National Science Council of Taiwan, and in East Asia by the National Institutes of Natural Sciences of Japan in cooperation with the Academia Sinica in Taiwan.

Nancy Neal-Jones / Elizabeth Zubritsky NASA's Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. 301-286-0039 / 301-614-5438

nancy.n.jones@nasa.gov / elizabeth.a.zubritsky@nasa.gov
Titan and rings PIA14909.jpg
Original Caption Released with Image:

The colorful globe of Saturn's largest moon, Titan, passes in front of the planet and its rings in this true color snapshot from NASA's Cassini spacecraft.

The north polar hood can be seen on Titan (3,200 miles or 5,150 kilometers across) and appears as a detached layer at the top of the moon here. See PIA08137 and PIA09739 to learn more about Titan's atmosphere and the north polar hood.

This view looks toward the northern, sunlit side of the rings from just above the ring plane.

Images taken using red, green and blue spectral filters were combined to create this natural color view. The images were obtained with the Cassini spacecraft narrow-angle camera on May 21, 2011, at a distance of approximately 1.4 million miles (2.3 million kilometers) from Titan. Image scale is 9 miles (14 kilometers) per pixel on Titan.
Huygens surface color sr.jpg
The color x2 super-resolution image of the Titan's surface as seen by the Huygens probe.