La atmósfera de Titán es la densa capa de gases que rodea Titán , la luna más grande de Saturno . Es la única atmósfera densa de un satélite natural en el Sistema Solar . La atmósfera inferior de Titán está compuesta principalmente de nitrógeno (94,2%), metano (5,65%) e hidrógeno (0,099%). [2] Hay trazas de otros hidrocarburos, como etano , diacetileno , metilacetileno , acetileno , propano , PAH.[3] y de otros gases, tales como cianoacetileno , cianuro de hidrógeno , dióxido de carbono , monóxido de carbono , cianógeno , acetonitrilo , argón y helio . [4] El estudio isotópico de la proporción de isótopos de nitrógeno también sugiere que el acetonitrilo puede estar presente en cantidades superiores al cianuro de hidrógeno y el cianoacetileno . [5] La presión superficial es aproximadamente un 50% más alta que en la Tierra a 1,5 bares (147 kPa) [1] que está cerca del punto triple del metano y permite que haya metano gaseoso en la atmósfera y metano líquido en la superficie. [6] El color naranja visto desde el espacio es producido por otras sustancias químicas más complejas en pequeñas cantidades, posiblemente tolinas , precipitados orgánicos similares al alquitrán. [7]
Información general [2] | |
---|---|
Presión superficial media | 1,5 bares (147 kPa ) [1] |
Especies quimicas | Fracción molar |
Composición [2] | |
Nitrógeno | 94,2% |
Metano | 5,65% |
Hidrógeno | 0,099% |
Historia de la observación
La presencia de una atmósfera significativa fue sospechada por primera vez por el astrónomo español Josep Comas i Solà , quien observó un claro oscurecimiento de las extremidades en Titán en 1903, [8] y lo confirmó Gerard P. Kuiper en 1944 utilizando una técnica espectroscópica que arrojó una estimación de presión parcial de metano del orden de 100 milibares (10 kPa). [9] Observaciones posteriores en la década de 1970 mostraron que las cifras de Kuiper se habían subestimado significativamente; La abundancia de metano en la atmósfera de Titán era diez veces mayor y la presión en la superficie era al menos el doble de lo que había predicho. La alta presión superficial significaba que el metano solo podía formar una pequeña fracción de la atmósfera de Titán. [10] En 1980, la Voyager 1 hizo las primeras observaciones detalladas de la atmósfera de Titán, revelando que su presión superficial era más alta que la de la Tierra, a 1,5 bares (aproximadamente 1,48 veces la de la Tierra). [11]
La misión conjunta NASA / ESA Cassini-Huygens proporcionó una gran cantidad de información sobre Titán y el sistema de Saturno en general, desde que entró en órbita el 1 de julio de 2004. Se determinó que las abundancias isotópicas atmosféricas de Titán eran evidencia de que el nitrógeno abundante en la atmósfera provino de materiales en la nube de Oort , asociados con cometas , y no de los materiales que formaron Saturno en épocas anteriores. [12] Se determinó que podrían surgir sustancias químicas orgánicas complejas en Titán, [13] incluidos los hidrocarburos aromáticos policíclicos , [14] propileno , [15] y metano . [16] [17]
La misión Dragonfly de la NASA planea aterrizar un gran vehículo aéreo en Titán en 2034. [18] La misión estudiará la habitabilidad de Titán y la química prebiótica en varios lugares. [19] La aeronave similar a un dron realizará mediciones de los procesos geológicos y la composición de la superficie y la atmósfera. [20]
Descripción general
Las observaciones de las sondas espaciales Voyager han demostrado que la atmósfera de Titanean es más densa que la de la Tierra , con una presión superficial de aproximadamente 1,48 veces la de la Tierra. [11] La atmósfera de Titán es aproximadamente 1,19 veces más masiva que la de la Tierra en general, [21] o aproximadamente 7,3 veces más masiva por superficie. Admite capas de neblina opacas que bloquean la mayor parte de la luz visible del Sol y otras fuentes y oscurecen las características de la superficie de Titán. La atmósfera es tan densa y la gravedad tan baja que los humanos podrían volar a través de ella batiendo "alas" unidas a sus brazos. [22] La menor gravedad de Titán significa que su atmósfera es mucho más extensa que la de la Tierra; incluso a una distancia de 975 km, la nave espacial Cassini tuvo que hacer ajustes para mantener una órbita estable contra la resistencia atmosférica. [23] La atmósfera de Titán es opaca en muchas longitudes de onda y es imposible adquirir un espectro de reflectancia completo de la superficie desde el exterior. [24] No fue hasta la llegada de Cassini-Huygens en 2004 que se obtuvieron las primeras imágenes directas de la superficie de Titán. La sonda Huygens no pudo detectar la dirección del Sol durante su descenso y, aunque pudo tomar imágenes de la superficie, el equipo de Huygens comparó el proceso con "tomar fotografías de un estacionamiento de asfalto al anochecer". [25]
Estructura vertical
La estructura atmosférica vertical de Titán es similar a la Tierra. Ambos tienen troposfera, estratosfera, mesosfera y termosfera. Sin embargo, la gravedad de la superficie inferior de Titán crea una atmósfera más extendida, [26] con alturas de escala de 15 a 50 km (9 a 31 millas) en comparación con 5 a 8 km (3,1 a 5 millas) en la Tierra. [6] Los datos de la Voyager , combinados con datos de Huygens y modelos radiativos-convectivos, proporcionan una mayor comprensión de la estructura atmosférica de Titán. [27]
- Troposfera: esta es la capa donde ocurre gran parte del clima en Titán. Dado que el metano se condensa fuera de la atmósfera de Titán a grandes altitudes, su abundancia aumenta por debajo de la tropopausa a una altitud de 32 km (20 millas), estabilizándose en un valor del 4,9% entre 8 km (5 millas) y la superficie. [28] [29] La lluvia de metano, la lluvia de neblina y diferentes capas de nubes se encuentran en la troposfera.
- Estratosfera: la composición atmosférica en la estratosfera es 98,4% de nitrógeno , la única atmósfera densa y rica en nitrógeno en el Sistema Solar, aparte de la de la Tierra, con el 1,6% restante compuesto principalmente de metano (1,4%) e hidrógeno (0,1-0,2%). . [28] La principal capa de neblina de tholin se encuentra en la estratosfera a unos 100-210 km (62-130 mi). En esta capa de la atmósfera hay una fuerte inversión de temperatura causada por la neblina debido a una alta proporción de opacidad de onda corta a infrarroja. [2]
- Mesosfera: Se encuentra una capa de neblina desprendida a unos 450-500 km (280-310 mi), dentro de la mesosfera . La temperatura en esta capa es similar a la de la termosfera debido al enfriamiento de las líneas de cianuro de hidrógeno (HCN). [30]
- Termosfera: La producción de partículas comienza en la termosfera [6] Esto se concluyó después de encontrar y medir iones y partículas pesadas. [31] Este fue también el acercamiento más cercano de Cassini en la atmósfera de Titán.
- Ionosfera: La ionosfera de Titán también es más compleja que la de la Tierra, con la ionosfera principal a una altitud de 1200 km (750 mi) pero con una capa adicional de partículas cargadas a 63 km (39 mi). Esto divide la atmósfera de Titán hasta cierto punto en dos cámaras de radio-resonancia separadas. La fuente de ondas naturales de frecuencia extremadamente baja (ELF) en Titán, detectadas por Cassini-Huygens , no está clara ya que no parece haber una gran actividad de rayos.
Composición y química atmosférica
La química atmosférica de Titán es diversa y compleja. Cada capa de la atmósfera tiene interacciones químicas únicas que ocurren dentro y luego interactúan con otras subcapas en la atmósfera. Por ejemplo, se cree que los hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones resultantes de la ruptura del metano por la luz ultravioleta del Sol , produciendo una niebla espesa de color naranja. [32] La siguiente tabla destaca los mecanismos de producción y pérdida de las moléculas más abundantes producidas fotoquímicamente en la atmósfera de Titán. [6]
Molécula | Producción | Pérdida |
---|---|---|
Hidrógeno | Fotólisis de metano | Escapar |
Monóxido de carbono | ||
Etano | Condensación | |
Acetileno | Condensación | |
Propano | Condensación | |
Etileno | ||
Cianuro de hidrógeno | Condensación | |
Dióxido de carbono | Condensación | |
Metilacetileno | ||
Diacetileno |
Campo magnético
Titán no tiene campo magnético , aunque los estudios de 2008 mostraron que Titán retiene restos del campo magnético de Saturno en las breves ocasiones en que pasa fuera de la magnetosfera de Saturno y está directamente expuesto al viento solar . [33] Esto puede ionizar y arrastrar algunas moléculas de la parte superior de la atmósfera. El campo magnético interno de Titán es insignificante y quizás incluso inexistente. [34] Su distancia orbital de 20,3 radios de Saturno lo coloca ocasionalmente dentro de la magnetosfera de Saturno . Sin embargo, la diferencia entre el período de rotación de Saturno (10,7 horas) y el período orbital de Titán (15,95 días) provoca una velocidad relativa de aproximadamente100 km / s entre el plasma magnetizado de Saturno y Titán. [34] Eso en realidad puede intensificar las reacciones que causan la pérdida atmosférica, en lugar de proteger la atmósfera del viento solar . [35]
Química de la ionosfera
En noviembre de 2007, los científicos descubrieron evidencia de iones negativos con aproximadamente 13 800 veces la masa de hidrógeno en la ionosfera de Titán, que se cree que caen en las regiones inferiores para formar la neblina naranja que oscurece la superficie de Titán. [36] Los iones negativos más pequeños se han identificado como aniones de cadena de carbono lineal con moléculas más grandes que muestran evidencia de estructuras más complejas, posiblemente derivadas del benceno . [37] Estos iones negativos parecen desempeñar un papel clave en la formación de moléculas más complejas, que se cree que son tolinas , y pueden formar la base de los hidrocarburos aromáticos policíclicos , los cianopolinos y sus derivados. Sorprendentemente, se ha demostrado previamente que los iones negativos como estos mejoran la producción de moléculas orgánicas más grandes en las nubes moleculares más allá de nuestro Sistema Solar, [38] una similitud que destaca la posible relevancia más amplia de los iones negativos de Titán. [39]
Circulación atmosférica
Hay un patrón de circulación de aire que fluye en la dirección de rotación de Titán, de oeste a este. Además, también se ha detectado variación estacional en la circulación atmosférica. Las observaciones de Cassini de la atmósfera realizadas en 2004 también sugieren que Titán es un "súper rotador", como Venus , con una atmósfera que gira mucho más rápido que su superficie. [40] La circulación atmosférica se explica por una gran circulación de Hadley que se produce de polo a polo. [2]
Ciclo del metano
La energía del Sol debería haber convertido todos los rastros de metano en la atmósfera de Titán en hidrocarburos más complejos en 50 millones de años, un tiempo corto en comparación con la edad del Sistema Solar. Esto sugiere que el metano debe reponerse de alguna manera mediante un depósito en Titán o dentro de él. La mayor parte del metano de Titán se encuentra en la atmósfera. El metano se transporta a través de la trampa fría en la tropopausa. [41] Por lo tanto, la circulación de metano en la atmósfera influye en el equilibrio de la radiación y la química de otras capas de la atmósfera. Si hay un depósito de metano en Titán, el ciclo solo sería estable en escalas de tiempo geológicas. [6]
La evidencia de que la atmósfera de Titán contiene más de mil veces más metano que monóxido de carbono parece descartar contribuciones significativas de los impactos de cometas, porque los cometas están compuestos de más monóxido de carbono que metano. También parece poco probable que Titán haya acumulado una atmósfera de la nebulosa primitiva de Saturno en el momento de la formación; en tal caso, debería tener abundancias atmosféricas similares a la nebulosa solar, incluyendo hidrógeno y neón . [42] Muchos astrónomos han sugerido que el origen último del metano en la atmósfera de Titán proviene del propio Titán, liberado a través de erupciones de criovolcanes . [43] [44] [45]
Cielos diurnos y crepusculares (amanecer / atardecer)
Se espera que el brillo del cielo y las condiciones de visión sean bastante diferentes de la Tierra y Marte debido a la mayor distancia de Titán del Sol (~ 10 AU ) y las complejas capas de neblina en su atmósfera. Los videos del modelo de brillo del cielo muestran cómo se ve un día soleado típico de pie en la superficie de Titán según los modelos de transferencia radiativa . [46]
Para los astronautas que ven con luz visible , el cielo diurno tiene un color naranja claramente oscuro y parece uniforme en todas las direcciones debido a la importante dispersión de Mie de las muchas capas de neblina a gran altitud. [46] Se calcula que el cielo diurno es ~ 100-1000 veces más tenue que una tarde en la Tierra, [46] que es similar a las condiciones de visión de un smog espeso o humo de fuego denso . Se espera que las puestas de sol en Titán sean "eventos decepcionantes", [46] donde el Sol desaparece aproximadamente a la mitad del cielo (~ 50 ° sobre el horizonte ) sin un cambio de color distintivo. Después de eso, el cielo se oscurecerá lentamente hasta que llegue la noche. Sin embargo, se espera que la superficie permanezca tan brillante como la Luna llena hasta 1 día terrestre después de la puesta del sol . [46]
En la luz del infrarrojo cercano , los atardeceres se asemejan a un atardecer marciano o un atardecer polvoriento en el desierto. [46] La dispersión de Mie tiene una influencia más débil en longitudes de onda infrarrojas más largas, lo que permite condiciones de cielo más coloridas y variables. Durante el día, el Sol tiene una corona solar notable que cambia de color de blanco a "rojo" durante la tarde. [46] El brillo del cielo de la tarde es ~ 100 veces más tenue que la Tierra. [46] A medida que se acerca la tarde, se espera que el Sol desaparezca bastante cerca del horizonte. La profundidad óptica atmosférica de Titán es la más baja a 5 micrones . [47] Entonces, el Sol a 5 micrones puede incluso ser visible cuando está debajo del horizonte debido a la refracción atmosférica . De manera similar a las imágenes de los atardeceres marcianos de los rovers de Marte , se ve que se desarrolla una corona en forma de abanico sobre el Sol debido a la dispersión de la neblina o el polvo a gran altura. [46]
En lo que respecta a Saturno , el planeta está casi fijo en su posición en el cielo porque la órbita de Titán está bloqueada por mareas alrededor de Saturno. Sin embargo, hay un pequeño movimiento de este a oeste de 3 ° durante un año de Titán debido a la excentricidad orbital , [48] similar al analema en la Tierra. La luz solar reflejada en Saturno, Saturnshine, es aproximadamente 1000 veces más débil que la insolación solar en la superficie de Titán. [48] Aunque Saturno parece varias veces más grande en el cielo que la Luna en el cielo de la Tierra, el contorno de Saturno está enmascarado por el sol más brillante durante el día. Saturno solo puede ser discernible por la noche, pero solo a una longitud de onda de 5 micrones. Esto se debe a dos factores: la pequeña profundidad óptica de la atmósfera de Titán a 5 micrones [47] [49] y las fuertes emisiones de 5 μm del lado nocturno de Saturno. [50] En luz visible, Saturno hará que el cielo sea un poco más brillante, similar a una noche nublada con luna llena en la Tierra. [48] Los anillos de Saturno están ocultos a la vista debido a la alineación del plano orbital de Titán y el plano de los anillos. [48] Se espera que Saturno muestre fases, similares a las fases de Venus en la Tierra, que iluminen parcialmente la superficie de Titán durante la noche, excepto en los eclipses . [48]
Desde el espacio exterior , las imágenes de Cassini desde el infrarrojo cercano hasta las longitudes de onda ultravioleta han demostrado que los períodos crepusculares (amanecer / atardecer) son más brillantes que durante el día en Titán. [51] [52] Los científicos esperan que el brillo planetario se debilite al pasar del lado diurno al nocturno del cuerpo planetario, conocido como terminador . Esta observación paradójica no se ha observado en ningún otro cuerpo planetario con atmósfera espesa. [52] El crepúsculo titaneo que eclipsa el lado diurno probablemente se deba a una combinación de la atmósfera de Titán que se extiende a cientos de kilómetros sobre la superficie y la intensa dispersión de Mie hacia adelante desde la neblina. [52] Los modelos de transferencia radiativa no han reproducido este efecto. [46]
Evolución atmosférica
La persistencia de una atmósfera densa en Titán ha sido enigmática ya que las atmósferas de los satélites estructuralmente similares de Júpiter , Ganímedes y Calisto son insignificantes. Aunque la disparidad aún se comprende poco, los datos de misiones recientes han proporcionado restricciones básicas sobre la evolución de la atmósfera de Titán.
En términos generales, a la distancia de Saturno , solar insolación y viento solar flujo son suficientemente baja para que los elementos y compuestos que son volátiles en los planetas terrestres tienden a acumularse en las tres fases . [53] La temperatura de la superficie de Titán también es bastante baja, alrededor de 94 K. [54] [55] En consecuencia, las fracciones de masa de sustancias que pueden convertirse en constituyentes atmosféricos son mucho mayores en Titán que en la Tierra . De hecho, las interpretaciones actuales sugieren que solo alrededor del 50% de la masa de Titán son silicatos , [56] y el resto consiste principalmente en varios hielos de H 2 O ( agua ) y NH 3 · H 2 O ( hidratos de amoníaco ). El NH 3 , que puede ser la fuente original del N 2 atmosférico de Titán ( dinitrógeno ), puede constituir hasta un 8% de la masa de NH 3 · H 2 O. Lo más probable es que Titán esté diferenciado en capas, donde la capa de agua líquida debajo del hielo I h puede ser rica en NH 3 . [ jerga ]
Hay restricciones provisionales disponibles, con la pérdida de corriente principalmente debido a la baja gravedad [57] y el viento solar [58] ayudado por la fotólisis . La pérdida de la atmósfera primitiva de Titán se puede estimar con la relación isotópica 14 N- 15 N , porque el 14 N más ligero se pierde preferentemente de la atmósfera superior bajo fotólisis y calentamiento. Debido a que la proporción original de 14 N- 15 N de Titán está pobremente restringida, la atmósfera primitiva puede haber tenido más N 2 por factores que van desde 1.5 a 100 con certeza solo en el factor más bajo. [57] Debido a que el N 2 es el componente principal (98%) de la atmósfera de Titán, [59] la proporción isotópica sugiere que gran parte de la atmósfera se ha perdido a lo largo del tiempo geológico . Sin embargo, la presión atmosférica en su superficie sigue siendo casi 1,5 veces mayor que la de la Tierra cuando comenzó con un presupuesto volátil proporcionalmente mayor que la Tierra o Marte . [55] Es posible que la mayor parte de la pérdida atmosférica se produjera dentro de los 50 millones de años de la acreción , debido a un escape altamente energético de átomos de luz que se llevaban una gran parte de la atmósfera ( escape hidrodinámico ). [58] Tal evento podría ser impulsado por los efectos de calentamiento y fotólisis de la mayor producción de fotones de rayos X y ultravioleta (XUV) del Sol temprano .
Debido a que Calisto y Ganímedes son estructuralmente similares a Titán, no está claro por qué sus atmósferas son insignificantes en relación con la de Titán. Sin embargo, el origen del N 2 de Titán a través de la fotólisis geológicamente antigua del NH 3 acumulado y desgasificado , en oposición a la desgasificación del N 2 de los clatratos acrecionales , puede ser la clave para una inferencia correcta. Si se hubiera liberado N 2 de los clatratos, 36 Ar y 38 Ar, que son isótopos primordiales inertes del Sistema Solar, también deberían estar presentes en la atmósfera, pero ninguno de los dos se ha detectado en cantidades significativas. [60] La concentración insignificante de 36 Ar y 38 Ar también indica que la temperatura de ~ 40 K requiere para atraparlos y N 2 en clatratos no existían en la de Saturno sub- nebulosa . En cambio, la temperatura puede haber sido superior a 75 K, lo que limita incluso la acumulación de NH 3 como hidratos . [61] Las temperaturas habrían sido incluso más altas en la subnebulosa joviana debido a la mayor liberación de energía potencial gravitacional, masa y proximidad al Sol, reduciendo en gran medida el inventario de NH 3 acumulado por Calisto y Ganímedes. Las atmósferas de N 2 resultantes pueden haber sido demasiado delgadas para sobrevivir a los efectos de la erosión atmosférica que ha resistido Titán. [61]
Una explicación alternativa es que los impactos de cometas liberan más energía en Calisto y Ganímedes que en Titán debido al mayor campo gravitacional de Júpiter . Eso podría erosionar las atmósferas de Calisto y Ganímedes, mientras que el material cometario en realidad construiría la atmósfera de Titán. Sin embargo, la relación 2 H– 1 H (es decir, D – H) de la atmósfera de Titán es(2,3 ± 0,5) × 10 −4 , [60] casi 1,5 veces menor que el de los cometas . [59] La diferencia sugiere que es poco probable que el material cometario sea el principal contribuyente a la atmósfera de Titán. [6] [62] La atmósfera de Titán también contiene más de mil veces más metano que monóxido de carbono, lo que apoya la idea de que el material cometario no es un contribuyente probable, ya que los cometas están compuestos de más monóxido de carbono que metano.
Ver también
- Atmósfera de Marte
Referencias
- ^ a b Lindal, GF; Madera, GE; Hotz, HB; Sweetnam, DN; Eshleman, VR; Tyler, GL (1 de febrero de 1983). "La atmósfera de Titán: un análisis de las medidas de ocultación de radio de la Voyager 1". Ícaro . 53 (2): 348–363. Código Bibliográfico : 1983Icar ... 53..348L . doi : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90155-0 . ISSN 0019-1035 .
- ^ a b c d e Catling, David C .; Kasting, James F. (10 de mayo de 2017). Evolución atmosférica en mundos habitados y sin vida (1 ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0521844123.
- ^ Cours, T .; Cordier, D .; Seignovert, B .; Maltagliati, L .; Biennier, L. (2020). "La absorción de 3,4 μm en la estratosfera de Titán: contribución de etano, propano, butano y compuestos orgánicos hidrogenados complejos". Ícaro . 339 : 113571. arXiv : 2001.02791 . Bibcode : 2020Icar..33913571C . doi : 10.1016 / j.icarus.2019.113571 . S2CID 210116807 .
- ^ Niemann, HB; et al. (2005). "La abundancia de componentes de la atmósfera de Titán del instrumento GCMS en la sonda Huygens" (PDF) . Naturaleza . 438 (7069): 779–784. Código Bibliográfico : 2005Natur.438..779N . doi : 10.1038 / nature04122 . hdl : 2027,42 / 62703 . PMID 16319830 . S2CID 4344046 .
- ^ Iino, Takahiro; Sagawa, Hideo; Tsukagoshi, Takashi (2020). " Relación isotópica 14 N / 15 N en CH 3 CN de la atmósfera de Titán medido con ALMA". El diario astrofísico . 890 (2): 95. arXiv : 2001.01484 . Código Bibliográfico : 2020ApJ ... 890 ... 95I . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab66b0 . S2CID 210023743 .
- ^ a b c d e f Horst, Sarah (2017). "Atmósfera y clima de Titán". J. Geophys. Res. Planetas . 122 (3): 432–482. arXiv : 1702.08611 . Código bibliográfico : 2017JGRE..122..432H . doi : 10.1002 / 2016JE005240 . S2CID 119482985 .
- ^ Baez, John (25 de enero de 2005). "Hallazgos de esta semana en física matemática" . Universidad de California , Riverside. Archivado desde el original el 8 de febrero de 2012 . Consultado el 22 de agosto de 2007 .
- ^ Moore, P. (1990). El Atlas del Sistema Solar . Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6.
- ^ Kuiper, GP (1944). "Titán: un satélite con atmósfera". Revista astrofísica . 100 : 378. Bibcode : 1944ApJ ... 100..378K . doi : 10.1086 / 144679 .
- ^ Coustenis, págs. 13-15
- ↑ a b Coustenis, pág. 22
- ^ Dyches, Preston; Clavin, Clavin (23 de junio de 2014). "Los bloques de construcción de Titán podrían ser anteriores a Saturno" . NASA . Consultado el 24 de junio de 2014 .
- ^ Staff (3 de abril de 2013). "El equipo de la NASA investiga la química compleja en Titán" . Phys.Org . Consultado el 11 de abril de 2013 .
- ^ López-Puertas, Manuel (6 de junio de 2013). "PAH en la atmósfera superior de Titán" . CSIC . Consultado el 6 de junio de 2013 .
- ^ Jpl.Nasa.Gov (30 de septiembre de 2013). "La nave espacial Cassini de la NASA encuentra un ingrediente de plástico doméstico en el espacio - Laboratorio de propulsión a chorro de la NASA" . Jpl.nasa.gov . Consultado el 4 de octubre de 2013 .
- ^ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (24 de octubre de 2014). "La NASA encuentra la nube de hielo de metano en la estratosfera de Titán" . NASA . Consultado el 31 de octubre de 2014 .
- ^ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (24 de octubre de 2014). "La NASA identifica la nube de hielo por encima de la altitud de crucero en Titán" . NASA . Consultado el 31 de octubre de 2014 .
- ^ "Eyes on Titan: Dragonfly Team Shapes Science Instrument Payload" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins . 9 de enero de 2019 . Consultado el 15 de marzo de 2019 .
- ^ Libélula: exploración de la química orgánica prebiótica y la habitabilidad de Titán (PDF). EP Turtle, JW Barnes, MG Trainer, RD Lorenz, SM MacKenzie, KE Hibbard, D. Adams, P. Bedini, JW Langelaan, K. Zacny y el equipo Dragonfly. Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2017 .
- ^ Langelaan JW y col. (2017) Proc. Conf. Aeroespacial IEEE
- ^ Coustenis, Athéna y Taylor, FW (2008). Titán: Explorando un mundo parecido a la Tierra . World Scientific. pag. 130. ISBN 978-981-270-501-3. Consultado el 25 de marzo de 2010 .
- ^ Zubrin, Robert (1999). Entrar en el espacio: crear una civilización espacial . Sección: Titán: Tarcher / Putnam. págs. 163-166 . ISBN 1-58542-036-0.
- ^ Tortuga, Elizabeth P. (2007). "Explorando la superficie de Titán con Cassini-Huygens" . Smithsonian . Consultado el 18 de abril de 2009 .
- ^ Schröder, SE; Tomasko, MG; Keller, HU (agosto de 2005). "El espectro de reflectancia de la superficie de Titán según lo determinado por Huygens". Sociedad Astronómica Estadounidense, DPS Meeting # 37, # 46.15; Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 37 (726): 726. Bibcode : 2005DPS .... 37.4615S .
- ^ de Selding, Petre (21 de enero de 2005). "La sonda Huygens arroja nueva luz sobre Titán" . SPACE.com. Archivado desde el original el 4 de abril de 2005 . Consultado el 28 de marzo de 2005 .
- ^ Lorenz, Ralph D. (2014). "Titán: Interior, superficie, atmósfera y entorno espacial, editado por I. Müller-Wodarg, CA Griffith, E. Lellouch y TE Cravens. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press, 2014, 474 p. $ 135, tapa dura" . Meteorítica y ciencia planetaria . 49 (6): 1139-1140. doi : 10.1111 / maps.12317 . ISBN 978-0521199926. ISSN 1945-5100 .
- ^ Catling, David C .; Robinson, Tyler D. (9 de septiembre de 2012). "Un modelo analítico radiativo-convectivo para atmósferas planetarias". El diario astrofísico . 757 (1): 104. arXiv : 1209.1833v1 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 757..104R . doi : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/104 . S2CID 54997095 .
- ^ a b "Titán: Explorando un mundo similar a la Tierra". Por Athena Coustenis, FW Taylor. World Scientific, 2008. págs. 154-155. ISBN 9812705015 , 9789812705013
- ^ Niemann, HB; et al. (2005). "La abundancia de componentes de la atmósfera de Titán del instrumento GCMS en la sonda Huygens" (PDF) . Naturaleza . 438 (7069): 779–784. Código Bibliográfico : 2005Natur.438..779N . doi : 10.1038 / nature04122 . hdl : 2027,42 / 62703 . PMID 16319830 . S2CID 4344046 .
- ^ Yelle, Roger (10 de diciembre de 1991). "Modelos no LTE de la atmósfera superior de Titán" . Revista astrofísica . 383 (1): 380–400. Código Bibliográfico : 1991ApJ ... 383..380Y . doi : 10.1086 / 170796 . ISSN 0004-637X .
- ^ Podolak, M .; Bar-Nun, A. (1 de agosto de 1979). "Una restricción en la distribución del aerosol atmosférico de Titán". Ícaro . 39 (2): 272–276. Código Bibliográfico : 1979Icar ... 39..272P . doi : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90169-6 . ISSN 0019-1035 .
- ^ Waite, JH; et al. (2007). "El proceso de formación de Tholin en la atmósfera superior de Titán". Ciencia . 316 (5826): 870–5. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 316..870W . doi : 10.1126 / science.1139727 . PMID 17495166 . S2CID 25984655 .
- ^ "La personalidad magnética de Saturno se borra en Titán" . NASA / JPL. 2008. Archivado desde el original el 20 de mayo de 2009 . Consultado el 20 de abril de 2009 .
- ^ a b H. Backes; et al. (2005). "Firma del campo magnético de Titán durante el primer encuentro con Cassini". Ciencia . 308 (5724): 992–995. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 308..992B . doi : 10.1126 / science.1109763 . PMID 15890875 . S2CID 38778517 .
- ^ DG Mitchell; et al. (2005). "Emisiones energéticas de átomos neutros de la interacción de Titán con la magnetosfera de Saturno". Ciencia . 308 (5724): 989–992. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 308..989M . doi : 10.1126 / science.1109805 . PMID 15890874 . S2CID 6795525 .
- ^ Coates, AJ; FJ Crary; GR Lewis; DT Young; JH Waite y EC Sittler (2007). "Descubrimiento de iones negativos pesados en la ionosfera de Titán" (PDF) . Geophys. Res. Lett . 34 (22): L22103. Código bibliográfico : 2007GeoRL..3422103C . doi : 10.1029 / 2007GL030978 .
- ^ Desai, RT; AJ Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; et al. (2017). "Aniones de la cadena de carbono y el crecimiento de moléculas orgánicas complejas en la ionosfera de Titán". Astrophys. J. Lett . 844 (2): L18. arXiv : 1706.01610 . Código Bib : 2017ApJ ... 844L..18D . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aa7851 . S2CID 32281365 .
- ^ Walsch, C .; N. Harada; E. Herbst y TJ Millar (2017). "LOS EFECTOS DE LOS ANIONES MOLECULARES SOBRE LA QUÍMICA DE LAS NUBES OSCURAS". Astrophys. J . 700 (1): 752–761. arXiv : 0905.0800 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 700..752W . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aa7851 . S2CID 32281365 .
- ^ "¿Cassini ha encontrado un impulsor universal de la química prebiótica en Titán?" . Agencia Espacial Europea. 26 de julio de 2017 . Consultado el 12 de agosto de 2017 .
- ^ "¿Viento o lluvia o frío de la noche de Titán?" . Revista de Astrobiología. 11 de marzo de 2005. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2007 . Consultado el 24 de agosto de 2007 .
- ^ Roe, Henry G. (2 de mayo de 2012). "Clima del metano de Titán". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 40 (1): 355–382. Código bibliográfico : 2012AREPS..40..355R . doi : 10.1146 / annurev-earth-040809-152548 .
- ^ Coustenis, A. (2005). "Formación y evolución de la atmósfera de Titán". Reseñas de ciencia espacial . 116 (1–2): 171–184. Código bibliográfico : 2005SSRv..116..171C . doi : 10.1007 / s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 .
- ^ Sushil K. Atreya; Elena Y. Adams; Hasso B. Niemann; et al. (Octubre de 2006). "Ciclo del metano de Titán". Ciencias planetarias y espaciales . 54 (12): 1177. Bibcode : 2006P & SS ... 54.1177A . doi : 10.1016 / j.pss.2006.05.028 .
- ^ Stofan, ER; et al. (2007). "Los lagos de Titán". Naturaleza . 445 (7123): 61–4. Código Bibliográfico : 2007Natur.445 ... 61S . doi : 10.1038 / nature05438 . PMID 17203056 . S2CID 4370622 .
- ^ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan y Sotin, Cristophe (2006). "La desgasificación episódica como el origen del metano atmosférico en Titán". Naturaleza . 440 (7080): 61–64. Código Bibliográfico : 2006Natur.440 ... 61T . doi : 10.1038 / nature04497 . PMID 16511489 . S2CID 4335141 .
- ^ a b c d e f g h yo j k Barnes, Jason W .; MacKenzie, Shannon M .; Lorenz, Ralph D .; Tortuga, Elizabeth P. (2 de noviembre de 2018). "Iluminación Solar Crepúsculo y Atardecer de Titán". El diario astronómico . 156 (5): 247. Bibcode : 2018AJ .... 156..247B . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aae519 . ISSN 1538-3881 .
- ^ a b Sotin, C .; Lawrence, KJ; Reinhardt, B .; Barnes, JW; Marrón, RH; Hayes, AG; Le Mouélic, S .; Rodríguez, S .; Soderblom, JM; Soderblom, LA; Baines, KH (1 de noviembre de 2012). "Observaciones de los lagos del norte de Titán a 5 μm: implicaciones para el ciclo orgánico y la geología" . Ícaro . 221 (2): 768–786. Código Bibcode : 2012Icar..221..768S . doi : 10.1016 / j.icarus.2012.08.017 . ISSN 0019-1035 .
- ^ a b c d e Lorenz, Ralph (junio de 2020). Titán, la luna de Saturno: desde hace 4.500 millones de años hasta el presente: una visión del funcionamiento y exploración del mundo más parecido a la Tierra en el sistema solar exterior . Haynes Publishing Group PLC, págs. 130-131. ISBN 978-1-78521-643-5. Consultado el 30 de noviembre de 2020 .Mantenimiento CS1: fecha y año ( enlace )
- ^ Barnes, Jason W .; Clark, Roger N .; Sotin, Christophe; Ádámkovics, Máté; Appéré, Thomas; Rodríguez, Sébastien; Soderblom, Jason M .; Brown, Robert H .; Buratti, Bonnie J .; Baines, Kevin H .; Le Mouélic, Stéphane (24 de octubre de 2013). "Un espectro de transmisión de la atmósfera polar norte de Titán de un reflejo especular del sol" . El diario astrofísico . 777 (2): 161. Bibcode : 2013ApJ ... 777..161B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 777/2/161 . hdl : 1721,1 / 94552 . ISSN 0004-637X .
- ^ BAINES, KH; DROSSART, P .; MOMARIO, TW; FORMISANO, V .; GRIFFITH, C .; BELLUCCI, G .; BIBRING, JP; MARRÓN, RH; BURATTI, BJ; CAPACCIONI, F .; CERRONI, P. (1 de junio de 2005). "Las atmósferas de Saturno y Titán en el infrarrojo cercano: primeros resultados de Cassini / Vims" . Tierra, Luna y Planetas . 96 (3): 119-147. Código bibliográfico : 2005EM & P ... 96..119B . doi : 10.1007 / s11038-005-9058-2 . ISSN 1573-0794 . S2CID 53480412 .
- ^ Abril de 2017, Charles Q. Choi 27. "En la luna Titán de Saturno, el crepúsculo eclipsa la luz del día" . Space.com . Consultado el 22 de abril de 2020 .
- ^ a b c García Muñoz, A .; Lavvas, P .; West, RA (24 de abril de 2017). "Titán más brillante en el crepúsculo que en la luz del día" . Astronomía de la naturaleza . 1 (5): 0114. arXiv : 1704.07460 . Código Bibliográfico : 2017NatAs ... 1E.114G . doi : 10.1038 / s41550-017-0114 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119491241 .
- ^ PA Bland; et al. (2005). "Fases portadoras de elementos traza en la matriz de condrita primitiva: implicaciones para el fraccionamiento de elementos volátiles en el sistema solar interior" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . XXXVI : 1841. Código Bibliográfico : 2005LPI .... 36.1841B .
- ^ FM Flasar; et al. (2005). "Temperaturas atmosféricas, vientos y composición de Titán". Ciencia . 308 (5724): 975–978. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 308..975F . doi : 10.1126 / science.1111150 . PMID 15894528 . S2CID 31833954 .
- ^ a b G. Lindal; et al. (1983). "La atmósfera de Titán: un análisis de las medidas de ocultación de radio de la Voyager 1". Ícaro . 53 (2): 348–363. Código Bibliográfico : 1983Icar ... 53..348L . doi : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90155-0 .
- ^ G. Tobie; JI Lunine; C. Sotin (2006). "La desgasificación episódica como el origen del metano atmosférico en Titán". Naturaleza . 440 (7080): 61–64. Código Bibliográfico : 2006Natur.440 ... 61T . doi : 10.1038 / nature04497 . PMID 16511489 . S2CID 4335141 .
- ^ a b JH Waite (Jr); et al. (2005). "El espectrómetro de masas de iones neutros resulta del primer sobrevuelo de Titán". Ciencia . 308 (5724): 982–986. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 308..982W . doi : 10.1126 / science.1110652 . PMID 15890873 . S2CID 20551849 .
- ^ a b T. Penz; H. Lammer; Yu.N. Kulikov; HK Biernat (2005). "La influencia del entorno de radiación y partículas solares en la evolución de la atmósfera de Titán". Avances en la investigación espacial . 36 (2): 241–250. Código bibliográfico : 2005AdSpR..36..241P . doi : 10.1016 / j.asr.2005.03.043 .
- ^ a b A. Coustenis (2005). "Formación y evolución de la atmósfera de Titán". Reseñas de ciencia espacial . 116 (1–2): 171–184. Código bibliográfico : 2005SSRv..116..171C . doi : 10.1007 / s11214-005-1954-2 . S2CID 121298964 .
- ^ a b HB Niemann; et al. (2005). "La abundancia de componentes de la atmósfera de Titán del instrumento GCMS en la sonda Huygens" (PDF) . Naturaleza . 438 (7069): 779–784. Código Bibliográfico : 2005Natur.438..779N . doi : 10.1038 / nature04122 . hdl : 2027,42 / 62703 . PMID 16319830 . S2CID 4344046 .
- ^ a b TC Owen; H. Niemann; S. Atreya; MI Zolotov (2006). "Entre el cielo y la tierra: la exploración de Titán". Discusiones de Faraday . 133 : 387–391. Código bibliográfico : 2006FaDi..133..387O . CiteSeerX 10.1.1.610.9932 . doi : 10.1039 / b517174a . PMID 17191458 .
- ^ Bockelée-Morvan, Dominique; Calmonte, Ursina; Charnley, Steven; Duprat, Jean; Graba, Cécile; Gicquel, Adeline; Hässig, Myrtha; Jehin, Emmanuël; Kawakita, Hideyo (1 de diciembre de 2015). "Medidas isotópicas cometarias" . Reseñas de ciencia espacial . 197 (1): 47–83. Código Bibliográfico : 2015SSRv..197 ... 47B . doi : 10.1007 / s11214-015-0156-9 . ISSN 1572-9672 . S2CID 53457957 .
- ^ McCartney, Gretchen; Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Bauer, Markus (24 de septiembre de 2018). "Tormentas de polvo en Titán detectadas por primera vez" . NASA . Consultado el 24 de septiembre de 2018 .
Otras lecturas
- Roe, HG (2012). "Clima del metano de Titán". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 40 (1): 355–382. Código bibliográfico : 2012AREPS..40..355R . doi : 10.1146 / annurev-earth-040809-152548 .
enlaces externos
- Medios relacionados con la atmósfera de Titán en Wikimedia Commons