維基百科

土衛六

卫星

土衛六又稱為「泰坦」（Titan），是環繞土星運行的一顆衛星，是土星衛星中最大的一個，也是太陽系第二大的衛星。荷蘭物理學家、天文學家和數學家克里斯蒂安·惠更斯在1655年3月25日發現它，也是在太陽系內繼木星伽利略衛星後發現的第一顆衛星。由於它是太陽系第一顆被發現擁有濃厚大氣層的衞星，因此被高度懷疑有生命體的存在，科學家也推測大氣中的甲烷可能是生命體的基礎。土衛六可以被視為一個時光機器，有助我們了解地球最初期的情況，揭開地球生物如何誕生之謎。

土衛六
卡西尼－惠更斯號拍攝到真實色彩的土衛六
發現
發現者克里斯蒂安·惠更斯
發現日期1655年3月25日
編號
其它名稱Saturn VI
形容詞土衛六
軌道參數[1]
近心點1186680 km
遠心點1257060 km
半長軸1221870 km
離心率0.0288
軌道週期15.945 d
軌道傾角0.34854°
隸屬天體土星
物理特徵
平均半徑2576±2 km (0.404倍地球半徑)[2]
表面積8.3×107 km2
體積7.16×1010 km3（0.066倍地球體積）
質量(1.3452±0.0002)×1023 kg (0.0225倍地球質量)[2]
平均密度1.8798±0.0044 g/cm3[2]
表面重力1.352 m/s2（0.14 g）
2.639 km/s
自轉週期15.945 d 潮汐鎖定
轉軸傾角Zero
反照率0.22[3]
溫度93.7 K (−179.5 °C)[4]
視星等8.2[5]至9.0
大氣特徵
表面氣壓146.7 kPa
成分Variable[6][7]
平流層：
98.4% 氮氣（N2）,
1.4% 甲烷（CH4）;
對流層低層：
95% N2, 4.9% CH4

名稱

編輯

惠更斯簡單的把這顆他發現的衛星稱為「Saturni Luna」（土星的月球）。之後，喬瓦尼·多梅尼科·卡西尼為了表達對法國國王路易十四的敬意將發現的四顆衛星：土衛三（忒堤斯），土衛四（狄俄涅），土衛五（瑞亞），以及土衛八（伊阿珀托斯）命名為「路易之星」（Sidera Lodoicea）。天文學家依據習慣把這五顆衛星以數字加以編號，其他的衛星則被稱為「惠更斯衛星」或「土星的第四顆衛星」（以當時已知的各衛星距離土星的距離，由近至遠排列）。至於土衛一（彌瑪斯）和土衛二（恩克拉多斯）則是在1789年被發現。

土衛六的英文名稱「泰坦」和其他另外七顆當時已知的土星衛星的名稱，都是由約翰·赫歇爾爵士命名的（約翰·赫歇爾是威廉·赫歇爾爵士之子，而威廉·赫歇爾是土衛一和土衛二的發現者）。約翰·赫歇爾在1847年出版的《在好望角天文觀測的結果》（Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope）[8]一書中把這顆新衛星命名為「泰坦」，提坦在神話中是克羅諾斯（他的羅馬神話的對應者薩圖爾努斯(或稱薩坦)為土星神）和他的兄弟姊妹們的統稱。

物理特性

編輯

土衛六是土星最大的衛星，也是太陽系第二大衛星，其體積甚至比行星水星還大（雖然質量沒有水星大），在太陽系的衛星中它的大小僅次於木星最大的衛星木衛三。但最近的觀測也顯示其濃密的大氣可能使人高估了它的直徑。

土衛六平均半徑2575公里，質量1.345×1023千克，平均密度1.880×103千克/立方米。土衛六環繞土星公轉的軌道半長徑為1,221,850公里，偏心率0.0292，軌道平面與土星赤道面的交角為0.33°，公轉周期15天22時41分24秒。土衛六被土星潮汐鎖定，其自轉周期與公轉周期相同。土衛六有濃密的大氣，主要成分是氮，表面大氣壓力1.5×105帕斯卡，表面溫度-178°C。

土衛六質量與木衛三、木衛四、海衛一與冥王星大致類似。土衛六一半是冰一半是固體材料。在多個不同結晶狀冰層下方有直徑約3,400公里的固體核心，其內部應該因重力之故仍保持著熾熱狀態。雖然土衛五以及其他的土星衛星也有類似的固體核心，但由於土衛六的體積巨大造成更強烈的重力壓縮，而使得其核心密度較其他衛星高出許多。

大氣層

編輯
主條目：土衛六大氣層
 
土衛六大氣薄霧層真彩照片

土衛六是已知唯一擁有突出大氣層的衛星[9]，也是太陽系中除地球外唯一富含氮氣的稠密大氣層。卡西尼號在2004年對其進行的觀測表明，土衛六是一個「超級旋轉體」，就像金星一樣，其大氣層旋轉速度遠快於表面[10]。旅行者號太空探測器的觀測表明，土衛六大氣層比地球的密度大，表面約為1.45個標準大氣壓，其質量大約是地球大氣總質量的1.19倍，或者說是每表面面積質量的7.3倍。不透明的薄霧層阻擋了大部分來自太陽和其他光源的可見光，並模糊了土衛六的表面特徵[11]。土衛六較低的重力意味着它的大氣層比地球大氣層向外延伸得更寬深[12]。土衛六大氣層在許多波長上都不透明，因此，從軌道上無法獲取完整的表面反射光譜[13]，直到2004年卡西尼-惠更斯號飛船抵達，才獲得了第一張土衛六表面的直接圖像[14]。

土衛六的大氣成分由氮（97%）、甲烷（2.7±0.1%）、氫（0.1–0.2%）和其他微量氣體組成[7]，還有微量的其他碳氫化合物，如乙烷、丁二炔、丙炔、乙炔和丙烷以及氰基乙炔、氰化氫、二氧化碳、一氧化碳，氰化物、氬氣和氦氣等[6]。這些碳氫化合物被認為形成於土衛六高層大氣中，是甲烷被太陽紫外線分解所產生的反應，並產生了厚厚的橙色煙霧[15]。土衛六95%的時間都處在土星磁層內，這可能有助於保護它免受太陽風的影響[16]。

來自太陽的能量應能在5000萬年內將土衛六大氣中所有微量甲烷都轉化為更複雜的碳氫化合物，這與太陽系年齡相比是很短暫的時間。這也表明甲烷必須由土衛六本身或其內部的儲層來補充[17]。大氣層中甲烷的最終來源可能是它內部，通過冰火山噴發釋放出來的[18][19][20][21]。

 
土衛六大氣層中的微量有機氣體—異氫氰酸（左）和氰基乙炔（右）。

2013年4月3日，美國宇航局根據對土衛六大氣層的模擬研究，報告稱土衛六上可能會出現複雜的有機化學物質，統稱為托林[22]。

2013年6月6日，安達盧西亞天體物理研究所（IAA-CSIC）的科學家報告在土衛六高層大氣中檢測到多環芳香烴[23][24]。

2013年9月30日，美國宇航局的卡西尼號探測器使用複合紅外光譜儀（CIRS）在土衛六大氣層中檢測到了丙烯[25]，這是首次在地球以外的衛星或行星上發現的丙烯，也是紅外光譜儀發現的第一種化學物質。丙烯的探測填補了一個神秘的觀測空白，這一空白可以追溯到1980年美國宇航局旅行者1號飛船第一次近距離飛越土衛六，期間發現構成土衛六棕色薄霧的許多氣體是碳氫化合物，理論上形成於太陽紫外線光解甲烷所產生的自由基重組[15]。

2014年10月24日，在土衛六的極地雲中發現了甲烷[26][27]。

 
土衛六上由甲烷構成的極地雲（左）與地球上水或水冰構成的極地雲（右）對比。

氣候

編輯
主條目：土衛六的氣候
 
土衛六南極上空大氣層極地渦旋

土衛六表面溫度約為 94 K（-179.2 °C），在這種氣溫下，水冰的蒸氣壓極低，因此所存在的少量水蒸氣似乎僅限於平流層中[28]。土衛六接收到的太陽光大約只有地球的1%[29]，並且在抵達地表之前，大約有90%的陽光被厚厚的大氣層吸收，最後只剩0.1%的陽光到達了地表[30]。

大氣中的甲烷會在土衛六表面產生溫室效應，否則土衛六會更寒冷[31]。另一種相反的情況則是：土衛六大氣中的霧霾會將陽光反射回太空，從而產生反溫室效應，抵消了部分溫室效應，使其表面較上層大氣明顯變冷。[32]

 
甲烷雲（動畫；2014年7月）[33]。

土衛六的雲層可能由甲烷、乙烷或其他簡單有機物組成，這些雲層分散而多變，不時籠罩着陰霾[34]。惠更斯探測器的發現表明，土衛六大氣層周期性地將液態甲烷和其他有機化合物通過降雨回落到其表面[35]。

雲層通常覆蓋了1%的土衛六球面，不過也觀察到一些爆發事件，使雲層覆蓋率迅速擴大至8%。一種假說認為，南方雲層是在夏季日照增強，導致大氣抬升產生對流時形成的。這種解釋較為勉強，事實上在土衛六南方，不僅夏至之後，在仲春時節也觀察到了雲氣的形成。南極甲烷濕度的增加可能是造成雲量迅速增多的原因[36]。直到2010年，土衛六南半球還處於夏季之中。在此之後，影響土衛六運行的土星軌道才將土衛六北半球移至到陽光下[37]。預計季節轉換後，乙烷將會開始在南極上空凝結[38]。

表面特徵

編輯
參見：土衛六表面特徵列表
 
土衛六全球地質圖(2019年)[39]
  •  
    附國際天文聯合會標註的土衛六全球地圖（2016年8月）。
  •  
    紅外光下的土衛六視圖（2004年–2017年）
  •  
    土衛六北極 (2014年)
  •  
    土衛六南極 (2014年)

土衛六的表面被描述為「複雜、流體作用和地質年輕[40]。土衛六自從太陽系形成以來就一直存在，但它的表面要年輕得多，在1億到10億年之間，地質活動可能已重塑了土衛六的表面[41]。土衛六大氣層厚度是地球的四倍[42]，這使得天文儀器很難以用可見光成像其表面[43]。卡西尼號探測器使用紅外光譜、雷達測高儀和合成孔徑雷達成像在近距飛越時繪製了部分土衛六地圖。首批圖像揭示了不同的地質情況，包括粗糙和平坦的區域。有些地貌可能起源於將水-氨混合物排放到地表的冰火山活動。也有證據表明土衛六的冰殼可能相當堅硬[44][45]，這意味着很少有地質活動[46]。

 
仙境

還有一些條紋狀的特徵，其中一些長達數百公里，似乎是由風吹顆粒所形成的[47][48]。檢測還表明地表相對平坦，少數看上去像撞擊坑的結構似乎已被填平，也許是由於碳氫化合物或火山造成的降雨所致。雷達測高顯示土衛六表面高度變化很小，通常不超過150米。偶爾會發現500米的海拔變化，土衛六上的山脈一般高幾百米至1公里以上[49]。

土衛六的表面有明亮和黑暗的廣闊區域，其中包括上都區，一處遼闊的赤道反射區，面積約澳洲般大小。1994年，它先是在哈勃空間望遠鏡拍攝的紅外線照片中被發現，後又被卡西尼號探測器觀測到。這片蜿蜒的區域布滿了丘陵，被山谷和裂峽切開[50]。某些地方縱橫交織着黑色的線性-彎曲的地形特徵，類似於山脊或裂縫，這些可能代表了構造活動，表明上都區在地質上是年輕的。或者，這些線性構造可能是液體形成的水道，表明古老的地形已經被河流系統所分割[51]。從地球表面和卡西尼號上觀察到，土衛六上其他地方都有類似大小的黑暗區域，其中至少有一處，土衛六上的第二大海洋，麗姬亞海幾乎是一座純淨的甲烷海洋[52][53]。

 
卡西尼號飛越土衛六時拍攝的拼接圖，巨大的黑暗區域為香格里拉區。
 
偽色顯示的土衛六表面細節和大氣層，圖中中右側的明亮區域為上都區。
 
土衛六紅外圖像合成照片，黑暗，布滿沙丘的芬撒爾（北）和阿茲特蘭（南）特徵區。

湖泊

編輯
主條目：土衛六湖泊
 
土衛六上的湖泊（2017年9月11日）
 
「卡西尼」雷達獲取的土衛六北極區偽色拼接圖，藍色表示雷達反射率低，這是由充滿液態乙烷、甲烷和溶解氮的碳氫化合物海洋、湖泊和河網所導致[7]，圖中左下角僅顯示了一半的是克拉肯海、右下方則是麗姬亞海。
 
三幅惠更斯所拍攝的土衛六流道系統拼接圖
 
土衛六湖泊的邊緣
(藝術想象圖)

根據旅行者1號和旅行者2號的數據顯示，土衛六有一層溫度和成分都得到合適支撐的厚厚大氣層，因此，首次提出了土衛六上可能存在碳氫化合物海洋。但直到1995年哈勃望遠鏡和其他觀測數據表明土衛六上存在液態甲烷時，才獲得了直接的證據。類似於地球上的水，這些甲烷要麼分布於不相連的區域，要麼存在於衛星級的海洋中[54]。

卡西尼號任務證實了以前的假設，當2004年探測器在抵達土星系統時，人們希望通過從反射在碳氫化合物湖或海洋表面的太陽光，探測到土衛六上的碳氫化合物湖或海洋，但最初並沒有觀察到鏡面反射[55]。在土衛六南極附近，識別到一處被命名為安大略湖的神秘黑色地貌[56]（後來確認是一座湖）[57]；通過雷達圖像，在北極附近也發現了一道可能的海岸線[58]。在2006年7月22日的一次飛越中，卡西尼號探測器上的雷達對北緯地區（當時是冬天）進行了成像，隨後在北極附近表面發現了幾處大而平坦（對雷達來說是黑色的）的斑塊[59]。根據觀察結果，2007年1月，科學家公布了「土星衛星土衛六上布滿甲烷湖的確鑿證據」[60][61]。卡西尼-惠更斯號團隊的結論是，成像的特徵幾乎可以肯定是長期尋找的碳氫化合物湖，是在地球外首次發現的穩定地表液體[60]，且部分似乎帶有與低洼地形相連接的液體流道[60]。液體侵蝕特徵似乎是最近才出現的：一些地區的流道幾乎沒有受到侵蝕，這表明土衛六上的侵蝕極其緩慢，或者其他一些最近的事件可能已摧毀了古老的河床和地貌[41]。總的來說，卡西尼號雷達觀測顯示，湖泊只覆蓋了一小部分地表，使得土衛六比地球要乾燥得多[62]。大多數湖泊都集中在兩極附近（那裡相對缺乏陽光阻止了蒸發）但在赤道沙漠地區也發現了幾個長期存在的烴湖，其中一個位於香格里拉地區惠更斯登陸點附近，面積約為美國猶他州大鹽湖的一半。但在赤道沙漠區也發現了一些長期存在的烴湖，其中一座位於香格里拉區惠更斯號着陸點附近，面積約為美國猶他州大鹽湖的一半。赤道湖可能是「綠洲」，即可能的補給源是地下含水層[63]。

2008年6月，卡西尼號上的可視化和紅外繪圖分光儀確認了安大略湖中無疑存在液態乙烷[64]。2008年12月21日，卡西尼號直接飛掠安大略湖，並在雷達上觀察到了鏡面反射，反射強度使探測接收器達到飽和，表明湖面變化不超過3毫米（這意味着表面風極小，或者湖中的烴類流體為粘性的）[65][66]。

 
來自太陽反射的土衛六碳氫化合物海的近外線輻射

2009年7月8日，卡西尼號的可視化和紅外繪圖分光儀觀測到一個鏡面反射，表明一處平整，像鏡面般的表面，也即今天所稱的鏡泊湖，一座位於北極區的湖泊，該地區剛從漫長的15年黑暗冬季中走出不久。鏡面反射表明其表面像鏡子般光滑，所以，這一觀察證實了從雷達成像得出的存在一座大型液態物體的推斷[67][68]。

2009年7月和2010年1月進行的早期雷達測量表明，安大略湖非常淺，平均深度為0.4–3米，最大深度為3到7米（9.8到23英尺）[69]。相較之下，北半球的麗姬亞海最初被測繪成深度超過8米，達到當時雷達和分析技術最大分辨值[69]。2014年發布的後續科學分析，更全面地測量了土衛六三座甲烷海的深度，顯示深度都超過200米（660英尺）。其中麗姬亞海平均深度為20至40米（66至131英尺），而它的其他部分根本沒有記錄到任何雷達反射，表明其深度超過200米（660英尺）。雖然麗姬亞海只是土衛六上第二大甲烷海，但它「所包含的液態甲烷足以填滿三座密歇根湖」[70]。

2013年5月，卡西尼號雷達高度計檢測到了土衛六的「維德浚道」（Vid Flumina，「Flumina」-土衛六河流網的專用術語），該浚道被定義為一道流向土衛六第二大碳氫化合物海-麗姬亞海的流道網。根據收到的高度計回波分析表明，這些流道實際上是一些深邃（深達570米）陡峭的峽谷，呈現強烈的鏡面反射，表明目前裡面充滿液體。這些流道中的液面高度與麗姬亞海相同，垂直落差約在0.7米以內，符合淹沒河谷的解釋。在高於麗姬亞海水位的次級支流中也觀察到鏡面反射，與所匯入的幹流相一致，這很可能是土衛六上存在液體流道的首個直接證據，也是土衛六上首次觀測到百米深的峽谷。維德浚道峽谷由此被海水淹沒，但有一些孤立的觀察證明，在更高海拔地區也分布有地表液體[71]。

在2006年至2011年六次飛越土衛六期間，卡西尼號收集了輻射跟蹤和光學導航數據，研究人員可從中大致推斷出土衛六的形狀變化。土衛六密度與一顆由60%岩石和40%水構成的天體相同。研究小組的分析表明，土衛六在每一圈軌道上，表面可隆起/沉降落差達10米，這種扭曲程度表明土衛六內部是相對可變形的，而土衛六最可能的模型是一層幾十公里厚的冰殼漂浮在全球海洋之上[72]研究小組的發現以及之前的研究結果，暗示土衛六海洋可能位於地表下100公里（62英里）內[72][73]。2014年7月2日，美國宇航局報告土衛六內部海洋可能和死海一樣咸[74][75]。2014年9月3日，美國宇航局的研究報告表明，土衛六上的甲烷雨可能與地下一層冰物質相互作用，稱為「烷醇工廠」（alkanofer），產生出乙烷和丙烷，最終可能流入河流和湖泊[76]。

2016年，卡西尼號在土衛六一系列深峭峽谷中發現了第一條流入麗姬亞海流道的證據，該流系被稱為「維德浚道」，其深度從240米到570米不等，兩側陡峭達40°，被認為是由類似地球上大峽谷的地殼隆起，或是海平面下降所形成，抑或是這兩種因素的共同作用。侵蝕深度表明，土衛六這一地區的液體流是持續了數千年的長期特徵[77]。  

 
 
北極區鏡泊湖的紅外線鏡面反射照片 右下角的博賽納湖(Bolsena Lacus)及北半球其它烴湖的透視雷達圖
 
 
土衛六北半球（左）與南半球（右）湖泊數量對比圖 土衛六南半球兩張相隔一年拍攝的照片，顯示了南極湖泊的變化。

撞擊隕石坑

編輯
 
土衛六表面一座直徑139公里[78]的撞擊坑雷達圖，顯示了平坦的底表，崎嶇的坑緣，可能還帶有一座中央峰。

卡西尼號的雷達、合成孔徑雷達和成像數據顯示，土衛六表面撞擊坑非常稀疏[41]，且似乎較土衛六地質齡更年輕[41]，已發現的少數幾座撞擊坑有：寬440公里寬（270英里）的門爾瓦（Menrva）雙環撞擊盆地，它在卡西尼號成像科學子系統（ISS）顯示為一個明暗同心的圖案[79]；直徑60公里寬（37英里），坑底平坦的辛拉普撞擊坑（Sinlap）[80]以及一座名為克薩(Ksa)的30公里（19英里）隕石坑，它黝黑的坑底上坐落了一座中央峰[81]。卡西尼號雷達和成像系統也發現了一些坑狀結構，是土衛六表面可能與撞擊有關的圓形特徵，但缺乏可識別的確鑿特徵，如卡西尼號曾觀測到一圈90公里寬（56英里），明亮粗糙，被稱之為「瓜布尼托」（Guabonito）的環狀物[82]，被認為也是一座撞擊坑，只是已被黑色的風揚沉積物所填平。在黑暗的香格里拉區和雅盧區（Aaru）還觀察到了其他一些類似特徵。2006年4月30日，卡西尼號飛越土衛六期間，雷達還觀測到了一些圓形特徵，這些特徵可能是位於明亮的上都區的隕石坑[83]。

 
麗姬亞海–合成孔徑雷達掃描圖和處理後更清晰的視圖[84]。

土衛六上許多隕坑或可能的隕坑都普遍顯示出已受侵蝕並發生改變的跡象[78]，儘管土衛六上一些隕坑的坑壁比太陽系所有其他地方的更厚實，但大多數大型隕坑的邊緣都有裂口或不完整。與其他大型冰衛星不同，土衛六缺乏因冰殼黏性松馳潛變成變余結構的證據[78]，大部分隕坑內都沒有中央峰，坑底平坦，這可能是由於撞擊產生噴發或後來的冰火山熔岩噴發所造成的。各種地質作用的填埋是土衛六隕石坑相對不足的原因之一，但大氣屏蔽也起到了一定的作用。據估計，土衛六的大氣層使其表面的隕石坑數量減少了兩倍[85]。

2007年獲得的土衛六有限（22%）高分辨率雷達覆蓋信息表明，其隕石坑分布存在不均勻性，上都區的隕坑是其他地區的2-9倍；衛星前半球的分布密度較後半球高30%；赤道沙丘地區和北極區（最常見到碳氫化合物湖和海的地區）的隕坑密度較低[78]。

卡西尼號之前的撞擊軌跡和角度模型表明，撞擊體撞擊水冰地殼的地方，坑內仍殘留有少量以液態水形式存在的噴出物，它們可能會以液體形式存在數個世紀或更長時間，足以「合成生命起源之前的簡單前驅分子」[86]。

冰火山和山脈

編輯
參見：冰火山
 
托爾托拉光斑近紅外圖像，被認為可能是一座冰火山。

長期以來，科學家們一直推測土衛六上的環境與早期地球相似，只不過溫度要低得多。2004年對大氣中氬-40的探測表明，火山曾孕育出由水和氨構成的「熔岩」羽流[87]。土衛六表面湖泊全球分布圖顯示，地表甲烷量並不足以解釋它在大氣層中的持續存在，因此，有相當一部分必須通過火山活動來添加[88]。

但儘管如此，土衛六上仍缺少可明確解釋為冰火山的表面特徵[89]。2004年卡西尼號雷達觀測發現了第一個此類特徵，叫做象頭神斑，類似於金星上發現的薄餅狀穹丘地貌特徵，因此，最初被認為是冰火山，直到2008年12月美國地球物理聯合會年會上，柯克等人否定了這一假設，發現該特徵根本不是穹丘，而是由明暗斑塊意外組合造成的[90][91]。2004年，卡西尼號還發現了一處稱為「托爾托拉光斑」（Tortola Facula）的異常明亮特徵，解釋為是一座冰火山穹丘[92]。截至到2010年，尚未發現新的類似特徵[93]。2008年12月，天文學家宣布在土衛六大氣層中發現了兩個瞬變但異常長壽的「亮點」，這些現象似乎太持久，無法單純用天氣模式來解釋，表明它們是長期冰火山活動的結果[94]。

2006年，卡西尼號還發現了一道長150公里（93英里）、寬30公里（19英里）、高1.5公里（0.93英里）的山脈。該山脈位於南半球，被認為是由冰物質組成，覆蓋着甲烷雪。構造板塊運動也許受到了附近撞擊盆地的影響，可能會形成一處使山體抬升的峪口[95]。卡西尼號探測之前，科學家們假設土衛六上的大部分地形都是撞擊構造，然而這些發現揭示了它與地球類似，這些山脈是通過地質作用所形成[96]。

2008年，傑弗里·摩爾（艾姆斯研究中心的行星地質學家）提出了另一種土衛六地質學觀點。他注意到迄今為止還沒有任何明確的土衛六火山特徵，斷言土衛六是一顆地質上已死亡的星球，它的表面形狀只是由撞擊隕石坑、流體和風蝕、崩塌及其他外因性因素作用而成。根據這一假設，甲烷不是由火山噴發出來的，而是從土衛六冰冷堅硬的內部緩慢擴散出來的。象頭神斑可能是一座已被侵蝕的撞擊坑，中央有一座黑色沙丘。某些地區所觀察到的山脊可以解釋為大型多環撞擊結構嚴重退化的陡坎，或是由於內部緩慢冷卻導致的全球地殼收縮的結果。即便在這種情況下，土衛六仍可能有一個由溫度為176 K(−97°C）的共晶水-氨混合物組成的內部海洋，這一溫度很低，可以用內核放射性元素衰變來解釋。明亮的上都區地形可能是嚴重退化的隕坑地形，類似於在木衛四表面所觀察到的。事實上，如果不是因為缺少大氣層，木衛四在此情況下完全可作為土衛六地質學的模型，傑弗里·摩爾甚至稱土衛六就是木衛四的變體[89][97]。

2009年3月，宣布在土衛六一處名為「布袋弧形特徵」(Hotei Arcus)區發現到類似熔岩流的結構，該區域的亮度似乎數月內一直在波動。儘管認為很多現象可以解釋這種波動，但人們發現該熔岩流上升到了土衛六表面上方200米（660英尺）處，這與它從地表下噴發的情況相一致[98]。

2010年12月，卡西尼號任務團隊宣布了迄今為止所發現的最令人信服的可能的冰火山，它被命名為索特拉火山口（Sotra Patera），是由至少三座山丘組成的山脈之一，每座山丘高度在1000到1500米之間，其中幾座頂部有大坑口，山底四周的地面似乎覆蓋着凍結的熔岩流[99]。

在土衛六極地區發現了可能產生於爆炸的火山口狀地貌，類似冰火山噴發所形成的低平火山口或破火山口[100]。這些結構有時嵌套或疊加在一起，帶有爆炸和崩塌的特徵，例如隆起的邊緣、暈環以及內部山丘或山脈等[100]。這些特徵所處的極地位置以及它們與土衛六湖泊和海洋的共存表明，甲烷等揮發物可能為它們提供了能量，其中一些特徵顯得相當新鮮，表明這種火山活動一直持續至今[100]。

土衛六上的最高峰大多出現在赤道附近所謂的「山脊帶」上，並被認為類似於地球上的褶皺山脈，由構造板塊的碰撞和彎曲變形所致，如落基山脈或喜馬拉雅山脈，或類似於安第斯山脈這樣的俯衝帶，在那裡，上涌的熔岩流（或低溫熔岩）從熔融的俯衝板塊中溢出到地表。形成它們的另一種可能機制是來自土星的潮汐力，因為土衛六冰冷的地幔比地球的岩漿地幔粘性小，而且它的冰岩床比地球的花崗岩岩床軟，所以山脈不可能達到地球上的那麼高。2016年，卡西尼號團隊宣布了他們認為是土衛六上最高的山峰，位於米斯林山脈，高度3337米[101]。

 
可視化和紅外繪圖分光儀繪製的冰火山索特拉火山口偽色圖，結合了基於雷達數據的三維地圖，顯示了1000米高的山峰和1500米深的火山口。

如果土衛六上真的存在火山活動，那麼我們將會假設它像地球一樣，是由地幔中放射性元素衰變所釋放的所能量驅動[94]。地球上的岩漿是由液態岩石構成，其密度比噴發時所穿過的固態岩石地殼要低。由於冰的密度比水小，土衛六上的水狀岩漿會比它的固體冰殼密度更大。這意味着土衛六上的冰火山活動需要大量額外的能量才能運作，這可以通過鄰近土星時的潮汐加熱來實現[94]，抑或驅動冰火山活動所需的壓力可能是由冰殼重量引起的，低壓冰層覆蓋在浮力活潑的硫酸銨液體之上，這種不穩定的系統會導致劇烈的羽流噴發。土衛六地表已被顆粒冰和硫酸銨渣重新覆蓋，並形成了風蝕地貌和沙丘特徵[102]。土衛六過去的地質活動可能要活躍得多，其內部演化模型表明，它的地殼厚度只有10公里，直到大約5億年前，劇烈的冰火山作用和低粘度的水岩漿才抹去了此前形成的所有表面特徵。土衛六的現代地質只在地殼增厚到50公里後才形成，因此阻礙了冰火山持續的地表重塑作用，此後發生的任何冰火山活動都會產生更粘稠的水岩漿，且所含氨和甲醇的比例更大，這也意味着土衛六的甲烷不再被主動添加到大氣層中，可能會在數千萬年內完全耗盡[103]。

土衛六上許多較著名的山脈和丘陵已被國際天文學聯合會正式命名。根據噴氣推進實驗室的說法，「按照慣例，土衛六上的山脈以中土大陸的山名命名是約翰·羅納德·魯埃爾·托爾金奇幻小說中的虛構背景」。丘群 （山丘的集合）則是以托爾金同名作品中的人物命名[104]。

黑色赤道地形

編輯
 
地球上納米布沙漠中的沙丘（上圖）與土衛六貝萊特（Belet）暗反射區中沙丘的比較。

在21世紀初地球望遠鏡拍攝的第一批土衛六表面圖像中，發現了橫跨土衛六赤道的大片黑暗地貌[105] 。在卡西尼號到達之前，這些區域被認為是液態烴的海洋[106]。卡西尼號飛船拍攝的雷達圖像顯示，其中一些區域為覆蓋着高達330英尺（100米）[107]，寬約一公里，長數十到數百公里[108]縱向沙丘的廣闊平原。這種類型的沙丘總是與平均風向對齊。在土衛六的例子中，穩定的緯向風（向東）與多變的潮汐風（大約每秒0.5米）結合在一起[109]。潮汐風是土星對土衛六大氣層潮汐力作用的結果，比地球對月亮的潮汐力強400倍，並傾向於將風推向赤道。據推測，這種風的模式會導致地表顆粒物質逐漸堆積成由西向東排列的平行沙丘。沙丘在山脈周邊散開，風向在那裡改變。

縱向（或線性）沙丘最初被認為是由中等可變風形成的，這些風要麼沿着一個平均方向，要麼在兩個不同方向之間交替。隨後的觀測表明沙丘指向東方，儘管氣候模擬顯示土衛六的表面風向西吹。在低於每秒1米的速度下，風力不足以吹走表面物質。但最近的計算機模擬表明，沙丘可能是罕見風暴的結果，這種風暴每15年才發生一次，為土衛六正處於春分點時。這些風暴產生強烈的下沉氣流，到達地面時以每秒10米的速度向東流動[110]。

土衛六上的「沙子」很可能不像地球上由小顆粒硅酸鹽構成[111]，而是液態甲烷雨侵蝕水冰基岩時形成的，並可能是以山洪暴發的形式形成的。或這些沙子也可能來自土衛六大氣層中光化學反應產生的有機固體「托林」（tholin）[107][109][112]。2008年5月對沙丘成分的研究表明，它們比土衛六其他部分含水量少，因此，很可能是由有機煤煙狀羥基聚合物在雨後聚集在一起形成的[113]。計算表明，土衛六上的沙粒密度是陸地沙粒的三分之一[114]。低密度加上土衛六乾燥的大氣層，可能會導致這些顆粒因靜電而積聚在一起。這種「粘性」可能使得接近土衛六表面溫和的微風難以移動沙丘，儘管季節性風暴所產生的更強勁風仍可能把它們吹向東方[115]。

在春分前後，強烈的下擊暴流風可以把微米大小的固體有機粒子從沙丘上掀起，形成土衛六沙塵暴，在紅外波段可以觀察到強烈而短暫的光亮[116]。

 
2009年至2010年，在土衛六上檢測到的三起沙塵暴[117]。

觀察和探索

編輯
 
旅行者1號看到的土衛二邊緣迷霧（1980年）。

肉眼看不見土衛六，但可通過小型望遠鏡或雙筒望遠鏡觀察到。由於土衛六接近土星明亮的球體和土星環，業餘觀測較為困難。部分遮住目鏡擋掉明亮的土星，可大大提升視野[118]。土衛六的最大視星等為+8.2[5]，平均相對星等為8.4[119]。相比之下，在木星系中，同樣大小的木衛三的視星等為+4.6[119]。

太空時代之前對土衛六的觀測極為有限。1907年，西班牙天文學家朱塞普·科馬斯·索拉觀察到了土衛六周邊昏暗，這是土衛六存在大氣層的第一個證據。1944年傑拉德·彼得·柯伊伯使用光譜技術探測到甲烷大氣層[120]。

 
卡西尼-惠更斯號飛越土衛六時的雷達信號研究 (藝術概念圖)。

第一艘探訪土星系統的探測器是1979年的先驅者11號，它揭示了土衛六可能太冷而無法維持生命[121]，並拍攝了土衛六的照片，包括1979年中後期土衛六和土星的合影[122]，但照片質量很快就被後來的兩艘旅行者探測器超越。

1980年和1981年旅行者1號和旅行者2號分別偵測了土衛六。旅行者1號的飛行軌跡被優化為可測定土衛六大氣層密度、成分和溫度，並獲得土衛六質量的精確測量值[123]，但大氣層迷霧阻擋了它對地表的直接成像。儘管在2004年對旅行者1號桔色濾鏡拍攝的圖片進行了複雜的數字處理，確實揭示了哈勃太空望遠鏡在紅外波段觀測到的明暗特徵，即現在所知的上都和香格里拉 （10°S 165°W / 10°S 165°W / -10; -165 (Shangri-la)）[124]，但仍不能解釋這些地區明暗地貌的成因[125]。按照原探測計劃，如果旅行者1號不能完成探訪土衛六的任務，旅行者2號則將被轉移至土衛六附近，並放棄飛向天王星和海王星，但最終，旅行者2號並未轉向土衛六，而是繼續飛往了天王星和海王星 [123]:94。

卡西尼—惠更斯號

編輯
主條目：卡西尼－惠更斯號和惠更斯號
 
卡西尼號拍攝的位於土星環前面的土衛六照片。
 
卡西尼號拍攝的位於土衛十一和土星環後面的土衛六照片。

即使有旅行者號提供的數據，土衛六仍然是個謎——一顆籠罩在大氣層中的大型衛星，很難進行詳細的觀測。

卡西尼-惠更斯號探測飛船於2004年7月1日抵達土星，開始用雷達繪製土衛六表面的地圖。卡西尼-惠更斯號是歐洲空間局和美國宇航局的一個聯合項目，被證明為非常成功的任務。卡西尼號探測器於2004年10月26日從僅距1200千米（750英里）處飛過土衛六，拍攝了土衛六表面有史以來分辨率最高的圖像，能辨別出肉眼看不見的明暗斑。

2006年7月22日，卡西尼號第一次瞄準目標，從950千米（590英里）近距離飛過土衛六；最接近的一次是2010年6月21日，從相距880千米（550英里）飛越而過[126]，並在北極地區地表發現了眾多如湖泊和海洋大小的液體[59]。

惠更斯號登陸

編輯
 
惠更斯號拍攝的土衛六表面原位圖，唯一一張比火星更遙遠天體的表面照片。
 
對比度增強後的同一照片

惠更斯號是2005年1月14日降落在土衛六上的一台大氣探測器[127]，發現土衛六上許多地表特徵似乎是由過去某個時刻的流體所形成[128]，土衛六是太空探測器所登陸到的距地球最遠的天體[129]。

2005年1月14日，惠更斯號探測器探測器傘降在土衛六表面。

惠更斯探測器降落在一處現稱為「阿迪立」（Adiri）的明亮區域最東端。探測器拍下了灰白的山丘及流向黝黑平原的黑色「河流」。目前認為這些山丘（也稱為高地）主要由水冰構成。太陽紫外線輻射在高層大氣中產生的深色有機化合物，可能會從土衛六大氣層中像雨般飄落，它們隨着甲烷雨被衝下山坡，在整個地質過程中沉積在平原上[130]。

惠更斯號着陸後拍攝到一片幽暗的平原，上面覆蓋着由水冰構成的小岩石和礫石[130]。圖中下方兩塊岩石，右邊的看上去要小一些，圖中緊靠左側的一塊寬15厘米，中間的一塊寬4厘米，離惠更斯約85厘米遠。岩石底部有受侵蝕跡象，表明可能存在過河流活動。由水和碳氫化合物冰混合而成的地表，比原先預計的要暗[131]。

2007年3月，為紀念歐空局前主席于貝爾·居里安（Hubert Curien），美國宇航局、歐空局和國際空間研委會決定將惠更斯號着陸點命名為于貝爾·居里安紀念站[132]。

蜻蜓號

編輯
主條目：蜻蜓號

由約翰斯·霍普金斯大學應用物理實驗室開發和運營的蜻蜓號任務，將於2027年6月發射[133][134]。它是一架由一台放射性同位素熱電發電機驅動的大型無人機，作為第4次新疆界計劃任務在土衛六大氣層中飛行[135][136]。它所載的儀器將研究土衛六生命前化學環境已演化到何種程度[137]，該任務計劃在2034年抵達土衛六[136]。

擬議或概念中的任務

編輯
 
為土衛六-土星系統任務設計的氣球（藝術效果圖）。

近年來，已提出了多項發送無人太空探測器探訪土衛六的概念性任務。美國航天局、歐空局和噴氣推進實驗室都已完成對這類任務的初步構想研究，但目前這些提案都還未成為投入實施的項目。

土衛六－土星系統任務（TSSM）是美國宇航局和歐空局聯合提出的探索土星衛星的計劃[138] 其設想是使用一隻熱氣球在土衛六大氣層中漂浮六個月。該提案現正處於與木衛二－木星系統任務（EJSM）競選階段。2009年2月有消息稱，歐空局/美國航天局已確定將木衛二-木星系統任務列為優先於土衛六-土星系統任務的項目[139]。

擬議中的泰坦海洋探測器（TiME）是一艘低成本的着陸器，它將濺落在土衛二北半球的一座湖中，並在湖面漂流三到六個月[140][141][142]。該項目被選中進入2011年A階段設計研究，作為美國宇航局第12次發現計劃機會公告的候選任務[143]，但最終未被選中發射[144]。

2012年初，愛達荷大學科學家詹森.巴恩斯（Jason W. Barnes）提出的另一項探訪土衛二的任務是土衛二原位和空中偵察機：一駕無人駕駛飛機（無人航空載具），它可以飛越土衛二大氣層並拍攝表面高清晰圖像。但美國航天局沒有批准所要求的7.15億美元資金，因而，項目未來的命運尚不能確定[145][146]。

2012年末，西班牙民營企業「塞納工程建設公司」（SENER）和馬德里「天體生物學中心」（Centro de astrobiologia）提出了另一項湖泊登陸器的概念設計方案。該概念的探測器被稱為「泰坦湖原位取樣推進式探測器」，簡稱「塔利斯號」（TALISE）[147][148]。與時間號探測器的主要區別在於，塔利斯號設想有自己的推進系統，因此不局限於濺落時僅在湖面上漂流[147]。

第13號發現計劃任務參選提案「土衛二和土衛六之旅」（JET），是一艘天體生物學土星軌道飛行器，它將評估土衛二和土衛六的宜居住[149][150][151]。

2015年，美國宇航局創新先進概念計劃（NIAC）獲得第二階段撥款[152]，以設計研究一艘泰坦潛艇來探索土衛二的海洋[153][154][155][156][157]。

生命起源前條件及生命

編輯
主條目：土衛六生命
參見：行星適居性

土衛六被認為是一個富含複雜有機化合物的生命起源前環境[22][158]，但它的表面處於攝氏−179度(−290.2華氏度；94.1 K）的深度凍結狀態，因此，我們所知的生命不可能存在於這顆衛星冰冷的表面[159]，然而，土衛六冰殼下似乎有一個全球性海洋，這一海洋可能具備了適合微生物生存的條件[160][161][162]。

卡西尼-惠更斯號任務沒有配備探測生命印跡或複雜有機化合物證據的儀器，它只顯示了土衛六的環境在某些方面與假設的原始地球環境相類似[163]。科學家們推測，早期地球的大氣成分與土衛六目前的相似，但有一個重要的不同之處，就是土衛六上缺乏水蒸氣[164][158]。

複雜分子物

編輯

米勒-尤里實驗和隨後的幾項實驗表明，在類似於土衛六的大氣中，加上紫外線輻射，可產生出複雜的分子和像托林這樣的聚合物。反應開始於氮和甲烷的離解，形成氰化氫和乙炔，進一步的反應已被廣泛研究[165]。

據報道，當能量應用到像土衛六大氣層那樣的氣體組合時，在產生的眾多化合物中，包含了構成脫氧核糖核酸和核糖核酸的五種核鹼基。此外，還發現有構成蛋白質的氨基酸，這是第一次在沒有液態水的情況下發現了核鹼基和氨基酸[166]。

2013年4月3日，美國宇航局報告說，根據對土衛六大氣層的模擬研究，土衛六上可能會出現複雜的有機化合物[22]。

2013年6月6日，安達盧西亞天體物理研究所的科學家報告在土衛六高層大氣中檢測到了多環芳香烴（PAH）[23][24]。

2017年7月26日，卡西尼號的科學家們確定了土衛六高層大氣中碳鏈陰離子的存在，這似乎與大型複雜有機物的產生有關[167]。這些高活性分子以前被認為有助於在星際介質中構建複雜的有機物，因此突顯出可能是一種生成複雜有機物質的通用基石[168]。

2017年7月28日，科學家們報告說，在土衛六上發現了可能與細胞膜和囊泡結構形成有關的丙烯腈或乙烯基氰化物，這是生命必不可少的組織[169][170][171]。

2018年10月，研究人員報告了從簡單有機化合物到複雜多環芳香烴（PAH）的低溫化學途徑。這種化學途徑可能有助於解釋土衛六低溫大氣中多環芳香烴的存在，並根據「多環芳香烴世界假說」，這可能是產生與我們所知生命相關的生化物質前體的重要途徑[172][173]。

可能的地下棲息地

編輯

實驗室模擬結果表明，土衛六上存在足夠的有機物質，足以開始一種類似於地球生命起源的化學進化。這一類推假定土衛六上液態水存在的時間比目前所觀察到的要長；一些理論假設撞擊產生的液態水可被保存在凍結的隔離層下[174]；也有理論認為地下深處可能存在液態氨的海洋[160][175]，有一種模型表明，在水冰地殼下存在深達200公里（120英里）的氨水溶液，儘管按地球標準看，這種環境非常極端，但生命仍能夠存活[161]，對維持任何地下海洋生物生存至關重要的是內部和上層之間的熱傳導[160]。土衛六上微生物生命的探測將取決於它的生物效應，以及對大氣中甲烷和氮氣的檢測[161]。

甲烷與地表生命

編輯
參見：假定型生物化學

據推測，生命可能存在於土衛六的液態甲烷湖中，就像地球上生活在水中的生物一樣[176]，這類生物會吸入氫氣而非氧氣，用乙炔而不是葡萄糖來進行代謝，呼出的是甲烷而不是二氧化碳[162][176]。然而，這類假想的生物體需要在攝氏 -179.2°(華氏-290.6 °；94.0K) 的深度低溫下進行代謝[159]。地球上所有的生命形式（包括甲烷菌）都使用液態水作為溶媒，據推測，土衛六上的生命可能會使用液態碳氫化合物，如甲烷或乙烷來溶解[177]。不過，水的溶解性比甲烷更高[178]，水的化學反應也更強，能通過水解分解大的有機分子[177]。以碳氫化合物為溶媒的生命體，它的生物分子將不會面臨這種的破壞風險[177]。

2005年，天體生物學家克里斯托弗·麥凱（Chris McKay）認為，如果土衛六表面確實存在產甲烷生命，它很可能會對土衛六對流層的混合比產生可測量的影響：氫氣和乙炔的水平將比預期的低得多。假設它們的代謝率與地球上產甲烷生物的代謝率相似，僅僅由於這些假設生物的消耗，土衛六表面的氫分子濃度將下降1000倍。麥凱指出，如果生命確實存在，則可以想象到，如果通過用類似酶的催化來促進代謝過程的話，土衛六上的低溫會導致代謝過程非常緩慢。他還指出，有機化合物在甲烷中的低溶解度對任何可能的生命形式都提出了更大的挑戰。主動吸收型以及具有大表面體積比的生物體，理論上可以減輕這一事實所造成的不利影響[176]。

2010年，來自約翰斯·霍普金斯大學的達雷爾·斯特羅貝爾（Darrell Strobel）發現，與低層大氣相比，土衛六高層大氣中氫分子的豐度更高，他認為向下流動的速率大約為每秒1028個分子，並在土衛六表面附近消失；正如斯特羅貝爾所指出的，他的發現與麥凱所預測的產甲烷生命形式將會產生的影響作用相一致[176][178][179]。同年，另一項研究表明，土衛六表面的乙炔含量較低，麥凱認為這符合生物體消耗碳氫化合物的假設[178]。儘管他重申了生物學假設，但他提醒說，發現的其他對氫和乙炔解釋更有可能：尚未確定的物理或化學作用（例如表面接受碳氫化合物或氫的催化）可能性，或目前物質流動模型的缺陷[162]，數據構成和傳輸模型需要被證實等等。即使如此，儘管非生物催化不如生物性成因解釋那麼令人震驚，但麥凱指出，發現一種在95 K(攝氏−180°）下的有效催化作用仍然意義重大[162]。

2010年6月，美國航天局在新聞文章中指出：「迄今為止，以甲烷為基礎的生命形式只是假設。科學家尚未有在任何地方發現這種形式的生命」[178]。正如美國宇航局聲明所說：「一些科學家認為，這些化學特徵支持了土衛六表面存在一種原始、奇異的生命形式或生命前身的論點」[178]。

2015年2月，一種低溫（深凍）條件下能在液體甲烷中發揮作用的假設性細胞膜被建模，它由含碳、氫和氮的小分子組成，具有與地球上由磷脂、碳、氫、氧和磷化合物組成的細胞膜一樣的穩定性和柔韌性。這種假想的細胞膜被稱為「azotosome」，法語中表示氮「azote」和「脂質粒」的組合[180][181]。

障礙

編輯

儘管有這些生物學上的可能，土衛六上的生命仍然面臨着巨大的障礙，任何與地球的類比都是不準確的。土衛六位於離太陽很遠的地方，表面極度寒冷，它的大氣層缺乏二氧化碳。在土衛六表面，水只能以固態的形式存在。由於這些困難，喬納森·魯寧（Jonathan Lunine）等科學家認為，與其說土衛六是一個生命可能的棲息地，不如說是一處檢驗地球上生命出現前所假設環境的實驗地[182]。雖然生命本身可能並不存在，但土衛六上生命起源前條件和相關的有機化學對於理解地球生物圈早期歷史仍然具有極大的作用[163]。利用土衛六作為生命起源前實驗地不僅需要通過航天器進行觀測，還需要實驗室實驗，以及地球上化學和光化學模擬[165]。

泛胚種假說

編輯

據推測，地球表面大型小行星和彗星的撞擊可能導致攜帶微生物的岩石碎片逃離地球引力，這表明存在泛胚種的可能性。計算表明，它們將會在太陽系中遇到包括土衛六在內的許多天體[183][184]。另一方面，喬納森·魯寧認為，土衛六低溫羥湖中的任何生物在化學上都必須與地球生命有很大的不同，以至於一種生物不可能成為另一種生物的祖先[185]。

未來狀況

編輯

在遙遠的將來，土衛六上的環境可能變得更宜居。從現在起的50億年後，當太陽變成紅巨星時，它的表面溫度可能會升高到足以支撐其表面液態水的程度，從而使它適合居住[186]。隨着太陽紫外線照射的減少，土衛六高層大氣中的薄霧將被耗盡，從而減少對地表的抗溫室效應，使大氣甲烷發揮更大的溫室作用。這些條件加在一起就可創造出一個適宜居住的環境，並可持續數億年。這對地球上的簡單生命來講，已有足夠的繁殖時間，儘管土衛六上氨的存在可能會導致化學反應進行得更慢一些[187]。

科幻作品中的土衛六

編輯

參見

編輯

參考資料

編輯
  1. ^ Unless otherwise specified: JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. [2007-08-19]. （原始內容存檔於2012-10-07）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 R. A. Jacobson, P. G. Antreasian, J. J. Bordi, K. E. Criddle, R. Ionasescu, J. B. Jones, R. A. Mackenzie, M. C. Meek, D. Parcher, F. J. Pelletier, Jr. W. M. Owen, D. C. Roth, I. M. Roundhill, J. R. Stauch. The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data. The Astronomical Journal. 2006, 132 (6): 2520 [2018-04-02]. ISSN 1538-3881. doi:10.1086/508812. （原始內容存檔於2020-07-26） （英語）. 
  3. ^ Williams, D. R. Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA. 2011-02-22 [2015-04-22]. （原始內容存檔於2010-04-30）. 
  4. ^ Mitri, G.; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. Hydrocarbon Lakes on Titan (PDF). Icarus. 2007, 186 (2): 385–394 [2012-08-12]. Bibcode:2007Icar..186..385M. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. （原始內容存檔 (PDF)於2008-02-27）. 
  5. ^ 5.0 5.1 Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. [2010-06-28]. （原始內容存檔於2011-08-25）. 
  6. ^ 6.0 6.1 Niemann, H. B.; et al. The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe (PDF). Nature. 2005, 438 (7069): 779–784 [2021-07-28]. Bibcode:2005Natur.438..779N. PMID 16319830. S2CID 4344046. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703. （原始內容存檔 (PDF)於2020-04-14）. 
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 Coustenis & Taylor (2008)，第154–155頁.
  8. ^ Observations of satellites of Saturn. [2005-01-09]. （原始內容存檔於2008-07-25）. 
  9. ^ News Features: The Story of Saturn. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. [2007-01-08]. （原始內容存檔於2005-12-02）. 
  10. ^ Wind or Rain or Cold of Titan's Night?. Astrobiology Magazine. 2005-03-11 [2007-08-24]. （原始內容存檔於2007-07-17）. 
  11. ^ Zubrin, Robert. Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization . Section: Titan: Tarcher/Putnam. 1999: 163–166. ISBN 978-1-58542-036-0. 
  12. ^ Turtle, Elizabeth P. Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens. Smithsonian. 2007 [2009-04-18]. （原始內容存檔於2013-07-20）. 
  13. ^ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens. American Astronomical Society, DPS Meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. August 2005, 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S. 
  14. ^ de Selding, Petre. Huygens Probe Sheds New Light on Titan. Space.com. 2005-01-21 [2005-03-28]. （原始內容存檔於2012-10-19）. 
  15. ^ 15.0 15.1 Waite, J. H.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere. Science. 2007, 316 (5826): 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. PMID 17495166. S2CID 25984655. doi:10.1126/science.1139727. 
  16. ^ Courtland, Rachel. Saturn magnetises its moon Titan. New Scientist. 2008-09-11. （原始內容存檔於2015-05-31）. 
  17. ^ Coustenis, A. Formation and evolution of Titan's atmosphere. Space Science Reviews. 2005, 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. S2CID 121298964. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. 
  18. ^ NASA Titan – Surface. NASA. [2013-02-14]. （原始內容存檔於2013-02-17）. 
  19. ^ Atreyaa, Sushil K.; Adamsa, Elena Y.; Niemann, Hasso B.; Demick-Montelar, Jaime E. a; Owen, Tobias C.; Fulchignoni, Marcello; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. Titan's methane cycle. Planetary and Space Science. 2006, 54 (12): 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. 
  20. ^ Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; et al. The lakes of Titan. Nature. 2007, 445 (7123): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. PMID 17203056. S2CID 4370622. doi:10.1038/nature05438. 
  21. ^ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan; Sotin, Cristophe. Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan. Nature. 2006, 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. PMID 16511489. S2CID 4335141. doi:10.1038/nature04497. 
  22. ^ 22.0 22.1 22.2 Staff. NASA team investigates complex chemistry at Titan. Phys.Org. 2013-04-03 [2013-04-11]. （原始內容存檔於2013-04-21）. 
  23. ^ 23.0 23.1 López-Puertas, Manuel. PAH's in Titan's Upper Atmosphere. CSIC. 2013-06-06 [2013-06-06]. （原始內容存檔於2013-12-03）. 
  24. ^ 24.0 24.1 Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics. Icarus. 2020, 339: 113571. Bibcode:2020Icar..33913571C. S2CID 210116807. arXiv:2001.02791  . doi:10.1016/j.icarus.2019.113571. 
  25. ^ Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Cook, Jia-Rui. NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space. NASA. 2013-09-30 [2013-12-02]. （原始內容存檔於2013-11-27）. 
  26. ^ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth. NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere. NASA. 2014-10-24 [2014-10-31]. （原始內容存檔於2014-10-28）. 
  27. ^ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston. NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan. NASA. 2014-10-24 [2014-10-31]. （原始內容存檔於2014-10-31）. 
  28. ^ Cottini, V.; Nixon, C.A.; Jennings, D.E.; Anderson, C.M.; Gorius, N.; Bjoraker, G.L.; Coustenis, A.; Teanby, N.A.; et al. Water vapor in Titan's stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra. Icarus. 2012, 220 (2): 855–862. Bibcode:2012Icar..220..855C. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/j.icarus.2012.06.014. hdl:2060/20120013575  . 
  29. ^ Titan: A World Much Like Earth. Space.com. 2009-08-06 [2012-04-02]. （原始內容存檔於2012-10-12）. 
  30. ^ Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2017-04-03. Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does.
  31. ^ Titan Has More Oil Than Earth. 2008-02-13 [2008-02-13]. （原始內容存檔於2012-07-08）. 
  32. ^ McKay, C.P.; Pollack, J. B.; Courtin, R. The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan (PDF). Science. 1991, 253 (5024): 1118–1121. Bibcode:1991Sci...253.1118M. PMID 11538492. S2CID 10384331. doi:10.1126/science.11538492. （原始內容 (PDF)存檔於2020-04-12）. 
  33. ^ Dyches, Preston. Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea. NASA. 2014-08-12 [2014-08-13]. （原始內容存檔於2014-08-13）. 
  34. ^ Arnett, Bill. Titan. Nine planets. University of Arizona, Tucson. 2005 [2005-04-10]. （原始內容存檔於2005-11-21）. 
  35. ^ Lakdawalla, Emily. Titan: Arizona in an Icebox?. The Planetary Society. 2004-01-21 [2005-03-28]. （原始內容存檔於2010-02-12）. 
  36. ^ Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G.; Bouchez, Antonin H. A large cloud outburst at Titan's south pole (PDF). Icarus. 2006, 182 (1): 224–229 [2007-08-23]. Bibcode:2006Icar..182..224S. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. （原始內容 (PDF)存檔於2007-09-26）. 
  37. ^ The Way the Wind Blows on Titan. Jet Propulsion Laboratory. 2007-06-01 [2007-06-02]. （原始內容存檔於2009-04-27）. 
  38. ^ Shiga, David. Huge ethane cloud discovered on Titan. New Scientist. 2006, 313: 1620 [2007-08-07]. （原始內容存檔於2008-12-20）. 
  39. ^ Overbye, Dennis. Go Ahead, Take a Spin on Titan – Saturn's biggest moon has gasoline for rain, soot for snow, and a subsurface ocean of ammonia. Now there's a map to help guide the search for possible life there.. The New York Times. 2019-12-03 [2019-12-05]. （原始內容存檔於2019-12-05）. 
  40. ^ Mahaffy, Paul R. Intensive Titan Exploration Begins. Science. 2005-05-13, 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. CiteSeerX 10.1.1.668.2877  . PMID 15890870. S2CID 41758337. doi:10.1126/science.1113205. 
  41. ^ 41.0 41.1 41.2 41.3 Chu, Jennifer. River networks on Titan point to a puzzling geologic history. MIT Research. July 2012 [2012-07-24]. （原始內容存檔於2012-10-30）. 
  42. ^ 'Weird' Molecule Discovered in Titan's Atmosphere - nasa.gov. [2021-07-26]. （原始內容存檔於2021-07-15）. 
  43. ^ Tariq, Taimoor. Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail. News Pakistan. 2012-03-12 [2012-03-12]. （原始內容存檔於2014-08-11）. 
  44. ^ Hemingway, D.; Nimmo, F.; Zebker, H.; Iess, L. A rigid and weathered ice shell on Titan. Nature. 2013, 500 (7464): 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. PMID 23985871. S2CID 4428328. doi:10.1038/nature12400. hdl:11573/563592. 
  45. ^ Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell. JPL. （原始內容存檔於2014-10-20）. 
  46. ^ Moore, J. M.; Pappalardo, R. T. Titan: An exogenic world?. Icarus. 2011, 212 (2): 790–806 [2021-07-26]. Bibcode:2011Icar..212..790M. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.019. （原始內容存檔於2021-07-26）. 
  47. ^ Battersby, Stephen. Titan's complex and strange world revealed. New Scientist. 2004-10-29 [2007-08-31]. （原始內容存檔於2008-12-21）. 
  48. ^ Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR. Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. [2007-08-31]. （原始內容存檔於2011-08-07）. 
  49. ^ Lorenz, R. D.; et al. Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 2007, 38 (1338): 1329 [2007-08-27]. Bibcode:2007LPI....38.1329L. （原始內容 (PDF)存檔於2007-09-26）. 
  50. ^ Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land. Science Daily. 2006-07-23 [2007-08-27]. （原始內容存檔於2011-06-29）. 
  51. ^ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H.; et al. Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS (PDF). Icarus. 2006, 186 (1): 242–258 [2007-08-27]. Bibcode:2007Icar..186..242B. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. （原始內容 (PDF)存檔於2011-07-25）. 
  52. ^ Klotz, Irene. One of Titan. Discovery News (Space.com). 2016-04-28 [2016-05-01]. （原始內容存檔於2016-04-30）. 
  53. ^ Le Gall, A.; Malaska, M. J.; et al. Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission (PDF). Journal of Geophysical Research. 2016-02-25, 121 (2): 233–251   [2021-07-26]. Bibcode:2016JGRE..121..233L. doi:10.1002/2015JE004920  . （原始內容 (PDF)存檔於2021-07-26）. 
  54. ^ Dermott, S. F.; Sagan, C. Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan. Nature. 1995, 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995Natur.374..238D. PMID 7885443. S2CID 4317897. doi:10.1038/374238a0. 
  55. ^ Bortman, Henry. Titan: Where's the Wet Stuff?. Astrobiology Magazine. 2004-11-02 [2007-08-28]. （原始內容存檔於2006-11-03）. 
  56. ^ Lakdawalla, Emily. Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?. The Planetary Society. 2005-06-28 [2006-10-14]. （原始內容存檔於2011-06-05）. 
  57. ^ NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon. NASA. 2008 [2009-12-20]. （原始內容存檔於2011-06-29）. 
  58. ^ NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan (新聞稿). Jet Propulsion Laboratory. 2005-09-16 [2006-10-14]. （原始內容存檔於2012-05-30）. 
  59. ^ 59.0 59.1 PIA08630: Lakes on Titan. Planetary Photojournal. NASA/JPL. [2006-10-14]. （原始內容存檔於2011-07-18）. 
  60. ^ 60.0 60.1 60.2 Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; et al. The lakes of Titan. Nature. 2007, 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S   請檢查|bibcode=值 (幫助). PMID 17203056. S2CID 4370622. doi:10.1038/nature05438. 
  61. ^ Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature. NASA/JPL. 2007-01-03 [2007-01-08]. （原始內容存檔於2013-05-23）. 
  62. ^ Hecht, Jeff. Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape. New Scientist. 2011-07-11 [2011-07-25]. （原始內容存檔於2011-07-13）. 
  63. ^ Jet Propulsion Laboratory. Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan (新聞稿). SpaceRef. 2012 [2014-03-02]. （原始內容存檔於2020-07-26）. 
  64. ^ Hadhazy, Adam. Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan. Scientific American. 2008 [2008-07-30]. （原始內容存檔於2012-09-05）. 
  65. ^ Grossman, Lisa. Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'. New Scientist. 2009-08-21 [2009-11-25]. （原始內容存檔於2016-01-10）. 
  66. ^ 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, 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029/2009GL039588. 
  67. ^ Cook, J.-R. C. Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan. Cassini mission page. NASA. 2009-12-17 [2009-12-18]. （原始內容存檔於2011-06-05）. 
  68. ^ Lakdawalla, Emily. Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake. The Planetary Society Blog. Planetary Society. 2009-12-17 [2009-12-17]. （原始內容存檔於2012-06-30）. 
  69. ^ 69.0 69.1 Wall, Mike. Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free. Space.Com web site. 2010-12-17 [2010-12-19]. （原始內容存檔於2012-10-20）. 
  70. ^ Crockett, Christopher. Cassini maps depths of Titan's seas. ScienceNews. 2014-11-17 [2014-11-18]. （原始內容存檔於2015-04-03）. 
  71. ^ Valerio Poggiali, Marco Mastrogiuseppe, Alexander G. Hayes, Roberto Seu, Samuel P. D. Birch, Ralph Lorenz, Cyril Grima, Jason D. Hofgartner, "Liquid-filled Canyons on Titan", August 9, 2016, Poggiali, V.; Mastrogiuseppe, M.; Hayes, A. G.; Seu, R.; Birch, S. P. D.; Lorenz, R.; Grima, C.; Hofgartner, J. D. Liquid-filled canyons on Titan. Geophysical Research Letters. 2016, 43 (15): 7887–7894  . Bibcode:2016GeoRL..43.7887P. doi:10.1002/2016GL069679. hdl:11573/932488. 
  72. ^ 72.0 72.1 Perkins, Sid. Tides turn on Titan. Nature. 2012-06-28 [2012-06-29]. （原始內容存檔於2012-10-07）. 
  73. ^ Puiu, Tibi. Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water. zmescience.com web site. 2012-06-29 [2012-06-29]. （原始內容存檔於2012-09-03）. 
  74. ^ Dyches, Preston; Brown, Dwayne. Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea. NASA. 2014-07-02 [2014-07-02]. （原始內容存檔於2014-07-09）. 
  75. ^ Mitri, Giuseppe; Meriggiola, Rachele; Hayes, Alex; Lefevree, Axel; Tobie, Gabriel; Genovad, Antonio; Lunine, Jonathan I.; Zebker, Howard. Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan. Icarus. 2014, 236: 169–177. Bibcode:2014Icar..236..169M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018. 
  76. ^ Dyches, Preston; Mousis, Olivier; Altobelli, Nicolas. Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall. NASA. 2014-09-03 [2014-09-04]. （原始內容存檔於2014-09-05）. 
  77. ^ Cassini Finds Flooded Canyons on Titan. NASA. 2016 [2016-08-12]. （原始內容存檔於2016-08-11）. 
  78. ^ 78.0 78.1 78.2 78.3 Wood, C. A.; Lorenz, R.; Kirk, R.; Lopes, R.; Mitchell, K.; Stofan, E.; The Cassini RADAR Team. Impact craters on Titan. Icarus. 2009-09-06, 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. 
  79. ^ PIA07365: Circus Maximus. Planetary Photojournal. NASA. [2006-05-04]. （原始內容存檔於2011-07-18）. 
  80. ^ PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket. Planetary Photojournal. NASA. [2006-05-04]. （原始內容存檔於2012-11-05）. 
  81. ^ PIA08737: Crater Studies on Titan. Planetary Photojournal. NASA. [2006-09-15]. （原始內容存檔於2012-05-31）. 
  82. ^ PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu. Planetary Photojournal. NASA. [2006-09-26]. （原始內容存檔於2011-06-08）. 
  83. ^ PIA08429: Impact Craters on Xanadu. Planetary Photojournal. NASA. [2006-09-26]. （原始內容存檔於2012-07-16）. 
  84. ^ Lucas; et al. Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data (PDF). Journal of Geophysical Research. 2014,  119 (10):  2149–2166 [2021-07-26]. Bibcode:2014JGRE..119.2149L. doi:10.1002/2013JE004584. （原始內容 (PDF)存檔於2021-07-01）. 
  85. ^ Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G. Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan. Planetary and Space Science. 1997, 45 (8): 993–1007. Bibcode:1997P&SS...45..993I. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5. 
  86. ^ Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan. Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics. Icarus. 2003, 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. 
  87. ^ Owen, Tobias. Planetary science: Huygens rediscovers Titan. Nature. 2005, 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. PMID 16363022. S2CID 4421251. doi:10.1038/438756a. 
  88. ^ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations. Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes. Space Science Institute, Boulder, Colorado. 2009 [2009-01-29]. （原始內容存檔於2011-07-25）. 
  89. ^ 89.0 89.1 Moore, J.M.; Pappalardo, R.T. Titan: Callisto With Weather?. American Geophysical Union, Fall Meeting. 2008, 11: P11D–06. Bibcode:2008AGUFM.P11D..06M. 
  90. ^ Neish, C.D.; Lorenz, R.D.; O'Brien, D.P. Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications. Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur. 2005 [2007-08-27]. （原始內容存檔於2007-08-14）. 
  91. ^ Lakdawalla, Emily. Genesa Macula Isn't A Dome. The Planetary Society. 2008 [2009-01-30]. （原始內容存檔於2013-06-18）. 
  92. ^ Sotin, C.; Jaumann, R.; Buratti, B.; Brown, R.; Clark, R.; Soderblom, L.; Baines, K.; Bellucci, G.; Bibring, J.; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Combes, M.; Coradini, A.; Cruikshank, D. P.; Drossart, P.; Formisano, V.; Langevin, Y.; Matson, D. L.; McCord, T. B.; Nelson, R. M.; Nicholson, P. D.; Sicardy, B.; Lemouelic, S.; Rodriguez, S.; Stephan, K.; Scholz, C. K. Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan. Nature. 2005, 435 (7043): 786–789. Bibcode:2005Natur.435..786S. PMID 15944697. S2CID 4339531. doi:10.1038/nature03596. 
  93. ^ LeCorre, L.; LeMouélic, S.; Sotin, C. Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan (PDF). Lunar and Planetary Science. 2008, XXXIX (1391): 1932. Bibcode:2008LPI....39.1932L. （原始內容 (PDF)存檔於2012-10-25）. 
  94. ^ 94.0 94.1 94.2 Longstaff, Alan. Is Titan (cryo)volcanically active?. Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now). February 2009: 19. 
  95. ^ Mountain range spotted on Titan. BBC News. 2006-12-12 [2007-08-06]. （原始內容存檔於2012-10-31）. 
  96. ^ Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon. Newswise. [2008-07-02]. （原始內容存檔於2013-05-31）. 
  97. ^ Lakdawalla, Emily. AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?. The Planetary Society. 2008-12-17 [2010-10-11]. （原始內容存檔於2013-06-18）. 
  98. ^ Shiga, David. Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes. New Scientist. 2009-03-28. 
  99. ^ Lovett, Richard A. Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?. National Geographic. 2010 [2010-12-19]. （原始內容存檔於2012-10-19）. 
  100. ^ 100.0 100.1 100.2 Wood, C.A.; Radebaugh, J. Morphologic Evidence for Volcanic Craters near Titan's North Polar Region. Journal of Geophysical Research: Planets. 2020, 125 (8): e06036. Bibcode:2020JGRE..12506036W. doi:10.1029/2019JE006036. 
  101. ^ Cassini Spies Titan's Tallest Peaks. NASA. 2016 [2016-08-12]. （原始內容存檔於2016-08-19）. 
  102. ^ Fortes, A. D.; Grindroda, P.M.; Tricketta, S. K.; Vočadloa, L. Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism. Icarus. May 2007, 188 (1): 139–153. Bibcode:2007Icar..188..139F. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.002. 
  103. ^ Wood, C.A. Titan's Global Crustal Thickening Event (PDF). Universities Space Research Association. [2021-02-26]. （原始內容 (PDF)存檔於2021-07-01）. 
  104. ^ Mountains of Titan Map – 2016 Update, NASA JPL, 2016-03-23 [2016-10-31], （原始內容存檔於2016-11-01） 
  105. ^ Roe, H. G. A new 1.6-micron map of Titan's surface (PDF). Geophys. Res. Lett. 2004, 31 (17): L17S03 [2021-07-26]. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. CiteSeerX 10.1.1.67.3736  . doi:10.1029/2004GL019871. （原始內容 (PDF)存檔於2021-07-01）. 
  106. ^ Lorenz, R. The Glitter of Distant Seas (PDF). Science. 2003, 302 (5644): 403–404. PMID 14526089. S2CID 140157179. doi:10.1126/science.1090464. （原始內容 (PDF)存檔於2020-02-15）. 
  107. ^ 107.0 107.1 Goudarzi, Sara. Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan. SPACE.com. 2006-05-04 [2007-08-06]. （原始內容存檔於2011-08-04）. 
  108. ^ Lorenz, R. D. Winds of Change on Titan. Science. 2010-07-30, 329 (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci...329..519L. PMID 20671175. S2CID 41624889. doi:10.1126/science.1192840. 
  109. ^ 109.0 109.1 Lorenz, RD; Wall, S; Radebaugh, J; Boubin, G; Reffet, E; Janssen, M; Stofan, E; Lopes, R; et al. The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes (PDF). Science. 2006, 312 (5774): 724–727 [2021-07-26]. Bibcode:2006Sci...312..724L. PMID 16675695. S2CID 39367926. doi:10.1126/science.1123257. （原始內容 (PDF)存檔於2018-07-23）. 
  110. ^ Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction. Spaceref. 2015 [2015-04-19]. （原始內容存檔於2020-07-26）. 
  111. ^ Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes. JPL, NASA. （原始內容存檔於2013-05-02）. 
  112. ^ Lancaster, N. Linear Dunes on Titan. Science. 2006, 312 (5774): 702–703. PMID 16675686. S2CID 126567530. doi:10.1126/science.1126292. 
  113. ^ Titan's Smoggy Sand Grains. JPL, NASA. 2008 [2008-05-06]. （原始內容存檔於2013-05-23）. 
  114. ^ Dunes on Titan need firm winds to move  . Spaceref. 2015 [2015-04-23]. （原始內容存檔於2020-07-26）. 
  115. ^ Crane, Leah. Electrified sand could explain Titan's backward dunes. New Scientist. 2017-03-27: 18 [2021-07-26]. （原始內容存檔於2020-11-12）. 
  116. ^ Rodriguez, S.; Le Mouélic, S.; Barnes, J. W.; et al. Observational evidence for active dust storms on Titan at equinox (PDF). Nature Geoscience. 2018, 11 (10): 727–732 [2021-07-26]. Bibcode:2018NatGe..11..727R. S2CID 134006536. doi:10.1038/s41561-018-0233-2. （原始內容 (PDF)存檔於2021-07-01）. 
  117. ^ McCartney, Gretchen; Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Bauer, Markus. Dust Storms on Titan Spotted for the First Time. NASA. 2018-09-24 [2018-09-24]. （原始內容存檔於2021-01-11）. 
  118. ^ Benton, Julius L. Jr. Saturn and How to Observe It . London: Springer. 2005: 141–146. ISBN 978-1-84628-045-0. doi:10.1007/1-84628-045-1_9. 
  119. ^ 119.0 119.1 Planetary Satellite Physical Parameters. JPL (Solar System Dynamics). 2009-04-03 [2010-06-29]. （原始內容存檔於2009-05-22）. 
  120. ^ Kuiper, G. P. Titan: a Satellite with an Atmosphere. Astrophysical Journal. 1944, 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679. 
  121. ^ The Pioneer Missions. Pioneer Project. NASA, Jet Propulsion Laboratory. 2007-03-26 [2007-08-19]. （原始內容存檔於2011-06-29）. 
  122. ^ 40 Years Ago: Pioneer 11 First to Explore Saturn. NASA. 2019-09-03 [2020-02-22]. （原始內容存檔於2021-08-24）. 
  123. ^ 123.0 123.1 Bell, Jim. The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission. Penguin Publishing Group. 2015-02-24: 93. ISBN 978-0-698-18615-6. （原始內容存檔於2016-09-04）. 
  124. ^ Richardson, J.; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred. Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images. Icarus. 2004, 170 (1): 113–124. Bibcode:2004Icar..170..113R. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010. 
  125. ^ {title}. [2005-01-15]. （原始內容存檔於2005-02-04）. 
  126. ^ Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010. NASA/JPL. [2010-07-08]. （原始內容存檔於2012-03-18）. 
  127. ^ Lingard, Steve; Norris, Pat. How To Land on Titan. Ingenia Magazine. June 2005, (23) [2009-01-11]. （原始內容存檔於2011-07-21）. 
  128. ^ Cassini at Saturn: Introduction. NASA, Jet Propulsion Laboratory. [2007-09-06]. （原始內容存檔於2009-04-03）. 
  129. ^ Huygens Exposes Titan's Surface. Space Today. [2007-08-19]. （原始內容存檔於2011-08-07）. 
  130. ^ 130.0 130.1 Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan. ESA News, European Space Agency. 2005-01-21 [2005-03-28]. （原始內容存檔於2011-10-07）. 
  131. ^ PIA07232: First Color View of Titan's Surface. NASA/JPL/ESA/University of Arizona. 2005-01-15 [2021-07-24]. （原始內容存檔於2021-05-06）. 
  132. ^ Huygens landing site to be named after Hubert Curien. ESA. 2007-03-05 [2007-08-06]. （原始內容存檔於2012-03-03）. 
  133. ^ NASA New Frontiers 5: Third Community Announcement. NASA Science Mission Directorate. 2021-05-12 [2021-05-14] –透過SpaceRef. [失效連結]
  134. ^ Foust, Jeff. NASA delays Dragonfly launch by a year. SpaceNews. 2020-09-25 [2020-09-25]. （原始內容存檔於2022-02-20）. 
  135. ^ Bridenstine, Jim. New Science Mission to Explore Our Solar System. Twitter. 2019-06-27 [2019-06-27]. （原始內容存檔於2020-01-27）. 
  136. ^ 136.0 136.1 Brown, David W. NASA Announces New Dragonfly Drone Mission to Explore Titan - The quadcopter was selected to study the moon of Saturn after a "Shark Tank"-like competition that lasted two and a half years.. The New York Times. 2019-06-27 [2019-06-27]. （原始內容存檔於2020-05-20）. 
  137. ^ Dragonfly: A Rotorcraft Lander Concept for Scientific Exploration at Titan. 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2017-12-22. (PDF). Ralph D. Lorenz, Elizabeth P. Turtle, Jason W. Barnes, Melissa G. Trainer, Douglas S. Adams, Kenneth E. Hibbard, Colin Z. Sheldon, Kris Zacny, Patrick N. Peplowski, David J. Lawrence, Michael A. Ravine, Timothy G. McGee, Kristin S. Sotzen, Shannon M. MacKenzie, Jack W. Langelaan, Sven Schmitz, Larry S. Wolfarth, and Peter D. Bedini. Johns Hopkins APL Technical Digest, Pre-publication draft (2017).
  138. ^ Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission. ESA. 2009 [2009-01-30]. （原始內容存檔於2011-05-23）. 
  139. ^ Rincon, Paul. Jupiter in space agencies' sights. BBC News. 2009-02-18. （原始內容存檔於2010-10-24）. 
  140. ^ Stofan, Ellen. TiME: Titan Mare Explorer (PDF). Caltech. 2010 [2011-08-17]. （原始內容 (PDF)存檔於2012-03-30）. 
  141. ^ Taylor, Kate. NASA picks project shortlist for next Discovery mission. TG Daily. 2011-05-09 [2011-05-20]. （原始內容存檔於2012-09-04）. 
  142. ^ Greenfieldboyce, Nell. Exploring A Moon By Boat. National Public Radio (NPR). 2009-09-16 [2009-11-08]. （原始內容存檔於2012-08-25）. 
  143. ^ NASA Announces Three New Mission Candidates. NASA Discovery Program. 2011-05-05 [2017-06-13]. （原始內容存檔於2016-11-18）. 
  144. ^ Let's go sailing on lakes of Titan!. 2009-11-01. （原始內容存檔於2012-10-10）. 
  145. ^ AVIATR: An Airplane Mission for Titan. Universetoday.com. 2012-01-02 [2013-02-26]. （原始內容存檔於2013-03-28）. 
  146. ^ Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon. NBC News. 2012-01-10 [2013-02-26]. （原始內容存檔於2014-04-13）. 
  147. ^ 147.0 147.1 Urdampilleta, I.; Prieto-Ballesteros, O.; Rebolo, R.; Sancho, J. (編). TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (PDF). European Planetary Science Congress 2012. 7, EPSC2012-64 2012. EPSC Abstracts. 2012 [2012-10-10]. （原始內容 (PDF)存檔於2012-10-12）. 
  148. ^ Landau, Elizabeth. Probe would set sail on a Saturn moon. CNN – Light Years. 2012-10-09 [2012-10-10]. （原始內容存檔於2013-06-19）. 
  149. ^ Sotin, C.; Altwegg, K.; Brown, R. H.; et al. JET: Journey to Enceladus and Titan (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Institute. 2011. （原始內容 (PDF)存檔於2015-04-15）. 
  150. ^ Matousek, Steve; Sotin, Christophe; Goebel, Dan; Lang, Jared. JET: Journey to Enceladus and Titan (PDF). Low Cost Planetary Missions Conference. California Institute of Technology. June 18–21, 2013 [2015-04-10]. （原始內容 (PDF)存檔於2016-03-04）. 
  151. ^ Kane, Van. Discovery Missions for an Icy Moon with Active Plumes. The Planetary Society. 2014-04-03 [2015-04-09]. （原始內容存檔於2015-04-16）. 
  152. ^ Hall, Loura. Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken. 2014-05-30. （原始內容存檔於2015-07-30）. 
  153. ^ Overbye, Dennis. Seven Hundred Leagues Beneath Titan's Methane Seas - Mars, Shmars; this voyager is looking forward to a submarine ride under the icebergs on Saturn's strange moon.. The New York Times. 2021-02-21 [2021-02-21]. （原始內容存檔於2021-08-25）. 
  154. ^ Oleson, Steven R.; Lorenz, Ralph D.; Paul, Michael V. Phase I Final Report: Titan Submarine. NASA. 2015-07-01 [2021-02-21]. （原始內容存檔於2021-07-24）. 
  155. ^ Lewin, Sarah. NASA Funds Titan Submarine, Other Far-Out Space Exploration Ideas. Space.com. 2015-07-15. （原始內容存檔於2015-08-04）. 
  156. ^ Lorenz, R. D.; Oleson, S.; Woytach, J.; Jones, R.; Colozza, A.; Schmitz, P.; Landis, G.; Paul, M.; and Walsh, J. (March 16–20, 2015). "Titan Submarine: Vehicle Design and Operations Concept for the Exploration of the Hydrocarbon Seas of Saturn's Giant Moon", 46th Lunar and Planetary Science Conference, The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1832, p.1259
  157. ^ Hartwig, J., et al., (June 24–26, 2015). "Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken Mare", 26th Space Cryogenics Workshop, Phoenix, Arizona. link to NASA Report （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）. Retrieved June 13, 2017.
  158. ^ 158.0 158.1 Saturn's moon Titan may harbour simple life forms – and reveal how organisms first formed on Earth. The Conversation. 2017-07-27 [2017-08-30]. （原始內容存檔於2017-08-30）. 
  159. ^ 159.0 159.1 The Habitability of Titan and its Ocean. （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） Keith Cooper, Astrobiology Magazine. July 12, 2019.
  160. ^ 160.0 160.1 160.2 Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. On the internal structure and dynamic of Titan. Planetary and Space Science. 2000, 48 (7–8): 617–636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8. 
  161. ^ 161.0 161.1 161.2 Fortes, A. D. Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan. Icarus. 2000, 146 (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400. 
  162. ^ 162.0 162.1 162.2 162.3 Mckay, Chris. Have We Discovered Evidence For Life On Titan. New Mexico State University, College of Arts and Sciences, Department of Astronomy. 2010 [2014-05-15]. （原始內容存檔於2016-03-09）. 
  163. ^ 163.0 163.1 Raulin, F. Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations. Space Science Reviews. 2005, 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. S2CID 121543884. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. 
  164. ^ Staff. Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water. ScienceDaily. 2010-10-04 [2010-10-05]. （原始內容存檔於2012-10-20）. 
  165. ^ 165.0 165.1 Raulin, F.; Owen, T. Organic chemistry and exobiology on Titan. Space Science Reviews. 2002, 104 (1–2): 377–394. Bibcode:2002SSRv..104..377R. S2CID 49262430. doi:10.1023/A:1023636623006. 
  166. ^ Staff. Titan's haze may hold ingredients for life. Astronomy. 2010-10-08 [2010-10-14]. （原始內容存檔於2015-09-23）. 
  167. ^ Desai, R. T.; A. J. Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; et al. Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere. Astrophys. J. Lett. 2017, 844 (2): L18. Bibcode:2017ApJ...844L..18D. S2CID 32281365. arXiv:1706.01610  . doi:10.3847/2041-8213/aa7851. 
  168. ^ Has Cassini found a universal driver for prebiotic chemistry at Titan?. European Space Agency. 2017-07-26 [2017-08-12]. （原始內容存檔於2019-06-07）. 
  169. ^ Wall, Mike. Saturn Moon Titan Has Molecules That Could Help Make Cell Membranes. Space.com. 2017-07-28 [2017-07-29]. （原始內容存檔於2017-07-29）. 
  170. ^ Palmer, Maureen Y.; et al. ALMA detection and astrobiological potential of vinyl cyanide on Titan. Science Advances. 2017-07-28, 3 (7): e1700022. Bibcode:2017SciA....3E0022P  請檢查|bibcode=值 (幫助). PMC 5533535  . PMID 28782019. doi:10.1126/sciadv.1700022. 
  171. ^ Kaplan, Sarah. This weird moon of Saturn has some essential ingredients for life. Washington Post. 2017-08-08 [2017-08-08]. （原始內容存檔於2017-08-08）. 
  172. ^ Staff. "A Prebiotic Earth" – Missing Link Found on Saturn's Moon Titan. DailyGalaxy.com. 2018-10-11 [2018-10-11]. （原始內容存檔於2021-08-14）. 
  173. ^ Zhao, Long; et al. Low-temperature formation of polycyclic aromatic hydrocarbons in Titan's atmosphere (PDF). Nature Astronomy. 2018-10-08, 2 (12): 973–979 [2021-07-27]. Bibcode:2018NatAs...2..973Z. S2CID 105480354. doi:10.1038/s41550-018-0585-y. （原始內容 (PDF)存檔於2021-07-02）. 
  174. ^ Artemivia, N.; Lunine, J. Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics. Icarus. 2003, 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. 
  175. ^ Lovett, Richard A. Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean. National Geographic. 2008-03-20. （原始內容存檔於2012-10-18）. 
  176. ^ 176.0 176.1 176.2 176.3 McKay, C. P.; Smith, H. D. Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan. Icarus. 2005, 178 (1): 274–276 [2021-07-27]. Bibcode:2005Icar..178..274M. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018. （原始內容存檔於2021-03-09）. 
  177. ^ 177.0 177.1 177.2 The Limits of Organic Life in Planetary Systems. Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems, Committee on the Origins and Evolution of Life, National Research Council (The National Academies Press). 2007: 74 [2021-07-27]. ISBN 978-0-309-10484-5. doi:10.17226/11919. （原始內容存檔於2011-09-27）. 
  178. ^ 178.0 178.1 178.2 178.3 178.4 What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?. NASA/JPL. 2010 [2010-06-06]. （原始內容存檔於2011-06-29）. 
  179. ^ Strobel, Darrell F. Molecular hydrogen in Titan's atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions (PDF). Icarus. 2010, 208 (2): 878–886. Bibcode:2010Icar..208..878S. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.003. （原始內容 (PDF)存檔於2012-08-24）. 
  180. ^ Life 'not as we know it' possible on Saturn's moon Titan. （原始內容存檔於2015-03-17）. 
  181. ^ Stevenson, James; Lunine, Jonathan; Clancy, Paulette. Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome. Science Advances. 2015-02-27, 1 (1): e1400067. Bibcode:2015SciA....1E0067S. PMC 4644080  . PMID 26601130. doi:10.1126/sciadv.1400067. 
  182. ^ Bortman, Henry. Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory -- Interview with Jonathan Lunine. Astrobiology Magazine. 2004-08-11 [2004-08-11]. （原始內容存檔於2004-08-28）. 
  183. ^ Earth could seed Titan with life. BBC News. 2006-03-18 [2007-03-10]. （原始內容存檔於2012-10-31）. 
  184. ^ Gladman, Brett; Dones, Luke; Levinson, Harold F.; Burns, Joseph A. Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System. Astrobiology. 2005, 5 (4): 483–496. Bibcode:2005AsBio...5..483G. PMID 16078867. doi:10.1089/ast.2005.5.483. 
  185. ^ Lunine, Jonathan. Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity (PDF). Proceedings of the American Philosophical Society. 2008, 153 (4): 403. Bibcode:2009arXiv0908.0762L. arXiv:0908.0762  . （原始內容 (PDF)存檔於2013-05-12）.  copy at archive.org
  186. ^ The National Air and Space Museum. Climate Change in the Solar System. 2012 [2012-01-14]. （原始內容存檔於2012-03-11）. 
  187. ^ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; McKay, Christopher P. Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon (PDF). NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona. 1997, 24 (22): 2905–8 [2008-03-21]. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827  . PMID 11542268. doi:10.1029/97gl52843. （原始內容 (PDF)存檔於2011-07-24）. 

參考書目

編輯

相關鏈接

編輯
 
維基共享資源上的相關多媒體資源：土衛六

外部連結

編輯
取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=土卫六&oldid=85094170」