تيتان (قمر)

عودة للموسوعة

تيتان (Titan) هوأكبر أقمار زحل، وهوالقمر الوحيد المعروف أنه له غلاف جوي كثيف، وهوالجُرم الفلكي الوحيد غير الأرض الذي تم العثور على أدلة واضحة على وجود كُتل من السائل السطحي عليه.

تيتان هوالقمر الإهليلجي السادس في الترتيب بُعدًا عن زحل. وكثيرًا ما يوصف بأنه قمر يشبه الكوكب، وهوأكبر بنسبة 50% من قمر الأرض وأثقل منه بنسبة 80%. وهوثاني أكبر قمر في النظام الشمسي بعد قمر المشتري جانيميد، وهوأكبر من أصغر كوكب عطارد ولكنه أقل منه ثقلًا بنسبة 40%. اكتشف في سنة 1655 من قِبل الفلكي الهولندي كريستيان هويجنز. تيتان كان أول قمر لزحل تم اكتشافه، والقمر السادس الذي يتم التعهد عليه (بعد قمر الأرض وأقمار جاليليوالأربعة للمشتري). مدار تيتان يبعد عن زحل مسافة 20 ضعف نصف قُطر زحل. من على سطح تيتان يقابل زحل قوس قدرة 5.09 درجة ويظهر في سماء تيتان بحجم أكبر 11.4 مرة من حجم القمر في سماء الأرض.

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

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

في 2005 هبط المسبار الفضائي هويجنز على سطح تيتان، وأوفد البيانات إلى الأرض لمدة 90 دقيقة. كان هذا هوأول هبوط يتم انجازه في النظام الشمسي الخارجي وأول هبوط على سطح قمر غير قمر الأرض، وهوالهبوط الأكثر بُعدًا لآلة صنعها الإنسان.

التاريخ

كريستيان هويجنز اكتشف تيتان في 1655.

اكتُشف تيتان في 25 مارس 1655 من قِبل الفلكي كريستيان هويجنز. وقد استلهم هوينجز من اكتشاف جاليليولأقمار المشتري الأربعة الكبيرة في 1610 وتحسيناته لتكنولوجيا التلسكوپات. وقد بدأ كريستيان بمساعدة شقيقه قسطنطين هويجنز الصغير في بناء التلسكوپات حوالي في 1650، واكتشفا أول قمر يدور حول زحل بواسطة أحد التلسكوپات التي قاما ببناؤها. وكان القمر السادس الذي يتم اكتشافه.

اُطلق عليه اسم (Saturni Luna) أو(Luna Saturni) الذي يعني باللاتينية "قمر زحل"، ونشر في عام 1655 في (De Saturni Luna Observatio Nova) "رصد حديث لقمر زحل". وبعد حتى نشر جيوڤاني كاسيني اكتشافاته لأربعة أقمار أخرى لزحل بين 1673 و1686، سقط فهماء الفلك في عادة الإشارة إلى هؤلاء وتيتان بزحل I وحتى V (مع تيتان في المركز الرابع). وتضم النعوت المبكرة الأخرى لتيتان "قمر زحل العادي". تم ترقيم تيتان رسميًا بـزحل VI‏ (Saturn VI) لأنه بعد اكتشافات 1789 تم تجميد نظام الترقيم لتجنب التسبب في المزيد من الارتباك (تيتان حمل الأرقام II وIV وكذلك VI). وقد تم اكتشاف الكثير من الأقمار الصغيرة الأقرب إلى زحل منذ ذلك الوقت.

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

المدار والدوران

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

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

القمر الصغير ذوالهيئة غير المنتظمة هايپريون معلق في رنين مداري تبلغ نسبته 3:4 مع تيتان. وهورنين "بطيء وسلس" -بحيث حتى هايپريون قد هاجر من مدار فوضوي- وقد اعتُبر أنه من غير المحتمل بناءً على النماذج. هايپريون من المحتمل أنه تكَّون في جزيرة مدارية مستقرة، في حين حتى تيتان الضخم امتص أوقذف الأجسام التي كانت قريبة.

خصائص الحجم

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

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

من المحتمل حتى طبقات تيتان متنوعة في عدة طبقات من الصخور المركزية محاطة بعدة طبقات مكونة من التكوينات البلورية الجليدية. وربماقد يكون باطن تيتان ساخن بما يكفي لتتواجد طبقة سائلة تتكون من "الصهارة" المكونة من الماء والأمونياك بين قشرة جليد الفترة واحد (ice Ih) والطبقات الجليدية المُركَّبة من تكوينات الضغط العالي الجليدية. وجود الأمونياك يسمح للماء بأن يبقى في الحالة السائلة حتى في درجة حرارة منخفظة تصل إلى 176 ك (−97 °م) (من أجل النظام الأصهري مع الماء). اكتشف المسبار الفضائي كاسيني مرشد على بنية طبقية في شكل موجات راديوطبيعية ذات تردد شديد الانخفاض في جوتيتان. ويُعتقد حتى سطح تيتان عاكس ضعيف للموجات الراديوية ذات التردد شديد الانخفاض، لذلك من الممكن تكون هذه الموجات انعكاسًا للحدود السائلة-الجليدية للمحيط تحت السطحي. وقد رُصدت المعالم السطحية بواسطة المسبار كاسيني للانتنطق المنتظم حتى 30 كيلومتر (19 ميل) بين أكتوبر 2005 ومايو2007، مما يوحي بأن القشرة قد انفصلت عن المناطق الداخلية، وتعطي أدلة إضافية على وجود طبقة سائلة داخلية. وأدلة داعمة إضافية لوجود طبقة سائلة وقشرة جليدية انفصلت عن النواة الصلبة تأتي من الكيفية التي يتغير فيها الحقل المغناطيسي كما يدور تيتان حول زحل. كما حتى مقارنة حقل الجاذبية مع رصد الرادار الطوبوجرافي توحي أيضًا بأن القشرة الجليدية من الممكن تكون صلبة إلى حد كبير.

التكوين

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

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

الغلاف الجوي

صورة بالألوان الحقيقة لغبش الغلاف الجوي لتيتان.

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

دوامة قُطب تيتان الجنوبي سحابة دوارة من غاز سيانيد الهيدروجين (29 نوفمبر، 2012)

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

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

في ثلاثة أبريل 2013 أعربت ناسا حتى المُركبات العضوية يمكن حتى تنشأ على تيتان، بناءً على دراسات محاكاة الغلاف الجوي لتيتان.

وفيستة يونيو2013 أعرب فهماء في معهد الفيزياء الفلكية في أندلوسيا (IAA-CSIC) عن الكشف عن هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات في الغلاف الجوي العلوي لتيتان.

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

وفي 24 أكتوبر 2014 ثم العثور على الميثان في سُحب قُطبية على تيتان.

السُحب القُطبية المُكوَّنَة من الميثان على تيتان (يسارًا) مقارنةً مع السُحب القُطبية على الأرض (يمينًا)، والتي هي مُكوَّنَة من الماء والجليد.


المناخ

دوامة قطبية على القطب الجنوبي لتيتان.

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

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

سحب ميثان متحركة (يوليو2014).

سحب تيتان التي تتكون على الأرجح من الميثان والإيثان أوغيرهما من المواد العضوية البسيطة هي متناثرة ومتغيرة وتتخلل الغبش بشكل كامل. وتشير نتائج رصد مسبار هويجنز إلى حتى جوتيتان يمطر ميثان سائل ومواد عضوية أخرى على سطحه.

تغطي السحب عادةً 1% من قرص تيتان، رغم حتى الأحداث المتفجرة تم رصدها بحيث حتى الغطاء السحابي يتوسع سريعًا ليصل إلى 8%. وتؤكد إحدى الفرضيات حتى السحب الجنوبية تكونت عندما ارتفعت مستويات ضوء الشمس خلال الصيف الجنوبي وهوما يؤدي إلى ازدياد في الغلاف الجوي مسببًا الحمل الحراري. وهذا التفسير هومعقد وفقًا لحقيقة حتى تكوين السحب تم رصده ليس فقط بعد الانقلاب الصيفي الجنوبي ولكن أيضًا خلال منتصف الربيع. مسببًا زيادة رطوبة الميثان في القطب الجنوبي والتي من الممكن تساهم في زيادة سريعة في حجم السحب. وقد كان الصيف في النصف الجنوبي لتيتان حتى 2010 عندما نقل مدار زحل -الذي يتحكم في حركة تيتان- نصف تيتان الشمالي نحوضوء الشمس. وعندما تتبدل المواسم يتسقط حتى الإيثان يفترض أن يبدأ في التكثف فوق القطب الجنوبي.

معالم السطح

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

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

منطقة سينكيو

هناك أيضًا معالم مُخَططة، بعضها يصل طولها إلى مئات الكيلومترات والتي يظهر أنها حدثت بسبب جسيمات الرياح. وقد أظهر الفحص أيضًا حتى السطح قد يحدث أملس نسبيًا؛ وهناك أشياء قليلة تبدووكأنها فوهات صدمية تم ملؤها، من الممكن عن طريق أمطار الهيدروكربونات أوالبراكين. ويشير مقياس الارتفاع الراداري إلى حتى تباين الارتفاع منخفض ولا يزيد عادةً عن 150 متر. وتم اكتشاف تغييرات عرضية على ازدياد 500 متر، تيتان لديه جبال يصل ارتفاعها أحيانًا إلى عدة مئات من الأمتار وإلى أكثر من 1 كيلومتر.

يتسم سطح تيتان بمناطق واسعة من التضاريس الساطعة والداكنة. هذه المناطق تتضمن زانادو، وهي منطقة استوائية عاكسة كبيرة في حجم أستراليا تقريبًا. تم تحديدها لأول مرة من صور الأشعة تحت الحمراء التقطها تلسكوپ هابل الفضائي في 1994، ثم تم تصويرها لاحقًا بواسطة المسبار كاسيني. تمتلئ المناطق الملتوية بالتلال وتبترها الوديان والشقوق. وهي متقاطعة في أماكن بواسطة خطوط داكنة—معالم طوبوجرافية متعرجة تشبه النتوءات الجبلية والصدوع. هذه من الممكن تمثل النشاط التكتوني، والتي من الممكن أنها تشير إلى حتى زانادوهي منطقة حديثة جيولوجيًا، وبدلًا من ذلك قد تكون هذه الخطوط تعبير عن قنوات تكونت بواسطة سوائل، وهوما يشير إلى تضاريس قديمة تم بترها بواسطة أنظمة تدفقية. هناك مناطق داكنة ذات أحجام مماثلة في أماكن أخرى على تيتان تم رصدها من على الأرض وبواسطة كاسيني؛ واحدة منها على الأقل هي لايجيا ماري، ثاني أكبر بحر على تيتان، وهوتقريبًا بحر من الميثان النقي.
فسيفساء تيتان من كاسيني في فبراير 2005. المنطقة الداكنة الكبيرة هي شانجري-لا. صورة تيتان بالألوان الزائفة تُظهر تفاصيل السطح والغلاف الجوي مع زانادوفي المنطقة الساطعة في الوسط-اليمين. صورة عالمية لتيتان، فسيفساء من صور الأشعة تحت الحمراء مع التسميات. تيتان كما يُرى بواسطة الأشعة تحت الحمراء.

البحيرات

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

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

وقد أكدت مهمة كاسيني الفرضية السابقة، فعندما وصل المسبار إلى نظام زحل 2004 كان من المأمول حتى يتم الكشف عن البحيرات والمحيطات الهيدروكربونية من خلال انعكاس ضوء الشمس على سطحها، ولكن لم يتم رصد أية انعكاسات منتظمة في البداية. وبالقرب من القطب الجنوبي لتيتان تم التعهد على مَفهم داكن مبهم تمت تسميته أونتاريولاكوس (تم التأكد فيما بعد من أنه بحيرة). كما تم تحديد ضفة محتملة بالقرب من القطب بواسطة التصوير الراداري. بعد طيران منخفض في 22 يوليو2006 حيث صور رادار المسبار كاسيني خطوط العرض الشمالية (التي كانت في ذلك الوقت في فصل الشتاء)، كما شوهدت عدة بقع كبيرة ملساء (وبالتالي داكنة بالنسبة للرادار) تُنَقط السطح بالقرب من القطب. وبناءً على الرصد، أعرب الفهماء "دليل نهائي على بحيرات مملوءة بالميثان على قمر زحل تيتان" في يناير 2007. وخلص فريق كاسيني-هويجنز إلى حتى المعالم المصورة هي بالتأكيد تقريبًا البحيرات الهيدروكربونية التي طال البحث عنها، وهي أول أجسام مستقرة لسطح سائل يتم العثور عليها خارج الأرض. ويبدوحتى بعضها يمتلك قنوات مرتبطة بالسائل كامنة في الانخفاضات الطوبوجرافية. ويبدوحتى عوامل التعرية السائلة قد حدثت مؤخرًا، فالقنوات في بعض المناطق تسببت بشكل مفاجئ في تعرية ضئيلة، مما يشير إلى حتى التعرية على تيتان بطيئة جدًا، أوحتى بعض الظواهر الحديثة من الممكن تكون قد محت مجاري الأنهار القديمة والمعالم الأرضية. وقد أظهر رصد رادار كاسيني حتى البحيرات تغطي فقط بضعة في المئة من السطح، مما يجعل تيتان أكثر جفافًا من الأرض. معظم البحيرات تهجرز بالقرب من القطبين (حيث حتى النقص النسبي في ضوء الشمس يمنع التبخر)، ولكن تم اكتشاف الكثير من البحيرات الهيدروكربونية طويلة الأمد في المناطق الاستوائية الصحراوية، بما في ذلك واحدة بالقرب من مسقط هبوط المسبار هويجنز في منطقة شانجري-لا، وهي تقارب نصف حجم البحيرة المالحة الكبرى في ولاية يوتا الأمريكية. البحيرات الاستوائية هي "واحات" على الأرجح، أي أنها موارد جوفية محتملة تحت الأرض.

تطور مَفهم في لايجيا ماري.

وفي يونيو2008 أكد مطياف رسم الخرائط البصرية والأشعة تحت الحمراء (Visible and Infrared Mapping Spectrometer-VIMS) على كاسيني وجود الإيثان السائل بدون شك في أونتاريولاكوس. وفي 21 ديسمبر 2008 مرت كاسيني مباشرة فوق أونتاريولاكوس ورصدت انعكاس منتظم في الرادار. وقد أشبعت قوة الانعكاس مستقبِل المسبار، مما يشير إلى حتى مستوى البحيرة لم يتغير بأكثر من ثلاثة مم (مما يعني إما حتى الرياح السطحية كانت ضئيلة، أوحتى السائل الهيدروكربوني للبحيرة لزج).

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

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

وفيثمانية يوليو2009 رصد (VIMS) انعكاس منتظم يشير على وجود سطح أملس مثل المرآة، لما ما يسمى اليوم چينجپولاكوس، وهي بحيرة في المنطقة القطبية الشمالية بعد وقت قصير من ظهور المنطقة بعد 15 عامًا من الظلام الشتوي.

وقد أظهرت قياسات الرادار المبكرة التي أجريت في يوليو2009 ويناير 2010 حتى أونتاريولاكوس ضحلة للغاية، ويبلغ متوسط عمقها 0.4–3 متر، والعمق الأقصى من ثلاثة إلىسبعة أمتار (9.8 إلى 23.0 قدم). وفي لقاء ذلك تم رسم خريطة لايجيا ماري في نصف تيتان الشمالي في البداية إلى أعماق تتجاوزثمانية أمتار، وهوالحد الأقصى الذي يمكن تمييزه بواسطة جهاز الرادار وتقنيات التحليل في ذلك الوقت. وفي التحليل الفهمي اللاحق الذي صدر في 2014 خريطة أكثر اكتمالًا لأعماق بحار تيتان الميثانية الثلاثة أظهر أعماقًا تصل لأكثر من 200 متر (660 قدم). يتراوح عمق لايجيا ماري من 20 إلى 40 متر (من 66 إلى 131 قدم)، في حين حتى أجزاءً أخرى من لايجيا لم تسجل أي انعكاس راداري على الإطلاق، مما يشير إلى عمق يزيد عن 200 متر. في حين حتى لايجيا ثاني أكبر بحيرة ميثانية على تيتان "تحتوي على ميثان سائل يكفي لملء ثلاثة بحيرات ميتشجان".

وأثناء طيران منخفض في 26 سپتمبر 2012 اكتشف رادار كاسيني في المنطقة القطبية الشمالية لتيتان ما يُحتمل أنه نهر طوله أكثر من 400 كيلومتر. وقد تمت مقارنته مع أطول نهر على الأرض النيل، وهذا المَفهم متصل بلايجيا ماري. ولاحقًا نُشرت ورقة ("أخاديد مملوءة بالسوائل على تيتان") في رسائل البحوث الجيوفيزيائية فيتسعة أغسطس 2016 قدمت تقريرًا عن رصد رادار كاسيني في مايو2013 رصد مقياس الارتفاع لقنوات ڤيد فلومينا (Vid Flumina)، عُرِّفَت على أنها شبكة تصريف متصلة بلايجيا ماري. أظهر تحليل مقياس الارتفاع حتى القنوات تقع في أعماق (تصل إلى ~570 م ارتفاعًا) أخاديد منحدرة الجوانب ولها انعكاسات براقة سطحية قوية تشير إلى أنها حاليًا مملوءة بالسوائل. وارتفاعات السوائل في هذه القنوات عند نفس المستوى كما في لايجيا ماري إلى داخل دِقة عمودية تبلغ حوالي 0.7 م، بما يتسق مع تفسير وديان الأنهار الغارقة، كما تم أيضًا رصد انعكاسات منتظمة في روافد مرتفعة ذات تنظيم أقل وهي أعلى من مستوى لايجيا ماري، وهوما يتسق مع التغذية التصريفية في نظام القنوات الرئيسي. وهذا من المحتمل أنه أول مرشد مباشر على وجود قنوات سائلة على تيتان وأول رصد يصل لعمق مائة متر في أخاديد تيتان. وبالتالي فأخاديد ڤيد فلومينا غرقت في البحر ولكن هناك عدد قليل من الرصد المنفصل يثبت وجود سوائل سطحية على ارتفاعات أعلى.

وخلال ستة مرات من الطيران المنخفض على تيتان من 2006 إلى 2011 جمع كاسيني تتبع القياس الإشعاعي وبيانات الملاحة البصرية والتي من خلالها يستطيع المحققين تقريبًا استنتاج تغيير شكل تيتان. كثافة تيتان متسقة مع جسمه الذي يتكون من 60% صخور و40% مياه، وتشير تحليلات الفريق إلى حتى سطح تيتان يمكن حتى يرتفع وينخفض بمقدارعشرة أمتار خلال جميع مدار. هذه الدرجة من الاعوجاج تشير إلى حتى باطن تيتان لدِن نسبيًا، وأن نموذج تيتان الأكثر احتمالًا هوقشرة جليدية سُمكها عشرات الكيلومترات تطفوفوق محيط عالمي. النتائج التي توصل إليها الفريق مع نتائج الدراسات السابقة تشير إلى حتى محيط تيتان من الممكن لا يبعد أكثر من 100 كم (62 ميل) تحت سطحه. وفي 2 يوليوأعربت ناسا حتى المحيط بداخل تيتان قد يحدث مالحًا مثل البحر الميت. وفي ثلاثة سپتمبر 2014 أعربت ناسا عن دراسات تشير إلى حتى الميثان المتهاطل على تيتان من الممكن يتفاعل مع طبقة من المواد الجليدية تحت الأرض، سُميت "ألكانوفر" (alkanofer) لإنتاج الإيثان والپروپان اللذان من الممكن يغذيان في النهاية الأنهار والبحيرات.

وفي 2016 عثرت كاسيني على أول مرشد على وجود قنوات مملوءة بالسوائل على تيتان، في سلسلة من الأخاديد العميقة المنحدرة المتدفقة إلى لايجيا ماري. هذه الشبكة من الأخاديد التي يُطلق عليها اسم ڤيد فلومينا يتراوح عمقها بين 240 و570 مترًا ولها جوانب منحدرة بزاوية 40° درجة. يُعتقد أنها قد تكونت إما من خلال ازدياد القشرة مثل الجراند كانيون على الأرض، أوبانخفاض مستوى سطح البحر، أومن الممكن مزيجًا من الاثنين. ويشير عمق التعرية إلى حتى التدفقات السائلة في هذا الجزء من تيتان هي معالم طويلة الأمد وأنها تستمر لآلاف السنين.
صورة لانعكاس الأشعة تحت الحمراء المنتظم على چينجپولاكوس وهي بحيرة في المنطقة القطبية الشمالية لتيتان. رسم منظوري لرؤية الرادار لبولسينا لاكوس (أسفل اليمين) وغيرها من البحيرات الهيدروكربونية في نصف تيتان الشمالي.
صور متباينة لعددٍ من البحيرات في نصف تيتان الشمالي (يسار) ونصفه الجنوبي (يمين). صورتان لنصف تيتان الجنوبي تفصل بينهما سنة واحدة، تُظهران التغييرات في البحيرات القطبية الجنوبية.

الفوهات الصدمية

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

كشف رادار الفتحة الهجريبية وبيانات التصوير من كاسيني عدد قليل من الفوهات الصدمية على سطح تيتان. ويبدوحتى هذه الاصطدامات حديثة نسبيًا مقارنة بعمر تيتان. عدد قليل من الفوهات الصدمية تم اكتشافها من بينها حوض صدمي مزدوج الحلقات عرضه 440 كم (270 ميل) سُميّ مينرڤا (Menrva) شوهد بواسطة (ISS) في كاسيني كنمط مركزي ساطع-داكن. كما تم رصد أيضًا فوهة أرضية مسطحة أصغر حجمًا عرضها 60 كم (37 ميل) سُميت "سينلاپ" (Sinlap) وحفرة أخرى 30 كم (19 ميل) لها قمة مركزية وأرضية داكنة سُميت "كسا" (Ksa). كما كشف أيضًا التصوير الراداري وكاسيني معالم "أشكال تشبه الفوهات" دائرية على سطح تيتان قد تكون لها علاقة بالاصطدامات، إلا أنها تفتقر إلى بعض المعالم التي يمكن حتى تؤكد ذلك. على سبيل المثال رصد كاسيني حلقة من المواد الساطعة الوعرة عرضها 90 كم (56 ميل) عُرفت باسم جوابونيتو. يُعتقد حتى هذا المَفهم هوفوهة صدمية امتلأت برواسب داكنة بعمل الرياح. تم رصد أيضًا عدة معالم مماثلة في المنطقتين الداكنتين شانجري-لا وآرو(Aaru). ورصد الرادار الكثير من المعالم الدائرية التي من المحتمل حتى تكون فوهات في المنطقة الساطعة زانادوأثناء طيران كاسيني المنخفض على تيتان في 30 أبريل 2006.

لايجيا ماري - SAR ورؤية أكثر وضوحًا وأقل ضجيجًا.

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

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

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

البراكين الباردة والجبال

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

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

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

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

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

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

صورة ثلاثية الأبعاد بالألوان الزائفة من VIMS للبركان البارد المحتمل سوترا پاتيرا، مبنية على بيانات الرادار، تُظهر قمم ارتفاعها 1000 متر وفوهة عمقها 1500 متر.

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

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

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

التضاريس الداكنة

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

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

كان يُفترض في البداية حتى الكثبان الطولية (أوالخطية) تتشكل بواسطة الرياح المتغيرة المعتدلة التي تمضى في اتجاه واحد متوسط أوإلى اتجاه بديل بين اتجاهين مختلفين. ويشير الرصد اللاحق إلى حتى الكثبان تشير إلى الشرق رغم حتى المحاكاة المناخية تُظهر حتى الرياح السطحية لتيتان تهب باتجاه الغرب عند أقل من متر واحد في الثانية، فهي ليست قوية بما فيه الكفاية لحمل ونقل المواد السطحية. وتشير محاكاة الكمبيوتر الحديثة إلى حتى الكثبان من الممكن تكون نتيجة لرياح عاصفة نادرة تحدث مرة واحدة فقط جميع خمسة عشر سنة عندماقد يكون تيتان في الاعتدال. هذه العواصف ينتج عنها جيوب هوائية، وهي تتدفق نحوالشرق عند ارتفاععشرة أمتار في الثانية عندما تصل إلى السطح.

"الرمال" على تيتان من المحتمل أنها لا تهجرب من الحبيبات الصغيرة من السيليكات مثل الرمال على الأرض. ولكن بالأحرى من الممكن تكون قد تكونت عندما هطل الميثان السائل وحت صخر القاعدة الجليدي، من الممكن على هيئة فيضانات مفاجئة. ومن الممكن بدلًا من ذلك حتى الرمال اتىت من مواد عضوية صلبة أنتجتها تفاعلات كيميائية ضوئية في غلاف تيتان الجوي. وكشفت الدراسات التي أُجريت على هجريب الكثبان في مايو2008 عن أنها لديها مياه أقل من بقية تيتان، وبالتالي هي على الأرجح مأخوذة من السخام العضوي مثل المبلمرات الهيدروكربونية التي تتجمع معًا بعد حتى تمطر على السطح. وتشير الحسابات إلى حتى الرمال على تيتان لها ثلث كثافة الرمال الأرضية. إذا الكثافة المنخفضة بالاشتراك مع جفاف تيتان من الممكن تجعل الحبيبات تتجمع معًا بسبب تراكم الكهرباء الساكنة. و"الالتصاق" قد يجعل من الصعب على النسيم المعتدل العام القريب من السطح حتى ينقل الكثبان على الرغم من رياح أكثر قوة من العواصف الموسمية قد لا تزال تدفعها نحوالشرق.

الرصد والاستكشاف

رؤية ڤوياجر 1 للغبش على طرف تيتان (1980).

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

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

دراسات إشارة الراديولطيران كاسيني المنخفض (مفهوم فنان).

كان أول مسبار يزور نظام زحل هوپيونير 11 في 1979، والذي كشف حتى تيتان من الممكنقد يكون باردًا جدًا لدعم الحياة. والتقط صورًا لتيتان، متضمنة تيتان وزحل معًا من منتصف إلى أواخر 1979. وسرعان ما تجاوزت الجودة بواسطة الڤوياجرين الاثنين.

تمت دراسة تيتان بواسطة كلٌ من ڤوياجر 1 و2 في 1980 و1981 على التوالي، وتم تصميم مسار ڤوياجر 1 لإتاحة الفرصة للطيران المنخفض الأمثل، حيث حتى المسبار الفضائي كان قادرًا على تحديد كثافة وتكوين ودرجة حرارة الغلاف الجوي والحصول على قياس دقيق لكتلة تيتان. وقد حال الغبش دون التصوير المباشر للسطح، على الرغم من حتى المعالجة الرقمية الكثيفة للصور التي اتخذت من خلال المُرشَح البرتنطقي لڤوياجر 1 كشفت عن تلميحات للمعالم الساطعة والداكنة المعروفة الآن باسم زانادووشانجري-لا، والتي رُصدت بالأشعة تحت الحمراء من قبل تلسكوپ هابل الفضائي. بينما ڤوياجر 2 والذي كان من الممكن تحويله لتطبيق طيران منخفض على تيتان طالما لم يتمكن ڤوياجر 1 من ذلك، لم يمر بالقرب من تيتان واستمر في طريقه إلى أورانوس ونپتون.

كاسيني-هويجنز

صورة التقطها كاسيني لتيتان أمام حلقات زحل.
صورة التقطها كاسيني لتيتان خلف إيمثيوس والحلقات.

حتى مع البيانات التي قدمها الڤوياجران ظل تيتان جسمًا غامضًا—قمر كبير مغلف بغلاف جوي يجعل الرصد التفصيلي صعبًا. الغموض الذي أحاط بتيتان منذ رصده في القرن الـ17 بواسطة كريستيان هويجنز وجيوڤاني كاسيني تم الكشف عنه بواسطة مسبار فضائي حمل اسميهما تكريمًا لهما.

وصل المسبار الفضائي كاسيني-هويجنز إلى زحل في 1 يوليو2004، وبدأ عملية رسم خرائط سطح تيتان بواسطة الرادار. وقد حقق المشروع المشهجر بين وكالة الفضاء الأوروپية وناسا مهمة ناجحة جدًا. وقد حلّق المسبار كاسيني فوق تيتان في 26 أكتوبر 2004 والتقط صورًا هي الأعلى دقة لسطح تيتان على الاطلاق على بُعد 1,200 كم (750 ميل) فقط، بقع ساطعة وداكنة مميزة والتي هي غير مرئية لعين الإنسان.

وفي 22 يوليو2006 تم تحقيق أول هدف لكاسيني عن طريق الطيران المنخفض على بُعد 950 كم (590 ميل) عن تيتان؛ وكان أقرب طيران منخفض عند 880 كم (550 ميل) في 21 يونيو2010. تم العثور على السوائل بوفرة على السطح في المنطقة القطبية الشمالية، على هيئة بحيرات وبحار عديدة اكتُشفت بواسطة كاسيني.

هبوط هويجنز

صورة هويجنز في المسقط من على سطح تيتان—الصورة الوحيدة على سطح جسم أبعد من المريخ. نفس الصورة مع تحسين التباين.

هبط المسبار هويجنز على تيتان في 14 يناير 2005، واكتشف حتى الكثير من المعالم السطحية تبدوأنها تشكلت بواسطة السوائل في فترة ما في الماضي. تيتان هوالجسم الأكثر بُعدًا عن الأرض الذي هبط على سطحه مسبار فضائي.

هبط المسبار هويجنز قبالة الطرف الشرقي الأقصى للمنطقة الساطعة التي تُسمى الآن أديري. قام المسبار بتصوير تلال شاحبة مع "أنهار" داكنة تجري إلى أسفل نحوسهل داكن. الفهم الحالي هوحتى التلال (يشار إليها أيضًا بالمرتفعات) مكونة أساسًا من الجليد. المُركبات العضوية الداكنة التي تكونت في الغلاف الجوي العُلوي بواسطة أشعة الشمس فوق البنفسجية، من الممكن تكون قد هطلت من غلاف تيتان الجوي. وغسلت أسفل التلال بواسطة أمطار الميثان وأُودعت على السهول على المقاييس الزمنية الجيولوجية.

بعد الهبوط قام هويجنز بتصوير سهل داكن مغطى بالصخور الصغيرة والحصى، والتي تتكون من الجليد. الصخرتان اللتان تقعان في أسفل منتصف الصورة هما أصغر مما قد تبدوان: التي تقع جهة اليسار يبلغ حجمها 15 سنتيمتر، أما الأخرى التي تقع في المنتصف فيبلغ حجمها أربعة سنتيمترات، على مسافة حوالي 85 سنتيمتر من هويجنز. هناك أدلة على وجود تآكل في قواعد الصخور، وهي تشير إلى نشاط نهري محتمل. السطح أكثر قتامة مما كان متسقطًا في الأصل، وهويتكون من خليط من الماء والجليد الهيدروكربوني. وتُفَسَّر "التُربة" الظاهرة في الصورة بأنها ترسيب من الغبش الهيدروكربوني العلوي.

وفي مارس 2007 قررت كلٌ من ناسا ووكالة الفضاء الأوروپية ولجنة أبحاث الفضاء (COSPAR) تسمية مسقط هبوط هويجنز بمحطة هوبيرت كيريان التذكارية في ذكرى الرئيس السابق لوكالة الفضاء الأوروپية.

المهام المقترحة أوالتصورية

تم اقتراح منطاد لمهمة نظام تيتان زحل (تفسير فني).

كانت هناك عدة مهام تصورية اقتُرِحت في السنوات الأخيرة لإعادة مسبار فضائي آلي إلى تيتان. وقد تم إتمام الأعمال التصورية لمثل هذه المهام من قِبل ناسا ووكالة الفضاء الأوروپية (ESA) ومختبر الدفع النفاث (JPL). وفي الوقت الحاضر لم تصبح أي من هذه المُقترَحات مهام ممولة.

كانت مهمة نظام تيتان زحل (Titan Saturn System Mission-TSSM) مُقتَرَح مُشتَرَك لناسا ووكالة الفضاء الأوروپية لاستكشاف أقمار زحل. وتم تصور منطاد هواء ساخن يتجول في غلاف تيتان الجوي لستة أشهر. وكان ينافس ضد مهمة نظام أوروپا المشتري (Europa Jupiter System Mission-EJSM) من أجل التمويل. وفي فبراير تم الاعلان عن حتى ناسا ووكالة الفضاء الأوروپية أعطتا الأولوية لـ(EJSM) قبل (TSSM).

كان هناك أيضًا تصور نظري لتيتان ماري إكسپلورر (Titan Mare Explorer-TiME)، الذي سيكون مسبار إنزال منخفض التكلفة والذي سينزل على بحيرة في نصف تيتان الشمالي وسيطفوعلى سطح البحيرة لمدة تتراوح بين ثلاثة وستة أشهر.

مهمة أخرى إلى تيتان تم اقتراحها في أوائل 2012 من قِبل چيسون بارنز وهوعالم في جامعة إيداهو، هي أڤياتر (AVIATR) (مركبة جوية ومحمولة جوًا من أجل استطلاع تيتان في المسقط) (Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance): طائرة بدون طيار تطير في غلاف تيتان الجوي وتلتقط صورًا عالية الوضوح لسطح تيتان. لم توافق ناسا على مبلغ الـ715 مليون دولار المطلوب، كما حتى مستقبل المشروع غير مؤكد.

مشروع إنزال على بحيرة آخر تم اقتراحه في أواخر 2012 من قِبل شركة الهندسة الخاصة "سينير" (SENER) ومقرها إسپانيا، ومركز البيولوجيا الفلكية (Centro de Astrobiología) في مدريد. المسبار المقترح يُسمى "مستكشف دفع أخذ عينات بحيرة تيتان في المسقط" (Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer-TALISE). الفارق الرئيسي مقارنةً مع مسبار (TiME) هوحتى (TALISE) يتم تصوره مع نظام دفع خاص به ومن ثم لن يقتصر على مجرد الانجراف مع التيار فوق البحيرة عندما ينزل على سطحها.

برنامج ديسكڤري يعد للمهمة #13 الخاصة به هي رحلة إلى إنسيلادوس وتيتان (Journey to Enceladus and Titan-JET)، وهومداري بيولوجي فلكي حول زحل يفترض أن يُقَيِّم إمكانية السكن لكل من إنسيلادوس وتيتان.

وفي 2015 منح برنامج ناسا للمفاهيم المتطورة المبتَكرة (NASA's Innovative Advanced Concepts-NIAC) فترة ثانية لمقتَرَح من أجل تطوير مفهوم الغواصة لاستكشاف بحار تيتان.

الحياة وظروف ما قبل الحياة

يُعتقد حتى تيتان هوبيئة قبل حيوية غنية بالكيمياء العضوية المعقدة مع احتمالية وجود محيط سائل تحت السطح يساهم كبيئة حيوية.

مهمة كاسيني-هويجنز لم تكن مجهزة لتقديم أدلة على وجود بصمات حيوية أومُركبات عضوية معقدة؛ وقد أظهرت حتى بيئة تيتان مماثلة في بعض جوانبها لتلك التي كانت عليها الأرض نظريًا في وقتٍ مُبكّر. فالفهماء يعتقدون حتى الغلاف الجوي للأرض المُبكّرة كان هجريبه مماثلًا للغلاف الجوي الحالي على تيتان، مع استثناء مهم هونقص بخار الماء على تيتان.

تكوين الجزيئات المعقدة

أظهرت تجربة ميلر-يوري والكثير من التجارب اللاحقة أنه في غلاف جوي مماثل لذلك الذي على تيتان مع إضافة الإشعاع فوق البنفسجي، يمكن توليد جزيئات معقدة ومواد پوليمرية مثل الثولين. يبدأ التفاعل مع تفكك النيتروجين والميثان مُكونًا سيانيد الهيدروجين والأسيتيلين. وقد تمت دراسة تفاعلات إضافية بشكلٍ موسعٍ.

وقد تم ذِكر أنه عندما تم تطبيق الطاقة على مزيج من الغازات مثل تلك الموجودة في غلاف تيتان الجوي، فإن القواعد النووية الخمسة المؤسِسَة لِبِناء الحمض النووي الريبوزي منقوص الأكسجين (DNA) والحمض النووي الريبوزي (RNA)، كانت من بين الكثير من المُركّبات المُنتَجة. بالإضافة إلى ذلك تم العثور على الأحماض الأمينية المؤسِسَة لِبِناء الپروتين. وكانت هذه هي المرة الأولى التي وُجدت فيها أساسات القواعد النووية والأحماض الأمينية في مثل هذه التجربة من دون وجود ماء سائل.

وفي ثلاثة أبريل 2013 ذكرت ناسا حتى المواد الكيميائية العضوية المعقدة يمكن حتى تنشأ على تيتان بناءً على دراسات محاكاة غلاف تيتان الجوي.

احتمالية السكن تحت السطح

أدت المحاكاة المختبرية إلى اقتراحٍ بوجود مادة عضوية كافية على تيتان لبدء تطور كيميائي مماثل لما يُعتقد أنه بدأ الحياة على الأرض. ويفترض التشابه وجود مياه سائلة لفترات أطول مما هوقابل للرصد حاليًا؛ نظريات عديدة تشير إلى امكانية وجود مياه سائلة من اصطدام نيزكي من الممكن تكون قد حُفظت أسفل طبقة عازلة متجمدة. كما تم تنظير حتى محيطات الأمونياك السائلة يمكن تتواجد على عمق تحت السطح. نموذج آخر يقترح وجود محلول ماء الأمونياك على عمق 200 كم (120 ميل) أسفل قشرة الجليد في تلك الظروف، على الرغم من قسوتها بالمقاييس الأرضية بحيث يمكن للحياة حتى تستمر.انتنطق الحرارة بين الطبقات الداخلية والعليا من الممكنقد يكون حاسمًا في دعم أي حياة محيطية تحت السطح. الكشف عن حياة ميكروبية على تيتان يتوقف على آثارها البيولوجية. إذا تم فحص الميثان والنيتروجين ذوي الأصل الحيوي في الغلاف الجوي، على سبيل المثال.

الميثان والحياة على السطح

اقتُرح أيضًا حتى الحياة يمكن حتى تتواجد في بحيرات الميثان السائل على تيتان، تمامًا مثلما تعيش الكائنات الحية على الأرض في الماء. هذه الكائنات من الممكن تتنفس الهيدروجين بدلًا من الأكسجين، وأيضها الأسيتيلين بدلًا من الجلوكوز، وزفيرها الميثان بدلًا من ثنائي أكسيد الكربون.

جميع الكائنات التي تعيش على الأرض (بما فيها مولدات الميثان) تستخدم الماء السائل كمذيب؛ هناك تخمين حتى الحياة على تيتان قد تستخدم الهيدروكربون السائل بدلًا منه مثل الميثان أوالإيثان. الماء هومذيب أقوى من الميثان. كما حتى الماء أكثر تفاعلًا كيميائيًا، ويمكنه حتى يكسر الجزيئات العضوية الكبيرة من خلال التحلل المائي. فشكل من أشكال الحياةقد يكون مذيبه هوالهيدروكربون لن يقابل خطر تدمير جزيئاته الحيوية بهذه الطريقة.

في 2005 نطق عالِم البيولوجيا الفلكية كريستوفر مكاي أنه إذا كانت حياة مولدات الميثان موجودة على سطح تيتان، فمن المحتمل حتىقد يكون لها تأثير ملموس على نسبة المزج في تروپوسفير تيتان: مستويات الهيدروجين والأسيتيلين يفترض أن تكون أقل بشكل ملموس خلافًا لما تم تسقطه.

وفي 2010 حدد داريل ستروبل من جامعة جونز هوبكينز وجود وفرة أكبر من الهيدروجين الجزيئي في الطبقات الجوية العليا لتيتان مقارنةً من الطبقات السلفى، متعللًا بتدفق هبوطي بمعدل 1028 جزيء في الثانية تقريبًا واختفاء الهيدروجين بالقرب من سطح تيتان؛ كما أشار ستروبل، وكانت النتائج التي توصل إليها متماشيةً مع التأثيرات التي تكهن بها مكاي طالما وجود أشكال حياة توليد الميثان على تيتان. وفي نفس السنة أظهرت دراسة أخرى مستويات منخفضة من الأسيتيلين على سطح تيتان، والتي فسرها مكاي بأنها تتفق مع فرضية الكائنات الحية التي تستهلك الهيدروكربونات. وعلى الرغم من إعادة صياغة الفرضية البيولوجية، فقد حذر من حتى هناك تفسيرات أخرى لنتائج الهيدروجين والأسيتيلين هي الأكثر احتمالًا: احتمالات العمليات الفيزيائية والكيميائية غير المحددة حتى الآن (كتقبل تحفيز السطح للهيدروكربونات أوالهيدروجين على سبيل المثال)، أووجود أخطاء في النماذج الحالية لتدفق المواد. والحاجة إلى إثبات مكونات البيانات ونماذج النقل، وما إلى ذلك. وحتى على الرغم من القول بأن تفسير الحافز غير البيولوجي سيكون أقل إذهالًا من التفسير البيولوجي، ذكر مكاي إلى حتى اكتشاف محفز فعال في درجة حرارة 95 ك (−180 °م) لا يزال شديد الأهمية.

كما ذكرت ناسا في منطقها الإخباري عن نتائج يونيو2010: "حتى الآن، فإن أشكال الحياة القائمة على الميثان هي افتراضية فقط، لم يكتشف الفهماء حتى الآن شكل الحياة هذا في أي مكان". كما نطق بيان ناسا أيضًا: "بعض الفهماء يعتقدون حتى هذه الكيميائية تعزز الحجة لوجود شكل بدائي غريب من الحياة أوبشير للحياة على سطح تيتان".

وفي فبراير 2015 تمت نمذجة غشاء خلوي افتراضي قادر على العمل في الميثان السائل في ظروف تيتان. يتكون من جزيئات صغيرة تحتوي على الكربون والهيدروجين والنيتروجين، له نفس استقرار ومرونة الأغشية الخلوية على الأرض التي تتكون من الدهن الفسفوري ومُركَّبات الكربون والهيدروجين والأكسجين والفوسفور. هذا الغشاء الخلوي الافتراضي كان يُطلق عليه اسم "أزوتوزوم" (Azotosome)، من "أزوت" الاسم الفرنسي للنيتروجين والليپوزوم.

العقبات

جزء من سلسلة منطقات حول
المجموعة الشمسية
بوابة المجموعة الشمسية

على الرغم من هذه الاحتمالات البيولوجية إلا حتى هناك عقبات هائلة أمام الحياة على تيتان، وأي تشبيه بينه وبين الأرض هوغير دقيق. تيتان هوعالم شديد البرودة يبعد عن الشمس مسافة شاسعة وغلافه الجوي يفتقر إلى ثنائي أكسيد الكربون. الماء على سطح تيتان موجود فقط في هيئة صلبة. وبسبب هذه الصعوبات رأى فهماء مثل چوناثان لونين حتى تيتان هوأقل مسكن محتمل للحياة، أكثر من كونه تجربة للتحقق من النظريات حول الظروف التي كانت سائدة قبل ظهور الحياة على الأرض. على الرغم من حتى الحياة نفسها قد لا تكون موجودة، فإن الظروف قبل الحيوية على تيتان والكيمياء العضوية المرتبطة بها لا تزال ذات أهمية كبيرة في فهم التاريخ المبكر للغلاف الحيوي الأرضي. استخدام تيتان كتجربة قبل حيوية يتضمن ليس فقط المراقبة من خلال المسابر الفضائية، ولكن أيضًا التجارب المختبرية والنمذجة الكيميائية والكيميائية الضوئية على الأرض.

فرضية التبذر الكامل

هي تفترض حتى اصطدام كويكب أومذنب كبير بسطح الأرض من الممكن يتسبب في هروب شظايا مُحَمَّلة بالميكروبات من جاذبية الأرض، وهوما يشير إلى احتمالية التبذر الكامل. وتشير الحسابات إلى حتى هذه من الممكن تقابل الكثير من الأجسام في النظام الشمسي من ضمنها تيتان. من ناحية أخرى نطق چوناثان لونين حتى أية كائنات حية في البحيرات الهيدروكربونية شديدة البرودة في تيتان، يفترض أن بحاجة إلى حتى تكون مختلفة كيميائيًا بشكلٍ كبير عن حياة الأرض وأنه لنقد يكون ممكنًا حتى تكون إحداها سلف الآخرى.

الظروف المستقبلية

من الممكن حتى تصبح الظروف على تيتان أكثر قابلية للسكن في المستقبل البعيد. بعد خمسة مليارات سنة من الآن عندما تصبح الشمس عملاقًا أحمر، من الممكن ترتفع درجة حرارة سطحها بما يكفي لدعم المياه السائلة على سطح تيتان مما يجعله صالحًا للسكن. ومع انخفاض إنتاج الأشعة فوق البنفسجية للشمس سيتم استنزاف الغبش في الغلاف الجوي العلوي لتيتان، مما يقلل من التأثير المضاد للبيت الزجاجي على السطح، مما يُمَكِّن تأثير البيت الزجاجي الذي يسببه الميثان على تيتان حتى يلعب دورًا أكبر بكثير. هذه الظروف معًا يمكن حتى تخلق بيئة صالحة للسكن، ويمكن حتى تستمر لعدة مئات الملايين من السنين. ومثل هذه المدة كانت كافية لتكاثر حياة بسيطة على الأرض؛ فإن وجود الأمونياك على تيتان قد يسبب تفاعلات كيميائية للتقدم بشكلٍ أكثر بُطأً.

انظر أيضًا

  • الحياة على تيتان
  • قائمة الأقمار الطبيعية

مراجع

  1. ↑ Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B.; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen, Jr., W. M.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R. (December 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". The Astronomical Journal. 132 (6): 2520–2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. doi:10.1086/508812. مؤرشف من الأصل فيعشرة مارس 2020.
  2. ^ Williams, D. R. (February 22, 2011). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. مؤرشف من الأصل فيتسعة مايو2019. اطلع عليه بتاريخ 22 أبريل 2015.
  3. ↑ "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. مؤرشف من الأصل في 19 أكتوبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 28 يونيو2010.
  4. ^ Mitri, G.; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. (2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). Icarus. 186 (2): 385–394. Bibcode:2007Icar..186..385M. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. مؤرشف من الأصل (PDF) في 13 يوليو2019.
  5. ↑ Niemann, H. B.; et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830.
  6. ↑ Coustenis, pp. 154–155
  7. ^ "Lifting Titan's Veil" (PDF). Cambridge. مؤرشف من الأصل (PDF) في 22 فبراير 2005.
  8. ^ "Titan". Astronomy Picture of the Day. NASA. مؤرشف من الأصل في 27 مارس 2005.
  9. ^ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". European Space Agency. September 4, 2008. مؤرشف من الأصل في 18 نوفمبر 2012. اطلع عليه بتاريخ 18 أبريل 2009.
  10. ^ "Huygens Discovers Luna Saturni". March 25, 2005. مفقود أوفارغ |url= (مساعدة);
  11. ^ Cassini, G. D. (1673). "A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French". Philosophical Transactions. 8 (1673): 5178–5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003.
  12. ^ Lassell (November 12, 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. doi:10.1093/mnras/8.3.42. اطلع عليه بتاريخ 29 مارس 2005. نسخة محفوظةسبعة مايو2019 على مسقط واي باك مشين.
  13. ^ Herschel, Sir John F. W. (1847). . London: Smith, Elder & Co. صفحة 415. مؤرشف من الأصل في 17 مارس 2017.
  14. ^ "EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". مؤرشف من الأصل في 18 مايو2019. اطلع عليه بتاريخ 22 أكتوبر 2009.
  15. ^ Unless otherwise specified: "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. مؤرشف من الأصل في 28 مايو2019. اطلع عليه بتاريخ 19 أغسطس 2007.
  16. ^ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423.
  17. ↑ Arnett, Bill (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. مؤرشف من الأصل في 21 نوفمبر 2005. اطلع عليه بتاريخعشرة أبريل 2005.
  18. ^ Lunine, J. (March 21, 2005). "Comparing the Triad of Great Moons". Astrobiology Magazine. مؤرشف من الأصل في أربعة فبراير 2014. اطلع عليه بتاريخ 20 يوليو2006.
  19. ^ Tobie, G.; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus. 175 (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
  20. ↑ Longstaff, Alan (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19.
  21. ^ "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. June 1, 2007. مؤرشف من الأصل في 05 يونيو2011. اطلع عليه بتاريخ 25 مارس 2010.
  22. ^ Shiga, David (March 20, 2008). "Titan's changing spin hints at hidden ocean". New Scientist. مؤرشف من الأصل في 21 أكتوبر 2014.
  23. ^ Iess, L.; Jacobson, R. A.; Ducci, M.; Stevenson, D. J.; Lunine, J. I.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W.; Racioppa, P.; Rappaport, N. J.; Tortora, P. (2012). "The Tides of Titan". Science. 337 (6093): 457–9. Bibcode:2012Sci...337..457I. doi:10.1126/science.1219631. PMID 22745254.
  24. ^ Zebker, H. A.; Stiles, B.; Hensley, S.; Lorenz, R.; Kirk, R. L.; Lunine, J. (2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan". Science. 324 (5929): 921–3. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551.
  25. ↑ Hemingway, D.; Nimmo, F.; Zebker, H.; Iess, L. (2013). "A rigid and weathered ice shell on Titan". Nature. 500 (7464): 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. doi:10.1038/nature12400. PMID 23985871.
  26. ↑ "Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell". JPL. مؤرشف من الأصل في ثلاثة أبريل 2017.
  27. ^ "Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". Space Daily. 2012. مؤرشف من الأصل في 28 مارس 2016. اطلع عليه بتاريخ 19 أكتوبر 2012.
  28. ^ Dyches, Preston; Clavin, Whitney (June 23, 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn" (Press release). مختبر الدفع النفاث. اطلع عليه بتاريخ 28 يونيو2014. نسخة محفوظةتسعة سبتمبر 2018 على مسقط واي باك مشين.
  29. ^ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & مختبر الدفع النفاث. مؤرشف من الأصل في 02 ديسمبر 2005. اطلع عليه بتاريخ 08 يناير 2007.
  30. ^ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. March 11, 2005. مؤرشف من الأصل في 17 يوليو2007. اطلع عليه بتاريخ 24 أغسطس 2007.
  31. ^ Coustenis, p. 130
  32. ^ Zubrin, Robert (1999). . Section: Titan: Tarcher/Putnam. صفحات 163–166. ISBN . مؤرشف من الأصل فيعشرة يناير 2020.
  33. ^ Turtle, Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Smithsonian. مؤرشف من الأصل فيعشرة ديسمبر 2016. اطلع عليه بتاريخ 18 أبريل 2009.
  34. ^ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (August 2005). "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S.
  35. ^ de Selding, Petre (January 21, 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. مؤرشف من الأصل في 03 يوليو2018. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005.
  36. ↑ Waite, J. H.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Science. 316 (5826): 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166.
  37. ^ Courtland, Rachel (September 11, 2008). "Saturn magnetises its moon Titan". New Scientist. مؤرشف من الأصل في 31 مايو2015.
  38. ^ Coustenis, A. (2005). "Formation and evolution of Titan's atmosphere". Space Science Reviews. 116 (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  39. ^ "NASA Titan – Surface". NASA. مؤرشف من الأصل في 12 أبريل 2016. اطلع عليه بتاريخ 14 فبراير 2013.
  40. ^ Mitri, G. (2007). "Hydrocarbon lakes on Titan" (PDF). مؤرشف من الأصل (PDF) فيتسعة أكتوبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 14 فبراير 2013.
  41. ^ Atreyaa, Sushil K.; Adamsa, Elena Y.; Niemann, Hasso B.; Demick-Montelar, Jaime E. a; Owen, Tobias C.; Fulchignoni, Marcello; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. (2006). "Titan's methane cycle". Planetary and Space Science. 54 (12): 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028.
  42. ^ Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; et al. (2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (7123): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
  43. ^ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan; Sotin, Cristophe (2006). "Episodic outgassing as the origin of تجاوز دورة الميثان on Titan". Nature. 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489.
  44. ↑ Staff (April 3, 2013). "NASA team investigates complex chemistry at Titan". فيز (مسقط). مؤرشف من الأصل في 1 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 11 أبريل 2013.
  45. ↑ "The Way the Wind Blows on Titan". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. مؤرشف من الأصل في 04 مارس 2016. اطلع عليه بتاريخ 02 يونيو2007.
  46. ^ Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Cook, Jia-Rui (September 30, 2013). "NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space". ناسا. مؤرشف من الأصل في 20 نوفمبر 2017. اطلع عليه بتاريخ 02 ديسمبر 2013.
  47. ^ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (October 24, 2014). "NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere". ناسا. مؤرشف من الأصل في ثلاثة يوليو2017. اطلع عليه بتاريخ 31 أكتوبر 2014.
  48. ^ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (October 24, 2014). "NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan". ناسا. مؤرشف من الأصل في ثلاثة أبريل 2017. اطلع عليه بتاريخ 31 أكتوبر 2014.
  49. ^ Cottini, V.; Nixon, C.A.; Jennings, D.E.; Anderson, C.M.; Gorius, N.; Bjoraker, G.L.; Coustenis, A.; Teanby, N.A.; et al. (2012). "Water vapor in Titan's stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra". Icarus. 220 (2): 855–862. Bibcode:2012Icar..220..855C. doi:10.1016/j.icarus.2012.06.014. ISSN 0019-1035.
  50. ^ "Titan: A World Much Like Earth". Space.com. August 6, 2009. مؤرشف من الأصل في 31 مارس 2019. اطلع عليه بتاريخ 02 أبريل 2012.
  51. ^ Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does. نسخة محفوظة 03 أبريل 2017 على مسقط واي باك مشين.
  52. ^ "Titan Has More Oil Than Earth". February 13, 2008. مؤرشف من الأصل فيتسعة مايو2019. اطلع عليه بتاريخ 13 فبراير 2008.
  53. ^ McKay, C.P.; Pollack, J. B.; Courtin, R. (1991). "The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan". Science. 253 (5024): 1118–1121. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492.
  54. ^ Dyches, Preston (August 12, 2014). "Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea". ناسا. مؤرشف من الأصل فيعشرة أكتوبر 2016. اطلع عليه بتاريخ 13 أغسطس 2014.
  55. ^ Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G.; Bouchez, Antonin H. (2006). "A large cloud outburst at Titan's south pole" (PDF). Icarus. 182 (1): 224–229. Bibcode:2006Icar..182..224S. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. مؤرشف من الأصل (PDF) في 13 نوفمبر 2012. اطلع عليه بتاريخ 23 أغسطس 2007.
  56. ^ Shiga, David (2006). "Huge ethane cloud discovered on Titan". New Scientist. 313: 1620. مؤرشف من الأصل في 30 أبريل 2015. اطلع عليه بتاريخ 07 أغسطس 2007.
  57. ^ Mahaffy, Paul R. (May 13, 2005). "Intensive Titan Exploration Begins". ساينس. 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870.
  58. ↑ Chu, Jennifer (July 2012). "River networks on Titan point to a puzzling geologic history". MIT Research. مؤرشف من الأصل في 20 فبراير 2014. اطلع عليه بتاريخ 24 يوليو2012.
  59. ^ Tariq, Taimoor (March 12, 2012). "Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail". News Pakistan. مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 12 مارس 2012.
  60. ^ Moore, J. M.; Pappalardo, R. T. (2011). "Titan: An exogenic world?". Icarus. 212 (2): 790–806. Bibcode:2011Icar..212..790M. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.019.
  61. ^ Battersby, Stephen (October 29, 2004). "Titan's complex and strange world revealed". نيوساينتست. مؤرشف من الأصل فيخمسة ديسمبر 2014. اطلع عليه بتاريخ 31 أغسطس 2007.
  62. ^ "Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. مؤرشف من الأصل في 21 أبريل 2016. اطلع عليه بتاريخ 31 أغسطس 2007.
  63. ^ Lorenz, R. D.; et al. (2007). "Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 38: 1329. Bibcode:2007LPI....38.1329L. مؤرشف من الأصل (PDF) في أربعة يونيو2016. اطلع عليه بتاريخ 27 أغسطس 2007.
  64. ^ "Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land". Science Daily. July 23, 2006. مؤرشف من الأصل فيستة نوفمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 27 أغسطس 2007.
  65. ^ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H.; et al. (2006). "Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS" (PDF). Icarus. 186 (1): 242–258. Bibcode:2007Icar..186..242B. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. مؤرشف من الأصل (PDF) في 25 يوليو2011. اطلع عليه بتاريخ 27 أغسطس 2007.
  66. ^ Klotz, Irene (28 April 2016). "One of Titan". Discovery News. Space.com. مؤرشف من الأصل في 04 أبريل 2017. اطلع عليه بتاريخ 01 مايو2016.
  67. ^ Le Gall, A.; Malaska, M. J.; et al. (25 February 2016). "Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission". Journal of Geophysical Research. 121: 233–251. Bibcode:2016JGRE..121..233L. doi:10.1002/2015JE004920. مؤرشف من الأصل في أربعة يناير 2018. اطلع عليه بتاريخ 01 مايو2016.
  68. ^ Dermott, S. F.; Sagan, C. (1995). "Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan". Nature. 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995Natur.374..238D. doi:10.1038/374238a0. PMID 7885443.
  69. ^ Bortman, Henry (November 2, 2004). "Titan: Where's the Wet Stuff?". Astrobiology Magazine. مؤرشف من الأصل في 03 نوفمبر 2006. اطلع عليه بتاريخ 28 أغسطس 2007.
  70. ^ Lakdawalla, Emily (June 28, 2005). "Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?". The Planetary Society. مؤرشف من الأصل في 05 يونيو2011. اطلع عليه بتاريخ 14 أكتوبر 2006.
  71. ↑ "NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon". NASA. 2008. مؤرشف من الأصل فيتسعة يناير 2019. اطلع عليه بتاريخ 20 ديسمبر 2009.
  72. ^ "NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan" (Press release). Jet Propulsion Laboratory. September 16, 2005. اطلع عليه بتاريخ 14 أكتوبر 2006.
  73. ↑ "PIA08630: Lakes on Titan". Planetary Photojournal. NASA/JPL. مؤرشف من الأصل في 23 يوليو2018. اطلع عليه بتاريخ 14 أكتوبر 2006.
  74. ↑ Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; et al. (2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
  75. ^ "Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature". NASA/JPL. January 3, 2007. مؤرشف من الأصل في 26 فبراير 2010. اطلع عليه بتاريخ 08 يناير 2007.
  76. ^ Hecht, Jeff (July 11, 2011). "Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape". New Scientist. مؤرشف من الأصل في 19 أغسطس 2014. اطلع عليه بتاريخ 25 يوليو2011.
  77. ^ Jet Propulsion Laboratory (2012). "Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan" (Press release). SpaceRef. اطلع عليه بتاريخ 02 مارس 2014.
  78. ^ Hadhazy, Adam (2008). "Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan". Scientific American. مؤرشف من الأصل في 31 أغسطس 2016. اطلع عليه بتاريخ 30 يوليو2008.
  79. ^ Grossman, Lisa (August 21, 2009). ". New Scientist. مؤرشف من الأصل في 27 أبريل 2015. اطلع عليه بتاريخ 25 نوفمبر 2009.
  80. ^ Wye, L. C.; Zebker, H. A.; Lorenz, R. D. (2009). "Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data". Geophysical Research Letters. 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029/2009GL039588.
  81. ^ Cook, J.-R. C. (December 17, 2009). "Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan". Cassini mission page. NASA. مؤرشف من الأصل في أربعة يونيو2018. اطلع عليه بتاريخ 18 ديسمبر 2009.
  82. ^ Lakdawalla, Emily (December 17, 2009). "Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake". The Planetary Society Blog. Planetary Society. مؤرشف من الأصل فيتسعة مايو2019. اطلع عليه بتاريخ 17 ديسمبر 2009.
  83. ↑ Wall, Mike (December 17, 2010). "Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free". Space.Com web site. مؤرشف من الأصل فيستة نوفمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 19 ديسمبر 2010.
  84. ^ Crockett, Christopher (2014-11-17). "Cassini maps depths of Titan's seas". ScienceNews. مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 18 نوفمبر 2014.
  85. ^ 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",تسعة August 2016, http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL069679/abstract
  86. ↑ Perkins, Sid (June 28, 2012). "Tides turn on Titan". Nature. مؤرشف من الأصل في 29 يوليو2017. اطلع عليه بتاريخ 29 يونيو2012.
  87. ^ Puiu, Tibi (June 29, 2012). "Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water". zmescience.com web site. مؤرشف من الأصل في 11 يناير 2019. اطلع عليه بتاريخ 29 يونيو2012.
  88. ^ Dyches, Preston; Brown, Dwayne (July 2, 2014). "Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea". ناسا. مؤرشف من الأصل في 11 يونيو2017. اطلع عليه بتاريخ July 2, 2014.
  89. ^ Mitri, Giuseppe; Meriggiola, Rachele; Hayes, Alex; Lefevree, Axel; Tobie, Gabriel; Genovad, Antonio; Lunine, Jonathan I.; Zebker, Howard (2014). "Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan". Icarus. 236: 169–177. Bibcode:2014Icar..236..169M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018.
  90. ^ Dyches, Preston; Mousis, Olivier; Altobelli, Nicolas (September 3, 2014). "Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall". ناسا. مؤرشف من الأصل في أربعة أبريل 2017. اطلع عليه بتاريخ September 4, 2014.
  91. ^ "Cassini Finds Flooded Canyons on Titan". NASA. 2016. مؤرشف من الأصل فيتسعة سبتمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 12 أغسطس 2016.
  92. ↑ Wood, C. A.; Lorenz, R.; Kirk, R.; Lopes, R.; Mitchell, K.; Stofan, E.; The Cassini RADAR Team (September 6, 2009). "Impact craters on Titan". Icarus. إلزيفير. 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021.
  93. ^ "PIA07365: Circus Maximus". Planetary Photojournal. NASA. مؤرشف من الأصل في 23 أغسطس 2017. اطلع عليه بتاريخ 04 مايو2006.
  94. ^ "PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket". Planetary Photojournal. NASA. مؤرشف من الأصل في 24 يوليو2017. اطلع عليه بتاريخ 04 مايو2006.
  95. ^ "PIA08737: Crater Studies on Titan". Planetary Photojournal. NASA. مؤرشف من الأصل في 25 أغسطس 2017. اطلع عليه بتاريخ 15 سبتمبر 2006.
  96. ^ "PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu". Planetary Photojournal. NASA. مؤرشف من الأصل في 24 يوليو2017. اطلع عليه بتاريخ 26 سبتمبر 2006.
  97. ^ "PIA08429: Impact Craters on Xanadu". Planetary Photojournal. NASA. مؤرشف من الأصل في 24 يوليو2017. اطلع عليه بتاريخ 26 سبتمبر 2006.
  98. ^ Lucas; et al. (2014). "Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data". Journal of Geophys. Research. 119: 2149–2166. doi:10.1002/2013JE004584. Explicit use of et al. in: |الأخير2= (مساعدة)
  99. ^ Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G. (1997). "Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan". Planetary and Space Science. 45 (8): 993–1007. Bibcode:1997P&SS...45..993I. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5.
  100. ^ Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
  101. ^ Owen, Tobias (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature. 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022.
  102. ^ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). "Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes". Space Science Institute, Boulder, Colorado. مؤرشف من الأصل في 28 يونيو2018. اطلع عليه بتاريخ 29 يناير 2009.
  103. ↑ Moore, J.M.; Pappalardo, R.T. (2008). "Titan: Callisto With Weather?". American Geophysical Union, Fall Meeting 2008. 11: 6. Bibcode:2008AGUFM.P11D..06M.
  104. ^ Neish, C.D.; Lorenz, R.D.; O'Brien, D.P. (2005). "Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications". Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur. مؤرشف من الأصل في 14 أغسطس 2007. اطلع عليه بتاريخ 27 أغسطس 2007.
  105. ^ Lakdawalla, Emily (2008). "Genesa Macula Isn't A Dome". The Planetary Society. مؤرشف من الأصل في 20 فبراير 2012. اطلع عليه بتاريخ 30 يناير 2009.
  106. ^ Sotin, C.; Jaumann, R.; Buratti, B.; Brown, R.; Clark, R.; Soderblom, L.; Baines, K.; Bellucci, G.; Bibring, J.; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Combes, M.; Coradini, A.; Cruikshank, D. P.; Drossart, P.; Formisano, V.; Langevin, Y.; Matson, D. L.; McCord, T. B.; Nelson, R. M.; Nicholson, P. D.; Sicardy, B.; Lemouelic, S.; Rodriguez, S.; Stephan, K.; Scholz, C. K. (2005). "Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan". Nature. 435 (7043): 786–789. Bibcode:2005Natur.435..786S. doi:10.1038/nature03596. PMID 15944697.
  107. ^ LeCorre, L.; LeMouélic, S.; Sotin, C. (2008). "Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIX. مؤرشف من الأصل (PDF) في ثلاثة مارس 2016.
  108. ^ Shiga, David (March 28, 2009). "Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes". NewScientist.
  109. ^ "Mountain range spotted on Titan". BBC News. December 12, 2006. مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 06 أغسطس 2007.
  110. ^ "Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon". Newswise. مؤرشف من الأصل في 14 أكتوبر 2017. اطلع عليه بتاريخ 02 يوليو2008.
  111. ^ Lovett, Richard A. (2010). "Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?". National Geographic. مؤرشف من الأصل في 1 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 19 ديسمبر 2010.
  112. ^ "Cassini Spies Titan's Tallest Peaks". NASA. 2016. مؤرشف من الأصل فيسبعة سبتمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 12 أغسطس 2016.
  113. ^ Fortes, A. D.; Grindroda, P.M.; Tricketta, S. K.; Vočadloa, L. (May 2007). "Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism". Icarus. 188 (1): 139–153. Bibcode:2007Icar..188..139F. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.002.
  114. ^ Lakdawalla, Emily (December 17, 2008). "AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?". The Planetary Society. مؤرشف من الأصل في 18 مارس 2012. اطلع عليه بتاريخ 11 أكتوبر 2010.
  115. ^ , مختبر الدفع النفاث, 23 March 2016, اطلع عليه بتاريخ 31 أكتوبر 2016 CS1 maint: ref=harv (link) نسخة محفوظة 17 يوليو2017 على مسقط واي باك مشين.
  116. ^ Roe, H. G. (2004). "A new 1.6-micron map of Titan's surface". Geophys. Res. Lett. 31 (17): L17S03. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. doi:10.1029/2004GL019871.
  117. ^ Lorenz, R. (2003). "The Glitter of Distant Seas". Science. 302 (5644): 403–404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 14526089.
  118. ↑ Goudarzi, Sara (May 4, 2006). "Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan". SPACE.com. مؤرشف من الأصل في 22 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 06 أغسطس 2007.
  119. ^ Lorenz, R. D. (July 30, 2010). "Winds of Change on Titan". Science. 329 (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci...329..519L. doi:10.1126/science.1192840. PMID 20671175.
  120. ↑ Lorenz, RD; Wall, S; Radebaugh, J; Boubin, G; Reffet, E; Janssen, M; Stofan, E; Lopes, R; et al. (2006). "The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes". Science. 312 (5774): 724–727. Bibcode:2006Sci...312..724L. doi:10.1126/science.1123257. PMID 16675695.
  121. ^ "Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction". Spaceref. 2015. اطلع عليه بتاريخ 19 أبريل 2015.
  122. ^ "Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes". JPL, NASA. مؤرشف من الأصل في 1 يونيو2017.
  123. ^ Lancaster, N. (2006). "Linear Dunes on Titan". Science. 312 (5774): 702–703. doi:10.1126/science.1126292. PMID 16675686.
  124. ^ "Titan's Smoggy Sand Grains". JPL, NASA. 2008. مؤرشف من الأصل في 31 مارس 2012. اطلع عليه بتاريخ 06 مايو2008.
  125. ^ "Dunes on Titan need firm winds to move". Spaceref. 2015. اطلع عليه بتاريخ 23 أبريل 2015.
  126. ^ "Electrified sand could explain Titan's backward dunes". New Scientist: 18. 1 April 2017.
  127. ^ Benton, Julius L. Jr. (2005). . London: Springer. صفحات 141–146. ISBN . مؤرشف من الأصل فيعشرة مارس 2020.
  128. ↑ "Planetary Satellite Physical Parameters". مختبر الدفع النفاث (Solar System Dynamics). April 3, 2009. مؤرشف من الأصل في أربعة يناير 2019. اطلع عليه بتاريخ 29 يونيو2010.
  129. ^ Kuiper, G. P. (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal. 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679.
  130. ^ "The Pioneer Missions". Pioneer Project. NASA, Jet Propulsion Laboratory. March 26, 2007. مؤرشف من الأصل في 23 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 19 أغسطس 2007.
  131. ^ "Pioneer XI". Photo Index. NASA. اطلع عليه بتاريخ 19 أغسطس 2007.
  132. ↑ Bell, Jim (24 February 2015). . Penguin Publishing Group. صفحة 93. ISBN . مؤرشف من الأصل في 16 يناير 2020.
  133. ^ Richardson, J.; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred (2004). "Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images". Icarus. 170 (1): 113–124. Bibcode:2004Icar..170..113R. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010.
  134. ^ "Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010". NASA/JPL. مؤرشف من الأصل فيخمسة مارس 2016. اطلع عليه بتاريخ 08 يوليو2010.
  135. ^ Lingard, Steve; Norris, Pat (June 2005). "How To Land on Titan" (23). Ingenia. مؤرشف من الأصل في 24 سبتمبر 2015. اطلع عليه بتاريخ 11 يناير 2009.
  136. ^ "Cassini at Saturn: Introduction". NASA, Jet Propulsion Laboratory. مؤرشف من الأصل في ثلاثة أبريل 2009. اطلع عليه بتاريخ 06 سبتمبر 2007.
  137. ^ "Huygens Exposes Titan's Surface". Space Today. مؤرشف من الأصل في 15 نوفمبر 2016. اطلع عليه بتاريخ 19 أغسطس 2007.
  138. ↑ "Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan". ESA News, European Space Agency. January 21, 2005. مؤرشف من الأصل في 24 أكتوبر 2012. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005.
  139. ^ "Huygens landing site to be named after Hubert Curien". ESA. March 5, 2007. مؤرشف من الأصل في 19 أكتوبر 2012. اطلع عليه بتاريخ 06 أغسطس 2007.
  140. ^ "Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission". ESA. 2009. مؤرشف من الأصل في 12 مايو2013. اطلع عليه بتاريخ 30 يناير 2009.
  141. ^ Rincon, Paul (February 18, 2009). "Jupiter in space agencies' sights". BBC News. مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2018.
  142. ^ Stofan, Ellen (2010). "TiME: Titan Mare Explorer" (PDF). Caltech. مؤرشف من الأصل (PDF) فيثمانية أكتوبر 2016. اطلع عليه بتاريخ 17 أغسطس 2011.
  143. ^ Taylor, Kate (May 9, 2011). "NASA picks project shortlist for next Discovery mission". TG Daily. مؤرشف من الأصل في 11 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 20 مايو2011.
  144. ^ Greenfieldboyce, Nell (September 16, 2009). "Exploring A Moon By Boat". National Public Radio (NPR). مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 08 نوفمبر 2009.
  145. ^ "AVIATR: An Airplane Mission for Titan". Universetoday.com. January 2, 2012. مؤرشف من الأصل فيخمسة مارس 2019. اطلع عليه بتاريخ 26 فبراير 2013.
  146. ^ "Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon". NBC News. January 10, 2012. مؤرشف من الأصل في 2 سبتمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 26 فبراير 2013.
  147. ^ "The plane built to soar above the clouds – on Saturn's mysterious moon Titan". The Daily Mail. January 4, 2012. مؤرشف من الأصل في 27 فبراير 2017. اطلع عليه بتاريخ 26 فبراير 2013.
  148. ^ Urdampilleta, I.; Prieto-Ballesteros, O.; Rebolo, R.; Sancho, J., المحررون (2012). "TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer". (PDF). 7, EPSC2012-64 2012. EPSC Abstracts. مؤرشف من الأصل (PDF) في 1 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخعشرة أكتوبر 2012.
  149. ^ Landau, Elizabeth (October 9, 2012). "Probe would set sail on a Saturn moon". CNN – Light Years. مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخعشرة أكتوبر 2012.
  150. ^ Sotin, C.; Altwegg, K.; Brown, R.H.; et al. (2011). (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Institute. مؤرشف من الأصل (PDF) في أربعة مارس 2016.
  151. ^ Matousek, Steve; Sotin, Christophe; Goebel, Dan; Lang, Jared (June 18–21, 2013). (PDF). Low Cost Planetary Missions Conference. California Institute of Technology. مؤرشف من الأصل (PDF) في ثلاثة يونيو2016.
  152. ^ Kane, Van (3 April 2014). "Discovery Missions for an Icy Moon with Active Plumes". The Planetary Society. مؤرشف من الأصل في 22 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 09 أبريل 2015.
  153. ^ Hall, Loura (May 30, 2014). "Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken". مؤرشف من الأصل في 17 فبراير 2019.
  154. ^ "NASA Funds Titan Submarine, Other Far-Out Space Exploration Ideas". مؤرشف من الأصل في أربعة أكتوبر 2018.
  155. ↑ Titan is thought by some scientists to be a possible host for ميكروب حياة خارج الأرض.Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science. 48 (7–8): 617–636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.
  156. ↑ Fortes, A. D. (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus. 146 (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400.
  157. ↑ Mckay, Chris (2010). "Have We Discovered Evidence For Life On Titan". New Mexico State University, College of Arts and Sciences, Department of Astronomy. مؤرشف من الأصل في 20 أبريل 2018. اطلع عليه بتاريخ 15 مايو2014.
  158. ↑ Raulin, F. (2005). "Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations". Space Science Review. 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x.
  159. ^ Staff (October 4, 2010). "Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water". ScienceDaily. مؤرشف من الأصل في 30 أغسطس 2017. اطلع عليه بتاريخ 05 أكتوبر 2010.
  160. ↑ Raulin, F.; Owen, T. (2002). "Organic chemistry and exobiology on Titan". Space Science Review. 104 (1–2): 377–394. Bibcode:2002SSRv..104..377R. doi:10.1023/A:1023636623006.
  161. ^ Staff (October 8, 2010). "Titan's haze may hold ingredients for life". Astronomy. مؤرشف من الأصل في 28 يونيو2017. اطلع عليه بتاريخ 14 أكتوبر 2010.
  162. ^ Artemivia, N.; Lunine, J (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus. 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
  163. ^ Lovett, Richard A. (March 20, 2008). "Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean". National Geographic. مؤرشف من الأصل في 21 أغسطس 2016.
  164. ↑ McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). "Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan". Icarus. 178 (1): 274–276. Bibcode:2005Icar..178..274M. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018.
  165. ↑ "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. صفحة 74. مؤرشف من الأصل في 20 أغسطس 2015.
  166. ↑ "What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?". NASA/JPL. 2010. مؤرشف من الأصل في 29 يونيو2011. اطلع عليه بتاريخ 06 يونيو2010.
  167. ^ Strobel, Darrell F. (2010). "Molecular hydrogen in Titan's atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions" (PDF). Icarus. 208 (2): 878–886. Bibcode:2010Icar..208..878S. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.003. مؤرشف من الأصل (PDF) في 24 أغسطس 2012.
  168. ^ "Life 'not as we know it' possible on Saturn's moon Titan". مؤرشف من الأصل في 28 مايو2019.
  169. ^ Stevenson, James; Lunine, Jonathan; Clancy, Paulette (27 Feb 2015). "Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome". Science Advances. 1 (1): e1400067. Bibcode:2015SciA....114067S. doi:10.1126/sciadv.1400067. PMC 4644080. PMID 26601130.
  170. ^ "Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory". Astrobiology Magazine. August 11, 2004. مؤرشف من الأصل في 28 أغسطس 2004. اطلع عليه بتاريخ 11 أغسطس 2004.
  171. ^ "Earth could seed Titan with life". BBC News. March 18, 2006. مؤرشف من الأصل في 08 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخعشرة مارس 2007.
  172. ^ Gladman, Brett; Dones, Luke; Levinson, Harold F.; Burns, Joseph A. (2005). "Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System". Astrobiology. 5 (4): 483–496. Bibcode:2005AsBio...5..483G. doi:10.1089/ast.2005.5.483. PMID 16078867.
  173. ^ Lunine, Jonathan (2008). "Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity" (PDF). Proceedings of the American Philosophical Society. 153 (4): 403. arXiv:0908.0762. Bibcode:2009arXiv0908.0762L. مؤرشف من الأصل (PDF) في 14 نوفمبر 2012. copy at archive.org نسخة محفوظة 12 مايو2013 على مسقط واي باك مشين.
  174. ^ The National Air and Space Museum (2012). "Climate Change in the Solar System". مؤرشف من الأصل في 20 يناير 2013. اطلع عليه بتاريخ 14 يناير 2012.
  175. ^ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; McKay, Christopher P. (1997). "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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 23 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 21 مارس 2008.

ببليوجرافيا

  • Coustenis, Athéna; Taylor, F. W. (2008). . World Scientific. ISBN .
  • Ralph Lorenz (2018). NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: 1997 onwards (Cassini orbiter, Huygens probe and future exploration concepts) (Owners' Workshop Manual). Haynes Manuals, UK. ISBN .

قراءة إضافية

  • Lorenz, Ralph; Mitton, Jacqueline (2002). Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn. Cambridge University Press. ISBN .

وصلات خارجية

Light Bulb Icon.svg
تيتان في المشاريع الشقيقة
  • Commons-logo.svgصور وملفات صوتية من كومنز
  • مهمة كاسيني-هويجنز إلى زحل وتيتان. (بالإنجليزية)
  • ملف تيتان في مسقط استكشاف النظام الشمسي الخاص بناسا. (بالإنجليزية)
  • ڤيديولنزول هويجنز من وكالة الفضاء الأوروپية. (بالإنجليزية)
  • كاسيني المختبر المركزي للعمليات (CICLOPS) درس مسقط صور تيتان. (بالإنجليزية)
  • وكالة الفضاء الأوروپية. (2005). وكالة الفضاء الأوروپية—كاسيني–هويجنز. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005. (بالإنجليزية)
  • الجمعية الكوكبية (2005). TPS: تيتان قمر زحل. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005. (بالإنجليزية)
  • جامعة أريزونا المختبر القمري والكوكبي (2005). المختبر القمري والكوكبي تصوير الراديومتر الطيفي لمهمة كاسيني-هويجنز إلى تيتان. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005. (بالإنجليزية)
  • ضوضاء الكائنات الفضائية. هذا الإنضمام هوإعادة بناء مُختبَرية لأصوات سُمِعَت بواسطة ميكروفونات هويجنز.
  • AstronomyCast: تيتان فريزر كين وپاميلا جاي، 2010. (بالإنجليزية)
  • تسميات تيتان وخريطة تيتان مع أسماء المعالم من USGS صفحة التسمية الكوكبية. (بالإنجليزية)
تاريخ النشر: 2020-06-01 18:54:42
التصنيفات: تيتان (قمر), 1655 في جمهورية هولندا, أجرام فلكية اكتشفت في 1655, اكتشافات كريستيان هوغنس, صفحات تحتوي مراجع ويب بدون رابط تشعبي, صفحات تحتوي مراجع ويب بتاريخ وصول وبدون رابط تشعبي, CS1: Julian–Gregorian uncertainty, قالب أرشيف الإنترنت بوصلات واي باك, أخطاء CS1: استخدام صريح للوسيط et al., CS1 maint: ref=harv, أخطاء CS1: دورية مفقودة, CS1: long volume value, صفحات تستخدم خاصية P575, صفحات بها بيانات ويكي بيانات, صفحات تستخدم خاصية P138, صفحات بوصلات خارجية بالإنجليزية, صفحات تستخدم خاصية P214, صفحات تستخدم خاصية P244, صفحات تستخدم خاصية P227, بوابة زحل/مقالات متعلقة, بوابة المجموعة الشمسية/مقالات متعلقة, بوابة علم الفلك/مقالات متعلقة, بوابة الفضاء/مقالات متعلقة, بوابة علم الأحياء التطوري/مقالات متعلقة, جميع المقالات التي تستخدم شريط بوابات, مقالات مختارة, الصفحات التي لا تقبل ربط البوابات المعادل
شارك غرًد
علم القانون
علم الطَبِيعيات (الفيزياء)
هندسة السيارات
هندسة المياه
علم المواد
الرياضيات والفلك
تقانة المعلومات
علوم اللغة والأدب
الفن، التسلية والرياضة
الفلسفة وعلم النفس
الإعلام والتواصل
تقانات الأغذية
الطباعة والكهرباء
الجغرافيا والتاريخ
علوم البحار
علم الزلازل
هندسة النفط
علم الأحياء
الصحة وجسم الإنسان
علم الوراثة
علم الصيدلة
الحرب الإلكترونية
الاستشعار عن بعد
الطب البيطري
التشريح العياني
البناء والنجارة
علم الأرصاد الجوية
علم الأرض
علم الكيمياء
الطاقات المتجددة
الهندسة الكهربائية
النقل والبنية التحتية
صناعة النسيج
الهندسة المدنية
المناخ والبيئة وإدارة النفايات الصلبة
التقنيات التربوية والحاسوبية
علوم التربية
علم الاجتماع والإنسان
علم الاقتصاد
التجارة والمحاسبة
علم القانون
علم الطَبِيعيات (الفيزياء)
هندسة السيارات
هندسة المياه
علم المواد
الرياضيات والفلك
تقانة المعلومات
علوم اللغة والأدب
الفن، التسلية والرياضة
الفلسفة وعلم النفس
الإعلام والتواصل
تقانات الأغذية
الطباعة والكهرباء
الجغرافيا والتاريخ
علوم البحار
علم الزلازل
هندسة النفط
علم الأحياء
الصحة وجسم الإنسان
علم الوراثة
علم الصيدلة
الحرب الإلكترونية
الاستشعار عن بعد
الطب البيطري
التشريح العياني
البناء والنجارة
علم الأرصاد الجوية
علم الأرض
علم الكيمياء
الطاقات المتجددة
الهندسة الكهربائية
النقل والبنية التحتية
صناعة النسيج
الهندسة المدنية
المناخ والبيئة وإدارة النفايات الصلبة
التقنيات التربوية والحاسوبية
علوم التربية
علم الاجتماع والإنسان
علم الاقتصاد
التجارة والمحاسبة
علم القانون
علم الطَبِيعيات (الفيزياء)
هندسة السيارات
هندسة المياه
علم المواد
الرياضيات والفلك

مقالات أخرى من الموسوعة

كيفية عمل بطاطس ودجز
كيفية عمل بطاطس ودجز
طريقة تحضير صينية البطاطا باللحمة
طريقة تحضير صينية البطاطا باللحمة
كيفية عمل بطاطس ودجز
كيفية عمل بطاطس ودجز
طرق جديدة لعمل البطاطا
طرق جديدة لعمل البطاطا
طريقة عمل عجينة الشيش برك
طريقة عمل عجينة الشيش برك
كيفية عمل بطاطس ودجز
كيفية عمل بطاطس ودجز
طريقة تحضير صينية البطاطا باللحمة
طريقة تحضير صينية البطاطا باللحمة
طريقة عمل عجينة الشيش برك
طريقة عمل عجينة الشيش برك
أسهل أطباق البطاطا
أسهل أطباق البطاطا
طريقة تحضير صينية البطاطا باللحمة
طريقة تحضير صينية البطاطا باللحمة
أسهل أطباق البطاطا
أسهل أطباق البطاطا
طريقة عمل عجينة الشيش برك
طريقة عمل عجينة الشيش برك
طرق جديدة لعمل البطاطا
طرق جديدة لعمل البطاطا
طرق جديدة لعمل البطاطا
طرق جديدة لعمل البطاطا
أسهل أطباق البطاطا
أسهل أطباق البطاطا

سحابة الكلمات المفتاحية، مما يبحث عنه الزوار في كشاف:

مراكش الان كش 24
محمد كورونا
CDH1HCHJF
نموذج الإخبار
B5)
الحمومي
A-D (1
BDJ*
Sara jay
نكت مغربية فيروس كورونا
coronavirus maroc le matin-21 21*01
هاشيراما
J.* E-E/
(H*AHF
كشاف تانجي
السفارة المغربية في تركيا
CJA F3*AJ/ EF 1*(J 4G1J 8E'
CE J(D: -,EDalFox
بى تك شاشات
KR175681
زيت كاف كاف الروحاني
نكت مغربية فيروس كورونا
صور ساره جاي
نكت مغربية فيروس كورونا
الفلاحة تعويض
FC* CH1HF
الاجازات الرسمية في مصر 2021
تجميل الصورة
عفو 1 نو فمبر 2020 الجزائر
الاجازات الرسمية في مصر 2021
عمار بن علي الموصلي
'F' AJ 'D(D/ /J 9F*1)
المندرة+بحري
مراكش الان كش 24
كامل صالح
حلب
Cnss tiznit
القوي العامله 500 جنيه
9H/

آخر الأخبار حول العالم

«الخزانة الأمريكية» تفرض عقوبات جديدة على 10 كيانات روسية

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:55
مستوى الصحة: 55% الأهمية: 55%

بوتين: سندمر منظومة صواريخ باتريوت الأمريكية فى أوكرانيا

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:57
مستوى الصحة: 56% الأهمية: 69%

البورصة تخسر 26.6 مليار جنيه فى أسبوع.. والمؤشر الرئيسي يهوى 4.35 %

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:51
مستوى الصحة: 50% الأهمية: 70%

رئيس «دفاع النواب»: أبواق إعلامية مأجورة وراء الهجوم على إنشاء صندوق قناة السويس

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:48
مستوى الصحة: 51% الأهمية: 52%

«ماعت» تختتم فعاليات تدريب الدفعة الثانية من برنامج «توعية المهاجرين بالقوانين المصرية»

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:49
مستوى الصحة: 59% الأهمية: 68%

مطران وأساقفة جنوبي الولايات المتحدة الأمريكية يعزون البابا تواضروس في نياحة الأنبا كيرلس

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:15
مستوى الصحة: 57% الأهمية: 53%

«آثار أسوان والنوبة المصرية» كتاب جديد للأثري أحمد صالح

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:06
مستوى الصحة: 50% الأهمية: 63%

أسرة مسلسل «أم البنات» تحتفل بانطلاق التصوير بذبيح وتورتة (صور)

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:38
مستوى الصحة: 59% الأهمية: 60%

وزير الصحة فى افتتاح الدورة الرابعة للمجلس العربي للسكان والتنمية: تسارع النمو السكاني يزيد من صعوبة القضاء على الفقر وسوء التغذية والتغطية الصحية

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:18
مستوى الصحة: 50% الأهمية: 68%

“الأنصاري” يتابع معدلات تنفيذ مشروعات “حياة كريمة” بمركزين في الفيوم

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:15
مستوى الصحة: 58% الأهمية: 53%

تحديد المشتبه بهم فى مقتل عنصر أيرلندى من اليونيفيل بجنوب لبنان

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:44
مستوى الصحة: 49% الأهمية: 66%

«مصر الخير» تطلق حملة «سكن ودفا» للأسر الأولى بالرعاية بقرى الاقصر

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:47
مستوى الصحة: 45% الأهمية: 58%

بمشاركة 15 جامعة.. انطلاق فعاليات المؤتمر الخامس لأمراض الصدر والحساسية بالأقصر

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:16
مستوى الصحة: 56% الأهمية: 59%

وزيرة التعاون الدولي تبحث مع سفيرة النرويج مخرجات مؤتمر المناخ COP27

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:17
مستوى الصحة: 51% الأهمية: 56%

الاتحاد الأوروبي يرحب باتفاقية وقف الأعمال العدائية في إثيوبيا

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:46
مستوى الصحة: 47% الأهمية: 61%

مانويل قصة باولو كويلو عن سر السعادة

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:08
مستوى الصحة: 55% الأهمية: 60%

قتل 3 أسود فى السودان بعد محاولتها الهروب من مزرعة تابعة لقوات الدعم السريع

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:44
مستوى الصحة: 47% الأهمية: 58%

«وادي للاستشارات» تخفض حصتها في الكابلات الكهربائية إلى 6.1 %

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:52
مستوى الصحة: 52% الأهمية: 57%

وزير البترول يوقع اتفاقيتي تعاون في مجال التنمية المجتمعية

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:17
مستوى الصحة: 60% الأهمية: 64%

«العبوات الطبية» تعلن تغطية كامل اكتتاب زيادة رأسمال الشركة

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:53
مستوى الصحة: 46% الأهمية: 55%

أرمينيا: البعثة الروسية فشلت في حفظ السلام في ناجورنو كاراباخ

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:45
مستوى الصحة: 57% الأهمية: 52%

أحمد جمال فى حفل افتتاح سد «جوليوس نيريرى» بتنزانيا «صور»

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:38
مستوى الصحة: 51% الأهمية: 55%

لماذا يطلق مصطلح “مثلث الرحمات” على الأساقفة والمطارنة والبابوات بعد انتقالهم

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:14
مستوى الصحة: 49% الأهمية: 53%

عبر البث المباشر.. قصور الثقافة تختتم فعاليات ورشة «فاعلية التواصل والمراسلات وإعداد التقارير»

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:07
مستوى الصحة: 56% الأهمية: 50%

رئيس حزب الأحرار الدستوريين: لا إصلاح اقتصادي وسياسي أو إداري بدون إصلاح المحليات.. والأمر لم يعد رفاهية وإنما ضرورة حتمية لتقدم البلاد

المصدر: وطنى - مصر التصنيف: غير مصنف
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:22:13
مستوى الصحة: 54% الأهمية: 59%

بتكلفة 250 مليون جنيه.. «حياة كريمة» تبدأ أعمال توسعة محطة مياه النجمة والحمران بقنا

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:36
مستوى الصحة: 53% الأهمية: 50%

بوتين: لن نتراجع عن الحرب فى أوكرانيا

المصدر: موقع الدستور - مصر التصنيف: سياسة
تاريخ الخبر: 2022-12-22 18:21:58
مستوى الصحة: 45% الأهمية: 55%

تحميل تطبيق المنصة العربية