Lifestyle Khazanah Profil Baru Dram Lists Ensiklopedia
Technopedia Center
PMB University Brochure
Faculty of Engineering and Computer Science
S1 Informatics S1 Information Systems S1 Information Technology S1 Computer Engineering S1 Electrical Engineering S1 Civil Engineering

faculty of Economics and Business
S1 Management S1 Accountancy

Faculty of Letters and Educational Sciences
S1 English literature S1 English language education S1 Mathematics education S1 Sports Education





  2. Weltenzyklopädie
  3. Менрва (кратер) — Вікіпедія
Менрва (кратер) — Вікіпедія
Координати: 19°36′ пн. ш. 87°00′ зх. д. / 19.6° пн. ш. 87.0° зх. д. / 19.6; -87.0
Очікує на перевірку
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.


Менрва
лат. Menrva
Радарний знімок «Кассіні» (20 червня 2011). Ширина — 850 км
Радарний знімок «Кассіні» (20 червня 2011). Ширина — 850 км

Радарний знімок «Кассіні» (20 червня 2011). Ширина — 850 км

19°36′ пн. ш. 87°00′ зх. д. / 19.6° пн. ш. 87.0° зх. д. / 19.6; -87.0
Небесне тілоТитан
Типметеоритний
Діаметр425±25[1] км
Найбільша глибина200[2] м
ЕпонімМенрва (Мінерва)
CMNS: Менрва у Вікісховищі
Менрва (кратер) (Титан)
Менрва (кратер)
Менрва на інфрачервоній мапі Титана
Радарний знімок, зроблений «Кассіні» 15 лютого 2005
Порівняння двох радарних знімків. Відмінності є наслідком різного напрямку радарного променя та різної відстані до об'єкта
Зовнішні зображення
Порівняння радарного та інфрачервоного знімку — анімація[3]
Менрва (кратер). Карта розташування: Титан
Менрва (кратер)
Менрва на інфрачервоному знімку Титана («Кассіні», 20 січня 2008)
Менрва (яскрава пляма біля центру) на інфрачервоному знімку Титана, зробленому із Землі. Телескоп Меліпал системи VLT, травень 2014

Менрва (лат. Menrva) — найбільший відомий ударний кратер Титана[1][4]. В діаметрі сягає 425±25 км[1] (за іншими оцінками — близько 440 км[5][6]). Знаходиться на північному заході темного регіону Фенсал[7][8]; координати центру — 19°36′ пн. ш. 87°00′ зх. д. / 19.6° пн. ш. 87.0° зх. д. / 19.6; -87.0 (Менрва)[2] Названа на честь етруської богині мудрості Менрви[9], більш відомої під римським ім'ям Мінерва[10][11].

Менрву зазвичай інтерпретують як істотно еродований двокільцевий ударний басейн[2][12][5]. На ній залишили помітний слід вітер, що створив поля дюн, і річки з рідкого метану, що проклали висохлі нині русла[5][13][14]. Ймовірно, Менрва відносно стара[6][12][5][15] і, за деякими припущеннями, навіть є однією з найдавніших деталей рельєфу Титана, що збереглися до нашого часу[16][17]. Проте це один із найбільш впевнено ідентифікованих ударних кратерів цього супутника[2].

Дослідження та найменування

Менрва була відкрита та ідентифікована як ймовірна ударна структура за інфрачервоними знімками, зробленими космічним апаратом «Кассіні» 2004 року[18][19][20]. Пізніше цей апарат відзняв її і своїм радаром, що дозволило точно встановити її ударне походження[21]. Менрва та Сінлап стали першими кратерами Титана, зображеними на радарних знімках[22][12]. Розділення цих знімків набагато краще, ніж у більшості інфрачервоних (до 300 м на піксель[12]), але вони охоплюють Менрву не повністю. Перший раз її було відзнято радаром 15 лютого 2005 (крім північної та крайньої південної частини), а другий — 20 червня 2011 (крім західної половини і з гіршою детальністю)[23][24]. Крім того, 24 жовтня 2006 року інструментом VIMS апарату «Кассіні» було отримано інфрачервоне зображення з високою роздільною здатністю (порівнянною з детальністю радарних знімків) смуги поверхні шириною близько 15 км, що проходить через північний край Менрви з північного заходу на південний схід[25][26]. Становлять інтерес подальші дослідження кратера, зокрема, створення карти висот та моделювання його геологічної історії[1][12].

Сучасне ім'я цього об'єкту було затверджено Міжнародним астрономічним союзом 2006 року[9] згідно з правилом називати кратери Титана на честь богів мудрості різних народів[27]. До цього кратер був відомий під неофіційною назвою «Circus Maximus» (з латинської — «Коло Найбільше»)[28][7][29][30], яку йому дав планетолог Джонатан Лунін[en] після отримання першого радарного знімку[21].

Загальний опис

У центрі Менрви знаходиться кругла яскрава горбкувата область діаметром близько 200 км[31], що містить у центрі відносно рівну ділянку[16]. Цю яскраву область оточує темне кільце рівнин шириною близько 50 км[32][31] — «рів»[2][16]. За ним лежить яскравий кільцевий вал діаметром 425±25[1] (за іншими оцінками — близько 440[5][6][2][17]) км. Викидів, утворених при ударі, навколо Менрви не видно: ймовірно, їх вже стерли пізніші процеси[5][12] (за іншою інтерпретацією знімків, деякі ознаки викидів там все ж є[33][34]). На сході до Менрви прилягає світла ділянка площею з сам кратер (що зустрічається і у інших кратерів Титана[35]); удвічі менша світла ділянка межує з південно-західною частиною кратера. Обидві ці ділянки перерізано яскравими сухими руслами[2]. Менрва з околицями (як і ряд інших кратерів Титана) виглядає яскравим «островом» посеред просторих темних областей[36].

Вал Менрви краще зберігся в східній частині, ніж у західній, що є типовим для кратерів Титана. Причина цієї закономірності невідома[5][13]. Можливо, це пов'язане з переважанням на супутнику західних[37] вітрів[13]. Крім того, в центральній зоні кратера на радарних знімках простежується гірше виражене[6][21] яскраве кільце діаметром 100 км[22][2] (і, можливо, ще одне кільце діаметром близько 170 км[2]). На цьому базується інтерпретація Менрви як двокільцевого басейну (до яких належить чимало кратерів її розміру на різних небесних тілах)[2][12][16][4], але з цією інтерпретацією згодні не всі дослідники[1].

У рельєфі Менрва виражена слабко[38][1][16]. Найвища точка її валу височіє над найнижчою точкою дна на 500±100 м[1] (за іншими даними — не менше 750 м[16]). Відношення цієї різниці до діаметра становить 0,0012±0,0003 (мінімальне значення для відомих кратерів Титана)[1]. Східна частина валу Менрви вище за навколишні рівнини на 300 м, центральна область кратера — на 250 м, а «рів» — нижче на 200 м[2][16]. Досить велика висота місцевості в центрі вказує на те, що рельєф Менрви був згладжений релаксацією крижаної кори Титана (що спостерігається і у кратерів інших крижаних супутників), однак точно це не встановлено[2][5][16].

Рельєфом Менрва нагадує Гільгамеш — 590-кілометровий кратер на Ганімеді (одному з найбільш схожих на Титан тіл Сонячної системи). Однак вона більш згладжена і не оточена кільцями урвищ. Можливо, це наслідок ерозії та вкривання осадовими породами — процесів, що на Ганімеді відсутні[1]. Порівнюють її і з 280-кілометровим кратером Мід на Венері[21].

Менрва різко виділяється своїм розміром серед інших кратерів Титана: вона втричі більша за другий за діаметром серед них (140-кілометровий кратер Форсеті)[2][17]. Існування на Титані кратера такого розміру накладає обмеження на моделі внутрішньої будови супутника: подібний Менрві кратер не міг з'явитися при товщині твердої кори, істотно меншій за 100 км, хоча деякі дані вказують на малу товщину кори Титана[6][7].

Вік Менрви невідомий, але її сильна еродованість та великий розмір вказують на те, що вона відносно стара[6][12][7]. Ймовірно, їй сотні мільйонів або навіть мільярди років[17][15]. З іншого боку, якби вона була дуже старою, вона вже була б повністю зруйнована ерозією. Виходячи з концентрації кратерів на Титані, максимальний термін існування великих кратерів з помітним рельєфом (і, відповідно, їх максимальний можливий вік) оцінюють у 0,3–1,2 млрд років[17].

Характер місцевості

Південно-західна частина Менрви з околицями. Вал кратера видно правіше і вище центру. Ліворуч видно темні дюни, а внизу — яскраві річкові русла. Радарний знімок «Кассіні», 15 лютого 2005

Деталей рельєфу, старших за Менрву, в її околицях не виявлено (крім рівнин[6]), зате широко розповсюджені молодші. Там є сліди дії вітру та потоків рідкого метану — поля дюн і річкові русла[5][4]. Дюни на радарних знімках виглядають темними, а русла — світлими. Чималу частину площі дна кратера займають рівнини без помітних деталей — можливо, результат колишніх затоплень[34][21][12]. Проявів кріовулканізму або тектоніки в околицях Менрви не виявлено[5]. Однак у 400 км на схід (19°06′ пн. ш. 71°42′ зх. д. / 19.1° пн. ш. 71.7° зх. д. / 19.1; -71.7 (можливий кріовулкан)) є можливий кріовулкан. Це 8-кілометрова яскрава пляма, від якої на північний схід тягнеться приблизно 150-кілометровий яскравий «язик»[25][39][40].

Місцевість, на якій розташована Менрва, судячи з напрямку річкових русел, має похил на північний схід[22][13][2]. Судячи з наявності у цих русел меандрів, цей похил невеликий[13]. За альтиметричними даними його оцінюють у 0,1 % (1 м на 1 км), проте ці дані є лише для невеликої частини Менрви та околиць[38]. Клімат цієї місцевості, судячи за наявністю дюн і деякими ознаками річкових систем, досить сухий[6][5].

Дюни

Дюн всередині Менрви небагато: вони відомі лише у кількох маленьких ділянках південної частини «рову». Більше поле дюн займає низину, що межує з кратером на заході. Крім того, поля дюн є на південному заході і на сході від Менрви (останнє починається в зоні наносів каналів Elivagar Flumina)[5][6][2][16]. У місцях, перерізаних руслами, дюни не трапляються[22]. В околицях Менрви вони витягнуті переважно на схід-північ-схід[2] відповідно до переважаючого там напрямку[37] вітру (дюни такого типу — лінійні — паралельні середньому напрямку вітру, що їх формує)[22][6]. Проте в різних місцях кратера їх напрямок відрізняється. На невеликій темній ділянці в південно-східній частині Менрви дюни[5] витягнуті майже перпендикулярно сусіднім, хоча інтерпретація смуг на цій ділянці як дюн спірна[2].

Дюни дозволяють зробити деякі висновки про місцевість: їх наявність вказує на сухість клімату[6][5], а обмежене поширення, невеликий розмір та відносно великі проміжки між ними — на малу кількість[5] вуглеводнево-нітрилового[41] піску, що їх складає.

Русла

Система річищ Elivagar Flumina. Ліворуч видно частину валу Менрви, праворуч угорі — початок поля дюн. Радарний знімок «Кассіні», 15 лютого 2005

У цьому кратері і його найближчих околицях є дві великі й кілька менших систем річищ[5][13]. Вони спрямовані головним чином на північний схід[22]. Нині ці русла сухі[14], а морфологія деяких із них (Elivagar Flumina) вказує на те, що вони утворені ефемерними річками, що іноді дають раптові повені в зазвичай пустельній місцевості[5][42][13]. На радарних знімках більшість цих річищ (як і інші русла невисоких широт Титана[6]) виглядають яскравими — в 2–4 рази яскравішими за околиці[22]. Ймовірно, це пов'язано з їх нерівністю на масштабі порядку довжини хвилі радара «Кассіні» (2,17 см) — тобто, їх дно вкривають частки розміром у сантиметри або більше, а менші винесені потоком[42][13]. Виходячи з розміру меандрів, можна оцінити колишню витрату рідини в цих річках. Цей метод дає значення у кілька тисяч кубометрів за секунду, що узгоджується і зі здатністю річок переносити сантиметрові частки[13].

Чи пов'язано виникнення цих русел з наявністю кратера, невідомо, але русла трапляються і біля деяких інших кратерів Титана[12][43][4]. Не виключено, що це сусідство — випадковість[12]. Крім того, є припущення, що річки живляться орографічними дощами (височини — вали кратерів — змушують повітряний потік підніматися, охолоджуватися і давати опади)[43]. За іншою версією, астероїдні удари, що створили кратери, могли посприяти просочуванню назовні рідини з глибин[4].

Всередині самого кратера довгі русла трапляються в його західній частині (між зовнішнім та внутрішнім валом). Вони нечисленні та витягнуті приблизно вздовж паралелі. Крім того, на південний захід від центру Менрви є радарно-темна звивиста смуга завдовжки близько 100 км, витягнута приблизно паралельно до валу. Можливо, це річкове русло, вкрите дрібнозернистими відкладами[5]. У північно-східній частині валу є своєрідні короткі канали, які тягнуться всередину кратера[22][13]. Один канал у цій же частині валу йде в протилежному напрямку. Прорізаючи вал, він виходить назовні, де тягнеться ще на 20 кілометрів в обрамленні яскравих наносів[31]. За межами Менрви поруч з нею відомо дві великі річкові системи[5][43][22][13].

За 20–30 км на схід від Менрви починається одна з найбільших відомих систем русел на Титані[14] — Elivagar Flumina (річки Елівагар). Вони спрямовані геть від кратера — на північний схід. Деякі з цих каналів досягають довжини 200 км[30][14] та ширини 7 км[43][14]. Утворюючи великі дельти, вони впадають у велику радарно-світлу область (ймовірно, зону річкових наносів)[2][6], яка на сході переходить у поле дюн[6].

Інша велика річкова система[44] входить у кратер з південного заходу. З'єднуючись в один широкий канал, вона перетинає зовнішній вал (що вказує на його сильну зруйнованість)[43][13][6] та поряд з ним закінчується[2][5]. Найзахідніший канал цієї системи (в її верхів'ях) примітний регулярними меандрами з довжиною хвилі близько 5 км[5][32].

Крізь північно-східну частину зовнішнього валу Менрви проходить багато невеликих розгалужених каналів. Вони сильно відрізняються від інших каналів околиць: спрямовані на захід (всередину кратера), короткі (20–50 км) і на радарних знімках виглядають почасти світлими, а почасти темними, що вказує на їх помітну рельєфність[22][42]. Їх глибину оцінюють у 200–300 м[22] (глибина інших невідома, але навряд чи перевищує кілька десятків метрів[13]). Однак якість наявних зображень не дозволяє дослідити ці невеликі канали детально[43].

Примітки

  1. ↑ а б в г д е ж и к л Neish C. D., Kirk R. L., Lorenz R. D., Bray V. J., Schenk P., Stiles B. W., Turtle E., Mitchell K., Hayes A., Cassini Radar Team (2013). Crater topography on Titan: Implications for landscape evolution (PDF). Icarus. 223 (1): 82—90. Bibcode:2013Icar..223...82N. doi:10.1016/j.icarus.2012.11.030. Архів оригіналу (PDF) за 6 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. (міні-версія [Архівовано 26 липня 2014 у Wayback Machine.], Bibcode: 2012LPI....43.2412N)
  2. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х Wood C. A., Lorenz R., Kirk R., Lopes R., Mitchell K., Stofan E., Cassini Radar Team. (2010). Impact craters on Titan. Icarus. 206 (1): 334—344. Bibcode:2010Icar..206..334W. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021.
  3. ↑ Порівняння радарного знімка (15.02.2005) з інфрачервоним (15.08.2008) — анімація. post by Juramike at unmannedspaceflight.com (архів) (англ.) . 25 серпня 2008. Архів оригіналу за 28.06.2014. Процитовано 18 липня 2014.
  4. ↑ а б в г д Gilliam A. E., Jurdy D. M. (2014). Titan's Impact Craters and Associated Fluvial Features: Evidence for a Subsurface Ocean? (PDF). 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2435. Bibcode:2014LPI....45.2435G. Архів (PDF) оригіналу за 12 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  5. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш Williams D. A., Radebaugh J., Lopes R. M. C., Stofan E. (2011). Geomorphologic mapping of the Menrva region of Titan using Cassini RADAR data (PDF). Icarus. 212 (2): 744—750. Bibcode:2011Icar..212..744W. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.014. Архів оригіналу (PDF) за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. (міні-версія [Архівовано 26 липня 2014 у Wayback Machine.], Bibcode: 2011LPI....42.1042W)
  6. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с Lopes R. M. C., Stofan E. R., Peckyno R. та ін. (2010). Distribution and interplay of geologic processes on Titan from Cassini radar data. Icarus. 205 (2): 540—558. Bibcode:2010Icar..205..540L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.010. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  7. ↑ а б в г Ulivi P., Harland D. M. Robotic Exploration of the Solar System: Part 3: Wos and Woes, 1997-2003. — Springer Science & Business Media, 2012. — P. 86–87, 187. — ISBN 978-0-387-09628-5. — DOI:10.1007/978-0-387-09628-5.
  8. ↑ Rev149: May 30 - Jun 29 '11 (англ.) . ciclops.org. Архів оригіналу за 6 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  9. ↑ а б Menrva. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 13 січня 2013. Процитовано 18 липня 2014.
  10. ↑ Королёв К. М. Языческие божества Западной Европы. — Мидгард, 2005. — С. 235. — ISBN 9785457435230.
  11. ↑ Braudel F. Memory and the Mediterranean. — Random House LLC, 2011. — P. 307. — ISBN 978-0-307-77336-4.
  12. ↑ а б в г д е ж и к л м Stofan E. R., Lunine J. I., Lopes R. та ін. (2006). Mapping of Titan: Results from the first Titan radar passes (PDF). Icarus. 185 (2): 443—456. Bibcode:2006Icar..185..443S. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.015. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)[недоступне посилання з квітня 2019]
  13. ↑ а б в г д е ж и к л м н п Lorenz R. D., Lopes R. M., Paganelli F. та ін. (2008). Fluvial channels on Titan: Initial Cassini RADAR observations (PDF). Planetary and Space Science. 56 (8): 1132—1144. Bibcode:2008P&SS...56.1132L. doi:10.1016/j.pss.2008.02.009. Архів (PDF) оригіналу за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  14. ↑ а б в г д Langhans M. H., Jaumann R., Stephan K. та ін. (2012). Titan’s fluvial valleys: Morphology, distribution, and spectral properties. Planetary and Space Science. 60 (1): 34—51. Bibcode:2012P&SS...60...34L. doi:10.1016/j.pss.2011.01.020. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  15. ↑ а б Dones L., Chapman C. R., McKinnon W. B., Melosh H. J., Kirchoff M. R., Neukum G., Zahnle K. J. Icy Satellites of Saturn: Impact Cratering and Age Determination // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 613–635. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode:2009sfch.book..613D. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_19.
  16. ↑ а б в г д е ж и к Jaumann R., Kirk R. L., Lorenz R. D. et al. Geology and surface processes on Titan // Titan from Cassini-Huygens / R. H. Brown, J.-P. Lebreton, J. H. Waite. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 75–140. — ISBN 978-1-4020-9215-2. — DOI:10.1007/978-1-4020-9215-2.
  17. ↑ а б в г д Neish C. D., Lorenz R. D. (2012). Titan’s global crater population: A new assessment. Planetary and Space Science. 60 (1): 26—33. Bibcode:2012P&SS...60...26N. doi:10.1016/j.pss.2011.02.016.
  18. ↑ Porco C. C., Baker E., Barbara J. та ін. (2005). Imaging of Titan from the Cassini spacecraft (PDF). Nature. 434 (7030): 159—168. Bibcode:2005Natur.434..159P. doi:10.1038/nature03436. Архів (PDF) оригіналу за 23 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  19. ↑ PIA06154: Approaching Titan Again (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 18 лютого 2005. Архів оригіналу за 24 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  20. ↑ Raw image N00025083.jpg, taken using the CL1 and CB3 filters. Cassini raw images (англ.) . NASA. 10 грудня 2004. Архів оригіналу за 10 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. — один із необроблених інфрачервоних знімків, зроблених «Кассіні» 10 грудня 2004
  21. ↑ а б в г д Lorenz R., Mitton J. Titan Unveiled: Saturn's Mysterious Moon Explored. — Princeton University Press, 2010. — P. 19, 177–179. — ISBN 978-0-691-12587-9.
  22. ↑ а б в г д е ж и к л м Elachi C., Wall S., Janssen M. та ін. (2006). Titan Radar Mapper observations from Cassini’s T3 fly-by. Nature. 441 (7094): 709—713. Bibcode:2006Natur.441..709E. doi:10.1038/nature04786. PMID 16760968. Архів (PDF) оригіналу за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  23. ↑ Jason Perry (11 червня 2013). Titan RADAR SAR Swaths (англ.) . The University of Arizona. Planetary Image Research Laboratory. Архів оригіналу за 18 травня 2014. Процитовано 18 липня 2014. — радарні знімки «Кассіні» (Менрву видно на смугах T3 та T77)
  24. ↑ PIA14541: Cassini Radar Zooms Out on Menrva (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 15 серпня 2011. Архів оригіналу за 23 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  25. ↑ а б Le Corre L., Le Mouélic S., Sotin C. та ін. (2009). Analysis of a cryolava flow-like feature on Titan. Planetary and Space Science. 57 (7): 870—879. Bibcode:2009P&SS...57..870L. doi:10.1016/j.pss.2009.03.005. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  26. ↑ Sotin C., Le Mouélic S., Brown R. H., Barnes J., Soderblom L., Jaumann R., Buratti B. J., Clark R. N., Baines K. H., Nelson R. M., Nicholson P. (2007). Cassini/VIMS Observations of Titan During the T20 Flyby (PDF). 38th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XXXVIII), held March 12-16, 2007 in League City, Texas. LPI Contribution No. 1338, p.2444. Bibcode:2007LPI....38.2444S. ISSN 1540-7845. Архів оригіналу (PDF) за 4 березня 2016. Процитовано 18 липня 2014.
  27. ↑ Categories for Naming Features on Planets and Satellites. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 14 травня 2013. Процитовано 18 липня 2014.
  28. ↑ Harland D. M. Cassini at Saturn: Huygens Results. — Springer, 2007. — P. 296. — ISBN 978-0-387-26129-4.
  29. ↑ PIA07365: Circus Maximus (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 16 лютого 2005. Архів оригіналу за 24 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  30. ↑ а б PIA07366: Huygens Landing Site Similarities (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 18 лютого 2005. Архів оригіналу за 24 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  31. ↑ а б в Радарний знімок «Кассіні» (20 червня 2011)
  32. ↑ а б Радарний знімок «Кассіні» (15 лютого 2005)
  33. ↑ Greeley R. Introduction to Planetary Geomorphology. — Cambridge University Press, 2013. — P. 181. — ISBN 978-0-521-86711-5.
  34. ↑ а б Lorenz R. D., Wood C. A., Lunine J. I. та ін. (2007). Titan impact craters — Cassini RADAR results and insights on target properties (PDF). Workshop on Impact Cratering II. Bibcode:2007bget.conf...67L. Архів оригіналу (PDF) за 24 грудня 2013. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  35. ↑ Soderblom J. M., Brown R. H., Soderblom L. A. та ін. (2010). Geology of the Selk crater region on Titan from Cassini VIMS observations. Icarus. 208 (2): 905—912. Bibcode:2010Icar..208..905S. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.001. Архів (PDF) оригіналу за 12 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  36. ↑ Wood C. A., Stofan E. R., Lorenz R. D., Kirk R. L., Lopes R. M., Callahan P. (2007). Xanadu – Disaggregation of Titan's Bright Terrains (PDF). Workshop on Ices, Oceans, and Fire: Satellites of the Outer Solar System, held August 13-15, 2007. Boulder, Colorado, LPI Contribution No. 1357, p. 149–150. Bibcode:2007LPICo1357..149W. Архів (PDF) оригіналу за 6 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  37. ↑ а б PIA11801: Mapping Titan's Global Wind Patterns (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 26 лютого 2009. Архів оригіналу за 28 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  38. ↑ а б Lorenz R. D., Stiles B. W., Aharonson O. та ін. (2013). A global topographic map of Titan. Icarus. 225 (1): 367—377. Bibcode:2013Icar..225..367L. doi:10.1016/j.icarus.2013.04.002. Архів оригіналу за 25 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  39. ↑ Lopes R.M.C., Kirk R.L., Mitchell K.L. та ін. (2013). Cryovolcanism on Titan: New results from Cassini RADAR and VIMS (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 118 (3): 416—435. Bibcode:2013JGRE..118..416L. doi:10.1002/jgre.20062. Архів оригіналу (PDF) за 25 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  40. ↑ PIA09036: Infrared and Radar Views of Titan #2 (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 12 грудня 2006. Архів оригіналу за 10 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  41. ↑ Soderblom L. A., Kirk R. L., Lunine J. I. та ін. (2007). Correlations between Cassini VIMS spectra and RADAR SAR images: Implications for Titan’s surface composition and the character of the Huygens Probe Landing Site. Planetary and Space Science. 55 (13): 2025—2036. Bibcode:2007P&SS...55.2025S. doi:10.1016/j.pss.2007.04.014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  42. ↑ а б в Burr D. M., Taylor Perron J., Lamb M. P. та ін. (2013). Fluvial features on Titan: Insights from morphology and modeling (PDF). Geological Society of America Bulletin. 125 (3–4): 299—321. Bibcode:2013GSAB..125..299B. doi:10.1130/B30612.1. Архів (PDF) оригіналу за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  43. ↑ а б в г д е Baugh N. F. Fluvial Channels on Titan (Master of Science degree thesis, The University of Arizona). — ProQuest, 2008. — P. 21–23, 32. (копія [Архівовано 24 липня 2014 у Wayback Machine.])
  44. ↑ PIA03555: Titan, a Geologically Dynamic World (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 5 вересня 2005. Архів оригіналу за 24 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.

Література

Посилання

Pusat Layanan

UNIVERSITAS TEKNOKRAT INDONESIA | ASEAN's Best Private University
Jl. ZA. Pagar Alam No.9 -11, Labuhan Ratu, Kec. Kedaton, Kota Bandar Lampung, Lampung 35132
Phone: (0721) 702022
Email: pmb@teknokrat.ac.id