19°36′ с. ш. 87°00′ з. д. / 19,6° с. ш. 87,0° з. д. / 19.6; -87.0

Менрва (кратер) (Byujfg (tjgmyj))

Перейти к навигации Перейти к поиску
Менрва
лат. Menrva
Радарный снимок «Кассини» (20 июня 2011). Ширина — 850 км
Радарный снимок «Кассини» (20 июня 2011). Ширина — 850 км
Характеристики
Диаметр425±25[1] км
ТипУдарный 
Наибольшая глубина200[2][3] м
Название
ЭпонимМенрва (Минерва) 
Расположение
19°36′ с. ш. 87°00′ з. д. / 19,6° с. ш. 87,0° з. д. / 19.6; -87.0
Небесное телоТитан 
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Менрва (кратер) (Титан (спутник))
Точка
Менрва на инфракрасной карте Титана
Радарный снимок, сделанный «Кассини» 15 февраля 2005
Сравнение двух радарных снимков. Различие объясняется разным направлением радарного луча и разным расстоянием до объекта
Внешние изображения
Сравнение радарного и инфракрасного снимков — анимация[4]
Менрва (кратер) (Мир (Земля))
Точка
Менрва на инфракрасном снимке Титана (сделан «Кассини» 20 января 2008)
Менрва (яркое пятно около центра) на инфракрасном снимке Титана, сделанном с Земли. Телескоп Мелипал системы VLT, май 2014

Менрва (лат. Menrva) — самый большой известный ударный кратер Титана[1][5]. Имеет диаметр 425±25 км[1] (по другим оценкам — около 440 км[6][7]), что делает её одним из крупнейших кратеров Солнечной системы. Находится на северо-западе тёмного региона Фенсал[8][9]; координаты центра — 19°36′ с. ш. 87°00′ з. д. / 19,6° с. ш. 87,0° з. д. / 19.6; -87.0[3] Носит имя этрусской богини мудрости Менрвы[10], более известной под римским именем Минерва[11][12].

Менрву обычно интерпретируют как существенно эродированный двукольцевой бассейн[3][13][6]. На ней оставили заметный след ветер, создавший поля дюн, и метановые реки, проложившие сухие ныне русла[6][14][15]. Вероятно, Менрва довольно стара[7][13][6][16] и, по некоторым предположениям, даже входит в число древнейших сохранившихся деталей рельефа Титана[17][18]. Тем не менее это один из наиболее уверенно идентифицируемых ударных кратеров этого спутника[3].

Исследование и наименование

[править | править код]

Менрва была открыта и идентифицирована как вероятная ударная структура по инфракрасным снимкам, сделанным космическим аппаратом «Кассини» в 2004 году[19][20][21]. Позже этот аппарат заснял её и своим радаром, что позволило точно установить её ударное происхождение[22]. Менрва и Синлап стали первыми кратерами Титана, запечатлёнными на радарных изображениях[23][13]. Разрешение этих снимков намного лучше, чем у большинства инфракрасных (до 300 м на пиксель[13]), но они охватывают Менрву не полностью. Первый раз она была заснята радаром 15 февраля 2005 года (кроме северной и крайней южной части), а второй — 20 июня 2011 (кроме западной половины и с худшим разрешением)[24][25]. Кроме того, 24 октября 2006 инструментом VIMS аппарата «Кассини» было получено инфракрасное изображение с высоким разрешением (сравнимым с разрешением радарных снимков) полосы поверхности шириной около 15 км, проходящей через северный край Менрвы с северо-запада на юго-восток[26][27]. Представляют интерес дальнейшие исследования кратера, в частности, создание карты высот и моделирование его геологической истории[1][13].

Современное имя этого объекта было утверждено Международным астрономическим союзом в 2006 году[10] согласно правилу называть кратеры Титана в честь богов мудрости разных народов[28]. До этого кратер был известен под неофициальным названием «Circus Maximus» (лат. Круг Величайший)[29][8][30][31], которое ему присвоил планетолог Джонатан Лунин[англ.] после получения первого радарного снимка[22].

Общее описание

[править | править код]

В центре Менрвы находится круглая яркая холмистая область диаметром около 200 км[32], содержащая в центре относительно гладкий участок[17]. Эту область окружает тёмное кольцо равнин шириной около 50 км[33][32] — «ров»[3][17]. За ним лежит яркий кольцевой вал диаметром 425±25[1] (по другим оценкам — около 440[6][7][3][18]) км. Выбросов, образованных при ударе, вокруг Менрвы не видно: вероятно, их уже стёрли последующие процессы[6][13] (по другой интерпретации снимков, некоторые признаки выбросов всё же есть[34][35]). На востоке к Менрве примыкает светлый участок площадью с сам кратер (что встречается и у других кратеров Титана[36]); вдвое меньший светлый участок граничит с юго-западной частью кратера. Оба этих участка пересечены яркими сухими руслами[3]. Менрва с окрестностями (как и ряд других кратеров Титана) выглядит ярким «островом» посреди обширных тёмных областей[37].

Вал Менрвы лучше сохранился в восточной части, чем в западной, что типично для кратеров Титана. Причина этой закономерности неизвестна[6][14]. Возможно, она связана с преобладанием на спутнике западных[38] ветров[14]. Кроме того, в центральной зоне кратера на радарных снимках прослеживается хуже выраженное[7][22] яркое кольцо диаметром 100 км[23][3] и, возможно, ещё одно кольцо диаметром около 170 км[3]. На этом основана интерпретация Менрвы как двукольцевого бассейна (к которым относится немало кратеров её размера на разных небесных телах)[3][13][17][5], но с этой интерпретацией согласны не все исследователи[1].

В рельефе Менрва выражена слабо[39][1][17]. Самая высокая точка её вала возвышается над самой низкой точкой днища на 500±100 м[1] (по другим данным — не менее 750 м[17]). Отношение этой разницы к диаметру составляет 0,0012±0,0003 (минимальное значение для известных кратеров Титана)[1]. Восточный участок вала Менрвы выше окружающих равнин на 300 м, центральная часть кратера — на 250 м, а «ров» — ниже на 200 м[3][17]. Довольно большая высота местности в центре указывает на то, что рельеф Менрвы был сглажен релаксацией ледяной коры Титана (что наблюдается и у кратеров других ледяных спутников), однако точно это не установлено[3][6][17].

По рельефу Менрва напоминает Гильгамеш — 590-километровый кратер на Ганимеде (одном из самых похожих на Титан тел Солнечной системы). Однако она более сглажена и не окружена кольцевыми обрывами. Возможно, это следствие эрозии и засыпания осадками — процессов, отсутствующих на Ганимеде[1]. В некоторых отношениях она похожа и на 280-километровый кратер Мид на Венере[22].

Менрва резко выделяется своим размером среди других кратеров Титана: она втрое больше второго по диаметру среди них (144-километрового кратера Форсети)[3][18]. Существование на Титане кратера такого размера накладывает ограничения на модели внутреннего строения и геологической истории спутника: подобный кратер не мог появиться при толщине твёрдой коры, существенно меньшей 100 км, хотя некоторые данные указывают на малую толщину коры Титана[7][8].

Возраст Менрвы неизвестен, но её сильная эродированность и большой размер указывают на то, что она относительно стара[7][13][8]. Вероятно, ей сотни миллионов или даже миллиарды лет[18][16]. С другой стороны, если бы она была очень старой, она была бы уже полностью разрушена эрозией. Исходя из концентрации кратеров на Титане, максимальный срок существования крупных кратеров с заметным рельефом (и, соответственно, их максимальный возможный возраст) оценивают в 0,3–1,2 млрд лет[18].

Характер местности

[править | править код]
Юго-западная часть Менрвы с окрестностями. Вал кратера находится правее и выше центра. Слева видно тёмные дюны, а внизу — яркие речные русла. Радарный снимок «Кассини», 15 февраля 2005

Более древних, чем Менрва, деталей рельефа в её окрестностях не обнаружено (кроме равнин[7]), зато широко распространены более молодые. Там есть следы работы ветра и жидкости — поля́ дюн и речные русла[6][5]. Дюны на радарных снимках выглядят тёмными, а русла — светлыми. Немалую часть площади дна кратера занимают равнины без заметных деталей — возможно, следствие былых затоплений[35][22][13]. Проявлений криовулканизма или тектоники по соседству с Менрвой не обнаружено[6]. Однако в 400 км восточнее (19°06′ с. ш. 71°42′ з. д. / 19,1° с. ш. 71,7° з. д. / 19.1; -71.7 (возможный криовулкан)) есть возможный криовулкан. Это 8-километровое яркое пятно, от которого на северо-восток тянется примерно 150-километровый яркий «язык»[26][40][41].

Местность, на которой расположена Менрва, судя по направлению речных русел, имеет уклон на северо-восток[23][14][3]. Судя по наличию у этих русел меандров, этот уклон невелик[14]. По альтиметрическим данным его оценивают в 0,1 % (1 м на 1 км), однако эти данные есть лишь для небольшой части Менрвы и окрестностей[39]. Климат этой местности, судя по наличию дюн и некоторым признакам речных систем, довольно сухой[7][6].

Дюны

[править | править код]

Дюн внутри Менрвы немного; ими покрыто несколько маленьких областей в южной части «рва». Более крупное поле дюн занимает низину, примыкающую к кратеру на западе. Кроме того, поля дюн есть юго-западнее и восточнее Менрвы (последнее начинается в зоне наносов каналов Эливагар)[6][7][3][17]. В местах, пересечённых руслами, дюны не встречаются[23]. В окрестностях Менрвы они вытянуты в основном на восток-северо-восток[3] в соответствии с преобладающим там направлением[38] ветра (дюны такого типа — линейные — параллельны среднему направлению формирующего их ветра)[23][7]. Однако в разных местах кратера их направление отличается. На небольшом тёмном участке в юго-восточной части Менрвы дюны[6] вытянуты почти перпендикулярно соседним, хотя интерпретация полос на этом участке как дюн спорна[3]. По дюнам можно сделать некоторые выводы о местности: их наличие указывает на сухость климата[7][6], а ограниченное распространение, небольшой размер и относительно большие промежутки между ними — на малое количество[6] составляющего их углеводородно-нитрилового[42] песка.

Русла

[править | править код]
Каналы Эливагар. Слева — часть вала Менрвы. Справа вверху видно поле дюн. Радарный снимок «Кассини», 15 февраля 2005

В этом кратере и его ближайших окрестностях есть две большие и несколько меньших систем русел[6][14]. Они направлены главным образом на северо-восток[23]. Ныне эти русла сухие[15], а морфология некоторых из них (каналов Эливагар) указывает на то, что они образованы эфемерными реками, иногда дающими внезапные наводнения в обычно пустынной местности[6][43][14]. На радарных снимках большинство этих русел (как и другие русла невысоких широт Титана[7]) выглядят яркими — в 2–4 раза ярче окрестностей[23]. Вероятно, это связано с их неровностью на масштабе порядка длины волны радара «Кассини» (2,17 см) — то есть их дно покрыто частицами размером в сантиметры или больше, а меньшие унесены потоком[43][14]. На основе размера меандров можно оценить былой расход жидкости в этих реках. Этот метод даёт значение в несколько тысяч кубометров жидкости в секунду, что согласуется и со способностью рек переносить сантиметровые частицы[14].

Связано ли происхождение этих русел с кратером, неизвестно, но русла встречаются и возле некоторых других кратеров Титана[13][44][5]. Не исключено, что это соседство — случайность[13]. Кроме того, есть предположение, что реки питаются орографическими дождями (возвышенности — валы кратеров — заставляют воздушный поток подниматься, охлаждаться и давать осадки)[44]. По другой версии, астероидные удары, создавшие кратеры, могли поспособствовать просачиванию наружу жидкости из глубин[5].

Внутри самого кратера длинные русла встречаются в западной части (между внешним и внутренним валом). Они немногочисленны и вытянуты примерно вдоль параллели. Кроме того, юго-западнее центра Менрвы есть радарно-тёмная извилистая полоса длиной около 100 км, вытянутая примерно параллельно валу. Возможно, это речное русло, покрытое мелкозернистыми отложениями[6]. В северо-восточной части вала есть своеобразные короткие каналы, которые тянутся внутрь кратера[23][14]. Один канал в этой же части вала идёт в противоположном направлении. Прорезая вал, он выходит наружу, где тянется ещё на 20 километров в обрамлении ярких наносов[32]. За пределами Менрвы рядом с ней известно две большие речные системы[6][44][23][14].

За 20–30 км на восток от Менрвы[33] начинается одна из крупнейших известных систем русел на Титане[15] — каналы Эливагар. Они направлены прочь от кратера — на северо-восток. Некоторые из этих каналов достигают длины 200 км[31][15] и ширины 7 км (что немало для русел Титана)[44][15]. Образуя большие дельты, они впадают в большую радарно-светлую область (вероятно, зону речных наносов)[3][7], на востоке переходящую в поле дюн[7].

Другая большая речная система[45] входит в кратер с юго-запада. Соединяясь в один широкий канал, она пересекает внешний вал Менрвы (что указывает на его сильную разрушенность)[44][14][7] и рядом с ним кончается[3][6]. Самый западный канал этой системы (в её верховьях) примечателен регулярными меандрами с длиной волны около 5 км[33][6].

Северо-восточная часть внешнего вала Менрвы пересечена множеством небольших разветвлённых каналов. Они сильно отличаются от других каналов региона: направлены на запад (внутрь кратера), короткие (20–50 км) и на радарных снимках выглядят отчасти светлыми, а отчасти тёмными, что говорит об их заметной рельефности[23][43]. Их глубину оценивают в 200–300 м[23] (глубина остальных неизвестна, но вряд ли превышает несколько десятков метров[14]). Однако разрешение существующих изображений не позволяет исследовать эти небольшие каналы детально[44].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 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. Crater topography on Titan: Implications for landscape evolution (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2013. — Vol. 223, no. 1. — P. 82–90. — doi:10.1016/j.icarus.2012.11.030. — Bibcode: 2013Icar..223...82N. Архивировано 6 июля 2014 года. (мини-версия. Архивировано 26 июля 2014 года., Bibcode: 2012LPI....43.2412N)
  2. ↑ относительно окружающих равнин
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Wood C. A., Lorenz R., Kirk R., Lopes R., Mitchell K., Stofan E., Cassini Radar Team. Impact craters on Titan (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 206, no. 1. — P. 334–344. — doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. — Bibcode: 2010Icar..206..334W.
  4. ↑ Наложение радарного снимка (15.02.2005) на инфракрасный (15.08.2008) — анимация (англ.). post by Juramike at unmannedspaceflight.com (архив) (25 августа 2008). Дата обращения: 28 июня 2014. Архивировано 28 июня 2014 года.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Gilliam A. E., Jurdy D. M. Titan's Impact Craters and Associated Fluvial Features: Evidence for a Subsurface Ocean? // 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2435. — 2014. — Bibcode: 2014LPI....45.2435G. Архивировано 12 июля 2014 года.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Williams D. A., Radebaugh J., Lopes R. M. C., Stofan E. Geomorphologic mapping of the Menrva region of Titan using Cassini RADAR data (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2011. — Vol. 212, no. 2. — P. 744–750. — doi:10.1016/j.icarus.2011.01.014. — Bibcode: 2011Icar..212..744W. Архивировано 29 июня 2014 года. (мини-версия. Архивировано 26 июля 2014 года., Bibcode: 2011LPI....42.1042W)
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Lopes R. M. C., Stofan E. R., Peckyno R. et al. Distribution and interplay of geologic processes on Titan from Cassini radar data (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 205, no. 2. — P. 540–558. — doi:10.1016/j.icarus.2009.08.010. — Bibcode: 2010Icar..205..540L.
  8. ↑ 1 2 3 4 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. — 529 p. — ISBN 978-0-387-09628-5. — doi:10.1007/978-0-387-09628-5.
  9. ↑ Rev149: May 30 - Jun 29 '11 (англ.). ciclops.org. Дата обращения: 6 июля 2014. Архивировано из оригинала 6 июля 2014 года.
  10. ↑ 1 2 Menrva (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 23 июня 2014. Архивировано 18 октября 2011 года.
  11. ↑ Королёв К. М. Языческие божества Западной Европы. — Мидгард, 2005. — С. 235. — 797 с. — ISBN 9785457435230.
  12. ↑ Braudel F. Memory and the Mediterranean. — Random House LLC, 2011. — P. 307. — 400 p. — ISBN 978-0-307-77336-4.
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Stofan E. R., Lunine J. I., Lopes R. et al. Mapping of Titan: Results from the first Titan radar passes (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 185, no. 2. — P. 443–456. — doi:10.1016/j.icarus.2006.07.015. — Bibcode: 2006Icar..185..443S. (недоступная ссылка)
  14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Lorenz R. D., Lopes R. M., Paganelli F. et al. Fluvial channels on Titan: Initial Cassini RADAR observations (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2008. — Vol. 56, no. 8. — P. 1132–1144. — doi:10.1016/j.pss.2008.02.009. — Bibcode: 2008P&SS...56.1132L. Архивировано 29 июня 2014 года.
  15. ↑ 1 2 3 4 5 Langhans M. H., Jaumann R., Stephan K. et al. Titan’s fluvial valleys: Morphology, distribution, and spectral properties (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2012. — Vol. 60, no. 1. — P. 34–51. — doi:10.1016/j.pss.2011.01.020. — Bibcode: 2012P&SS...60...34L.
  16. ↑ 1 2 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. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book..613D. — doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_19.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 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. — 543 p. — ISBN 978-1-4020-9215-2. — doi:10.1007/978-1-4020-9215-2.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Neish C. D., Lorenz R. D. Titan’s global crater population: A new assessment (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2012. — Vol. 60, no. 1. — P. 26–33. — doi:10.1016/j.pss.2011.02.016. — Bibcode: 2012P&SS...60...26N.
  19. ↑ Porco C. C., Baker E., Barbara J. et al. Imaging of Titan from the Cassini spacecraft (англ.) // Nature. — 2005. — Vol. 434, no. 7030. — P. 159–168. — doi:10.1038/nature03436. — Bibcode: 2005Natur.434..159P. Архивировано 23 июня 2014 года.
  20. ↑ PIA06154: Approaching Titan Again (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (18 февраля 2005). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 24 июня 2014 года.
  21. ↑ Raw image N00025083.jpg, taken using the CL1 and CB3 filters (англ.). Cassini raw images. NASA (10 декабря 2004). — один из необработанных инфракрасных снимков, сделанных 10 декабря 2004. Дата обращения: 10 июля 2014. Архивировано 10 июля 2014 года.
  22. ↑ 1 2 3 4 5 Lorenz R., Mitton J. Titan Unveiled: Saturn's Mysterious Moon Explored. — Princeton University Press, 2010. — P. 19, 177–179. — 280 p. — ISBN 978-0-691-12587-9.
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Elachi C., Wall S., Janssen M. et al. Titan Radar Mapper observations from Cassini’s T3 fly-by (англ.) // Nature. — 2006. — Vol. 441, no. 7094. — P. 709–713. — doi:10.1038/nature04786. — Bibcode: 2006Natur.441..709E. — PMID 16760968. Архивировано 29 июня 2014 года.
  24. ↑ Jason Perry. Titan RADAR SAR Swaths (англ.). The University of Arizona. Planetary Image Research Laboratory (11 июня 2013). — радарные снимки «Кассини» (Менрва видна на полосках T3 и T77). Дата обращения: 18 мая 2014. Архивировано 18 мая 2014 года.
  25. ↑ PIA14541: Cassini Radar Zooms Out on Menrva (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (15 августа 2011). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 24 июня 2014 года.
  26. ↑ 1 2 Le Corre L., Le Mouélic S., Sotin C. et al. Analysis of a cryolava flow-like feature on Titan (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2009. — Vol. 57, no. 7. — P. 870–879. — doi:10.1016/j.pss.2009.03.005. — Bibcode: 2009P&SS...57..870L.
  27. ↑ 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. Cassini/VIMS Observations of Titan During the T20 Flyby // 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. — 2007. — ISSN 1540-7845. — Bibcode: 2007LPI....38.2444S. Архивировано 4 марта 2016 года.
  28. ↑ Categories for Naming Features on Planets and Satellites (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 13 мая 2013. Архивировано из оригинала 9 мая 2013 года.
  29. ↑ Harland D. M. Cassini at Saturn: Huygens Results. — Springer, 2007. — P. 296. — 403 p. — ISBN 978-0-387-26129-4.
  30. ↑ PIA07365: Circus Maximus (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (16 февраля 2005). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 24 июня 2014 года.
  31. ↑ 1 2 PIA07366: Huygens Landing Site Similarities (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (18 февраля 2005). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 24 июня 2014 года.
  32. ↑ 1 2 3 Радарный снимок «Кассини» (20 июня 2011)
  33. ↑ 1 2 3 Радарный снимок «Кассини» (15 февраля 2005)
  34. ↑ Greeley R. Introduction to Planetary Geomorphology. — Cambridge University Press, 2013. — P. 181. — 238 p. — ISBN 978-0-521-86711-5.
  35. ↑ 1 2 Lorenz R. D., Wood C. A., Lunine J. I., Wall S. D., Lopes R. M., Mitchell K. L., Paganelli F., Anderson Y. Z., Stofan E. R. and the Cassini RADAR Team. Titan impact craters — Cassini RADAR results and insights on target properties // Workshop on Impact Cratering II. — 2007. — Bibcode: 2007bget.conf...67L. Архивировано 24 декабря 2013 года.
  36. ↑ Soderblom J. M., Brown R. H., Soderblom L. A. et al. Geology of the Selk crater region on Titan from Cassini VIMS observations (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 208, no. 2. — P. 905–912. — doi:10.1016/j.icarus.2010.03.001. — Bibcode: 2010Icar..208..905S. Архивировано 12 июля 2014 года.
  37. ↑ Wood C. A., Stofan E. R., Lorenz R. D., Kirk R. L., Lopes R. M., Callahan P. Xanadu – Disaggregation of Titan's Bright Terrains // 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. — 2007. — Bibcode: 2007LPICo1357..149W. Архивировано 6 июля 2014 года.
  38. ↑ 1 2 PIA11801: Mapping Titan's Global Wind Patterns (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (26 февраля 2009). Дата обращения: 28 июня 2014. Архивировано 28 июня 2014 года.
  39. ↑ 1 2 Lorenz R. D., Stiles B. W., Aharonson O. et al. A global topographic map of Titan (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2013. — Vol. 225, no. 1. — P. 367–377. — doi:10.1016/j.icarus.2013.04.002. — Bibcode: 2013Icar..225..367L. Архивировано 25 июля 2014 года.
  40. ↑ Lopes R.M.C., Kirk R.L., Mitchell K.L. et al. Cryovolcanism on Titan: New results from Cassini RADAR and VIMS (англ.) // Journal of Geophysical Research: Planets. — 2013. — Vol. 118, no. 3. — P. 416–435. — doi:10.1002/jgre.20062. — Bibcode: 2013JGRE..118..416L. Архивировано 25 июля 2014 года.
  41. ↑ PIA09036: Infrared and Radar Views of Titan #2 (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (12 декабря 2006). Дата обращения: 11 июля 2014. Архивировано 10 июля 2014 года.
  42. ↑ Soderblom L. A., Kirk R. L., Lunine J. I. et al. Correlations between Cassini VIMS spectra and RADAR SAR images: Implications for Titan’s surface composition and the character of the Huygens Probe Landing Site (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2007. — Vol. 55, no. 13. — P. 2025–2036. — doi:10.1016/j.pss.2007.04.014. — Bibcode: 2007P&SS...55.2025S.
  43. ↑ 1 2 3 Burr D. M., Taylor Perron J., Lamb M. P. et al. Fluvial features on Titan: Insights from morphology and modeling (англ.) // Geological Society of America Bulletin[англ.]. — Geological Society of America, 2013. — Vol. 125, no. 3—4. — P. 299–321. — doi:10.1130/B30612.1. — Bibcode: 2013GSAB..125..299B. Архивировано 29 июня 2014 года.
  44. ↑ 1 2 3 4 5 6 Baugh N. F. Fluvial Channels on Titan (Master of Science degree thesis, The University of Arizona). — ProQuest, 2008. — P. 21–23, 32. — 45 p. (копия. Архивировано 24 июля 2014 года.)
  45. ↑ PIA03555: Titan, a Geologically Dynamic World (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (5 сентября 2005). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 24 июня 2014 года.

Литература

[править | править код]

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Менрва_(кратер)&oldid=138454795