Jeziora Tytana - Lakes of Titan

Mozaika radarowa Cassini z syntetyczną aperturą o średniej rozdzielczości w fałszywych kolorach, przedstawiająca północne obszary polarne Tytana , ukazująca morza węglowodorów, jeziora i sieci dopływów. Niebieskie zabarwienie wskazuje obszary o niskim współczynniku odbicia radaru, spowodowane przez ciała ciekłego etanu , metanu i rozpuszczonego azotu . Kraken Mare , największe morze na Tytanie, znajduje się w lewym dolnym rogu. Ligeia Mare to duże ciało poniżej bieguna, a Punga Mare w połowie jego wielkości znajduje się tuż po lewej stronie bieguna. Białe obszary nie zostały zobrazowane.

Jeziora Tytana , największego księżyca Saturna , to ciała ciekłego etanu i metanu , które zostały wykryte przez sondę kosmiczną Cassini-Huygens i podejrzewano je już dawno temu. Te duże znane są jako maria (morze), a małe jako lacūs (jeziora).

Historia

Jeziora Tytanów (11 września 2017)

Porównanie wielkości Ligeia Mare z Lake Superior .

Radargram uzyskany przez wysokościomierz Cassini RADAR pokazujący powierzchnię i dno morskie Ligeia Mare wzdłuż transektu zaznaczonego czerwoną linią. W każdej kolumnie pokazana jest odbierana moc w funkcji czasu.

Vid Flumina , 400-kilometrowa rzeka wpadająca do Ligeia Mare (w prawym dolnym rogu górnego obrazu).

Możliwość istnienia morza na Tytanie została po raz pierwszy zasugerowana na podstawie danych z sond kosmicznych Voyager 1 i 2 , wystrzelonych w sierpniu i wrześniu 1977 roku. Dane wykazały, że Tytan ma gęstą atmosferę o w przybliżeniu odpowiedniej temperaturze i składzie, aby je wspierać. Bezpośrednie dowody uzyskano dopiero w 1995 roku, kiedy dane z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a i inne obserwacje sugerowały już istnienie ciekłego metanu na Tytanie, albo w odłączonych kieszeniach, albo w skali oceanów obejmujących całe satelity, podobnych do wody na Ziemi .

Cassini misja potwierdził dawną hipotezę, choć nie od razu. Kiedy sonda dotarła do układu Saturna w 2004 roku, oczekiwano, że jeziora węglowodorowe lub oceany mogą być wykrywane przez światło słoneczne odbite od powierzchni jakichkolwiek ciał ciekłych, ale początkowo nie zaobserwowano odbić zwierciadlanych .

Pozostała możliwość, że ciekły etan i metan można znaleźć w rejonach polarnych Tytana, gdzie spodziewano się ich obfitości i stabilności. W południowo-biegunowym regionie Tytana enigmatyczna ciemna cecha o nazwie Ontario Lacus była pierwszym zidentyfikowanym rzekomo jeziorem, prawdopodobnie stworzonym przez chmury, które gromadzą się w tym obszarze. Dzięki obrazom radarowym w pobliżu bieguna zidentyfikowano również możliwą linię brzegową. Po przelocie w dniu 22 lipca 2006 r., w którym radar sondy Cassini zobrazował północne szerokości geograficzne, które w tym czasie były zimą. W pobliżu bieguna widać było wiele dużych, gładkich (a więc ciemnych dla radaru) plam. Na podstawie obserwacji naukowcy ogłosili „ostateczne dowody na istnienie jezior wypełnionych metanem na księżycu Saturna Tytanie” w styczniu 2007 roku. Zespół Cassini-Huygens doszedł do wniosku, że zobrazowane obiekty są prawie na pewno od dawna poszukiwanymi jeziorami węglowodorowymi, pierwszymi stabilnymi ciałami powierzchniowymi. płyn znaleziony na Ziemi. Niektóre wydają się mieć kanały związane z cieczą i leżą w zagłębieniach topograficznych. Kanały w niektórych regionach spowodowały zaskakująco niewielką erozję, co sugeruje, że erozja na Tytanie jest niezwykle powolna lub też inne niedawne zjawiska mogły zniszczyć starsze koryta rzek i formy terenu. Ogólnie rzecz biorąc, obserwacje radarowe Cassini wykazały, że jeziora pokrywają tylko kilka procent powierzchni i są skoncentrowane w pobliżu biegunów, co sprawia, że ​​Tytan jest znacznie suchszy niż Ziemia. Wysoka wilgotność względna metanu w dolnych warstwach atmosfery Tytana może być utrzymywana przez parowanie z jezior pokrywających jedynie 0,002–0,02% całej powierzchni.

Podczas Cassini przelotu pod koniec lutego 2007, radar i aparat obserwacje ujawniły kilka dużych możliwości w północnym regionie polarnym interpretowane jako duże połacie ciekłego metanu i / lub etanu, w tym jeden, Ligeia Mare , o powierzchni 126.000 km ² (48,649 sq mi.) (nieco większe niż jezioro Michigan-Huron , największe słodkowodne jezioro na Ziemi) i kolejny, Kraken Mare , który później okazał się trzykrotnie większy. Przelot nad południowymi regionami polarnymi Tytana w październiku 2007 r. ujawnił podobne, choć znacznie mniejsze, podobne do jeziora cechy.

Odbicie lustrzane w podczerwieni od Jingpo Lacus , północno-polarnego ciała cieczy.

Zdjęcie Tytana wykonane podczas zejścia Huygensa , ukazujące wzgórza i elementy topograficzne przypominające linię brzegową i kanały odwadniające.

Podczas bliskiego przelotu sondy Cassini w grudniu 2007 roku przyrząd wizualny i mapujący obserwował jezioro Ontario Lacus w południowym regionie polarnym Tytana. Ten przyrząd identyfikuje chemicznie różne materiały na podstawie sposobu, w jaki pochłaniają i odbijają światło podczerwone. Pomiary radarowe wykonane w lipcu 2009 i styczniu 2010 wskazują, że Ontario Lacus jest wyjątkowo płytkie, ze średnią głębokością 0,4-3,2 m (1'4"-10,5') i maksymalną głębokością 2,9-7,4 m (9,5'-24 „4”). Może więc przypominać płyciznę błotną naziemną . Natomiast Ligeia Mare na półkuli północnej ma głębokość 170 m (557'9”).

Skład chemiczny i chropowatość powierzchni jezior

Według danych Cassini naukowcy ogłosili 13 lutego 2008 r., że Tytan zawiera w swoich polarnych jeziorach „setki razy więcej gazu ziemnego i innych ciekłych węglowodorów niż wszystkie znane zasoby ropy naftowej i gazu ziemnego na Ziemi”. Pustynne wydmy wzdłuż równika, choć pozbawione otwartej cieczy, zawierają jednak więcej substancji organicznych niż wszystkie ziemskie rezerwy węgla. Szacuje się, że widoczne jeziora i morza Tytana zawierają około 300 razy więcej niż udowodnione zasoby ropy naftowej na Ziemi. W czerwcu 2008 roku Cassini 's Visible and Infrared Mapping Spectrometer potwierdził bez wątpienia obecność ciekłego etanu w jeziorze na południowej półkuli Tytana. Dokładna mieszanka węglowodorów w jeziorach nie jest znana. Zgodnie z modelem komputerowym, 3/4 przeciętnego jeziora polarnego to etan, z 10% metanem, 7% propanem i mniejszymi ilościami cyjanowodoru , butanu , azotu i argonu . Oczekuje się, że benzen spadnie jak śnieg i szybko rozpuści się w jeziorach, chociaż jeziora mogą być nasycone, tak jak Morze Martwe na Ziemi jest wypełnione solą . Nadmiar benzenu gromadziłby się następnie w podobnym do błota szlamie na brzegach i na dnie jeziora, zanim ostatecznie uległby erozji przez deszcz etanu, tworząc złożony, podziurawiony jaskiniami krajobraz. Przewiduje się również tworzenie się soli podobnych do związków złożonych z amoniaku i acetylenu. Jednak skład chemiczny i właściwości fizyczne jezior prawdopodobnie różnią się w zależności od jeziora (obserwacje Cassini w 2013 r. wskazują, że Ligeia Mare jest wypełniona potrójną mieszaniną metanu, etanu i azotu, w związku z czym sygnały radarowe sondy były w stanie wykryć dno morskie 170 m (557'9") poniżej powierzchni cieczy).

Początkowo Cassini nie wykrył żadnych fal, gdy północne jeziora wyłoniły się z zimowych ciemności (obliczenia wskazują, że prędkość wiatru poniżej 1 metra na sekundę (2,2 mil na godzinę) powinna wywołać wykrywalne fale w jeziorach etanowych Tytana, ale żadnych nie zaobserwowano). Może to być spowodowane słabymi wiatrami sezonowymi lub krzepnięciem węglowodorów. Właściwości optyczne powierzchni metanu stałego (blisko temperatury topnienia) są dość zbliżone do właściwości powierzchni cieczy, jednak lepkość metanu stałego, nawet w pobliżu temperatury topnienia, jest o wiele rzędów wielkości wyższa, co może wyjaśniać niezwykłą gładkość powierzchnia. Metan w stanie stałym jest gęstszy niż metan w stanie ciekłym, więc w końcu zatonie. Możliwe, że lód metanowy może unosić się przez pewien czas, ponieważ prawdopodobnie zawiera bąbelki azotu z atmosfery Tytana. Temperatury bliskie punktowi zamarzania metanu (90,4 Kelvina/-296,95 F) mogą prowadzić zarówno do pływania, jak i tonięcia lodu – to znaczy węglowodorowej skorupy lodowej nad cieczą i bloków lodu węglowodorowego na dnie dna jeziora. Przewiduje się, że wraz z nadejściem wiosny lód ponownie wypłynie na powierzchnię przed stopieniem.

Od 2014 r. Cassini wykrył przejściowe cechy w rozproszonych łatach w Kraken Mare , Ligeia Mare i Punga Mare . Eksperymenty laboratoryjne sugerują, że te cechy (np. jasne RADARowo „magiczne wyspy”) mogą być rozległymi obszarami bąbelków spowodowanych szybkim uwalnianiem azotu rozpuszczonego w jeziorach. Przewiduje się, że wybuchy bąbelków będą miały miejsce, gdy jeziora ostygną, a następnie nagrzeją się, lub gdy płyny bogate w metan zmieszają się z tymi bogatymi w etan z powodu ulewnych opadów. Zdarzenia związane z wybuchem bąbelków mogą również wpływać na formowanie delt rzek Tytana. Alternatywnym wyjaśnieniem jest to, że przejściowe cechy danych w bliskiej podczerwieni Cassini VIMS mogą być płytkimi, napędzanymi wiatrem falami kapilarnymi ( falami ) poruszającymi się z prędkością ~0,7 m/s (1,5 mph) i na wysokości ~1,5 centymetra (1/2") Analiza danych VIMS post-Cassiniego sugeruje, że prądy pływowe mogą być również odpowiedzialne za generowanie trwałych fal w wąskich kanałach ( Freta ) Kraken Mare.

Oczekuje się, że cyklony napędzane przez parowanie i z udziałem deszczu, a także wichury o sile do 20 m/s (72 km/h lub 45 mph) utworzą się tylko nad dużymi morzami północnymi (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) w północnym lecie w 2017 roku, trwającym do dziesięciu dni. Jednak analiza danych Cassini z 2017 r. z lat 2007-2015 wskazuje, że fale na tych trzech morzach były niewielkie, osiągając jedynie ~1 centymetra (25/64") wysokości i 20 centymetrów (8") długości. Wyniki podważają klasyfikację wczesnego lata jako początku wietrznego sezonu na Tytanie, ponieważ silne wiatry prawdopodobnie spowodowałyby większe fale. W badaniach teoretycznych z 2019 r. stwierdzono, że możliwe jest, że stosunkowo gęste aerozole spadające na jeziora Tytana mogą mieć właściwości odpychające ciecze, tworząc trwały film na powierzchni jezior, który następnie hamowałby powstawanie fal większych niż kilka centymetrów długości fali .

Obserwacja odbić zwierciadlanych

Promieniowanie bliskie podczerwieni ze Słońca odbijające się od węglowodorowych mórz Tytana.

W dniu 21 grudnia 2008 roku Cassini przeszedł bezpośrednio nad Ontario Lacus na wysokości 1900 km (1180 mil) i był w stanie obserwować odbicie lustrzane w obserwacjach radarowych. Sygnały były znacznie silniejsze niż przewidywano i nasycały odbiornik sondy. Wniosek wyciągnięty z siły odbicia był taki, że poziom jeziora nie różnił się o więcej niż 3 mm (1/8") w pierwszej strefie odbijającej światło strefy Fresnela o szerokości zaledwie 100 m (328 ') (gładszej niż jakakolwiek naturalna sucha powierzchnia Na tej podstawie wywnioskowano, że wiatry powierzchniowe w tym obszarze są minimalne w tym sezonie i/lub płyn w jeziorze jest bardziej lepki niż oczekiwano.

8 lipca 2009, Cassini 's Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) zaobserwował zwierciadlane odbicie w podczerwonym świetle 5  µm od cieczy na północnej półkuli na 71° N, 337° W. Zostało to opisane jako na południowej linii brzegowej Kraken Mare, ale na połączonym obrazie radaru i VIMS lokalizacja jest pokazana jako oddzielne jezioro (później nazwane Jingpo Lacus). Obserwacji dokonano wkrótce po tym, jak północny region polarny wyłonił się z 15 lat zimowych ciemności. Ze względu na polarne położenie odbijającego ciała ciekłego, obserwacja wymagała kąta fazowego bliskiego 180°.

Równikowe obserwacje in-situ za pomocą sondy Huygens

Odkrycia w rejonach polarnych kontrastują z odkryciami sondy Huygens , która wylądowała w pobliżu równika Tytana 14 stycznia 2005 roku. niedawna przeszłość, ukazująca blade wzgórza poprzecinane ciemnymi kanałami odwadniającymi, które prowadzą do szerokiego, płaskiego, ciemniejszego regionu. Początkowo sądzono, że ciemny obszar może być jeziorem cieczy lub przynajmniej substancji podobnej do smoły, ale teraz jest jasne, że Huygens wylądował w ciemnym obszarze i że jest on stały bez żadnych oznak płynów. Penetrometru badali kompozycji z powierzchni, tak jak jednostka wpływ, i że Początkowo donoszono, że powierzchnia była podobna do wilgotnej glinie lub może creme brulee (to jest twardą skorupę pokrycie lepkie materiały). Późniejsza analiza danych sugeruje, że ten odczyt był prawdopodobnie spowodowany przez Huygensa przemieszczającego duży kamyk podczas lądowania, a powierzchnię lepiej opisać jako „piasek” zrobiony z ziaren lodu. Zdjęcia wykonane po wylądowaniu sondy pokazują płaską równinę pokrytą kamykami. Kamyczki mogą być wykonane z lodu wodnego i są nieco zaokrąglone, co może wskazywać na działanie płynów. Termometry wskazywały, że ciepło było odprowadzane z Huygens tak szybko, że ziemia musiała być wilgotna, a na jednym zdjęciu widać światło odbite przez kroplę rosy, która pada w polu widzenia kamery. Na Tytanie słabe światło słoneczne pozwala na parowanie tylko około jednego centymetra rocznie (w porównaniu do jednego metra wody na Ziemi), ale atmosfera może pomieścić ekwiwalent około 10 metrów (28 stóp) cieczy przed uformowaniem się deszczu (w porównaniu do około 2 cm). [25/32"] na Ziemi). Oczekuje się, że pogoda na Tytanie będzie charakteryzować się kilkumetrowymi ulewami (15-20 stóp) powodującymi gwałtowne powodzie, przeplatane dekadami lub stuleciami suszy (podczas gdy typowa pogoda na Ziemi obejmuje niewielkie opady przez większość tygodni Cassini zaobserwowała ulewy równikowe tylko raz od 2004 r. Mimo to w 2012 r. niespodziewanie odkryto szereg długoletnich tropikalnych jezior węglowodorowych (w tym jedno w pobliżu lądowiska Huygens w regionie Shangri-La, które jest o połowę mniejsze od Wielkie Jezioro Słone w stanie Utah o głębokości co najmniej 1 metra [3'4"]). Podobnie jak na Ziemi, prawdopodobnym dostawcą są prawdopodobnie podziemne warstwy wodonośne , innymi słowy suche regiony równikowe Tytana zawierają „ oazy ”.

Wpływ cyklu metanowego i geologii Tytana na powstawanie jezior

Otoczone jeziora Tytana
(koncepcja artysty)

Rozwijająca się funkcja w Ligeia Mare

Modele oscylacji cyrkulacji atmosferycznej Tytana sugerują, że w ciągu roku saturnowego ciecz jest transportowana z obszaru równikowego na bieguny, gdzie spada w postaci deszczu. Może to tłumaczyć względną suchość regionu równikowego. Zgodnie z modelem komputerowym intensywne ulewy powinny występować na normalnie bezdeszczowych obszarach równikowych podczas wiosennej i jesiennej równonocy na Tytanie – wystarczająco dużo cieczy, aby wyrzeźbić rodzaj kanałów, które znalazł Huygens. Model przewiduje również, że energia słoneczna wyparuje ciekły metan z powierzchni Tytana z wyjątkiem biegunów, gdzie względny brak światła słonecznego ułatwia gromadzenie się ciekłego metanu w stałych jeziorach. Model najwyraźniej wyjaśnia również, dlaczego na półkuli północnej jest więcej jezior. Ze względu na ekscentryczność orbity Saturna, północne lato jest dłuższe niż południowe, a co za tym idzie pora deszczowa jest dłuższa na północy.

Jednak ostatnie obserwacje Cassini (z 2013 r.) sugerują, że geologia może również wyjaśniać geograficzne rozmieszczenie jezior i inne cechy powierzchni. Jedną z zagadkowych cech Tytana jest brak kraterów uderzeniowych na biegunach i średnich szerokościach geograficznych, szczególnie na niższych wysokościach. Obszary te mogą być terenami podmokłymi zasilanymi przez podpowierzchniowe źródła etanowe i metanowe. Każdy krater utworzony przez meteoryty jest więc szybko zatapiany przez mokry osad. Obecność podziemnych warstw wodonośnych mogłaby wyjaśnić kolejną zagadkę. Atmosfera Tytana jest pełna metanu, który według obliczeń powinien reagować z promieniowaniem ultrafioletowym słońca, tworząc ciekły etan. Z biegiem czasu księżyc powinien zbudować ocean etanu o głębokości setek metrów (1500-2500 stóp), a nie tylko garść jezior polarnych. Obecność terenów podmokłych sugerowałaby, że etan wsiąka w ziemię, tworząc podpowierzchniową warstwę cieczy podobną do wód gruntowych na Ziemi. Istnieje możliwość, że tworzenie się materiałów zwanych klatratami zmienia skład chemiczny opadów deszczu, które ładują podpowierzchniowe węglowodorowe „warstwy wodonośne”. Proces ten prowadzi do powstania zbiorników propanu i etanu, które mogą zasilać niektóre rzeki i jeziora. Przemiany chemiczne zachodzące pod ziemią wpłynęłyby na powierzchnię Tytana. Jeziora i rzeki zasilane źródłami z podpowierzchniowych zbiorników propanu lub etanu miałyby taki sam skład, natomiast te zasilane opadami byłyby inne i zawierałyby znaczną część metanu.

Wszystkie jeziora Tytana z wyjątkiem 3% znaleziono w jasnej jednostce terenu obejmującej około 900 km na 1800 km (559 x 1118 mil) w pobliżu bieguna północnego. Znalezione tutaj jeziora mają bardzo charakterystyczne kształty - zaokrąglone, złożone sylwetki i strome zbocza - sugerujące deformację skorupy, tworząc szczeliny, które można wypełnić płynem. Zaproponowano różne mechanizmy powstawania. Wyjaśnienia sięgają od zawalenia się ziemi po erupcji kriowulkanicznej po tereny krasowe , gdzie ciecze rozpuszczają rozpuszczalny lód. Mniejsze jeziora (o średnicy do kilkudziesięciu mil) ze stromymi krawędziami (do setek stóp wysokości) mogą być analogiczne do jezior maar , tj. kraterów po eksplozjach wypełnionych następnie cieczą. Sugeruje się, że eksplozje wynikają z wahań klimatu, które prowadzą do gromadzenia się skupisk ciekłego azotu w skorupie w chłodniejszych okresach, a następnie eksplodowania, gdy ocieplenie spowodowało gwałtowne rozszerzenie azotu, gdy przechodził on w stan gazowy.

Odkrywca Tytanowej Klaczy

Titan Mare Explorer (TiME) był proponowanym lądownikiem NASA/ESA, który miałby wodować na Ligeia Mare i analizować jego powierzchnię, linię brzegową i atmosferę Tytana . Została jednak odrzucona w sierpniu 2012 roku, kiedy NASA wybrała misję InSight na Marsa.

Nazwane jeziora i morza

Fałszywy kolor w bliskiej podczerwieni przedstawiający północną półkulę Tytana, ukazujący jego morza i jeziora. Pomarańczowe obszary w pobliżu niektórych z nich mogą być osadami organicznego ewaporatu pozostawionego przez cofający się ciekły węglowodór.

Skomplikowane sieci kanałów spływają do Kraken Mare (na dole po lewej) i Ligeia Mare (na górze po prawej).

Jeziora węglowodorowe na Tytanie: zdjęcie radarowe Cassini, 2006. Bolsena Lacus znajduje się u dołu po prawej, a Sotonera Lacus tuż nad i po lewej stronie. Koitere Lacus i Neagh Lacus znajdują się w środkowej odległości, odpowiednio na lewo od środka i na prawym marginesie. Mackay Lacus znajduje się w lewym górnym rogu.

„Jeziora pocałunków” Tytana, formalnie nazwane Abaya Lacus, o szerokości około 65 km (40 mil)

Feia Lacus, około 47 km (29 mil) szerokości, jezioro z kilkoma dużymi półwyspami

Uważa się, że elementy oznaczone lacus są jeziorami etanu/metanu, podczas gdy elementy oznaczone jako lakuna są uważane za suche dna jezior. Oba noszą nazwy jezior na Ziemi. Cechy oznaczone jako zatoki to zatoki w jeziorach lub morzach. Ich nazwy pochodzą od zatok i fiordów na Ziemi. Cechy oznaczone jako insula to wyspy w ciele cieczy. Ich nazwy pochodzą od mitycznych wysp. Titanean maria (duże morza węglowodorów) są nazwane na cześć potworów morskich w światowej mitologii. Tabele są aktualne na rok 2020.

Morskie nazwy Tytana

Nazwy jezior Tytana

Nazwy nad jeziorem Tytana

Zatokowe nazwy Tytana

Nazwy wysp Tytana

Galeria obrazów

• 

  Mapy obszarów polarnych Tytana oparte na zdjęciach z ISS Cassini, przedstawiające jeziora i morza węglowodorów. Ciała ciekłych węglowodorów są zaznaczone na czerwono; niebieski kontur wskazuje ciało, które pojawiło się w okresie 2004-2005.

• 

  Wysokiej rozdzielczości mozaika radarowa Cassini z syntetyczną aperturą w wysokiej rozdzielczości , przedstawiająca północny region polarny Tytana, ukazująca morza węglowodorów, jeziora i sieci dopływów. Niebieskie zabarwienie wskazuje obszary o niskim współczynniku odbicia radaru, spowodowane przez ciała ciekłego etanu , metanu i rozpuszczonego azotu . Około połowa Kraken Mare , duże ciało w lewym dolnym rogu, znajduje się poza obrazem. Ligeia Mare to duże ciało w prawym dolnym rogu. Punga Mare jest na lewo od centrum. Jingpo Lacus znajduje się tuż nad Kraken Mare, a Bolsena Lacus znajduje się bezpośrednio nad nim.

• 

  Cassini widok północnych mórz polarnych i jezior Tytana w bliskiej podczerwieni. Ligeia Mare jest na szczycie; Punga Mare znajduje się poniżej, a Kraken Mare znajduje się w prawym dolnym rogu.

• 

  Pomiędzy lipcem 2004 a czerwcem 2005 nowe ciemne cechy pojawiły się na Arrakis Planitia , niskiej równinie w południowym regionie polarnym Tytana. Interpretuje się je jako nowe ciała ciekłego węglowodoru powstałe w wyniku opadów atmosferycznych z chmur zaobserwowanych na tym obszarze w październiku 2004 roku.

• 

  Wydaje się, że północne jeziora polarne Tytana były stabilne przez co najmniej jeden sezon na Tytanie (siedem ziemskich lat).

• 

  Naturalny kolor widoczny w bliskiej podczerwieni Tytana ukazujący jego północne morza i jeziora polarne w lewym górnym rogu.

Zobacz też

• Lista największych jezior i mórz w Układzie Słonecznym

Uwagi

Bibliografia

Linki zewnętrzne

• Mapa północno-polarnych ciał ciekłych Tytana z nazwami obiektów ze strony systemu USGS Titan