Discovery of fog at the south pole of Titan
虽然土星的卫星泰坦似乎支持活跃的甲烷水文循环，但尚未出现表面-大气交换的直接证据。已确定的湖泊特征可能充满了乙烷，这是一种不挥发的长期大气光解残留物;明显的河流和通道特征可能是以前气候的古老特征;对流层甲烷云虽然频繁，但可能不会导致降雨到达地表。我们在这里报告检测雾在土卫六南极夏末使用卡西尼号航天器上的VIMS仪器观测。虽然陆地上的雾可以由各种原因形成，但大多数这些过程在土卫六上都无法操作。土卫六上的雾只能由液态甲烷的蒸发引起;对雾的探测提供了地表和大气甲烷之间的第一个直接联系。根据这里提出的探测，液态甲烷出现广泛的南极土卫六在夏末，土卫六上的水文循环是目前活跃的。
2009-08-27 astro-ph.EP
Radar scattering of linear dunes and mega-yardangs: Application to Titan
卡西尼-惠更斯号航天器上的Ku波段（13.8 GHz - 2.2 cm）雷达仪器揭示了土卫六表面的丰富性，因为发现了许多海洋、湖泊、河流、低温火山流和广阔的沙丘。线形沙丘是土卫六上的一个主要地貌特征，覆盖了土卫六表面的17%，主要分布在赤道地区。然而，雷达仪器的分辨率不够好，无法对这些特征的形态进行详细研究。此外，其他与风有关的线性地貌，如巨型雅丹（在粘性岩石中形成的线性风蚀山脊），可能会呈现出类似的雷达特征，可能会与沙丘混淆。我们进行了比较研究的线性沙丘和mega-yardangs的雷达辐射，基于代表性的陆地类似物：位于埃及西部的大沙海和纳米比亚的纳米布沙漠的线性沙丘，以及在伊朗东部的卢特沙漠和乍得北部的博尔库沙漠观察到的mega-yardangs。我们利用TerraSAR-X卫星的X波段（9.6 GHz - 3.1 cm）传感器获得的高分辨率雷达图像，分析了陆地线性沙丘和巨型雅丹的雷达散射。沙丘的雷达响应中所见的变化是沙丘和沙丘间散射之间的对比的结果，而对于mega-yardang，这些变化是山脊和侵蚀山谷之间的对比的结果。我们测试了一个简单的表面散射模型，参数来自当地地形和表面粗糙度的估计，准确地再现两种地形的雷达信号变化。我们似乎可以区分两种类型的沙丘--埃及的裸露沙丘和纳米比亚的沙覆盖沙丘，也可以区分两种类型的巨型雅丹--年轻的雅丹。
2015-09-14 astro-ph.EP
Self and N2 collisional broadening of far-infrared methane lines at low-temperature with application to Titan
本文测量了低温下甲烷纯转动谱线的自展宽与N2展宽系数及温度依赖指数，并利用这些系数成功模拟了Titan的光谱，与Cassini/CIRS观测数据高度吻合。
2023-07-03 astro-ph.EP
Observations of the D/H ratio in Methane in the atmosphere of Saturn's moon, Titan - where did the Saturnian system form?
关于太阳系形成的细节仍有很大争议。关于巨行星的形成位置，以及挥发性物质在整个原始行星系中的混合程度，仍然存在疑问。对太阳系各天体的氘化水平的研究，是一种很有希望帮助揭示行星形成历史的诊断方法。例如，土卫六大气中甲烷的D/H比可以用来诊断巨型行星形成区域内太阳星云的初始条件，并可以帮助我们确定土卫六（以及土星系统）在哪里吸积了挥发性物质。泰坦的氘化水平也对泰坦大气成分的来源和长期演变有影响。我们展示了使用双子望远镜上的NIFS光谱仪在1.58微米窗口内进行观测的结果，并使用VSTAR逐线传输模型对我们的数据进行了建模，该模型得出土卫六大气层的D/H比为143+/-16）x 10^{-6} [1]。目前，我们正在使用1.2-1.7微米范围内甲烷的新的线参数集对Gemini高分辨率GNIRS光谱进行建模[2]。
2013-02-19 astro-ph.EP
Search for methane isotope fractionation due to Rayleigh distillation on Titan
我们搜索的CH $_3$ D相对于CH $_4$泰坦上使用近红外光谱与NIRSPAO在凯克，它有一个光子限制的信噪比为$\sim$ 50的丰度的纬向变化。我们的观测可以排除CH $_3$ D柱在50 km以下的变化大于10%。重同位素体的优先冷凝将通过还原剩余蒸汽中的CH $_3$ D来分馏甲烷，因此这些观测结果限制了对流层中发生的冷凝量。虽然以前的估计CH $_3$ D分馏土卫六上估计的上限为-6每密耳，假设固体冷凝物，我们认为最近的实验室数据的平衡分馏液体甲烷，并使用瑞利蒸馏模型来计算分馏在一个上升的包裹的空气，是以下潮湿的蒸馏。我们发现，深，沉淀对流可以提高剩余的甲烷蒸气的分馏-10至-40每密耳，这取决于最终的温度上升的包裹。通过与分馏我们的参考包裹模型的压力水平，湿的对流层达到所需的温度，我们认为，测量的甲烷分馏约束的外流水平的深对流事件。根据深对流外流发生的高度范围，需要至少4至6倍信噪比的观测来检测这种分离量。
2016-04-08 astro-ph.EP
Evidence for condensed-phase methane enhancement over Xanadu on Titan
我们提出的证据，凝聚相甲烷沉淀附近的元上都使用九个晚上的观测从SINFONI积分场光谱仪在甚大望远镜和成像分析与经验表面减法。辐射转移模型用于支持成像技术，通过模拟光谱仪数据管和测试表面反射率光谱和大气不透明度的变化。我们一起使用的模型和观察，反对工件，可能会出现在图像分析。卡西尼/VIMS的高相位角观测用于测试表面散射伪影，可能与大气不透明度的来源混淆。虽然表面反射率光谱的变化可以重现观测从一个特定的观察几何形状在一个给定的夜晚，多个观测最好的模拟凝结相甲烷不透明度附近的表面。这些观测和建模表明，用这种技术观察到的凝相甲烷不透明度主要发生在Xanadu附近，最有可能是由于降水。
2009-07-13 astro-ph.EP
The fate of ethane in Titan's hydrocarbon lakes and seas
乙烷预计将是土卫六表面的主要光化学产物，如果没有一个过程将其从暴露的表面水库中隔离出来，它将成为其湖泊和海洋的主要成分。然而，丽姬亚海对卡西尼号2.2厘米雷达的吸收表明，这片北极海洋主要由甲烷组成。为了解释这一明显的乙烷不足，我们探讨的可能性，丽姬亚马雷是一个alkanestrane与底层的笼形层相互作用的可见部分，并调查这种相互作用的影响，假设初始乙烷-甲烷混合物在液相中。我们发现，渐进的液体截留在笼形物允许的表面液体储层成为甲烷占主导地位的任何初始乙烷摩尔分数低于0.75。如果烷醇和笼形物之间的相互作用在土卫六上很常见，这应该会导致许多甲烷占主导地位的海洋或湖泊的出现。
2015-10-26 astro-ph.EP
Texture and composition of Titan's equatorial sand seas inferred from Cassini SAR data: Implications for aeolian transport and dune morphodynamics
土卫六赤道地区沙丘的纹理、组成和形态可能反映了现在和/或过去的气候条件。因此，确定土卫六沙丘的物理化学性质和形态动力学对于了解土星最大卫星的气候和地质历史至关重要。我们定量推导出平均表面特性的沙丘和沙丘间地区（纹理，成分）从建模的微波后向散射信号和蒙特卡罗反演的despeckled卡西尼/SAR数据在泰坦的三个最大的沙海：贝莱特，香格里拉和Fensal。我们提出了第一次分析的后向散射函数提取的despeckled SAR图像，覆盖了这样一个大范围的入射角，包括数据从卡西尼号任务的开始到其大结局。我们发现，沙丘和沙丘间有显着不同的物理特性。沙丘被发现是更多的微波吸收比沙丘间。此外，可能已经探测到潜在的次级底形，如波纹和雪崩，为目前活跃的沙丘和沉积物迁移提供了潜在的证据。我们的建模表明，沙丘间有多尺度粗糙度与较高的介电常数比沙丘，具有低介电常数与有机砂一致。沙丘间的雷达亮度可以解释为存在一个明显较大的有机颗粒的浅层，可能不被风移动。我们的研究结果表明，泰坦的沙海在目前的多方向风况下演变，沙丘伸长，其顶部与残余漂移方向一致。
2019-10-03 astro-ph.EP physics.geo-ph
Where does Titan Sand Come From: Insight from Mechanical Properties of Titan Sand Candidates
土卫六上存在广泛的赤道线沙丘，但沙子的来源，似乎是有机的，是未知的。我们使用纳米压痕来研究一些泰坦沙子候选者的机械性能，地球上的几种天然沙子，以及泰坦风洞中使用的常见材料，以了解泰坦沙子的流动性。我们测量了这些材料的弹性模量（E）、硬度（H）和断裂韧性（Kc）。托林的弹性模量（10.4+/-0.5GPa）和硬度（0.53+/-0.03GPa）都比硅酸盐砂小一个数量级，也比机械性能较弱的白石膏砂小。由于断裂韧性较小（Kc=0.036+/-0.007 MPa-m^（1/2）），托灵也比硅酸盐砂脆得多。这表明土卫六的沙子应该是从目前沙丘所在的赤道地区附近获得的，因为托林太软太脆，无法长距离运输。
2018-06-21 astro-ph.EP
Meridional variation in tropospheric methane on Titan observed with AO spectroscopy at Keck and VLT
使用近红外光谱测量了土卫六对流层甲烷的空间分布。在同一天晚上，在1.5 $μ{\rm m}$（H波段）上进行了地面观测，在W. M.凯克天文台和帕拉纳尔天文台于2014年7月17日UT。在VLT上用SINFONI进行的积分场观测以中等分辨率$R=λ/Δλ\approx1,500$覆盖了整个H波段，而凯克观测则是在1.55254 $μ{\rm m}$附近用NIRSPAO进行的，分辨率较高，为$R\approx25,000$。中分辨率观测用于通量校准和用于确定模型参数，这些参数可以在高分辨率光谱的解释中退化。使用来自HITRAN 2012数据库的CH $_4$和CH $_3$ D相关$k$分布的逐行计算，其中纳入了接近1.5 $μ{\rm m}$的修订行分配。我们拟合了覆盖整个H波段窗口的VLT SINFONI观测中的表面气溶胶和气溶胶分布，并在检索甲烷丰度时使用这些量来约束高分辨率凯克NIRSPAO光谱的模型。2014年7月20日UT获得的Cassini VIMS极地图像用于验证对流层气溶胶不透明度在10 km以下相对均匀的假设。我们反演了42 $^{\circ}$ S和80 $^{\circ}$ N之间纬度的甲烷丰度。在南部中纬度地区的对流层甲烷增加了$\sim$ 10- 40%的因子，超过了使用惠更斯的GCMS测量的标称轮廓。北半球的$\sim$为标称甲烷丰度的90%，直到极纬（…
2015-09-29 astro-ph.EP
Modeling the formation of Selk impact crater on Titan: Implications for Dragonfly
本研究通过模拟土卫六上Selk规模的撞击坑，探究不同甲烷笼形水合物层厚度对撞击坑形成及熔池特征的影响，证实熔池可存在数万年，为NASA Dragonfly任务搜寻生命迹象提供了理论支撑。
2023-02-22 astro-ph.EP
Simulations of Titan's paleoclimate
我们研究了土星轨道变化对土卫六大气环流和表面甲烷分布的影响。使用一个新的大气环流模型的土卫六的大气，我们模拟其气候下的四个特征配置的轨道参数，对应于快照在过去的42 kyr，捕获的振幅范围内的长周期变化的偏心率和经度的近日点。该模型涵盖了从地表到0.5毫巴的压力，再现了当今的温度分布和对流层超旋。在所有四个模拟中，大气有效地将甲烷输送到极地，使低纬度和中纬度地区变干，这表明这些地区至少已经像沙漠一样存在了数万年。虽然环流模式没有显着的不同，表面甲烷的量，建立在任何一个极强烈地依赖于日照分布;在今天，甲烷建立优先在北方，与观察一致，那里的夏天是温和的，但更长。在较小程度上，14 kyr前的配置也是如此，而南极在28 kyr前的情况下获得更多的甲烷，并且该系统在42 kyr前几乎是对称的。这证实了轨道强迫影响表面液体分布的假设，并且目前观察到的不对称性可能在过去部分或全部逆转。轨道强迫的演变意味着地表水库是在$\sim$ 30 kyr的时间尺度上输送的，在这种情况下，不对称性以$\sim$ 125 kyr的周期反转。否则，轨道强迫不会在较长的时间尺度上产生净不对称，也不是产生所观察到的二分法的可能机制。
2014-12-26 astro-ph.EP
The Near-IR Spectrum of Titan Modeled with an Improved Methane Line List
我们已经获得了空间分辨光谱土卫六在近红外J，H和K波段的分辨率为~5000使用近红外积分场光谱仪（NIFS）的双子座北8米望远镜。使用最近的数据从卡西尼/惠更斯任务的大气成分和表面和气溶胶的属性，我们开发了一个多重散射辐射转移模型土卫六大气。土卫六在这些波长的光谱主要是由甲烷的吸收，一系列强吸收带系统由土卫六表面可以看到的窗口区域分开。我们使用逐行的方法来推导甲烷吸收系数。甲烷光谱只能在标准谱线列表中精确表示，最小可达~2.1 μm。然而，通过利用最近的实验室数据和甲烷光谱的建模，我们能够构建一个新的线列表，可以使用到1.3 μm。新的谱线列表使我们能够生成与所有波长大于1.3 μm的观测结果良好匹配的光谱，并使我们能够对区域进行建模，例如1.55 μm窗口，这些区域无法使用以前的谱线列表（如HITRAN 2008）进行有效研究。指出了强甲烷谱线的远翼线形在确定甲烷窗形状中的重要性。需要具有洛伦兹和亚洛伦兹区域的线形状来匹配窗口的形状，但是对于1.55 μm和2 μm窗口需要不同的形状参数。在甲烷谱线被模拟后，我们的观测对附加的散射很敏感，我们使用1.55 μm区域的数据确定D/H比为1.77 \pm 0.20 x 10-4，CO混合比为50 \pm 11 ppmv。在2 μm的窗口中，我们检测到可以与CH 3D的ν5+3ν6和2ν3+2ν6带识别的吸收特征。
2011-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Phase Diagram for the Methane-Ethane System and its Implications for Titan's Lakes
在泰坦上，甲烷（CH 4）和乙烷（C2 H6）是湖泊和海洋中的主要物种。在这项研究中，我们结合了实验室工作和建模，以改善甲烷-乙烷二元相图在低温下，并探讨分子如何在这些条件下相互作用。我们对液相线进行了目视检查，对固相线进行了拉曼光谱检查。通过这些方法，我们确定了低共熔点为71.15 $\pm$ 0.5 K，组成为0.644 $\pm$ 0.018甲烷- 0.356 $\pm$ 0.018乙烷摩尔分数从液相线数据。利用固相线数据，我们发现共晶等温温度为72.2 K，标准偏差为0.4 K。除了绘制二元系统，我们还观察了纯乙烷的固-固转变，发现当冷却时，固体I-III的转变发生在89.45 $\pm$ 0.2 K。升温序列显示固体III-II转变发生在89.85 $\pm$ 0.2 K，固体II-I转变发生在89.65 $\pm$ 0.2 K。理想的预测进行了比较，分子动力学模拟，以揭示甲烷-乙烷系统的行为几乎理想，最大的偏差发生的混合比接近低共熔组合物。
2021-07-22 astro-ph.EP physics.chem-ph
Identification of Likely Methane Absorption Features in the Optical Spectra of Titan
本研究利用ESPRESSO高分辨率光谱仪识别出土卫六光学光谱中6195个潜在甲烷吸收特征（含5436个新特征），提供了带可靠性指标的特征列表与本征光谱，助力甲烷谱线列表完善及行星大气研究。
2025-10-02 astro-ph.EP astro-ph.IM
Experimental Study of Ethylene Evaporites under Titan Conditions
泰坦有丰富的湖泊和海洋，正如卡西尼号所证实的。这些液体的主要成分包括甲烷（$CH_4$）和乙烷（$C_2H_6$）;然而，有证据表明，次要成分，如乙烯（$C_2H_4$）也可能存在于湖泊中。随着湖面下降，留下了5个$μm$ -明亮的沉积物，类似于地球上的蒸发岩沉积物。在这里，我们提供的饱和值，蒸发速率，乙烯蒸发岩形成的限制，通过使用泰坦模拟室能够再现泰坦表面条件（89-94 K，1.5巴$N_2$）。使用傅里叶变换红外光谱、质量和温度读数分析实验样品。在甲烷溶剂中比在乙烷溶剂中或在甲烷/乙烷的混合物中更快地形成乙烯碳酸盐。我们测得甲烷的平均蒸发速率为$(2.8 \pm 0.3) \times 10^{-4} kg \; m^{-2} \; s^{-1}$，乙烷的平均上限蒸发速率小于$5.5 \times 10^{-6} kg \; m^{-2} \; s^{-1}$。此外，我们还观察到乙烯吸收带在1.630和2.121 $μm$处的红移，以及甲烷吸收带在1.666 $μm$处的持续存在。
2020-02-11 astro-ph.EP astro-ph.IM
Energy Delivery via Meteors into Titan's Atmosphere
卡西尼-惠更斯任务测量了土卫六大气层主要成分的化学丰度，对数据的分析揭示了甲烷和氢剖面中几个尚未解释的异常。我们模拟了泰坦大气中流星的减速和消融，以研究流星能量沉积是否可以部分解释其中的两个异常。我们的模拟改变流星进入质量，轨迹角度和速度，并遵循所有三个变化，因为我们的流星下降到一个现实的泰坦大气。对于最小的粒子，它提供了最大的质量，因此能量到土卫六，我们发现，能量沉积峰值的高度对应于所观察到的化学异常。在异常正上方的区域，流星的能量沉积大于紫外光子的能量沉积，紫外光子通常是甲烷分解的原因。最后，我们计算出所讨论的化学反应可用的总能量。流星的总能量被白天的紫外线淹没，但当然是夜间相关高度大气化学的主要能量来源。
2021-07-21 astro-ph.EP
Observations of Titan's Stratosphere During Northern Summer: Temperatures, CH3CN and CH3D Abundances
本文利用ALMA Band 9观测土卫六北半球夏至后的平流层，揭示南半球高纬温度升高、CH3CN高度集中及CH4丰度时空变化，为理解其季节循环提供新证据。
2024-05-04 astro-ph.EP
Pressure and temperature dependence of solubility and surface adsorption of nitrogen in the liquid hydrocarbon bodies on Titan
我们已经研究了压力和温度的依赖性的溶解度的氮在甲烷和乙烷使用气液平衡模拟的二元混合物中的氮在甲烷和乙烷的压力范围在1.5大气压和3.5大气压之间和温度在90 K和110 K之间，热力学条件，可能存在于土星的卫星，土卫六。结果表明，在90 K时，氮气在甲烷中的溶解度随压力线性增加，而氮气在乙烷中的溶解度随压力呈指数增加。氮气在甲烷和乙烷中的溶解度在3个大气压下随温度呈指数下降。在本文研究的压力和温度范围内，氮气在甲烷中的溶解度远大于在乙烷中的溶解度。我们的结果是在定量协议与现有的实验测量氮在甲烷和乙烷中的溶解度。此外，我们发现，在温度90 K时，氮的表面吸附随着压力的增加而增加，而吸附自由能随着压力的增加而增加。此外，我们发现，表面张力的氮气-甲烷和氮气-乙烷系统的压力线性下降。氮气-乙烷体系的表面张力随压力下降的速率比氮气-甲烷体系大得多。最后，我们发现氮分子从界面吸收到液相中是扩散的，不涉及任何明显的能垒。我们的研究结果表明，均匀成核的气泡是不太可能的泰坦和泰坦上的湖泊中的气泡形成必须产生从异质成核的气泡。
2020-02-17 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.chem-ph
The reflectance spectrum of Titan's surface at the Huygens landing site determined by the Descent Imager/Spectral Radiometer
惠更斯号探测器上的下降成像仪/光谱辐射计成功地获得了土卫六表面的图像和光谱。为了对抗烟雾和大气甲烷吸收的影响，它携带了一个表面科学灯，在着陆前照亮表面。我们重建的反射光谱的着陆点在500-1500 nm范围内从向下看的视觉和红外光谱仪的数据，显示灯光的证据。我们的重建是Tomasko等人（2005）分析的后续，他们将结果缩放为着陆前测量的上下流量的比率。相反，我们使用来自校准实验的灯通量，并且发现显著更高的总体反射率。我们把这归因于相位角的依赖性，可能代表了太阳系天体上常见的反对派浪涌。在可见光波长范围内的重建大大改善。在这里，反射光谱具有红色斜率，与有机材料的存在一致。我们确认了近红外的蓝色斜率，除了在1500 nm处的单个浅吸收特征之外没有特征。我们同意Tomasko等人的观点，即水冰的证据是不确定的。通过模拟吸收带，我们发现甲烷混合比为4.5% +/- 0.5%，就在表面上方。没有证据表明存在液态甲烷，但数据不排除几厘米深的潮湿土壤。
2017-02-02 astro-ph.EP
Air-sea interactions on Titan: effect of radiative transfer on the lake evaporation and atmospheric circulation
本研究通过二维中尺度模型耦合板状湖泊模型，发现太阳和红外辐射虽小但显著影响泰坦湖泊蒸发、平衡温度和局地海风，从而增强甲烷的水平和垂直输送。
2024-03-18 astro-ph.EP physics.ao-ph
Measurement of CH$_3$D on Titan at Submillimeter Wavelengths
我们提出了第一个无线电/亚毫米探测的单氘甲烷（CH $_3$ D）在土卫六的大气中，使用档案数据的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。分别在$4.6σ$和$5.7σ$的显著性水平下测量465.235和465.250 GHz（$\sim0.644$ mm）处的$J_K=2_1-1_1$和$J_K=2_0-1_0$跃迁。这两条线的建模使用非线性最佳估计多变量光谱分析（NEMESIS）辐射传输代码，以确定磁盘平均CH $_3$ D体积混合比= $6.157\times10^{-6}$在泰坦的平流层（在高度$\gt130$公里）。通过与Cassini-Huygens质谱法测量的CH $_4$垂直丰度分布比较，CH $_4$中D/H的结果值为$(1.033\pm0.081)\times10^{-4}$。这与卡西尼-惠更斯号飞行任务以前的地面和现场测量结果一致，但略低于以前的平均值。需要在更高的空间分辨率下进行额外的CH $_3$ D观测，通过在土卫六赤道附近用ALMA测量CH $_3$ D，来确定一个真正与卡西尼-惠更斯CH $_4$测量值相当的值。在后卡西尼时代，空间分辨观测CH $_3$ D与ALMA将使甲烷的纬度分布被确定，使其成为进一步研究的重要分子。
2019-05-02 astro-ph.EP
A Cross-Laboratory Comparison Study of Titan Haze Analogs: Surface Energy
在土卫六的氮-甲烷大气中，光化学导致复杂的有机颗粒的产生，形成土卫六的厚雾层。实验室生产的气溶胶类似物或“托林”是在许多实验室生产的;然而，大多数以前的研究都调查了仅由一个实验室生产的类似物，而不是系统的比较分析。在这项研究中，我们进行了比较研究的一个重要的材料性能，表面能，在三个独立的实验室在广泛的实验条件下生产的七个托林样品，并探讨其共性和差异。发现所有七个托林样品都具有高表面能，因此具有高内聚性。因此，如果土卫六上的表层沉积物与托林类似，那么未来的蜻蜓号等任务可能会遇到粘性沉积物。我们还确定了所有托林样品之间的共性：至少30 mJ/m2的高色散（非极性）表面能分量。这种共同的性质也可能被泰坦上的实际烟雾粒子所共享。考虑到与土卫六上的霾相互作用的最丰富的物种（甲烷，乙烷和氮）在性质上是非极性的，霾颗粒的分散表面能成分可能是土卫六上冷凝物-霾和霾-湖液体相互作用的决定性因素。有了托林样本的这一共同特征，我们证实了Yu等人（2020）先前研究的发现，即霾颗粒可能是甲烷和乙烷云的良好云凝结核（CCN），并且可能被泰坦上的碳氢化合物湖完全润湿。
2021-12-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Global circulation as the main source of cloud activity on Titan
土卫六上的云是由甲烷和乙烷凝结而成的，和其他行星一样，主要是由大气环流构成的。目前，云活动主要发生在南半球（夏季），在极地附近和中纬度地区，由地面加热和/或当地甲烷源引发的积云上升气流引起，而在北半球（冬季），则是由于富含乙烷的空气沉降和凝结到较冷的对流层中。大气环流模式预测，这种分布应在15年的时间尺度上随季节而变化，在某些情况下，云应在冬季半球的温带纬度（约40 \degree）发展。然而，迄今为止，这些模型的约束条件很差，它们的长期预测尚未得到观测验证。在这里，我们报告说，全球空间云覆盖土卫六是在一般协议的模式，确认云活动主要是由全球环流控制。然而，在纬度~40 \degree N的云的非检测和南部的云的持久性，而南部的夏季结束，都与预测相反。这表明土卫六的赤道到极点的热反差在模型中被高估了，它的大气对季节性强迫的反应比预期的要大。
2009-07-03 astro-ph.EP
Energy Options for Future Humans on Titan
我们审查了土卫六上就地能源资源供未来人类使用的可能性，包括化学、核能、风能、太阳能、地热能和水电。所有这些选择，可能除了地热之外，都是有效的电力来源。甲烷的燃烧（在天然水电解之后）与另一种能源如核能相结合是一种可行的选择;另一种化学能源是乙炔的氢化。克拉肯和利吉亚这两个大海洋可能是水力发电的有效来源。风力发电，特别是在海拔约40公里处，预计将是富有成效的。尽管距离太阳和吸收大气层很远，太阳能（就像在地球上一样）是土卫六上非常有效的能源。
2017-07-02 astro-ph.EP
Effects of Varying Land Coverage, Rotation Period, and Water Vapor on Equatorial Climates that Bridge the Gap between Earth-like and Titan-like
土星最大的卫星土卫六有着类似地球的挥发性循环，但甲烷在高纬度地区扮演着水和表面液体水库的角色。我们重建土卫六的特征干燥的水文气候在赤道的地球一样的气候模型，没有季节和水作为冷凝通过改变一个小的行星参数。我们用三个观测上的标准来解释赤道的类泰坦条件：1）尽管赤道具有最热的年平均温度，但赤道表面比湿的峰值不在赤道; 2）赤道柱中比湿的垂直廓线在对流层低层几乎是恒定的;赤道近地面相对湿度明显低于饱和度（低于60%）。我们发现，简单地减少赤道的可用水并不能完全重现泰坦的条件。此外，我们还改变了水的旋转周期和挥发性，以模仿土卫六较慢的旋转和更丰富的甲烷蒸汽。较长的旋转周期加上干燥的赤道表面满足较少的泰坦标准比旋转周期较短的等效实验。水的挥发性较高的实验比挥发性较低的实验符合更多的标准，其中一些挥发性最高的实验符合所有三个标准，这表明一个类似地球的行星可以通过改变一些物理参数来显示类似泰坦的气候。
2022-07-12 astro-ph.EP physics.ao-ph
High Resolution Optical Methane Linelist from observations of Titan for Cross-Correlation studies
University College London（伦敦大学学院）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa（里斯本大学空间科学与天体物理研究所）；Departamento de Física, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院物理系）；Bard College（巴德学院）；NMES Faculty, King’s College London（伦敦国王学院非医学教育系）
研究旨在解决系外行星大气甲烷光学光谱数据限制问题，通过观测泰坦光学光谱生成高分辨率甲烷谱线表，构建模板用于高分辨率互相关光谱研究，首次在泰坦和木星大气中检测到甲烷，为系外行星甲烷探测奠定基础。
2026-07-14 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.ao-ph
Interaction dust-plasma in Titan's ionosphere: an experimental simulation of aerosols erosion
土卫六橙色薄雾中积累的有机气溶胶开始在其电离层中形成。大气层的上部是高度反应性的，复杂的离子化学发生在1200至900公里的高度。电离层是一个氮等离子体与百分之几的甲烷和氢。甲烷中的碳能够形成具有长有机链的大分子，最终导致有机气溶胶。另一方面，我们怀疑氢和质子化离子对气溶胶有不同的侵蚀作用。在这里，我们实验研究了氢和质子化物种对有机气溶胶的影响。泰坦的气溶胶的类似物是在95%N2和5%CH4的CCP RF等离子体放电中形成的。此后，将气溶胶暴露于99%N2和1%H2中的DC等离子体。通过扫描电子显微镜和原位红外透射光谱对样品进行了分析。两种颗粒技术- KBr压制颗粒和薄金属网格-进行了比较，以确认所看到的修改是不是由于用于制造颗粒的材料。我们观察到，在N2-H2等离子体暴露下，直径约500 nm的球形气溶胶被侵蚀，在其表面形成约10 nm的孔。通过等离子体从颗粒中全面去除气溶胶。红外光谱表明，更快的消失的异腈和/或碳二酰亚胺相比，全球带的腈。用β-不饱和腈和/或氰胺观察到相反的效果。双键如C=C和C=N比胺和C-H键的影响更大。N-H和C-H吸收带的强度比相似，形状也没有变化。因此，似乎碳和氢在土卫六的电离层中扮演相反的角色：甲烷中的碳导致有机物生长，而氢和质子化物质侵蚀气溶胶，并优先与不饱和化学功能反应。
2020-11-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
The impact of lake shape and size on lake breezes and air-lake exchanges on Titan
本研究通过三维模拟探讨泰坦上湖泊形状和大小对湖风及空气-湖泊交换的影响，发现三维效应修正了二维模拟的偏差，并揭示了真实湖泊形状下的风场和蒸发特征。
2024-03-18 astro-ph.EP physics.ao-ph
The D/H ratio in Titan's acetylene from high spectral resolution IRTF/TEXES observations
本文利用IRTF/TEXES高分辨光谱观测土卫六，清晰探测到氘代乙炔谱线，测得乙炔D/H比为(1.22$^{+0.27}_{-0.21})$×10$^{-4}$，与甲烷结果一致，并探讨了光化学分馏来源。
2024-07-30 astro-ph.EP
The physics of wind-blown sand and dust
风对沙尘的输送是一种强大的侵蚀力，形成沙丘和涟漪，并使大气层充满悬浮的沙尘气溶胶。本文对地球和火星上的风沙和尘埃的物理学进行了广泛的回顾。具体而言，我们回顾了风成跃移的物理学，沙丘和波纹的形成和发展，沙尘气溶胶排放的物理学，触发沙尘暴的天气现象，以及沙尘暴和其他小尺度涡旋的尘埃提升。我们还讨论了金星和土卫六上风吹沙和沙丘形成的物理学。
2012-09-20 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.ao-ph
Detection and characterization of wind-blown charged sand grains on Titan with the DraGMet/EFIELD experiment on Dragonfly
本研究通过流体动力学-静电模型和反演方法，论证了蜻蜓号EFIELD实验可检测土卫六风携带电沙粒并反演其电荷与速度，为沙粒性质和风沙搬运提供新见解。
2023-05-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Superrotation of Titan's stratosphere driven by the radiative heating of the haze layer
土卫六的平流层被观察到处于超旋转状态，大气的旋转速度比表面快很多倍。土卫六大气层的另一个特点是存在厚厚的薄雾层。本文利用大气环流模式（GCM）进行了数值试验，探讨了霾层对平流层超旋的影响。我们采用了McKay等人（1999）的土卫六大气层半灰色辐射模型，该模型考虑了霾粒子对阳光的吸收。没有考虑甲烷的相变或季节变化。我们的模型与辐射参数调整土卫六产生了全球东风在赤道附近的更大的速度在更高的高度，除了在大约70公里后$10^5$地球天。虽然大气不是处于平衡态，但纬向风廓线与观测廓线基本一致。实验分析表明，平流层准定常超旋是由与地面解耦的纬向环流和向赤道输送角动量的涡旋之间的平衡维持的。这与所谓的吉拉斯机制不同，但类似，在吉拉斯机制中，动量是从表面提供的。这种结构可以解释在大约$80$ km高度的无风区。
2022-02-17 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.flu-dyn
