Titaan (maan)

Titaan
Titaan soos in 2011 afgeneem in natuurlike kleur. Die dik atmosfeer is geel vanweë 'n digte mis.

Wentelbaaneienskappe[1]
Periapside | 1 186 680 km
Apoapside | 1 257 060 km
Halwe lengteas | 1 221 870 km
Wentelperiode | 15,945 days
Gem. omwentelingspoed | 5,57 km/s (bereken)
Baanhelling | 0,34854 ° (tot Saturnus se ewenaar)
Satelliet van | Saturnus

Fisiese eienskappe

Gem. radius | 2 574,73±0,09 km (0,404 Aardes)[2]
Oppervlakte | 8,3×107 km2 (0,163 Aardes)
Volume | 7,16×1010 km3 (0,066 Aardes)
Massa | 1,3452±0,0002×1023 kg
(0,0225 Aardes)[3]
Gem. digtheid | 1,8798±0,0044 g/cm3[3]
Oppervlak-
aantrekkingskrag | 1,352 m/s2 (0,138 g)
Traagheidsfaktormoment | 0,3414±0,0005[4] (raming)
Ontsnapping-
snelheid | 2,641 km/s
Rotasieperiode | Sinchronies
Ashelling | 0
Temperatuur | 93,7 K[5]
Skynmagnitude | 8,2[6] tot 9,0

Titaan (Grieks: Τῑτάν; ook Saturnus VI) is die grootste natuurlike satelliet van Saturnus en die tweede grootste in die Sonnestelsel. Dit is groter as enige van die dwergplanete. Dit is die enigste maan met 'n digte atmosfeer en die enigste liggaam in die ruimte buiten die Aarde waarop duidelike bewyse van stabiele oppervlakvloeistof gevind is.[7]

Titaan is een van sewe mane van Saturnus wat in hidrostatiese ewewig is en dus rond gedruk is deur sy swaartekrag. Van dié sewe is hy die tweede verste van die planeet af. Titaan word dikwels beskryf as 'n planeetagtige maan; sy deursnee is 50% groter as dié van die Aarde se Maan en sy massa is 80% groter. Dit is die grootste maan in die Sonnestelsel naas Jupiter se Ganumedes en is groter as die planeet Mercurius, maar sy massa is net 40% van Mercurius s'n.

Titaan is in 1655 deur die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens ontdek. Dit is Saturnus se eerste bekende maan en die sesde bekende maan in die Sonnestelsel, naas die Aarde se Maan en Jupiter se mane van Galilei. Titaan wentel 20 Saturnusradiusse van sy planeet af.

Titaan bestaan hoofsaaklik uit ys en rotsagtige materiaal, en het waarskynlik 'n rotskern, omring deur verskeie lae ys, insluitende 'n kors van ys en 'n laag ammoniakryke vloeibare water onder die oppervlak.[8] Nes met Venus voor die ruimtetydperk het Titaan se digte atmosfeer enige kennis van sy oppervlak verhoed, totdat die Cassini-Huygens-sending in 2004 nuwe inligting versamel het, insluitende die ontdekking van koolwaterstofmere in Titaan se poolstreke en van sy atmosferiese superrotasie, wanneer 'n liggaam se atmosfeer vinniger roteer as die liggaam self. Die geologies jong atmosfeer is oor die algemeen glad, met min impakkraters, hoewel berge en moontlik 'n paar kriovulkane waargeneem is.

Titaan se atmosfeer bestaan hoofsaaklik uit stikstof; kleiner dele lei tot die vorming van metaan\- en etaanwolke en 'n digte mis. Die klimaat – insluitende wind en reën – veroorsaak oppervlakverskynsels soortgelyk aan dié op die Aarde, soos duine, riviere, mere, seë (moontlik van metaan en etaan) en deltas. Dit word ook oorheers deur seisoenale weerpatrone soos op die Aarde. Met sy vloeistowwe (beide bo en onder die oppervlak) en digte stikstofatmosfeer lyk Titaan se metaansiklus treffend baie soos die aarde se watersiklus, hoewel teen 'n laer temperatuur van sowat 94 K (-179 °C). As gevolg hiervan is Titaan al beskryf as die aardagtigste hemelliggaam in die Sonnestelsel.[9]

## Geskiedenis

[wysig | wysig bron]

### Ontdekking

[wysig | wysig bron]

Christiaan Huygens

Die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het Titaan op 25 Maart 1655 ontdek. Huygens was geïnspireer deur Galileo se ontdekking van Jupiter se vier grootste mane in 1610, asook deur sy verbeterings ten opsigte van teleskooptegnologie.[10] Met behulp van sy broer, Constantijn, het Christiaan in 1650 begin teleskope bou.

Christiaan het sy heel eerste selfgeboude teleskoop gebruik om Titaan waar te neem.[11]

Omdat Titaan die grootste en helderste maan van Saturnus is, is dit die maklikste een om met 'n standaardteleskoop van die Aarde af te sien.

### Naam

[wysig | wysig bron]

Huygens het na die nuwe maan verwys as Luna Saturni, Latyn vir "Saturnus se maan". Nadat Giovanni Domenico Cassini teen 1686 nog vier mane om Saturnus ontdek het, het sterrekundiges begin om na die mane te verwys as Saturnus I tot en met V, met Titaan as Saturnus IV. Later is die maan egter amptelik "Saturnus VI" gedoop, met verwysing na sy posisie as sesde maan van Saturnus af. Die naam "Titaan" en ook die ander name van die destyds sewe bekende Saturniese satelliete is deur die sterrekundige John Herschel bedink. Herschel het self Mimas en Enkelados ontdek en, in sy 1847-publikasie Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope het hy die mane almal na Gigante of Titane in die Griekse mitologie genoem.[12]

## Struktuur

[wysig | wysig bron]

'n Vergelyking in grootte met die Maan (links bo) en die Aarde.

Titaan is die enigste maan in die Sonnestelsel met 'n digte atmosfeer. Ná 'n besoek van Voyager 1 op 12 November 1979 het dit geblyk dat die oppervlak permanent skuil onder hierdie 900 km dik atmosfeer, met 'n druk van 1,5 bar aan die oppervlak. Omdat dit vóór Voyager se besoek gelyk het asof die dik atmosfeer deel van die maan was, het sterrekundiges eers onder 'n wanindruk verkeer oor Titaan se deursnee; tot en met Voyager 1 se ontdekking, is aangeneem dat Titaan die grootste maan in die Sonnestelsel is.[13]

Wat sy massa en omvang (en dus ook sy digtheid) betref, is Titaan soortgelyk aan die twee grootste mane van Jupiter, te wete Ganimedes en Kallisto.[14] Hoewel Titaan met 'n deursnee van 5150 km groter is as die planeet Mercurius (4879 km), bevat hy slegs die helfte van die planeet se massa. Op grond hiervan word vermoed dat die helfte van Titaan uit bevrore water en ammoniak bestaan. Daar word gespekuleer dat daar onder die maan se oppervlak 'n oseaan van ammoniak en vloeibare water is, waar enige vorm van lewe moontlik sou kon wees. Die maan se oppervlak is geologies nog jonk en is besaai met ys van koolwaterstowwe. Twee van Saturnus se ander mane, Dione en Enkelados, het 'n soortgelyke struktuur, maar as gevolg van 'n swaartekragsamepersing het Titaan 'n hoër gemiddelde digtheid.

Titaan se rotsagtige kern is ongeveer 3400 km dik en bestaan uit silikate en metale.[15]

Titaan se wentelbaan (in rooi), met Iapetos en Huperion aan sy buitekant en Rea, Dione, Tetis, Enkelados en Mimas aan sy binnekant.

Die swaartekrag wat mens op die oppervlak van Titaan sou aantref, is ongeveer 'n sewende van die Aarde se swaartekrag. Hoewel Titaan groter is as die Aarde se maan (3474 km), is sy swaartekrag tog swakker, omdat Titaan uit soveel ys bestaan, wat 'n relatief lae digtheid het in vergelyking met die gesteentes en metale waaruit die Maan opgebou is.

Die buitenste laag of kors bestaan waarskynlik uit ys in 'n heksagonale (seshoekige) kristalvorm. Volgens modelle vir die inwendige opbou, sou daar onder hierdie kors 'n vloeibare laag, of "oseaan", wees, wat uit vloeibare water en ammoniak bestaan. Die aanwesigheid van vloeibare ammoniak sou beteken dat die water selfs by −19 °C nie vries nie.[16] Daar is gehoop dat die Cassini-ruimtesending bewyse sou kon lewer vir die bestaan van hierdie oseaan, deur die maan se swaartekragveld en magnetiese afwykings te meet. Radiogolwe van 'n uiters lae-frekwensie wat deur Cassini in die maan se atmosfeer waargeneem is, kan moontlik die eerste aanduidings van só 'n oseaan wees: daar word geglo dat Titaan se oppervlak 'n swak weerkaatser van sulke radiogolwe is en dat hulle dus moontlik van die grensgebied tussen die yskors en die vloeibare laag binne-in Titaan weerkaats word.[17][18] Cassini het ook waargeneem dat daar kenmerke op die oppervlak is wat tussen Oktober 2005 en Mei 2007 tot 30 km aangeskuif het, wat daarop dui dat die oppervlak los beweeg van sy binnekant – nog 'n aanduiding dat die ondergrondse oseaan wel kan bestaan.[19]

## Omwenteling

[wysig | wysig bron]

Titaan neem 15 dae en 22 uur om om Saturnus te wentel, ongeveer dieselfde tyd wat dit hom neem om om sy eie as te wentel. Dié verskynsel staan bekend as sinchroniese rotasie: dieselfde kant van Titaan is altyd na Saturnus gedraai (soos ook die geval is met die Aarde en die Maan).

Die baan waarin Titaan wentel, het 'n eksentrisiteit van 0,0288, dus is dit byna sirkelvormig. Hierdie wentelbaan het 'n hellingshoek van 0,348° ten opsigte van Saturnus se ewenaar.[1]

Titaan en 'n ander Saturniese satelliet, Huperion, is vasgevang in 'n 3:4-baanresonansie. Dit beteken dat Huperion drie keer om Saturnus wentel in dieselfde tyd wat dit Titaan neem om vier omwentelings om Saturnus te voltooi.

## Atmosfeer

[wysig | wysig bron]

'n Foto in ware kleur van die mislae in Titaan se atmosfeer.

Titaan is die enigste maan met 'n aansienlike atmosfeer,[20] en sy atmosfeer is die enigste digte een in die Sonnestelsel benewens die Aarde s'n wat ryk is aan stikstof. Waarnemings deur Cassini in 2004 dui daarop dat Titaan 'n "superroteerder" is, nes Venus, wat beteken sy atmosfeer roteer baie vinniger as sy oppervlak.[21]

Waarnemings deur die Voyagertuie wys Titaan se atmosfeer is digter as die Aarde s'n. Dit het ook 'n massa van omtrent 1,19 keer die Aarde s'n.[22] Ondeursigtige mislae blokkeer feitlik alle sigbare lig van die Son en ander bronne, en verberg Titaan se oppervlakeienskappe.[23] Titaan se laer swaartekrag beteken sy atmosfeer is meer uitgesprei as die Aarde s'n.[24] Dit is by baie golflengtes ondeursigtig en daarom is dit onmoontlik om 'n volledige weerkaatsingspektrum van die oppervlak te kry.[25] Die eerste regstreekse foto's van Titaan se oppervlak is eers verkry met die aankoms van die Cassini-Huygens-ruimtetuig in 2004.[26]

Titaan se wolke

Wolke op 4 November 2022.

Wolke op 6 November 2022.

Die samestelling van Titaan se atmosfeer is stikstof (97%), metaan (2,7 ± 0,1%) en waterstof (0,1-0,2%), met spoorhoeveelhede van ander gasse.[27] Daar is spoorhoeveelhede van ander koolwaterstowwe, soos etaan, etyn en propyn, en ander gasse, soos blousuur, sianogeen, koolstofdioksied, koolstofmonoksied, argon en helium.[28]

Die koolwaterstowwe vorm vermoedelik Titaan se boonste atmosfeer uit reaksie op die opbreek van metaan deur die Son se ultravioletlig, en dit skep 'n dik oranje waas.[29] Titaan bly 95% van die tyd in Saturnus se magnetosfeer, wat kan help om dit teen die sonwind te beskut.[30]

Energie van die Son af behoort alle spore van metaan in Titaan se atmosfeer binne 50 miljoen jaar – 'n kort tyd in die bestaan van die Sonnestelsel – te omskep het in ingewikkelder koolwaterstowwe. Dit dui daarop dat die metaan aangevul word deur 'n reservoir op of in Titaan self.[31] Die grootste oorsprong van die metaan is dalk binne Titaan en word deur uitbarstings van kriovulkane vrygestel.[32][33]

Spoorhoeveelhede organiese gasse in Titaan se atmosfeer: HNC (links) en HC3N.

Op 3 April 2013 het Nasa aangekondig ingewikkelde organiese chemikalieë, wat saam toliene genoem word, styg waarskynlik van Titaan af op, geskoei op studies wat sy atmosfeer simuleer.[34]

Op 6 Junie 2013 het wetenskaplikes die waarneming van polisikliese aromatiese koolwaterstowwe in Titaan se boonste atmosfeer aangemeld.[35][36]

Op 30 September 2013 is propeen deur Cassini waargeneem in Titaan se atmosfeer, met behulp van sy infrarooi spektrometer (CIRS).[37] Dit is die eerste keer dat propeen op enige maan of planeet benewens die Aarde ontdek is, en dit was die eerste chemikalie wat deur die CIRS gevind is. Die waarneming van propeen vul 'n geheimsinnige gaping in waarnemings wat dateer van Voyager 1 se eerste nabyverbyvlug van Titaan in 1980, toe ontdek is baie van die gasse wat die maan se oranje waas vorm, koolwaterstowwe is wat gevorm het deur die rekombinering van radikale wat deur die Son se ultraviolet fotolise van metaan geskep is.[29]

Op 24 Oktober 2014 is metaan ontdek in poolwolke van Titaan.[38][39] Op 1 Desember 2022 het sterrekundiges aangekondig hulle het wolke, waarskynlik van metaan, met die James Webb-ruimteteleskoop oor Titaan sien beweeg.[40][41]

Poolwolke van metaan op Titaan (links) in vergelyking met poolwolke op die Aarde, wat uit water en ys bestaan.

## Klimaat

[wysig | wysig bron]

Titaan se oppervlaktemperatuur is sowat 94 K (-179,2 °C). By dié temperatuur het waterys 'n uiters lae dampdruk, en die bietjie waterdamp wat teenwoordig is, is beperk tot die stratosfeer.[42]

'n Atmosferiese poolwerwel oor Titaan se suidpool.

Titaan kry sowat 1% soveel sonlig as die Aarde.[43] Voordat die sonlig die oppervlak bereik, word omtrent 90% daarvan deur die dik atmosfeer geabsorbeer, en dit laat net 0,1% van die sonlig oor wat die Aarde se oppervlak bereik.[44]

Atmosferiese metaan skep 'n kweekhuiseffek op Titaan se oppervlak, waarsonder die maan baie kouer sou gewees het.[45] Daarenteen dra die mis in die atmosfeer by tot die teenoorgestelde van 'n kweekhuiseffek: Dit absorbeer sonlig, kanselleer 'n deel van die kweekhuiseffek en maak die oppervlak aansienlik kouer as die boonste atmosfeer.[46]

Titaan se wolke, wat moontlik bestaan uit metaan, etaan en ander eenvoudige organiese stowwe, is verstrooi en veranderlik, en lê klem op die wasige voorkoms.[13] Volgens die bevindings van die Huygens-tuig reën daar soms vloeibare metaan en ander organiese verbindings op die oppervlak.[47]

Wolke bedek gewoonlik meer as 1% van Titaan, maar kan vinnig versprei totdat dit sowat 8% bedek. Volgens een hipotese word die suidelike wolke gevorm wanneer hoër vlakke van sonlig in die somer konveksie veroorsaak. Dié verduideliking word gekompliseer deur die feit dat wolkvorming nie net ná die somersonstilstand waargeneem is nie, maar ook in die middel van die lente. 'n Toename in metaanhumiditeit by die suidpool dra moontlik by tot die vinnige toename in wolkgrootte.[48] In die winter sal etaan vermoedelik oor die suidpool kondenseer.[49]

## Oppervlakeienskappe

[wysig | wysig bron]

'n Globale geologiese kaart van Titaan (2019).

* 'n Globale kaart van Titaan (Augustus 2016).

* Infrarooi beelde van Titaan (2004-'17).

* Titaan se noordpool (2014).

* Titaan se suidpool (2014).

Titaan se oppervlak is al beskryf as "ingewikkeld, deur vloeistowwe verander en geologies jonk".[50] Die maan bestaan al sedert die vorming van die Sonnestelsel, maar sy oppervlak is baie jonger: tussen 100 miljoen en 1 miljard jaar. Geologiese prosesse het waarskynlik Titaan se oppervlak hervorm.[51]

Titaan se atmosfeer is vier keer so dik soos die Aarde s'n,[52] en daarom is dit moeilik vir sterrekundige instrumente om by sigbare lig foto's van sy oppervlak te neem.[53] Cassini het infrarooi en radarinstrumente gebruik om dele van Titaan te karteer tydens nabyverbyvlugte.

Die eerste foto's het 'n uiteenlopende geologie onthul, met beide rowwe en gladde gebiede. Daar is streke wat vulkanies van aard kan wees, wat water gemeng met ammoniak op die oppervlak uitstort. Daar is ook bewyse dat Titaan se yskors aansienlik rigied kan wees,[54][55] wat sal dui op min geologiese aktiwiteit.[56] Verder is daar dele met strepe, sommige honderde kilometers lank, wat lyk of hulle deur windgewaaide deeltjies gevorm is.[57][58]

Die oppervlak is oor die algemeen relatief glad. Die paar voorwerpe wat soos impakkraters lyk, lyk of hulle opgevul is, dalk deur koolwaterstowwe wat neerreën of vulkane. Radarbeelde dui daarop dat die hoogtewisselings klein is, gewoonlik nie meer as 150 meter nie. Sommige hoogteveranderings van 500 meter is al ontdek, en Titaan het berge wat van 'n paar honderd meter tot 'n kilometer hoog kan word.[59]

Titaan se oppervlak het breë streke van helder en donker terrein. Dit sluit in Xanadu, 'n groot, weerkaatsende ewenaargebied omtrent die grootte van Australië. Dit is die eerste keer in 1994 waargeneem op infrarooi foto's van die Hubble-ruimteteleskoop, en later deur Cassini. Die kronkelende gebied is vol heuwels, valleie en klowe.[60] Dit word plek-plek gekruis deur donker geografiese verskynsels wat soos riwwe of skeure lyk. Dit kan dui op tektoniese aktiwiteit, wat sal wys Xanadu is geologies jonk. Alternatiewelik kan die strepe kanale wees wat deur vloeistof gevorm is, wat sal dui op 'n ou terrein wat deur stroomstelsels deursny is.[61]

Daar is ewe groot donker streke op Titaan, wat van die grond af en deur Cassini gesien is; minstens een daarvan, Ligeia Mare, Titaan se tweede grootste see, is 'n feitlik suiwer metaansee.[62]

'n Mosaïek van Titaan deur die Cassini-ruimtetuig. Die groot donker streek in die middel is Shangri-La. | Titaan in valse kleure, wat oppervlak-detail en atmosfeer wys. Xanadu is onder in die middel. |  | 'n Saamgestelde beeld in infrarooi. Dit bevat die donker, duingevulde streke Fensal (noord) en Aztlan.

|
|
|

### Mere

[wysig | wysig bron]

Die moontlikheid van seë van koolwaterstowwe op Titaan is die eerste keer voorgestel gebaseer op data van Voyager 1 en 2 wat wys Titaan het 'n dik atmosfeer van omtrent die regte temperatuur en samestelling daarvoor. Regstreekse bewyse is egter eers verkry in 1995, toe data van Hubble en ander instrumente gedui het op die bestaan van vloeibare metaan, óf in klein holtes óf op die skaal van satellietwye oseane, nes water op Aarde.[63]

Naby-infrarooi straling van die Son weerkaats van Titaan se koolwaterstofseë af.

Cassini het eersgenoemde hipotese bekragtig. Toe die tuig in 2004 in die Saturniese stelsel aankom, is gehoop koolwaterstofmere sou waargeneem kon word danksy sonlig wat van hulle oppervlakke weerkaats word, maar geen treffende weerkaatsings is aanvanklik gesien nie.[64] Naby Titaan se suidpool is 'n donker verskynsel, Ontario Lacus, geïdentifiseer[65] (en later as 'n meer bevestig).[66] 'n Moontlike kuslyn is ook naby die pool geïdentifiseer met radarbeelde.[67]

Titaan se mere op 11 September 2017.

Ná 'n verbyvlug op 22 Julie 2006, waartydens Cassini se radar die noordelike halfrond (waar dit toe winter was) afgeneem het, is verskeie groot gladde kolle (wat donker op radarbeelde sou gelyk het) naby die pool gesien.[68] Gegrond op dié waarnemings, het wetenskaplikes in Januarie 2007 "definitiewe bewyse" aangekondig van "mere wat met metaan gevul is".[69][70]

Die Cassini-Huygens-span het tot die gevolgtrekking gekom dat die foto's feitlik vir seker van die lank gesoekte koolwaterstofmere was. Dit was die eerste stabiele oppervlakvloeistof wat buite die Aarde ontdek is.[69] Volgens Cassini se radarwaarnemings beslaan mere 'n veel kleiner gebied as op Aarde, wat beteken die maan is baie droër.[71]

Die meeste mere is naby die pole gekonsentreer (waar die relatiewe gebrek aan sonlig verdamping voorkom), maar verskeie mere in die ewenaarstreek is dalk ontdek, insluitende een naby die Huygens-landingsterrein in die Shangri-La-streek, wat omtrent die helfte so groot soos die Groot Soutmeer in Utah, VSA, is. Die mere by die ewenaar is moontlik oases, waarvan die water waarskynlik van onder die grond kom.[72]

'n Radarbeeld van Bolsena Lacus (regs onder) en ander koolwaterstofmere in die noordelike halfrond.

In Junie 2008 het Cassini die teenwoordigheid van vloeibare etaan in Ontario Lacus bo enige twyfel bevestig.[73] Op 21 Desember 2008 het Cassini reg bo-oor Ontario Lacus gevlieg en spieëlgladde weerkaatsings op radar waargeneem.[74][75]

Op 8 Julie 2009 het Cassini 'n spieëlgladde weerkaatsing gesien van wat vandag Jingpo Lacus genoem word, 'n meer in die noordpoolstreek kort nadat die gebied "ontwaak" het uit 'n winterdonkerte van 15 jaar. Die spieëlgladde weerkaatsings het die teenwoordigheid van 'n vloeistofliggaam wat van radarbeelde afgelei is, bevestig.[76][77]

Vroeër kon die diepte van die mere nie akkuraat gemeet word nie, maar in 2014 is bekend gemaak Titaan se drie metaanseë is dieper as 200 m. Ligeia Mare is net die tweede grootste van Titaan se seë, maar dit het genoeg vloeibare metaan om drie Michiganmere te vul.[78]

Tydens ses verbyvlugte, van 2006 tot 2011, het Cassini radiometriese en optiese data verkry waaruit ondersoekers 'n idee kon kry van Titaan se veranderende vorm. Sy digtheid stem ooreen met 'n liggaam wat uit sowat 60% rots en 40% water bestaan. Die ondersoekspan het afgelei Titaan se oppervlak kan tydens elke wentelbaan met tot 10 meter styg of daal. Dit beteken Titaan se binnekant is redelik vervormbaar en die waarskynlikste model van die maan is een waarin 'n yskors van tientalle kilometers op 'n globale oseaan dryf.[79]

Dié bevindings en resultate van vorige studies het daarop gedui dat Titaan se oseaan nie dieper as 100 km onder sy oppervlak lê nie.[79][80] Op 2 Julie 2014 het Nasa aangekondig die oseaan in Titaan kan so sout soos die Dooie See wees.[81]

On 3 September 2014 het Nasa berig studies dui daarop dat metaanreën op die maan kan reageer met 'n laag ysagtige materiaal ondergronds, wat dalk etaan en propyn vervaardig wat in riviere en mere kan inloop.[82]

In 2016 het Cassini die eerste bewyse gevind van vloeistofgevulde kanale op Titaan in 'n reeks diep, steilkantige canyons wat in Ligeia Mare invloei. Dié netwerk canyons, wat Vid Flumina gedoop is, wissel in diepte van 240 tot 570 m en het kante so steil as 40°. Die diepte van erosie dui daarop dat vloeistof al duisende jare op dié deel van Titaan vloei.[83]

### Impakkraters

[wysig | wysig bron]

'n Radarbeeld van 'n impakkrater op Titaan met 'n deursnee van 139 km,[84] met 'n gladde vloer, rowwe rand en moontlike sentrale piek.

Cassini het min impakkraters op Titaan se oppervlak waargeneem.[51] Dié wat dit wel bespeur het, lyk jonk in vergelyking met Titaan se ouderdom.[51] Een van hulle is 'n 392 km breë tweering-impakbekken met die naam Menrva, wat deur Cassini se ISS as 'n helder-donker konsentriese patroon waargeneem is.[85] 'n Kleiner krater van 80 km breed met die naam Sinlap[86] en een van 30 km breed met die naam Ksa is ook al waargeneem.[87]

Verskeie ander ronde verskynsels is al waargeneem wat ook kraters kan wees, maar hulle kom sekere eienskappe kort om identifikasie te verseker. Van hulle kom in die streke Shangri-La en Aaru voor, en ander in die helder streek Xanadu.[88]

Baie van Titaan se kraters en moontlike kraters toon bewyse van uitgebreide erosie, en almal is op die een of ander manier gemodifiseer.[84] Die meeste groot kraters het gebreekte of onvolledige rande, al het sommige kraters op Titaan relatief groter rande as elders in die Sonnestelsel. Opvulling deur verskeie geologiese prosesse is vermoedelik een rede hoekom Titaan redelik min kraters het.[89]

Modelle van voor Cassini dui daarop dat waar van die botsende liggame die wateryskors tref, 'n klein hoeveelheid ejekta as vloeibare water in die krater agterbly. Dit kan eeue lank as vloeistof daar lê, lank genoeg vir "die sintese van eenvoudige voorlopermolekules vir die oorsprong van lewe".[90]

'n Naby-infrarooi beeld van Tortola Facula, 'n moontlike kriovulkaan.

### Kriovulkanisme

[wysig | wysig bron]

Wetenskaplikes het lank gespekuleer dat toestande op Titaan ooreenstem met dié op 'n vroeë Aarde, maar by 'n baie laer temperatuur. Die opsporing van argon-40 in 2004 in die atmosfeer dui daarop dat vulkane pluime "lawa" van water en ammoniak opgeskiet het.[91] Globale kaarte van die verspreiding van mere op die maan dui aan daar is nie genoeg metaan op die oppervlak om rekenskap te gee van die voortdurende teenwoordigheid daarvan in die atmosfeer nie; daarom moet 'n aansienlike deel daarvan deur vulkaniese prosesse aangevul word.[92]

Geen definitiewe bewyse bestaan egter vir kriovulkane op Titaan nie. As vulkanisme op die maan wel bestaan, is die hipotese dat dit aangedryf word deur energie wat deur die verval van radioaktiewe elemente in die mantel vrygestel word, nes op die Aarde.[93]

### Donker ewenaarterrein

[wysig | wysig bron]

Sandduine in die Namibwoestyn op Aarde (bo), in vergelyking met duine op Titaan.

Op die eerste foto's van Titaan se oppervlak wat in die vroeë 2000's deur grondgebaseerde teleskope geneem is, is groot, donker streke waargeneem wat oor die ewenaar strek.[94] Voor die aankoms van Cassini is vermoed dié streke is seë van vloeibare koolwaterstowwe.[95] Radarbeelde deur Cassini het egter onthul dit is uitgebreide vlaktes wat met longitudinale duine bedek is van tot 100 m hoog,[96] sowat 'n kilometer breed en tienhonderde kilometers lank.[97]

Dié soort duine is altyd opgelyn met die gemiddelde windrigting. In Titaan se geval verenig bestendige oostewinde met veranderlike getywinde (van sowat 0,5 meter per sekonde).[98] Die getywinde is die gevolg van getykragte van Saturnus op Titaan se atmosfeer, wat 400 keer sterker as die getykragte van die Maan op die Aarde is en geneig is om wind na die ewenaar te waai. Die hipotese is dat dié windpatroon korrelrige materiaal op die oppervlak geleidelik in lang, parallelle duine waai wat van wes na oos lê. Die duine breek op om berge, waar die windrigting verander.[99]

Die duine wys na die ooste, hoewel Titaan se oppervlakwinde in 'n westelike rigting waai. Hulle snelheid is egter net 1 meter per sekonde en die winde is dus nie sterk genoeg om oppervlakmateriaal te vervoer nie. Onlangse rekenaarsimulasies dui daarop dat die duine die gevolg van skaars stormwinde kan wees wat net elke 15 jaar voorkom met Titaan se nagewenings. Hulle waai tot 10 meter per sekonde wanneer hulle die oppervlak bereik.[100]

## Verkenning

[wysig | wysig bron]

Voyager 1 se foto van mis op Titaan (1980).

Titaan is nooit met die blote oog van die Aarde af sigbaar nie, maar kan deur klein teleskope of sterk verkykers gesien word. Amateurwaarnemings is moeilik omdat Titaan so naby aan Saturnus se helder skyf en ringstelsel is.[101] Titaan het 'n maksimum skynbare magnitude van +8,2.[6]

Waarnemings voor die ruimtetydperk was beperk. In 1907 het die Spaanse sterrekundige Josep Comas i Solà 'n verdonkering van Titaan waargeneem, wat die eerste aanduiding was dat die maan 'n atmosfeer het. In 1944 het Gerard Kuiper 'n atmosfeer van metaan deur middel van spektroskopie waargeneem.[102]

### Pioneer en Voyager

[wysig | wysig bron]

Die eerste ruimtetuig wat die Saturniese stelsel besoek het, was Pioneer 11 in 1979, toe vasgestel is Titaan is waarskynlik te koud om lewe te onderhou.[103] Dit het in die tweede helfte van 1979 foto's van Titaan geneem.[104]

Die gehalte is gou oortref deur die twee Voyagers.[105] Hulle het Titaan onderskeidelik in 1980 en 1981 waargeneem. Hoewel die oppervlakeienskappe nie gefotografeer kon word nie weens die digte mis, het die digitale prosessering van Voyager 1 se foto's deur sy oranje filter in 2004 geskimp op die ligte en donker streke nou bekend as Xanadu en Shangri-la.[106] Voyager 2 het nie naby Titaan verbygevlieg nie en het sy reis na Uranus en Neptunus voortgesit.[107]:94

### Cassini-Huygens

[wysig | wysig bron]

Huygens se in situ-foto van Titaan se oppervlak (verbeter). Dit is die enigste foto van die oppervlak van 'n liggaam wat permanent verder as Mars van die Aarde af is.

Cassini se foto van Titaan voor Saturnus se ringe.

Cassini se foto van Titaan terwyl dit agter Epimeteus en die ringe is.

Selfs met die Voyagers se data het Titaan 'n geheimsinnige liggaam gebly. Cassini-Huygens het Saturnus op 1 Julie 2004 bereik en Titaan se oppervlak met radar begin karteer. Cassini-Huygens was 'n gesamentlike projek van die Europese Ruimteagentskap (ESA) en Nasa, en was uiters suksesvol. Cassini het op 26 Oktober 2004 verby Titaan gevlieg en die hoogsteresolusiefoto's nog van die oppervlak geneem, van net 1 200 km af. Dit het ligte en donker kolle waargeneem wat onsigbaar vir die blote oog is.

Op 22 Julie 2006 het Cassini 'n verbyvlug 950 km van Titaan af gedoen; sy naaste verbyvlug was op 21 Junie 2010 by 880 km.[108] Groot hoeveelhede vloeistof is in die noordpoolstreek deur Cassini ontdek in die vorm van talle mere en seë.[68]

#### Huygens-landing

[wysig | wysig bron]

Die Huygens-verkenningstuig sak op 14 Januarie 2005 met 'n valskerm af om op Titaan te land.

Huygens was 'n atmosferiese verkenningstuig wat op 14 Januarie 2005 op Titaan geland het.[109] Dit het ontdek baie oppervlakeienskappe lyk of hulle die een of ander tyd in die verlede deur vloeistof gevorm is.[110]

Titaan is die verste liggaam van die Aarde af waarop 'n verkenningstuig al geland het.[111]

Die Huygens-verkenningstuig het geland naby die oostelikste punt van 'n helder streek vandag bekend as Adiri. Die tuig het ligte heuwels afgeneem, met donker "riviere" wat na 'n donker vlakte afloop. Die heuwels, ook bekend as hooglande, bestaan vermoedelik hoofsaaklik uit waterys. Donker organiese verbindings, wat in die boonste atmosfeer deur die ultraviolet straling van die Son geskep word, kan uit Titaan se atmosfeer reën. Dit word deur die metaanreën van die heuwels af gewas en oor geologiese tydskale op die vlaktes gedeponeer.[112]

## Prebiotiese toestande en lewe

[wysig | wysig bron]

Titaan is vermoedelik 'n prebiotiese omgewing wat ryk is aan komplekse organiese verbindings,[34] maar sy oppervlak is gevries by 'n temperatuur van 94,1 K (-179 °C), en dus kan lewe nie op die oomblik op die yskoue oppervlak voorkom nie.[113]

Dit lyk egter of Titaan 'n globale oseaan onder sy yskors het, en die toestande daar kan moontlik geskik vir mikrobiese lewe wees.[114][115][116]

Cassini-Huygens was nie toegerus om vir moontlike lewe te soek nie; dit het wel gewys die omgewing op die maan is op sommige maniere soortgelyk aan die een wat vermoedelik op die oeraarde bestaan het.[117] Al wat kortkom, is die teenwoordigheid van waterdamp op Titaan.[118][119]

### Toekomstige toestande

[wysig | wysig bron]

Toestand kan in die verre toekoms so verander dat Titaan dalk bewoonbaarder sal word. Omtrent 5 miljard van nou af, wanneer die Son 'n rooireus geword het, kan Titaan se oppervlaktemperatuur hoog genoeg styg dat dit vloeibare water kan hê, en dan kan dit bewoonbaar word.[120] Wanneer die Son se ultraviolet uitset afneem, sal die mis in Titaan se atmosfeer uitgeput raak, die antikweekhuiseffek op die oppervlak sal afneem en die kweekhuiseffek wat deur die atmosferiese metaan geskep sal word, sal toegelaat word om 'n baie groter rol te speel.

Dié toestande saam kan 'n bewoonbare omgewing skep wat verskeie honderd miljoene jare kan voortduur. Dit was vermoedelik genoeg tyd om lewe op Aarde te laat posvat, hoewel die ammoniak-water-oplossings en lae temperature op Titaan al die prosesse dalk stadiger sal laat verloop.[121]

## Verwysings

[wysig | wysig bron]

1. ↑ 1,0 1,1 "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics (in Engels). NASA, Jet Propulsion Laboratory. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Mei 2020. Besoek op 19 Augustus 2007.
2. ↑ Zebker, Howard A.; Stiles, Bryan; Hensley, Scott; Lorenz, Ralph; Kirk, Randolph L.; Lunine, Jonathan I. (15 Mei 2009). "Size and Shape of Saturn's Moon Titan" (PDF). Science. 324 (5929): 921–923. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551. S2CID 23911201. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 12 Februarie 2020.
3. ↑ 3,0 3,1 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. (Desember 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.
4. ↑ Iess, L.; Rappaport, N. J.; Jacobson, R. A.; Racioppa, P.; Stevenson, D. J.; Tortora, P.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W. (12 Maart 2010). "Gravity Field, Shape, and Moment of Inertia of Titan". Science. 327 (5971): 1367–1369. Bibcode:2010Sci...327.1367I. doi:10.1126/science.1182583. PMID 20223984. S2CID 44496742.
5. ↑ 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. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 27 Februarie 2008.
6. ↑ 6,0 6,1 "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Julie 2011. Besoek op 28 Junie 2010.
7. ↑ Overbye, Dennis (3 Desember 2019). "Go Ahead, Take a Spin on Titan – Saturn's biggest moon has gasoline for rain, soot for snow, and a subsurface ocean of ammonia. Now there's a map to help guide the search for possible life there". The New York Times. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 Desember 2019. Besoek op 5 Desember 2019.
8. ↑ Robert Brown; Jean Pierre Lebreton; Hunter Waite, reds. (2009). Titan from Cassini-Huygens. Springer Science & Business Media. p. 69. ISBN 978-1-4020-9215-2.
9. ↑ Carter, Jamie. "Welcome To Titan, Saturn's 'Deranged' Earth-Like Moon Beginning To Show Signs Of Life". Forbes (in Engels). Besoek op 10 Augustus 2023.
10. ↑ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens" (in Engels). European Space Agency. 4 September 2008. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 November 2012. Besoek op 18 April 2009.
11. ↑ Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683 Inv V09196 Geargiveer 9 Julie 2007 op Wayback Machine, Rijksmuseum voor de Geschiedenis van de Natuurwetenschappen en van de Geneeskunde
12. ↑ Mr. Lassell (12 November 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (1): 42. Besoek op 29 Maart 2005.
13. ↑ 13,0 13,1 Arnett, Bill (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 November 2005. Besoek op 10 April 2005.
14. ↑ Lunine, J. (21 Maart 2005). "Comparing the Triad of Great Moons" (in Engels). Astrobiology Magazine. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 25 Desember 2008. Besoek op 20 Julie 2006.
15. ↑ G. Tobie, O. Grasset, J. I. Lunine, A. Mocquet, C. Sotin (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus 175 (2): 496–502. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. [1].
16. ↑ Alan Longstaff (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19.
17. ↑ Titan's Mysterious Radio Wave". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601c.cfm Geargiveer 3 Junie 2007 op Wayback Machine. Verkry op 2007-06-02.
18. ↑ "Titan's Mysterious Radio Wave" (in Engels). ESA Cassini-Huygens web site. 1 Junie 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 Junie 2011. Besoek op 25 Maart 2010.
19. ↑ David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean Geargiveer 12 Mei 2008 op Wayback Machine, New Scientist, 20 Maart 2008
20. ↑ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. Nasa/JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 Desember 2005. Besoek op 8 Januarie 2007.
21. ↑ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. 11 Maart 2005. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 Julie 2007. Besoek op 24 Augustus 2007.
22. ↑ Coustenis & Taylor (2008), p. 130.
23. ↑ Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. pp. 163–166. ISBN 978-1-58542-036-0.
24. ↑ Turtle, Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Smithsonian. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Julie 2013. Besoek op 18 April 2009.
25. ↑ Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (Augustus 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.
26. ↑ de Selding, Petre (21 Januarie 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 19 Oktober 2012. Besoek op 28 Maart 2005.
27. ↑ Coustenis & Taylor (2008), pp. 154–155.
28. ↑ Niemann, H. B.; Atreya, S. K. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe" (PDF). Nature. 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. hdl:2027.42/62703. PMID 16319830. S2CID 4344046. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 14 April 2020. Besoek op 17 April 2018.
29. ↑ 29,0 29,1 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. S2CID 25984655.
30. ↑ Courtland, Rachel (11 September 2008). "Saturn magnetises its moon Titan". New Scientist. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 31 Mei 2015.
31. ↑ 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. S2CID 121298964.
32. ↑ "NASA Titan – Surface". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 Februarie 2013. Besoek op 14 Februarie 2013.
33. ↑ 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.
34. ↑ 34,0 34,1 Staff (3 April 2013). "NASA team investigates complex chemistry at Titan". Phys.Org. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 April 2013. Besoek op 11 April 2013.
35. ↑ López-Puertas, Manuel (6 Junie 2013). "PAH's in Titan's Upper Atmosphere". Spanish National Research Council. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 Desember 2013. Besoek op 6 Junie 2013.
36. ↑ Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. (2020). "The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics". Icarus. 339: 113571. arXiv:2001.02791. Bibcode:2020Icar..33913571C. doi:10.1016/j.icarus.2019.113571. S2CID 210116807.
37. ↑ Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Cook, Jia-Rui (30 September 2013). "NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space". Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 November 2013. Besoek op 2 Desember 2013.
38. ↑ Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (24 Oktober 2014). "NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere". Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Oktober 2014. Besoek op 31 Oktober 2014.
39. ↑ Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (24 Oktober 2014). "NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan". Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 31 Oktober 2014. Besoek op 31 Oktober 2014.
40. ↑ Bartels, Meghan (1 Desember 2022). "James Webb Space Telescope view of Saturn's weirdest moon Titan thrills scientists". Space.com. Besoek op 2 Desember 2022.
41. ↑ Overbye, Dennis (5 Desember 2022). "Telescopes Team Up to Forecast an Alien Storm on Titan - Saturn's largest moon came under the gaze of NASA's powerful Webb space observatory, allowing it and another telescope to capture clouds drifting through Titan's methane-rich atmosphere". The New York Times. Besoek op 6 Desember 2022.
42. ↑ 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. hdl:2060/20120013575. ISSN 0019-1035. S2CID 46722419.
43. ↑ "Titan: A World Much Like Earth". Space.com. 6 Augustus 2009. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Oktober 2012. Besoek op 2 April 2012.
44. ↑ Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn's moon Titan Geargiveer 3 April 2017 op Wayback Machine
45. ↑ "Titan Has More Oil Than Earth". Space.com. 13 Februarie 2008. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 8 Julie 2012. Besoek op 13 Februarie 2008.
46. ↑ McKay, C.P.; Pollack, J. B.; Courtin, R. (1991). "The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan" (PDF). Science. 253 (5024): 1118–1121. Bibcode:1991Sci...253.1118M. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492. S2CID 10384331. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 12 April 2020.
47. ↑ Lakdawalla, Emily (21 Januarie 2004). "Titan: Arizona in an Icebox?". The Planetary Society. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Februarie 2010. Besoek op 28 Maart 2005.
48. ↑ 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. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 26 September 2007. Besoek op 23 Augustus 2007.
49. ↑ Shiga, David (2006). "Huge ethane cloud discovered on Titan". New Scientist. 313: 1620. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Desember 2008. Besoek op 7 Augustus 2007.
50. ↑ Mahaffy, Paul R. (13 Mei 2005). "Intensive Titan Exploration Begins". Science. 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. CiteSeerX 10.1.1.668.2877. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870. S2CID 41758337.
51. ↑ 51,0 51,1 51,2 Chu, Jennifer (Julie 2012). "River networks on Titan point to a puzzling geologic history". MIT Research. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 Oktober 2012. Besoek op 24 Julie 2012.
52. ↑ "'Weird' Molecule Discovered in Titan's Atmosphere". nasa.gov. 20 Oktober 2020. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Julie 2021. Besoek op 25 Februarie 2021.
53. ↑ Tariq, Taimoor (12 Maart 2012). "Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail". News Pakistan. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 Augustus 2014. Besoek op 12 Maart 2012.
54. ↑ 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. hdl:11573/563592. PMID 23985871. S2CID 4428328.
55. ↑ "Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell". JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Oktober 2014.
56. ↑ 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. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 Julie 2021. Besoek op 18 Maart 2020.
57. ↑ Battersby, Stephen (29 Oktober 2004). "Titan's complex and strange world revealed". New Scientist. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 Desember 2008. Besoek op 31 Augustus 2007.
58. ↑ "Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Augustus 2011. Besoek op 31 Augustus 2007.
59. ↑ Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; Gim, Y. (2007). "Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. 38 (1338): 1329. Bibcode:2007LPI....38.1329L. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 26 September 2007. Besoek op 27 Augustus 2007.
60. ↑ "Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land". Science Daily. 23 Julie 2006. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Junie 2011. Besoek op 27 Augustus 2007.
61. ↑ 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. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 25 Julie 2011. Besoek op 27 Augustus 2007.
62. ↑ Klotz, Irene (28 April 2016). "One of Titan". Discovery News. Space.com. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 April 2016. Besoek op 1 Mei 2016.
63. ↑ 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. S2CID 4317897.
64. ↑ Bortman, Henry (2 November 2004). "Titan: Where's the Wet Stuff?". Astrobiology Magazine. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 November 2006. Besoek op 28 Augustus 2007.
65. ↑ Lakdawalla, Emily (28 Junie 2005). "Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?". The Planetary Society. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 Junie 2011. Besoek op 14 Oktober 2006.
66. ↑ "NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon". NASA. 2008. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Junie 2011. Besoek op 20 Desember 2009.
67. ↑ Jet Propulsion Laboratory (September 16, 2005). "NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan". Persberig. Archived from the original on 30 Mei 2012. https://archive.today/20120530031240/http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829. Besoek op October 14, 2006.
68. ↑ 68,0 68,1 "PIA08630: Lakes on Titan". Planetary Photojournal. NASA/JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 Julie 2011. Besoek op 14 Oktober 2006.
69. ↑ 69,0 69,1 Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, Jonathan I (2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. S2CID 4370622.
70. ↑ "Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature". NASA/JPL. 3 Januarie 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 23 Mei 2013. Besoek op 8 Januarie 2007.
71. ↑ Hecht, Jeff (11 Julie 2011). "Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape". New Scientist. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 Julie 2011. Besoek op 25 Julie 2011.
72. ↑ SpaceRef (2012). "Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan". Persberig. Archived from the original on 3 Maart 2014. https://archive.today/20140303103242/http://spaceref.com/news/viewpr.html?pid=37429. Besoek op March 2, 2014.
73. ↑ Hadhazy, Adam (2008). "Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan". Scientific American. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 September 2012. Besoek op 30 Julie 2008.
74. ↑ Grossman, Lisa (21 Augustus 2009). "Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'". New Scientist. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Januarie 2016. Besoek op 25 November 2009.
75. ↑ 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.
76. ↑ Cook, J.-R. C. (17 Desember 2009). "Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan". Cassini mission page. Nasa. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 Junie 2011. Besoek op 18 Desember 2009.
77. ↑ Lakdawalla, Emily (17 Desember 2009). "Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake". The Planetary Society Blog. Planetary Society. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 Junie 2012. Besoek op 17 Desember 2009.
78. ↑ Crockett, Christopher (17 November 2014). "Cassini maps depths of Titan's seas". ScienceNews. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 April 2015. Besoek op 18 November 2014.
79. ↑ 79,0 79,1 Perkins, Sid (28 Junie 2012). "Tides turn on Titan". Nature. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Oktober 2012. Besoek op 29 Junie 2012.
80. ↑ Puiu, Tibi (29 Junie 2012). "Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water". zmescience.com web site. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 September 2012. Besoek op 29 Junie 2012.
81. ↑ Dyches, Preston; Brown, Dwayne (2 Julie 2014). "Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Julie 2014. Besoek op 2 Julie 2014.
82. ↑ Dyches, Preston; Mousis, Olivier; Altobelli, Nicolas (3 September 2014). "Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 September 2014. Besoek op 4 September 2014.
83. ↑ "Cassini Finds Flooded Canyons on Titan". NASA. 2016. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 Augustus 2016. Besoek op 12 Augustus 2016.
84. ↑ 84,0 84,1 Wood, C. A.; Lorenz, R.; Kirk, R.; Lopes, R. (6 September 2009). "Impact craters on Titan". Icarus. 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021.
85. ↑ "PIA07365: Circus Maximus". Planetary Photojournal. NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 Julie 2011. Besoek op 4 Mei 2006.
86. ↑ "PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket". Planetary Photojournal. NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 November 2012. Besoek op 4 Mei 2006.
87. ↑ "PIA08737: Crater Studies on Titan". Planetary Photojournal. NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 31 Mei 2012. Besoek op 15 September 2006.
88. ↑ "PIA08429: Impact Craters on Xanadu". Planetary Photojournal. NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 16 Julie 2012. Besoek op 26 September 2006.
89. ↑ 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.
90. ↑ Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan I. (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.
91. ↑ Owen, Tobias (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature. 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022. S2CID 4421251.
92. ↑ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). "Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes". Space Science Institute, Boulder, Colorado. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 25 Julie 2011. Besoek op 29 Januarie 2009.
93. ↑ Longstaff, Alan (Februarie 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19.
94. ↑ Roe, H. G. (2004). "A new 1.6-micron map of Titan's surface" (PDF). Geophys. Res. Lett. 31 (17): L17S03. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. CiteSeerX 10.1.1.67.3736. doi:10.1029/2004GL019871. S2CID 13877191. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 1 Julie 2021. Besoek op 7 Desember 2019.
95. ↑ Lorenz, R. (2003). "The Glitter of Distant Seas" (PDF). Science. 302 (5644): 403–404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 14526089. S2CID 140157179. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 15 Februarie 2020.
96. ↑ Goudarzi, Sara (4 Mei 2006). "Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan". Space.com]]. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 Augustus 2011. Besoek op 6 Augustus 2007.
97. ↑ Lorenz, R. D. (30 Julie 2010). "Winds of Change on Titan". Science. 329 (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci...329..519L. doi:10.1126/science.1192840. PMID 20671175. S2CID 41624889.
98. ↑ 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" (PDF). Science. 312 (5774): 724–727. Bibcode:2006Sci...312..724L. doi:10.1126/science.1123257. PMID 16675695. S2CID 39367926. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 23 Julie 2018. Besoek op 12 April 2020.
99. ↑ "Study of Saturn's moon finds Titan's liquid oceans are likely solid seas of sand". Stanford University (in Engels). 10 Mei 2006. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Augustus 2011. Besoek op 9 Junie 2022.
100. ↑ "Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction". Spaceref. 2015. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 19 April 2015. Besoek op 19 April 2015.
101. ↑ Benton, Julius L. Jr. (2005). Saturn and How to Observe It. London: Springer. pp. 141–146. doi:10.1007/1-84628-045-1_9. ISBN 978-1-84628-045-0.
102. ↑ Kuiper, G. P. (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal. 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679.
103. ↑ "The Pioneer Missions". Pioneer Project. Nasa/JPL. 26 Maart 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Junie 2011. Besoek op 19 Augustus 2007.
104. ↑ "40 Years Ago: Pioneer 11 First to Explore Saturn". Nasa. 3 September 2019. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 24 Augustus 2021. Besoek op 22 Februarie 2020.
105. ↑ "Voyager Camera Desc". Planetary Data System. 21 November 2021. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 November 2021. Besoek op 21 November 2021.
106. ↑ 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.
107. ↑ Bell, Jim (24 Februarie 2015). The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission. Penguin Publishing Group. p. 93\. ISBN 978-0-698-18615-6. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 September 2016.
108. ↑ "Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010". NASA/JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 Maart 2012. Besoek op 8 Julie 2010.
109. ↑ Lingard, Steve; Norris, Pat (Junie 2005). "How To Land on Titan". Ingenia Magazine (23). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 Julie 2011. Besoek op 11 Januarie 2009.
110. ↑ "Cassini at Saturn: Introduction". NASA, Jet Propulsion Laboratory. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 April 2009. Besoek op 6 September 2007.
111. ↑ "Huygens Exposes Titan's Surface". Space Today. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Augustus 2011. Besoek op 19 Augustus 2007.
112. ↑ "Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan". ESA News, European Space Agency. 21 Januarie 2005. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Oktober 2011. Besoek op 28 Maart 2005.
113. ↑ The Habitability of Titan and its Ocean. Geargiveer 3 Junie 2021 op Wayback Machine Keith Cooper, Astrobiology Magazine. July 12, 2019.
114. ↑ 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.
115. ↑ 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.
116. ↑ Mckay, Chris (2010). "Have We Discovered Evidence For Life On Titan". New Mexico State University, College of Arts and Sciences, Department of Astronomy. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Maart 2016. Besoek op 15 Mei 2014.
117. ↑ Raulin, F. (2005). "Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations". Space Science Reviews. 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID 121543884.
118. ↑ Staff (4 Oktober 2010). "Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water". ScienceDaily. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Oktober 2012. Besoek op 5 Oktober 2010.
119. ↑ "Saturn's moon Titan may harbour simple life forms – and reveal how organisms first formed on Earth". The Conversation. 27 Julie 2017. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 Augustus 2017. Besoek op 30 Augustus 2017.
120. ↑ The National Air and Space Museum (2012). "Climate Change in the Solar System". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 Maart 2012. Besoek op 14 Januarie 2012.
121. ↑ 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. 24 (22): 2905–8. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827. doi:10.1029/97gl52843. PMID 11542268. S2CID 14172341. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 24 Julie 2011. Besoek op 21 Maart 2008.

## Verdere leesstof

[wysig | wysig bron]

* Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. ISBN 978-981-270-501-3.`{{cite book}}`: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
* Lorenz, Ralph; Mitton, Jacqueline (2002). Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn. Cambridge University Press. ISBN 0-521-79348-3.

* Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Titaan (maan).

* l
* b
* w

Saturnus

Belangrikste
mane|

Mimas • Enkelados • Tetis • Dione • Rea • Titaan • Huperion • Iapetos • Pan • Dafnis • Atlas • Prometeus • Pandora • Epimeteus • Janus • Kalipso

Eienskappe|

Drakestorm • Groot Wit Vlek • Ringe • Mane

Verkenning
& verkenners|

Cassini-Huygens • Hubble-ruimteteleskoop • Pioneer 11 • Voyager 1 • Voyager 2 • Galileo Galilei • Christiaan Huygens • Giovanni Domenico Cassini

Normdata |

* BNF: cb119763802 (data)
* GND: 4581722-4
* LCCN: sh93000916
* NKC: ph519295
* VIAF: 315160648
* WorldCat Identities (via VIAF): 315160648

|

*[l]: Lees hierdie sjabloon
*[b]: Bespreek hierdie sjabloon
*[w]: Wysig hierdie sjabloon