Gaan na inhoud

Titaan (maan): Verskil tussen weergawes

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Blaai deur geskiedenis
← Ouer wysigingNuwer wysiging →
Content deleted Content added
VisueelWikiteks
Anrie (besprekings | bydraes)
28 939 edits
uitleg
Anrie (besprekings | bydraes)
28 939 edits
begin vertaling van http://en.wikipedia.org/wiki/Titan_%28moon%29#Atmosphere, spesifiek http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Titan_%28moon%29&oldid=359015011
Lyn 139: Lyn 139:
Titan en 'n ander Saturniese satelliet, [[Hyperion (natuurlike satelliet)|Hyperion]], is vasgevang in 'n 3:4 baanresonansie. Dit beteken dat Hyperion drie keer om Saturnus wentel in dieselfde tyd wat dit Titan neem om vier omwentelings om Saturnus te voltooi.
Titan en 'n ander Saturniese satelliet, [[Hyperion (natuurlike satelliet)|Hyperion]], is vasgevang in 'n 3:4 baanresonansie. Dit beteken dat Hyperion drie keer om Saturnus wentel in dieselfde tyd wat dit Titan neem om vier omwentelings om Saturnus te voltooi.


==Atmosfeer==
[[Image:Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg|thumb|Titan se wasige atmosfeer]]
Titan is die enigste maan met 'n volledig ontwikkelde atmosfeer wat uit meer as slegs spoorgasse bestaan. Waarnemings van die ''Voyager''-sondes het getoon dat die atmosfeer selfs dikker as dié van die Aarde is, met 'n oppervlakdruk ongeveer 1,45 maal dié van die Aarde. Hierdie digte atmosfeer bevat duistere, mistige lae wat die meeste sigbare lig van die Son en ander bronne blokkeer en sodoende die oppervlak van Titan wegsteek. Die atmosfeer is só dig, dat mense daardeur sou kon swem of vlieg, met behulp van "vlerke" aan hul arms vasgeheg.<ref name=Zubrin>
{{cite book |author=Zubrin, Robert|title=Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization |location=Section: Titan |pages=163–166 |publisher=Tarcher/Putnam |year=1999 |isbn=1-58542-036-0}}
</ref> Die laer swaartekrag op Titan beteken dat die atmosfeer 'n hoër bereik het as die Aarde s'n, soveel so, dat die ''Cassini''-ruimtetuig selfs op 'n afstand van 975&nbsp;km aanpassings teen die atmosferiese weerstand moes maak, om in 'n stabiele wentelbaan te bly.<ref>{{cite web|title=Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens|author=Turtle, Elizabeth P.|year=2007|publisher=Smithsonian|url=http://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE|accessdate=2009-04-18}}</ref>

Dit was eers met die koms van die ''Cassini-Huygens''-missie in 2004 wat die eerste direkte foto's van Titan se oppervlak geneem kon word. Die ''Huygens''-sonde kon nie die rigting van die Son tydens sy landing bepaal nie en, alhoewel dit wel daarin geslaag het om foto's te neem, het die ''Huygens''-span die proses vergelyk met die neem van foto's van 'n "parkeerterrein tydens sonsondergang".<ref>
{{cite news |url=http://www.space.com/missionlaunches/titan_update_050121.html |title=Huygens Probe Sheds New Light on Titan |author=de Selding, Petre|publisher=SPACE.com |date=January 21, 2005 |accessdate=2005-03-28}}
</ref>

Die Spaanse sterrekundige Josep Comas Solà (1868-1937) was die eerste persoon om te bespiegel oor die teenwoordigheid van 'n aansienlike atmosfeer om Titan.<ref>{{cite book|title=The Atlas of the Solar System|author=Moore, P. ''et al.''|year=1990|publisher=Mitchell Beazley |isbn=0-517-00192-6}}</ref> Alhoewel hy reeds sy idees hieroor in 1903 gelug het, sou die Nederlandse sterrekundige hierdie vermoede eers in 1944 kon bevestig, met behulp van 'n spektroskopiese tegniek wat 'n beraming van 'n atmosferiese parsiële druk van metaan verkry het van 100 millibar (10 kPa).<ref name=Kuiper>
{{cite journal|author= Kuiper, G. P.|year= 1944|title = Titan: a Satellite with an Atmosphere|journal =Astrophysical Journal|volume = 100 |page = 378| doi =10.1086/144679|pages= 378}}</ref> Opvolgende waarnemings in die 1970's het gewys dat Kuiper se getalle egter aansienlik onderskat is; die hoeveelheid metaan in die atmosfeer was tien keer meer en die oppervlakdruk ten minste dubbel so veel as wat hy voorspel het. Die hoë oppervlakdruk het beteken dat metaan egter slegs 'n klein deel van Titan se atmosfeer kon beslaan.<ref>{{cite book|title=Titan: Exploring an Earthlike World|author= Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. |publisher=World Scientific|year=2008|pages=13–15|url=http://books.google.com/books?id=j3O47dxrDAQC&printsec=frontcover&source=gbs_v2_summary_r&cad=0#v=onepage&q=&f=false|isbn=9789812705013|accessdate=2010-03-25}}</ref> In 1981 het ''[[Voyager 1]]'' die eerste gedetailleerde waarnemings van die atmosfeer gemaak, wat onder andere onthul het dat die oppervlakdruk teen 1,5 bar selfs hoër as dié van die Aarde is.<ref>Coustenis & Taylor (2008) p. 22</ref>
<!--
The atmospheric composition in the [[stratosphere]] is 98.4% [[nitrogen]]—the only dense, nitrogen-rich atmosphere in the Solar System aside from the Earth's—with the remaining 1.6% composed of mostly of methane (1.4%) and hydrogen (0.1–0.2%).<ref name = "Coustenis155">Coustenis & Taylor (2008) pp. 154-155</ref> Because methane condenses out of Titan's atmosphere at high altitudes, its abundance increases as one descends below the [[tropopause]] at an altitude of 32&nbsp;km, leveling off at a value of 4.9% between 8&nbsp;km and the surface.<ref name=Niemann/><ref name = "Coustenis155"/> There are trace amounts of other hydrocarbons, such [[ethane]], [[diacetylene]], [[methylacetylene]], [[acetylene]] and [[propane]], and of other gases, such as [[cyanoacetylene]], [[hydrogen cyanide]], [[carbon dioxide]], [[carbon monoxide]], [[cyanogen]], [[argon]] and [[helium]].<ref name=Niemann>
{{cite journal|title= The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe |author= Niemann, H. B. ''et al.'' |journal=Nature|volume=438 |pages=779–784 |year=2005 |doi=10.1038/nature04122|pmid= 16319830|issue= 7069}}</ref> The orange color as seen from space must be produced by other more complex chemicals in small quantities, possibly [[tholin]]s, tar-like organic precipitates.<ref>{{cite web |first=John|last=Baez
|url= http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html|title=This Week's Finds in Mathematical Physics |accessdate=2007-08-22 |publisher=[[University of California]], Riverside |date=January 25, 2005}}</ref> The hydrocarbons are thought to form in Titan's upper atmosphere in reactions resulting from the breakup of methane by the Sun's [[ultraviolet]] light, producing a thick orange smog.<ref>{{cite journal|author= Waite, J. H. ''et al.''|year= 2007|title= The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere|journal= Science|volume= 316 |page= 870|doi= 10.1126/science.1139727}}</ref> Titan has no [[magnetic field]], although studies in 2008 showed that Titan retains remnants of Saturn's magnetic field on the brief occasions when it passes outside the [[Magnetosphere of Saturn|Saturn's magnetosphere]] and is directly exposed to the [[solar wind]].<ref>{{cite web|title=Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan|publisher=NASA/JPL|year=2008|url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm|accessdate=2009-04-20}}</ref> This may [[ion]]ize and carry away some molecules from the top of the atmosphere. In November 2007, scientists uncovered evidence of negative ions with roughly 10&nbsp;000 times the mass of hydrogen in Titan's ionosphere, which are believed to fall into the lower regions to form the orange haze which obscures Titan's surface. Their structure is not currently known, but they are believed to be tholins, and may form the basis for the formation of more complex molecules, such as [[polycyclic aromatic hydrocarbons]].<ref>{{cite journal
|author = Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler
|year = 2007
|title = Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere
|journal = Geophys. Res. Lett.
|volume = 34
|doi = 10.1029/2007GL030978
|pages = L22103}}</ref>

Energy from the Sun should have converted all traces of methane in Titan's atmosphere into more complex hydrocarbons within 50 million years — a short time compared to the age of the Solar System. This suggests that methane must be somehow replenished by a reservoir on or within Titan itself. That Titan's atmosphere contains over a thousand times more methane than [[carbon monoxide]] would appear to rule out significant contributions from cometary impacts, since comets are composed of more carbon monoxide than methane. That Titan might have accreted an atmosphere from the early Saturnian nebula at the time of formation also seems unlikely; in such a case, it ought to have atmospheric abundances similar to the solar nebula, including [[hydrogen]] and [[neon]].<ref>
{{cite journal| title= Formation and evolution of Titan’s atmosphere |author= Coustenis, A. |journal= Space Science Reviews |volume= 116 |pages= 171–184 |year= 2005 |doi= 10.1007/s11214-005-1954-2}}</ref> Many astronomers have suggested that the ultimate origin for the methane in Titan's atmosphere is from within Titan itself, released via eruptions from [[cryovolcanoes]].<ref>{{cite journal |title=Titan's methane cycle |author=Sushil K. Atreyaa, Elena Y. Adamsa, Hasso B. Niemann et al. |year=2006 |doi=10.1016/j.pss.2006.05.028 |journal=Planetary and Space Science |volume=54 |issue=12 |accessdate=2008-06-13 |page=1177 |pages=1177}}</ref><ref>{{cite journal |journal=Nature |author=Stofan, E. R. ''et al.''|volume= 445|date=2007
|doi=10.1038/nature05438 |year=2007 |pmid=17203056 |issue=7123 |title=The lakes of Titan. |pages=61–4}}</ref><ref>{{cite journal|title=Episodic outgassing as the origin of [[atmospheric methane]] on Titan |author=Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan and Sotin, Cristophe |journal=Nature| volume=440 |issue=7080 |pages=61–64 |year=2006 |doi=10.1038/nature04497|pmid=16511489}}</ref> A possible biological origin for the methane has not been discounted (see [[#Prebiotic conditions and possible life|below]]).<ref name=Fortes2000/>

There is also a pattern of air circulation found flowing in the direction of Titan's rotation, from west to east.<ref name = "Titan wind"/> Observations by ''Cassini'' of the atmosphere made in 2004 also suggest that Titan is a "super rotator", like [[Venus]], with an atmosphere that rotates much faster than its surface.<ref>{{cite web |url=http://www.astrobio.net/news/article1480.html |title=Wind or Rain or Cold of Titan's Night?|accessdate=2007-08-24 |date=March 11, 2005 |publisher=Astrobiology Magazine}}</ref>

Titan's ionosphere is also more complex than Earth's, with the main ionosphere at an altitude of 1,200&nbsp;km but with an additional layer of charged particles at 63&nbsp;km. This splits Titan's atmosphere to some extent into two separate radio-resonating chambers. The source of natural ELF waves ([[#Bulk characteristics|see above]]) on Titan is unclear as there does not appear to be extensive lightning activity.<ref name="Titan ELF" />

<center><gallery widths="200px" heights="200px" perrow="3">
Image:Titan - Northern Crescent.png|<Small>A [[crescent]] view of the northern pole of Titan</Small>
Image:Two Halves of Titan.png|<Small>Seasonal changes give Titan a slightly darker top half and a slightly lighter bottom half in [[winter]].</Small>
</gallery></center>
-->
==Verwysings==
==Verwysings==
{{Verwysings}}
{{Verwysings}}

Wysiging soos op 20:20, 1 Mei 2010

Titan   

Titan soos deur die Cassini-Huygens-ruimtetuig waargeneem
Ontdekking
Ontdek deur Christiaan Huygens
Datum 25 Maart 1655
Alternatiewe nameSaturnus VI
Wentelbaaneienskappe[1]
Halwe lengteas 1 221 870 km
Wentelperiode 15,945 dae
Baanhelling 0,34854° (tot Saturnus se ewenaar)
Satelliet van Saturnus
Fisiese eienskappe
Gem. radius 2576km (±2km) (0,404 Aardes)[2]
Oppervlakte 8,3×107km2
Massa 1,3452 × 1023kg (0,0225 Aardes)[2]
Gem. digtheid 1,8798 g/cm3[2]
Oppervlak-
aantrekkingskrag		 1,352 m/s2 0,14 g-krag
Ontsnapping-
snelheid		 2,639 km/s
Rotasieperiode Sinkronies
Ashelling Nul
0,22[3]
Temperatuur 93,7K (-179.5°C)[4]
Skynmagnitude 7,9
Atmosfeer
Oppervlakdruk 146,7 kPa
Samestelling 98,4% stikstof (N2)
1,6% metaan (CH4)[5]
Hierdie artikel handel oor die Saturniese maan. Sien Titaan (dubbelsinnig) vir ander artikels met 'n soortgelyke naam.

Titan is die grootste van Saturnus se mane en die enigste natuurlike satelliet wat 'n digte atmosfeer het.[6] Dit is ook die enigste ander hemelliggaam waar duidelike bewyse van stabiele oppervlakwater gevind is.[7]

Titan word dikwels as 'n planeetagtige maan beskryf: dit is die tweede grootste maan in die Sonnestelsel (ná Ganymede) en is ongeveer 50% groter as die Aarde se maan en 80% massiewer. Dit is groter as die kleinste planeet, Mercurius, maar minder massief. Titan was die eerste Saturniese maan wat ontdek is: die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het dit in 1655 ontdek en dit oorspronklik "Luna Saturni" genoem.[8]

Titan bestaan hoofsaaklik uit waterys en rotsagtige materiaal. Tot onlangs het dié maan se digte, wasige atmosfeer gekeer dat waarnemers op die Aarde meer oor Titan se oppervlak kon leer. Met die lansering van die Cassini-Huygens-missie in 2004 is daar egter baie nuwe inligting oor die maan versamel, soos die ontdekking van vloeibare koolwaterstofmere in die poolgebiede. Dit is die eerste keer dat groot, vaste liggame met oppervlakvloeistof op enige hemelliggaam buiten die Aarde ontdek is. Die oppervlak is vanuit 'n geologiese uitsig nog jong: alhoewel daar berge en moontlike ysvulkane ontdek is, is die oppervlak relatief glad met min impakkraters.

Die atmosfeer bestaan hoofsaaklik uit stikstof, met kleiner deeltjies wat tot die vorming van metaan- en etaanwolke en 'n stikstofryke newel lei. Die klimaat, waaronder ook wind en reën, sorg vir oppervlakeienskappe wat aan die Aarde s'n herinner, soos sandduine en kuslyne. Die klimaat word ook deur seisoenale weerpatrone gedomineer. As gevolg van die aanwesigheid van ondergrondse en oppervlakvloeistowwe en die stikstofryke atmosfeer, word Titan deur wetenskaplikes met 'n jong Aarde vergelyk, alhoewel een teen 'n baie laer temperatuur. Hierdie natuurlike satelliet word dan ook gesien as 'n moontlik gasheer vir mikrobiese buitenaardse lewe of, ten minste, as 'n prebiotiese omgewing ryk aan komplekse organiese chemie. Sommige wetenskaplikes het ook voorgestel dat 'n moontlike ondergrondse see as 'n biotiese omgewing kan dien.[9][10]

Ontdekking

Die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het Titan 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.[11] Met behulp van sy broer, Constantijn, het Christiaan in 1650 begin om teleskope te bou. Christiaan het sy heel eerste selfgeboude teleskoop gebruik om Titan waar te neem[12] en daarna verwys as "Luna Saturni", Latyn vir "Saturnus se maan". Ná Giovanni Domenico Cassini teen 1686 vier meer Saturniese mane ontdek het, het sterrekundiges begin om na die mane as Saturnus I tot en met V te verwys, met Titan as Saturnus IV. Later is die maan egter amptelik "Saturnus VI" gedoop, met verwysing na sy posisie as sesde (ellipsoïdale) maan van Saturnus af. Die naame "Titan" en ook die ander name van die destyds sewe bekende Saturniese satelliete is deur die sterrekundige John Herschel bedag. Herschel het self Mimas en Enceladus ontdek en, in sy 1847-publikasie, Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope, die mane almal na karakters in die Griekse mitologie vernoem.[13]

Struktuur

Titan 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, was sterrekundiges eers onder 'n wanindruk geplaas met betrekking tot Titan se deursnit; tot en met Voyager 1 se ontdekking, was daar aangeneem dat Titan die grootste maan in die Sonnestelsel was.[14].

Met verwysing na sy massa en omvang (en dus ook sy digtheid), is Titan soortgelyk aan die twee grootste mane van Jupiter: Ganymede en Callisto.[15] Alhoewel Titan met 'n deursnit van 5150 km groter is as die planeet Mercurius (4879 km), bevat hy slegs die helfte soveel massa. Op grond hiervan word vermoed dat die helfte van Titan se samestelling uit bevrore water en ammoniak bestaan. Daar word gespekuleer dat daar onder die maan se oppervlak 'n oseaan van ammonia en vloeibare water is, waar enige vorm lewe moontlik sou kon wees. Die maan se oppervlak is in 'n geologiese opsig nog jong en is besaai met ys van koolwaterstowwe. Twee van Saturnus se ander mane, Dione en Enceladus, het 'n soortgelyke struktuur, maar as gevolg van 'n swaartekragsamepersing het Titan 'n hoër gemiddelde digtheid.

Titan se rotsagtige kern is ongeveer 3400 km dik en bestaan uit silikate en metale.[16]

Die swaartekrag wat mens op die oppervlak van Titan sou aantref is ongeveer 'n sewende van die Aarde se swaartekrag. Alhoewel Titan groter is as die Aarde se maan (3474 km), is sy swaartekrag tog swakker, omdat Titan se opbou 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.[17] Daar word gehoop dat die Cassini-ruimtesonde bewyse sal kan lewer vir hierdie oseaan, deur die maan se swaartekragveld en magnetiese afwykings te meet. Uiters lae-frekwensie radiogolwe wat deur Cassini in die maan se atmosfeer waargeneem is, kan moontlik die eerste aanduidings van só 'n oseaan wees: daar word geglo dat Titan 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 Titan weerkaats word.[18][19] 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 interieur - nog 'n aanduiding dat die ondergrondse oseaan 'n werklikheid kan wees.[20]

Omwenteling

Titan neem 15 dae en 22 uur om om Saturnus te wentel, ongeveer dieselfde tyd wat dit Saturnus neem om om sy eie as te wentel. Dié verskynsel staan bekend as "sinkroniese omwenteling": dieselfde kant van Titan is altyd na Saturnus gedraai (soos ook die geval in die Aarde en sy maan).

Die baan waarin Titan 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].

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

Atmosfeer

Titan se wasige atmosfeer

Titan is die enigste maan met 'n volledig ontwikkelde atmosfeer wat uit meer as slegs spoorgasse bestaan. Waarnemings van die Voyager-sondes het getoon dat die atmosfeer selfs dikker as dié van die Aarde is, met 'n oppervlakdruk ongeveer 1,45 maal dié van die Aarde. Hierdie digte atmosfeer bevat duistere, mistige lae wat die meeste sigbare lig van die Son en ander bronne blokkeer en sodoende die oppervlak van Titan wegsteek. Die atmosfeer is só dig, dat mense daardeur sou kon swem of vlieg, met behulp van "vlerke" aan hul arms vasgeheg.[21] Die laer swaartekrag op Titan beteken dat die atmosfeer 'n hoër bereik het as die Aarde s'n, soveel so, dat die Cassini-ruimtetuig selfs op 'n afstand van 975 km aanpassings teen die atmosferiese weerstand moes maak, om in 'n stabiele wentelbaan te bly.[22]

Dit was eers met die koms van die Cassini-Huygens-missie in 2004 wat die eerste direkte foto's van Titan se oppervlak geneem kon word. Die Huygens-sonde kon nie die rigting van die Son tydens sy landing bepaal nie en, alhoewel dit wel daarin geslaag het om foto's te neem, het die Huygens-span die proses vergelyk met die neem van foto's van 'n "parkeerterrein tydens sonsondergang".[23]

Die Spaanse sterrekundige Josep Comas Solà (1868-1937) was die eerste persoon om te bespiegel oor die teenwoordigheid van 'n aansienlike atmosfeer om Titan.[24] Alhoewel hy reeds sy idees hieroor in 1903 gelug het, sou die Nederlandse sterrekundige hierdie vermoede eers in 1944 kon bevestig, met behulp van 'n spektroskopiese tegniek wat 'n beraming van 'n atmosferiese parsiële druk van metaan verkry het van 100 millibar (10 kPa).[25] Opvolgende waarnemings in die 1970's het gewys dat Kuiper se getalle egter aansienlik onderskat is; die hoeveelheid metaan in die atmosfeer was tien keer meer en die oppervlakdruk ten minste dubbel so veel as wat hy voorspel het. Die hoë oppervlakdruk het beteken dat metaan egter slegs 'n klein deel van Titan se atmosfeer kon beslaan.[26] In 1981 het Voyager 1 die eerste gedetailleerde waarnemings van die atmosfeer gemaak, wat onder andere onthul het dat die oppervlakdruk teen 1,5 bar selfs hoër as dié van die Aarde is.[27]

Verwysings

  1. ↑ 1,0 1,1 Unless otherwise specified: "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Besoek op 19 Augustus 2007. Verwysingfout: Invalid <ref> tag; name "horizons" defined multiple times with different content
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 R.A. Jacobson; et al. (2006). "The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data". The Astronomical Journal. 132 (6): 2520–2526. doi:10.1086/508812. {{cite journal}}: Uitdruklike gebruik van et al. in: |author= (hulp)
  3. ↑ D.R. Williams (August 21, 2008). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. Besoek op 2000-04-18. {{cite web}}: Gaan datum na in: |accessdate= (hulp)
  4. ↑ G. Mitri; et al. (2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). Icarus. 186 (2): 385–394. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. {{cite journal}}: Uitdruklike gebruik van et al. in: |author= (hulp)
  5. ↑ H. B. Niemann; et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature. 438: 779–784. doi:10.1038/nature04122. {{cite journal}}: Uitdruklike gebruik van et al. in: |author= (hulp)
  6. ↑ "News Features: The Story of Saturn". Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. Besoek op 8 Januarie 2007.
  7. ↑ Stofan, E. R. (4 Januarie 2007). "The lakes of Titan". Nature. 445 (1): 61–64. doi:10.1038/nature05438. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (hulp); Onbekende parameter |coauthors= geïgnoreer (hulp)
  8. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell (25 Maart 2005). "Huygens Discovers Luna Saturni". Astronomy Picture of the Day. NASA. Besoek op 18 Augustus 2007.
  9. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science. 48 (7–8): 617–636. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  10. ↑ A.D. Fortes (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus. 146 (2): 444–452. doi:10.1006/icar.2000.6400.
  11. ↑ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". European Space Agency. 4 September 2008. Besoek op 18 April 2009. {{cite web}}: Italic or bold markup not allowed in: |publisher= (hulp)
  12. ↑ [1]
  13. ↑ 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.
  14. ↑ Bill Arnett (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html. Verkry op 2005-04-10.
  15. ↑ Lunine, J. (21 Maart 2005). "Comparing the Triad of Great Moons". Astrobiology Magazine. Besoek op 20 Julie 2006.
  16. ↑ 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. [2].
  17. ↑ Alan Longstaff (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19.
  18. ↑ Titan's Mysterious Radio Wave". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601c.cfm. Verkry op 2007-06-02.
  19. ↑ "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. 1 Junie 2007. Besoek op 25 Maart 2010.
  20. ↑ David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist, 20 Maart 2008
  21. ↑ Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. pp. 163–166. ISBN 1-58542-036-0.
  22. ↑ Turtle, Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens". Smithsonian. Besoek op 18 April 2009.
  23. ↑ de Selding, Petre (21 Januarie 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". SPACE.com. Besoek op 28 Maart 2005.
  24. ↑ Moore, P.; et al. (1990). The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6. {{cite book}}: Uitdruklike gebruik van et al. in: |author= (hulp)
  25. ↑ Kuiper, G. P. (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal. 100: 378. doi:10.1086/144679. {{cite journal}}: More than one of |pages= en |page= specified (hulp)
  26. ↑ Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific. pp. 13–15. ISBN 9789812705013. Besoek op 25 Maart 2010.{{cite book}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  27. ↑ Coustenis & Taylor (2008) p. 22

Sjabloon:Link FA

Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Titaan_(maan)&oldid=612278"