Titan (maan)

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
Hierdie artikel handel oor die Saturniese maan. Sien Titaan (dubbelsinnig) vir ander artikels met 'n soortgelyke naam.
Titan   
Titan in natural color Cassini.jpg
Titan, soos waargeneem deur die Cassini-Huygens-ruimtetuig op 16 April 2005.
Ontdekking
Ontdek deur Christiaan Huygens
Datum 25 Maart 1655
Alternatiewe name Saturnus VI
Wentelbaaneienskappe[1]
Periapside 1 186 680 km
Apoapside 1 257 060 km
Semi-hoofas 1 221 870 km
Eksentrisiteit 0,0288
Wentelperiode 15,945 dae
Inklinasie 0,34854° (tot Saturnus se ewenaar)
Satelliet van Saturnus
Fisiese eienskappe
Gem. radius 2 576±2 km
(0,404 Aardes)
Oppervlakte 8,3 × 107km2
Volume 7,16 × 1010 km3
(0,066 Aardes)
Massa 1,3452±0,0002×1023 kg (0,0225 Aardes)
Gem. digtheid 1,8798±0,0044 g/cm3
Oppervlak-
aantrekkingskrag
1,352 m/s2 (0,14 g)
Ontsnapping-
snelheid
2,639 km/s
Rotasieperiode sinchronies
Aksiale neiging Nul
0,22[2]
Temperatuur 93,7 K (-179,5 °C)[3]
Skynmagnitude 8,2[4] tot 9,0
Atmosfeer
Oppervlakdruk 146,7 kPa
Samestelling Variable[5][6]
stratosfeer:
98,4% stikstof (N2),
1,4% metaan (CH4);
Laer troposfeer:
95% N2, 4,9% CH4


Titan (Grieks: Τῑτάν; ook Saturnus VI) is die grootste van Saturnus se mane en die enigste natuurlike satelliet wat 'n digte atmosfeer het.[7] Dit is ook die enigste ander hemelliggaam waar duidelike bewyse van stabiele oppervlakwater gevind is.[8]

Titan word dikwels as 'n planeetagtige maan beskryf: dit is die tweede grootste maan in die Sonnestelsel (ná Ganymedes) 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.[9]

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.[10][11]

Ontdekking[wysig]

Christiaan Huygens

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.[12] 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[13] 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.[14]

Struktuur[wysig]

Vergelyking in grootte met die Aarde

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.[15].

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.[16] 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.[17]

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.[18] 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.[19][20] 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.[21]

Omwenteling[wysig]

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[wysig]

Titan se wasige atmosfeer
Seisoenale veranderins gee Titan 'n ietwat donkerder boonste helfte en ietwat ligter onderste helfte in die winter.

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.[22] Die laer swaartekrag op Titan beteken dat die atmosfeer 'n hoër bereik het as die Aarde s'n, dermate 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.[23]

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".[24]

Die Spaanse sterrekundige Josep Comas Solà (1868-1937) was die eerste persoon om te bespiegel oor die teenwoordigheid van 'n aansienlike atmosfeer om Titan.[25] 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).[26] 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.[27] 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.[28]

Die atmosferiese samestelling in die stratosfeer is 98,4% stikstof - die enigste stikstofryke atmosfeer in die Sonnestelsels buiten die Aarde. Die oorblywende 1,6% is meestal metaan (1,4%) en waterstof (0,1-0,2%) plus 'n aantal spoorgasse.[6] Omdat die metaan teen hoë hoogtes uit die atmosfeer kondenseer, word dit al hoe meer volop soos mens nader aan die oppervlak beweeg. Teen ongeveer 8 km bo die atmosfeer, word die toename minder en word 'n min-of-meer stabiele 4,9% gehandhaaf.[5][6] Die ander spoorgasse in die atmosfeer verleen aan hom sy oranje kleur.[29] Titan het nie 'n magneetveld nie, alhoewel studies in 2008 getoon het dat die maan oorblyfsels van Saturnus se magneetveld behou wanneer hy vlugtig buite die planeet se magnetosfeer beweeg en direk aan die sonwind blootgestel word.[30]

Die Son se energie sou alle spore van die metaan in Titan se atmosfeer in 50 miljoen jaar opgebreek het - 'n kort tyd gesien die Sonnestelsel se ouderdom. Dit dui daarop dat Titan self êrens 'n metaanreservoir het wat die gas in die atmosfeer voortdurend aanvul. Baie sterrekundiges dink dat hierdie bron binne-in Titan is, wat dan metaan deur ysvulkane vrystel.[31][32][33] Daar word ook rekening gehou met 'n moontlik biologiese oorsprong vir die hoeveelheid metaan.[11]

Verwysings[wysig]

  1. 1,0 1,1 JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service”. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. URL besoek op 2007-08-19.
  2. Williams, D. R. (21 Augustus 2008). “Saturnian Satellite Fact Sheet”. NASA. URL besoek op 2000-04-18.
  3. Mitri, G. (2007). “Hydrocarbon Lakes on Titan”. Icarus 186 (2): 385–394. DOI:10.1016/j.icarus.2006.09.004.
  4. Classic Satellites of the Solar System”. Observatorio ARVAL. URL besoek op 2010-06-28.
  5. 5,0 5,1 Niemann (2005). “The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe”. Nature 438 (7069): 779–784. DOI:10.1038/nature04122.
  6. 6,0 6,1 6,2 Coustenis, pp. 154–155
  7. News Features: The Story of Saturn”. Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. URL besoek op 2007-01-08.
  8. Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. (4 Januarie 2007). “The lakes of Titan”. Nature 445 (1): 61–64. DOI:10.1038/nature05438. Besoek op 2007-08-27.
  9. R. Nemiroff, J. Bonnell (25 Maart 2005). “Huygens Discovers Luna Saturni”. Astronomy Picture of the Day. NASA. URL besoek op 2007-08-18.
  10. 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.
  11. 11,0 11,1 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.
  12. Discoverer of Titan: Christiaan Huygens”. European Space Agency: 4 September 2008. URL besoek op 2009-04-18.
  13. Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683 Inv V09196, Rijksmuseum voor de Geschiedenis van de Natuurwetenschappen en van de Geneeskunde
  14. 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). Besoek op 2005-03-29.
  15. Bill Arnett (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html. Verkry op 2005-04-10.
  16. Lunine, J. (21 Maart 2005). “Comparing the Triad of Great Moons”. Astrobiology Magazine. URL besoek op 2006-07-20.
  17. 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].
  18. Alan Longstaff (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19.
  19. 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.
  20. "Titan's Mysterious Radio Wave", ESA Cassini-Huygens web site, 1 Junie 2007. URL besoek op 2010-03-25.
  21. David Shiga, Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist, 20 Maart 2008
  22. Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam, 163–166. ISBN 1-58542-036-0. 
  23. Turtle, Elizabeth P. (2007). “Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens”. Smithsonian. URL besoek op 2009-04-18.
  24. de Selding, Petre. "Huygens Probe Sheds New Light on Titan", SPACE.com, 21 Januarie 2005. URL besoek op 2005-03-28.
  25. Moore, P. et al. (1990). The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley. ISBN 0-517-00192-6. 
  26. Kuiper, G. P. (1944). “Titan: a Satellite with an Atmosphere”. Astrophysical Journal 100: 378. DOI:10.1086/144679.
  27. Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. (2008). Titan: Exploring an Earthlike World. World Scientific, 13–15. ISBN 9789812705013. Besoek op 2010-03-25. 
  28. Coustenis & Taylor (2008) p. 22
  29. Titan: Saturn IV, by www.solarviews.com. Verkry op 2 Mei 2010.
  30. Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan”. NASA/JPL: 2008. URL besoek op 2009-04-20.
  31. Sushil K. Atreyaa, Elena Y. Adamsa, Hasso B. Niemann et al. (2006). “Titan's methane cycle”. Planetary and Space Science 54 (12): 1177. DOI:10.1016/j.pss.2006.05.028. Besoek op 2008-06-13.
  32. Stofan, E. R. et al. (2007). “The lakes of Titan.”. Nature 445 (7123): 61–4. DOI:10.1038/nature05438.
  33. Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan and Sotin, Cristophe (2006). “Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan”. Nature 440 (7080): 61–64. DOI:10.1038/nature04497.

Verdere leesstof[wysig]