Titan (maan)

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
Titan
Titan Visible.jpg
Ontdekking
Ontdekt door Christiaan Huygens
Ontdekt in 1655
Baankarakteristieken
Straal (gemiddeld) 1.221.931 km
Omlooptijd 15d 22u 41m
Excentriciteit 0,
Glooiingshoek 0,34854°
Natuurkundige kenmerken
Gemiddelde diameter 5151 km
Oppervlakte 83×106 km²
Massa 1,345×1023 kg
Gemiddelde dichtheid 1,88 g/cm³
Zwaartekracht aan oppervlak 1,35 m/s2
Hoek rotatieas 0
Omwentelingstijd 15d 22h 41m
Albedo 0,21
Temperatuur aan oppervlak 90-94 K
Atmosfeerkarakteristieken
Luchtdruk 146,7 kPa
Samenstelling Distikstof 98,4%
Methaan 1,6%
Portaal  Portaalicoon   Heelal

Titan of Saturnus VI is de grootste maan van Saturnus en - op Ganymedes na - de grootste van het zonnestelsel. Met een diameter van 5151 km is hij groter dan de planeet Mercurius. Christiaan Huygens ontdekte Titan op 25 maart 1655 met behulp van een telescoop die zijn broer Constantijn had gebouwd. Huygens noemde de maan Saturni Luna, oftewel kortweg "Saturnusmaan". De Engelsman John Herschel doopte de maan in 1847 om tot "Titan". Doordat een dikke smoglaag het oppervlak van Titan permanent aan het zicht onttrekt, komt de kennis over deze Saturnusmaan vooral van het bezoek van ruimtesondes zoals de Voyagers en Cassini-Huygens.

Structuur[bewerken]

Inwendige structuur van Titan.

Titan is de enige maan in het zonnestelsel met een dichte atmosfeer. Het bezoek van de Voyager 1 leerde dat het oppervlak permanent schuilgaat onder de 900 km dikke atmosfeer die een druk heeft van 1,5 bar aan het oppervlak. Tot 1980 werd vanwege deze dichte atmosfeer - die een deel van de maan zelf leek - aangenomen dat Titan de grootste maan in ons zonnestelsel was[1].

Qua massa en omvang is Titan wel te vergelijken met de twee grootste manen van Jupiter, Ganymedes en Callisto. Titan mag dan wel iets groter uitvallen dan de planeet Mercurius, hij bezit maar half zoveel massa. Op grond hiervan wordt vermoed dat Titan voor ongeveer de helft uit bevroren water en ammoniak bestaat. Waarschijnlijk bevindt zich onder de oppervlakte een oceaan van ammoniak en vloeibaar water, waar in principe enige vorm van leven mogelijk zou kunnen zijn. Het oppervlak zelf is in geologisch opzicht jong en ligt bezaaid met ijs van koolwaterstoffen.

De kern van Titan is rotsachtig en bestaat uit silicaten en metalen en is zo'n 3400 km dik[2]. De structuur van Titan lijkt daarmee sterk op die van de andere Saturnusmanen Dione en Enceladus, maar als van gevolg van gravitationele compressie heeft Titan een hogere gemiddelde dichtheid.

De zwaartekracht aan het oppervlak van Titan is ongeveer één zevende van de Aardse zwaartekracht. Hoewel Titan groter is dan onze maan is de zwaartekracht door de grotere diameter er aan het oppervlak iets zwakker. Dit komt doordat Titan voor een groot deel uit ijs bestaat, wat een relatief lage dichtheid heeft vergeleken met het gesteente en de metalen waaruit de Maan is opgebouwd.

De buitenste laag of korst bestaat waarschijnlijk uit de hexagonale kristalvorm van ijs. Volgens modellen voor het inwendige van Titan bevindt er zich onder deze korst een maximaal 200 km diepe oceaan van vloeibaar water en vloeibaar ammoniak. Dankzij de aanwezigheid van vloeibaar ammoniak zou het water hier zelfs bij −19 °C vloeibaar kunnen blijven[3]. Men hoopt met behulp van Cassini definitief bewijs voor deze oceaan te vinden door het zwaartekrachtsveld en magnetische afwijkingen te meten. Door Cassini waargenomen Extremely Low Frequency-radiogolven in de atmosfeer van Titan zijn de eerste aanwijzingen dat de oceaan echt bestaat, omdat het heel goed mogelijk is dat deze radiogolven in werkelijkheid afkomstig zijn van het grensgebied tussen de ijskorst en het vloeibare gedeelte in het inwendige van Titan[4].

Baan en draaiing[bewerken]

Verhouding van Titan tot de Aarde
Titans baan (aangegeven in rood) tussen de overige grotere binnenmanen van Saturnus. De manen buiten de baan van Titan zijn (van links naar rechts) Iapetus en Hyperion; de manen binnen de baan van Titan zijn Dione, Tethys, Enceladus en Mimas.
De grote wolk van ethaan en andere koolwaterstoffen in de stratosfeer boven de noordpool, bron: NASA/JPL-Caltech
Titan geobserveerd in het infrarood (IR), het oppervlak verschijnt vaag door de smoglaag, bron: NASA/JPL-Caltech
Infraroodopname die mogelijk een bergketen toont van 1,5 km hoog, 150 km lang en 30 km breed, bron: NASA/JPL-Caltech
Radaropname met linksonder de koepelvormige cryovulkaan Ganesa Macula, bron: NASA/JPL-Caltech
Radaropname van een uitgestrekt duinenveld, bron: NASA/JPL-Caltech
Radaropname van een rivierbedding die uitmondt in een donkergekleurd nat gebied, bron: NASA/JPL-Caltech
Kunstmatig gekleurde radaropname van een merenlandschap op Titan, dicht bij de noordpool, bron: NASA/JPL-Caltech, USGS
Eerste foto van een zee op Titan, de Kraken Zee, dicht bij de noordpool (ongeveer in het midden op de foto, bij de grens van dag en nacht, iets kleiner dan de Kaspische Zee op Aarde, bron: ESA, NASA, JPL.
Gedetailleerde radar-"foto" van een stukje van de Kraken Zee, dicht bij de noordpool van Titan, met verdronken bergen, bron: ESA, NASA, JPL.
Eerste foto van het oppervlak van Titan, genomen door de gelande Huygens-sonde, zichtbaar zijn kleine ijsblokken in een landschap van nat organisch donkergekleurd ijszand, waar vloeibaar methaan heeft gestroomd, bron: ESA, NASA, JPL, Univ. v. Arizona
Kaart van Titan, zoals bekend in januari 2009, de Huygens landingsplek is ten oosten van het lichtgekleurde gebied ADIRI, dat gecentreerd is op 15 graden zuiderbreedte en 210 graden lengte, bron: NASA/JPL-Caltech
TSSM componenten. TSSM is een gepland project om terug te keren naar Titan, Enceladus en Saturnus., bron: ESA/NASA

Titan draait in 15 dagen en 22 uur om Saturnus. Dit is zoals dat ook bij de Maan van de Aarde het geval is ongeveer gelijk aan de omwentelingsperiode van Titan om zijn as. Dit is een normaal verschijnsel bij natuurlijke satellieten die zich in een stabiele baan rond een planeet bevinden. Getijdenkrachten veroorzaken interne wrijving, waarbij rotatie-energie zich omzet in interne warmte. Een maan gaat zich verder van zijn planeet af bewegen en de aswentelingperiode benadert steeds meer de omwentelingsperiode. Er bestaat een speciale Darische kalender om de tijd op Titan bij te houden[5].

De baanexcentriciteit van Titan bedraagt 0,0288, en de baan helt 0,348° ten opzichte van de evenaar van Saturnus[6]. Gezien vanaf de Aarde staat Titan tijdens grootste elongaties ongeveer 20 Saturnus-boogstralen (net iets meer dan 1,2 miljoen kilometer) van Saturnus en vertoont een schijf met een hoekdiameter van 0,8 boogseconden.

Titan heeft de kleine, onregelmatig gevormde satelliet Hyperion gevangen in een 3:4 baanresonantie. Dit wil zeggen, dat Hyperion drie keer rond Saturnus draait in dezelfde tijd dat Titan vier omwentelingen rond Saturnus beschrijft. Een langzame en geleidelijke evolutie van de resonantie, waarbij Hyperion gemigreerd zou zijn vanuit een chaotische baan, lijkt volgens theoretische modellen onwaarschijnlijk. Hyperion is waarschijnlijk in een stabiele baan gevormd, waarbij Titan andere objecten die te dichtbij kwamen uit hun baan deed afwijken of deed inslaan op Titan[7].

Sondes naar Titan[bewerken]

De ruimtesondes Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980) en Voyager 2 (1981) bezochten Titan.

De Amerikaans-Europese ruimtesonde Cassini-Huygens, die in 1997 werd gelanceerd en op 1 juli 2004 in een baan om Saturnus gekomen is, had een kleinere sonde aan boord, die op 14 januari 2005 geland is op een plek op het zuidelijk halfrond van Titan, dichtbij de evenaar.

Op 3 juli 2004 keek de Cassini-ruimtesonde met een speciale infrarood-camera voor het eerst door het wolkendek van Titan. Hierop waren gegolfde lijnen te zien, die een hint gaven van aanwezige rivieren. Radaropnamen bevestigden dat rivierdalen bestaan op Titan.

De naar Christiaan Huygens genoemde Huygens-sonde van de ESA landde op 14 januari 2005 op het oppervlak van Titan. Tijdens de afdaling en direct na de landing nam deze sonde foto's, de eerste close-ups van Titans oppervlak.

Op 22 juli 2006 ontdekte de Cassini-ruimtesonde meren. Enkele van deze opnamen lieten zelfs rivierbeddingen zien die uitmondden in die meren. De meren zijn bijna zeker gevuld met ethaan, tezamen met andere organische vloeistoffen. Op Aarde zijn dat gassen, maar door de koude komen ze op Titan als vloeistoffen voor (zie ook Aanwezige vloeistoffen).

Atmosfeer[bewerken]

Structuur en opbouw[bewerken]

De atmosfeer van Titan is immens en lijkt in de hogere lagen in dynamisch opzicht op die van Venus. Net als bij Venus roteert de atmosfeer sneller rond de planeet dan de eigen rotatiesnelheid[8]. Dit noemt men een superroterende atmosfeer. De wind waait er met snelheden tot 400 kilometer per uur. De atmosfeer van Titan vertoont ook weersverschijnselen als onweer en regen, waardoor er aan de polen meren en zeeën van methaan en ethaan zijn ontstaan (zie ook Weer en klimaat).

De atmosfeer is zo dik dat het dankzij de geringe zwaartekracht waarschijnlijk mogelijk zou zijn erdoorheen te vliegen[9].

De dikke atmosferische laag rond Titan werd voor het eerst opgemerkt in 1903 door de Spaanse astronoom Josep Comas Solà, die een randverduistering bij Titan vermoedde[10]. Dit vermoeden werd in 1944 definitief bevestigd door Gerard Kuiper, wiens spetrocopische waarnemingen er tevens op leken te wijzen dat de partiële druk van het methaangas ca. 100 millibar (10 kilopascal) bedroeg[11]. In de jaren '70 werd echter vastgesteld dat de hoeveelheid methaan in Titans atmosfeer zeker tien keer zo hoog was, terwijl de druk aan de oppervlakte zeker twee keer zo hoog was, hetgeen betekende dat het methaan slechts een klein deel van Titans atmosfeer kon vormen[12]. Waarnemingen van de Voyager 1 in 1981 bevestigden dat de druk aan de oppervlakte 1,5 bar was en dat het oppervlak geheel aan het zicht werd onttrokken[13].

Chemische samenstelling[bewerken]

De samenstelling van Titans atmosfeer is in de stratosfeer 98,4 % stikstof en 1,6 % methaan en kleine hoeveelheden andere gassen (de zogenaamde spoorgassen): met name koolwaterstoffen, in het bijzonder ethaan en daarnaast vast acetyleen, diacetyleen, propyn, ethyn, vloeibaar propaan, cyanoacetyleen, vast waterstofcyanide, koolstofdioxide, koolstofmonoxide, oxalonitril, argon en helium[14].

Samen met de 95 % stikstof en 5 % methaan aan het oppervlak) doet dit alles denken aan de Aardse oeratmosfeer met weinig vrije zuurstof. Op Titan zelf komt een overvloed van complexe organische moleculen en nitrilen voor. Carl Sagan voerde daarvoor de verzamelnaam tholines in. Ze ontstaan door wisselwerking van de zonnewind en de ultraviolette straling van de Zon met het methaan en de stikstof in de bovenste atmosfeerlagen. Ethaan-moleculen vormen zich het meest. De ontstane organische moleculen en nitrilen vormen een dikke smog-laag hoog in de atmosfeer. Hier worden ook ingewikkelder chemische verbindingen (mogelijk tholines) gevormd. De diverse koolwaterstoffen in de atmosfeer zijn waarschijnlijk ontstaan uit reacties die plaatshadden nadat het methaan door de ultraviolette straling van de zon eerst was afgebroken. Hierdoor komt Titans atmosfeer vermoedelijk aan zijn karakteristieke oranje kleur.[15][16]

De dikke atmosferische laag onttrekt het eigenlijke oppervlak van Titan aan het zicht vanuit de ruimte. Cassini's isotopenonderzoek heeft aangetoond dat het stikstof in de atmosfeer afkomstig is van ammoniak uit het inwendige van Titan[17].

Magnetisch veld[bewerken]

Titan heeft geen eigen magnetisch veld, en is als gevolg hiervan (vrijwel) direct blootgesteld aan de zonnewind wanneer hij gedurende korte tijd buiten de magnetosfeer van Saturnus treedt (al bleek in 2008 wel dat Titan dan resten van het magnetische veld van Saturnus vasthoudt[18]). De blootstelling aan de zonnewind kan leiden tot ionisatie van sommige moleculen in de bovenste lagen van de atmosfeer, waardoor deze aan de atmosfeer worden onttrokken.

In november 2007 werden sporen gevonden van negatieve ionen in Titans ionosfeer, waarvan de massa ca. 10.000 maal die van waterstof bedroeg. Deze zware ionen vallen vermoedelijk naar beneden en vormen zo een oranje laag. Hoewel de structuur van deze moleculen niet exact bekend is, zijn het vermoedelijk tholines. Deze kunnen de basis vormen voor complexere verbindingen zoals polycyclische aromatische koolwaterstoffen[19].

Herkomst methaangas[bewerken]

Onbekend is waarom Titan 4,6 miljard jaar na zijn ontstaan nog altijd zijn dikke smoglaag van methaan bezit. Het methaan had normaal gesproken ca. 50 miljoen jaar na de vorming van Titan uit de atmosfeer verdwenen moeten zijn, doordat het samen met stikstof complexe verbindingen aangaat en wordt omgevormd tot koolwaterstof. De atmosfeer van Titan bevat echter meer dan 1000 keer zoveel methaan als koolstofmonoxide, hetgeen inslagen van kometen als mogelijke bron voor het methaan in feite uitsluit aangezien kometen meer koolstofmonoxide dan methaan bevatten. De hypothese dat de grote hoeveelheid methaan afkomstig zou zijn uit een atmosfeer die tijdens de vorming van Titan werd afgescheiden van de Saturnusnevel lijkt evenmin voor de hand te liggen, aangezien de samenstelling van Titans atmosfeer dan veel meer op een (veronderstelde) zonnenevel zou moeten lijken, met elementen als waterstof en neon[20]. Bovendien "sneeuwen" de smogdeeltjes uiteindelijk neer. Er moet dus op Titan een bron van methaan bestaan, ofwel op het oppervlak, ofwel ondergronds. Vroeger dacht men dat het oppervlak van Titan voor een groot deel of zelfs helemaal oceaan was. Dit blijkt echter niet het geval te zijn.

Het belangrijkste gedeelte van Titans ionosfeer bevindt zich 1200 km boven het oppervlak. Daarnaast komt er op een hoogte van 63 kilometer een extra laag geladen deeltjes voor. De bron van natuurlijke Extremely Low Frequency-golven blijft onduidelijk.[4]

Nadat alle mogelijkheden zijn uitgesloten lijkt de bron van het methaan in het inwendige van Titan te moeten worden gezocht. Vulkanen, methaanbronnen of zelfs door de geringe zwaartekracht hoog opspuitende geisers kunnen het mechanisme verklaren dat methaan laat ontsnappen uit de ondergrond. Methaan zou chemisch of fysisch met waterijs kunnen zijn gebonden, of ook als vrije vloeistof kunnen voorkomen in een poreuze ijskorst of een ijskorst met spleten en grotten. Een andere, meer fantastische mogelijkheid bestaat erin dat het methaan vrijkomt door het metabolisme van Titan-organismen in de inwendige oceaan van water of ammoniak[17] (zie ook Mogelijk leven).

Oppervlak[bewerken]

Cassini-Huygens heeft op het oppervlak van Titan met behulp van radarhoogtemeting, synthetische apertuurradar en infrarood en in zichtbaar licht de volgende structuren waargenomen: meren met vloeistof maar ook uitgedroogde meren[21], minstens drie grote meren: Kraken Mare (ter grootte van de Kaspische Zee op Aarde), Ligeia Mare en Punga Mare, rivieren, cryo-lavastromen, canyons, vulkanen, vulkanische thermische bronnen mogelijk met geysers, inslagkraters, grote vlakten, bergketens, immense donkere duinengebieden/velden van organisch tholine-waterijs zand, en heldere gebieden zoals Xanadu, een reflecterend gebied ongeveer zo groot als Australië dat in 1994 werd ontdekt dankzij de infrarode beelden van de ruimtetelescoop Hubble.

Het gebied is kronkelig met zowel heuvels en dalen als kloven[22]. Het wordt bovendien doorsneden door donkere lijnen, mogelijk spleten of richels, hetgeen zou wijzen op tektonische activiteit. Het zouden ook oude kanalen kunnen zijn, indien er op deze plekken ooit een vloeistof heeft gestroomd[23].

Soorten gebieden[bewerken]

De eerste beelden van Titans oppervlak lieten een zeer afwisselende geologisch beeld zien, met zowel ruwe als effen gebieden. Op planetaire schaal komen er ruwweg twee soorten gebieden voor:

  1. Natte, vochtige gebieden, streken en oppervlakten, bedekt met donkergekleurde materie, bestaande uit ijszand of modder, natvochtig door vloeibaar methaan. Dit materiaal is samengeklonterd met tholines, dus gele en zwarte organische polymeren, complexe moleculen en losse brokken vuil ijs. In ditzelfde soort terrein, maar droger, bevinden zich de duinenvelden, vooral rond de evenaar.
    De Huygens-ruimtesonde is geland in een dergelijk donker gekleurd, nat gebied. Deze gebieden zijn lager gelegen dan de lichte.
  2. Hoger gelegen, lichte gebieden, streken en oppervlakten van licht bevuild vast waterijs dat donkerrood is gekleurd door organisch materiaal en van ammoniakijs, dat is schoongespoeld van "tholins" door methaanregen.

Xanadu, het bekendste lichte gebied heeft rivierbeddingen, die erg goed op de Cassini-radar zichtbaar zijn als lichte strepen. Die radar-helderheid wordt goed verklaard door aan te nemen dat de rivierbeddingen bedekt zijn met een laag ronde ijs-"keien", sommige zo groot als een hoofd, gevormd door erosie van de bedding, door sporadisch voorkomende vloedstromen van methaan-vloeistof, als er honderden kilometers stroomopwaarts een wolkbreuk plaatsvindt.[24]

Daarnaast zijn er kleine, geïsoleerde, natte gebieden. Inslagkraters komen naar verhouding weinig voor, dus moeten er processen zoals erosie en cryovulkanisme op het oppervlak plaatsvinden waardoor de kraters worden uitwist of opgevuld met nieuw materiaal. Volgens radarmetingen bedraagt het reliëf op de meeste plekken niet meer dan 150 m, hoewel er bergen van meer dan een kilometer hoog zijn ontdekt[25].

De hemel en het volledige landschap baden in een oranje schijn[26]. De Zon is enkel zichtbaar als een heldere, bijna puntvormige lichtbron, wanneer ze hoog aan de hemel staat. Indien ze niet dicht bij het zenit staat, onttrekt de oranje nevel ze aan het zicht. De belichting op het oppervlak overdag is te vergelijken met het licht op Aarde, tien minuten na zonsondergang.

Nog een typisch kenmerk zijn de honderden kilometers lange strepen. Deze zijn vermoedelijk veroorzaakt door met de wind mee gevoerde deeltjes[27], (longitudinale duinen !).

Aanwezige vloeistof[bewerken]

Cassini heeft met behulp van radar de plaats opgemeten van kenmerkende formaties in het terrein[28]. Tussen de metingen bij de aankomst in het stelsel van Saturnus en latere opnamen in 2008 zijn verschillen van 30 km in plaats gemeten. Dit is enkel goed te verklaren door de aanwezigheid van een inwendige oceaan. Onder 50 km ijs zou 250 km oceaan liggen[29].

Het eerste bewijs voor de aanwezigheid van vloeibaar methaan op Titan kwam in 1995 dankzij waarnemingen van de Hubble-telescoop[30]. Door de Cassini werd in 2004 een donkere plek op Titans zuidpool waargenomen, Ontario Lacus [31]. Achteraf bleek het hier inderdaad om een meer van vloeibaar methaan te gaan[32]. Met behulp van radarbeelden kon tevens worden aangenomen dat er sprake was van een kustlijn[33]. In juli 2006 nam Cassini soortgelijke donkere plekken nabij Titans noordpool waar[34]. In januari 2007 werd definitief bevestigd dat het hier om grote meren van methaan inclusief kanalen ging[35]. In juni 2008 bevestigden waarnemingen van Cassini's spectrometer de aanwezigheid van vloeibaar ethaan in Lacus Ontarius[36].

Ethaan is vloeibaar bij de oppervlaktedruk en temperatuur van Titan en wordt het meest gevormd. Er zijn geen oceanen van vloeibaar ethaan op het oppervlak, omdat ethaan neerslaat en zich hecht[37] aan de organische aerosols die voortdurend overal op Titan neersneeuwen en die de donkere gebieden op het oppervlak hun karakteristieke bodemsamenstelling geven. Er is wel voldoende vloeibaar ethaan, methaan en propaan beschikbaar om op de winterpool meren en zelfs een paar zeeën te vormen. De exacte samenstelling[38] is de volgende: ethaan ( 76-79%), propaan (7-8%), methaan (5-10%), waterstofcyanide (2-3%), buteen (1%), butaan (1%) and acetyleen (1%). Dit kon bepaald worden door een thermodynamisch model van de atmosfeer te maken, door theoretische berekeningen, Cassini waarnemingen en gegevens van laboratorium proeven te combineren.

Kraters[bewerken]

Inslagkrater op Titans oppervlak.

Tot de weinige inslagkraters die zijn waargenomen behoren een 440 km breed bassin met veel ringen dat de naam Menrva heeft gekregen[39], een ca. 60 km brede krater met platte bodem met de naam Sinlap[40] en een ca. 30 km brede krater met een piek in het midden die de naam Ksa draagt[41]. Van sommige andere cirkelachtige structuren zoals Guabonito is niet zeker of het eveneens inslagkraters zijn[42][43].

Vermoed wordt dat het geringe aantal inslagkraters vooral te danken is aan de beschermende werking van Titans atmosfeer[44].

Bergen en cryovulkanen[bewerken]

Nabij-infraroodbeeld van Tortola Facula, een mogelijke cryovulkaan op Titan.

Er is geopperd dat de huidige omstandigheden op Titan sterk lijken op die van de jonge Aarde (zie ook Geschiedenis van de Aarde), met als belangrijkste verschil dat de temperatuur veel lager is. Op basis van de in de atmosfeer waargenomen argon wordt vermoed dat de door de vulkanen uitgespuwde "lava" uit een mengsel van water en ammoniak bestaat[45].

Een van de eerste beelden van Cassini toonde Ganesa Macula, een donkere plek die sterk leek op de zogeheten pancake domes op Venus. De hypothese dat het hier om een cryovulkaan zou gaan werd in december 2008 door de American Geophysical Union weerlegd[46].

Aangenomen wordt dat het mechanisme dat het vulkanisme op Titan aanstuurt hetzelfde is als dat op Aarde, namelijk radioactief verval. Het vloeibare water onder de ijskorst zou hierbij dezelfde rol kunnen vervullen die magma op Aarde heeft, hetgeen gezien het feit dat ijs een lagere dichtheid heeft dan water echter wel betekent dat er een hoop extra energie nodig is. Deze energie wordt mogelijk opgewekt door de getijdenversnelling die Saturnus veroorzaakt[3]. Een alternatieve verklaring is dat er zich onder de ijskorst een ijs Ih-laag met daaronder weer een vloeibare laag ammoniumsulfaat bevindt, en dat dit samen voor een gravitationeel onstabiel systeem zorgt[47].

In 2006 ontdekte Cassini op het zuidelijk halfrond een bergketen van 150 km lang, 30 km breed en 1.5 km hoog. Deze bergketen bestaat vermoedelijk uit ijsachtig materiaal en is bedekt met methaansneeuw. Hij is mogelijk gevormd uit materiaal dat ontstond toen een gat dat als gevolg van het uiteendrijven van tektonische platen was ontstaan moest worden opgevuld[48]. Meer bergen op Titan zou op deze manier net als op Aarde als gevolg van geologische activiteit kunnen zijn ontstaan[49].

Donkere gebieden[bewerken]

Zandduinen op Aarde (boven), vergeleken met duinen op Titans oppervlak (onder).

Op de eerste beelden van Titans oppervlak waren nabij de evenaar grote donkere plekken te zien. In eerste instantie werd gedacht aan grote hoeveelheden bevroren koolwaterstof[50]. Latere beelden van Cassini lieten zien dat het hier om grote vlakten bedekt met tot 330 meter hoge longitudinale duinen gaat. Dergelijke duinen verkrijgen hun typische vorm als gevolg van bepaalde windrichtingen; in dit geval hebben de duinen op Titan hun vorm gekregen doordat constant van west naar oost gerichte winden voorkomen in combinatie met variabele getijdenwinden. Deze laatste winden zijn vermoedelijk het resultaat van de getijdenkrachten die Saturnus op Titans atmosfeer uitoefent, een kracht die ongeveer 400 keer zo sterk is als de getijdenkracht van de Maan op de Aarde en de winden richting Titans evenaar drijft. De studie van lineaire duinen in China, doet vermoeden dat de cohesie van duinmateriaal (kleverig organisch materiaal) even belangrijk is, als de windrichting, in de instandhouding en creatie van deze duinvormen.[51]

Het zand zelf is mogelijk het product van de erosie van ijs veroorzaakt door hevige methaanregens. Een andere mogelijke verklaring is dat het afkomstig is van als gevolg van fotochemie geproduceerde organische verbindingen in Titans atmosfeer[52].

In mei 2008 bleek uit gedetailleerd onderzoek dat de duinen minder water bevatten dan de rest van Titan, en dat ze het meest waarschijnlijk zijn gevormd uit samengeklonterd organisch materiaal dat eerst is neergeregend[53].

Weer en klimaat[bewerken]

Doordat Titan zo ver van de Zon staat is het er vanzelfsprekend koud, gemiddeld -195 °C. Bij deze temperatuur vindt geen sublimatie van ijs plaats, dus bevat de atmosfeer nagenoeg geen waterdamp. Toch heeft het klimaat van Titan in zeker opzicht veel weg van dat van de Aarde, doordat methaan voor een groot deel dezelfde functies als water op Aarde vervult. Zo vormen zich geregeld methaanwolken - zowel cumuluswolken als stratuswolken - en regent het er af en toe hevig methaan bij onweer[54] op de plaatsen waar de zon loodrecht op de atmosfeer schijnt.

Wolken vormen zich ook bij vulkanische activiteit[55] en bij bergketens, net als op Aarde. Lichte motregen komt veel voor[56]. De temperatuur aan het oppervlak volgt uit het thermisch evenwicht van de zonnestraling. Er is enerzijds sprake van een temperatuurstijging als gevolg van een broeikaseffect dat wordt veroorzaakt door het methaan in de atmosfeer. De smoglaag veroorzaakt echter ook een antibroeikaseffect als gevolg van global dimming, doordat ze het zonlicht weg van het oppervlak naar de ruimte weerkaatst[57]. In september 2006 ontdekte Cassini 40 km boven de noordpool van Titan een wolk. Deze wolk bestond vermoedelijk niet uit methaan maar uit ethaan, aangezien de omvang van de deeltjes 1 tot 3 micrometer bedroeg en ethaan op dergelijke hoogtes kan bevriezen. In december 2006 ontdekte Cassini nog een andere wolk, met een doorsnede van meer dan 2400 km. Deze wolk bestond uit methaan, ethaan en andere organische stoffen en was een maand later nog steeds zichtbaar. Op de noordpool van Titan valt dus vermoedelijk veel regen en/of sneeuw - in de vorm van ethaan of methaan - wanneer het winter is op het noordelijk halfrond. Indien dit inderdaad klopt is er op Titan sprake van een "methanologische cyclus", vergelijkbaar met de waterkringloop op Aarde[58].

Wanneer de seizoenen op Titan wisselen doordat als gevolg van de veranderde baan van Saturnus het andere halfrond van de maan naar de zon toe wordt gekeerd[59], is de zuidpool aan de beurt. Hier zal het ethaan gaan condenseren[60]. De regens voeden de waargenomen vloeibare meren of zeeën van methaan en ethaan aan de polen, die tijdens plaatselijke winters veel voorkomen. Boven de winterpool bevindt zich een uitgestrekte wolk in de stratosfeer die naast andere organische moleculen en aerosolen veel ethaan bevat. Ook rond de zomerpool zweven veel wolken[61] en komt dikwijls onweer voor.

Volgens een hypothese ontstaan de wolken boven de zuidpool doordat als gevolg van een verhoogde insolatie tijdens de zomer op Titan in de atmosfeer een verhoogde convectie optreedt, maar dit lijkt in tegenspraak met het feit dat de vorming van de wolken ook in het midden van de lente op Titan optreedt. De grote omvang van de wolken boven de zuidpool kan mogelijk worden verklaard door de aanwezigheid van vloeibaar methaan aldaar[62].

Op de landingsplek van Huygens bedroeg de relatieve vochtigheid - in dit geval natuurlijk niet van water, maar van methaan - 50 procent.

Vertrekkend van metingen van windsnelheden door Huygens tijdens zijn afdaling zijn simulaties van globale windpatronen berekend. Die doen vermoeden dat Titans atmosfeer rondwentelt in één enkele enorme Hadleycel. Warme lucht stijgt op in Titans zuidelijk halfrond — dat was het zomerhalfrond tijdens de afdaling van Huygens — en daalt in het noordelijk halfrond. Dit leidt tot luchtstromen op grote hoogte van zuid naar noord en luchtstromen op geringe hoogte van noord naar zuid. Zo'n enkele Hadleycel is enkel mogelijk op een traag roterende wereld zoals Titan. Alleen dan is de corioliskracht verwaarloosbaar.

De circulatiecel van wind tussen de polen blijkt gecentreerd te zijn in de stratosfeer. Simulaties doen vermoeden, dat die elke 12 jaar van draairichting verandert, met een overgangsperiode van drie jaar, over de loop van een Titanjaar (30 aardse jaren)[63]. Die cel veroorzaakt een enkel lagedrukgebied aan het oppervlak in het zomerhalfrond, dat is eigenlijk een variatie van de aardse Intertropische convergentiezone (ITCZ). Verschillend van de Aarde echter, waar de oceanen de ITCZ tot de tropen beperken, drijft op Titan de gordel de wind aan van één pool naar de andere en voert methaan regenwolken mee. Dit betekent dat op Titan - ondanks de lage temperaturen - eigenlijk een tropisch klimaat heerst als gevolg van een proces dat vergelijkbaar is met het broeikaseffect op Aarde[64].

Mogelijk leven[bewerken]

Nuvola single chevron right.svg Zie ook Oorsprong van het leven

Voor het ontstaan en de evolutie van levensvormen lijken ten minste drie voorwaarden noodzakelijk:

  1. Aanwezigheid van energie, bijvoorbeeld door zonlicht, planetaire warmte ofwel thermische energie, chemische energie of blikseminslagen.
  2. Aanwezigheid van organische moleculen gebaseerd op koolstof.
  3. Aanwezigheid van vloeistoffen. Water is de vloeistof die door het leven op Aarde wordt gebruikt als oplosmiddel, maar op Titan lijkt ammoniak de beste kandidaat.

Op Titan zijn die drie wezenlijke voorwaarden vervuld.

Energie is vooral aanwezig als thermische warmte in de vorm van vulkanisme, als chemische energie en als energie die vrijkomt bij interactie met de kosmische straling die door de atmosfeer het oppervlak bereikt. Anders dan op Aarde speelt zonnestraling nauwelijks een rol, omdat het zonnelicht op het Titanoppervlak duizendmaal zwakker is dan op Aarde. Dit verschil in de Zonne-energie die het oppervlak van Titan bereikt komt door de dichte atmosfeer met wolken en smog en de grotere afstand tot de Zon.

Water en ammoniak in vloeibare vorm komen op het Titanoppervlak enkel tijdelijk voor: bij grote meteoorinslagen en in vulkanische zones en ook in een uitgestrekte ondergrondse oceaan. Toch is dit voldoende om interessante reacties te veroorzaken op het oppervlak met de organische moleculen als koolwaterstoffen, nitrilen en polymeren, waarmee het volledig oppervlak bezaaid ligt. Deze moleculen en aerosols sneeuwen en regenen continu uit de hemel vanuit de wolken en de planetaire smoglaag. Ze vormen zo aminozuren, dat zijn de basisbouwstenen van alle leven op Aarde. Titan is bijgevolg belangrijk voor de astrobiologie, omdat het één groot laboratorium vormt van prebiotische chemie.

Bovendien zijn er meren en rivieren van vermoedelijk vloeibaar methaan en ethaan en in zulke vloeistoffen zou leven[65] misschien mogelijk zijn.

Nadelig voor het ontstaan van leven is de lage temperatuur op Titan, waardoor reacties zeer traag verlopen. Toch bestaat Titan lang genoeg om interessante complexe moleculen en misschien zelfs leven te laten ontstaan. Bovendien kunnen katalysatoren reacties versnellen.

Radarobservaties door de Cassini-ruimtesonde en metingen van radiogolven (zie hoger) wijzen op een ondergrondse oceaan van water en ammoniak[66]. Wetenschappers denken dat in deze inwendige oceaan mogelijk leven[67] aanwezig is, of in grotten, spleten, in contact met deze oceaan of met het oppervlak[68].

A.D. Fortes en andere auteurs opperen de mogelijkheid dat de huidige atmosfeer die uit overwegend stikstof en methaan bestaat volledig het resultaat is van biologische processen, wat wil zeggen dat deze gassen zijn uitgeademd door micro-organismen in de inwendige oceaan of zelfs door leven op het oppervlak. Nieuw onderzoek in de vorm van een toekomstige ruimtemissie, als opvolger van de Cassini-Huygens missie, kan hierover uitsluitsel geven. De cryo-lavastromen zouden organismen kunnen bevatten uit de inwendige oceaan, nabij vulkanische gebieden, in inslagkraters of van de oppervlakte meren en zeeën. Gedetailleerde analyse van stalen uit die gebieden kan het definitieve antwoord verschaffen.

Leven met een metabolisme, gebaseerd op methaan, kan mogelijk op Titan bestaan.[65] Deze organismen zouden ethaan drinken, acetyleen en andere vaste polymeren als voedsel gebruiken waar waterstof de rol van zuurstof (dat aards leven gebruikt om voedsel te verbranden) neemt. Als levensvloeistof (op Aarde water) zou ethaan, methaan of een mengsel van ethaan/methaan kunnen dienen. Dit leven zou dan methaan uitademen, wat de voortdurende hernieuwing van methaan in de atmosfeer zou kunnen verklaren.

Metingen van Cassini gecombineerd met waarden berekend in theoretische modellen suggereren dat er naast de opwaartse flux van waterstof (ontsnapping naar de ruimte) ook een neerwaarste netto flux is van waterstof.[69] Er verdwijnt dus waterstof aan het oppervlak. Bovendien is acetyleen afwezig (waarnemingen van de Huygens-sonde) terwijl dit, volgens de theorie, erg veel zou moeten voorkomen aan het oppervlak. Ethaan is ook minder aanwezig dan men zou verwachten. Benzeen en een onbekende organische stof zijn in overvloed aanwezig.[70] Biologische activiteit van levende wezens kan dit alles goed verklaren, ook al is een niet-biologische oorsprong van deze waarnemingen mogelijk.[71]

Er bestaan vermoedelijk veel objecten van het type "Titan" in het heelal. Als er leven voorkomt is dat uiteraard belangrijk, maar ook als er geen leven op Titan voorkomt kan dat feit bijdragen aan een beter begrip van de ingrediënten die nodig zijn om leven te doen ontstaan.

In de zeer verre toekomst zou Titan wel eens een geschiktere plek voor leven dan nu kunnen zijn. Tegen de tijd dat de Zon in een rode reus zal zijn veranderd, kan de temperatuur aan Titans oppervlak zijn gestegen tot −70 °C. Bij deze temperatuur kunnen stabiele oceanen welke bestaan uit een mengsel van water en ammoniak aan het oppervlak voorkomen. Naarmate de Zon minder ultraviolette straling uitzendt, zal de nevel in de bovenste lagen van Titans atmosfeer verdwijnen. Hierdoor zal het antibroeikaseffect afnemen, terwijl atmosferisch methaan het broeikaseffect juist zal versterken. Het aldus ontstane klimaat zou gedurende enkele honderden miljoenen jaren wellicht allerlei levensvormen kunnen huisvesten [72].

Toekomstige verkenning[bewerken]

Cassini heeft nu volgens plan[73] 28% van het oppervlak met radar in kaart gebracht en bijna het volledige oppervlak in het infrarood. De missie van Cassini is in april 2008 met 2 jaar verlengd (genaamd 'Equinox mission') wegens de waardevolle wetenschappelijke resultaten. Ongeveer 35% was medio 2010 met radar in kaart gebracht. In september 2010 werd besloten de missie van de nog steeds goed functionerende satelliet opnieuw te verlengen, ditmaal tot september 2017 ('Solstice mission'). Bij laatstgenoemde missie zijn de doelen om nog een groter deel van Titan in kaart brengen, alsmede de maan Enceladus, Saturnus zelf en zijn ringen.
Uiteindelijk ligt het in de bedoeling om een volledige Titanglobe te maken met behulp van Cassini en door verdere, toekomstige ruimtemissies naar Titan.

Zowel in Europa als in de Verenigde Staten denken de ESA, NASA, universiteiten, bedrijven en onderzoeksinstellingen over opvolgers voor Cassini-Huygens. Goede kandidaten zowel technisch als wetenschappelijk gezien zijn een helikopter of een zeppelin[74], waarbij verschillende interessante plaatsen op het oppervlak nader bestudeerd kunnen worden en grote gebieden bestreken kunnen worden.

NASA en ESA denken nu ook om tezamen een ballon-missie te bouwen en uit te voeren, die technisch eenvoudiger en dus goedkoper is, maar minder verkenningsmogelijkheden biedt dan een zeppelin of een helikopter. Het gemeenschappelijk ESA-NASA project heet nu TSSM (Titan Saturn System Mission)[75][76] (ex-TANDEM, ex-Titan Explorer). Dit project bevindt zich in de studiefase, het is nog niet goedgekeurd en het zou tot ongeveer 2040 duren (lancering ver na 2020) vooraleer de mensheid terug aanwezig is bij Titan met onbemande planetaire sondes.

TSSM omvat één ballon (levensduur 6 maanden) en één vlotter met een korte levensduur (enkele uren) om neer te plonzen op de Kraken Zee aan de Noordpool. TSSM omvat ook een orbiter in een polaire baan om meer te weten te komen over de atmosfeer, de ionosfeer en over het oppervlak. Men denkt op die manier het oppervlak volledig in kaart te kunnen brengen.

De Titan Mare Explorer (TiME) is voorgesteld als een alternatief, minder duur project, dat dus eerder gelanceerd kan worden (al vanaf 2016, met aankomst in 2023). De bedoeling is dat een plonslanding wordt uitgevoerd in de Ligeia Zee (de Ligeia Zee heeft een afmeting van ongeveer 500 bij 500 km), met als backup-landingsgebied de Kraken Zee. De vlotter-lander zou de diepte en de samenstelling van deze zee meten, alsook metingen doen van de kustlijn en de atmosfeer boven de zee. Deze lander zou geen motorvoortstuwing op zee meekrijgen maar bewegen met de wind en de zeestromingen. Het is mogelijk dat het TiME-project dat onder evaluatie is, uiteindelijk versmolten wordt met TSSM en de Titan-lander van TSSM.

Bronnen en verwijzingen

Noten

  1. Bill Arnett (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson
  2. 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. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005Icar..175..496.
  3. a b Alan Longstaff (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Astronomy Now: 19.
  4. a b Titan's Mysterious Radio Wave". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601c.cfm. Retrieved 2007-06-02.
  5. The Darian Calendar for Titan
  6. JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory Geraadpleegd op 2007-08-19
  7. Bevilacqua, R., Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (April 1980). Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case. Earth, Moon, and Planets 22 (2): 141–152 . Geraadpleegd op 2007-08-27.
  8. Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. March 11, 2005. http://www.astrobio.net/news/article1480.html. Retrieved 2007-08-24.
  9. Robert Zubrin (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. pp. 163–166. ISBN 1-58542-036-0.
  10. P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole (1990). The Atlas of the Solar System. ISBN 0-517-00192-6.
  11. G. P. Kuiper (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal 100: 378. doi:10.1086/144679. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1944ApJ...100..378.
  12. Athéna Coustenis, F. W. Taylor. Titan: An Earth-like Moon. World Scientific. p. 10-12. http://books.google.co.uk/books?hl=en&lr=&id=tfME31MfhSMC&oi=fnd&pg=PR11&dq=%22pioneer+11%22+titan+atmospheric+pressure&ots=zrVWhX61FI&sig=ShAJlkom-6nsJZE46_1MbTOp18c#v=onepage&q=&f=false. Retrieved 2009-11-13.
  13. Coustenis & Taylor pp. 26-27
  14. 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.
  15. Baez, John (January 25, 2005). "This Week's Finds in Mathematical Physics". University of California, Riverside. http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html. Retrieved 2007-08-22.
  16. J. H. Waite, Jr., D. T. Young, T. E. Cravens, A. J. Coates, F. J. Crary, B. Magee, and J. Westlake (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Science 316: 870. doi:10.1126/science.1139727.
  17. a b 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.
  18. Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan". NASA/JPL. 2008. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm. Retrieved 2009-04-20.
  19. Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler (2007). "Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere". Geophys. Res. Lett. 34: L22103. doi:10.1029/2007GL030978.
  20. A. Coustenis (2005). "Formation and evolution of Titan’s atmosphere". Space Science Reviews 116: 171–184. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
  21. E. R. Stofan et al., The lakes of Titan, Nature, 4 January 2007; Vol. 445
  22. http://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm
  23. Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; et al. (January 2006). "Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS" (PDF). Icarus 186 (1). http://c3po.barnesos.net/publications/papers/Titan.spectral.diversity.pdf. Retrieved 2007-08-27.
  24. A. Le Gall en andere, 2010, Radar-bright channels on Titan, Icarus
  25. Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; et al. (March 2007). "Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference 38. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf. Retrieved 2007-08-27.
  26. M.G. Tomasko et al., Rain, winds and haze during the Huygens probe’s descent to Titan’s surface, Nature, December 2005; Vol. 438
  27. http://www.newscientist.com/article/dn6598
  28. Lorenz et al., Titan’s Rotation Reveals an Internal Ocean and Changing Zonal Winds, Science, 21 March 2008; Vol 319. no. 5870, pp. 1649-1651
  29. http://www.standaard.be/artikel/detail.aspx?artikelid=DMF20120629_123
  30. http://www.nature.com/nature/journal/v374/n6519/pdf/374238a0.pdf
  31. http://www.planetary.org/news/2005/0628_Dark_Spot_Near_the_South_Pole_A.html
  32. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20080730.html
  33. http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829
  34. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08630
  35. http://www.nature.com/nature/journal/v445/n7123/full/nature05438.html
  36. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=liquid-lake-on-titan
  37. D. M. Hunten,The sequestration of ethane on Titan in smog particles, Nature, 12 October 2006; Vol 443
  38. Cordier et al., An Estimate of the Chemical Composition of Titan's Lakes, aanvaard voor publicatie in Astrophysical Journal.
  39. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07365
  40. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07368
  41. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08737
  42. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08425
  43. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08429
  44. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V6T-3SWM31P-B&_user=10&_coverDate=08%2F31%2F1997&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=b2e61679d9e038112abf158313b553ea
  45. Tobias Owen (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature 438: 756–757.
  46. http://www.planetary.org/blog/article/00001771/
  47. http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4MM2660-2&_user=1790654&_coverDate=05%2F31%2F2007&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000054312&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1790654&md5=e12d369a2df7c4ef1a56c690abc9e398
  48. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6174501.stm
  49. http://newswise.com/articles/view/536441/
  50. http://www.sciencemag.org/cgi/content/summary/302/5644/403
  51. Radebaugh, Jani, Planetary science: Titan's sticky dunes?, Nature Geoscience, Volume 2, Issue 9, pp. 608-609 (2009).
  52. http://www.space.com/scienceastronomy/060504_sands_titan.html
  53. http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=1679
  54. R. Hueso & A. Sánchez-Lavega, Methane storms on Saturn’s moon Titan, Nature, 27 July 2006; Vol 442
  55. H.G.Roe et al., Geographic Control of Titan’s Mid-Latitude Clouds, Science, 21 October 2005; Vol. 310
  56. T. Tokano et al., Methane Drizzle on Titan, Nature, July 2006; Vol. 442
  57. C. A. Hasenkopf. "OPTICAL PROPERTIES OF TITAN HAZE LABORATORY ANALOGS USING CAVITY RING DOWN SPECTROSCOPY". Workshop on Planetary Atmospheres (2007). http://webcache.googleusercontent.com/search?q=cache:H1UhAFtLEpEJ:www.lpi.usra.edu/meetings/patm2007/pdf/9034.pdf+titan+anti-greenhouse-effect+2006+OR+2007&hl=en&ct=clnk&cd=3&gl=uk. Retrieved 2007-10-16.
  58. Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole". NASA. 2007. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20070201.html. Retrieved 2007-04-14.
  59. The Way the Wind Blows on Titan". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601f.cfm. Retrieved 2007-06-02
  60. David Shiga (2006). "Huge ethane cloud discovered on Titan". New Scientist 313: 1620. http://space.newscientist.com/channel/solar-system/cassini-huygens/dn10073-huge-ethane-cloud-discovered-on-titan.html. Retrieved 2007-08-07.
  61. Emily L. Schaller et al., A large cloud outburst at Titan’s south pole, Icarus, Vol. 182, pp. 224–229
  62. Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. (February 2006). "A large cloud outburst at Titan’s south pole" (PDF). Icarus (182): 224–229. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/largecloud.pdf. Retrieved 2007-08-23.
  63. Rannou, R.; et al. (January 2006), The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan., Science, 311 (5758): 201-205. doi:10.1126/science.1118424.
  64. Titan Has More Oil Than Earth". February 13, 2008. http://www.space.com/scienceastronomy/080213-titan-oil.html. Retrieved 2008-02-13.
  65. a b McKay & Smith (2005)
  66. BBC NEWS | Science/Nature | Saturn moon may have hidden ocean
  67. A. D. Fortes, Exobiological Implications of a Possible Ammonia–Water Ocean inside Titan, Icarus; Vol.146, 444–452
  68. Simakov, The possible sites for exobiological activity on Titan , ESA SP-496, Augustus 2001
  69. Strobel (2010)
  70. Roger N. Clark et al., “Detection and mapping of hydrocarbon deposits on Titan”, Journal of Geophysical Research, vol. 115, E10005, doi:10.1029/2009JE003369, 2010
  71. What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?, persbericht, NASA Jet Propulsion Laboratory, 3 juni 2010
  72. http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf
  73. E.R. Stofan et al., Mapping of Titan: Results from the first Titan radar passes, Icarus, 2006; Vol. 185, pp. 443–456
  74. R.D. Lorenz, Post-Cassini Exploration of Titan: Science Rationale and Mission Concepts, Journal of the British Interplanetary Society, 2000; Vol. 53, pp. 218-234
  75. TSSM (NASA website)
  76. TSSM (Europese website)

Literatuur

  • (en) C.P. McKay, H.H. Smith; 2005: Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan, Icarus 178, 274–276.
  • (en) Strobel, D.F.; 2010: Molecular hydrogen in Titan’s atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions, Icarus, in press.
  • Lorenz, Ralph; Jacqueline Mitton, Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn, Cambridge University Press. ISBN 0 521 79348 3, May 2002.
  • Ward, Peter, Life as We Do Not Know It: The NASA Search for (and Synthesis of) Alien Life, Viking Penguin. ISBN 0 670 03458 4, 2005.
  • Lorenz, Ralph; Jacqueline Mitton, Titan Unveiled, Princeton University Press. ISBN 978 0 691 12587 9, 2008.

Externe links

Etalagester
Etalagester Dit artikel is op 27 juli 2008 in deze versie opgenomen in de etalage.