Titan (maan)
| Titan | ||||
|---|---|---|---|---|
| ||||
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 zelfs 5 percent groter dan de planeet Mercurius of 50 percent groter dan onze maan. Christiaan Huygens ontdekte Titan op 25 maart 1655 en noemde hem Saturni Luna, dus "Saturnusmaan". Later bestudeerde de Italiaan Giovanni Domenico Cassini de maan. De Engelsman John Herschel doopte de maan in 1847 "Titan". Titan is de enige maan in het zonnestelsel met een dichte atmosfeer, die de Spaanse astronoom José Comas Solá voor het eerst vermeldde in 1907. Gerard P. Kuiper ontdekte in 1943 - 1944 methaangas in die atmosfeer met behulp van spectroscopie. Omdat de dikke smoglaag het oppervlak aan het zicht onttrekt, komt de kennis over Titan vooral van het bezoek van ruimtesondes zoals de Voyagers en Cassini-Huygens. Er komt storm, onweer en regen van ethaan en methaan voor. Er bestaan aan de polen meren en zeeën van methaan en ethaan. Er komen duinen, geisers en ijsvulkanen voor. Het oppervlak ligt bezaaid met ijs van koolwaterstoffen. Waarschijnlijk ligt er ondergronds een oceaan van ammoniak en water. Het is nog onzeker, of er leven voorkomt.
Structuur
Het bezoek van Voyager 1 leerde, dat het oppervlak permanent schuilt onder de dichte atmosfeer. Die atmosfeer levert een druk van 1,5 bar aan het oppervlak en is 880 km dik. Daardoor geldt Titan nu als tweedegrootste maan van ons Zonnestelsel. Qua massa en omvang is Titan te vergelijken met Jupiters vier grote manen. Titan mag dan wel iets groter uitvallen dan de planeet Mercurius, hij bezit maar half zoveel massa. Dit komt, omdat Titan voor ongeveer de helft uit waterijs en ammoniakijs bestaat. De andere helft zijn silicaten en metalen. IJs heeft een relatief lage dichtheid, het is een stof die met weinig massa veel ruimte inneemt. Hierdoor is ook de zwaartekracht iets zwakker dan die van onze maan, ongeveer één zevende van de Aardse zwaartekracht.
Volgens de modellen voor het inwendige van Titan moet er zich onder de ijskorst een tot 200 km diepe oceaan van vloeibaar water en vloeibaar ammoniak bevinden. Men hoopt met Cassini een definitief bewijs voor zo een oceaan te vinden, door metingen aan het zwaartekrachtsveld en door magnetische afwijkingen op te meten. Cassini heeft met radar de plaats opgemeten van kenmerkende formaties in het terrein[1]. 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 een inwendige oceaan.
Baan en draaiing
Titan draait in 15 dagen en 22 uur om Saturnus. Die aswentelingperiode is bijna exact gelijk aan zijn omwentelingsperiode rond Saturnus. Dit is ook bij de Maan van de Aarde het geval. Het betekent een normale dynamische eindevolutie voor een maan die zich gedurende lange tijd in een stabiele baan rond zijn planeet bevindt. 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[2].
De baanexcentriciteit van Titan bedraagt 0,0288, en de baan helt 0,348 graden ten opzichte van de evenaar van Saturnus[3]. 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 de tijd die Titan over vier omwentelingen rond Saturnus doet. Een langzame en geleidelijke evolutie van de resonantie, in dewelke Hyperion zou gemigreerd 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 gooide of deed neerstorten op Titan[4].
Atmosfeer
Structuur en opbouw
De atmosfeer van Titan is immens en lijkt in de hogere lagen in dynamisch opzicht op die van Venus. Net als bij Venus roteren deze winden sneller rond de planeet dan de eigen rotatie. Dit noemt men een superroterende atmosfeer. De wind waait er met snelheden tot 400 kilometer per uur.
De samenstelling van deze atmosfeer (98,4 % stikstof en 1,6 % methaan in de stratosfeer; 95 % stikstof en 5 % methaan aan het oppervlak) doet denken aan de Aardse oeratmosfeer met weinig vrije zuurstof. Op Titan komt een overvloed van complexe organische moleculen en nitrilen voor. Carl Sagan voerde daarvoor de verzamelnaam "tholins" in. Ze ontstaan door wisselwerking van de zonnewind en de ultraviolet-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. Zo komt Titan aan zijn karakteristieke oranje kleur. Die laag onttrekt het oppervlak van Titan aan het zicht vanuit de ruimte in golflengten van zichtbaar licht. Cassini's isotopenonderzoek heeft aangetoond, dat de stikstof in de atmosfeer komt van ammoniak uit het inwendige. De waterstof-ionen en -moleculen, die bij die reactie vrijkomen zijn gebruikt in andere scheikundige reacties, ontsnapt van Titan, of zitten nog op grote afstand van Titan als een waterstofwolk erom heen. Een aantal van deze ionen hebben zich verspreid over de volledige Titanbaan rond Saturnus.
Andere belangrijke atmosferische producten in de smoglaag behalve ethaan zijn vast acetyleen, vloeibaar propaan en vast waterstofcyanide.
De zwaartekracht bedraagt maar een zevende van de Aardse en toch heerst er 1,5 keer zoveel luchtdruk. Per vierkante kilometer bevat de atmosfeer dus tien keer meer gas dan op Aarde.
Eén van de raadsels luidt, waarom Titan die 4,6 miljard jaar bestaat nog altijd zijn smoglaag bezit. Methaan reageert immers na miljoenen jaren weg uit de atmosfeer door samen met stikstof complexe verbindingen aan te gaan. Bovendien sneeuwen de smogdeeltjes uiteindelijk neer. Er moet dus een bron van methaan bestaan ofwel op het oppervlak, ofwel ondergronds. Vroeger dacht men dat het oppervlak van Titan voor een groot deel of helemaal oceaan was. Dit blijkt nu duidelijk niet het geval te zijn.
Daarmee lijkt de bron van methaan definitief ondergronds te zijn. Vulkanen, methaanbronnen of zelfs door de geringe zwaartekracht hoog opspuitende geisers kunnen het mechanisme verklaren dat methaan vrijmaakt uit de ondergrond. Methaan zou chemisch of fysisch met waterijs kunnen gebonden zijn 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 organismen in de inwendige oceaan van water of ammoniak.
Weer en klimaat
Omdat Titan zo ver van de Zon staat, is het er koud, gemiddeld -179°C. Toch heeft deze maan veel weg van de Aarde, waarbij methaan er dezelfde rol speelt als water op Aarde. Zo vormen zich geregeld methaanwolken - zowel cumuluswolken als stratuswolken - en regent het er af en toe hevig methaan bij onweer[5] op de plaatsen waar de zon loodrecht op de atmosfeer schijnt.
Wolken vormen zich ook bij actieve vulkanen[6] en bij bergketens, net als op Aarde. Lichte motregen komt veel voor[7]. De temperatuur aan het oppervlak volgt uit het thermisch evenwicht van de zonnestraling. Er is een temperatuurstoename door een broeikaseffect, veroorzaakt door het methaan in de atmosfeer. De smoglaag veroorzaakt een antibroeikaseffect doordat ze het zonlicht weg van het oppervlak naar de ruimte weerkaatst.
Op de noordpool valt er veel regen - vermoedelijk ethaan of methaan - wanneer het winter is op het noordelijk halfrond van Titan. Wanneer de seizoenen wisselen is de zuidpool aan de beurt. Deze regens voeden de waargenomen vloeibare meren of zeeën van methaan of 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[8] en komt dikwijls onweer voor.
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[9] 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 en methaan beschikbaar om op de winterpool meren en zelfs een paar zeeën te vormen.
Op de landingsplek van Huygens bedroeg de relatieve vochtigheid - niet van water, maar van methaan - 50 percent.
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 een 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)[10]. 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 zijn koude temperaturen, eigenlijk een tropisch klimaat heerst.
Oppervlak
Cassini-Huygens heeft op het oppervlak van Titan met behulp van radar en infrarood en in zichtbaar licht de volgende structuren waargenomen: meren met vloeistof maar ook uitgedroogde[11], minstens één zee ter grootte van de Kaspische Zee op Aarde, rivieren, cryo-lavastromen, vulkanen, vulkanische thermische bronnen mogelijk met geysers, inslagkraters, grote vlakten, mogelijke bergketens, immense duinengebieden/velden van organisch tholin-waterijs zand, heldere vlekken zoals Xanadu mogelijk door een andere chemische samenstelling, donkere vlekken, kleine, geïsoleerde, natte gebieden. Inslagkraters komen in verhouding weinig voor, dus moeten er processen naast de dichte atmosfeer op het oppervlak aanwezig zijn die kraters uitwissen, zoals erosie en cryovulkanisme.
Op planetaire schaal komen er ruwweg twee soorten gebieden voor:
- Natte, vochtige gebieden, streken en oppervlakten, bedekt met donkergekleurde materie, bestaande uit nat door vloeibaar methaan ijszand of modder, samengeklonterd met "tholins" dus gele en zwarte organische polymeren en complexe moleculen met ethaan, en losse brokken vuil ijs. In dit 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 gebieden. - Hoger gelegen, lichte gebieden, streken en oppervlakten van licht bevuild, donkerrood gekleurd door organisch materiaal vast waterijs en ammoniakijs, schoongespoeld van "tholins" door methaanregen.
De hemel en het volledige landschap baden in een oranje schijn[12]. 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.
Mogelijk leven
Voor het ontstaan en de evolutie van levensvormen lijken ten minste drie voorwaarden noodzakelijk:
- Aanwezigheid van energie, bijvoorbeeld door zonlicht, planetaire warmte ofwel thermische energie, chemische energie of blikseminslagen.
- Aanwezigheid van organische moleculen gebaseerd op koolstof of aanwezigheid van verbindingen met silicium, dat ook vier vrije elektronen telt in de buitenste elektronenschil.
- Aanwezigheid van vloeistoffen. water is de basisvloeistof op Aarde, maar een andere goede kandidaat lijkt bijvoorbeeld ammoniak.
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 duizend maal 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[13], gebaseerd op silicium, misschien mogelijk zijn[14].
Nadelig voor het ontstaan van leven is de lage temperatuur op Titan, waardoor reacties traag verlopen. Toch bestaat Titan lang genoeg om interessante complexe moleculen en misschien zelfs leven te laten ontstaan. Bovendien kunnen katalysatoren reacties versnellen.
Sommige wetenschappers denken zelfs, dat in de inwendige oceaan van water en ammoniak mogelijk leven[15] aanwezig is, of in grotten, spleten, in contact met deze oceaan of met het oppervlak[16]. Analyses van de Huygens sonde wijzen op een ondergrondse oceaan van water[17].
A.D. Fortes en andere auteurs opperen de mogelijkheid dat de huidige atmosfeer van overwegend stikstof en methaan volledig voortkomt uit biologische processen, dus door uitademing van deze gassen 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 hier 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.
Er bestaan vermoedelijk veel objecten van het type "Titan" in het heelal. Als er leven voorkomt, dan is dat uiteraard belangrijk, maar ook als er geen leven op Titan voorkomt, dan kan dat feit bijdragen aan een beter begrip van de ingrediënten die nodig zijn om leven te doen ontstaan.
Sondes naar Titan
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.
Op 22 juli 2006 ontdekte de Cassini-ruimtesonde meren. Enkele van deze opnamen lieten zelfs rivierbeddingen zien die uitmonden in die meren. De meren zijn bijna zeker gevuld met methaan of ethaan. Op Aarde zijn dat gassen, maar door de koude komen ze op Titan als vloeistoffen voor.
Cassini heeft nu volgens plan[18] 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 wegens de waardevolle wetenschappelijke resultaten. Ongeveer 35% zal met radar in kaart gebracht zijn in het midden van 2010. Als de missie daarna nog verlengd wordt, dan kan Cassini nog een groter deel van Titan in kaart brengen. Uiteindelijk ligt het in de bedoeling, om een volledige Titanglobe te maken met behulp van Cassini en door verdere, toekomstige ruimtemissies naar Titan.
De naar Christiaan Huygens vernoemde 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.
Toekomstige verkenning
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[19], waarbij verschillende interessante plaatsen op het oppervlak nader bestudeerd kunnen worden en grote gebieden kunnen bestreken 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)[20][21] (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 plonsen 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.
Boeken
- Lorenz, Ralph, Jacqueline Mitton (May 2002.). Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn. Cambridge University Press. ISBN 0 521 79348 3.
- Ward, Peter (2005.). Life as We Do Not Know It: The NASA Search for (and Synthesis of) Alien Life. Viking Penguin. ISBN 0 670 03458 4.
- Lorenz, Ralph, Jacqueline Mitton (2008.). Titan Unveiled. Princeton University Press. ISBN 978 0 691 12587 9.
Referenties
- ↑ 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
- ↑ The Darian Calendar for Titan
- ↑ JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service. Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Geraadpleegd op 19 augustus 2007.
- ↑ 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 27 augustus 2007.
- ↑ R. Hueso & A. Sánchez-Lavega, Methane storms on Saturn’s moon Titan, Nature, 27 July 2006; Vol 442
- ↑ H.G.Roe et al., Geographic Control of Titan’s Mid-Latitude Clouds, Science, 21 October 2005; Vol. 310
- ↑ T. Tokano et al., Methane Drizzle on Titan, Nature, July 2006; Vol. 442
- ↑ Emily L. Schaller et al., A large cloud outburst at Titan’s south pole, Icarus, Vol. 182, pp. 224–229
- ↑ D. M. Hunten,The sequestration of ethane on Titan in smog particles, Nature, 12 October 2006; Vol 443
- ↑ Rannou, R.; et al. (January 2006), The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan., Science, 311 (5758): 201-205. doi:10.1126/science.1118424.
- ↑ E. R. Stofan et al., The lakes of Titan, Nature, 4 January 2007; Vol. 445
- ↑ M.G. Tomasko et al., Rain, winds and haze during the Huygens probe’s descent to Titan’s surface, Nature, December 2005; Vol. 438
- ↑ C.P. McKay, H.D. Smith, Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan, Icarus, Vol. 178, pp. 274–276
- ↑ Zie hiervoor ook het boek van Peter Ward
- ↑ A. D. Fortes, Exobiological Implications of a Possible Ammonia–Water Ocean inside Titan, Icarus; Vol.146, 444–452
- ↑ Simakov, The possible sites for exobiological activity on Titan , ESA SP-496, Augustus 2001
- ↑ http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7307584.stm
- ↑ E.R. Stofan et al., Mapping of Titan: Results from the first Titan radar passes, Icarus, 2006; Vol. 185, pp. 443–456
- ↑ 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
- ↑ TSSM (NASA webpagina)
- ↑ TSSM (Europese webpagina)
Externe links
- (en) Cassini-Huygens Mission to Saturn and Titan (NASA)
- (en) Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (2005). CICLOPS: Cassini Imaging.
- (en) European Space Agency. (2005). ESA - Cassini-Huygens.
- (en) Hamilton, Calvin J. (2001). Titan - Saturn VI.
- (en) Hammerschlag, Michael (2005). CLOUD WORLD: MISSION to TITAN.
- (en) NASA (2005). NASA - Cassini-Huygens: Close Encounter With Saturn.
- (en) The Planetary Society (2005). TPS: Saturn's moon Titan.
- (en) University of Arizona, Lunar and Planetary Lab (2005). Lunar and Planetary Lab The Descent Imager-Spectral Radiometer of the Cassini-Huygens Mission to Titan.
- (en) Video of Huygens’ descent ESA
- (en) Huygens Panoramic Views and Mosaic Images of Titan
