Lompat ke isi

Titania (satelit): Perbedaan antara revisi

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Jelajahi riwayat secara interaktif
← Revisi sebelumnyaRevisi selanjutnya →
Konten dihapus Konten ditambahkan
VisualTeks wiki
Tag: Suntingan perangkat seluler Suntingan aplikasi seluler Suntingan aplikasi Android
HaEr48 (bicara | kontrib)
Pengurus
10.368 suntingan
→‎Orbit: coba copy edit, silakan dikembalikan/diperbaiki jika tidak cocok
Baris 60: Baris 60:


== Orbit ==
== Orbit ==
Titania mengorbit Uranus dari jarak sekitar 436.000 km, menjadikannya satelit terjauh kedua yang mengorbit planet tersebut di antara kelima satelit utama lainnya.{{efn|Kelima satelit utama tersebut adalah [[Miranda (satelit)|Miranda]], [[Ariel (satelit)|Ariel]], [[Umbriel (satelit)|Umbriel]], Titania dan Oberon.}} Orbit Titania mempunyai [[eksentrisitas orbit|eksentrisitas]] yang kecil dan juga mempunyai [[inklinasi]] yang relatif sangat kecil terhadap khatulistiwa Uranus.<ref name="orbit" /> [[Periode orbit]]nya (dan juga [[periode rotasi]]nya) adalah sekitar 8,7 hari. Dengan kata lain, Titania merupakan satelit yang mempunyai [[orbit sinkron]] dan [[penguncian pasang surut|terkunci pasang surut]], sehingga satu sisi satelit ini selalu menghadap ke arah planet Uranus.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" />
Titania mengorbit Uranus dari jarak sekitar 436.000 km, menjadikannya satelit terjauh kedua yang mengorbit planet tersebut di antara kelima satelit utama lainnya.{{efn|Kelima satelit utama tersebut adalah [[Miranda (satelit)|Miranda]], [[Ariel (satelit)|Ariel]], [[Umbriel (satelit)|Umbriel]], Titania dan Oberon.}} Orbit Titania mempunyai [[eksentrisitas orbit|eksentrisitas]] yang kecil dan juga mempunyai [[inklinasi]] yang relatif sangat kecil terhadap khatulistiwa Uranus.<ref name="orbit" /> [[Periode orbit]]nya sama dengan [[periode rotasi]]nya, yaitu sekitar 8,7 hari. Dengan kata lain, Titania merupakan satelit yang mempunyai [[orbit sinkron]] dan [[penguncian pasang surut|terkunci pasang surut]], sehingga satu sisi satelit ini selalu menghadap ke arah planet Uranus.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" />


Orbit Titania terletak di dalam [[magnetosfer]] Uranus.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Hal ini penting karena belahan belakang satelit yang mengorbit di dalam magnetosfer terpapar oleh plasma magnetosfer, yang turut berotasi dengan planet tersebut.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> Paparan ini akan menyebabkan belahan belakang satelit menjadi gelap, dan hal ini dapat diamati di semua satelit Uranus kecuali Oberon (lihat dibawah).<ref name="Grundy Young et al. 2006" />
Orbit Titania terletak di dalam [[magnetosfer]] Uranus.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Hal ini penting karena belahan belakang satelit yang mengorbit di dalam magnetosfer terpapar oleh plasma magnetosfer, yang turut berotasi dengan planet tersebut.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> Paparan ini akan menyebabkan belahan belakang satelit menjadi gelap, dan hal ini dapat diamati di semua satelit Uranus kecuali Oberon (lihat dibawah).<ref name="Grundy Young et al. 2006" />
Baris 68: Baris 68:
== Komposisi dan struktur dalam ==
== Komposisi dan struktur dalam ==
[[Berkas:PIA00039 Titania.jpg|jmpl|kiri|Citra Titania dengan resolusi tertinggi yang diabadikan ''[[Voyager 2]]'' menunjukkan dataran yang cukup berkawah, celah yang sangat besar, dan [[gawir]] yang panjang. Dekat bagian bawah, daerah dengan dataran yang lebih halus termasuk di antaranya kawah [[Ursula (kawah)|Ursula]] dipisahkan oleh graben Belmont Chasma.]]
[[Berkas:PIA00039 Titania.jpg|jmpl|kiri|Citra Titania dengan resolusi tertinggi yang diabadikan ''[[Voyager 2]]'' menunjukkan dataran yang cukup berkawah, celah yang sangat besar, dan [[gawir]] yang panjang. Dekat bagian bawah, daerah dengan dataran yang lebih halus termasuk di antaranya kawah [[Ursula (kawah)|Ursula]] dipisahkan oleh graben Belmont Chasma.]]
Titania adalah satelit alami terbesar planet Uranus dan merupakan satelit alami terbesar kedelapan di Tata Surya.{{efn | Tujuh satelit lainnya yang lebih besar dari Titania adalah [[Ganymede (satelit)|Ganymede]], [[Titan (satelit)|Titan]], [[Callisto]], [[Io (satelit)|Io]], [[Bulan]] (satelit Bumi), [[Europa (satelit)|Europa]], dan [[Triton (satelit)|Triton]].<ref name="JPLSSD" /> }} Dengan massa jenis sebesar 1,71&nbsp;g/cm³,<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> massa jenis satelit ini lebih besar daripada tipikal satelit Uranus lainnya, yang menandakan bahwa Titania terdiri dari komponen es air dan non-es padat yang kurang lebih setimbang.<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Komponen non-es kemungkinan terbuat dari [[batu|bebatuan]] dan bahan [[karbon|berkarbon]] yang meliputi [[senyawa organik]] berat.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> Keberadaan es air didukung oleh penelitian [[spektroskopi]] [[inframerah]] pada tahun 2001–2005, yang mengungkapkan keberadaan es air [[kristal]]in di permukaan satelit ini.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> [[Pita serapan]] es air pada belahan depan Titania sedikit lebih kuat daripada pada belahan belakangnya. Hal ini bertentangan dengan pengamatan di Oberon yang justru menunjukkan bahwa belahan belakang satelit ini memiliki tanda es air yang lebih kuat.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Penyebab hal ini masih belum diketahui, tetapi mungkin berhubungan dengan tubrukan partikel bermuatan dari [[magnetosfer Uranus]] yang ternyata lebih kuat pada belahan belakangnya (disebabkan oleh plasma yang turut berotasi di planet tersebut).<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Partikel energetik cenderung menggerogoti es air, mengurai [[metana]] yang terperangkap di dalam es menjadi klatrat hidrat, dan menggelapkan senyawa-senyawa organik lainnya, yang meninggalkan [[residu]] gelap serta kaya akan karbon.<ref name="Grundy Young et al. 2006" />
Titania adalah satelit alami terbesar planet Uranus dan merupakan satelit alami terbesar kedelapan di Tata Surya.{{efn | Tujuh satelit lainnya yang lebih besar dari Titania adalah [[Ganymede (satelit)|Ganymede]], [[Titan (satelit)|Titan]], [[Callisto]], [[Io (satelit)|Io]], [[Bulan]] (satelit Bumi), [[Europa (satelit)|Europa]], dan [[Triton (satelit)|Triton]].<ref name="JPLSSD" /> }} Dengan massa jenis sebesar 1,71&nbsp;g/cm³,<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> massa jenis satelit ini lebih besar daripada satelit Uranus pada umumnya, yang menandakan bahwa Titania terdiri dari komponen es air dan non-es padat yang kurang lebih setimbang.<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Komponen non-es kemungkinan terbuat dari [[batu|bebatuan]] dan bahan [[karbon|berkarbon]] yang termasuk [[senyawa organik]] berat.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> Bukti keberadaan es air diperkuat oleh penelitian [[spektroskopi]] [[inframerah]] pada tahun 2001–2005, yang mengungkapkan keberadaan es air [[kristal]]in di permukaan satelit ini.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Spektrum [[pita serapan]] es air pada belahan depan Titania sedikit lebih kuat daripada pada belahan belakangnya. Hal ini berkebalikan dengan pengamatan di Oberon yang justru menunjukkan bahwa belahan belakang satelit ini memiliki tanda es air yang lebih kuat.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Penyebab hal ini masih belum diketahui, tetapi mungkin berhubungan dengan tubrukan partikel bermuatan dari [[magnetosfer Uranus]] yang ternyata lebih kuat pada belahan belakangnya (disebabkan oleh plasma yang turut berotasi di planet tersebut).<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Partikel energetik cenderung menggerogoti es air, mengurai [[metana]] yang terperangkap di dalam es menjadi [[klatrat hidrat]], dan menggelapkan senyawa-senyawa organik lainnya, yang meninggalkan [[residu]] gelap serta kaya akan karbon.<ref name="Grundy Young et al. 2006" />


Selain kandungan air, kandungan lain yang ditemukan di permukaan Titania oleh spektroskopi inframerah adalah [[karbon dioksida]], yang terutama terkonsentrasi pada belahan belakang.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Asal usul dari karbon dioksida tersebut tidaklah sepenuhnya jelas. Karbon dioksida tersebut mungkin dihasilkan dari bahan-bahan [[karbonat]] atau organik di bawah pengaruh radiasi [[ultraviolet]] matahari atau partikel bermuatan energetik dari magnetosfer Uranus. Proses yang terakhir dapat menjelaskan hal yang menyebabkan terjadinya kesenjangan dalam persebaran karbon dioksida tersebut, karena belahan belakang satelit adalah subjek dari pengaruh magnetosfer Uranus yang lebih kuat daripada belahan depannya. Sumber lainnya yang memungkinkan adalah [[pelepasan gas]] CO<sub>2</sub> [[nuklida primordial|primordial]] yang terperangkap oleh es air di bagian dalam Uranus.<ref name="Grundy Young et al. 2006" />
Selain kandungan air, kandungan lain yang ditemukan di permukaan Titania oleh spektroskopi inframerah adalah [[karbon dioksida]], yang terutama terkonsentrasi pada belahan belakang.<ref name="Grundy Young et al. 2006" /> Asal usul dari karbon dioksida tersebut tidaklah sepenuhnya jelas. Karbon dioksida tersebut mungkin dihasilkan dari bahan-bahan [[karbonat]] atau organik yang terkena pengaruh radiasi [[ultraviolet]] matahari atau partikel bermuatan berenergi tinggi dari magnetosfer Uranus. Proses yang terakhir dapat menjelaskan hal yang menyebabkan terjadinya kesenjangan dalam persebaran karbon dioksida tersebut, karena belahan belakang satelit terkena pengaruh magnetosfer Uranus yang lebih kuat daripada belahan depannya. Sumber lainnya yang memungkinkan adalah [[pelepasan gas]] CO<sub>2</sub> [[nuklida primordial|primordial]] yang terperangkap oleh es air di bagian dalam Uranus.<ref name="Grundy Young et al. 2006" />


Titania kemungkinan dapat terdiferensiasi menjadi sebuah [[inti keplanetan|inti]] bebatuan yang dikelilingi oleh [[mantel (geologi)|mantel]] ber-es.<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Jika hal ini memang benar, jari-jari intinya yang sebesar 520 km adalah sekitar 66% dari jari-jari satelit, dan massa-nya sekitar 58% dari massa satelit—proporsi ini ditentukan oleh komposisi satelit. Tekanan di pusat Titania tercatat sekitar 0,58&nbsp;[[GPa]] (5,8&nbsp;[[kbar]]).<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Kondisi mantel ber-es tersebut saat ini tidak jelas. Jika es tersebut mengandung cukup [[amonia]] atau bahan [[antibeku]] lain, Titania mungkin memiliki lapisan air di batas antara inti dan mantel. Ketebalan lapisan air tersebut, jika memang ada, dapat mencapai lebih dari 50 km dengan temperatur sekitar 190&nbsp;[[Kelvin|K]].<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Namun, struktur dalam Titania sangat bergantung pada sejarah termalnya yang kurang diketahui.
Titania kemungkinan dapat terdiferensiasi menjadi sebuah [[inti keplanetan|inti]] bebatuan yang dikelilingi oleh [[mantel (geologi)|mantel]] ber-es.<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Jika hal ini memang benar, jari-jari intinya yang sebesar 520 km adalah sekitar 66% dari jari-jari satelit, dan massa-nya sekitar 58% dari massa satelit—proporsi ini ditentukan oleh komposisi satelit. Tekanan di pusat Titania tercatat sekitar 0,58&nbsp;[[GPa]] (5,8&nbsp;[[kbar]]).<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Kondisi mantel ber-es tersebut saat ini tidak jelas. Jika es tersebut mengandung cukup [[amonia]] atau bahan [[antibeku]] lain, Titania mungkin memiliki lapisan air di batas antara inti dan mantel. Ketebalan lapisan air tersebut, jika memang ada, dapat mencapai lebih dari 50 km dengan temperatur sekitar 190&nbsp;[[Kelvin|K]].<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006" /> Namun, struktur dalam Titania sangat bergantung pada sejarah termalnya yang kurang diketahui.

Revisi per 4 Mei 2019 19.40

Titania
Citra belahan selatan Titania yang diabadikan oleh Voyager 2 pada 24 Januari 1986.
Penemuan
Ditemukan olehWilliam Herschel
Tanggal penemuan11 Januari 1787[1]
Penamaan
Uranus III
Ciri-ciri orbit
435.910 km[2]
Eksentrisitas00.011[2]
8,706234 h[2]
Kecepatan orbit rata-rata
3.64 km/s[a]
Inklinasi0,340° (ke khatulistiwa Uranus)[2]
Satelit dariUranus
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata
788,4±0,6 km (0,1235 Bumi)[3]
7.820.000 km2[b]
Volume2.065.000.000 km3[c]
Massa(3,527±0,09)×1021 kg (5,908×10−4 Bumi)[4]
Massa jenis rata-rata
1,711±0,005 g/cm³[3]
3.802 m/s²[d]
7.725 km/s[e]
diasumsikan sinkron[5]
Albedo
  • 0.35 (geometrik)
  • 0.17 (Bond)[6]
Suhu permukaan min. rata-rata maks.
titik balik Matahari[3] 60 K 70 ± 7 K 89 K
13.9[7]
Atmosfer
Tekanan permukaan
<1–2 mPa (10–20 nbar)
Komposisi per volume

Titania adalah satelit alami terbesar planet Uranus dan merupakan satelit alami terbesar kedelapan di Tata Surya dengan diameter 1.578 km (981 mi). Titania ditemukan oleh William Herschel pada tahun 1787 dan namanya diilhami dari nama ratu peri dalam sebuah sandiwara komedi karya Shakespeare, yakni A Midsummer Night's Dream. Orbitnya terletak di dalam magnetosfer Uranus.

Titania terdiri dari kandungan es dan bebatuan yang kurang lebih setimbang, dan kemungkinan terdiferensiasi menjadi inti yang berbatu dan mantel yang terdiri dari es. Di batas antara inti dan mantel mungkin terdapat sebuah lapisan air. Permukaan Titania, yang relatif gelap dan sedikit merah, tampaknya terbentuk oleh tubrukan dan proses endogenik. Permukaan Titania juga dipenuhi oleh kawah tubrukan yang diameternya dapat mencapai 326 km, namun tidak lebih berkawah dari satelit terluar Uranus, Oberon. Permukaannya mengalami proses pelapisan kembali secara endogenik yang menghancurkan permukaan yang tua dan sangat berkawah. Di permukaan Titania juga terdapat rangkaian ngarai dan gawir besar, yang merupakan dampak dari perluasan bagian dalamnya selama tahap akhir evolusinya. Sama seperti sebagian besar satelit Uranus lainnya, Titania kemungkinan terbentuk dari piringan akresi yang mengelilingi planet tersebut setelah pembentukannya.

Spekstroskopi inframerah pada tahun 2001 dan 2005 menunjukkan keberadaan es air dan karbon dioksida beku di permukaan Titania, yang mengindikasikan keberadaan atmosfer karbon dioksida dengan tekanan sekitar satu per sepuluh triliun (10−13) bar. Pengukuran selama okultasi Titania terhadap suatu bintang menunjukkan batas maksimal tekanan atmosfer sebesar 10–20 nbar.

Sistem Uranus baru dipelajari secara dekat satu kali oleh wahana Voyager 2 pada Januari 1986. Wahana tersebut mengabadikan beberapa citra Titania, yang memungkinkan pemetaan 40% permukaan satelit tersebut.

Sejarah

Titania ditemukan oleh William Herschel tanggal 11 Januari 1787, hari yang sama dengan saat ia menemukan satelit terbesar kedua Uranus, Oberon.[1][8] Ia kemudian melaporkan penemuan empat satelit lainnya,[9] meskipun keempatnya dinyatakan tidak benar.[10] Selama hampir lima puluh tahun setelah ditemukan, Titania dan Oberon tidak diamati dengan alat lain, selain teleskop William Herschelm[11] Kini satelit tersebut dapat terlihat dari bumi dengan teleskop amatir kelas atas.[7]

Perbandingan ukuran antara bumi, bulan, dan Titania.

Nama semua satelit Uranus diambil dari karakter-karakter ciptaan William Shakespeare atau Alexander Pope. Nama Titania diambil dari karakter Ratu Peri dalam A Midsummer Night's Dream.[12] Nama keempat satelit Uranus kemudian diketahui diusulkan oleh putra Herschel, John, pada tahun 1852 atas permintaan William Lassell,[13] yang menemukan dua satelit lainnya, Ariel dan Umbriel, setahun sebelumnya.[14]

Titania awalnya disebut sebagai "satelit Uranus yang pertama" dan pada tahun 1848 disebut Uranus I oleh William Lassell,[15] meskipun ia kadang-kadang menggunakan penomoran William Herschel (dengan Titania dan Oberon adalah Uranus II dan IV).[16] Pada tahun 1851, Lassell akhirnya menomori semua satelit yang diketahui berdasarkan urutan jarak mereka dari planet Uranut dengan angka Romawi, sehingga Titania kemudian disebut Uranus III.[17]

Orbit

Titania mengorbit Uranus dari jarak sekitar 436.000 km, menjadikannya satelit terjauh kedua yang mengorbit planet tersebut di antara kelima satelit utama lainnya.[f] Orbit Titania mempunyai eksentrisitas yang kecil dan juga mempunyai inklinasi yang relatif sangat kecil terhadap khatulistiwa Uranus.[2] Periode orbitnya sama dengan periode rotasinya, yaitu sekitar 8,7 hari. Dengan kata lain, Titania merupakan satelit yang mempunyai orbit sinkron dan terkunci pasang surut, sehingga satu sisi satelit ini selalu menghadap ke arah planet Uranus.[5]

Orbit Titania terletak di dalam magnetosfer Uranus.[18] Hal ini penting karena belahan belakang satelit yang mengorbit di dalam magnetosfer terpapar oleh plasma magnetosfer, yang turut berotasi dengan planet tersebut.[19] Paparan ini akan menyebabkan belahan belakang satelit menjadi gelap, dan hal ini dapat diamati di semua satelit Uranus kecuali Oberon (lihat dibawah).[18]

Semua satelit Uranus (termasuk Titania) mengalami siklus musim ekstrem karena Uranus mengorbit Matahari hampir pada sisinya, dan satelitnya mengorbit di bidang khatulistiwa planet tersebut. Baik kutub utara maupun kutub selatan Uranus diselimuti oleh kegelapan total selama 42 tahun, dan selama 42 tahun pula akan disinari matahari secara terus-menerus, serta matahari akan terbit dekat dengan zenit di atas salah satu kutub setiap terjadinya titik balik matahari.[18] Probe antariksa Voyager 2 terbang melewati Uranus bertepatan dengan terjadinya titik balik matahari musim panas pada tahun 1986 di belahan bagian selatan, yaitu ketika hampir semua belahan bagian selatan disinari oleh matahari. Setiap 42 tahun sekali, ketika Uranus mengalami ekuinoks dan bidang khatulistiwanya berpotongan dengan Bumi, okultasi antara satelit Uranus mungkin dapat terjadi. Pada tahun 2007–2008, terdapat sejumlah fenomena semacam itu yang diamati, termasuk dua okultasi Titania oleh satelit Umbriel pada tanggal 15 Agustus dan 28 Desember 2007.[20][21]

Komposisi dan struktur dalam

Citra Titania dengan resolusi tertinggi yang diabadikan Voyager 2 menunjukkan dataran yang cukup berkawah, celah yang sangat besar, dan gawir yang panjang. Dekat bagian bawah, daerah dengan dataran yang lebih halus termasuk di antaranya kawah Ursula dipisahkan oleh graben Belmont Chasma.

Titania adalah satelit alami terbesar planet Uranus dan merupakan satelit alami terbesar kedelapan di Tata Surya.[g] Dengan massa jenis sebesar 1,71 g/cm³,[4] massa jenis satelit ini lebih besar daripada satelit Uranus pada umumnya, yang menandakan bahwa Titania terdiri dari komponen es air dan non-es padat yang kurang lebih setimbang.[23] Komponen non-es kemungkinan terbuat dari bebatuan dan bahan berkarbon yang termasuk senyawa organik berat.[5] Bukti keberadaan es air diperkuat oleh penelitian spektroskopi inframerah pada tahun 2001–2005, yang mengungkapkan keberadaan es air kristalin di permukaan satelit ini.[18] Spektrum pita serapan es air pada belahan depan Titania sedikit lebih kuat daripada pada belahan belakangnya. Hal ini berkebalikan dengan pengamatan di Oberon yang justru menunjukkan bahwa belahan belakang satelit ini memiliki tanda es air yang lebih kuat.[18] Penyebab hal ini masih belum diketahui, tetapi mungkin berhubungan dengan tubrukan partikel bermuatan dari magnetosfer Uranus yang ternyata lebih kuat pada belahan belakangnya (disebabkan oleh plasma yang turut berotasi di planet tersebut).[18] Partikel energetik cenderung menggerogoti es air, mengurai metana yang terperangkap di dalam es menjadi klatrat hidrat, dan menggelapkan senyawa-senyawa organik lainnya, yang meninggalkan residu gelap serta kaya akan karbon.[18]

Selain kandungan air, kandungan lain yang ditemukan di permukaan Titania oleh spektroskopi inframerah adalah karbon dioksida, yang terutama terkonsentrasi pada belahan belakang.[18] Asal usul dari karbon dioksida tersebut tidaklah sepenuhnya jelas. Karbon dioksida tersebut mungkin dihasilkan dari bahan-bahan karbonat atau organik yang terkena pengaruh radiasi ultraviolet matahari atau partikel bermuatan berenergi tinggi dari magnetosfer Uranus. Proses yang terakhir dapat menjelaskan hal yang menyebabkan terjadinya kesenjangan dalam persebaran karbon dioksida tersebut, karena belahan belakang satelit terkena pengaruh magnetosfer Uranus yang lebih kuat daripada belahan depannya. Sumber lainnya yang memungkinkan adalah pelepasan gas CO2 primordial yang terperangkap oleh es air di bagian dalam Uranus.[18]

Titania kemungkinan dapat terdiferensiasi menjadi sebuah inti bebatuan yang dikelilingi oleh mantel ber-es.[23] Jika hal ini memang benar, jari-jari intinya yang sebesar 520 km adalah sekitar 66% dari jari-jari satelit, dan massa-nya sekitar 58% dari massa satelit—proporsi ini ditentukan oleh komposisi satelit. Tekanan di pusat Titania tercatat sekitar 0,58 GPa (5,8 kbar).[23] Kondisi mantel ber-es tersebut saat ini tidak jelas. Jika es tersebut mengandung cukup amonia atau bahan antibeku lain, Titania mungkin memiliki lapisan air di batas antara inti dan mantel. Ketebalan lapisan air tersebut, jika memang ada, dapat mencapai lebih dari 50 km dengan temperatur sekitar 190 K.[23] Namun, struktur dalam Titania sangat bergantung pada sejarah termalnya yang kurang diketahui.

Kenampakan permukaan

Titania dengan kenampakan permukaan yang diberikan nama. Kutub selatan terletak dekat dengan kawah terang yang tidak teridentifikasi di bawah dan di samping kiri kawah Jessica.

Di antara satelit Uranus lainnya, kecerahan Titania berada di tingkat menengah antara Oberon dan Umbriel yang gelap, serta Ariel dan Miranda yang terang.[6] Permukaannya menunjukkan gelombang oposisi yang kuat: reflektivitasnya menurun dari 35% di sudut fase 0° (albedo geometrik) ke 25% di sudut sekitar 1°. Titania memiliki albedo Bond yang relatif rendah, yaitu sekitar 17%.[6] Permukaan Titania sedikit berwarna merah, tetapi tidak lebih merah daripada satelit Oberon.[24] Tetapi, endapan tubrukan baru berwarna lebih biru, sementara dataran halus yang terletak pada belahan depan di dekat kawah Ursula dan beberapa graben berwarna lebih merah.[25][26] Terdapat kesenjangan antara belahan depan dan belakang;[27] belahan depan 8% lebih merah daripada belahan belakang.[h] Namun, perbedaan ini berhubungan dengan dataran halus dan mungkin juga tidak disengaja.[25] Permukaan Titania memerah kemungkinan disebabkan karena pelapukan angkasa yang diakibatkan oleh tubrukan partikel bermuatan dan mikrometeorit yang usianya lebih tua dari Tata Surya sendiri.[25] Namun, kesenjangan warna Titania sepertinya lebih berhubungan dengan akresi bahan berwarna kemerah-merahan yang berasal dari bagian luar sistem Uranus, kemungkinan dari satelit iregular yang mengendap terutama pada belahan depan.[27]

Ilmuwan mengenali tiga kelas kenampakan geologis pada Titania: kawah, celah (ngarai), rupes (gawir).[29] Permukaan Titania tidak lebih berkawah daripada permukaan Oberon atau Umbriel, yang menandakan bahwa permukaan satelit ini lebih muda.[26] Diameter kawah-kawah tersebut mencapai 362 km untuk kawah terbesar Titania, Gertrude[30] (di dekat kawah tersebut juga terdapat cekungan yang terdegradasi yang memiliki ukuran yang kira-kira sama).[26] Beberapa kawah lainnya (contohnya, Ursula dan Jessica) dikelilingi oleh ejecta tubrukan cerah (ray system) yang mengandung es yang relatif segar.[5] Semua kawah besar di Titania memiliki lantai yang datar dan puncak yang memusat, terkecuali kawah Ursula yang memiliki sebuah lubang besar di puncaknya.[26] Pada bagian barat kawah Gertrude terdapat sebuah daerah dengan topografi iregular, disebut "unnamed basin" (cekungan tanpa nama), yang mungkin adalah sebuah cekungan yang terdegradasi dengan diameter sekitar 330 km.[26]

Permukaan Titania sendiri berpotongan dengan sebuah sistem sesar yang sangat besar, atau gawir. Di beberapa tempat, gawir dua paralel menandakan lekukan-lekukan pada kerak satelit, membentuk graben, yang kadang-kadang disebut ngarai.[31] Ngarai Titania yang paling terkenal di antara yang lainnya adalah Messina Chasma, yang membentang sekitar 1.500 km dari ekuator sampai hampir ke kutub selatan.[29] Graben pada Titania memiliki lebar 20–50 km dan memiliki relief sekitar 2–5 km. Gawir yang tidak berhubungan dengan ngarai disebut rupes, seperti Rousillon Rupes di dekat kawah Ursula.[29] Daerah-daerah di sekitar gawir dan dekat Ursula terlihat halus di resolusi gambar Voyager. Dataran halus tersebut kemungkinan mengalami pelapisan kembali permukaan di sejarah geologis Titania setelah sebagian besar kawah terbentuk. Pelapisan kembali permukaan mungkin bersifat endogenik, yang melibatkan erupsi bahan fluida dari bagian dalam (kriovolkano), atau mungkin juga karena pengosongan oleh ejecta tubrukan dari kawah-kawah besar terdekat.[26] Graben kemungkinan adalah kenampakan geologis termuda pada Titania—mereka memotong semua kawah dan bahkan dataran halus.[31]

Geologi Titania dipengaruhi oleh dua gaya yang berlawanan: pembentukan kawah tubrukan dan pelapisan kembali permukaan secara endogenik.[31] Proses pertama berperan besar dalam keseluruhan sejarah satelit ini dan mempengaruhi segala permukaannya. Proses yang terakhir juga bersifat global, tetapi hanya aktif terutama pada periode setelah pembentukan satelit. Mereka melenyapkan medan aslinya yang sangat berkawah, serta juga menjelaskan penyebab mengapa jumlah kawah tubrukan pada permukaan satelit kini relatif rendah.[5] Peristiwa pelapisan kembali permukaan lainnya mungkin terjadi setelahnya dan menyebabkan pembentukan dataran halus.[5] Kemungkinan lainnya, dataran halus mungkin merupakan selimut ejecta kawah terdekat.[31] Proses endogen yang terbaru lebih bersifat tektonik dan menyebabkan pembentukan ngarai, yang sebenarnya merupakan retakan raksasa di kerak es.[31] Keretakan kerak tersebut disebabkan oleh perluasan Titania sebesar sekitar 0,7%.[31]

Messina Chasma—sebuah ngarai besar pada Titania
Kenampakan permukaan Titania yang diberikan nama[29]
Kenampakan Nama diilhami oleh Jenis Panjang (diameter), km Koordinat
Belmont Chasma Belmont, Italia (The Merchant of Venice) Chasma 238 8°30′S 32°36′E / 8.5°S 32.6°E / -8.5; 32.6
Messina Chasmata Messina, Italia (Much Ado About Nothing) 1,492 33°18′S 335°00′E / 33.3°S 335°E / -33.3; 335
Rousillon Rupes Roussillon, Prancis (All's Well That Ends Well) Rupes 402 14°42′S 23°30′E / 14.7°S 23.5°E / -14.7; 23.5
Adriana Adriana (The Comedy of Errors) Kawah 50 20°06′S 3°54′E / 20.1°S 3.9°E / -20.1; 3.9
Bona Bona (Henry VI, Part 3) 51 55°48′S 351°12′E / 55.8°S 351.2°E / -55.8; 351.2
Calphurnia Kalpurnia Pisonis (Julius Caesar) 100 42°24′S 291°24′E / 42.4°S 291.4°E / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater)
Elinor Aliénor dari Aquitaine (The Life and Death of King John) 74 44°48′S 333°36′E / 44.8°S 333.6°E / -44.8; 333.6
Gertrude Gertrude (Hamlet) 326 15°48′S 287°06′E / 15.8°S 287.1°E / -15.8; 287.1
Imogen Imogen (Cymbeline) 28 23°48′S 321°12′E / 23.8°S 321.2°E / -23.8; 321.2
Iras Iras (Antony and Cleopatra) 33 19°12′S 338°48′E / 19.2°S 338.8°E / -19.2; 338.8
Jessica Jessica (The Merchant of Venice) 64 55°18′S 285°54′E / 55.3°S 285.9°E / -55.3; 285.9
Katherine Katherine (Henry VIII) 75 51°12′S 331°54′E / 51.2°S 331.9°E / -51.2; 331.9
Lucetta Lucetta (The Two Gentlemen of Verona) 58 14°42′S 277°06′E / 14.7°S 277.1°E / -14.7; 277.1
Marina Marina (Pericles, Prince of Tyre) 40 15°30′S 316°00′E / 15.5°S 316°E / -15.5; 316
Mopsa Mopsa (The Winter's Tale) 101 11°54′S 302°12′E / 11.9°S 302.2°E / -11.9; 302.2
Phrynia Phrynia (Timon of Athens) 35 24°18′S 309°12′E / 24.3°S 309.2°E / -24.3; 309.2
Ursula Ursula (Much Ado About Nothing) 135 12°24′S 45°12′E / 12.4°S 45.2°E / -12.4; 45.2
Valeria Valeria (Coriolanus) 59 34°30′S 4°12′E / 34.5°S 4.2°E / -34.5; 4.2
Nama kenampakan permukaan pada Titania diilhami oleh karakter-karakter perempuan dari karya Shakespeare.[32]

Atmosfer

Keberadaan karbon dioksida pada permukaan satelit ini menunjukkan bahwa Titania mungkin memiliki atmosfer musiman tipis yang terdiri dari CO2, mirip seperti satelit Jupiter, yakni Callisto.[i][3] Gas-gas lainnya, seperti nitrogen dan metana kemungkinan tidak ada, karena gravitasi Titania yang lemah tidak dapat mencegah gas tersebut keluar ke ruang angkasa. Pada suhu maksimum yang dapat dicapai saat titik balik matahari musim panas (89 K), tekanan uap karbon dioksida tercatat sebesar sekitar 300 μPa (3 nbar).[3]

Pada 8 September 2001, Titania mengokultasi sebuah bintang terang (HIP 106829) dengan magnitudo tampak sebesar 7,2; ini merupakan kesempatan untuk memperbaiki diameter dan efemeris Titania, sekaligus untuk mendeteksi atmosfer yang ada. Data menunjukkan bahwa tidak ditemui atmosfer untuk tekanan permukaan 1–2 mPa (10–20 nbar); jika memang ada, atmosfernya akan jauh lebih tipis daripada yang dimiliki oleh Triton atau Pluto.[3] Tekanan ini masih beberapa kali lebih besar daripada tekanan permukaan karbon dioksida yang memungkinkan, yang berarti bahwa perhitungan pada dasarnya tidak membatasi parameter-parameter atmosfer.[3]

Geometri sistem Uranus yang tidak biasa menyebabkan kutub satelitnya menerima lebih banyak energi matahari daripada daerah khatulistiwanya.[18] Oleh karena tekanan uap CO2 adalah fungsi temperatur,[3] ini mungkin menyebabkan akumulasi karbon dioksida pada daerah dengan garis lintang rendah di Titania, dapat stabil pada potongan albedo yang tinggi dan daerah berbayang permukaan dalam bentuk es. Saat musim panas, ketika temperatur kutub mencapai temperatur setinggi 85–90 K,[3][18] karbon dioksida bersublimasi dan bermigrasi ke kutub yang berlawanan dan ke daerah khatulistiwa, sehingga menimbulkan jenis siklus karbon. Es karbon dioksida yang terakumulasikan tersebut dapat dilepaskan dari perangkap yang dingin oleh partikel-partikel magnetosfer dari permukaannya. Titania diperkirakan telah kehilangan karbon dioksida dengan jumlah yang signifikan sejak pembentukannya 4,6 miliar tahun yang lalu.[18]

Asal usul dan evolusi

Titania diperkirakan terbentuk dari piringan akresi atau sub-nebula; sebuah piringan gas dan debu yang ada di sekitar Uranus selama beberapa waktu setelah pembentukannya atau dibentuk oleh tubrukan raksasa yang sepertinya menyebabkan Uranus memiliki kemiringan sumbu yang besar.[33] Komposisi sub-nebula yang sebenarnya tidak diketahui; tetapi, massa jenis Titania dan satelit Uranus lainnya yang relatif tinggi dibandingkan dengan satelit Saturnus menunjukkan bahwa satelit ini memiliki sedikit air.[j][5] Nitrogen dan karbon dalam jumlah yang signifikan mungkin hadir dalam bentuk karbon dioksida dan N2 bukannya amonia dan metana.[33] Satelit yang terbentuk dalam sub-nebula biasanya akan mengandung lebih sedikit es air (dengan CO dan N2 terperangkap sebagai klarat) dan lebih banyak bebatuan, yang akan menjelaskan mengapa mereka memiliki massa jenis yang lebih tinggi.[5]

Akresi Titania mungkin berlangsung selama beberapa juta tahun.[33] Tubrukan-tubrukan yang disertai dengan akresi menyebabkan pemanasan lapisan luar satelit ini.[34] Suhu maksimum sekitar 250 K (−23 °C) dapat dicapai pada kedalaman sekitar 60 km.[34] Setelah berakhirnya pembentukan, lapisan di bawah permukaan mengalam pendinginan, sedangkan bagian dalam Titania mengalami pemanasan karena peluruhan radioaktif yang berada di bebatuannya.[5] Lapisan di dekat permukaan yang mengalami pendinginan menyusut, sedangkan bagian dalamnya melebar. Hal ini menyebabkan tegangan ekstensional di kerak satelit yang berujung pada keretakan. Beberapa ngarai yang ada mungkin merupakan akibat dari hal ini. Prosesnya berlangsung selama sekitar 200 juta tahun,[35] menyiratkan bahwa aktivitas endogen telah berhenti sejak miliaran tahun yang lalu.[5]

Pemanasan akresi yang disertai dengan peluruhan elemen radioaktif kemungkinan sangat cukup untuk melelehkan es jika beberapa antibeku seperti amonia (dalam bentuk amonia hidrat) atau garam memang ada.[34] Pelelehan yang terjadi selanjutnya mungkin menyebabkan terpisahnya es dari bebatuan dan pembentukan inti berbatu yang dikelilingi mantel ber-es. Lapisan air (lautan) yang kaya akan amonia terlarut mungkin terbentuk di batas antara inti dan mantel.[23] Temperatur eutektik perpaduan ini adalah sebesar 176 K (−97 °C).[23] Jika temperatur menurun di bawah nilai tersebut, lautan akan membeku. Pembekuan air mungkin merupakan penyebab melebarnya bagian dalamnya, yang mengakibatkan pembentukan sebagian besar ngarai.[26] Akan tetapi, pengetahuan mengenai evolusi geologis Titania pada masa kini cukup terbatas.[36]

Penjelajahan

Artikel utama: Penjelajahan Uranus

Sejauh ini satu-satunya citra terdekat Titania berasal dari wahana Voyager 2, yang mengabadikan satelit ini saat terbang melewati Uranus pada Januari 1986. Oleh karena jarak terdekat antara Voyager 2 dan Titania hanya 365.200 km,[37] citra terbaik satelit ini memiliki resolusi spasial sebesar 3,4 km (hanya Miranda dan Ariel yang diabadikan dengan resolusi yang lebih baik).[26] Citra-citra tersebut meliputi sekitar 40% permukaan, tetapi hanya 24% yang diabadikan dengan presisi yang dibutuhkan untuk pemetaan geologis. Pada saat Voyager 2 terbang melewati Uranus, belahan selatan Titania (seperti satelit-satelit lainnya) menghadap ke arah Matahari, sehingga, belahan utara (gelap) tidak dapat dipelajari.[5]

Tidak ada wahana antariksa lain yang pernah mengunjungi sistem Uranus atau Titania, dan tidak ada misi yang sedang direncanakan. Satu kemungkinan, yang sekarang tidak lagi memungkinkan, adalah mengirimkan Cassini yang mempelajari Saturnus ke Uranus dalam sebuah perpanjangan misi.[38] Konsep misi lainnya yang diajukan adalah konsep orbiter dan probe Uranus, yang dievaluasi sekitar tahun 2010.[39] Uranus juga diuji sebagai bagian dari jalur yang akan dilewati untuk konsep prekursor wahana antarbintang, Innovative Interstellar Explorer.[40]

Sebuah pengorbit Uranus,[41] masuk ke dalam daftar prioritas ketiga untuk misi Flagship NASA oleh Planetary Science Decadal Survey NASA, dan rancangan konseptual untuk misi semacam ini saat ini sedang dianalisis.[42]

Catatan

  1. ^ Dihitung berdasarkan parameter lainnya.
  2. ^ Luas permukaan dihitung berdasarkan rumus: 4πr², dengan r adalah jari-jari.
  3. ^ Volume v dihitung berdasarkan rumus: 4πr³/3, dengan r adalah jari-jari.
  4. ^ Gravitasi permukaan dihitung berdasarkan rumus: Gm/r², dengan m adalah massa, G adalah tetapan gravitasi, dan r adalah jari-jari.
  5. ^ Kecepatan lepas dihitung berdasarkan rumus: √2Gm/r, dengan m adalah massa, G adalah tetapan gravitasi, dan r adalah jari-jari.
  6. ^ Kelima satelit utama tersebut adalah Miranda, Ariel, Umbriel, Titania dan Oberon.
  7. ^ Tujuh satelit lainnya yang lebih besar dari Titania adalah Ganymede, Titan, Callisto, Io, Bulan (satelit Bumi), Europa, dan Triton.[22]
  8. ^ Warna tersebut ditentukan oleh rasio albedo yang dilihat dari filter Voyager berwarna hijau (0,52–0,59 μm) dan violet (0,38–0,45 μm)..[28][27]
  9. ^ Tekanan parsial CO2 pada permukaan Callisto adalah sekitar 10 nPa (10 pbar).
  10. ^ Sebagai contohnya, Tethys, satelit Saturnus, yang memiliki massa jenis sebesar 0.97 g/cm³, yang menunjukkan bahwa satelit ini mengandung lebih dari 90% air.[18]

Referensi

  1. ^ a b Herschel, W. S. (1787). "An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 77: 125–129. doi:10.1098/rstl.1787.0016. JSTOR 106717. 
  2. ^ a b c d e "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Diakses tanggal 6 Oktober 2009. 
  3. ^ a b c d e f g h i Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R.; Martinez, C.; Beisker, W.; Bredner, E.; Dunham, D.; Maley, P.; Lellouch, E.; Arlot, J. -E.; Berthier, J.; Colas, F.; Hubbard, W. B.; Hill, R.; Lecacheux, J.; Lecampion, J. -F.; Pau, S.; Rapaport, M.; Roques, F.; Thuillot, W.; Hills, C. R.; Elliott, A. J.; Miles, R.; Platt, T.; Cremaschini, C.; Dubreuil, P.; Cavadore, C.; Demeautis, C.; Henriquet, P.; et al. (Februari 2009). "Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation" (PDF). Icarus. 199 (2): 458–476. Bibcode:2009Icar..199..458W. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011. 
  4. ^ a b Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (Juni 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 
  5. ^ a b c d e f g h i j k Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 Juli 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. 
  6. ^ a b c Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus. 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596. 
  7. ^ a b Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. hlm. 109. ISBN 978-0-521-44492-7. 
  8. ^ Herschel, W. S. (1 Januari 1788). "On the Georgian Planet and Its Satellites". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 78: 364–378. Bibcode:1788RSPT...78..364H. doi:10.1098/rstl.1788.0024. 
  9. ^ Herschel, William, Sr. (1 Januari 1798). "On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88: 47–79. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005. 
  10. ^ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43L. doi:10.1093/mnras/8.3.43. 
  11. ^ Herschel, John (Maret 1834). "On the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 3 (5): 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3...35H. doi:10.1093/mnras/3.5.35. 
  12. ^ Kuiper, G. P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360): 129. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146. 
  13. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (dalam bahasa German). 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
  14. ^ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. doi:10.1093/mnras/12.1.15. 
  15. ^ Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43L. doi:10.1093/mnras/8.3.43. 
  16. ^ Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 10 (6): 135. Bibcode:1850MNRAS..10..135L. doi:10.1093/mnras/10.6.135. 
  17. ^ Lassell, William (December 1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal. 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198. 
  18. ^ a b c d e f g h i j k l m Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (Oktober 2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus. 184 (2): 543–555. arXiv:0704.1525 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. 
  19. ^ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (Juli 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science. 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci...233...85N. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. 
  20. ^ Miller, C.; Chanover, N. J. (Maret 2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus. 200 (1): 343–346. Bibcode:2009Icar..200..343M. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010. 
  21. ^ Arlot, J. -E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (Desember 2008). "Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT". Astronomy and Astrophysics. 492 (2): 599–602. Bibcode:2008A&A...492..599A. doi:10.1051/0004-6361:200810134. 
  22. ^ "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Diakses tanggal 28 Mei 2009. 
  23. ^ a b c d e f Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  24. ^ Bell III & McCord 1991, hlm. 488.
  25. ^ a b c Bell III & McCord 1991, hlm. 484.
  26. ^ a b c d e f g h Plescia, J. B. (30 Desember 1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14,918–14,932. Bibcode:1987JGR....9214918P. doi:10.1029/JA092iA13p14918. ISSN 0148-0227. 
  27. ^ a b c Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (Maret 1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites". Icarus. 90 (1): 1–13. Bibcode:1991Icar...90....1B. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. ISSN 0019-1035. 
  28. ^ Bell III & McCord 1991, hlm. 474.
  29. ^ a b c d USGS/IAU. "Titania Nomenclature Table of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Diakses tanggal 23 Februari 2012. 
  30. ^ USGS/IAU (1 Oktober 2006). "Gertrude on Titania". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Diarsipkan dari versi asli tanggal 15 Mei 2013. Diakses tanggal 23 Februari 2012. 
  31. ^ a b c d e f Croft, S. K. (1989). New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda. Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. hlm. 205C. Bibcode:1989LPI....20..205C. 
  32. ^ Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). "New Features Named on the Moon and Uranian Satellites". Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference. 18: 964–65. Bibcode:1987LPI....18..964S. 
  33. ^ a b c Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics. 413: 373–380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515. 
  34. ^ a b c Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research. 93 (B8): 8779–8794. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779. hdl:2060/19870013922. 
  35. ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (Agustus 1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research. 96 (E1): 15,665–15,674. Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401. 
  36. ^ Croft, S. K.; Soderblom, L. A. (1991). "Geology of the Uranian satellites". Uranus: 561–628. Bibcode:1991uran.book..561C. 
  37. ^ Stone, E. C. (30 Desember 1987). "The Voyager 2 Encounter with Uranus" (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14,873–14,876. Bibcode:1987JGR....9214873S. doi:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. 
  38. ^ David Sky Brody (17 Juli 2017). "Why Kill Cassini? Saturn Probe's Fate Carefully Considered". Space.com. Diakses tanggal 4 Mei 2019. 
  39. ^ Vision and Voyages for Planetary Science in the Decade 2013–2022 Diarsipkan 5 September 2012 di WebCite
  40. ^ Fiehler, Douglas I.; McNutt, Ralph L. (November 2006). "Mission Design for the Innovative Interstellar Explorer Vision Mission". Journal of Spacecraft and Rockets. 43 (6): 1240. doi:10.2514/1.20995. 
  41. ^ Mark Hofstadter, "Ice Giant Science: The Case for a Uranus Orbiter", Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology, Report to the Decadal Survey Giant Planets Panel, 24 Agustus 2009
  42. ^ Stephen Clark "Uranus, Neptune in NASA’s sights for new robotic mission", Spaceflight Now, August 25, 2015
Kesalahan pengutipan: Tag <ref> yang didefinisikan di di <references> tidak memiliki nama atribut.

Pranala luar

Wikimedia Commons memiliki media mengenai Titania (moon).
Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/w/index.php?title=Titania_(satelit)&oldid=15047797"