cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Đảo Vize
Khí hậu trên đảo cực kỳ khắc nghiệt với nhiệt độ trung bình hàng năm đo tại trạm khí tượng là -13,6 °C, nhiệt độ trung bình các tháng ấm nhất (tháng 7) cũng chỉ khoảng 0,5 °C và một phần của đảo lộ ra dưới các lớp băng và tuyết còn nhiệt độ trung bình các tháng lạnh nhất (tháng 3) đạt -26,9 °C. Nó thường xuyên bị các trận bão băng hay bão tuyết mạnh tàn phá, nhưng không có sông băng. Đảo này là một hoang mạc Bắc cực, chỉ thỉnh thoảng mới thấy xuất hiện một vài dạng địa y trong kiểu thảm thực vật lãnh nguyên. Nhiệt độ thấp nhất theo quan sát nhiều năm là −52 °С, lượng giáng thủy trung bình năm là 242 mm , chủ yếu là tuyết. Độ ẩm tương đối của không khí là 90 %. Hướng gió chủ đạo là gió đông nam với vận tốc trung bình đạt 6,4 m/s. Lớp tuyết che phủ bền vững hình thành vào khoảng giữa tháng 9 (khoảng 13 tháng 9), kết thúc tan chảy vào cuối tháng 6 (khoảng 26 tháng 6). Mùa hè ngắn và lạnh. Đảo gần nhất là đảo Ushakov, cách đó khoảng 140 km về phía bắc.
Đảo này đáng chú ý vì lịch sử phát hiện ra nó.
Trong thập niên 1910, tàu buồm "Thánh Anna" dưới sự chỉ huy của Georgy Lvovich Brusilov bị trôi dạt trong biển Kara. Năm 1914 tàu chìm, nhưng hoa tiêu trưởng Valerian Ivanovich Albanov đã mang được nhật ký tàu về đất liền.
Năm 1924 nhà hải dương học Liên Xô (đồng thời là nhà khí tượng học và nhà nghiên cứu vùng cực) Vladimir Yulevich Vize đã nghiên cứu kỹ lưỡng đường trôi dạt của tàu bị kẹp chặt trong băng. Theo các dị thường phát hiện được trong dòng hải lưu và đường di chuyển của khối băng ông đã đề xuất rằng nguyên nhân của điều này là do sự tồn tại của một hòn đảo và ông đã đưa ra tọa độ cực kỳ chính xác của nó, dựa trên các dữ liệu do Valerian Ivanovich Albanov cung cấp. Ngày 13 tháng 8 năm 1930, trên tàu phá băng Georgy Sedov, Vize, một thành viên của đoàn thám hiểm do Otto Yulievich Schmidt chỉ huy, là người đầu tiên đặt chân lên hòn đảo mà ông là người về mặt lý thuyết đã chỉ ra sự tồn tại của nó.
Từ ngày 1 tháng 11 năm 1945 trên bờ phía nam hòn đảo người ta đã lập một trạm khí tượng vùng cực, nó cũng là một trong những trạm khí tượng xa nhất về phía bắc trên thế giới. Không có dân cư sinh sống thường xuyên trên đảo.
Liên kết ngoài
Thể loại:Đảo của Nga Thể loại:Đảo trong biển Kara
La Điện
La Điện (chữ Hán giản thể: 罗甸县, bính âm: Luódiàn Xiàn, âm Hán Việt: La Điện huyện) là một huyện thuộc Châu tự trị dân tộc Bố Y và dân tộc Miêu Kiềm Nam, tỉnh Quý Châu, Cộng hòa Nhân dân Trung Hoa. Huyện này có diện tích 3010 ki-lô-mét vuông, dân số năm 2002 là 310.000 người. Mã số bưu chính của huyện là 550100. Huyện lỵ đóng ở trấn Long Bình. Về mặt hành chính, huyện này được chia thành 8 trấn, 1 hương.
Liên kết ngoài
Thể loại:Kiềm Nam Thể loại:Đơn vị cấp huyện Quý Châu
San Pablo de la Moraleja
San Pablo de la Moraleja là một đô thị trong tỉnh Valladolid, Castile và León, Tây Ban Nha. Theo điều tra dân số 2004 (INE), đô thị này có dân số là 167 người.
Tham khảo
Thể loại:Đô thị ở Valladolid
Albocàsser
nhỏ|trái|200px|Cảnh quan.
Albocàsser là một đô thị trong tỉnh Castellón, Cộng đồng Valencia, Tây Ban Nha. Đô thị Albocàsser có diện tích 82,29 km², dân số theo điều tra năm 2010 của Viện thống kê quốc gia Tây Ban Nha là 1439 người. Đô thị Albocàsser nằm ở khu vực có độ cao 538 mét trên mực nước biển.
Freeport, Illinois
Freeport là một thành phố ở quận lỵ quận Stephenson, tiểu bang Illinois, Hoa Kỳ. Thành phố này thuộc quận. Thành phố có diện tích km2, dân số là 25.638 người (thời điểm năm 2010). Nguyên gọi là "'Winneshiek", khu tự quản lúc được hợp nhất lấy tên gọi khi nó được thành lập được đổi tên theo "Cảng tự do" trên sông Pecatonica.
Albocàsser
Tham khảo
Thể loại:Đô thị ở Castellón
Freeport, Illinois
Năm 1837, quận Stephenson được thành lập và năm 1838, Freeport đã trở thành quận lỵ. Được kết nối bằng xe ngựa chạy theo tuyến với Chicago, cộng đồng phát triển nhanh chóng. Năm 1840, một tòa nhà tòa án được xây dựng và trường học đầu tiên được thành lập. Trong vòng hai năm, Freeport có hai tờ báo và vào năm 1853, có thêm một tờ báo bằng tiếng Đức. Đến lúc đó, cộng đồng có dân số là 2.000 người.
Liên kết ngoài
Thể loại:Thành phố của Illinois Thể loại:Freeport, Illinois
Lâu đài Súľov
Lâu đài Súľov (tiếng Slovakia: Súľovský hrad) là tàn tích của một lâu đài thuộc địa phận làng Súľov-Hradná, vùng Žilina, Slovakia.
Lịch sử
Lâu đài Súľov được thành lập vào nửa đầu thế kỷ 15 để bảo vệ một con đường gần đó. Lâu đài được xây dựng trên địa điểm trước đó từng tồn tại một đồn lũy được sử dụng để quan sát và canh gác khu vực. Công việc xây dựng lâu đài hoàn thành vào năm 1470.
Một trận hỏa hoạn lớn xảy ra vào năm 1550 đã phá hủy lâu đài. Sau đó, lâu đài được tái thiết lại như ban đầu, vì địa hình không cho phép lâu đài mở rộng và xây dựng các công trình phụ. Từ năm 1730, quân đội bắt đầu đóng quân ở lâu đài.
Khi lâu đài thuộc sở hữu của gia đình Sirmiensis, họ đã bỏ bê những sửa chữa cần thiết cho lâu đài, vì gia đình này ưu tiên sống trong những ngôi biệt thự tiện nghi trong làng. Từ năm 1780, không ai quan tâm đến lâu đài nữa. Trận động đất xảy ra vào năm 1858 khiến lâu đài bị hư hại nghiêm trọng. Tuy nhiên, không ai sửa chữa lâu đài, đã kiến công trình dần rơi vào tình trạng hư hỏng và sụp đổ theo thời gian. Hiện tại, tàn tích còn sót lại của lâu đài chỉ là những mảnh gạch xây dính vào đá.
Tham khảo
Thể loại:Công trình xây dựng Slovakia Thể loại:Lâu đài Slovakia
Nhà thờ Thánh Đa Minh, Ma Cao
Nhà thờ Thánh Đa Minh (Igreja de São Domingos) là một nhà thờ mang kiến trúc Baroque cuối thế kỷ 16 nằm trong Giáo xứ Sé của Giáo phận Ma Cao. Nó nằm ở phần bán đảo của thành phố tại Largo de São Domingos, gần với Tòa nhà Leal Senado.
Nó được hoàn thành vào năm 1587 và được giám sát bởi ba linh mục dòng Đa Minh người Tây Ban Nha. Do cải tạo và xây dựng lại, cấu trúc hiện tại có niên đại từ đầu thế kỷ 17. Đây là một trong 29 địa điểm hình thành Khu lịch sử Ma Cao được UNESCO công nhận là Di sản thế giới từ năm 2005.
Lịch sử
Nhà thờ được thành lập vào năm 1587 bởi ba linh mục dòng Đa Minh người Tây Ban Nha đến từ Acapulco, Mexico. Đó là hiện trường của một vụ bạo lực vào năm 1644, khi một sĩ quan Tây Ban Nha - trung thành với vua Tây Ban Nha và phản đối quyết tâm trung thành với Bồ Đào Nha của thuộc địa sau khi Liên minh Iberia tan rã, đã đến nhà thờ để tìm nơi ẩn náu trước một đám đông giận dữ. Ông đã nhanh chóng giết chết dưới chân bệ thờ trong khi thánh lễ được cử hành. Vào năm 1707, người Đa Minh ủng hộ lập trường của Giáo hoàng liên quan đến tranh cãi lễ nghi Trung Quốc. Điều này trái ngược và bất chấp quan điểm của giám mục Ma Cao, người mà sau đó bị rút giấy phép thông công. Khi binh lính được cử đến nhà thờ để duy trì phán quyết này, các tu sĩ đã phản ứng bằng cách đóng cửa nhà thờ trong ba ngày và ném đá để đẩy lui.
Nhà thờ cũng là nơi xuất bản tờ báo tiếng Bồ Đào Nha đầu tiên ở Trung Quốc vào ngày 12 tháng 9 năm 1822 có tên là A Abelha da China (Con ong Trung Hoa). Nhà thờ đóng cửa vào năm 1834 khi dòng tu buộc phải đóng cửa và tịch thu cho Chính phủ. Nó sau đó đã chuyển đổi nó thành doanh trại, chuồng ngựa và văn phòng cho các công trình công cộng. Tuy nhiên, sau đó nó đã mở cửa trở lại và tiếp nhận nhiều tác phẩm nghệ thuật linh thiêng từ các dòng tu khác bị giải thể trở lại Bồ Đào Nha. Nhà thờ đã được tu bổ vào năm 1997 và một viện bảo tàng đã được thêm vào bên cạnh nhà thờ.
Liên kết ngoài
Thể loại:Khu lịch sử Ma Cao Thể loại:Nhà thờ Công giáo ở Ma Cao Thể loại:Kiến trúc thuộc địa Bồ Đào Nha ở Trung Quốc
Astacilla longicornis
Astacilla longicornis là một loài chân đều trong họ Arcturidae. Loài này được Sowerby miêu tả khoa học năm 1806.
Thorectes rugatulus
Thorectes rugatulus là một loài bọ cánh cứng trong họ Geotrupidae. Loài này được miêu tả khoa học năm 1866 bởi Jekel.
Tham khảo
Thể loại:Thorectes
Macroplea
Macroplea là một chi bọ cánh cứng trong họ Chrysomelidae. Chi này được miêu tả khoa học năm 1819 bởi Samouelle.
Các loài
Các loài trong chi này gồm:
Tham khảo
Thể loại:Haemoniini
If I Ain't Got You
"If I Ain't Got You" là bài hát được sáng tác, thu âm và sản xuất bởi Alicia Keys cho album phòng thu thứ hai The Diary of Alicia Keys. Được phát hành vào tháng 2 năm 2004 làm single thứ hai, ca khúc đạt vị trí thứ 4 trên Billboard Hot 100 và trở thành single thứ hai liên tiếp thống trị bảng xếp hạng Hot R&B/Hip-Hop Songs, trụ ở đầu bảng suốt 6 tuần. Bài hát nhận được hai đề cử ở Giải Grammy năm 2005 cho hạng mục "Bài hát của năm" và thắng giải "Thể hiện giọng R&B nữ xuất sắc nhất". If I Ain't Got You được khán giá bầu chọn là một trong những ca khúc hay nhất của năm 2004, và đứng thứ 14 trong bảng xếp hạng những ca khúc hay nhất của thập niên 2000.
Bìa đĩa đơn được cho là giống với bức họa Le Violon d'Ingres năm 1924 của Man Ray.
Keys cho biết ý tưởng sáng tác bài hát được truyền cảm hứng bởi cái chết của ca sĩ Aaliyah: "Ý tưởng sáng tác bài hát xuất hiện ngay sau khi Aaliyah qua đời. Lúc ấy là một khoảnh khắc đau buồn mà không ai có thể tin được. Chuyện đó khiến tôi nhận ra điều gì mới thực sự là quan trọng trên cuộc đời này."
Nội dung của ca khúc
If I Ain't Got You được các nhà phê bình đánh giá rất cao về âm nhạc cũng như ca lời. Về âm nhạc, ca khúc được nhận xét rất đặc biệt có sự kết hợp rất độc đáo giữa âm hưởng nhạc Jazz, Soul, R&B tạo nên một nét rất riêng cho bài nhạc. Về ca từ, các nhà phê bình đã gọi là "một cảm xúc, gây xúc động" khi nói về một cô gái đã tái hiện lại quan niệm cũng như mục đích sống của mỗi người và cô đã phê phán những suy nghĩ nông cạn của những người sống vì vật chất. Đồng thời cũng nói lên tâm trạng của cô và định nghĩa rằng thế nào là một tình yêu đích thực rẳng cô không cần gì hết, mọi thứ sẽ trở nên vô nghĩa nếu như cô ấy không có được người mình yêu.
Giọng hát và cách thể hiện
Có thể nói không ai có thể trình diễn ca khúc này hơn Alicia. Trong bài hát, cô thể hiện khá đa dạng các loại giọng, nhưng hát với giọng trầm là chính, đến các đoạn điệp khúc thì Keys đã đưa giọng cao hơn như một sự dâng trào về cảm xúc. Ở ca khúc này, Keys đã sử dụng rất nhiều các kỹ thuật thanh nhạc và đặc biệt là các sự luyến láy làm cho ca khúc thêm phần hài hoà
Video âm nhạc
Video âm nhạc cho single được đạo diễn bởi Diane Martel, mô tả cảnh mùa đông ở thành phố New York và có sự góp mặt của rapper kiêm diễn viên Method Man đóng vai bạn trai của Alicia Keys.
Liên kết ngoài
Thể loại:Bài hát năm 2003 Thể loại:Đĩa đơn năm 2004 Thể loại:Bài hát của Alicia Keys Thể loại:Đĩa đơn quán quân Billboard Hot R&B/Hip-Hop Songs Thể loại:Bài hát nhạc Jazz Thể loại:Video âm nhạc do Diane Martel đạo diễn Thể loại:Bài hát viết bởi Alicia Keys Thể loại:Ballad thập niên 2000 Thể loại:R&B ballad Thể loại:Soul ballad
Río Muni
thumb|right|400 px|Río Muni nhỏ|306x306px|Huy hiệu của tỉnh Rio Muni thuộc Tây Ban Nha Río Muni (tiếng Fang: Mbini) là khu vực lục địa của Guinea Xích Đạo, với diện tích 26.017 km². Tên gọi của khu vực xuất phát từ sông Muni. Những người châu Âu đầu tiên tới đây là xây dựng những Khu định cư sông Muni dọc theo con sông này.
Río Muni được Bồ Đào Nha nhượng cho Tây Ban Nha vào năm 1778 trong Hiệp ước El Pardo. Tây Ban Nha hy vọng có thể thu gom được nô lệ ở để đưa đến làm việc ở các thuộc địa khác, nhưng những người tới định cư đã chết vì bệnh sốt vàng và khiến khu vực bị bỏ hoang. Cacao và xẻ gỗ trở thành các ngành kinh tế chính vào giai đoạn thuộc địa. Río Muni trở thành một tỉnh của Guinea thuộc Tây Ban Nha cùng với Bioko vào năm 1959. Ngôn ngữ chính được sử dụng là Fang-Ntumu ở miền bắc và Fang-Okah ở miền nam. Người dân ở đây còn nói tiếng Tây Ban Nha, tuy nhiên chỉ là ngôn ngữ thứ hai.
Río Muni có 885.015 cư dân tính đến năm 2015, chiếm 72% dân số của Guinea Xích Đạo.
Tiradelphe schneideri
Tiradelphe schneideri là một loài bướm giáp thuộc phân họ Danainae. Nó là đại diện duy nhất của chi Tiradelphe. Đây là loài đặc hữu của quần đảo Solomon.
Tham khảo
Thể loại:Động vật được mô tả năm 1984 S Thể loại:Động vật đặc hữu quần đảo Solomon
Río Muni
Thành phố lớn nhất là Bata và cũng là thủ phủ hành chính của khu vực. Các đô thị chính khác là Evinayong, Ebebiyín, Acalayong, Acurenam, Mongomo, Sevilla de Niefang, Valladolid de los Bimbiles và Mbini.
Liên kết ngoài
Guinea Xích Đạo Thể loại:Cựu thuộc địa Tây Ban Nha Thể loại:Địa lý Guinea Xích Đạo
Đảo Ushakov
Đảo Ushakov (Остров Ушакова, ostrov Ushakova) là một đảo cô lập nằm trong Bắc Băng Dương, trong khoảng nửa đường từ Zemlya Frantsa Iosifa tới Severnaya Zemlya, ở giới hạn phía bắc của biển Kara. Nó nằm tại tọa độ khoảng 80° 48' vĩ bắc và 79° 29' kinh đông.
Đảo này bị tàn phá bởi những trận bão băng và tuyết khốc liệt tại vùng Bắc cực. Nó nằm gần với ranh giới băng giá vĩnh cửu. Diện tích đảo này khoảng 328 km². Khoảng 45% bề mặt là các sông băng và điểm cao nhất (không tên) của nó cao 350 m. Đảo gần nhất là đảo Vize, khoảng 140 km về phía nam đảo này.
Nằm ở vị trí rất xa về phía bắc nên vùng biển bao quanh đảo Ushakov được che phủ bằng những tảng băng trôi trong mùa đông và nó cũng bị che phủ bởi các tảng băng nổi trong mùa hè ngắn ngủi.
Đảo Ushakov là nơi duy nhất tại Bắc bán cầu mà nhiệt độ bề mặt ở mực nước biển không bao giờ quá 10 °C.
Lịch sử
nhỏ|phải|Đảo Ushakov thực tế bị băng và tuyết che phủ gần như quanh năm Đảo này là vùng đất cuối cùng của vùng lãnh thổ Bắc cực chưa được tìm thấy thuộc Liên Xô. Nó được phát hiện năm 1935 khi một ít khu vực chưa được thám hiểm còn lại tại miền bắc biển Kara được các hoạt động của tàu phá băng Sadko kiểm tra để nghiên cứu biển và băng. Đoàn thám hiểm do nhà hải dương học kiêm nhà thám hiểm vùng cực và nhà bản đồ học Georgy Alekseevich Ushakov dẫn đầu. Hòn đảo khó thấy này sau đó được đặt tên để vinh danh ông.
Cơ sở trú đông đầu tiên trên đảo Ushakov được lập ra giai đoạn 1954-1955 và trạm vùng cực được lập ra năm 1954.
Về mặt hành chính, đảo Ushakov thuộc vùng Krasnoyarsk, một đơn vị cấp tỉnh của Liên bang Nga.
Liên kết ngoài
Thể loại:Vùng Krasnoyarsk Thể loại:Đảo của Nga Thể loại:Đảo trong biển Kara Thể loại:Thám hiểm Bắc cực
Thorectes sardous
Thorectes sardous là một loài bọ cánh cứng trong họ Geotrupidae. Loài này được miêu tả khoa học năm 1847 bởi Erichson.
Tham khảo
Thể loại:Thorectes
Homoplectra alseae
Homoplectra alseae là một loài Trichoptera trong họ Hydropsychidae. Chúng phân bố ở miền Tân bắc.
Tham khảo
Thể loại:Trichoptera miền Tân bắc Thể loại:Homoplectra
Hande Yener
Makbule Hande Özyener (sinh ngày 12 tháng 1 năm 1973), được biết đến với cái tên Hande Yener, là một ca sĩ và kiêm viết nhạc người Thổ Nhĩ Kỳ.
Gymnopilus pusillus
Gymnopilus pusillus là một loài nấm thuộc họ Cortinariaceae. Nó được nhà nghiên cứu về nấm người Mỹ Murrill đặt tên vào năm 1917.
Hande Yener
Chú thích
Thể loại:Ca sĩ pop Thổ Nhĩ Kỳ Thể loại:Nữ ca sĩ Thổ Nhĩ Kỳ Thể loại:Nữ ca sĩ thế kỷ 21
Gymnopilus pusillus
Xem thêm
Danh sách các loài Gymnopilus
Họ Dây trường điều
Họ Dây trường điều hay họ Dây khế (danh pháp khoa học: Connaraceae), là một họ nhỏ chứa khoảng 12 chi của khoảng 180 loài cây chủ yếu là dây leo, cây bụi và một ít cây gỗ nhỏ, với phần lớn các loài thuộc về 2 chi Connarus (dây trường điều, khoảng 80-100 loài) và Rourea (dây khế, khoảng 40-80 loài). Họ này phân bố chủ yếu ở khu vực nhiệt đới như Đông Nam Á, châu Phi hạ Sahara, Nam Mỹ. Tại Việt Nam có 5 chi (Agelaea, Cnestis, Connarus, Ellipanthus, Rourea) với 16-20 loài.
Gymnopilus pusillus
Liên kết ngoài
pusillus
Họ Dây trường điều
Mô tả
Cây gỗ nhỏ, cây bụi hoặc dây leo, mọc thẳng hay bò trườn, thường xanh hoặc lá sớm rụng. Lá mọc so le, không lá kèm, có cuống lá; phiến lá lông chim lẻ, kép 3 lá hoặc 1 lá; các lá chét mọc gần đối hoặc so le, thường giống da, mép lá nguyên, hiếm khi có thùy. Cụm hoa đầu cành, giả đầu cành, hoặc ở nách lá, chùy hoặc cành hoa, có lá bắc. Hoa lưỡng tính, hiếm khi đơn tính, đối xứng tỏa tia, nhỏ. Lá đài 4 hoặc 5, rời hoặc chỉ hợp nhất ở rất gần gốc, xếp lợp hoặc xếp rời, bền và bám chặt ở gốc quả. Cánh hoa 4 hoặc 5, rời, hiếm khi hơi hợp sinh ở giữa, xếp lợp hoặc rời, hiếm khi hình thoa. Nhị hoa 5-10, dưới bầu hay đính quanh bầu, gồm 2 vòng xen kẽ các nhị dài hơn với các nhị ngắn hơn, những nhị đối diện cánh hoa thường ngắn hơn và không phát triển đầy đủ; chỉ nhị rời hoặc hợp sinh ngắn tại gốc; bao phấn mọc từng đôi, đính lưng ở đầu gần 1/2, hướng trong, ngắn, mở theo chiều dọc. Đĩa mật mỏng hoặc không có, được các gốc nhị hoa bao quanh. Lá noãn (1-)5(-8), rời, 1 ngăn, rậm lông. Vòi nhụy hình dùi hoặc hình chỉ; đầu nhụy gần giống hình đầu, đơn hoặc 2 thùy. Noãn 2 trong mỗi lá noãn (1 đôi khi vô sinh), ở bên, thẳng đứng. Quả thường là quả đại đơn độc, không cuống hoặc hình cuống, mở thường dọc theo đường ráp gần trục, đôi khi dọc theo đường ráp xa trục, rất hiếm khi mở theo đường bao ở gốc, đôi khi không mở. Hạt 1 hoặc 2, thẳng đứng, thường có áo hạt, hiếm khi không áo hạt; vỏ hạt dày; màu như áo hạt, dày thịt; nội nhũ có hoặc không; phôi thẳng; các lá mầm dày và mọng thịt trong các hạt không nội nhũ, mỏng ở các hạt có nội nhũ.
Các loài của họ Connaraceae thường hay bị nhầm là thuộc họ Fabaceae. Tuy nhiên, chúng không có quan hệ họ hàng gần và có thể dễ dàng phân biệt do Connaraceae không có lá kèm và có các hoa khá nhỏ, đa đối xứng với 10 nhị gồm 2 loại chiều dài chỉ nhị khác nhau, cũng như có trên một lá noãn đơn, một tổ hợp các đặc trưng không có ở Fabaceae.
Các chi
Theo website của APG thì họ này chứa 12 chi với 180 loài như sau:
San Pedro de Latarce
San Pedro de Latarce là một đô thị trong tỉnh Valladolid, Castile và León, Tây Ban Nha. Theo điều tra dân số 2004 (INE), đô thị này có dân số là 615 người.
Tham khảo
Thể loại:Đô thị ở Valladolid
Astacilla longipes
Astacilla longipes là một loài chân đều trong họ Arcturidae. Loài này được Barnard miêu tả khoa học năm 1920.
Tham khảo
Thể loại:Astacilla
Macroplea appendiculata
Tham khảo
Thể loại:Động vật được mô tả năm 1794 Thể loại:Macroplea Thể loại:Bọ cánh cứng châu Âu
Castellón de la Plana
Castellón de la Plana là một đô thị và thành phố tỉnh lỵ tỉnh Castellón, Cộng đồng Valencia, Tây Ban Nha. Đô thị Castellón de la Plana có diện tích 108,8 km², dân số theo điều tra năm 2010 của Viện thống kê quốc gia Tây Ban Nha là 180.690 người. Đô thị Castellón de la Plana nằm ở khu vực có độ cao 30 mét trên mực nước biển.
Tham khảo
Thể loại:Đô thị ở Castellón Thể loại:Thành phố của Tây Ban Nha Thể loại:Castellón de la Plana Thể loại:Plana Alta
Homoplectra doringa
Homoplectra doringa là một loài Trichoptera trong họ Hydropsychidae. Chúng phân bố ở miền Tân bắc.
Tham khảo
Thể loại:Trichoptera miền Tân bắc D
Euploea tripunctata
Euploea tripunctata là một loài bướm giáp thuộc phân họ Danainae. Đây là loài đặc hữu của Indonesia.
Tham khảo
Thể loại:Euploea Thể loại:Côn trùng Indonesia Thể loại:Bướm Indonesia Thể loại:Động vật đặc hữu Indonesia
Thorectes sericeus
Thorectes sericeus là một loài bọ cánh cứng trong họ Geotrupidae. Loài này được miêu tả khoa học năm 1866 bởi Jekel.
Tham khảo
Thể loại:Thorectes
Macroplea flagellata
Macroplea flagellata là một loài bọ cánh cứng trong họ Chrysomelidae. Loài này được Askevold miêu tả khoa học năm 1988.
Astacilla longispina
Astacilla longispina là một loài chân đều trong họ Arcturidae. Loài này được Kensley miêu tả khoa học năm 1978.
Tham khảo
Thể loại:Astacilla
Gymnopilus purpureosquamulosus
Gymnopilus purpureosquamulosus là một loài nấm thuộc họ Cortinariaceae.
Xem thêm
Danh sách các loài Gymnopilus
Liên kết ngoài
purpureosquamulosus
Homoplectra flinti
Homoplectra flinti là một loài Trichoptera trong họ Hydropsychidae. Chúng phân bố ở miền Tân bắc.
Thorectes shankara
Thorectes shankara là một loài bọ cánh cứng trong họ Geotrupidae. Loài này được miêu tả khoa học năm 1999 bởi Carpaneto & Mignani.
Tham khảo
Thể loại:Thorectes
San Román de Hornija
Tham khảo
Thể loại:Đô thị ở Valladolid
Tiểu thuyết lãng mạn
Tiểu thuyết lãng mạn hay tiểu thuyết tình cảm là một thuật ngữ tạm thời để mô tả dòng văn xuôi (hoặc đôi khi văn vần) khai thác các mối quan hệ hoan lạc - tình ái giữa người với người, thông thường có một kết thúc hạnh phúc và có hậu.
Ngôn tình được biết đến là loại tiểu thuyết tình cảm có nguồn gốc từ Trung Quốc. Hoàn cảnh xảy ra của ngôn tình thì rất đa dạng phong phú như có thể diễn ra ở thời hiện đại, thời xưa, thần tiên…
Thuật ngữ
nhỏ|phải|222px|Cảnh trăng hoa trong kiệt tác [[Kim Bình Mai.]] nhỏ|phải|222px|"Oh Edward! How can you?", tranh minh họa cuối thế kỷ 19 của tác phẩm [[Lý trí và tình cảm (1811) của Jane Austen, một tác phẩm tiên phong của thể loại tiểu thuyết lãng mạn.]] nhỏ|phải|222px|Các tiểu thuyết lãng mạn của nhà xuất bản Harlequin. Mặc dù chưa từng được coi là thuật ngữ khoa học, nhưng đây là "thể loại phổ biến và ít được tôn trọng nhất". Các hình thức đầu tiên của tiểu thuyết lãng mạn đã tồn tại từ lâu trong lịch sử và được định danh theo nhiều cách khác nhau.
Liên kết ngoài
Thể loại:Thể loại văn học Thể loại:Lãng mạn
Macroplea minnesotensis
Macroplea minnesotensis là một loài bọ cánh cứng trong họ Chrysomelidae. Loài này được Askevold miêu tả khoa học năm 1988.
Tham khảo
Thể loại:Macroplea
Titan (vệ tinh)
Titan (phát âm tiếng Anh: ˈtaɪtən  TYE -tən, tiếng Hy Lạp: Τῑτάν) hoặc Saturn VI là vệ tinh lớn nhất của Sao Thổ, vệ tinh duy nhất có bầu khí quyển đặc và là vật thể duy nhất trừ Trái Đất có bằng chứng rõ ràng về chất lỏng đã được khám phá.
Titan là vệ tinh ở khoảng cách xa thứ hai mươi hai của Sao Thổ và xa thứ sáu trong nhóm những vệ tinh có kích thước đủ lớn để có hình cầu. Thường được miêu tả như một vệ tinh có những đặc điểm giống hành tinh, Titan có đường kính lớn hơn khoảng 50% so với Mặt Trăng của Trái Đất và có khối lượng lớn hơn 80%. Nó là vệ tinh lớn thứ hai trong Hệ Mặt Trời, sau vệ tinh Ganymede của Sao Mộc, và nếu tính theo đường kính nó còn lớn hơn hành tinh nhỏ nhất, Sao Thủy, (dù chỉ có khối lượng bằng một nửa). Titan là vệ tinh được phát hiện đầu tiên của Sao Thổ, nó được khám phá năm 1655 bởi nhà thiên văn học người Hà Lan Christiaan Huygens.
Titan được cấu tạo chủ yếu gồm các vật liệu băng nước và đá. Mật độ khí quyển dày đặc khiến chúng ta khó tìm hiểu về bề mặt của Titan cho tới khi các thông tin mới được thu thập với phi vụ Cassini–Huygens năm 2004, gồm việc phát hiện ra các hồ hydrocarbon lỏng tại các vùng cực của vệ tinh này. Chúng là những vật thể lỏng lớn, ổn định duy nhất tồn tại trên bề mặt của bất kỳ một vật thể từng biết nào ngoài Trái Đất. Về địa chất, bề mặt vệ tinh này còn trẻ; dù các ngọn núi và nhiều núi lửa băng (dạng phun trào giống núi lửa nhưng thành phần chủ yếu là băng) có thể có đã được phát hiện, bề mặt khá phẳng với chỉ một ít hố va chạm.
Khí quyển của Titan chủ yếu gồm nitơ và khí hậu của nó gồm các đám mây methan và ethan. Khí hậu có gió và các đặc điểm bề mặt do mưa tạo ra tương tự như các đặc điểm trên Trái Đất, như các đụn cát và các dải bờ biển, và, giống như Trái Đất, cũng bị chi phối bởi các hình mẫu thời tiết theo mùa. Với chất lỏng (cả ở trên và dưới mặt đất) và lớp khí quyển nitơ dày, Titan được cho là giống Trái Đất thời nguyên thủy, dù có nhiệt độ thấp hơn. Vì thế vệ tinh này đã được cho là có khả năng thích hợp cho vi khuẩn như một sự sống ngoài Trái Đất hay, ít nhất, như một môi trường hóa học tiền vi sinh vật với nhiều hợp chất hóa học hữu cơ phức tạp. Các nhà nghiên cứu đã cho rằng có thể biển chất lỏng dưới bề mặt hoạt động như một môi trường sinh học.
Phát hiện và đặt tên
nhỏ|trái|120px|Christiaan Huygens, người tìm ra Titan. nhỏ|trái|137px|[[Atlas (thần thoại)|Atlas, một vị thần Titan.]] Titan được nhà thiên văn học người Hà Lan Christiaan Huygens phát hiện ngày 25 tháng 3 năm 1655. Huygens có cảm hứng từ sự khám phá bốn vệ tinh lớn nhất của Sao Mộc của Galileo năm 1610 và những cải tiến kính viễn vọng của ông. Huygens chính mình đã thực hiện các cải tiến kỹ thuật và sự khám phá Titan của ông có được "một phần nhờ chất lượng kính viễn vọng và một phần nhờ may mắn". Ông đặt cho nó cái tên đơn giản là Saturni Luna (hay Luna Saturni, tiếng La tinh có nghĩa "mặt trăng của Sao Thổ"), xuất bản luận văn De Saturni Luna Observatio Nova năm 1655. Sau khi Giovanni Domenico Cassini xuất bản những khám phá của ông về bốn vệ tinh khác của Sao Thổ trong khoảng thời gian 1673 và 1686, các nhà thiên văn học có thói quen gọi những vệ tinh đó và Titan là Saturn I tới V (Titan được xếp ở vị trí thứ 4). Các tên gọi ban đầu khác của Titan gồm "vệ tinh bình thường của Sao Thổ". Titan được đánh số chính thức Saturn VI bởi sau những phát hiện năm 1789 sơ đồ số không được dùng nữa để tránh nhầm lẫn (Titan từng được đánh số II và IV và VI). Từ đó nhiều vệ tinh nhỏ ở gần bề mặt Sao Thổ hơn đã được phát hiện.
Cái tên Titan, và những cái tên của tất cả bảy vệ tinh được biết đến của Sao Thổ ở thời điểm ấy, đều do John Herschel (con trai của William Herschel, người phát hiện Mimas và Enceladus) đặt trong lần xuất bản năm 1847 cuốn Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope của ông. John Herschel đề xuất những cái tên của các Titan trong thần thoại, anh chị em của Cronos, vị thần Saturn của người Hy Lạp.
Quỹ đạo và tự quay
nhỏ|Quỹ đạo của Titan (màu đỏ) trong số quỹ đạo của những vệ tinh phía trong của Sao Thổ. Các vệ tinh bên ngoài quỹ đạo của nó là (l-r) [[Iapetus (vệ tinh)|Iapetus và Hyperion; những vệ tinh bên trong là Dione, Tethys, Enceladus and Mimas.]] Titan tham gia 5 chuyển động chính: chuyển động tự quay quanh trục; chuyển động quay quanh Sao Thổ; chuyển động cùng Sao Thổ quay quanh Mặt Trời; chuyển động cùng hệ Mặt Trời quay quanh tâm Ngân Hà; chuyển động của Ngân Hà cùng toàn thể vũ trụ giãn nở từ Vụ Nổ Lớn.
Titan bị khóa trong một vị trí cộng hưởng quỹ đạo 3:4 với vệ tinh nhỏ hơn và có hình dạng không đều là Hyperion. Một quá trình cộng hưởng "chậm và êm ái" - theo đó Hyperion sẽ đi khỏi một quỹ đạo không ổn định - được coi là sẽ không diễn ra, dựa trên các mô hình. Hyperion dường như đã được hình thành trong một đảo quỹ đạo ổn định, trong khi Titan to lớn thu hút hay đẩy bắn đi các vật thể tiếp cận gần tới nó.
Độ nghiêng trục quay của Titan bằng không, nghĩa là trục tự quay của nó vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo chuyển động quanh Sao Thổ.
Các đặc điểm chính
nhỏ|So sánh Titan, [[Mặt Trăng và Trái Đất.]] nhỏ|Cấu trúc bên trong Titan. Titan có đường kính 5.150 km, lớn hơn cả của Sao Thủy (4.879 km), gần gấp rưỡi Mặt Trăng (3.474 km) và hiện là vệ tinh tự nhiên lớn thứ hai trong toàn hệ Mặt Trời. Trước khi Voyager 1 tới đây vào năm 1980, Titan được cho là hơi lớn hơn Ganymede (đường kính 5.268 km) và vì thế là vệ tinh lớn nhất trong Hệ Mặt Trời; đây là sự ước tính quá mức do mật độ của Titan, khí quyển dày, kéo dài nhiều dặm trên bề mặt của nó làm tăng kích thước đường kính biểu kiến. Khối lượng và đường kính của Titan (và vì thế cả mật độ của nó) tương tự với các vệ tinh của Sao Mộc là Ganymede và Callisto. Dựa trên mật độ chính của nó 1,88 g/cm³, thành phần chính của Titan gồm một nửa băng nước và một nửa vật liệu đá. Dù tương tự về thành phần với Dione và Enceladus, nó đặc chắc hơn vì lực nén hấp dẫn.
Khí quyển
nhỏ|Ảnh màu thực các lớp quầng trong khí quyển Titan. nhỏ|Ảnh tàu Cassini chụp các lớp khí quyển Titan. Titan là vệ tinh duy nhất đã được biết có một khí quyển đã phát triển có thành phần không chỉ gồm các khí. Chiều dày của khí quyển được cho là thay đổi trong khoảng 200 km và 880 km. So sánh những con số đó với biên giới Trái Đất, nằm trong khoảng 100 km, với 99,999% trọng lượng khí quyền nằm bên dưới độ cao đó. Khí quyển của Titan chắn sáng ở nhiều bước sóng và một quang phổ phản xạ hoàn toàn của bề mặt là điều không thể thực hiện được từ bên ngoài; tình trạng mù mịt này đã dẫn tới các sai số trong các ước tính đường kính.
Sự hiện diện của một khí quyển đáng chú ý như vậy lần đầu tiên đã được khám phá bởi Gerard P. Kuiper năm 1944 sử dụng một kỹ thuật quang phổ cho thấy ước tính áp lực một phần khí quyển methan là 100 millibar (10 kPa). Những quan sát từ các tàu vũ trụ Voyager đã cho thấy rằng khí quyển Titan đặc hơn khí quyển Trái Đất, với áp lực bề mặt lớn gấp 1,5 lần Trái Đất. Nó chống đỡ các lớp quầng dày phong tỏa hầu hết ánh sáng nhìn thấy từ Mặt Trời và các nguồn khác và khiến các đặc điểm bề mặt Titan khó nhận biết. Khí quyển quá dày và lực hấp dẫn quá thấp tới mức con người có thể bay qua nó bằng cách vỗ những chiếc "cánh" gắn vào tay. Tàu vũ trụ Huygens không thể xác định hướng của Mặt Trời trong lần hạ cánh của nó và mặc dù nó có thể chụp ảnh bề mặt, đội điều khiển Huygens so sánh quá trình này như việc "chụp ảnh một khu đỗ xe trải nhựa đường lúc chạng vạng".
Khí quyển gồm 98,4% nitơ—khí quyển đặc, giàu nitơ duy nhất trong Hệ Mặt Trời bên cạnh khí quyển Trái Đất—1,6% còn lại gồm methan và dấu vết các chất khí khác như hydrocarbon (gồm ethan, diacetylen, methylacetylen, acetylen, propan, cyanoacetylen, hydro cyanide), carbon dioxide, carbon monoxide, cyanogen, argon và heli. Màu cam như được quan sát thấy từ vụ trụ phải được tạo ra bởi các hợp chất hóa học phức tạp hơn khác ở số lượng nhỏ, có thể là tholin, các kết tủa hữu cơ kiểu hắc ín. Các hydrocarbons được cho là đã hình thành nên khí quyển phía trên của Titan trong những phản ứng phát sinh từ sự tan vỡ khí methan bởi ánh sáng cực tím của Mặt Trời, tạo ra một lớp khói màu cam dày. Titan không có từ trường, mặc dù các nghiên cứu năm 2008 cho rằng có còn lưu lại từ trường của Sao Thổ khi nó bay ngang qua quyển từ của Sao Thổ và trực tiếp hứng chịu gió Mặt Trời. Điều này có thể làm ion hóa và mang đi một số phân tử ở phía ngoài cùng khí quyển. Vào tháng 11 năm 2007, các nhà khoa học đã tìm thấy bằng chứng các ion âm với khoảng 10.000 lần khối lượng của hydro trong tầng điện ly của Titan, chúng được cho là đã rơi vào các vùng thấp hơn để tạo thành quầng màu da cam che khuất bề mặt Titan. Cấu trúc của chúng hiện vẫn chưa được biết, nhưng chúng được cho là các tholin, và có thể hình thành căn bản cho sự tạo thành các phân tử phức tạp hơn, như các hydrocarbon thơm đa vòng.
Năng lượng từ Mặt Trời đã biến đổi tất cả dấu vết của methan trong khí quyển Titan thành các hydrocarbon trong vòng 50 triệu năm; một khoảng thời gian khá ngắn so với tuổi của Hệ Mặt Trời. Điều này cho thấy rằng methan phải được cung cấp bổ sung theo một cách nào đó từ một nguồn hay ngay từ chính bên trong Titan. Rằng khí quyển Titan chứa methan nhiều hơn một nghìn lần so với carbon monoxit có thể bởi sự cung cấp lớn từ các vụ va chạm thiên thạch, bởi các sao chổi gồm nhiều carbon monoxide hơn methan. Rằng Titan có thể đã phát triển một khí quyển từ tinh vân Sao Thổ thời kỳ đầu ở thời điểm mà sự thành tạo dường như không thể diễn ra; trong trường hợp như vậy, nó phải có sự đa dạng khí quyển tương tự tinh vân Mặt Trời, gồm hydro và neon. Một nguồn gốc sinh vật học có thể khác của methan vẫn chưa được tính đến (xem bên dưới).
Cũng có một mô hình lưu thông không khí được khám phá thổi theo chiều quay của Titan, từ tây sang đông. Những quan sát của Cassini về bầu khí quyển được thực hiện năm 2004 cũng cho thấy Titan là một "super rotator", giống như Sao Kim, với một khí quyển quay nhanh hơn bề mặt.
Tầng điện ly của Titan cũng phức tạp hơn tầng này của Trái Đất, với tầng điện ly chính ở độ cao 1.200 km nhưng với thêm một lớp các phân tử điện tích ở độ cao 63 km. Tầng này chia khí quyển Titan thành hai khu vực cộng hưởng radio khác nhau. Nguồn gốc của các sóng ELF tự nhiên (xem bên trên) trên Titan chưa rõ ràng bởi không có vẻ có hoạt động sét mạnh ở đó.
Đặc điểm bề mặt
nhỏ|trái|Titan với [[màu giả thể hiện các chi tiết bề mặt và khí quyển. "Xanadu" là vùng sáng ở phía trung tâm bên phải.]] nhỏ|200 px|Một hình ảnh tổng hợp về bề mặt Titan. Bề mặt của Titan đã được miêu tả là "phức tạp, có sự tác động của chất lỏng, và còn "trẻ" về địa chất". Tàu vũ trụ Cassini đã sử dụng radar đo độ cao và radar ống kính đồng bộ (SAR) chụp ảnh để vẽ bản đồ các thành phần của Titan trong những chuyến bay ngang qua vệ tinh này. Những hình ảnh đầu tiên cho thấy một nền địa chất, với cả những vùng gồ ghề và bằng phẳng. Có những đặc điểm dường như có nguồn gốc núi lửa, có lẽ đã từng phun ra nước và amonia. Cũng có những đặc điểm những đường sọc, một số dài tới hàng trăm kilômét, có lẽ được tạo ra bởi các phần tử bị gió thổi đi. Việc nghiên cứu cũng cho thấy bề mặt vệ tinh này khá bằng phẳng; một vài vật thể có vẻ là những hố va chạm đã được lắp đầy, có lẽ bởi những trận mưa hydrocarbon hay các vật liệu được phun ra từ núi lửa. Radar độ cao cho thấy sự biến đổi độ cao rất thấp, thông thường không vượt quá 150 mét. Thỉnh thoảng bắt gặp sự biến đổi độ cao lên tới 500 mét và Titan có những ngọn núi có thể cao tới hàng trăm mét đến hơn 1 kilômét.
Bề mặt Titan đáng chú ý bởi những địa hình sáng và tối lớn. Chúng gồm Xanadu, một vùng lớn thuộc xích đạo có tính phản xạ với kích thước cỡ của Úc. Nó lần đầu tiên được xác định trên những bức ảnh hồng ngoại từ kính viễn vọng không gian Hubble năm 1994, và sau này đã được tàu Cassini quan sát. Vùng xoắn này có nhiều quả đồi và bị cắt ngang bởi các thung lũng và các vực thẳm. Nó có đặc trưng ở các đường kẻ ngang dọc tối—các đặc điểm địa hình uốn lượn tương tự với các dải đất hay các đường nứt. Chúng có thể thể hiện hoạt động kiến tạo, có thể cho thấy về mặt địa lý Xanadu còn trẻ. Các đặc trưng này có thể là các kênh do chất lỏng tạo thành, cho thấy dạng địa hình cổ đã bị cắt ngang qua bởi các hệ thống luồng chảy. Có những vùng tối với kích cỡ tương đương nhau trên khắp vệ tinh, được quan sát thấy cả từ Trái Đất và bởi Cassini; có giả thuyết cho rằng chúng là những biển methan hay ethan, nhưng những quan sát của Cassini dường như lại cho thấy một điều khác (xem bên dưới).
Chất lỏng
nhỏ|phải|250px|Ảnh radar tổ hợp [[màu giả chụp từ ống kính đồng bộ của tàu vũ trụ Cassini về vùng cực bắc Titan, thể hiện bằng chứng về các biển hydrocarbon, các hồ và các mạng lưới nhánh phụ. Màu xanh thể hiện những vùng có độ phản xạ radar thấp, dường như được tạo ra bởi các vật thể ethan lỏng, methan và nitơ hòa tan. Các bức ảnh cho thấy vật thể to lớn ở phía dưới bên trái (được đặt tên là hồ Kraken Mare, lấy theo tên quái vật biển Kraken) có kích thước lớn gấp đôi của vật thể có thể thấy tại đây.]] nhỏ|250px|Ảnh tàu Cassini-Huygens chụp bán cầu bắc của Titan ngày 8/7/2009. Tia nắng trong bức ảnh được cho là phản chiếu từ vùng hồ Kraken Mare chứa chất lỏng methan và ethan.
Khả năng có các biển methan lỏng trên Titan lần đầu tiên được đưa ra dựa trên dữ liệu của Voyager 1 và 2 cho thấy Titan có một khí quyển dày và nhiệt độ cũng như thành phần thích hợp để duy trì chúng, nhưng bằng chứng trực tiếp chỉ có được vào năm 1995 khi dữ liệu từ Hubble và các quan sát khác cho thấy bằng chứng về methan lỏng trên Titan, hoặc trong những túi tách biệt hoặc ở tỷ lệ lớn như các đại dương, tương tự như nước trên Trái Đất.
Phi vụ Cassini đã xác nhận giả thuyết trên, mặc dù không trực tiếp. Khi tàu vũ trụ tới hệ Sao Thổ năm 2004, mọi người hy vọng các hồ hydrocarbon hay các biển có thể được khám phá bởi ánh sáng Mặt Trời phản xạ từ bề mặt của bất kỳ một vật thể lỏng nào, nhưng không phản xạ bề mặt nào được phát hiện. Tại cực nam của Titan, một đặc điểm tối khó hiểu được gọi là Ontario Lacus từng được cho là một cái hồ đã được xác định, có lẽ được tạo ra bởi các đám mây được quan sát thành từng cụm trong vùng. Một đặc điểm có thể là đường bờ biển cũng đã được xác định tại cực bằng hình ảnh radar.
Sau chuyến bay ngang qua ngày 22 tháng 7 năm 2006, trong đó radar trên tàu vũ trụ Cassini đã chụp ảnh các vĩ độ cao phía bắc (khi ấy đang trong mùa đông), một số miếng vá lớn, phẳng (và vì thế tối đối với radar) có các chấm ở gần cực. Dựa trên các quan sát, các nhà khoa học đã thông báo "bằng chứng rõ ràng về các hồ đầy methan trên vệ tinh Titan của Sao Thổ" vào tháng 1 năm 2007.
Đội Cassini–Huygens kết luận rằng các đặc điểm được chụp ảnh hầu như chắc chắn là các hồ hydrocarbon đang được tìm kiếm từ lâu, những vật thể ổn định đầu tiên của chất lỏng bề mặt được tìm thấy bên ngoài Trái Đất. Một số hồ dường như có các kênh liên kết với chất lỏng và nằm ở những vùng địa hình lõm.
Tháng 6 năm 2008, các thiết bị hồng ngoại trên tàu Cassini xác nhận sự nghi ngờ có ethan lỏng tại Ontario Lacus. Ngày 21 tháng 12 năm đó, tàu Cassini tiến gần Ontario Lacus và đã quan sát được sự ánh xạ tích tụ trong rada. Độ dài của ánh xạ phản ánh sự bão hòa của tín hiệu nhận được, cho thấy mực độ hồ trên vệ tinh hầu như không thay đổi. Ảnh chụp ngày 8 tháng 7 năm 2009 đã cho thấy rõ rệt nhất tín hiệu hiện diện của chất lỏng tại khu vực phía bắc, hồ Kraken Mare.
Hố va chạm
nhỏ|250px|Các miệng hố va chạm trên bề mặt Titan. Dữ liệu radar, SAR (ảnh radar tổng hợp màu giả) và các hình ảnh thu được từ Cassini đã cho thấy một số lượng khá nhỏ các miệng hố va chạm trên bề mặt Titan, cho thấy đây là một bề mặt trẻ. Các miệng hố va chạm mới được phát hiện gồm cả một lòng chảo đa vòng rộng 440 km được đặt tên Menrva (được nhìn thấy bởi Cassini ' ISS với các kiểu mẫu đồng tâm sáng tối). Một hố nhỏ hơn rộng 80 km, đáy phẳng tên là Sinlap và một hố rộng 30 km với một đỉnh trung tâm và một đáy tối tên là Ksa cũng đã được quan sát. Dữ liệu Radar và hình ảnh thu được từ Cassini cũng cho thấy một số "hình miệng núi lửa", các đặc điểm hình vòng cung trên bề mặt Titan có thể liên quan tới nguồn gốc va chạm, nhưng thiếu một số đặc điểm để xác định rõ nguyên nhân này. Ví dụ, một vòng sáng rộng 90 km, thô được gọi là Guabonito đã được Cassini quan sát thấy. Đặc điểm này được cho là một hố va chạm được gió thổi lấp đầy bởi trầm tích tối. Nhiều địa điểm tương tự cũng đã được quan sát trên các vùng tối Shangri-la và Aaru. Radar đã quan sát nhiều vật thể có đặc điểm tròn có thể là các hố va chạm tại vùng sáng Xanadu khi Cassini bay qua Titan ngày 30 tháng 4 năm 2006.
Các mô hình tiền-Cassini về các góc và đường bay va chạm cho thấy rằng nơi vật thể va chạm với vỏ băng nước, một lượng nhỏ vật liệu bắn ra còn lại ở dạng nước lỏng bên trong hố va chạm. Nó có thể tiếp tục tồn tại ở dạng chất lỏng trong nhiều thế kỷ hay lâu hơn nữa, đủ để "sự tổng hợp các phân tử tiền thân đơn giản cho nguồn gốc của sự sống". Tuy sự bồi tụ từ nhiều quá trình địa chất là một trong những lý do dẫn tới số lượng ít hố va chạm trên bề mặt Titan, bầu khí quyển cũng đóng một vai trò trong chuyện này; người ta ước tính khí quyển của Titan đã làm giảm một nửa số lượng hố va chạm.
Tác dụng nhiệt núi lửa và núi
nhỏ|200px|Hình ảnh cận hồng ngoại của [[Tortola Facula, được cho có thể là núi lửa băng.]] Các nhà khoa học đã cho rằng các điều kiện trên Titan giống với các điều kiện thời kỳ đầu trên Trái Đất, dù ở mức nhiệt độ thấp hơn. Bằng chứng hoạt động núi lửa từ phi vụ gần nhất của Cassini cho thấy nhiệt độ có thể cao hơn nhiều ở các vùng đáy thấp, đủ để nước ở dạng lỏng tồn tại. Việc phát hiện Argon 40 trong khí quyển cho thấy các núi lửa phun ra các đám khói "dung nham" gồm nước và ammonia. Cassini đã phát hiện các phun trào methan từ một núi lửa băng giả định, và thuyết tác dụng nhiệt núi lửa hiện được tin là một nguồn cung cấp methan lớn cho khí quyển. Một trong những đặc điểm đầu tiên được Cassini chụp ảnh, Ganesa Macula, giống với các đặc điểm địa lý được gọi là "vòm bánh ngọt" được phát hiện trên Sao Kim, và vì thế được cho là có nguồn gốc tác dụng nhiệt núi lửa.
Áp suất cần thiết để khiến các núi lửa băng hoạt động có thể do sự "underplating" của nước lớp ngoài của Titan. Băng áp suất thấp, đè trên một lớp chất lỏng ammoni sulfat, trồi lên mạnh, và hệ thống bất ổn định này có thể tạo ra các sự kiện phun khói lớn. Titan đang tái lập bề mặt thông qua các quá trình bồi lấp của tro ammonium và băng cỡ hạt gạo, giúp tạo ra một phong cảnh có đặc điểm kiến tạo do gió và đụn cát.
Một rặng núi dài 150 km, rộng 30 km và cao 1,5 km được Cassini khám phá năm 2006. Rặng núi này nằm ở bán cầu nam và được cho là cấu tạo bởi vật liệu băng và được bao phủ bởi tuyết methan. Sự di chuyển của các đĩa kiến tạo, có lẽ bị ảnh hưởng bởi một lòng chảo va chạm gần đó, có thể tạo ra một vết nứt mà qua đó các vật liệu cấu tạo núi đã được phun lên.
Địa hình tối
nhỏ|300px|phải|Các đụn cát trên Trái Đất (phía trên), so sánh với các đụn trên bề mặt Titan. Trong các bức ảnh đầu tiên chụp đầu tiên về bề mặt Titan từ kính thiên văn đặt trên Trái Đất vào đầu thập niên 2000 cho thấy các bề mặt tối rộng lớn phân bố hai bên xích đạo của Titan. Trước lần hạ cánh của Cassini, các vùng này được cho là các biển vật chất hữu cơ như nhựa đường hay hydrocarbon lỏng. Các hình ảnh radar do tàu vũ trụ Cassini thực hiện lại cho thấy một số vùng đó là các đồng bằng mở rộng được bao phủ bởi các đụn cát theo chiều dọc, cao tới 330 mét. Các đụn cát theo chiều dọc (hay như đường kẻ) được cho là được hình thành bởi các đợt gió mức trung bình hoặc thổi theo một hướng hay thay đổi giữa hai hướng khác nhau. Các đụn theo kiểu này luôn thẳng với hướng gió trung bình. Trong trường hợp Titan, các cơn gió đới (phía đông) ổn định cộng với những cơn gió thủy triều thay đổi (xấp xỉ 0.5 mét một giây). Gió thủy triều là kết quả của các lực thủy triều từ Sao Thổ và khí quyển Titan, mạnh hơn 400 lần so với các lực thủy triều của Mặt trăng trên Trái Đất và có xu hướng lái gió về phía xích đạo. Mô hình gió khiến những đụn cát được tạo ra theo các đường song song dài theo hướng tây sang đông. Các đụn cát này vỡ ra quanh những ngọn núi, nơi hướng gió thay đổi.
Cát trên Titan có thể đã hình thành khi methan lỏng mưa xuống và làm xói mòn lớp đá băng phía dưới, có thể dưới hình thức những trận lũ ngắn. Nếu không, cát có thể hình thành từ vật rắn hữu cơ được tạo ra bởi các phản ứng quang hoá trong khí quyển Titan. Các nghiên cứu về thành phần các đụn cát vào tháng 5 năm 2008 cho thấy chúng chứa ít nước hơn các thành phần khác của Titan, và dường như xuất phát từ vật liệu hữu cơ kết thành cục sau khi mưa xuống bề mặt.
Khí hậu
nhỏ|phải|300px|Một biểu đồ chi tiết về nhiệt độ, áp suất và các đặc tính khí hậu khác của Titan. Đám sương mù khí quyển làm nhiệt độ hạ ở các độ cao thấp, trong khi methan làm tăng nhiệt độ trên bề mặt. Hoạt động núi lửa phun khí methan vào khí quyển, sau đó khí methan lại mưa xuống bề mặt, tạo nên các hồ. Nhiệt độ bề mặt Titan khoảng 94 K (−179 °C, hay −290 °F). Ở nhiệt độ này băng nước không thăng hoa từ trạng thái rắn sang trạng thái khí, vì thế khí quyển hầu như không có hơi nước. Sương mù trong khí quyển Titan góp phần vào hiện tượng hiệu ứng nhà kính ngược khi phản xạ ánh sáng Mặt Trời khỏi vệ tinh này, khiến bề mặt của nó lạnh hơn nhiều so với khí quyển bên trên. Các đám mây trên Titan, có thể gồm methan, ethan hay các chất hữu cơ đơn giản khác, phân tán và biến đổi, lẫn trong đám sương mù. Khí quyển methan này trái lại lại tạo ra hiệu ứng nhà kính trên bề mặt Titan, nếu không có nó nhiệt độ Titan còn lạnh hơn nhiều. Những phát hiện của tàu vũ trụ Huygens cho thấy khí quyển Titan định kỳ tạo ra những cơn mưa methan lỏng và các thành phần hữu cơ khác xuống bề mặt mặt trăng này. Tháng 10 năm 2007, các nhà quan sát nhận thấy một sự gia tăng trong độ chắn sáng trong những đám mây phía trên xích đạo vùng Xanadu, cho thấy khả năng một cơn "mưa methan", dù nó chưa phải là bằng chứng trực tiếp về trận mưa. Có thể các vùng trên bề mặt Titan được bao phủ một lớp tholin, nhưng điều này vẫn chưa được xác nhận.
Mây
nhỏ|250px|Mây trên cực bắc của Titan. Hình của Cassini chụp bằng hồng ngoại ngày 29 tháng 12 năm 2006 từ khoảng cách 90.000km. Tháng 9 năm 2006, Cassini đã chụp ảnh một đám mây lớn ở độ cao 40 km trên cực bắc Titan. Dù methan được biết cô đặc lại trong khí quyển Titan, đám mây này dường như lại là ethan, bởi kích thước đo được của các phần tử chỉ 1–3 micromét và ethan cũng có thể đóng băng ở những độ cao đó. Tháng 12, Cassini một lần nữa quan sát đám mây và phát hiện ra methan, ethan và các chất hữu cơ khác. Đám mây này có đường kính 2.400 km và vẫn thấy được trong chuyến bay ngang một tháng sau đó. Một giả thuyết cho rằng nó đang mưa (hay, nếu đủ lạnh, đang rơi tuyết) trên cực bắc; gió thổi xuống ở các vĩ độ bắc đủ mạnh để hướng các phần tử hữu cơ về phía bề mặt. Chúng là những bằng chứng mạnh nhất cho giả thuyết chu trình "methanological" (methan học) từ lâu trước đó (tương tự như chu trình thủy học trên Trái Đất) trên Titan. Các đám mây cũng được phát hiện phía trên cực nam. Tuy chỉ che phủ 1% đĩa Titan, các sự kiện bùng nổ đã được quan sát thấy trong đó các đám mây nhanh chóng mở rộng lên tới 8%. Một giả thuyết cho rằng các đám mây phía cực nam được hình thành khi các mức ánh sáng tăng lên trong mùa hè của Titan tạo ra những luồng khí đi lên trong khí quyển, dẫn đến sự đối lưu. Cách giải thích này phức tạp bởi thực tế rằng sự hình thành mây đã được quan sát thấy không chỉ sau ngày chí Mặt Trời mà ở ngay giữa mùa xuân. Độ ẩm methan tăng ở cực nam có thể góp phần vào sự mở rộng nhanh chóng của kích thước mây. Hiện tại là mùa hè ở bán cầu nam Titan và sẽ tiếp tục kéo dài tới năm 2010, khi quỹ đạo của Sao Thổ, quyết định chuyển động của mặt trăng, sẽ nghiêng phía bắc bán cầu về phía Mặt Trời. Khi các mùa thay đổi, ethan sẽ bắt đầu cô đặc lại ở trên cực nam.
Các mô hình nghiên cứu thích ứng tốt với các quan sát cho thấy các đám mây trên Titan tập hợp ở các toạ độ thích hợp và rằng độ bao phủ của mây thay đổi theo khoảng cách từ bề mặt trên những vùng khác nhau của vệ tinh. Ở các vùng cực (trên 60 độ vĩ độ), những đám mây ethan thường trực và rộng lớn xuất hiện phía trên tầng đối lưu; ở các vĩ độ thấp, chủ yếu các đám mây ethan được phát hiện giữa 15 và 18 km, và lác đác cũng như cố định hơn. Ở bán cầu đang là mùa hè, thông thường, những đám mây methan dày nhưng rời rạc dường như tụ tập quanh 40°.
Những quan sát trên Trái Đất cũng cho thấy những biến đổi mùa ở những vùng mây bao phủ. Trong chu kỳ quay 30 năm của Sao Thổ, các hệ thống mây của Titan dường như xuất hiện trong 25 năm, và sau đó mờ đi trong bốn tới năm năm trước khi tái xuất hiện.
Quan sát và thám hiểm
nhỏ|trái|240px|Hình chụp [[Epimetheus (mặt trăng)|Epimetheus và Titan của Cassini]]
Không thể quan sát Titan bằng mắt thường, nhưng có thể thực hiện điều đó bằng kính viễn vọng nhỏ hay ống nhòm mạnh. Việc quan sát nghiệp dư khó khăn bởi sự gần kề của vệ tinh này với cầu sáng và hệ thống vành đai Sao Thổ; một thanh che khuất, bao phủ một phần thị kính và được dùng để ngăn ánh sáng từ hành tinh, sẽ tăng đáng kể chất lượng quan sát. Titan có độ sáng biểu kiến +7,9, so với +4,6 của vật thể có kích thước tương tự Ganymede, trong hệ Sao Mộc.
Những cuộc quan sát Titan trước kỷ nguyên vũ trụ khá hạn chế. Năm 1907 nhà thiên văn học Tây Ban Nha Josep Comas Solá đã cho rằng ông đã quan sát thấy vật tối gần các cạnh đĩa của Titan và hai vòng, màu trắng ở trung tâm của nó. Sự suy luận về một khí quyển của Kuiper trong thập niên 1940 là sự kiện quan sát lớn tiếp theo.
Tàu vũ trụ đầu tiên tới hệ Sao Thổ là Pioneer 11 năm 1979, nó xác định rằng Titan dường như quá lạnh để phát sinh sự sống. Tàu vũ trụ đã chụp những bức ảnh đầu tiên của mặt trăng này (gồm một số bức riêng và một số với Sao Thổ), nhưng chúng có chất lượng kém; chuyến bay tiếp cận Titan lần đầu tiên diễn ra ngày 2 tháng 9 năm 1979.