Titania (satelit)

Sejarah

Titania ditemukan oleh William Herschel pada tanggal 11 Januari 1787, hari yang sama ketika ia menemukan satelit terbesar kedua Uranus, Oberon. Ia kemudian melaporkan penemuan empat satelit lainnya, meskipun keempatnya dinyatakan tidak benar. Selama hampir lima puluh tahun setelah ditemukan, Titania dan Oberon tidak diamati dengan alat lain selain teleskop William Herschel. Kini satelit tersebut dapat terlihat dari Bumi dengan teleskop amatir kelas atas.
Nama semua satelit Uranus diambil dari karakter-karakter ciptaan William Shakespeare atau Alexander Pope. Nama Titania diambil dari karakter Ratu Peri dalam Impian di Tengah Musim. Pada tahun 1852, William Lassell diketahui meminta putra Herschel, John, untuk mengusulkan nama bagi keempat satelit Uranus. Setahun sebelumnya, Lassell telah menemukan dua satelit Uranus lainnya, yakni  Ariel dan Umbriel.
Titania awalnya disebut sebagai "satelit Uranus yang pertama" dan pada tahun 1848 disebut Uranus I oleh William Lassell, meskipun ia kadang-kadang menggunakan penomoran William Herschel (dengan Titania dan Oberon adalah Uranus II dan IV). Pada tahun 1851, Lassell akhirnya menomori semua satelit yang diketahui berdasarkan urutan jarak mereka dari planet Uranus dengan angka Romawi, sehingga Titania kemudian disebut Uranus III.

Orbit

Titania mengorbit Uranus dari jarak sekitar 436.000 km, sehingga Titania merupakan satelit terjauh kedua yang mengorbit planet tersebut di antara kelima satelit utama lainnya. Orbit Titania mempunyai eksentrisitas yang kecil (bentuknya sangat mendekati sebuah lingkaran) dan juga mempunyai inklinasi (sudut kemiringan) yang relatif sangat kecil terhadap khatulistiwa Uranus. 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.
Orbit Titania terletak di dalam magnetosfer Uranus. Hal ini penting karena sisi belakang satelit (sisi yang berlawanan dengan arah revolusi mengelilingi Uranus atau trailing hemisphere) yang mengorbit di dalam magnetosfer terpapar oleh plasma magnetosfer, yang turut berotasi dengan planet tersebut. Paparan ini akan menyebabkan sisi belakang satelit menjadi gelap, dan hal ini dapat diamati di semua satelit Uranus kecuali Oberon (lihat di bawah).
Semua satelit Uranus (termasuk Titania) mengalami siklus musim ekstrem karena Uranus berevolusi dengan sumbu rotasi yang miring mendekati 90° menghadap matahari, sedangkan 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. Wahana 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 (tertutupnya) salah satu satelit Uranus oleh satelit Uranus yang lain mungkin dapat terjadi. Pada tahun 2007, terdapat sejumlah fenomena semacam itu yang diamati, termasuk dua okultasi Titania oleh Umbriel pada tanggal 15 Agustus dan 28 Desember.

Komposisi dan struktur dalam

Titania adalah satelit alami terbesar planet Uranus sekaligus satelit alami terbesar kedelapan di Tata Surya. Dengan massa jenis sebesar 1,71 g/cm³, 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 sama banyak. Komponen non-es kemungkinan terbuat dari bebatuan dan bahan berkarbon yang termasuk senyawa organik berat. Bukti keberadaan es air diperkuat oleh pengamatan spektroskopi inframerah pada tahun 2001–2005 yang mengungkapkan keberadaan es air kristalin di permukaan satelit ini. Spektrum pita serapan es air pada sisi depan Titania (sisi yang berhadapan dengan arah revolusi mengelilingi Uranus atau leading hemisphere) sedikit lebih kuat daripada sisi belakangnya. Hal ini berkebalikan dengan pengamatan di Oberon yang justru menunjukkan bahwa sisi belakang satelit ini memiliki tanda es air yang lebih kuat. Penyebab hal ini masih belum diketahui, tetapi mungkin berhubungan dengan tubrukan partikel bermuatan dari magnetosfer Uranus yang ternyata lebih kuat pada sisi belakang (disebabkan oleh plasma yang turut berotasi di planet tersebut). 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 karbon.
Selain kandungan air, kandungan lain yang ditemukan di permukaan Titania oleh spektroskopi inframerah adalah karbon dioksida, yang terutama terkonsentrasi pada sisi belakang. Asal usul dari karbon dioksida tersebut tidaklah sepenuhnya jelas. Karbon dioksida tersebut mungkin dihasilkan dari bahan-bahan karbonat, 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 sisi belakang satelit terkena pengaruh magnetosfer Uranus yang lebih kuat daripada sisi depannya. Sumber lainnya yang memungkinkan adalah pelepasan gas CO₂ primordial yang terperangkap oleh es air di bagian dalam Uranus.
Titania kemungkinan dapat terdiferensiasi menjadi sebuah inti bebatuan yang dikelilingi oleh mantel yang terdiri dari es. Jika hal ini memang benar, jari-jari inti Titania yang sebesar 520 km adalah sekitar 66% dari jari-jarinya, dan massa Titania sekitar 58% dari massanya; proporsi ini ditentukan oleh komposisi satelit alami tersebut. Tekanan di pusat Titania tercatat sekitar 0,58 GPa (5,8 kbar). Kondisi terkini dari mantel yang terdiri dari es tersebut tidaklah 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 suhu sekitar 190 K. Namun, struktur dalam Titania sangat bergantung pada sejarah termalnya yang kurang diketahui.

Atmosfer

Keberadaan karbon dioksida pada permukaan satelit ini menunjukkan bahwa Titania mungkin memiliki atmosfer musiman tipis yang terdiri dari CO₂, mirip seperti satelit Yupiter, yakni Callisto. 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 maksimal yang dapat dicapai saat puncak musim panas (89 K), tekanan uap karbon dioksida tercatat sebesar sekitar 300 μPa (3 nbar).
Pada 8 September 2001, Titania mengokultasi sebuah bintang terang (HIP 106829) dengan magnitudo tampak sebesar 7,2; ini merupakan kesempatan untuk memperbaiki perkiraan diameter dan efemeris (posisi suatu benda langit dalam rentang waktu tertentu) Titania, sekaligus untuk mendeteksi atmosfer yang ada. Data menunjukkan bahwa tidak ditemukan atmosfer yang mencapai tekanan permukaan 1–2 mPa (10–20 nbar); kalaupun ada, atmosfernya mestilah jauh lebih tipis daripada atmosfer Triton atau Pluto. Angka 1–2 mPa sendiri masih beberapa kali lebih besar daripada tekanan permukaan maksimal karbon dioksida di atmosfer, yang berarti data tersebut pada dasarnya belum membatasi parameter-parameter atmosfer Titania.
Geometri sistem Uranus yang tidak biasa menyebabkan kutub satelitnya menerima lebih banyak energi matahari daripada daerah khatulistiwanya. Karena tekanan uap CO₂ sangat dipengaruhi suhu, ini mungkin menyebabkan akumulasi karbon dioksida pada daerah dengan garis lintang rendah di Titania; karbon dioksida tersebut dapat stabil dalam wujud es pada daerah beralbedo tinggi dan daerah berbayang di permukaan satelit. Saat musim panas, ketika suhu kutub mencapai temperatur setinggi 85–90 K, karbon dioksida menyublim sekaligus bermigrasi ke kutub yang berlawanan dan ke daerah khatulistiwa, sehingga menimbulkan sejenis siklus karbon. Partikel-partikel magnetosfer dapat mengeluarkan es karbon dioksida yang telah terakumulasi dari cold trap (daerah yang cukup dingin dan dapat membekukan bahan volatil), sehingga karbon dioksida pun terlepas dari permukaan satelit. Titania diperkirakan telah kehilangan karbon dioksida dengan jumlah yang signifikan sejak pembentukannya 4,6 miliar tahun yang lalu.

Asal usul dan evolusi

Titania diperkirakan terbentuk dari piringan akresi atau subnebula, dan mungkin juga terbentuk oleh tubrukan raksasa yang sepertinya menyebabkan Uranus memiliki kemiringan sumbu yang besar. Subnebula merupakan sebuah piringan gas dan debu yang ada di sekitar Uranus beberapa waktu setelah pembentukannya. Komposisi tepat dari subnebula ini tidak diketahui. Walaupun begitu, massa jenis Titania dan satelit Uranus lainnya yang relatif tinggi dibandingkan dengan satelit Saturnus menunjukkan bahwa satelit ini tidak banyak memiliki air. Unsur nitrogen dan karbon dalam jumlah yang signifikan mungkin hadir dalam bentuk karbon dioksida dan gas nitrogen, bukannya amonia dan metana. Satelit yang terbentuk dalam subnebula biasanya akan mengandung lebih sedikit es air (dengan CO dan N₂ terperangkap sebagai klatrat) dan lebih banyak bebatuan; ini dapat menjelaskan massa jenisnya yang lebih tinggi.
Akresi (bergabungnya gas dan debu menjadi objek yang lebih besar seperti planet atau satelit) Titania mungkin berlangsung selama beberapa juta tahun. Tubrukan-tubrukan yang disertai dengan akresi menyebabkan pemanasan lapisan luar satelit ini. Suhu maksimal sekitar 250 K (−23 °C) dapat dicapai pada kedalaman sekitar 60 km pada saat pemanasan tersebut. Setelah berakhirnya pembentukan, lapisan di bawah permukaan mengalami pendinginan, sedangkan bagian dalam Titania mengalami pemanasan karena peluruhan unsur-unsur radioaktif yang terdapat di bebatuannya. Lapisan di dekat permukaan yang mendingin mengalami penyusutan, sedangkan bagian dalamnya memuai. Hal ini menyebabkan tegangan ekstensional di kerak satelit yang mengakibatkan keretakan. Beberapa ngarai yang ada mungkin merupakan akibat dari hal ini. Proses ini berlangsung selama sekitar 200 juta tahun, menyiratkan bahwa aktivitas endogen telah berhenti sejak miliaran tahun yang lalu.
Pemanasan akibat akresi serta peluruhan unsur-unsur radioaktif kemungkinan sangat cukup untuk melelehkan es jika beberapa zat antibeku seperti amonia (dalam bentuk amonia hidrat) atau garam memang ada. Pelelehan yang terjadi selanjutnya mungkin menyebabkan terpisahnya es dari bebatuan dan pembentukan inti berbatu yang dikelilingi mantel ber-es. Lapisan air (samudra) yang kaya akan amonia terlarut mungkin terbentuk di batas antara inti dan mantel. Suhu eutektik dari campuran ini adalah 176 K (−97 °C). Jika temperatur menurun di bawah nilai tersebut, lautan akan membeku. Pembekuan air tersebut mungkin merupakan penyebab pengembangan bagian dalamnya yang mengakibatkan pembentukan sebagian besar ngarai. Akan tetapi, pengetahuan mengenai evolusi geologis Titania pada masa kini cukup terbatas.

Penjelajahan

Sejauh ini satu-satunya citra terdekat Titania berasal dari wahana Voyager 2 yang mengabadikan satelit ini saat terbang melewati Uranus pada Januari 1986. Karena Voyager 2 dapat mendekati Titania dengan jarak terdekat 365.200 km, citra terbaik satelit ini memiliki resolusi spasial sebesar 3,4 km (hanya Miranda dan Ariel yang diabadikan dengan resolusi yang lebih baik). Citra-citra tersebut mengabadikan sekitar 40% dari permukaan Titania, tetapi hanya 24% yang memiliki presisi yang cukup 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.
Tidak ada wahana antariksa lain yang pernah mengunjungi sistem Uranus atau Titania, dan tidak ada misi yang sedang direncanakan. Sempat ada kemungkinan mengirimkan Cassini yang mempelajari Saturnus ke Uranus dalam sebuah perpanjangan misi, tetapi akhirnya tidak dilakukan. Konsep misi lainnya yang diajukan adalah konsep orbiter dan probe Uranus, yang dievaluasi sekitar tahun 2010. Uranus juga dievaluasi sebagai bagian dari jalur yang akan dilewati untuk konsep pendahulu wahana antarbintang, Innovative Interstellar Explorer. Planetary Science Decadal Survey NASA juga memasukkan sebuah misi pengorbit Uranus sebagai prioritas urutan ketiga untuk Program Flagship NASA, dan rancangan konsep untuk misi semacam ini saat ini sedang dianalisis.