Titania

Oppdagelse og navnsetting

Titania ble oppdaget av William Herschel 11. januar 1787, samme dag som han oppdaget Uranus' nest største måne Oberon. Han meldte senere fra om oppdagelsen av ytterligere fire satellitter, men disse ble senere avslørt som falske. I nesten femti år etter oppdagelsen ble ikke Titania eller Oberon observert med noe instrument annet enn William Herschels, til tross for at månene kan ses fra jorden med et godt amatørteleskop.
Alle månene til Uranus er oppkalt etter skikkelser skapt av William Shakespeare og Alexander Pope. Navnet Titania ble hentet fra alvedronningen Titania i En midtsommernattsdrøm. Det var Herschels sønn John Herschel som i 1852 foreslo navnet Titania, sammen med navnene på de fire andre (da) kjente satellittene til Uranus, etter oppfordring av William Lassell som oppdaget månene Ariel og Umbriel året før.
Titania ble i begynnelsen bare omtalt som «Uranus' første måne». Først i 1848 fikk den betegnelsen Uranus I av William Lassel, selv om han noen ganger brukte Herschels nummerering hvor Titania og Oberon henholdsvis er II og IV. I 1851 nummererte Lassell til slutt alle fire kjente måner med romertall etter avstand fra månen, og Titania har siden da hatt betegnelsen Uranus III.
Navet på Shakespeares skikkelse uttales /tɨˈtɑːnjə/, men månens navn uttales ofte /taɪˈteɪniə/, med analogi til det kjemiske grunnstoffet titan (engelsk: titanium). Adjektivformen titansk er homonymt med adjektivformen for saturnmånen Titan. Navnet Titania kommer fra antikkens Hellas og betyr «titanernes datter».

Bane

Titania går i bane ca. 436 000 km fra Uranus og ligger med det nest ytterst av de frem største månene. Banen har en liten eksentrisitet og er svært lite inklinert i forhold til Uranus' ekvator. Titania er en synkron eller tidevannslåst satellitt. Det vil si at omløpstiden og rotasjonsperioden er like (8,7 dager) og at den samme siden av månen alltid er vendt mot planeten.
Banen ligger i sin helhet på innsiden av magnetosfæren til Uranus. Dette er viktig, fordi den bakre halvkulen til måner som ligger innenfor en magnetosfære treffes av plasma fra magnetosfæren som roterer med planeten. Dette bombardementet kan føre til at overflaten på den bakre halvkulen blir mørkere, noe som faktisk er observert på alle av Uranus' måner med unntak av Oberon (se under).
På grunn av at Uranus går i bane rundt solen nesten liggende på siden, og at månene går i bane rundt planetens ekvatorplan, er de alle gjenstand for ekstreme sesongsykluser. Både de nordlige og sørlige polene tilbringer 42 år i komplett mørke og deretter 42 år i kontinuerlig sollys. Solen stiger opp nær senit over en av polene for hvert solverv. Voyager 2s forbiflyvning i 1986 sammenfalt med sommersolvervet på den sørlige halvkulen, og da var nesten hele den nordlige halvkulen mørklagt. Hvert 42. år, når Uranus har et jevndøgn og ekvatorplanet skjærer jorden, blir gjensidige okkultasjoner av Uranus' måner mulig. I 2007–2008 ble en rekke slike hendelser observert, inkludert to tilfeller hvor Umbriel okkulterte Titania 15. august og 8. desember 2007.

Sammensetning og indre struktur

Titania er den største og mest massive av Uranus' måner, og den åttende mest massive månen i solsystemet. Tettheten på 1,71 g/cm³ er mye høyere enn den typiske tettheten til Saturns satellitter, og indikerer at den består av omtrent like andeler vannis og kompakte komponenter som ikke er is – for eksempel bergarter og karbonholdige materialer som organiske forbindelser.
Forekomsten av vannis støttes av infrarøde spektroskopiske observasjoner fra 2001–2005 som avslørte krystallin vannis på overflaten. Vannisens absorpsjonsband er noe sterkere på Titanias fremre halvkule enn på den bakre. Dette er motsatt av hva som er observert på Oberon, hvor den bakre halvkulen har sterkere signaturer på vannis. Årsaken til denne asymmetrien er ikke kjent, men den kan være relatert til bombardementet av ladde partikler fra Uranus' magnetosfære, som er sterkere på den bakre halvkulen (på grunn av plasmaens med-rotasjon). De energetiske partiklene synes å sprute opp vannis, bryte ned metan fanget i isen som gasshydrat og gjøre andre organiske stoffer mørkere. I tillegg etterlater de mørke, karbonrike rester.
Med unntak av vann, er karbondioksid (CO₂) den eneste forbindelsen som er identifisert av infrarød spektroskopi på overflaten, og det viser seg at den stort sett er konsentrert på den bakre halvkulen. Opphavet til karbondioksiden er ikke helt klar. Den kan ha blitt dannet lokalt fra karbonater eller organiske materialer påvirket av solens ultrafiolette stråling eller energetisk ladde partikler som kommer fra Uranus' magnetosfære. Sistnevnte prosess ville forklart asymmetrien i fordelingen, siden den bakre halvkulen er gjenstand for en mer intens magnetosfærisk påvirkning enn den fremre halvkulen. En annen mulig kilde er utgassingen av den opprinnelige CO₂ som ligger fanget av vann i månens indre. Utslippingen av CO₂ fra de indre kan være relatert til tidligere geologisk aktivitet på denne månen.
Titania kan være differensiert med en steinete kjerne omgitt av en isete mantel. Hvis dette er tilfelle, er radiusen av kjernen 520 km, eller 66 % av månens radius, og massen er rundt 58 % av månens masse (fordelingen er hentet ut av månens sammensetning). Trykket i sentrum av månen er ca. 0,58 GPa (5,8 kbar). Den nåværende tilstanden til ismantelen er uklar. Hvis isen inneholder tilstrekkelig ammoniakk eller annen kjølevæske, kan Titania ha et lag med flytende væske i grensen mellom kjernen og mantelen. Tykkelsen på dette havet, hvis det eksisterer, er opp til 50 km og temperaturen ligger rundt 190 K. Den indre strukturen er avhenger imidlertid mye av den termiske historien, og denne er lite kjent.

Overflateformasjoner

Blant Uranus' fem største måner er Titania middels lys sammenlignet med de mørke Oberon og Umbriel og de lyse Ariel og Miranda. Overflaten viser en sterk opposisjonseffekt: reflektiviteten synker fra 35 % ved en fasevinkel på 0° (geometrisk albedo) til 25 % ved en vinkel på ca. 1°. Titania har en relativt lav Bond-albedo på ca. 17 %. Nye avleiringer etter nedslag er imidlertid blåere, mens de glatte slettene som ligger nær Ursula på den fremre halvkulen er noe rødere.
Det kan være en asymmetri mellom den fremre og bakre halvkulen, der førstnevnte synes å være ca. 8 % rødere enn sistnevnte. Denne forskjellen er imidlertid relatert til de glatte slettene, og kan være tilfeldig. Rødheten av overflater stammer sannsynligvis fra romvær forårsaket av bombardement av ladde partikler og mikrometeoroider gjennom hele solsystemets eksistens. Fargeasymmetrien på Titania er imidlertid mer sannsynlig relatert til akkresjon av et rødaktig materiale som kommer fra de ytre delene av det uranske systemet, muligens fra irregulære satellitter som ville ført til avleiringer hovedsakelig på den fremre halvkulen.

Atmosfære

Det at det finnes karbondioksid på Titania antyder at Titania kan ha en tynn atmosfære av CO₂ under deler av året, lignende den til den jovianske månen Callisto. At det finnes andre gasser, som nitrogen og metan, er lite sannsynlig siden månens svake gravitasjon ikke kunne forhindre at de forsvinner ut i rommet. Ved den høyeste mulig temperaturen under sommersolverv (89 K) er damptrykket til karbondioksid ca. 3 nbar.
8. september 2001 okkulterte en lys stjerne (HIP106829) med en visuell magnitude på 7,2. Dette var en mulighet til både å finjustere månens diameter og efemeride og å oppdage en eventuell atmosfære. Dataene fra okkultasjonen avslørte imidlertid ingen atmosfære ved et overflatetrykk på 10–20 nanobar, og hvis den hadde eksistert, ville den ha vært langt tynnere enn den på Triton eller Pluto. Denne øvre grensen er fortsatt flere ganger høyere enn det høyest mulige overflatetrykket for karbondioksid, hvilket betyr at målinger egentlig ikke gir noen begrensninger for parametrene for atmosfæren.
Den særegne geometrien til Uranus-systemet gjør at månenes mottar mer solenergi ved polområdene enn ekvatorområdene. Siden damptrykket for CO₂ er en bratt funksjon av temperaturen, kan dette føre til opphopning av karbondioksid i de lavere lengdegradsregionene hvor den kan eksistere stabilt på flekker med høy albedo og i form av is på skyggelagte områder av overflaten. I løpet av sommeren, når temperaturen ved polene blir så høye som 85–90 K, sublimerer karbondioksid og migrerer til den motsatte polen og ekvatorregionene. Dette gir grunnlag for en form for karbonkretsløp. Opphopningen av karbondioksidis kan forsvinne fra kuldefeller av magnetosfæriske partikler. Det antas at Titania har mistet en betydelig mengde karbondioksid siden dannelsen for 4,6 milliarder år siden.

Opprinnelse og utvikling

Titania antas å ha blitt dannet fra en akkresjonsskive eller sub-stjernetåke, det vil si en skive av gass og støv som enten eksisterte rundt Uranus i noe tid etter dannelsen eller ble dannet etter et gigantisk nedslag som sannsynligvis ga Uranus sine skjevheter. Den nøyaktige sammensetningen til en sub-stjernetåke er ikke kjent. Den relative høye tettheten til Titania og andre av Uranus' måner sammenlignet med Saturns måner, indikerer imidlertid at den kan ha vært relativ fattig på vann. Betydelige mengder nitrogen og karbon kan ha eksistert i form av karbonmonoksid og N₂ i stedet for ammoniakk og metan. Månene som ble dannet i en slik sub-stjernetåke ville inneholdt mindre vannis (med CO og N₂ fanget som klatrater) og mer bergarter, og på den måten forklart den høyere tettheten.
Titanias akkresjon varte sannsynligvis i flere tusen år. Nedslaget som fulgte med akkresjonen forårsaket oppvarming av månens ytterste lag. Den høyeste temperaturen på ca. 250 K ble nådde i en dybde på ca. 60 km. Etter at månen ble dannet ble overflatelaget avkjølt, mens det indre ble varmet opp på grunn av henfall av radioaktive grunnstoffer i bergartene. Avkjølingen av laget nær overflaten førte til at det trakk seg sammen samtidig som det indre utvidet seg. Dette førte til sterk spenning i månens skorpe, som igjen førte til oppsprekking. Noen av de sprekkene og kløftene som finnes i dag kan være et resultat av dette. Prosessen varte i ca. 200 millioner år, og det antyder at de endogene aktivitetene opphørte milliarder av år siden.
Den innledende oppvarmingen fra akkresjonen, sammen med kontinuerlig henfall av radioaktive grunnstoffer, var sannsyligvis så sterk at den kunne smelte isen hvis noe kjølevæske som ammoniakk (i form av ammoniakkhydrat) eller salt også fantes. Ytterligere smelting kan ha ført til delingen av is fra bergartene og deretter en dannelse av en steinete kjerne omgitt av en ismantel. Et lag av flytende vann (hav) rikt på oppløst ammoniakk kan ha blitt dannet i grensen mellom kjernen og mantelen. Den eutektiske temperaturen for denne blandingen er 176 K. Hvis temperaturen falt under denne veriden, ville havet seneret ha frosset. Frysingen av vannet ville ha ført til at det indre utvidet seg og kan ha vært årsaken til størstedelen av canyonene. Den nåværende kunnskapen om Titanias geologiske utvikling er imidlertid ganske begrenset.

Utforskning

Så langt kommerde eneste nærbildene av Titania fra Voyager 2-sonden, som tok bildene under forbiflyvningen av Uranus i januar 1986. Siden sonden bare var 365 200 km fra månen på det nærmeste, har det beste bildene en romlig oppløsning på ca. 3,4 km – en oppløsning som bare Miranda og Ariel slår. Bildene dekker ca. 40 % av overflaten, men bare 24 % ble fotografert med den presisjonen som kreves for geologisk kartlegging. På tidspunktet for forbiflyvningen pekte den sørlige halvkulen (som de til de andre månene) mot solen, og derfor kunne ikke den nordlige (mørke) halvkulen studeres.
Ingen andre romfartøyer har noen gang besøkt Uranus-systemet eller Titania, og ingen oppdrag er under planlegging i overskuelig fremtid. En mulighet, som nå er forkastet, var å sende Cassini fra Saturn til Uranus på et utvidet oppdrag. En annen mulighet er Uranus orbiter and probe-konseptet som ble utredet i 2010. Uranus ble også vurdert som del av en bane for en forløper til et interstellart sondekonsept kalt Innovative Interstellar Explorer.