Titania

:*Denne artikkelen omhandler Uranusmånen Titania, og må ikke forveksles med Saturnmånen [[Titan (måne)|Titan]] eller asteroiden [[593 Titania]]. For industribedriften Titania, se [[Titania (bedrift)]].
*'Titania**, også kalt **Uranus III*', er den største av [[Uranus' måner]] og den [[Liste over naturlige satellitter|åttende største månen]] i [[solsystemet]] med en diameter på &nbsp;km. Månen ble oppdaget av [[William Herschel]] i 1787 og fikk navn etter alvedronningen *Titania* i [[William Shakespeare|Shakespeares]] *En midtsommernattsdrøm*. Månens bane ligger på innsiden av [[Uranus]]' [[magnetosfære]].

Titania består av omtrent like mengder is og [[bergart|stein]], og er sannsynligvis [[Differensiering (planetologi)|differensiert]] til en steinete [[Planetkjerne|kjerne]] og en isete [[mantelen|mantel]]. Et lag av flytende vann kan også finnes i grensen mellom kjernen og mantelen. Overflaten, som er relativ mørk og noe rød i fargen, synes å ha blitt formet av både nedslag og [[endogen]]e prosesser. Den er dekket med en rekke [[nedslagskrater]]e som er opp til 326&nbsp;km i diameter, men er likevel mindre preget av krater enn overflaten til den ytterste av de store månene – [[Oberon (måne)|Oberon]]. Titania gjennomgikk trolig en tidlig endogen prosess som skjulte de gamle kratrene på overflaten. Overflaten er avskåret av et system med enorme [[canyon|kløfter]] og forsenkninger som er et resultat av at det indre ekspanderte under de senere stadiene av utviklingen. Som alle store måner rundt Uranus, er Titania trolig dannet fra en [[akkresjonsskive]] som lå rundt planeten like etter at den ble dannet.

[[Infrarød stråling|Infrarød]] [[spektroskopi]] utført i perioden 2001–2005 viste at det var [[is|vannis]] i tillegg til frossen [[karbondioksid]] på overflaten, noe som i sin tur antydet at månen kunne ha en tynn atmosfære av karbondioksid med et overflatetrykk på omtrent et 10 trilliondels [[bar (enhet)|bar]]. Målinger under Titanias [[okkultasjon]] av en [[stjerne]] ga en øvre grense for overflatetrykket til en mulig atmosfære på 10–20&nbsp;bar.

Per 2012 har Uranus-systemet bare blitt studert på nært hold én gang, av romsonden *Voyager&nbsp;2* i januar 1986. Romsonden tok flere bilder av Titania, noe som gjorde det mulig å kartlegge ca. 40 % av månens overflate.

== Oppdagelse og navnsetting ==
Titania ble oppdaget av William Herschel 11. januar 1787, samme dag som han oppdaget Uranus' nest største måne [[Oberon (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 (måne)|Ariel]] og [[Umbriel (måne)|Umbriel]] året før.

Titania ble i begynnelsen bare omtalt som «Uranus' første måne». Først i 1848 fikk den betegnelsen *Uranus&nbsp;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&nbsp;III*.

Navet på Shakespeares skikkelse uttales , men månens navn uttales ofte , med [[analogi]] til det kjemiske [[grunnstoff]]et [[Titan (grunnstoff)|titan]] (). Adjektivformen *titansk* er [[homonym]]t med adjektivformen for saturnmånen [[Titan (måne)|Titan]]. Navnet *Titania* kommer fra [[antikkens Hellas]] og betyr «titanernes datter».

== Bane ==
Titania går i bane ca. &nbsp;km fra Uranus og ligger med det nest ytterst av de frem største månene. Banen har en liten [[baneeksentrisitet|eksentrisitet]] og er svært lite [[inklinasjon|inklinert]] i forhold til Uranus' [[ekvator]]. Titania er en [[Bundet rotasjon|synkron]] eller tidevannslåst satellitt. Det vil si at [[omløpstid]]en og [[rotasjonsperiode]]n er like (8,7&nbsp;dager) og at den samme siden av månen alltid er vendt mot planeten.

Banen ligger i sin helhet på innsiden av [[magnetosfære]]n 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 til astronomiske legemer|polene]] tilbringer 42&nbsp;år i komplett mørke og deretter 42&nbsp;år i kontinuerlig sollys. Solen stiger opp nær [[senit]] over en av polene for hvert [[solverv]]. *Voyager&nbsp;2*s 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 [[okkultasjon]]er 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&nbsp;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 [[bergart]]er og karbonholdige materialer som [[Organisk forbindelse|organiske forbindelser]].

Forekomsten av vannis støttes av [[Infrarød stråling|infrarøde]] [[spektroskopi]]ske observasjoner fra 2001 til 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#Magnetfelt|Uranus' magnetosfære]], som er sterkere på den bakre halvkulen (på grunn av plasmaets 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]] () 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 [[karbonat]]er eller organiske materialer påvirket av [[solen]]s [[ultrafiolett stråling|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  som ligger fanget av vann i månens indre. Utslippingen av  fra de indre kan være relatert til tidligere geologisk aktivitet på denne månen.

Titania kan være [[Differensiering (planetologi)|differensiert]] med en steinete [[Planetkjerne|kjerne]] omgitt av en isete [[Mantelen|mantel]]. Hvis dette er tilfelle, er radiusen av kjernen 520&nbsp;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&nbsp;[[Pascal (enhet)|GPa]] (5,8&nbsp;[[Bar (enhet)|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&nbsp;km og temperaturen ligger rundt 190&nbsp;[[Kelvin|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 (måne)|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 (krater)|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 [[mikrometeoroide]]r gjennom hele [[solsystemet]]s 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 [[irregulær måne|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  under deler av året, lignende den til den jovianske månen [[Callisto (måne)|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&nbsp;K) er [[damptrykk]]et til karbondioksid ca. 3&nbsp;nbar.

8. september 2001 [[Okkultasjon|okkulterte]] en lys stjerne () med en [[Tilsynelatende størrelsesklasse|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&nbsp;nanobar, og hvis den hadde eksistert, ville den ha vært langt tynnere enn den på [[Triton (måne)|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  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&nbsp;K, [[sublimasjon|sublimerer]] karbondioksid og migrerer til den motsatte polen og ekvatorregionene. Dette gir grunnlag for en form for [[Karbonkretsløpet|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&nbsp;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 [[Aksehelning|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  i stedet for [[ammoniakk]] og metan. Månene som ble dannet i en slik sub-stjernetåke ville inneholdt mindre vannis (med CO og  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&nbsp;K ble nådde i en dybde på ca. 60&nbsp;km. Etter at månen ble dannet ble overflatelaget avkjølt, mens det indre ble varmet opp på grunn av henfall av [[radioaktivitet|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 (mekanikk)|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&nbsp;millioner år, og det antyder at de endogene aktivitetene opphørte milliarder av år siden.

Den innledende oppvarmingen fra [[akkresjon]]en, sammen med kontinuerlig henfall av radioaktive grunnstoffer, var sannsynligvis så sterk at den kunne smelte isen hvis noe kjølevæske som ammoniakk (i form av [[hydrat|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&nbsp;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 [[canyon]]ene. 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 &nbsp;km fra månen på det nærmeste, har det beste bildene en romlig oppløsning på ca. 3,4&nbsp;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 kart]]legging. 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]].

== Noter og referanser ==
;Noter
<references group="lower-alpha" />

;Litteraturhenvisninger
<references group="L">

























</references>

;Referanser
<references>



</references>

== Litteratur ==

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

== Eksterne lenker ==
* 

*  
*  [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Titania NASA archive of publicly released Titania images]
*  
*  
*  [http://www.solarviews.com/eng/titania.htm Titania page] (inkludert [http://www.solarviews.com/raw/uranus/titamap2.jpg labelled] [http://www.solarviews.com/raw/uranus/titamap1.jpg maps] of Titania) hos *Views of the Solar System''
*  Titania nomenclature fra USGS Planetary Nomenclature web site