Titan (satelit)

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Titan
Titan in natural color Cassini.jpg
Titan dalam warna alami. Atmosfer tebal Titan berwarna jingga akibat organonitrogen yang padat.
Penemuan
Penemu Christiaan Huygens
Tanggal ditemukan 25 Maret 1655
Penamaan
Nama alternatif Saturn VI
Ciri-ciri orbit[1]
Periapsis 1.186.680 km
Apoapsis 1.257.060 km
Sumbu semi-mayor 1.221.870 km
Eksentrisitas 0,0288
Periode orbit 15,945 hari
Inklinasi 0,34854 ° (ke khatulistiwa Saturnus)
Satelit bagi Saturnus
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata 2,576±2 km (0,404 Bumi)[2] (1,480 Bulan)
Luas permukaan 8,3×107 km2
Volume 7,16×1010 km3 (0,066 Bumi) (3,3 Bulan)
Massa 1,3452±0,0002×1023 kg (0,0225 Bumi)[2] (1,829 Bulan)
Massa jenis rata-rata 1,8798±0,0044 g/cm3[2]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa 1,352 m/d2 (0,14 g) (0,85 Bulan)
Kecepatan lepas 2,639 km/d (1,11 Bulan)
Periode rotasi Sinkron
Kemiringan sumbu Nol
Albedo 0,22[3]
Suhu 937 K (664 °C)[4]
Magnitudo tampak 8.2[5] hingga 9.0
Atmosfer
Tekanan permukaan 146,7 kPa
Komposisi Beragam[6][7]
Stratosfer:
98,4% nitrogen (N2),
1,4% metana (CH4);
Troposfer rendah:
95% N2, 4,9% CH4

Titan (atau Saturnus VI) adalah satelit alami terbesar Saturnus. Satelit ini merupakan satu-satunya satelit alami yang memiliki atmosfer padat,[8] dan satu-satunya objek selain Bumi yang terbukti memiliki cairan di permukaan.[9]

Titan adalah satelit elipsoidal keenam dari Saturnus. Satelit ini seringkali digambarkan sebagai satelit yang mirip planet dan memiliki diameter yang 50% lebih besar dari Bulan, sementara massanya 80% lebih besar. Satelit ini merupakan satelit terbesar kedua di Tata Surya, setelah satelit Ganymede di Yupiter, dan volumenya lebih besar daripada planet Merkurius. Titan pertama kali ditemukan pada tahun 1655 oleh astronom Belanda Christiaan Huygens, dan merupakan satelit kelima di Tata Surya yang ditemukan setelah empat satelit milik Yupiter.[10]

Titan terutama terdiri dari es air dan materi berbatu. Seperti Venus sebelum masa penjelajahan angkasa, atmosfernya yang padat dan buram menyulitkan penyelidikan permukaan Titan hingga tibanya wahana Cassini-Huygens di Saturnus pada tahun 2004 yang membuka pengetahuan baru seperti penemuan danau hidrokarbon cair di wilayah kutub Titan. Permukaannya secara geologis masih muda, dan meskipun pegunungan dan beberapa kriovolkano telah ditemukan, hanya sedikit kawah tubrukan yang ditemui.[11][12]

Atmosfer Titan sebagian besar terdiri dari nitrogen; senyawa-senyawa kecil mengakibatkan pembentukan awan metana dan etana serta kabut organik yang kaya akan nitrogen. Iklimnya—termasuk angin dan hujan—menghasilkan permukaan yang mirip dengan Bumi, seperti bukit pasir, sungai, danau, dan laut (kemungkinan terdiri dari metana dan etana cair), dan delta, serta didominasi oleh pola cuaca musiman seperti di Bumi. Karena permukaannya yang mengandung cairan dan atmosfernya yang kaya akan nitrogen, siklus metana Titan dianggap mirip dengan siklus air di Bumi, meskipun suhunya jauh lebih rendah.

Penemuan dan penamaan[sunting | sunting sumber]

Christiaan Huygens menemukan Titan pada tahun 1655.

Titan ditemukan pada tanggal 25 Maret 1655 oleh astronom/fisikawan Belanda Christiaan Huygens. Huygens terilhami oleh penemuan empat satelit terbesar Yupiter oleh Galileo pada tahun 1610 dan pemutakhiran teknologi teleskopnya.[13] Christiaan, dengan bantuan saudaranya Constantijn Huygens, Jr., mulai membangun teleskop sekitar tahun 1650. Christiaan Huygens menemukan satelit pertama yang mengorbit Saturnus dengan teleskop pertama yang mereka bangun.[14]

Huygens dengan mudah menamai penemuannya Saturni Luna (atau Luna Saturni, dalam bahasa Latin berarti "bulan Saturnus"), dan menerbitkannya dalam risalahnya pada tahun 1655, De Saturni Luna Observatio Nova. Setelah Giovanni Domenico Cassini menerbitkan penemuan empat satelit Saturnus lainnya antara tahun 1673 hingga 1686, astronom mulai terbiasa menamai satelit tersebut dan Titan dengan sebutan Saturnus I hingga V (dengan Titan pada posisi keempat). Epitet lain yang awalnya digunakan adalah "satelit biasa Saturnus."[15] Titan secara resmi dinomori Saturn VI karena setelah penemuan pada tahun 1789, skema penomoran dihentikan untuk menghindari kebingungan (Titan pernah diberi nomor II, IV, dan VI).

Nama "Titan" diusulkan oleh John Herschel (putra dari William Herschel, penemu Mimas dan Enceladus) dalam terbitan 1847nya Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.[16] Nama tersebut berasal dari Titan (bahasa Yunani Kuno: Τῑτάν), yang dalam mitologi Yunani merupakan ras dewa-dewi yang kuat dan keturunan dari Gaia dan Uranus serta saudara kandung Kronos.

Orbit dan rotasi[sunting | sunting sumber]

Orbit Titan (merah) di antara satelit dalam Saturnus lainnya. Satelit di luar orbit meliputi (dari luar ke dalam) Iapetus dan Hyperion; satelit yang ada di dalam adalah Rhea, Dione, Tethys, Enceladus, dan Mimas.

Titan mengorbit Saturnus setiap 15 hari 22 jam. Seperti satelit lainnya, periode rotasinya sama dengan periode orbitnya; Titan terkunci secara pasang surut dalam rotasi sinkron dengan Saturnus, sehingga salah satu belahan selalu menghadap planet. Akibatnya, terdapat titik sub-Saturnus di permukaannya, dan di situ Saturnus akan tampak seolah tergantung tepat di atas kepala. Garis bujur di Titan diukur ke arah barat dari meridian yang melewati titik ini.[17] Eksentrisitas orbitnya tercatat sebesar 0,0288, dan bidang orbitnya terinklinasi 0,348 derajat relatif terhadap khatulistiwa Saturnus.[1]

Satelit Hyperion yang kecil dan berbentuk tak teratur terkunci dalam resonansi orbit 3:4 dengan Titan. Evolusi resonansi yang lambat—yang seharusnya membuat Hyperion bermigrasi dari orbit yang kacau—dianggap tidak mungkin berdasarkan permodelan. Hyperion kemungkinan terbentuk dalam orbit yang stabil, sementara Titan yang besar menarik atau mengeluarkan objek yang mendekatinya.[18]

Ciri-ciri[sunting | sunting sumber]

Diameter Titan tercatat sebesar 5.150 km, dibandingkan planet Merkurius yang hanya 4.879 km, Bulan yang hanya 3.474 km, dan Bumi yang besarnya 12.742 km. Sebelum kedatangan wahana Voyager 1 pada tahun 1980, Titan diduga sedikit lebih besar dari Ganymede (diameter 5,262 km) dan maka dikira sebagai satelit terbesar di Tata Surya; namun, hal ini salah, dan perkiraan Titan menjadi berlebih akibat atmosfernya yang padat dan buram yang dapat mencapai beberapa kilometer di atas permukaannya.[19] Diameter dan massa Titan (dan maka kepadatannya) mirip dengan satelit Ganymede dan Callisto di Yupiter.[20] Dengan kepadatan sebesar 1,88 g/cm3, komposisinya terdiri dari setengah es air dan setengah materi berbatu. Meskipun komposisinya mirip dengan Dione dan Enceladus, satelit ini lebih padat akibat kompresi gravitasi.

Titan kemungkinan terdiferensiasi menjadi beberapa lapisan dengan inti berbatu berdiameter 3.400 km yang dikelilingi oleh lapisan yang terdiri dari berbagai bentuk kristal es.[21] Bagian dalamnya mungkin masih panas dan mengandung lapisan cair yang terdiri dari "magma" air dan amonia di antara kerak es Ih dan lapisan es yang lebih dalam yang terdiri dari es bertekanan tinggi. Keberadaan amonia membuat air tetap cair bahkan dalam suhu serendah 176 K (−97 °C) (untuk campuran eutektik dengan air).[22] Bukti keberadaan samudra telah ditunjukkan oleh wahana Cassini dalam bentuk gelombang radio berfrekuensi amat rendah di atmosfer Titan. Permukaan Titan diduga bukan merupakan pemantul gelombang berfrekuensi amat rendah yang baik, sehingga diduga malah memantulkan batas cairan-es sebuah samudra di bawah permukaan.[23] Wahana Cassini mendapati beberapa kenampakan permukaan bergeser sejauh 30 km antara Oktober 2005 hingga Mei 2007, yang menunjukkan bahwa kerak dipisahkan dari bagian dalam, dan merupakan bukti tambahan yang mendukung keberadaan lapisan cair di dalam.[24]

Penelitian pada awal tahun 2000 oleh DLR Institute of Planetary Research di Berlin-Adlershof menempatkan Titan dalam kelompok "satelites besar" bersama dengan Callisto dan Ganymede.[25]

Titan Earth Moon Comparison.png
Perbandingan ukuran: Titan dalam inframerah (kiri bawah) dengan Bulan dan Bumi (atas dan kanan)
Layers of titan.jpg
Struktur dalam Titan
Masses of Saturnian moons.png
Perbandingan massa Titan dengan satelit Saturnus lain: massa Titan meliputi 96% dari total massa satelit Saturnus

Pembentukan[sunting | sunting sumber]

Satelit Yupiter dan Saturnus diduga terbentuk melalui akresi, proses yang diduga juga membentuk planet-planet di Tata Surya. Setelah terbentuk, gas raksasa muda dikelilingi oleh piringan materi yang secara perlahan membentuk satelit. Namun, meski Yupiter memiliki empat satelit besar yang orbitnya seperti planet dan teratur, Titan mendominasi sistem Saturnus dan memiliki orbit yang sangat eksentrik yang tak dapat dijelaskan dengan akresi belaka. Model yang diusulkan untuk pembentukan Titan adalah model yang menjelaskan bahwa sistem Saturnus awalnya memiliki satelit yang seperti satelit Galileo Yupiter. Namun, satelit-satelit tersebut terganggu oleh serangkaian tubrukan raksasa yang akan membentuk Titan. Satelit Saturnus yang berukuran sedang seperti Iapetus dan Rhea terbentuk dari sisa tubrukan ini. Hal ini dapat menjelaskan eksentrisitas orbit Titan.[26]

Atmosfer[sunting | sunting sumber]

Citra warna sejati lapisan kabut di atmosfer Titan.

Titan adalah satu-satunya satelit dengan atmosfer yang padat. Atmosfer ini kaya akan nitrogen, dan pengamatan dari atmosfer oleh Cassini pada tahun 2004 menunjukkan bahwa atmosfer Titan berotasi lebih cepat dari permukaannya (seperti planet Venus).[27] Pengamatan dari wahana Voyager telah menunjukkan bahwa atmosfer Titan lebih padat dari atmosfer Bumi, dengan tekanan permukaan sekitar 1,45 kali Bumi. Secara keseluruhan atmosfer Titan 1,19 kali lebih besar dari atmosfer Bumi,[28] atau 7,3 kali lebih besar berdasarkan luas per permukaan. Akibat gravitasi yang rendah, atmosfer Titan lebih luas dari Bumi.[29]

Di atmosfer Titan terdapat lapisan kabut buram yang menghalangi cahaya dari Matahari dan sumber lain yang membuat kenampakan permukaan Titan tampak kabur.[30] Atmosfer Titan juga tampak buram dalam berbagai panjang gelombang dan spektrum reflektansi permukaan sulit didapat dari orbit.[31] Baru setelah tibanya misi Cassini–Huygens pada tahun 2004 citra langsung permukaan Titan dapat diperoleh.[32]

Komposisi atmosfer di stratosfer meliputi 98,4% nitrogen dengan 1,6% sisanya terdiri dari metana (1,4%) dan hidrogen (0,1–0,2%).[7] Terdapat jejak unsur hidrokarbon lain seperti etana, diasetilena, metilasetilena, asetilena, dan propana, dan gas lain, seperti sianoasetilena, hidrogen sianida, karbon dioksida, karbon monoksida, sianogen, argon dan helium.[6] Sinar ultraviolet Matahari memecahkan metana dan reaksi ini membentuk hidrokarbon di atmosfer atas Titan, sehingga menghasilkan kabut jingga yang tebal.[33] Titan menghabiskan 95% waktunya dalam magnetosfer Saturnus, yang membantu melindungi Titan dari angin matahari.[34]

Energi dari Matahari seharusnya telah mengubah semua jejak metana di atmosfer Titan menjadi hidrokarbon yang lebih kompleks dalam 50 juta tahun - waktu yang singkat bila dibandingkan dengan usia Tata Surya. Hal ini menunjukkan bahwa metana seharusnya diisi ulang dari Titan sendiri.[35] Metana di atmosfer Titan mungkin berasal dari bagian dalamnya, yang dilepaskan keluar melalui letusan kriovolkano.[36][37][38]

Pada 3 April 2013, NASA melamporkan bahwa bahan kimia organik mungkin muncul di Titan berdasarkan penelitian yang menyimulasi atmosfer Titan.[39] Kemudian, pada 6 Juni 2013, ilmuwan di Institut Astrofisika Andalusia melaporkan pelacakan hidrokarbon aromatik polisiklik di atmosfer atas Titan.[40]

Iklim[sunting | sunting sumber]

Titan memiliki vorteks permanen di kutub selatan.

Suhu permukaan Titan tercatat sebesar 94 K (−179.2 °C). Pada suhu ini, es air memiliki tekanan uap yang sangat rendah, sehingga atmosfer hampir terbebas dari uap air. Titan hanya mendapat sekitar 1% dari jumlah sinar matahari yang didapat Bumi.[41]

Metana atmosfer menghasilkan efek rumah kaca di permukaan Titan, dan tanpa hal tersebut Titan akan jauh lebih dingin.[42] Sebaliknya, kabut di atmosfer Titan mengakibatkan efek anti-rumah kaca dengan memantulkan kembali cahaya matahari ke angkasa dan membatalkan sebagian dari pemanasan efek rumah kaca sehingga permukaannya lebih dingin daripada atmosfer atas.[43]

Awan Titan, yang kemungkinan terdiri dari metana, etana, atau bahan organik sederhana lainnya, tersebar dan beragam.[19] Penemuan oleh wahana Huygens menunjukkan bahwa atmosfer Titan secara periodik menghujani metana cair dan senyawa organik lain ke permukaannya.[44]

Awan biasanya meliputi 1% piringan Titan, meskipun kadang-kadang awan dengan cepat meluas hingga meliputi 8%. Menurut salah satu hipotesis, awan selatan terbentuk ketika peningkatan sinar matahari selama musim panas menyebabkan konveksi. Permasalahan menjadi semakin rumit karena pembentukan awan tidak hanya diamati selama titik balik matahari setelah musim panas, namun juga selama pertengahan musim semi. Meningkatnya kelembaban metana di kutub selatan kemungkinan mengakibatkan perluasan awan yang cepat.[45] Belahan selatan Titan mengalami musim panas hingga tahun 2010, ketika orbit Saturnus membuat belahan utara Titan terpapar sinar matahari.[46] Ketika musim berganti, diperkirakan etana akan mulai berkondensasi di kutub selatan.[47]

Kenampakan permukaan[sunting | sunting sumber]

Peta permukaan Titan dari April 2011.

Permukaan Titan dideskripsikan "kompleks, diproses cairan, [dan] secara geologis muda."[48] Titan sudah ada semenjak masa pembentukan Tata Surya, tetapi permukaannya lebih muda, dengan usia antara 100 juta hingga 1 miliar tahun. Proses geologis mungkin telah membentuk kembali permukaan Titan.[49] Atmosfer Titan dua kali lebih tebal dari Bumi, sehingga sulit bagi alat-alat astronomi untuk mengambil citra permukaannya dalam spektrum cahaya tampak.[50] Wahana Cassini menggunakan alat inframerah, altimetri radar, dan radar apertur sintetis (SAR) untuk memetakan Titan selama terbang dekat. Citra pertama menunjukkan geologi yang beragam, dengan wilayah yang kasar dan halus. Terdapat kenampakan yang tampaknya disebabkan oleh aktivitas kriovolkano, yang kemungkinan merupakan air berhulu yang tercampur dengan amonia. Terdapat pula beberapa kenampakan bergaris-garis yang beberapa di antaranya panjangnya mencapai ratusan kilometer dan tampaknya disebabkan oleh partikel yang tertiup angin.[51][52] Penelitian juga telah menunjukkan bahwa permukaan Titan relatif halus; beberapa objek yang tampaknya merupakan kawah tubrukan tampaknya telah diisi, kemungkinan oleh hujan hidrokarbon atau volkano. Altimetri radar menunjukkan bahwa variasi ketinggian Titan rendah, biasanya tidak lebih dari 150 meter. Namun, perubahan ketinggian hingga 500 meter telah ditemukan dan Titan memiliki pegunungan yang tingginya antara beberapa ratus meter hingga 1 kilometer.[53]

Permukaan Titan dipenuhi oleh wilayah terang dan gelap. Salah satunya adalah Xanadu, wilayah di khatulistiwa yang reflektif dan besar dengan ukuran sebesar Australia. Wilayah tersebut pertama kali dilacak melalui citra inframerah yang diabadikan oleh Teleskop Angkasa Hubble pada tahun 1994, dan nantinya dilihat oleh wahana Cassini. Wilayah itu dipenuhi oleh bukit-bukit, lembah, dan chasma.[54] Di wilayah tersebut juga terdapat kenampakan topografis gelap yang mirip bubungan atau celah-celah. Kenampakan itu mungkin diakibatkan oleh aktivitas tektonik, yang menunjukkan bahwa Xanadu secara geologis masih muda. Penjelasan lain menyatakan bahwa kenampakan tersebut merupakan saluran yang terbentuk oleh cairan, sehingga merupakan wilayah tua yang terpotong oleh aliran.[55] Terdapat wilayah gelap dengan ukuran yang mirip di Titan; diduga kenampakan tersebut merupakan lautan metana atau etana, namun pengamatan dari Cassini tampaknya menunjukkan hal yang sebaliknya.

Titan2005.jpg
Titan multi spectral overlay.jpg
Titan globe m.jpg
Mosaik Titan dari terbang dekat Cassini pada Februari 2005. Wilayah gelap yang besar disebut Shangri-La. Titan dalam citra warna semu menunjukkan rincian permukaan dan atmosfer. Xanadu merupakan wilayah terang di kanan tengah. Titan Globe, mosaik citra inframerah dengan tatanama

Cairan[sunting | sunting sumber]

Mosaik radar wilayah kutub utara Titan dalam warna semu yang diabadikan oleh Cassini. Warna biru menunjukan reflektivitas radar yang rendah, yang diakibatkan oleh laut, danau, dan jaringan sungai hidrokarbon yang terisi oleh cairan etana, metana, dan N2 terurai.[7] Foto lain menunjukkan bahwa benda besar di kiri bawah, yaitu Kraken Mare, dua kali lebih besar dari yang dapat dilihat di gambar ini. Ligeia Mare ada di kanan bawah.

Kemungkinan keberadaan lautan hidrokarbon di Titan pertama kali diperkirakan berdasarkan data Voyager 1 dan 2 yang menunjukkan bahwa Titan memiliki atmosfer yang tebal dengan suhu dan komposisi yang tepat untuk mendukung keberadaan lautan tersebut. Namun, bukti langsung baru diperoleh pada tahun 1995 setelah data dari Hubble dan pengamatan lain menunjukkan keberadaan metana cair di Titan, baik dalam lubang yang terpisah ataupun dalam bentuk samudra, seperti air di Bumi.[56]

Misi Cassini membuktikan hipotesis tersebut, meskipun tidak langsung. Ketika wahana tersebut tiba di sistem Saturnus pada tahun 2004, danau atau lautan hidrokarbon diharapkan dapat dilacak melalui sinar matahari yang dipantulkan oleh permukaan cairan tersebut, namun awalnya tidak ada pantulan yang teramati.[57] Di dekat kutub selatan Titan, kenampakan gelap yang disebut Ontario Lacus ditemukan[58] (dan kemudian kenampakan tersebut dipastikan sebagai sebuah danau).[11] Garis pantai juga diidentifikasi di dekat kutub melalui citra radar.[59] Setelah melakukan terbang lintas pada 22 Juli 2006, yang berhasil mengabadikan citra lintang utara Titan (saat musim dingin), sejumlah potongan yang besar dan halus ditemukan di permukaan kutub.[60] Berdasarkan pengamatan, ilmuwan mengumumkan "bukti pasti keberadaan danau yang berisi metana di satelit Titan" pada Januari 2007.[9][61] Tim Cassini–Huygens menyimpulkan bahwa citra-citra yang diabadikan hampir pasti merupakan danau hidrokarbon yang telah lama dicari, sehingga menjadi cairan permukaan yang pertama ditemukan di luar Bumi. Beberapa tampaknya memiliki saluran yang terdapat di depresi topografis.[9] Kenampakan erosi cairan tampak baru saja terjadi: saluran di beberapa wilayah secara mengejutkan tidak banyak mengakibatkan erosi, sehingga menunjukkan bahwa erosi di Titan berlangsung sangat lambat, atau mungkin fenomena lain telah menghapuskan dasar sungai dan bentang alam lama.[49] Secara keseluruhan, pengamatan radar Cassini menunjukkan bahwa danau-danau hanya meliputi beberapa persen permukaan, sehingga Titan jauh lebih kering daripada Bumi.[62] Walaupun sebagian besar danau terkonsentrasi di dekat kutub-kutub (yang tidak banyak mengalami penguapan akibat kurangnya sinar matahari), sejumlah danau hidrokarbon di wilayah gurun khatulistiwa juga telah ditemukan, termasuk di dekat wilayah Shangri-La, yang besarnya kurang lebih setengah dari Danau Garam Besar Utah. Danau-danau di wilayah khatulistiwa kemungkinan merupakan "oasis", atau dalam kata lain cairannya berasal dari akuifer di bawah tanah.[63]

Pada Juni 2008, Spektrometer Pemetaan Visual dan Inframerah (VIMS) di wahana Cassini memastikan keberadaan etana cair di Ontario Lacus.[64] Kemudian, pada tanggal 21 Desember 2008, Cassini melewati Ontario Lacus secara langsung dan mengamati pantulan yang kuat di radar. Pantulan tersebut menunjukkan bahwa danau tidak bervariasi lebih dari 3 mm (yang dapat berarti angin permukaan tidak banyak, atau cairan hidrokarbon di danau tersebut kental).[65][66]

VIMS Cassini pada 8 Juli 2009 melacak pantulan kuat yang menunjukkan keberadaan permukaan yang halus dan seperti kaca di wilayah kutub utara, yang kini disebut Jingpo Lacus (danau Jingpo), segera musim dingin selama 15 tahun di wilayah tersebut selesai.[67][68]

Pengukuran radar pada Juli 2009 dan Januari 2010 menunjukkan bahwa permukaan Ontario Lacus sangat dangkal, dengan rata-rata kedalaman antara 0,4 hingga 3,2 m, dan kedalaman maksimum antara 2,9 hingga 7,4 m.[69] Sementara itu, kedalaman Ligeia Mare di belahan utara melebihi 8 m.[69]

Selama terbang lintas pada 26 September 2012, radar Cassini melacak keberadaan sungai di wilayah kutub utara Titan dengan panjang lebih dari 400 kilometer. Sungai ini disandingkan dengan sungai Nil yang jauh lebih besar di Bumi. Kenampakan ini berakhir di Ligeia Mare.[11]

Dalam enam terbang lintas antara tahun 2006 hingga 2011, Cassini mengumpulkan data pelacakan radiometrik dan navigasi optik yang dapat menunjukkan perubahan bentuk Titan. Kepadatan Titan konsisten dengan benda langit yang terdiri dari 60& batuan dan 40% air. Berdasarkan analisis, permukaan Titan dapat naik dan turun hingga 10 meter setiap kali mengorbit. Hal ini menunjukkan bahwa bagian dalam Titan relatif berubah-ubah, dan model Titan yang paling tepat kemungkinan adalah model yang memperkirakan keberadaan lapisan es yang mengapung di atas samudra global di kedalaman lebih dari lusinan kilometer[70] Penemuan tersebut, ditambah dengan hasil penelitian sebelumnya, juga menunjukkan bahwa kemungkinan samudra Titan berada tidak lebih dari 100 km di bawah permukaan.[70][71]

PIA12481 Titan specular reflection.jpg
Liquid lakes on titan.jpg
Gambar pantulan kuat di Jingpo Lacus, sebuah danau di wilayah kutub utara Citra radar Bolsena Lacus (kanan bawah) dan danau hidrokarbon belahan utara lainnya
Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg
Titan S. polar lake changes 2004-5.jpg
Perbandingan jumlah danau di belahan utara (kiri) dan belahan selatan (kanan) Titan Dua gambar belahan selatan Titan yang diambil pada tahun 2004 dan 2005, menunjukkan perubahan danau-danau kutub selatan

Kawah tubrukan[sunting | sunting sumber]

Citra radar kawah tubrukan dengan diameter 139 km[72] di permukaan Titan, menunjukkan dasar yang halus, pinggiran yang kasar, dan kemungkinan puncak di tengah.

Data dari Cassini menunjukkan keberadaan beberapa kawah tubrukan di permukaan Titan.[49] Kawah tubrukan tersebut tampaknya relatif muda bila dibandingkan dengan usia Titan.[49] Contoh kawah yang ditemukan adalah cekungan cincin ganda yang disebut Menrva dengan lebar 440 km, yang dilacak oleh Cassini sebagai pola konsentrik terang-gelap.[73] Ada pula kawah yang lebih kecil dan rata dengan lebar 60 km yang dinamai Sinlap[74] dan kawah dengan puncak di tengah dan dasar yang gelap dengan lebar 30 km yang dinamai Ksa.[75] Pencitraan radar dan Cassini juga menemukan sejumlah kenampakan bulat di permukaan Titan yang mungkin diakibatkan oleh tubrukan, namin tidak memiliki ciri tertentu yang memastikan statusnya. Misalnya, cincin terang selebar 90 km yang disebut Guabonito telah diamati oleh Cassini.[76] Kenampakan ini diduga merupakan kawah tubrukan yang terisi oleh sedimen gelap yang dibawa oleh angin. Contoh lain ada di wilayah Shangri-La dan Aaru yang gelap. Pengamatan dari radar juga menemukan beberapa kenampakan bulat yang mungkin merupakan kawah di wilayah terang Xanadu pada 30 April 2006.[77]

Banyak kawah Titan yang mengalami erosi dan perubahan.[72] Sebagian besar kawah memiliki pinggir yang tidak lengkap, meskipun beberapa kawah di Titan memiliki pinggir yang lebih besar daripada di tempat lain di Tata Surya. Namun, tidak banyak bukti yang menunjukkan pembentukan palimpsest (kawah yang reliefnya sudah menghilang karena perembetan permukaan ber-es) melalui relaksasi kerak (yang terjadi di satelit-satelit ber-es lainnya).[72] Sebagian besar kawah tidak memiliki puncak di tengah dan dasar yang halus, yang kemungkinan diakibatkan oleh letusan kriovolkano. Jumlah kawah di Titan sendiri relatif kurang karena berbagai macam proses geologis mengisi kembali kawah. Selain itu, atmosfer juga melindungi permukaan Titan, dan diperkirakan atmosfer mengurangi jumlah kawah hingga setengah.[78]

Data beresolusi tinggi dari radar (namun terbatas, hanya 22%) pada tahun 2007 menunjukkan ketidakseragaman persebaran kawah. Jumlah kawah di wilayah Xanadu 2–9 kali lebih banyak dari wilayah lain. Kepadatan kawah di belahan depan 30% lebih besar daripada belahan belakang. Sementara itu, kepadatan kawah di wilayah gurun khatilistiwa dan kutub utara lebih rendah.[72]

Permodelan jalur dan sudut tubrukan pra-Cassini menunjukkan bahwa ketika tubrukan menghujam kerak es air, beberapa pecahan (ejecta) dari tubrukan tersebut tetap cair di dalam kawah selama berabad-abad atau bahkan lebih lama, waktu yang cukup untuk sintesis molekul sederhana yang akan menjadi cikal bakal kehidupan.[79]

Kriovolkanisme dan pegunungan[sunting | sunting sumber]

Citra inframerah dekat Tortola Facula, diduga merupakan sebuah kriovolkano.
Citra warna semu VIMS yang menunjukkan kriovolkano Sotra Patera. Dengan menggabungkan peta 3D dari data radar, dapat dilihat bahwa kriovolkani ini memiliki puncak dengan ketinggian 1000 meter dan kawah dengan kedalaman 1500 meter.

Ilmuwan telah lama menduga bahwa keadaan Titan mirip dengan Bumi, meskipun suhunya jauh lebih rendah. Pelacakan Argon 40 di atmosfer pada tahun 2004 menunjukkan bahwa gunung berapi telah mengeluarkan "lava" yang terdiri dari air dan amonia.[80] Peta persebaran danau di permukaan Titan juga menunjukkan bahwa jumlah metana di permukaan tidak cukup untuk tetap bertahan di atmosfer, sehingga kemungkinan sebagian dari metana tersebut berasal dari proses vulkanik.[81]

Terdapat beberapa kenampakan permukaan yang dapat ditafsirkan sebagai sebuah kriovolkano.[82] Salah satu dari kenampakan tersebut ditunjukkan melalui pengamatan radar Cassini pada tahun 2004, yang disebut Ganesa Macula. Kenampakan ini mirip dengan kenampakan "kubah panekuk" di Venus, dan akibatnya awalnya dikira sebagai sebuah kriovolkano, meski American Geophysical Union menentang hipotesis ini pada Desember 2008. Pada akhirnya, kenampakan tersebut ternyata bukan kubah, tetapi merupakan hasil dari gabungan potongan terang dan gelap yang tidak disengaja.[83][84] Pada tahun 2004, Cassini juga melacak kenampakan terang (disebut Tortola Facula) yang ditafsirkan sebagai sebuah kubah kriovolkano.[85] Tidak ada kenampakan sejenis yang ditemukan semenjak tahun 2010.[86] Pada Desember 2008, astronom mengumumkan penemuan dua "titik terang" yang bersifat sementara tetapi berumur panjang di atmosfer Titan, yang tampaknya tidak dapat dijelaskan dengan pola cuaca belaka, sehingga mungkin diakibatkan oleh peristiwa kriovolkano.[22]

Pada Maret 2009, struktur yang mirip dengan aliran lava diumumkan ditemukan di wilayah yang disebut Hotei Arcus, yang berfluktuasi kecerahannya selama beberapa bulan. Meski ada banyak fenomena yang dapat menyebabkan fluktuasi ini, aliran lava ditemukan muncul 200 meter di atas permukaan Titan, yang mungkin meletus dari bawah permukaan.[87]

Pegunungan sepanjang 150 km long, selebar 30 km dan setinggi 1,5 km juga ditemukan oleh Cassini pada tahun 2006. Pegunungan ini berada di belahan selatan dan diduga terdiri dari materi ber-es dan dilapisi oleh salju metana. Pergerakan lempeng tektonik yang mungkin dipengaruhi oleh cekungan tubrukan di sekitar dapat membuka celah yang mengakibatkan penumpukan materi pegunungan.[88] Sebelum misi Cassini, ilmuwan mengasumsikan bahwa sebagian besar topografi Titan terdiri dari struktur tubrukan, namun penemuan Cassini malah menunjukkan bahwa (sama seperti Bumi) pegunungan terbentuk melalui proses geologis.[89] Pada Desember 2010, tim dari misi Cassini mengumumkan penemuan kriovolkano yang meyakinkan. Kriovolkano itu dinamai Sotra Patera dan merupakan bagian dari rentetan tiga pegunungan, yang masing-masing tingginya berkisar antara 1000 hingga 1500 m, dan di atas beberapa pegunungan terdapat kawah besar. Tanah di sekitar dasar tampaknya dipenuhi oleh aliran lava beku.[90]

Jika vulkanisme memang ada di Titan, menurut hipotesis proses tersebut didorong oleh energi yang dilepaskan oleh peluruhan unsur radioaktif di dalam mantel, seperti yang terjadi di Bumi.[22] Magma di Bumi terbuat dari batuan cair, yang kurang padat bila dibandingkan dengan kerak berbatu di atasnya. Karena es tidak lebih padat dari air, magma Titan yang berair lebih padat daripada kerak esnya. Akibatnya, kriovolkanisme di Titan membutuhkan energi yang besar, kemungkinan dari peregangan pasang surut dari Saturnus.[22] Kemungkinan lain, tekanan yang dibutuhkan untuk mendorong kriovolkano dihasilkan oleh es Ih yang terbentuk di bawah kerak luar Titan. Es bertekanan rendah yang melapisi lapisan amonium sulfat cair naik ke atas karena gaya apung. Proses inilah yang melapisi kembali Titan dan membantu menghasilkan bentang alam dan bukit pasir yang terbentuk oleh angin.[91]

Pada tahun 2008, Jeffrey Moore (geolog keplanetan dari Ames Research Center) mengusulkan sudut pandang alternatif. Dengan mempertimbangkan bahwa tidak ada kenampakan vulkanik yang telah diidentifikasi dengan jelas hingga saat ini, ia menekankan bahwa Titan merupakan dunia yang tidak aktif secara geologis, dan permukaannya dibentuk oleh tubrukan, erosi fluvial dan aeolian, pemborosan massal, dan proses eksogenik lainnya. Menurut hipotesis ini, metana tidak dihasilkan oleh gunung berapi, namun perlahan-lahan berdifusi dari bagian dalam Titan yang dingin dan keras. Ganesa Macula mungkin merupakan sebuah kawah tubrukan yang terkikis dengan bukit pasir gelap di tengah. Bubungan bergunung yang diamati di beberapa wilayah dapat dianggap sebagai gawir struktur cincin ganda hasil tubrukan yang sangat terdegradasi atau sebagai hasil dari kontraksi global yang diakibatkan oleh pendinginan bagian dalam secara perlahan. Dalam hipotesis ini, Titan masih dapat memiliki samudra di bagian dalam yang terdiri dari campuran eutektik air-amonia dengan suhu 176 K (−97 °C), yang cukup rendah untuk disebabkan oleh peluruhan unsur radioaktif di inti Titan. Wilayah Xanadu yang terang mungkin merupakan wilayah yang sangat berkawah dan terdegradasi seperti di permukaan Callisto. Memang, bila Callisto punya atmosfer, Callisto dapat menjadi model geologi Titan. Bahkan Jeffrey Moore menyebut Titan "Callisto yang bercuaca".[82][92]

Medan gelap[sunting | sunting sumber]

Bukit pasir di Gurun Namib di Bumi (atas) dibandingkan dengan gurun di Belet, Titan.

Citra-citra permukaan Titan yang diabadikan oleh teleskop di Bumi pada awal tahun 2000-an menunjukkan medan gelap yang besar di khatulistiwa Titan.[93] Sebelum tibanya Cassini, wilayah tersebut diduga merupakan lautan materi organik seperti tar atau hidrokarbon cair.[94] Citra radar yang diabadikan oleh wahana Cassini malah membuktikan bahwa wilayah tersebut merupakan dataran yang dilapisi oleh bukit pasir yang membujur dengan ketinggian hingga 330 meter,[95] lebar sekitar satu kilometer, dan panjang antara puluhan hingga ratusan kilometer.[96] Bukit pasir yang membujur (atau melintang) diduga terbentuk oleh angin yang mengikuti satu arah rata-rata atau berganti-ganti antara dua arah yang berbeda. Bukit pasir sejenis ini biasanya sejalan dengan rata-rata arah angin. Di Titan, angin yang mengarah ke timur berkombinasi dengan angin pasang surut yang berubah-ubah (kurang lebih 0,5 meter per detik).[97] Angin pasang surut diakibatkan oleh gaya pasang surut dari Saturnus, yang 400 kali lebih kuat daripada gaya pasng surut Bulan di Bumi dan cenderung mengarahkan angin ke khatulistiwa. Akibatnya, bukit pasir terbentuk dalam garis paralel yang panjang dan tersusun barat ke timur. Rentetan bukit pasir berakhir di sekitar pegunungan karena arah angin berganti.

Pasir di Titan kemungkinan tidak terbuat dari butiran silikat seperti pasir di Bumi,[98] namun terbentuk ketika metana cair menghujani Titan dan mengerosikan batuan es (kemungkinan melalui banjir bandang). Menurut kemungkinan lain, pasir berasal dari zat padat organik yang dihasilkan oleh reaksi fotokimia di atmosfer Titan.[95][97][99] Penelitian komposisi bukit pasir pada Mei 2008 menunjukkan bahwa bukit pasir memiliki lebih sedikit air dibandingkan wilayah Titan lainnya, dan kemungkinan besar berasal dari materi organik yang terkumpul setelah menghujani permukaan.[100]

Pengamatan dan penjelajahan[sunting | sunting sumber]

Citra kabut Titan yang diabadikan oleh Voyager 1 (1980)

Titan tidak dapat dilihat oleh mata telanjang, namun dapat diamati melalui teleskop kecil. Pengamatan secara amatir sulit dilakukan karena Titan terletak dekat dengan planet Saturnus dan cincinnya; occulting bar dapat digunakan untuk menghalangi Saturnus.[101] Titan memiliki magnitudo tampak maksimum sebesar +8,2,[5] dan rata-rata magnitudo oposisi 8,4.[102] Sebagai perbandingan, magnitudo tampak Ganymede yang ukurannya mirip tercatat sebesar +4,6.[102]

Pengamatan Titan sebelum masa penjelajahan angkasa tidak banyak dilakukan. Pada tahun 1907, astronom Spanyol Josep Comas Solá mengamati penggelapan tepi di Titan, sehingga menjadi bukti pertama bahwa satelit tersebut memiliki atmosfer. Pada tahun 1944, Gerard P. Kuiper menggunakan teknik spektroskopi untuk melacak atmosfer metana.[103]

Wahana pertama yang mengunjungi sistem Saturnus adalah Pioneer 11 pada tahun1979. Wahana tersebut memastikan bahwa Titan terlalu dingin untuk kehidupan.[104] Selain itu, Pioneer 11 juga mengabadikan citra Titan dan Saturnus pada akhir hingga pertengahan tahun 1979.[105] Kualitas gambar tersebut kalah dengan kedua wahana Voyager, namun memberikan data sebagai persiapan.

Titan diselidiki oleh Voyager 1 pada tahun 1980 dan 2 pada tahun 1981. Jalur Voyager 1 diubah agar dapat lebih dekat saat melewati Titan. Sayangnya, wahana tersebut tidak memiliki alat yang dapat menembus kabut Titan, suatu hal yang tidak diperkirakan sebelumnya. Beberapa tahun kemudian, pemrosesan gambar yang diabadikan oleh penyaring jingga Voyager 1 secara digital menunjukkan keberadaan kenampakan terang dan gelap yang kini disebut Xanadu dan Shangri-La,[106] namun saat itu keduanya sudah diamati dalam bentuk inframerah oleh Teleskop Angkasa Hubble. Voyager 2 hanya melihat Titan secara sepintas. Tim Voyager 2 dihadapkan oleh dua pilihan: mengarahkan wahana tersebut untuk melihat Titan secara rinci atau mengikuti lintasan lain yang akan mengunjungi Uranus dan Neptunus. Karena sedikitnya kenampakan permukaan yang dapat dilihat oleh Voyager 1, rencana kedua-lah yang dilaksanakan.

Cassini–Huygens[sunting | sunting sumber]

Citra Titan yang diabadikan oleh Cassini di depan cincin Saturnus Citra Titan yang diabadikan oleh Cassini di depan cincin Saturnus
Citra Titan yang diabadikan oleh Cassini di depan cincin Saturnus
Citra Titan yang diabadikan oleh Cassini di belakang Epimetheus dan cincin Saturnus

Wahana Cassini-Huygens mencapai Saturnus pada tanggal 1 Juli 2004, dan sudah mulai memetakan permukaan Titan dengan menggunakan radar. Wahana yang merupakan proyek gabungan European Space Agency (ESA) dan NASA ini sangat berhasil dalam menjalankan misinya. Wahana Cassini terbang melintasi Titan pada 26 Oktober 2004 dan mengabadikan citra permukaan Titan dengan resolusi terbesar sejauh ini dari jarak 1.200 km yang menunjukkan potongan terang dan gelap yang tak dapat dilihat oleh mata telanjang di Bumi. Huygens mendarat[107] di Titan pada tanggal 14 Januari 2005 dan menemukan banyak kenampakan permukaan yang kemungkinan terbentuk oleh cairan yang mengalir pada masa lampau.[108] Pada 22 Juli 2006, Cassini melakukan terbang lintas dekat pertamanya dari jarak 950 km dari Titan; terbang lintas terdekat dilakukan dari jarak 880 km pada tanggal 21 Juni 2010.[109] Cairan dalam bentuk danau dan lautan juga ditemukan oleh Cassini di wilayah kutub utara.[60] Selain itu, berkat misi Cassini-Huygens, Titan adalah satelit kedua di Tata Surya dan objek paling jauh dari Bumi[110] yang memiliki wahana pendarat di permukaannya.

Tempat pendaratan Huygens[sunting | sunting sumber]

Citra in situ Huygens dari permukaan Titan—satu-satunya gambar dari permukaan objek yang lebih jauh dari Mars. Citra in situ Huygens dari permukaan Titan—satu-satunya gambar dari permukaan objek yang lebih jauh dari Mars.
Citra in situ Huygens dari permukaan Titan—satu-satunya gambar dari permukaan objek yang lebih jauh dari Mars.
Gambar yang sama dengan pemrosesan yang berbeda.

Pada 14 Januari 2005, wahana Huygens mendarat di permukaan Titan, di ujung timur wilayah cerah yang disebut Adiri. Wahana tersebut mengambil gambar perbukitan yang pucat dengan "sungai" gelap mengalir ke dataran gelap. Menurut pemahaman saat ini, perbukitan (yang juga disebut dataran tinggi) sebagian besar terdiri dari es air. Senyawa organik gelap yang dihasilkan di atmosfer atas oleh radiasi ultraviolet Matahari mungkin menghujani atmosfer Titan. Senyawa tersebut mengalir ke bawah bukit dengan hujan metana dan mengendap dalam jangka waktu geologis.[111]

Setelah mendarat, Huygens mengambil citra dataran gelap yang dilapisi bebatuan kecil, yang terdiri dari es air.[111] Kedua batu di tengah gambar di sebelah kanan tampak lebih kecil dari yang sebenarnya: yang sebelah kiri panjangnya 15 cm, dan yang sebelah kanan panjangnya 4 cm, sementara Huygens mengabadikannya dari jarak 85 cm. Terdapat bukti terjadinya erosi di dasar bebatuan, yang mungkin disebabkan oleh aktivitas fluvial. Permukaan tampak lebih gelap dari yang diperkirakan sebelumnya, dan terdiri dari campuran es air dan hidrokarbon. Berdasarkan asumsi, "tanah" yang terlihat di gambar di sebelah kanan merupakan presipitasi dari kabut hidrokarbon di atas.

Pada Maret 2007, NASA, ESA, dan COSPAR memutuskan untuk menamai tempat pendaratan Huygens "Stasiun Memorial Hubert Curien" untuk mengenang mantan ketua ESA.[112]

Misi masa depan[sunting | sunting sumber]

Balon yang diusulkan dalam Titan Saturn System Mission.

Titan Saturn System Mission (TSSM) adalah usulan gabungan NASA/ESA yang akan menjelajahi satelit-satelit Saturn.[113] Dalam misi tersebut, balon udara akan terbang di atmosfer Titan selama enam bulan. Proyek ini bersaing dengan Europa Jupiter System Mission (EJSM) untuk memperoleh dana. Pada Februari 2009, diumumkan bahwa ESA/NASA akan memprioritaskan EJSM,[114] meskipun TSSM masih dipertimbangkan. Semenjak NASA keluar dari TSSM pada tahun 2012, rencana ini ditunda.

Ada pula usulan Titan Mare Explorer (TiME), yang merupakan pendarat berbiaya rendah yang akan mendarat di sebuah danau di dekat kutub utara Titan dan mengapung di permukaan selama tiga hingga enam bulan. Misi tersebut dapat diluncurkan paling awal pada tahun 2016 dan tiba pada tahun 2023.[115][116][117] Namun, pada tahun 2012, NASA memilih untuk mendanai misi wahana InSight ke Mars, sehingga masa depan misi TiME masih belum jelas.

Proyek pendarat danau lainnya diusulkan pada akhir tahun 2012 di Eropa. Wahana tersebut dijuluki Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE).[118][119] Perbedaan utamanya dengan wahana TiME adalah sistem pendorongnya.

Misi lain yang diusulkan adalah Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR), yang merupakan pesawat tak berawak yang akan terbang melalui atmosfer Titan dan mengabadikan citra permukaan Titan dalam definisi tinggi.[120][121][122]

Keadaan prebiotik dan pencarian kehidupan[sunting | sunting sumber]

Titan diduga merupakan lingkungan prebiotik yang kaya akan bahan kimia organik yang kompleks[39] dengan kemungkinan keberadaan samudra cair di bawah permukaan yang menjadi lingkungan biotik.[123][124][125]

Meskipun misi Cassini-Huygens tidak dilengkapi dengan alat untuk menemukan biosignature atau senyawa organik lainnya, wahana ini menemukan lingkungan yang mirip (dalam beberapa hal) dengan Bumi purba.[126] Ilmuwan menduga bahwa atmosfer Bumi purba komposisinya mirip dengan atmosfer Titan saat ini, walaupun atmosfer Titan tidak memiliki uap air.[127]

Pembentukan molekul kompleks[sunting | sunting sumber]

Percobaan Miller–Urey menunjukkan bahwa dengan atmosfer yang mirip dengan Bumi dan dengan penambahan radiasi ultraviolet, molekul kompleks dan substansi polimer seperti tholin dapat dihasilkan. Reakso dimulai dari disosiasi nitrogen dan metana, yang membentuk hidrogen sianida dan asetilen. Reaksi lebih lanjut telah dipelajari.[128]

Pada Oktober 2010, Sarah Horst dari Universitas Arizona membuat simulasi radiasi ultraviolet dan partikel bermuatan yang menghujam atmosfer atas Titan dengan menghujamkan energi ke kumpulan gas yang komposisinya mirip dengan atmosfer Titan. Dalam simulasi tersebut, ia berhasil menemukan lima basa nukleotida—bahan penyusun DNA dan RNA—dan asam amino—bahan penyusun protein. Menurutnya, ini adalah pertama kalinya basa nukleotida dan asam amino ditemukan dalam keadaan tersebut tanpa keberadaan air.[129]

Pada 3 April 2013, NASA melamporkan bahwa bahan kimia organik mungkin muncul di Titan berdasarkan penelitian yang menyimulasikan atmosfer Titan.[39]

Kemungkinan keberadaan habitat di bawah permukaan[sunting | sunting sumber]

Simulasi laboratorium menunjukkan bahwa terdapat cukup materi organik untuk memulai evolusi kimia yang mirip dengan yang terjadi di Bumi. Meskipun analogi tersebut mengasumsikan keberadaan air untuk periode yang lebih panjang, menurut beberapa teori air dari tubrukan dapat tersimpan di bawah lapisan isolasi yang beku.[130] Selain itu, samudra amonia cair mungkin ada di bawah permukaan;[123][131] sementara itu, berdasarkan model lain, terdapat larutan amonia-air di kedalaman 200 km di bawah kerak es air yang dapat mendukung kehidupan, walaupun menurut standar kehidupan bumi merupakan lingkungan yang ekstrem.[124] Perpindahan panas antara bagian dalam dan lapisan atas berperan penting dalam mendukung kehidupan di samudra bawah permukaan.[123] Penemuan kehidupan mikrobial sendiri bergantung pada efek biogeniknya (contohnya, penyelidikan metana dan nitrogen di atmosfer sebagai hasil dari peristiwa biologis).[124]

Metana dan kehidupan di permukaan[sunting | sunting sumber]

Diperkirakan terdapat kehidupan di danau metana cair di Titan, sama seperti organisme di Bumi yang hidup di air.[132] Makhluk tersebut akan menghirup H2 daripada O2, memetabolisasinya dengan asetilen daripada glukosa, dan mengeluarkan metana daripada karbon dioksida.[132][133]

Walaupun semua kehidupan di Bumi (termasuk metanogen) menggunakan air sebagai pelarut, diperkirakan kehidupan di Titan menggunakan hidrokarbon cair, seperti metana atau etana.[134] Air merupakan pelarut yang lebih kuat daripada metana.[135] Namun, air secara kimiawi juga lebih reaktif, dan dapat memecah molekul organik besar dalam proses hidrolisis.[134] Akibatnya, kehidupan yang menggunakan hidrokarbon sebagai pelarut tidak menghadapi risiko kehancuran biomolekul.[134]

Astrobiolog Christopher McKay pada tahun 2005 menyatakan bahwa jika kehidupan metanogen ada di permukaan Titan, kehidupan tersebut seharusnya memengaruhi rasio troposfer Titan: kandungan hidrogen dan asetilen seharusnya lebih rendah dari yang diduga.[132]

Pada tahun 2010, Darrell Strobel dari Universitas John Hopkins menemukan lebih banyak hidrogen molekuler di atmosfer atas Titan daripada atmosfer bawahnya, dan mengusulkan terjadinya aliran ke bawah dengan laju 1025 molekul per detik dan hilangnya hidrogen di dekat permukaan Titan; seperti yang dinyatakan oleh Strobel, penemuannya sejalan dengan efek yang diperkirakan Chris McKay bila kehidupan metanogen memang ada.[132][135][136] Pada tahun yang sama, penelitian lain menunjukkan kadar asetilen yang rendah di permukaan Titan, yang menurut Chris McKay sesuai dengan hipotesis bahwa organisme di Titan mengonsumsi hidrokarbon.[135] Namun, McKay memperingatkan bahwa penjelasan lain masih lebih mungkin, seperti proses fisik atau kimia yang belum dikenali (seperti katalis permukaan yang menerima hidrokarbon atau hidrogen), atau kekurangan dalam model aliran material saat ini.[137] Data komposisi dan model aliran perlu dibuktikan lebih lanjut, dan, sesuai dengan prinsip pisau Occam, penjelasan fisik atau kimia lebih dipilih secara a priori daripada penjelasan biologis karena penjelasan katalis kimiawi lebih sederhana daripada kekompleksan kehidupan biologis. Walaupun begitu, McKay menekankan bahwa penemuan salah satu dari keduanya, termasuk katalis yang efektif pada suhu 95 K (−180 °C), merupakan penemuan yang penting.[125]

Seperti yang diungkapkan oleh NASA dalam artikelnya tentang penemuan pada Juni 2010, "hingga kini, kehidupan berbasis metana masih bersifat hipotetis. Ilmuwan masih belum menemukan bentuk kehidupan seperti ini."[135] NASA juga mengatakan bahwa "beberapa ilmuwan yakin bahwa [penemuan] tersebut memperkuat argumen yang mendukung keberadaan kehidupan yang primitif dan eksotik atau pendahulu kehidupan di permukaan Titan."[135]

Tantangan[sunting | sunting sumber]

Walaupun mungkin secara biologis, terdapat tantangan bagi kehidupan di Titan. Di jarak yang jauh dari Matahari, Titan merupakan satelit yang dingin, dan atmosfernya tidak memiliki CO2. Di permukaan Titan, air hanya ada dalam bentuk padat. Karena kesulitan tersebut, ilmuwan seperti Jonathan Lunine menganggap Titan kurang mungkin memiliki kehidupan dan hanya sekadar percobaan untuk menguji teori tentang keadaan Bumi sebelum munculnya kehidupan.[138] Meskipun kehidupan mungkin tidak ada, keadaan prebiotik Titan dan bahan kimia organik yang terkait masih tetap menarik karena dapat digunakan untuk memahami sejarah awal biosfer Bumi.[126] Penelitian yang menggunakan Titan sebagai percobaan prebiotik tidak hanya dilakukan melalui pengamatan di pesawat angkasa, tetapi juga melalui percobaan laboratorium dan permodelan kimia dan fotokimia di Bumi.[128]

Hipotesis panspermia[sunting | sunting sumber]

Tubrukan asteroid besar dan komet dapat menyebabkan terlemparnya pecahan yang mengandung mikroba dari planet Bumi, sehingga memungkinkan terjadinya transpermia. Berdasarkan perhitungan, beberapa pecahan tersebut dapat mencapai berbagai objek di Tata Surya, termasuk Titan.[139][140] Di sisi lain, Jonathan Lunine menyatakan bahwa kehidupan di danau hidrokarbon kriogenik Titan seharusnya secara kimiawi sangat berbeda dengan kehidupan Bumi sehingga keduanya tidak mungkin terkait.[141]

Keadaan masa depan[sunting | sunting sumber]

Ke depannya, Titan mungkin lebih dapat dihuni. Lima miliar tahun dari sekarang, ketika Matahari menjadi raksasa merah, suhu permukaan akan meningkat hingga dapat mendukung keberadaan air di permukaan.[142] Selain itu, karena ultraviolet Matahari berkurang, kabut di atmosfer atas Titan akan hilang, sehingga mengurangi efek anti rumah kaca yang berlangsung di permukaan dan meningkatkan efek rumah kaca yang diakibatkan oleh metana di atmosfer. Dua hal tersebut dapat membuat Titan lebih dapat dihuni selama beberapa ratus juta tahun, waktu yang cukup untuk evolusi kehidupan sederhana, walaupun keberadaan amonia di Titan dapat memperlambat reaksi kimia.[143]

Catatan kaki[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b "JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". Solar System Dynamics. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Diakses 2007-08-19. 
  2. ^ a b c DOI:10.1086/508812
    Rujukan ini akan diselesaikan secara otomatis dalam beberapa menit. Anda dapat melewati antrian atau membuat secara manual
  3. ^ Williams, D. R. (August 21, 2008). "Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. Diakses 2000-04-18. 
  4. ^ Mitri, G.; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. (2007). "Hydrocarbon Lakes on Titan". Icarus 186 (2): 385–394. Bibcode:2007Icar..186..385M. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. 
  5. ^ a b "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. Diakses 2010-06-28. 
  6. ^ a b Niemann; H. B.; Bauer, S. J.; Carignan, G. R.; Demick, J. E.; Frost, R. L.; Gautier, D.; Haberman, J. A. et al. (2005). "The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe". Nature 438 (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. 
  7. ^ a b c Coustenis, hal. 154–155
  8. ^ "News Features: The Story of Saturn". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL. Diakses 2007-01-08. 
  9. ^ a b c Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, J. I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L. et al. (2007). "The lakes of Titan". Nature 445 (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. 
  10. ^ Nemiroff, R. and Bonnell, J. (March 25, 2005). "Huygens Discovers Luna Saturni". Astronomy Picture of the Day. NASA. Diakses 2007-08-18. 
  11. ^ a b c "NASA Titan - Surface". NASA. Unknown. Diakses 2013-02-14. 
  12. ^ G Mitri (2007). "Hydrocarbon lakes on Titan". Diakses 2013-02-14. 
  13. ^ "Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". European Space Agency. September 4, 2008. Diakses 2009-04-18. 
  14. ^ Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683 Inv V09196, Rijksmuseum voor de Geschiedenis van de Natuurwetenschappen en van de Geneeskunde
  15. ^ Cassini, G. D. (1673). "A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French". Philosophical Transactions 8 (1673): 5178–5185. doi:10.1098/rstl.1673.0003. 
  16. ^ Lassell (November 12, 1847). "Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (1): 42. Diakses 2005-03-29. 
  17. ^ "EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". Diakses October 22, 2009. 
  18. ^ Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets 22 (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423. 
  19. ^ a b Arnett, Bill (2005). "Titan". Nine planets. University of Arizona, Tucson. Diarsipkan dari aslinya tanggal November 21, 2005. Diakses 2005-04-10. 
  20. ^ Lunine, J. (March 21, 2005). "Comparing the Triad of Great Moons". Astrobiology Magazine. Diakses 2006-07-20. 
  21. ^ Tobie, G.; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe (2005). "Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". Icarus 175 (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007. 
  22. ^ a b c d Longstaff, Alan (February 2009). "Is Titan (cryo)volcanically active?". Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now): 19. 
  23. ^ "Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. June 1, 2007. Diakses 2010-03-25. 
  24. ^ Shiga, David (March 20, 2008). Titan's changing spin hints at hidden ocean, New Scientist
  25. ^ DLR Interior Structure of Planetary Bodies DLR Radius to Density The natural satellites of the giant outer planets...
  26. ^ "Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". Space Daily. 2012. Diakses 2012-10-19. 
  27. ^ "Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". Astrobiology Magazine. March 11, 2005. Diarsipkan dari aslinya tanggal July 17, 2007. Diakses 2007-08-24. 
  28. ^ Coustenis, hal. 130
  29. ^ Turtle, Elizabeth P. (2007). "Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens". Smithsonian. Diakses 2009-04-18. 
  30. ^ Zubrin, Robert (1999). Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization. Section: Titan: Tarcher/Putnam. hlm. 163–166. ISBN 1-58542-036-0. 
  31. ^ Schröder, S. E.; Tomasko; Keller; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (August 2005). "The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society 37 (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S. 
  32. ^ de Selding, Petre (January 21, 2005). "Huygens Probe Sheds New Light on Titan". SPACE.com. Diakses 2005-03-28. 
  33. ^ Waite; J. H.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. (2007). "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". Science 316 (5826): 870. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166. 
  34. ^ Courtland, Rachel (September 11, 2008). "Saturn magnetises its moon Titan". New Scientist. 
  35. ^ Coustenis, A. (2005). "Formation and evolution of Titan’s atmosphere". Space Science Reviews 116 (1-2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2. 
  36. ^ Sushil K. Atreyaa, Elena Y. Adamsa, Hasso B. Niemann et al. (2006). "Titan's methane cycle". Planetary and Space Science 54 (12): 1177. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028. 
  37. ^ Stofan, E. R. et al. (2007). "The lakes of Titan.". Nature 445 (7123): 61–4. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056. 
  38. ^ Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan and Sotin, Cristophe (2006). "Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan". Nature 440 (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489. 
  39. ^ a b c Staff (April 3, 2013). "NASA team investigates complex chemistry at Titan". Phys.Org. Diakses April 11, 2013. 
  40. ^ López-Puertas, Manuel (June 6, 2013). "PAH's in Titan's Upper Atmosphere". CSIC. Diakses June 6, 2013. 
  41. ^ Titan: A World Much Like Earth. Space.com (2009-08-06). Diakses pada 2012-04-02.
  42. ^ "Titan Has More Oil Than Earth". February 13, 2008. Diakses 2008-02-13. 
  43. ^ C.P. McKay, J. B. Pollack, R. Courtin (1991). "The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan". Science 253 (5024): 1118–1121. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492. 
  44. ^ Lakdawalla, Emily (January 21, 2004). "Titan: Arizona in an Icebox?". The Planetary Society. Diakses 2005-03-28. 
  45. ^ Emily L., Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G. Roe; Bouchez, Antonin H. (2006). "A large cloud outburst at Titan's south pole". Icarus 182 (182): 224–229. Bibcode:2006Icar..182..224S. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. Diakses 2007-08-23. 
  46. ^ "The Way the Wind Blows on Titan". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. Diakses 2007-06-02. 
  47. ^ Shiga, David (2006). "Huge ethane cloud discovered on Titan". New Scientist 313: 1620. Diakses 2007-08-07. 
  48. ^ Mahaffy, Paul R. (May 13, 2005). "Intensive Titan Exploration Begins". Science 308 (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870. 
  49. ^ a b c d Jennifer Chu (July 2012). "River networks on Titan point to a puzzling geologic history". MIT Research. Diakses 24 July 2012. 
  50. ^ "Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail". News Pakistan. March 12, 2012. Diakses 2012-03-12. 
  51. ^ Battersby, Stephen (October 29, 2004). "Titan's complex and strange world revealed". New Scientist. Diakses 2007-08-31. 
  52. ^ "Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR". Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Diakses 2007-08-31. 
  53. ^ Lorenz, R. D.; Callahan; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R. et al. (2007). "Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry". Lunar and Planetary Science Conference 38: 1329. Bibcode:2007LPI....38.1329L. Diakses 2007-08-27. 
  54. ^ "Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land". Science Daily. July 23, 2006. Diakses 2007-08-27. 
  55. ^ Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H. et al. (2006). "Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS". Icarus 186 (1): 242. Bibcode:2007Icar..186..242B. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. Diakses 2007-08-27. 
  56. ^ Dermott, S. F. and Sagan, C. (1995). "Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan". Nature 374 (6519): 238–240. Bibcode:1995Natur.374..238D. doi:10.1038/374238a0. PMID 7885443. 
  57. ^ Bortman, Henry (November 2, 2004). "Titan: Where's the Wet Stuff?". Astrobiology Magazine. Diakses 2007-08-28. 
  58. ^ Lakdawalla, Emily (June 28, 2005). "Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?". The Planetary Society. Diakses 2006-10-14. 
  59. ^ Jet Propulsion Laboratory (September 16, 2005). NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan. Siaran pers. Diakses pada 2006-10-14.
  60. ^ a b "PIA08630: Lakes on Titan". NASA Planetary Photojournal. NASA/JPL. Diakses 2006-10-14. 
  61. ^ "Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature". NASA/JPL. January 3, 2007. Diakses 2007-01-08. 
  62. ^ Hecht, Jeff (July 11, 2011). "Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape". New Scientist. Diakses 2011-07-25. 
  63. ^ "Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan". saturntoday.com. 2012. Diakses 2012-06-16. 
  64. ^ Hadhazy, Adam (2008). "Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan". Scientific American. Diakses 2008-07-30. 
  65. ^ Grossman, Lisa (August 21, 2009). "Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'". New Scientist. Diakses 2009-11-25. 
  66. ^ Wye, L. C.; Zebker, H. A.; Lorenz, R. D. (2009). "Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data". Geophysical Research Letters 36 (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029/2009GL039588. 
  67. ^ Cook, J.-R. C. (December 17, 2009). "Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan". NASA web site Cassini mission page. NASA. Diakses 2009-12-18. 
  68. ^ Lakdawalla, E. (December 17, 2009). "Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake". The Planetary Society Blog. Planetary Society. Diakses 2009-12-17. 
  69. ^ a b Wall, Mike (December 17, 2010). "Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free". Space.Com web site. Diakses 2010-12-19. 
  70. ^ a b "Tides turn on Titan". Nature. 28 June 2012. Diakses 2012-06-29. 
  71. ^ Puiu, Tibi (June 29, 2012). "Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water". zmescience.com web site. Diakses 2012-06-29. 
  72. ^ a b c d Wood, C. A.; Lorenz, R.; Kirk, R.; Lopes, R.; Mitchell, K.; Stofan, E.; The Cassini RADAR Team (2009-09-06). "Impact craters on Titan". Icarus (Elsevier) 206 (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. 
  73. ^ "PIA07365: Circus Maximus". NASA Planetary Photojournal. Diakses 2006-05-04. 
  74. ^ "PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket". NASA Planetary Photojournal. Diakses 2006-05-04. 
  75. ^ "PIA08737: Crater Studies on Titan". NASA Planetary Photojournal. Diakses 2006-09-15. 
  76. ^ "PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu". NASA Planetary Photojournal. Diakses 2006-09-26. 
  77. ^ "PIA08429: Impact Craters on Xanadu". NASA Planetary Photojournal. Diakses 2006-09-26. 
  78. ^ Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G. (1997). "Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan". Planetary and Space Science 45 (8): 993–1007. Bibcode:1997P&SS...45..993I. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5. 
  79. ^ Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. 
  80. ^ Owen, Tobias (2005). "Planetary science: Huygens rediscovers Titan". Nature 438 (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022. 
  81. ^ Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). "Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes". Space Science Institute, Boulder, Colorado. Diakses 2009-01-29. 
  82. ^ a b Moore, J.M.; Pappalardo; Pappalardo, R.T. (2008). "Titan: Callisto With Weather?". American Geophysical Union (American Geophysical Union, Fall Meeting 2008) 11: 06. 
  83. ^ Neish, C.D.; Lorenz, R.D. and O'Brien, D.P. (2005). "Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications". Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur. Diarsipkan dari aslinya tanggal August 14, 2007. Diakses 2007-08-27. 
  84. ^ Lakdawalla, Emily (2008). "Genesa Macula Isn't A Dome". The Planetary Society. Diakses 2009-01-30. 
  85. ^ DOI:10.1038/nature03596
    Rujukan ini akan diselesaikan secara otomatis dalam beberapa menit. Anda dapat melewati antrian atau membuat secara manual
  86. ^ LeCorre, L.; LeMouélic, S.; Sotin, C. (2008). "Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan". Lunar and Planetary Science. XXXIX. 
  87. ^ Shiga, David (March 28, 2009). "Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes". NewScientist. 
  88. ^ "Mountain range spotted on Titan". BBC News. December 12, 2006. Diakses 2007-08-06. 
  89. ^ Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon Newswise, Diakses pada 2 Juli 2008.
  90. ^ Richard A. Lovett (2010). "Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?". National Geographic. Diakses 2010-12-19. 
  91. ^ Fortes, A. D.; Grindroda, P.M.; Tricketta, S. K.; Vočadloa, L. (May 2007). "Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism". Icarus 188 (1): 139–153. Bibcode:2007Icar..188..139F. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.002. 
  92. ^ Lakdawalla, Emily. (December 17, 2008). "AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?". The Planetary Society. Diakses 2010-10-11. 
  93. ^ Roe; H. G. (2004). "A new 1.6-micron map of Titan's surface". Geophys. Res. Lett. 31 (17): L17S03. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. doi:10.1029/2004GL019871. 
  94. ^ Lorenz, R. (2003). "The Glitter of Distant Seas". Science 302 (5644): 403–404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 14526089. 
  95. ^ a b Goudarzi, Sara (May 4, 2006). "Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan". SPACE.com. Diakses 2007-08-06. 
  96. ^ Lorenz, R. D. (July 30, 2010). "Winds of Change on Titan". Science 329 (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci...329..519L. doi:10.1126/science.1192840. PMID 20671175. 
  97. ^ a b Lorenz, RD; Wall, S; Radebaugh, J; Boubin, G; Reffet, E; Janssen, M; Stofan, E; Lopes, R et al. (2006). "The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes". Science 312 (5774): 724–727. Bibcode:2006Sci...312..724L. doi:10.1126/science.1123257. PMID 16675695. 
  98. ^ "Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes". 
  99. ^ Lancaster, N. (2006). "Linear Dunes on Titan". Science 312 (5774): 702–703. doi:10.1126/science.1126292. PMID 16675686. 
  100. ^ "Titan's Smoggy Sand Grains". JPL. 2008. Diakses 2008-05-06. 
  101. ^ Benton, Julius L. Jr. (2005). Saturn and How to Observe It. Springer London. hlm. 141–146. ISBN 978-1-84628-045-0. 
  102. ^ a b "Planetary Satellite Physical Parameters". JPL (Solar System Dynamics). April 3, 2009. Diakses 2010-06-29. 
  103. ^ Kuiper, G. P. (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal 100: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679. 
  104. ^ "The Pioneer Missions". Pioneer Project. NASA, Jet Propulsion Laboratory. March 26, 2007. Diakses 2007-08-19. 
  105. ^ "Pioneer XI". Photo Index. NASA. Diakses 2007-08-19. 
  106. ^ Richardson, J; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred (2004). "Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images". Icarus 170 (1): 113–124. Bibcode:2004Icar..170..113R. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010.  verified 2005-03-28.
  107. ^ Lingard, Steve; Norris, Pat (June 2005). How To Land on Titan (23). Ingenia. Diakses 2009-01-11. 
  108. ^ "Cassini at Saturn: Introduction". NASA, Jet Propulsion Laboratory. Diakses 2007-09-06. 
  109. ^ "Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010". NASA/JPL. Diakses 2010-07-08. 
  110. ^ "Huygens Exposes Titan's Surface". Spacetoday. Diakses 2007-08-19. 
  111. ^ a b "Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan". ESA News, European Space Agency. January 21, 2005. Diakses 2005-03-28. 
  112. ^ "Huygens landing site to be named after Hubert Curien". ESA. March 5, 2007. Diakses 2007-08-06. 
  113. ^ "Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission". ESA. 2009. Diakses 2009-01-30. 
  114. ^ Rincon, Paul (February 18, 2009). "Jupiter in space agencies' sights". BBC News. 
  115. ^ Stofan, Ellen (2010). "TiME: Titan Mare Explorer" (PDF). Caltech. Diakses 2011-08-17. 
  116. ^ "NASA picks project shortlist for next Discovery mission". TG Daily. 9 May 2011. Diakses 2011-05-20. 
  117. ^ Greenfieldboyce, Nell (September 16, 2009). "Exploring A Moon By Boat". National Public Radio (NPR). Diakses 2009-11-08. 
  118. ^ "TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer" (PDF), European Planetary Science Congress 2012, Europe: EPSC Abstracts, Volume 7, EPSC2012-64 2012, diakses 2012-10-10 
  119. ^ "Probe would set sail on a Saturn moon". CNN – Light Years. 9 October 2012. Diakses 2012-10-10. 
  120. ^ "AVIATR: An Airplane Mission for Titan". Universetoday.com. 2012-01-02. Diakses 2013-02-26. 
  121. ^ "Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon". nbcnews.com. 2012-01-10. Diakses 2013-02-26. 
  122. ^ "The plane built to soar above the clouds - on Saturn's mysterious moon Titan". Daliymail.co.uk. 2012-01-04. Diakses 2013-02-26. 
  123. ^ a b c Beberapa ilmuwan menduga Titan memiliki kehidupan luar surya mikrobial. Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). "On the internal structure and dynamic of Titan". Planetary and Space Science 48 (7–8): 617–636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8. 
  124. ^ a b c Fortes, A. D. (2000). "Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". Icarus 146 (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400. 
  125. ^ a b McKay, Chris (2010). "Have We Discovered Evidence For Life On Titan". SpaceDaily. Diakses 2010-06-10.  Space.com. March 23, 2010.
  126. ^ a b Raulin, F. (2005). "Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations". Space Science Review 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. 
  127. ^ Staff (October 4, 2010). "Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water". ScienceDaily. Diakses 2010-10-05. 
  128. ^ a b Raulin F., Owen T. (2002). "Organic chemistry and exobiology on Titan". Space Science Review 104 (1–2): 377–394. Bibcode:2002SSRv..104..377R. doi:10.1023/A:1023636623006. 
  129. ^ Staff (October 8, 2010). "Titan's haze may hold ingredients for life". Astronomy. Diakses 2010-10-14. 
  130. ^ Artemivia N., Lunine J, (2003). "Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". Icarus 164 (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9. 
  131. ^ Lovett, Richard A. (March 20, 2008). Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean, National Geographic
  132. ^ a b c d McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). "Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan". Icarus 178 (1): 274–276. Bibcode:2005Icar..178..274M. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018. 
  133. ^ "Have We Discovered Evidence For Life On Titan". Space Daily. June 8, 2010. Diakses 2012-03-15. 
  134. ^ a b c Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems, Committee on the Origins and Evolution of Life, National Research Council; The Limits of Organic Life in Planetary Systems; The National Academies Press, 2007; halaman 74.
  135. ^ a b c d e "What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?". NASA/JPL. 2010. Diakses 2010-06-06. 
  136. ^ Strobel, Darrell F. (2010). "Molecular hydrogen in Titan's atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions". Icarus 208 (2): 878–886. Bibcode:2010Icar..208..878S. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.003. 
  137. ^ Mckay, Chris (2010). "Have We Discovered Evidence For Life On Titan". SpaceDaily. Diakses 2010-06-10. 
  138. ^ "Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory". Astrobiology Magazine. August 11, 2004. Diarsipkan dari aslinya tanggal August 28, 2004. Diakses 2004-08-11. 
  139. ^ "Earth could seed Titan with life". BBC News. March 18, 2006. Diakses 2007-03-10. 
  140. ^ Gladman, Brett; Dones, Luke; Levinson, Harold F.; Burns, Joseph A. (2005). "Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System". Astrobiology 5 (4): 483–496. Bibcode:2005AsBio...5..483G. doi:10.1089/ast.2005.5.483. PMID 16078867. 
  141. ^ Lunine, Jonathan (2008). "Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity". Proceedings of the American Philosophical Society 153 (4): 403. arXiv:0908.0762. Bibcode:2009arXiv0908.0762L.  copy at archive.org
  142. ^ The National Air and Space Museum (2012). "Climate Change in the Solar System". Diakses 2012-01-14. 
  143. ^ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I. and McKay, Christopher P. (1997). "Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon". NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona. Diakses 2008-03-21. 

Daftar pustaka[sunting | sunting sumber]

Bacaan lanjut[sunting | sunting sumber]

  • Lorenz, Ralph; Jacqueline Mitton (2002). Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn. Cambridge University Press. ISBN 0-521-79348-3. 

Pranala luar[sunting | sunting sumber]