Titania

Titania, Uranüs'ün en büyük uydusu ve Güneş Sistemi'ndeki en büyük sekizinci doğal uydudur — yaklaşık eşit oranlarda kaya ve su buzundan oluşan, yaklaşık 1.578 km çapında bir dünya; yan yatan buz devinin etrafında her 8,7 günde bir dolanır. Dünya'dan on dokuz kat daha uzaktaki bir Güneş tarafından aydınlatılan soğuk, loş bir yerdir; yine de çatlamış ve fay hatlarıyla dolu yüzeyi, iç kısmının donduğu, genişlediği ve kendi kabuğunu paramparça ettiği şiddetli bir jeolojik geçmişi kaydeder.

Bir Yunan tanrısı için değil, Shakespeare'in Bir Yaz Gecesi Rüyası'ndaki perilerin kraliçesi için adlandırılan Titania, klasik adlandırma geleneğini tamamen bozan bir Uranüs uydusu ailesine aittir. Yalnızca bir kez, tek ve kısa bir yakın geçişte yakından görülmüştür ve o zaman bile yalnızca yarısı güneş ışığında yakalanabilmiştir.

Uranüs'ü bulan adam tarafından keşfedildi

William Herschel, Titania'yı 11 Ocak 1787'de, Uranüs'ün ikinci en büyük uydusu olan Oberon ile birlikte, kendi 1781'deki Uranüs keşfinden altı yıl sonra, aynı gece buldu. Onlarca yıl boyunca bu ikili gezegenin bilinen tek uyduları olarak kaldı ve Titania'nın Uranüs uyduları arasında en büyüğü olduğu ancak daha sonra doğrulandı.

Uydunun adı, yalnızca Uranüs'e özgü bir gelenekten gelir. Çoğu Güneş Sistemi cismi Yunan ve Roma mitolojisinden isimler taşırken, Uranüs'ün uyduları Shakespeare'in oyunlarından ve Alexander Pope'un şiirinden alınan karakterler için adlandırılır. Titania, Oberon, Miranda, Ariel ve Umbriel'in hepsi bu edebi şemayı izler ve Titania'nın kendi yüzey özellikleri de bunu sürdürür: kanyonları ve kraterleri, Shakespeare dramasından alınan Ursula, Gertrude, Belmont ve Messina gibi isimler taşır.

Kaya, buz ve olası gizli bir okyanus

Titania'nın yarıçapı 788,4 km ve kütlesi yaklaşık 3,5 × 10²¹ kg'dır; bu ona 1,68 g/cm³'e yakın bir yoğunluk kazandırır — bu değer, yaklaşık eşit miktarda kaya ve su buzundan yapılmış bir cismi işaret eder. Gezegen bilimciler onun iç kısmını farklılaşmış olarak modelliyor: yoğun bir kayalık çekirdeğin buzlu bir manto içinde sarıldığı, ikisinin de uydunun ısısı daha ağır malzemeyi içe doğru sürdükçe ayrıldığı bir yapı.

Eğer bu iç kısım bir zamanlar herhangi bir ilginç şey yapmaya yetecek kadar iç ısı barındırdıysa — kayadaki radyoaktif bozunmadan, belki de antifriz görevi gören amonyağın yardımıyla — çekirdek-manto sınırında bir sıvı su tabakası kalıcı olabilirdi. Böyle bir yüzey altı okyanusun bugün hayatta kalıp kalmadığı bilinmiyor; Titania küçük ve yaşlıdır ve söyleyebilecek kadar yakından hiç incelenmemiştir.

Yırtılmış bir kabuk: Messina Chasmata

Titania'nın belirleyici arazi şekli, uydunun güney yarım küresi boyunca yaklaşık 1.490 km uzanan devasa bir kanyon sistemi olan Messina Chasmata'dır — bu, görünür yüzün tamamının uzunluğuna yakındır. Bunlar Dünya'da su tarafından oyulan kanyonlar gibi aşınma kanyonları değildir; yüzey ayrılırken paralel faylar arasında çöken kabuk blokları olan grabenlerdir.

Bu genişleme çatlaması, uydunun kendi donmasını kaydettiği düşünülüyor. Titania'nın iç su buzu katılaştıkça genişledi, dış kabuğu uzun, dik duvarlı oluklar halinde çatlayana kadar gerdi. Voyager 2, bu vadilerin güneşe bakan duvarlarına yapışan parlak birikintileri — muhtemelen kırağı — fotoğrafladı ve kraterlerin chasmata tarafından kesilmesi, faylanmanın uydunun tarihinde nispeten geç geldiğini gösteriyor; bu da oluşumundan çok sonra jeolojik etkinliğe işaret ediyor.

Kraterler ve sarplıklar

Kanyonlarının yanı sıra, Titania milyarlarca yılın çarpma izlerini de taşır. En büyük krateri Gertrude yaklaşık 326 km genişliğindeyken, yaklaşık 135 km çapındaki Ursula, Belmont Chasma grabeni tarafından bölünmüş daha pürüzsüz düzlüklerden oluşan bir bölgede yer alır — kraterlenmenin önce geldiğinin ve tektonik yarılmanın sonra takip ettiğinin açık bir kanıtı. 402 km'lik Rousillon Rupes gibi uzun uçurumlar (rupes), kabuğun kaydığı diğer hatları işaretler. Genel olarak Titania, komşusu Oberon'dan daha az yoğun kraterli görünüyor; bu da yüzeyinin en ağır bombardıman döneminden sonra kısmen yeniden yüzeylendirildiğini ya da yeniden şekillendirildiğini düşündürüyor.

Bir karbon dioksit izi

Titania'nın yüzeyi, sıcaklığı yaklaşık 60 ile 89 K (kabaca −213 ila −184 °C) arasında gezinen su buzu ve daha koyu, kayalık malzemenin bir karışımıdır. 2000'lerin başında Dünya'dan yapılan kızılötesi gözlemler ayrıca uydunun arkadaki yarım küresinde — yörüngesi boyunca geriye bakan tarafta — yoğunlaşmış donmuş karbon dioksit de tespit etti.

Bu CO₂ buzu, Titania'ya olağanüstü ince, mevsimsel bir atmosfer kazandırmak için güneş ışığında hafifçe süblimleşebilir. Yıldız-örtülme ölçümleri, herhangi bir yüzey basıncına yalnızca bir üst sınır koyuyor — en fazla yaklaşık bir ile iki milipaskal, ya da on ile yirmi nanobar, Dünya'nın havasından on milyonlarca kat daha soluk. Bu neredeyse hiç atmosfer değil, ama Uranüs uyduları arasında bu gaz fısıltısı bile olağandışıdır.

Yalnızca bir kez ve yalnızca yarısı görüldü

Titania'nın görüntülediğimiz her şey tek bir uzay aracından geliyor. NASA'nın Voyager 2'si Ocak 1986'da Uranüs sisteminden geçti ve Titania'ya en yakın yaklaşımını yaklaşık 365.200 km'de yaptı. Uranüs neredeyse yan yattığı için, Güneş uyduların güney yarım kürelerine neredeyse dikine vuruyordu, bu yüzden Voyager 2 Titania'nın yüzeyinin yalnızca yaklaşık yüzde 40'ını fotoğraflayabildi — kuzey yarısı on yıllar süren kutup karanlığında kaldı.

O zamandan bu yana hiçbir görev geri dönmedi. Titania yarı haritalanmış bir dünya olarak kalıyor ve en çok bilmek istediklerimizin çoğu — uzak yarım küre, iç kısmının gerçek durumu, sıvı suyun devam edip etmediği — dış gezegen keşfi için defalarca en yüksek öncelikler arasında sıralanan ancak henüz uçurulmamış bir gelecekteki Uranüs yörünge aracını bekliyor.