Titan (Saturn VI) je najväčší a najhustejší z dosiaľ známych mesiacov planéty Saturn a po Jupiterovom mesiaci Ganymedes je druhým najväčším a prvým najhmotnejším mesiacom v celej slnečnej sústave. Zároveň je prvým objaveným mesiacom planéty Saturn. Objavil ho Christiaan Huygens v roku 1655.
So svojím priemerom je väčší ako planéta Merkúr. Pôvodne bol považovaný za najväčší mesiac slnečnej sústavy, pretože jeho atmosféra presahuje nad povrch. Vďaka tomu bol priemer Titanu nadhodnotený. Svoju materskú planétu obehne Titan raz za 16 dní vo vzdialenosti 1,2 milióna km.
Je jediným známym mesiacom s hustou a nepriehľadnou atmosférou, ktorá bráni priamemu pohľadu na jeho povrch. Súčasne ide o jediný mesiac s hustejšou atmosférou než je atmosféra Zeme a o teleso s druhou najhustejšou atmosférou medzi pevnými telesami v slnečnej sústave (po Venuši). Jeho plynný obal pozostáva najmä z dusíka, o ktorom sa predpokladá, že by mohol byť sopečného pôvodu. Okrem hustej atmosféry je unikátny tým, že v jeho atmosfére aj na jeho povrchu sa nachádza veľké množstvo rôznych organických molekúl.
O povrchu vedci nemali presné predstavy až do pristátia kozmickej sondy Huygens začiatkom roku 2005. Po jej pristátí sa Titan stal jediným mesiacom cudzej planéty, na ktorom pristála kozmická sonda a zároveň najvzdialenejším vesmírnym objektom, na ktorom pristál ľudský výtvor. Titan dlhodobo skúmala aj sonda Cassini, ktorá do septembra 2017 obiehala okolo Saturnu.
Fyzikálne charakteristiky
Tvar mesiaca bol zistený z veľmi presných rádiových polôh meraných sondou Cassini počas preletov okolo tohto mesiaca. Je to takmer dokonalá guľa s polomerom 2 574 km. Titan je najväčší z 274 mesiacov Saturna, priepastne väčší ako ostatné mesiace tejto planéty. Druhý najväčší Saturnov mesiac, Rhea, má naproti nemu polomer len 764 km. Priemer Titanu dosahuje 40 % priemeru Zeme. Je celkove 10. najväčším telesom slnečnej sústavy.
Zloženie Titanu je podobné ako u ostatných veľkých ľadových mesiacov (Ganymedes, Kallisto) – z polovice je tvorené vodným ľadom a z polovice kremíkovým kamenistým materiálom. Jeho priemerná hustota 1,88 g/cm3 je síce väčšia ako hustota vody, ale menšia ako hustota planéty Merkúr. Oproti Merkúru je preto mesiac napriek väčším rozmerom menej hmotný. Gravitácia na Titane je 7-krát slabšia ako pozemská. Je teda slabšia než gravitácia Mesiaca Zeme, hoci je od neho väčší. Dôvodom je malá hustota Titanu. Povrch Titanu je väčší ako povrch svetadielov Európy, Afriky a Ázie dohromady.
Dráha a rotácia Titan je devätnásty mesiac v poradí od planéty. Okolo Saturna obieha v priemernej vzdialenosti s periódou 15,95 dňa prográdnym (priamym) smerom. Titan je v dráhovej rezonancii 3:4 s malým nepravidelným mesiacom Hyperion.
Až do výsledkov podrobnej analýzy sondy Cassini vedci predpokladali, že rotácia Titanu je viazaná, čo by znamenalo, že k Saturnu otáča stále tú istú stranu. Koncom roku 2007 sa však podarilo stanoviť skutočnú Titanovu rotačnú periódu, ktorá je o 0,36° za rok rýchlejšia, ako by zodpovedalo viazanej rotácii. Chybné boli tiež predpoklady o nulovom sklone rotačnej osi. Jej sklon predstavuje 27°, čo je viac než sklon rotačnej osi Zeme. Vďaka tomu na Titane existujú výrazné ročné obdobia, no hodnoty teplôt počas nich zostávajú naproti Zemi vo výrazných mínusových hodnotách. Oproti Zemi alebo Marsu nie sú ročné obdobia vyvolávané obehom okolo centrálneho telesa (v Titanovom prípade Saturna), ale obehom Saturna spolu s Titanom okolo Slnka.
Z analýzy údajov sondy Cassini vyplynulo, že obežná dráha ani rotácia Titanu nezodpovedajú vlastnostiam pevného, kompaktného telesa. Rose-Marie Balandová z Kráľovského observatória v Bruseli z týchto údajov vyvodila záver, že mesiac má pevné jadro obalené oceánom tekutej vody, ktorý je prekrytý kôrou z ľadu. Ďalším dôkazom existencie podpovrchového oceánu je rozsah slapových deformácii mesiaca zistených sondou Cassini. Titan obieha po eliptickej dráhe a keď sa nachádza k Saturnu bližšie, pôsobí naň silnejšia gravitačná sila, ako keď sa nachádza ďalej. Tieto rozdiely spôsobujú na mesiaci obdobu prílivu a odlivu na Zemi. Povrch Titanu sa počas "prílivu" dvíha o viac než desať metrov, čo napovedá, že jeho vnútorné vrstvy tvorí kvapalina. Ak by boli pevné, "príliv" na Titane by dosahoval výšku iba jeden meter.
Na základe údajov zo sondy Cassini sa Titan od svojej planéty vzďaľuje, podobne ako Mesiac od Zeme. Tempo vzďaľovania Titanu je však omnoho rýchlejšie ako tempo vzďaľovania nášho Mesiaca, a dokonca takmer 100-krát rýchlejšie, než boli jeho pôvodné odhady. Je to približne 10,16 cm za rok.
Vznik a vývoj Okolnosti vzniku a vývoja Titanu sú zatiaľ nejasné. Pokiaľ je správna teória, že vnútro mesiaca je rozdelené na tri vrstvy: jadro, plášť a kôru, tak, ako je to aj u terestrických planét, potom sa Titan sformoval podobným spôsobom ako ony: akréciou z plynoprachového disku. Po svojom vzniku bolo vnútro mesiaca roztavené a ťažšie látky mali možnosť pod vplyvom gravitácie klesať do jeho ťažiska, kde utvorili jadro. Počas fázy horúceho vnútra mal mať Titan aj sopečnú aktivitu, ktorá vytvorila jeho atmosféru.
Druhá teória vnútornej stavby mesiaca však predpokladá, že tieto vrstvy neexistujú a pod kôrou uhľovodíkov je teleso mesiaca tvorené jednotvárnou zmesou ľadu a skál. V tomto prípade sa mesiac formoval pomaly v priebehu milióna rokov a neprešiel horúcim štádiom. Keďže chladné vnútro nedovoľuje prítomnosť sopiek, atmosféra mesiaca musela vzniknúť inak ako ich činnosťou. Japonskí vedci sa nazdávajú, že plyny do atmosféry mohli priniesť kométy, ktoré sa s mesiacom zrazili počas veľkého bombardovania pred 4 miliardami rokov.
Ďalšia hypotéza o pôvode Titanu vznikla na základe počítačových simulácií. Podľa E. Asphauga a A. Reufera vznikol Titan postupným zrazením sa niekoľkých pôvodných menších ľadových mesiacov Saturna. Pri mesiacoch Jupitera k ich splynutiu nedošlo, pretože boli uzamknuté do vzájomných dráhových rezonancií, ktoré vylučujú možnosť zrážky.
Vzďaľovanie mesiaca od planéty naznačuje, že sa mohol sformovať oveľa bližšie k Saturnu, než sa nachádza teraz.
Prvotná atmosféra Titanu bola na základe pomeru izotopov dusíka až 5-krát hmotnejšia, než je tá súčasná. V priebehu histórie muselo veľké množstvo dusíka uniknúť do kozmického priestoru. Malé množstvo argónu zase naznačuje, že prvotná atmosféra bola tvorená skôr amoniakom. Molekuly metánu v Titanovej atmosfére podliehajú postupnému rozkladu pod vplyvom ultrafialového žiarenia a podľa výpočtov na ich dopĺňanie nestačí metán v jazerách a moriach mesiaca. Zásoby metánu by týmto tempom na Titane došli v priebehu 10 miliónov rokov. Podľa teórie Michaela Wonga z Kalifornského technologického inštitútu by túto záhadu mohlo vysvetliť to, že Titan, podobne ako Zem, v minulosti prešiel fázami globálneho zaľadnenia. Podľa teórie Luciana Iessa z Università La Sapienza, ktorá bola publikovaná v časopise Science, je však metán do Titanovej atmosféry dopĺňaný z podpovrchového rezervoára.
Pred 50 000 rokmi jazerá pokrývali oveľa väčšiu časť južnej pologule mesiaca ako v súčasnosti. V cykloch podobných Milankovičovým cyklom na Zemi sa uhľovodíky postupne presúvajú od jedného pólu k druhému.
Magnetosféra Titan nemá vlastné magnetické pole. Jeho hustá atmosféra je však ionizovaná žiarením, nábojovou výmenou a nárazom častíc. To u neho vytvára indukovanú magnetosféru podobne ako napríklad u Venuše.
Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosféry (sféry vyplnenej elektricky nabitými časticami), ktorá je vytvorená Saturnovým magnetickým poľom. Titan so svojou indukovanou magnetosférou je vodivá prekážka pre častice Saturnovej plazmosféry. Keďže Titan obieha okolo planéty pomalšie ako častice plazmosféry, brzdí tieto častice a vytvára deformáciu magnetického poľa Saturna. Titan sa pohybuje už na hranici magnetopauzy, a tak, hoci sa 95 % času nachádza v magnetosfére Saturna, občas je v priamom kontakte so slnečným vetrom. Za mesiacom sa tiahne štruktúra, ktorá pripomína magnetický chvost, útvar známy u telies s vlastným magnetickým poľom.
Atmosféra náhľad|vľavo|Horné vrstvy atmosféry Atmosféra Titanu sa vôbec nepodobá vodíkovo-héliovej atmosfére jeho materskej planéty, Saturna. Existenciu hustej atmosféry prvýkrát dokázal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektrografie, keď spozoroval absorpčné čiary prislúchajúce metánu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dusík ako hlavný komponent atmosféry a určili jej tlak na povrchu približne o polovicu väčší ako na Zemi. V skutočnosti je jeho tlak o 60 % väčší ako na povrchu Zeme. Titan a Pluto sú okrem Zeme jedinými telesami v našej slnečnej sústave, ktoré majú v atmosfére najväčšie zastúpenie dusíka. Na rozdiel od Zeme však atmosféra Titanu neobsahuje žiadny kyslík. Aj keď hodnotou tlaku je Titanovej atmosfére viac podobná pozemská, v percentuálnom zložení sa atmosféra Titanu viac podobá atmosfére Pluta. Atmosféra Titanu je 5-krát hrubšia ako pozemská, horné vrstvy sú až vo výške nad povrchom. Je to dané slabšou gravitáciou telesa v porovnaní so Zemou. Teplota vrstiev atmosféry vo výškach 30 – 50 km dosahuje -200°C, pod aj nad touto vrstvou boli hodnoty namerané sondou Huygens vyššie. Atmosféra Titanu sa skladá z mnohých odlišných vrstiev. Nielen teplota, ale aj hustota vysokých vrstiev atmosféry sú vyššie, než sa pred sondou Huygens očakávalo.
Zastúpenie dusíka predstavuje okolo 95 %. Zvyšok tvorí najmä metán – 4,8 %. Keďže ide o skleníkový plyn, ovplyvňuje vývoj klímy Titánu v periódach trvajúcich stovky tisíc rokov. V stopovom množstve sa vyskytujú vodík, argón a rôzne uhľovodíky (detegovaná bola prítomnosť etánu, diacetylénu, propínu, kyanoacetylénu, etínu a propánu), oxid uhličitý, oxid uhoľnatý, dikyan, kyanovodík a hélium. Argón bol detekovaný iba v nečakane malých koncentráciách a ostatné vzácne plyny sa v atmosfére nenašli vôbec. Čpavok, kedysi v atmosfére vo veľkom prítomný, sa v súčasnej atmosfére Titanu vyskytuje už iba ako aerosól.
Ultrafialové žiarenie Slnka rozkladá v horných vrstvách atmosféry metán na veľmi reaktívny radikál metyl a vodíkový atóm. Vďaka tomu dochádza k neustálej tvorbe pevných uhľovodíkov, ktoré postupne klesajú na povrch. Zastúpenie uhľovodíkov v atmosfére stúpa s rastúcou výškou nad povrchom mesiaca a naopak, klesá podiel vodíka a metánu. Uhľovodíky spôsobujú charakteristické oranžové zafarbenie atmosféry.
Kvôli nízkym teplotám (okolo −180 °C) na povrchu mesiaca nedochádza k sublimácii vodného ľadu, výsledkom čoho je absencia vodných pár v atmosfére. Oblaky na Titane sú tak tvorené pravdepodobne etánom, metánom a ďalšími jednoduchými uhľovodíkmi. Rozloženie uhľovodíkov je vo všetkých oblastiach danej výšky rovnaké, ale podliehajú sezónnym zmenám v závislosti od ročných období. 200 km nad povrchom sa k nim pridávajú tholiny, hlavne dikyanoacetylén, ktoré spôsobujú charakteristickú oranžovú farbu mesiaca. K tomuto poznatku dospeli vedci v laboratórnych podmienkach, keď ožiarili zmes dusíka a metánu ultrafialovým žiarením, dôsledkom čoho vznikol červenohnedý prášok, pôvodca zákalu Titanovej atmosféry. Niekedy sa oranžová hmla na Titane označuje ako smog. Podľa chemických experimentov vykonaných v roku 2007 dvoma pracovníčkami z University of Colorado obsahovala prvotná zemská atmosféra rovnakú oranžovú hmlu.
Ešte nižšie sa tvoria organické aerosóly. Zložky atmosféry Titanu sú veľmi horľavé, ale vďaka neprítomnosti kyslíka proces horenia neprebieha.