Titaan (maan)

Titaan (Grieks: Τῑτάν; ook Saturnus VI) is die grootste natuurlike satelliet van Saturnus en die tweede grootste in die Sonnestelsel. Dit is groter as enige van die dwergplanete. Dit is die enigste maan met 'n digte atmosfeer en die enigste liggaam in die ruimte buiten die Aarde waarop duidelike bewyse van stabiele oppervlakvloeistof gevind is.

Titaan is een van sewe mane van Saturnus wat in hidrostatiese ewewig is en dus rond gedruk is deur sy swaartekrag. Van dié sewe is hy die tweede verste van die planeet af. Titaan word dikwels beskryf as 'n planeetagtige maan; sy deursnee is 50% groter as dié van die Aarde se Maan en sy massa is 80% groter. Dit is die grootste maan in die Sonnestelsel naas Jupiter se Ganumedes en is groter as die planeet Mercurius, maar sy massa is net 40% van Mercurius s'n.

Titaan is in 1655 deur die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens ontdek. Dit is Saturnus se eerste bekende maan en die sesde bekende maan in die Sonnestelsel, naas die Aarde se Maan en Jupiter se mane van Galilei. Titaan wentel 20 Saturnusradiusse van sy planeet af.

Titaan bestaan hoofsaaklik uit ys en rotsagtige materiaal, en het waarskynlik 'n rotskern, omring deur verskeie lae ys, insluitende 'n kors van ys en 'n laag ammoniakryke vloeibare water onder die oppervlak. Nes met Venus voor die ruimtetydperk het Titaan se digte atmosfeer enige kennis van sy oppervlak verhoed, totdat die Cassini-Huygens-sending in 2004 nuwe inligting versamel het, insluitende die ontdekking van koolwaterstofmere in Titaan se poolstreke en van sy atmosferiese superrotasie, wanneer 'n liggaam se atmosfeer vinniger roteer as die liggaam self. Die geologies jong atmosfeer is oor die algemeen glad, met min impakkraters, hoewel berge en moontlik 'n paar kriovulkane waargeneem is.

Titaan se atmosfeer bestaan hoofsaaklik uit stikstof; kleiner dele lei tot die vorming van metaan- en etaanwolke en 'n digte mis. Die klimaat – insluitende wind en reën – veroorsaak oppervlakverskynsels soortgelyk aan dié op die Aarde, soos duine, riviere, mere, seë (moontlik van metaan en etaan) en deltas. Dit word ook oorheers deur seisoenale weerpatrone soos op die Aarde. Met sy vloeistowwe (beide bo en onder die oppervlak) en digte stikstofatmosfeer lyk Titaan se metaansiklus treffend baie soos die aarde se watersiklus, hoewel teen 'n laer temperatuur van sowat 94 K (). As gevolg hiervan is Titaan al beskryf as die aardagtigste hemelliggaam in die Sonnestelsel.
Geskiedenis

Ontdekking

duimnael|links|160px|Christiaan Huygens
Die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het Titaan op 25 Maart 1655 ontdek. Huygens was geïnspireer deur Galileo se ontdekking van Jupiter se vier grootste mane in 1610, asook deur sy verbeterings ten opsigte van teleskooptegnologie. Met behulp van sy broer, Constantijn, het Christiaan in 1650 begin teleskope bou.

Christiaan het sy heel eerste selfgeboude teleskoop gebruik om Titaan waar te neem.

Omdat Titaan die grootste en helderste maan van Saturnus is, is dit die maklikste een om met 'n standaardteleskoop van die Aarde af te sien.
Naam

Huygens het na die nuwe maan verwys as Luna Saturni, Latyn vir "Saturnus se maan". Nadat Giovanni Domenico Cassini teen 1686 nog vier mane om Saturnus ontdek het, het sterrekundiges begin om na die mane te verwys as Saturnus I tot en met V, met Titaan as Saturnus IV. Later is die maan egter amptelik "Saturnus VI" gedoop, met verwysing na sy posisie as sesde maan van Saturnus af. Die naam "Titaan" en ook die ander name van die destyds sewe bekende Saturniese satelliete is deur die sterrekundige John Herschel bedink. Herschel het self Mimas en Enkelados ontdek en, in sy 1847-publikasie Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope het hy die mane almal na Gigante of Titane in die Griekse mitologie genoem.
Struktuur

duimnael|links|240px|'n Vergelyking in grootte met die Maan (links bo) en die Aarde.
Titaan is die enigste maan in die Sonnestelsel met 'n digte atmosfeer. Ná 'n besoek van Voyager 1 op 12 November 1979 het dit geblyk dat die oppervlak permanent skuil onder hierdie 900 km dik atmosfeer, met 'n druk van 1,5 bar aan die oppervlak. Omdat dit vóór Voyager se besoek gelyk het asof die dik atmosfeer deel van die maan was, het sterrekundiges eers onder 'n wanindruk verkeer oor Titaan se deursnee; tot en met Voyager 1 se ontdekking, is aangeneem dat Titaan die grootste maan in die Sonnestelsel is.

Wat sy massa en omvang (en dus ook sy digtheid) betref, is Titaan soortgelyk aan die twee grootste mane van Jupiter, te wete Ganimedes en Kallisto. Hoewel Titaan met 'n deursnee van 5150 km groter is as die planeet Mercurius (4879 km), bevat hy slegs die helfte van die planeet se massa. Op grond hiervan word vermoed dat die helfte van Titaan uit bevrore water en ammoniak bestaan. Daar word gespekuleer dat daar onder die maan se oppervlak 'n oseaan van ammoniak en vloeibare water is, waar enige vorm van lewe moontlik sou kon wees. Die maan se oppervlak is geologies nog jonk en is besaai met ys van koolwaterstowwe. Twee van Saturnus se ander mane, Dione en Enkelados, het 'n soortgelyke struktuur, maar as gevolg van 'n swaartekragsamepersing het Titaan 'n hoër gemiddelde digtheid.

Titaan se rotsagtige kern is ongeveer 3400 km dik en bestaan uit silikate en metale.

thumb|240px|Titaan se wentelbaan (in rooi), met Iapetos en Huperion aan sy buitekant en Rea, Dione, Tetis, Enkelados en Mimas aan sy binnekant.
Die swaartekrag wat mens op die oppervlak van Titaan sou aantref, is ongeveer 'n sewende van die Aarde se swaartekrag. Hoewel Titaan groter is as die Aarde se maan (3474 km), is sy swaartekrag tog swakker, omdat Titaan uit soveel ys bestaan, wat 'n relatief lae digtheid het in vergelyking met die gesteentes en metale waaruit die Maan opgebou is.

Die buitenste laag of kors bestaan waarskynlik uit ys in 'n heksagonale (seshoekige) kristalvorm. Volgens modelle vir die inwendige opbou, sou daar onder hierdie kors 'n vloeibare laag, of "oseaan", wees, wat uit vloeibare water en ammoniak bestaan. Die aanwesigheid van vloeibare ammoniak sou beteken dat die water selfs by −19 °C nie vries nie. Daar is gehoop dat die Cassini-ruimtesending bewyse sou kon lewer vir die bestaan van hierdie oseaan, deur die maan se swaartekragveld en magnetiese afwykings te meet. Radiogolwe van 'n uiters lae-frekwensie wat deur Cassini in die maan se atmosfeer waargeneem is, kan moontlik die eerste aanduidings van só 'n oseaan wees: daar word geglo dat Titaan se oppervlak 'n swak weerkaatser van sulke radiogolwe is en dat hulle dus moontlik van die grensgebied tussen die yskors en die vloeibare laag binne-in Titaan weerkaats word. Cassini het ook waargeneem dat daar kenmerke op die oppervlak is wat tussen Oktober 2005 en Mei 2007 tot 30 km aangeskuif het, wat daarop dui dat die oppervlak los beweeg van sy binnekant – nog 'n aanduiding dat die ondergrondse oseaan wel kan bestaan.
Omwenteling

Titaan neem 15 dae en 22 uur om om Saturnus te wentel, ongeveer dieselfde tyd wat dit hom neem om om sy eie as te wentel. Dié verskynsel staan bekend as sinchroniese rotasie: dieselfde kant van Titaan is altyd na Saturnus gedraai (soos ook die geval is met die Aarde en die Maan).

Die baan waarin Titaan wentel, het 'n eksentrisiteit van 0,0288, dus is dit byna sirkelvormig. Hierdie wentelbaan het 'n hellingshoek van 0,348° ten opsigte van Saturnus se ewenaar.

Titaan en 'n ander Saturniese satelliet, Huperion, is vasgevang in 'n 3:4-baanresonansie. Dit beteken dat Huperion drie keer om Saturnus wentel in dieselfde tyd wat dit Titaan neem om vier omwentelings om Saturnus te voltooi.
Atmosfeer

thumb|'n Foto in ware kleur van die mislae in Titaan se atmosfeer.

Titaan is die enigste maan met 'n aansienlike atmosfeer, en sy atmosfeer is die enigste digte een in die Sonnestelsel benewens die Aarde s'n wat ryk is aan stikstof. Waarnemings deur Cassini in 2004 dui daarop dat Titaan 'n "superroteerder" is, nes Venus, wat beteken sy atmosfeer roteer baie vinniger as sy oppervlak.

Waarnemings deur die Voyagertuie wys Titaan se atmosfeer is digter as die Aarde s'n. Dit het ook 'n massa van omtrent 1,19 keer die Aarde s'n. Ondeursigtige mislae blokkeer feitlik alle sigbare lig van die Son en ander bronne, en verberg Titaan se oppervlakeienskappe. Titaan se laer swaartekrag beteken sy atmosfeer is meer uitgesprei as die Aarde s'n. Dit is by baie golflengtes ondeursigtig en daarom is dit onmoontlik om 'n volledige weerkaatsingspektrum van die oppervlak te kry. Die eerste regstreekse foto's van Titaan se oppervlak is eers verkry met die aankoms van die Cassini-Huygens-ruimtetuig in 2004.


Die samestelling van Titaan se atmosfeer is stikstof (97%), metaan (2,7 ± 0,1%) en waterstof (0,1-0,2%), met spoorhoeveelhede van ander gasse. Daar is spoorhoeveelhede van ander koolwaterstowwe, soos etaan, etyn en propyn, en ander gasse, soos blousuur, sianogeen, koolstofdioksied, koolstofmonoksied, argon en helium.

Die koolwaterstowwe vorm vermoedelik Titaan se boonste atmosfeer uit reaksie op die opbreek van metaan deur die Son se ultravioletlig, en dit skep 'n dik oranje waas. Titaan bly 95% van die tyd in Saturnus se magnetosfeer, wat kan help om dit teen die sonwind te beskut.

Energie van die Son af behoort alle spore van metaan in Titaan se atmosfeer binne 50 miljoen jaar – 'n kort tyd in die bestaan van die Sonnestelsel – te omskep het in ingewikkelder koolwaterstowwe. Dit dui daarop dat die metaan aangevul word deur 'n reservoir op of in Titaan self. Die grootste oorsprong van die metaan is dalk binne Titaan en word deur uitbarstings van kriovulkane vrygestel.

thumb|Spoorhoeveelhede organiese gasse in Titaan se atmosfeer: HNC (links) en HC3N.
Op 3 April 2013 het Nasa aangekondig ingewikkelde organiese chemikalieë, wat saam toliene genoem word, styg waarskynlik van Titaan af op, geskoei op studies wat sy atmosfeer simuleer.

Op 6 Junie 2013 het wetenskaplikes die waarneming van polisikliese aromatiese koolwaterstowwe in Titaan se boonste atmosfeer aangemeld.

Op 30 September 2013 is propeen deur Cassini waargeneem in Titaan se atmosfeer, met behulp van sy infrarooi spektrometer (CIRS). Dit is die eerste keer dat propeen op enige maan of planeet benewens die Aarde ontdek is, en dit was die eerste chemikalie wat deur die CIRS gevind is. Die waarneming van propeen vul 'n geheimsinnige gaping in waarnemings wat dateer van Voyager 1 se eerste nabyverbyvlug van Titaan in 1980, toe ontdek is baie van die gasse wat die maan se oranje waas vorm, koolwaterstowwe is wat gevorm het deur die rekombinering van radikale wat deur die Son se ultraviolet fotolise van metaan geskep is.

Op 24 Oktober 2014 is metaan ontdek in poolwolke van Titaan. Op 1 Desember 2022 het sterrekundiges aangekondig hulle het wolke, waarskynlik van metaan, met die James Webb-ruimteteleskoop oor Titaan sien beweeg.
Klimaat

Titaan se oppervlaktemperatuur is sowat 94 K (). By dié temperatuur het waterys 'n uiters lae dampdruk, en die bietjie waterdamp wat teenwoordig is, is beperk tot die stratosfeer.

thumb|links|220px|'n Atmosferiese poolwerwel oor Titaan se suidpool.
Titaan kry sowat 1% soveel sonlig as die Aarde. Voordat die sonlig die oppervlak bereik, word omtrent 90% daarvan deur die dik atmosfeer geabsorbeer, en dit laat net 0,1% van die sonlig oor wat die Aarde se oppervlak bereik.

Atmosferiese metaan skep 'n kweekhuiseffek op Titaan se oppervlak, waarsonder die maan baie kouer sou gewees het. Daarenteen dra die mis in die atmosfeer by tot die teenoorgestelde van 'n kweekhuiseffek: Dit absorbeer sonlig, kanselleer 'n deel van die kweekhuiseffek en maak die oppervlak aansienlik kouer as die boonste atmosfeer.

Titaan se wolke, wat moontlik bestaan uit metaan, etaan en ander eenvoudige organiese stowwe, is verstrooi en veranderlik, en lê klem op die wasige voorkoms. Volgens die bevindings van die Huygens-tuig reën daar soms vloeibare metaan en ander organiese verbindings op die oppervlak.

Wolke bedek gewoonlik meer as 1% van Titaan, maar kan vinnig versprei totdat dit sowat 8% bedek. Volgens een hipotese word die suidelike wolke gevorm wanneer hoër vlakke van sonlig in die somer konveksie veroorsaak. Dié verduideliking word gekompliseer deur die feit dat wolkvorming nie net ná die somersonstilstand waargeneem is nie, maar ook in die middel van die lente. 'n Toename in metaanhumiditeit by die suidpool dra moontlik by tot die vinnige toename in wolkgrootte. In die winter sal etaan vermoedelik oor die suidpool kondenseer.
Oppervlakeienskappe

thumb|center|600px|


PIA20713-Titan-SaturnMoon-LabeledFeaturesIAU-June2015.jpg|'n Globale kaart van Titaan (Augustus 2016).
PIA21923-Titan-SaturnMoon-InfraredViews-20180718.jpg|Infrarooi beelde van Titaan (2004-'17).
PIA19657-SaturnMoon-Titan-NorthPole-20140407.jpg|Titaan se noordpool (2014).
PIA19657-SaturnMoon-Titan-SouthPole-20140407.jpg|Titaan se suidpool (2014).

Titaan se oppervlak is al beskryf as "ingewikkeld, deur vloeistowwe verander en geologies jonk". Die maan bestaan al sedert die vorming van die Sonnestelsel, maar sy oppervlak is baie jonger: tussen 100 miljoen en 1 miljard jaar. Geologiese prosesse het waarskynlik Titaan se oppervlak hervorm.

Titaan se atmosfeer is vier keer so dik soos die Aarde s'n, en daarom is dit moeilik vir sterrekundige instrumente om by sigbare lig foto's van sy oppervlak te neem. Cassini het infrarooi en radarinstrumente gebruik om dele van Titaan te karteer tydens nabyverbyvlugte.

Die eerste foto's het 'n uiteenlopende geologie onthul, met beide rowwe en gladde gebiede. Daar is streke wat vulkanies van aard kan wees, wat water gemeng met ammoniak op die oppervlak uitstort. Daar is ook bewyse dat Titaan se yskors aansienlik rigied kan wees, wat sal dui op min geologiese aktiwiteit. Verder is daar dele met strepe, sommige honderde kilometers lank, wat lyk of hulle deur windgewaaide deeltjies gevorm is.

Die oppervlak is oor die algemeen relatief glad. Die paar voorwerpe wat soos impakkraters lyk, lyk of hulle opgevul is, dalk deur koolwaterstowwe wat neerreën of vulkane. Radarbeelde dui daarop dat die hoogtewisselings klein is, gewoonlik nie meer as 150 meter nie. Sommige hoogteveranderings van 500 meter is al ontdek, en Titaan het berge wat van 'n paar honderd meter tot 'n kilometer hoog kan word.

Titaan se oppervlak het breë streke van helder en donker terrein. Dit sluit in Xanadu, 'n groot, weerkaatsende ewenaargebied omtrent die grootte van Australië. Dit is die eerste keer in 1994 waargeneem op infrarooi foto's van die Hubble-ruimteteleskoop, en later deur Cassini. Die kronkelende gebied is vol heuwels, valleie en klowe. Dit word plek-plek gekruis deur donker geografiese verskynsels wat soos riwwe of skeure lyk. Dit kan dui op tektoniese aktiwiteit, wat sal wys Xanadu is geologies jonk. Alternatiewelik kan die strepe kanale wees wat deur vloeistof gevorm is, wat sal dui op 'n ou terrein wat deur stroomstelsels deursny is.

Daar is ewe groot donker streke op Titaan, wat van die grond af en deur Cassini gesien is; minstens een daarvan, Ligeia Mare, Titaan se tweede grootste see, is 'n feitlik suiwer metaansee.
Mere

Die moontlikheid van seë van koolwaterstowwe op Titaan is die eerste keer voorgestel gebaseer op data van Voyager 1 en 2 wat wys Titaan het 'n dik atmosfeer van omtrent die regte temperatuur en samestelling daarvoor. Regstreekse bewyse is egter eers verkry in 1995, toe data van Hubble en ander instrumente gedui het op die bestaan van vloeibare metaan, óf in klein holtes óf op die skaal van satellietwye oseane, nes water op Aarde.

thumb|240px|links|Naby-infrarooi straling van die Son weerkaats van Titaan se koolwaterstofseë af.
Cassini het eersgenoemde hipotese bekragtig. Toe die tuig in 2004 in die Saturniese stelsel aankom, is gehoop koolwaterstofmere sou waargeneem kon word danksy sonlig wat van hulle oppervlakke weerkaats word, maar geen treffende weerkaatsings is aanvanklik gesien nie. Naby Titaan se suidpool is 'n donker verskynsel, Ontario Lacus, geïdentifiseer (en later as 'n meer bevestig). 'n Moontlike kuslyn is ook naby die pool geïdentifiseer met radarbeelde.


Ná 'n verbyvlug op 22 Julie 2006, waartydens Cassini se radar die noordelike halfrond (waar dit toe winter was) afgeneem het, is verskeie groot gladde kolle (wat donker op radarbeelde sou gelyk het) naby die pool gesien. Gegrond op dié waarnemings, het wetenskaplikes in Januarie 2007 "definitiewe bewyse" aangekondig van "mere wat met metaan gevul is".

Die Cassini-Huygens-span het tot die gevolgtrekking gekom dat die foto's feitlik vir seker van die lank gesoekte koolwaterstofmere was. Dit was die eerste stabiele oppervlakvloeistof wat buite die Aarde ontdek is. Volgens Cassini se radarwaarnemings beslaan mere 'n veel kleiner gebied as op Aarde, wat beteken die maan is baie droër.

Die meeste mere is naby die pole gekonsentreer (waar die relatiewe gebrek aan sonlig verdamping voorkom), maar verskeie mere in die ewenaarstreek is dalk ontdek, insluitende een naby die Huygens-landingsterrein in die Shangri-La-streek, wat omtrent die helfte so groot soos die Groot Soutmeer in Utah, VSA, is. Die mere by die ewenaar is moontlik oases, waarvan die water waarskynlik van onder die grond kom.

180px|links|thumb|'n Radarbeeld van Bolsena Lacus (regs onder) en ander koolwaterstofmere in die noordelike halfrond.
In Junie 2008 het Cassini die teenwoordigheid van vloeibare etaan in Ontario Lacus bo enige twyfel bevestig. Op 21 Desember 2008 het Cassini reg bo-oor Ontario Lacus gevlieg en spieëlgladde weerkaatsings op radar waargeneem.

Op 8 Julie 2009 het Cassini 'n spieëlgladde weerkaatsing gesien van wat vandag Jingpo Lacus genoem word, 'n meer in die noordpoolstreek kort nadat die gebied "ontwaak" het uit 'n winterdonkerte van 15 jaar. Die spieëlgladde weerkaatsings het die teenwoordigheid van 'n vloeistofliggaam wat van radarbeelde afgelei is, bevestig.

Vroeër kon die diepte van die mere nie akkuraat gemeet word nie, maar in 2014 is bekend gemaak Titaan se drie metaanseë is dieper as 200 m. Ligeia Mare is net die tweede grootste van Titaan se seë, maar dit het genoeg vloeibare metaan om drie Michiganmere te vul.

Tydens ses verbyvlugte, van 2006 tot 2011, het Cassini radiometriese en optiese data verkry waaruit ondersoekers 'n idee kon kry van Titaan se veranderende vorm. Sy digtheid stem ooreen met 'n liggaam wat uit sowat 60% rots en 40% water bestaan. Die ondersoekspan het afgelei Titaan se oppervlak kan tydens elke wentelbaan met tot 10 meter styg of daal. Dit beteken Titaan se binnekant is redelik vervormbaar en die waarskynlikste model van die maan is een waarin 'n yskors van tientalle kilometers op 'n globale oseaan dryf.

Dié bevindings en resultate van vorige studies het daarop gedui dat Titaan se oseaan nie dieper as 100 km onder sy oppervlak lê nie. Op 2 Julie 2014 het Nasa aangekondig die oseaan in Titaan kan so sout soos die Dooie See wees.

On 3 September 2014 het Nasa berig studies dui daarop dat metaanreën op die maan kan reageer met 'n laag ysagtige materiaal ondergronds, wat dalk etaan en propyn vervaardig wat in riviere en mere kan inloop.

In 2016 het Cassini die eerste bewyse gevind van vloeistofgevulde kanale op Titaan in 'n reeks diep, steilkantige canyons wat in Ligeia Mare invloei. Dié netwerk canyons, wat Vid Flumina gedoop is, wissel in diepte van 240 tot 570 m en het kante so steil as 40°. Die diepte van erosie dui daarop dat vloeistof al duisende jare op dié deel van Titaan vloei.
Impakkraters

thumb|links|220px|'n Radarbeeld van 'n impakkrater op Titaan met 'n deursnee van 139 km, met 'n gladde vloer, rowwe rand en moontlike sentrale piek.

Cassini het min impakkraters op Titaan se oppervlak waargeneem. Dié wat dit wel bespeur het, lyk jonk in vergelyking met Titaan se ouderdom. Een van hulle is 'n 392 km breë tweering-impakbekken met die naam Menrva, wat deur Cassini se ISS as 'n helder-donker konsentriese patroon waargeneem is. 'n Kleiner krater van 80 km breed met die naam Sinlap en een van 30 km breed met die naam Ksa is ook al waargeneem.

Verskeie ander ronde verskynsels is al waargeneem wat ook kraters kan wees, maar hulle kom sekere eienskappe kort om identifikasie te verseker. Van hulle kom in die streke Shangri-La en Aaru voor, en ander in die helder streek Xanadu.

Baie van Titaan se kraters en moontlike kraters toon bewyse van uitgebreide erosie, en almal is op die een of ander manier gemodifiseer. Die meeste groot kraters het gebreekte of onvolledige rande, al het sommige kraters op Titaan relatief groter rande as elders in die Sonnestelsel. Opvulling deur verskeie geologiese prosesse is vermoedelik een rede hoekom Titaan redelik min kraters het.

Modelle van voor Cassini dui daarop dat waar van die botsende liggame die wateryskors tref, 'n klein hoeveelheid ejekta as vloeibare water in die krater agterbly. Dit kan eeue lank as vloeistof daar lê, lank genoeg vir "die sintese van eenvoudige voorlopermolekules vir die oorsprong van lewe".

thumb|180px|'n Naby-infrarooi beeld van Tortola Facula, 'n moontlike kriovulkaan.
Kriovulkanisme

Wetenskaplikes het lank gespekuleer dat toestande op Titaan ooreenstem met dié op 'n vroeë Aarde, maar by 'n baie laer temperatuur. Die opsporing van argon-40 in 2004 in die atmosfeer dui daarop dat vulkane pluime "lawa" van water en ammoniak opgeskiet het. Globale kaarte van die verspreiding van mere op die maan dui aan daar is nie genoeg metaan op die oppervlak om rekenskap te gee van die voortdurende teenwoordigheid daarvan in die atmosfeer nie; daarom moet 'n aansienlike deel daarvan deur vulkaniese prosesse aangevul word.

Geen definitiewe bewyse bestaan egter vir kriovulkane op Titaan nie. As vulkanisme op die maan wel bestaan, is die hipotese dat dit aangedryf word deur energie wat deur die verval van radioaktiewe elemente in die mantel vrygestel word, nes op die Aarde.
Donker ewenaarterrein

thumb|180px|Sandduine in die Namibwoestyn op Aarde (bo), in vergelyking met duine op Titaan.

Op die eerste foto's van Titaan se oppervlak wat in die vroeë 2000's deur grondgebaseerde teleskope geneem is, is groot, donker streke waargeneem wat oor die ewenaar strek. Voor die aankoms van Cassini is vermoed dié streke is seë van vloeibare koolwaterstowwe. Radarbeelde deur Cassini het egter onthul dit is uitgebreide vlaktes wat met longitudinale duine bedek is van tot 100 m hoog, sowat 'n kilometer breed en tienhonderde kilometers lank.

Dié soort duine is altyd opgelyn met die gemiddelde windrigting. In Titaan se geval verenig bestendige oostewinde met veranderlike getywinde (van sowat 0,5 meter per sekonde). Die getywinde is die gevolg van getykragte van Saturnus op Titaan se atmosfeer, wat 400 keer sterker as die getykragte van die Maan op die Aarde is en geneig is om wind na die ewenaar te waai. Die hipotese is dat dié windpatroon korrelrige materiaal op die oppervlak geleidelik in lang, parallelle duine waai wat van wes na oos lê. Die duine breek op om berge, waar die windrigting verander.

Die duine wys na die ooste, hoewel Titaan se oppervlakwinde in 'n westelike rigting waai. Hulle snelheid is egter net 1 meter per sekonde en die winde is dus nie sterk genoeg om oppervlakmateriaal te vervoer nie. Onlangse rekenaarsimulasies dui daarop dat die duine die gevolg van skaars stormwinde kan wees wat net elke 15 jaar voorkom met Titaan se nagewenings. Hulle waai tot 10 meter per sekonde wanneer hulle die oppervlak bereik.
Verkenning

thumb|180px|Voyager 1 se foto van mis op Titaan (1980).

Titaan is nooit met die blote oog van die Aarde af sigbaar nie, maar kan deur klein teleskope of sterk verkykers gesien word. Amateurwaarnemings is moeilik omdat Titaan so naby aan Saturnus se helder skyf en ringstelsel is. Titaan het 'n maksimum skynbare magnitude van +8,2.

Waarnemings voor die ruimtetydperk was beperk. In 1907 het die Spaanse sterrekundige Josep Comas i Solà 'n verdonkering van Titaan waargeneem, wat die eerste aanduiding was dat die maan 'n atmosfeer het. In 1944 het Gerard Kuiper 'n atmosfeer van metaan deur middel van spektroskopie waargeneem.
Pioneer en Voyager

Die eerste ruimtetuig wat die Saturniese stelsel besoek het, was Pioneer 11 in 1979, toe vasgestel is Titaan is waarskynlik te koud om lewe te onderhou. Dit het in die tweede helfte van 1979 foto's van Titaan geneem.

Die gehalte is gou oortref deur die twee Voyagers. Hulle het Titaan onderskeidelik in 1980 en 1981 waargeneem. Hoewel die oppervlakeienskappe nie gefotografeer kon word nie weens die digte mis, het die digitale prosessering van Voyager 1 se foto's deur sy oranje filter in 2004 geskimp op die ligte en donker streke nou bekend as Xanadu en Shangri-la. Voyager 2 het nie naby Titaan verbygevlieg nie en het sy reis na Uranus en Neptunus voortgesit.
Cassini-Huygens

thumb|150px|links|Huygens se in situ-foto van Titaan se oppervlak (verbeter). Dit is die enigste foto van die oppervlak van 'n liggaam wat permanent verder as Mars van die Aarde af is.


Selfs met die Voyagers se data het Titaan 'n geheimsinnige liggaam gebly. Cassini-Huygens het Saturnus op 1 Julie 2004 bereik en Titaan se oppervlak met radar begin karteer. Cassini-Huygens was 'n gesamentlike projek van die Europese Ruimteagentskap (ESA) en Nasa, en was uiters suksesvol. Cassini het op 26 Oktober 2004 verby Titaan gevlieg en die hoogsteresolusiefoto's nog van die oppervlak geneem, van net 1 200 km af. Dit het ligte en donker kolle waargeneem wat onsigbaar vir die blote oog is.

Op 22 Julie 2006 het Cassini 'n verbyvlug 950 km van Titaan af gedoen; sy naaste verbyvlug was op 21 Junie 2010 by 880 km. Groot hoeveelhede vloeistof is in die noordpoolstreek deur Cassini ontdek in die vorm van talle mere en seë.
Huygens-landing

thumb|Die Huygens-verkenningstuig sak op 14 Januarie 2005 met 'n valskerm af om op Titaan te land.
Huygens was 'n atmosferiese verkenningstuig wat op 14 Januarie 2005 op Titaan geland het. Dit het ontdek baie oppervlakeienskappe lyk of hulle die een of ander tyd in die verlede deur vloeistof gevorm is.

Titaan is die verste liggaam van die Aarde af waarop 'n verkenningstuig al geland het.

Die Huygens-verkenningstuig het geland naby die oostelikste punt van 'n helder streek vandag bekend as Adiri. Die tuig het ligte heuwels afgeneem, met donker "riviere" wat na 'n donker vlakte afloop. Die heuwels, ook bekend as hooglande, bestaan vermoedelik hoofsaaklik uit waterys. Donker organiese verbindings, wat in die boonste atmosfeer deur die ultraviolet straling van die Son geskep word, kan uit Titaan se atmosfeer reën. Dit word deur die metaanreën van die heuwels af gewas en oor geologiese tydskale op die vlaktes gedeponeer.
Prebiotiese toestande en lewe

Titaan is vermoedelik 'n prebiotiese omgewing wat ryk is aan komplekse organiese verbindings, maar sy oppervlak is gevries by 'n temperatuur van 94,1 K (), en dus kan lewe nie op die oomblik op die yskoue oppervlak voorkom nie.

Dit lyk egter of Titaan 'n globale oseaan onder sy yskors het, en die toestande daar kan moontlik geskik vir mikrobiese lewe wees.

Cassini-Huygens was nie toegerus om vir moontlike lewe te soek nie; dit het wel gewys die omgewing op die maan is op sommige maniere soortgelyk aan die een wat vermoedelik op die oeraarde bestaan het. Al wat kortkom, is die teenwoordigheid van waterdamp op Titaan.
Toekomstige toestande

Toestand kan in die verre toekoms so verander dat Titaan dalk bewoonbaarder sal word. Omtrent 5 miljard van nou af, wanneer die Son 'n rooireus geword het, kan Titaan se oppervlaktemperatuur hoog genoeg styg dat dit vloeibare water kan hê, en dan kan dit bewoonbaar word. Wanneer die Son se ultraviolet uitset afneem, sal die mis in Titaan se atmosfeer uitgeput raak, die antikweekhuiseffek op die oppervlak sal afneem en die kweekhuiseffek wat deur die atmosferiese metaan geskep sal word, sal toegelaat word om 'n baie groter rol te speel.

Dié toestande saam kan 'n bewoonbare omgewing skep wat verskeie honderd miljoene jare kan voortduur. Dit was vermoedelik genoeg tyd om lewe op Aarde te laat posvat, hoewel die ammoniak-water-oplossings en lae temperature op Titaan al die prosesse dalk stadiger sal laat verloop.
Verwysings
Verdere leesstof

*
*


Kategorie:Mane van Saturnus