Титан (месечина)

Титан — најголемата месечина на Сатурн и вториот по големина природен сателит во Сончевиот Систем. Таа е единствената месечина за која се знае дека има густа атмосфера и единствената позната месечина или планета освен Земјата на која се пронајдени јасни докази за стабилни тела на површинска течност.

Титан е една од седумте гравитациски заоблени месечини во орбитата околу Сатурн и втора најоддалечена од Сатурн. Често е опишана како месечина која наликува на планета. Месечината Титан е 50% поголема (во пречник) од Месечината на Земјата и 80% помасивна. Таа е втората по големина месечина во Сончевиот Систем по Јупитеровата месечина Ганимед, и е поголема од планетата Меркур, но само 40% како масивна.

Откриена во 1655 година од холандскиот астроном Кристиан Хајгенс, Титан била првата позната месечина на Сатурн и шестиот познат планетарен сателит (по Земјината месечина и четирите галилееви месечини на Јупитер). Титан кружи околу Сатурн со 20 полупречници на Сатурн. Од површината на Титан, Сатурн повлекува лак од 5,09 степени и, кога би бил видлив низ густата атмосфера на месечината, би изгледал 11,4 пати поголем на небото од Месечината на Земјата.

Титан е првенствено составен од мраз и карпест материјал, кој најверојатно е диференциран во карпесто јадро опкружено со различни слоеви мраз, вклучувајќи кора од мраз I h и подповршински слој течна вода богата со амонијак. Слично како и со Венера пред вселенската доба, густата непроѕирна атмосфера го спречувала разбирањето на површината на Титан сè додека мисијата Касини-Хајгенс во 2004 година не обезбедила нови информации, вклучително и откривањето на течни јаглеводородни езера во поларните региони на Титан. Геолошки младата површина е генерално мазна, со малку ударни кратери, иако се пронајдени планини и неколку можни криовулкани.

Атмосферата на Титан е главно составена од азот; малите компоненти доведуваат до формирање на облаци од метан и етан и тешка органо-азотна магла. Климата, која вклучува ветер и дожд, создава површински одлики слични на оние на Земјата, како што се дини, реки, езера, мориња (најверојатно од течен метан и етан) и делти, а доминираат сезонските временски форми како на Земјата. Со своите течности (и површинските и подземните) и робусната азотна атмосфера, циклусот на метанот на Титан има впечатлива сличност со циклусот на водата на Земјата, иако на многу пониска температура од околу .

 Историја 
 Откритие 
лево|мини| Кристијан Хајгенс го открил Титан во 1655 година.
Титан бил откриен на 25 март 1655 година од холандскиот астроном Кристиан Хајгенс. Хајгенс бил инспириран од откривањето на Галилео за четирите најголеми месечини на Јупитер во 1610 година и неговите подобрувања во технологијата на телескопот. Кристијан, со помош на неговиот постар брат Константин Хајгенс, Џуниор, почнал да гради телескопи околу 1650 година и ја открил првата набљудувана месечина која кружи околу Сатурн со еден од телескопите што тие ги изградиле. Таа била шестата месечина која некогаш била откриена, по Земјината Месечина и Галилеевите месечини на Јупитер.

 Именување 
Хајгенс го нарекол своето откритие Saturni Luna (или „месечината на Сатурн“), објавено во De Saturni Luna Observatio Nova (Ново набљудување на месечината на Сатурн) од 1655 година. Откако Џовани Доменико Касини ги објавил своите откритија за уште четири месечини на Сатурн помеѓу 1673 и 1686 година, на астрономите им станало во навика да ги нарекуваат овие и Титан како Сатурн I до V (со Титан тогаш на четвртата позиција). Други рани епитети за Титан вклучуваат „обичен сателит на Сатурн“. Меѓународниот астрономски сојуз официјално го нумерирал Титан како Сатурн VI.

Името Титан, и имињата на сите седум сателити на Сатурн тогаш познати, потекнуваат од Џон Хершел (син на Вилијам Хершел, откривач на две други сатурнски месечини, Мимант и Енкелад), во неговата публикација од 1847 година „Резултати од астрономските набљудувања направени во текот на годините. 1834, 5, 6, 7, 8, на ’Ртот на Добрата Надеж“. Оттогаш биле откриени бројни мали месечини околу Сатурн. Сатурновите месечини се именувани по митолошки џинови. Името Титан доаѓа од Титаните, раса на бесмртници во грчката митологија.

 Орбита и ротација 
мини| Орбитата на Титан (означена со црвено) меѓу другите големи внатрешни месечини на Сатурн. Месечините надвор од нејзината орбита се (однадвор кон внатре) Јапет и Хиперион; оние внатре се Реја, Диона, Тетида, Енкелад и Мимант.
Титан кружи околу Сатурн еднаш на секои 15 дена 22 часа. Како и Земјината Месечина и многу од сателитите на џиновските планети, нејзиниот вртежен период (неговиот ден) е идентичен со неговиот орбитален период; Титан е плимно сврзан во синхрона ротација со Сатурн и трајно покажува едно лице кон планетата. Географските должини на Титан се мерат кон запад, почнувајќи од меридијанот што минува низ оваа точка. Неговата орбитална ексцентричност е 0,0288, а орбиталната рамнина е наклонета 0,348 степени во однос на сатурновиот екватор.Unless otherwise specified:  Гледано од Земјата, Титан достигнува аголна оддалеченост од околу 20 полупречници на Сатурн (нешто повеќе од 1,200,000 километри ) од Сатурн и диск со пречник од 0,8 лачни секунди. 

Малиот сателит со неправилна форма Хиперион е заклучен во орбитална резонанца 3:4 со Титан. „Бавна и мазна“ еволуција на резонанца - во која Хиперион мигрирал од хаотична орбита - се смета за неверојатна, врз основа на моделите. Хиперион веројатно се формирал на стабилен орбитален остров, додека масивниот Титан апсорбирал или исфрлал тела што се приближувале.

 Масовни одлики 

Титан има пречник од 5,149.46 километри, 1,06 пати поголем од оној на планетата Меркур, 1,48 од Месечината и 0,40 од Земјата. Пред пристигнувањето на Војаџер 1 во 1980 година, се сметало дека Титан е малку поголем од Ганимед (пречник од 5.262 километри) и со тоа најголемата месечина во Сончевиот Систем; ова било преценување предизвикано од густата, непроѕирна атмосфера на Титан, со слој на магла 100-200 километри над неговата површина. Ова го зголемува неговиот очигледен пречник. Пречникот и масата на Титан (а со тоа и неговата густина) се слични на оние на месечините Ганимед и Калиста. Врз основа на неговата зафатнинска густина од 1,88 g/cm 3, составот на Титан е половина мраз и половина карпест материјал. Иако е сличен во составот на Диона и Енкелад, тој е погуст поради гравитациската компресија. Има маса 1/4226 од онаа на Сатурн, што ја прави најголемата месечина од гасовитите џинови во однос на масата на нејзината примарна месечина. Тој е втор по релативен пречник на месечините во однос на гасовитиот џин; Титан со 1/22,609 од пречникот на Сатурн, Тритон е поголем по пречник во однос на Нептун со 1/18,092.

Титан веројатно е делумно диференциран во различни слоеви со карпест центар од 3.400 километри. Овој карпест центар е опкружен со неколку слоеви составени од различни кристални форми на мраз. Неговата внатрешност се уште може да биде доволно топла за течниот слој да се состои од вода и амонијак, мраз I<sub id="mwxA">h</sub> кора и подлабоки слоеви мраз. Присуството на амонијак овозможува водата да остане течна дури и на температура до . Сондата Касини ги открила доказите за слоевитата структура во форма на природни радио бранови со исклучително ниска честота во атмосферата на Титан. Се смета дека површината на Титан е лош рефлектор на радио бранови со екстремно ниска честота, така што тие може наместо тоа да се рефлектираат од границата течен мраз на подземниот океан. Површинските одлики биле забележани од вселенското летало Касини дека систематски се поместуваат до 30 километри помеѓу октомври 2005 и мај 2007 година, што сугерира дека кората е одвоена од внатрешноста и дава дополнителен доказ за внатрешен течен слој. Дополнителни докази за течен слој и ледена обвивка одвоени од цврстото јадро доаѓаат од начинот на кој гравитациското поле варира додека Титан кружи околу Сатурн. Споредбата на гравитациското поле со топографијата заснована на РАДАР  исто така сугерира дека ледената обвивка може да биде значително цврста.

 Формирање 
Се смета дека месечините на Јупитер и Сатурн се формирале преку насобирање, сличен процес на оној за кој се верува дека ги формирале планетите во Сончевиот Систем. Како што се формирале младите гасовитите џинови, тие биле опкружени со дискови од материјал кои постепено се соединувале во месечини. Со оглед на тоа што Јупитер поседува четири големи сателити со орбити слични на планети, Титан доминира со огромно мнозинство во системот на Сатурн и поседува висока орбитална ексцентричност која не се објаснува веднаш само со насобирање. Предложениот модел за формирање на Титан е дека системот на Сатурн започнал со група месечини слични на галилеевите сателити на Јупитер, но дека тие биле прекинати од серија џиновски удари, кои понатаму би го формирале Титан. Месечините на Сатурн со средна големина, како што се Јапет и Реја, биле формирани од остатоците од овие судири. Ваквиот насилен почеток би ја објаснил и орбиталната ексцентричност на Титан.

Анализата на атмосферскиот азот на Титан од 2014 година сугерирало дека тој е веројатно добиен од материјал сличен на оној што се наоѓа во Ортовиот Облак, а не од извори присутни за време на насобирањето на материјали околу Сатурн.

 Атмосфера 

десно|мини|Слика во вистинска боја на слоеви на магла во атмосферата на Титан
Титан е единствената позната месечина со значајна атмосфера, и нејзината атмосфера е единствената густа атмосфера богата со азот во Сончевиот Систем, освен на Земјата. Набљудувањата направени во 2004 година од страна на Касини сугерираат дека Титан е „супер ротатор“, како Венера, со атмосфера што ротира многу побрзо од неговата површина. Набљудувањата од вселенските сонди на Војаџер покажале дека атмосферата на Титан е погуста од Земјината, со површински притисок околу 1,45 атм. Таа е исто така околу 1,19 пати помасивна од вкупната Земја,  или околу 7,3 пати помасивна на основа по површина. Непроѕирните слоеви на магла ја блокираат највидливата светлина од Сонцето и другите извори и ги заматуваат површинските одлики на Титан. Пониската гравитација на Титан значи дека нејзината атмосфера е многу попроширена од Земјината.  Атмосферата на Титан е непроѕирна на многу бранови должини и како резултат на тоа, е невозможно да се добие целосен спектар на рефлексија на површината од орбитата. Дури со пристигнувањето на вселенското летало Касини-Хајгенс во 2004 година биле добиени првите директни слики од површината на Титан.

Атмосферскиот состав на Титан е азот (97%), метан (2,7±0,1%) и водород (0,1-0,2%), со траги од други гасови.  Постојат траги од други јаглеводороди, како што се етан, дијацетилен, метилацетилен, ацетилен и пропан, и на други гасови, како што се цијаноцетилен, цијановодород, јаглерод диоксид, јаглерод моноксид, цијан, аргон и хелиум  Се смета дека јаглеводородите се формираат во горната атмосфера на Титан во реакциите кои произлегуваат од распаѓањето на метанот од ултравиолетовата светлина на Сонцето, создавајќи густ портокалов смог. Титан поминува 95% од своето време во магнетосферата на Сатурн, што може да помогне да се заштити од сончевиот ветер.

Енергијата од Сонцето требало да ги претвори сите траги од метан во атмосферата на Титан во посложени јаглеводороди во рок од 50 милиони години - кратко време во споредба со староста на Сончевиот Систем. Ова сугерира дека метанот мора да се надополнува со резервоар на или во самиот Титан. Крајното потекло на метанот во неговата атмосфера можеби е неговата внатрешност, ослободена преку ерупции од криовулканите.
десно|мини| Органски гасови во атмосферата на Титан - HNC (лево) и HC <sub id="mwATU">3</sub> N (десно).
На 3 април 2013 година, НАСА објавила дека сложените органски хемикалии, колективно наречени толини, веројатно се појавуваат на Титан, врз основа на студии кои ја симулираат атмосферата на Титан.

На 6 јуни 2013 година, научниците од Институтот за астрофизика на Андалусија објавиле детекција на полициклични ароматични јаглеводороди во горната атмосфера на Титан.

На 30 септември 2013 година, пропенот бил откриен во атмосферата на Титан од вселенското летало Касини на НАСА, користејќи го својот композитен инфрацрвен спектрометар (CIRS). Ова е првпат пропенот да биде пронајден на која било месечина или планета освен Земјата и е првата хемикалија пронајдена од CIRS. Откривањето на пропенот пополнува мистериозна празнина во набљудувањата кои датираат од првото блиско планетарно прелетување на Титан на вселенското летало Војаџер 1 на НАСА во 1980 година, за време на кое било откриено дека многу од гасовите што ја сочинуваат кафеавата магла на Титан се јаглеводороди, теоретски формирани преку рекомбинација на радикали создадени од сончевата ултравиолетова фотолиза на метанот.

На 24 октомври 2014 година, метан бил пронајден во поларните облаци на Титан.

 Клима 

лево|мини| Атмосферски поларен вител над јужниот пол на Титан
Температурата на површината на Титан е околу . На оваа температура, водениот мраз има екстремно низок притисок на пареа, така што малата присутна водена пареа изгледа ограничена на стратосферата. Титан добива околу 1% сончева светлина колку Земјата. Пред да стигне сончевата светлина на површината, околу 90% се апсорбирани од густата атмосфера, оставајќи само 0,1% од количината на светлина што ја прима Земјата.Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn's moon Titan  Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does.

Атмосферскиот метан создава ефект на стаклена градина на површината на Титан, без кој Титан би бил многу постуден. Спротивно на тоа, маглата во атмосферата на Титан придонесува за ефект против стаклена градина со тоа што ја рефлектира сончевата светлина назад во вселената, поништувајќи дел од ефектот на стаклена градина и правејќи ја неговата површина значително поладна од горната атмосфера.
десно|мини| Метански облаци (анимација; јули 2014 година).
Облаците на Титан, веројатно составени од метан, етан или други едноставни органски материи, се расфрлани и променливи, означувајќи ја целокупната магла. Наодите на сондата Хајгенс покажуваат дека во атмосферата на Титан периодично врне дожд од течен метан и други органски соединенија на неговата површина.

Облаците вообичаено покриваат 1% од дискот на Титан, иако се забележани избувнувачки настани во кои облакот брзо се шири до дури 8%. Една хипотеза тврди дека јужните облаци се формираат кога зголемените нивоа на сончева светлина во текот на јужното лето создаваат воздигнување во атмосферата, што резултира со струење. Ова објаснување е комплицирано поради фактот што формирањето на облаци е забележано не само по јужната летна краткодневица, туку и во средината на пролетта. Зголемената влажност на метан на јужниот пол веројатно придонесува за брзото зголемување на големината на облакот. Било летен период на јужната полутопка на Титан до 2010 година, кога орбитата на Сатурн, која управува со движењето на Титан, ја преместила северната полутопка на Титан на сончева светлина. Кога ќе се префрлат годишните времиња, се очекува дека етанот ќе почне да се кондензира над јужниот пол.

 Одлики на површината 
центар|мини|600x600пкс
Површината на Титан е опишана како „сложена, обработена со течност, [и] геолошки млада“. Титан постои уште од формирањето на Сончевиот Систем, но неговата површина е многу помлада, стара помеѓу 100 милиони и 1 милијарда години. Геолошките процеси можеби ја преобликувале површината на Титан. Атмосферата на Титан е четири пати подебела од Земјината, што им отежнува на астрономските инструменти да ја сликаат нејзината површина во видливиот светлосен спектар. Вселенското летало Касини користело инфрацрвени инструменти, радарска височина и снимки со синтетички радарски отвор (SAR) за мапирање на делови од Титан за време на неговото блиско прелетување. Првите снимки откриле разновидна геологија, со груби и мазни области. Постојат одлики кои може да се вулкански по потекло, испуштајќи вода измешана со амонијак на површината. Исто така, постојат докази дека ледената обвивка на Титан може да биде значително цврста, што би сугерирало мала геолошка активност. Постојат, исто така, шарени одлики, некои од нив во должина од стотици километри, кои се чини дека се предизвикани од ветровити честички. Испитувањето исто така покажало дека површината е релативно мазна; Се смета дека неколкуте предмети кои се чини дека се ударни кратери биле пополнети, можеби со дожд од јаглеводороди или вулкани. Радарската височина сугерира дека варијацијата на висината е мала, обично не повеќе од 150 метри. Повремени висински промени од 500 метри се откриени и Титан има планини кои понекогаш достигнуваат неколку стотици метри до повеќе од 1 километар во височина.

Површината на Титан е обележана со широки области на светли и темни терени. Тие ја вклучуваат Ксандау, голема, рефлектирачка екваторска област со големина колку Австралија. За прв пат била идентификувана во инфрацрвените снимки од вселенскиот телескоп Хабл во 1994 година, а подоцна била прегледана од вселенското летало Касини. Згрчениот регион е исполнет со ридови и пресечен со долини и бездни. На места е вкрстен со темни линии - синусни топографски одлики што личат на гребени или пукнатини. Овие може да претставуваат тектонска активност, што би укажало дека Ксандау е геолошки млад. Алтернативно, линеаментите може да бидат канали формирани од течност, што укажува на стар терен што е пресечен со поток од системи. Има темни области со слична големина на друго место на Титан, забележани од земјата и од Касини; барем едно од нив, Лигеја, второто по големина море на Титан, е речиси море од чист метан.
центар|мини| Мозаик од прелетувањето на Касини. Големиот темен регион е Шангри-Ла.центар|мини| Титан во лажна боја покажува детали за површината и атмосфера. Ксанаду е светлиот регион во долниот центар.центар|мини| Композитна слика во инфрацрвена боја. Ги содржи темните региони полни со дини Фенсал (север) и Азтлан (југ).

 Езера 

лево|мини|400x400пкс|
мини|Радарски мозаик Касини со лажна боја на севернополарниот регион на Титан. Сината боја укажува на ниска радарска рефлексивност, предизвикана од јаглеводородни мориња, езера и притоки полни со течен етан, метан и растворен .  Прикажана е околу половина од големото тело долу лево, а морето Кракен и Лигеја се долу десно.
мини|Мозаик од три слики на Хајгенс
мини|Оградените езера на Титан (уметнички концепт)
Можноста за јаглеводородни мориња на Титан првпат била предложена врз основа на податоците од Војаџер 1 и Војаџер 2 кои покажале дека Титан има густа атмосфера со приближно точна температура и состав за да ги поддржи, но директни докази не биле добиени дури до 1995 година кога податоците од Хабл и други набљудувања сугерирале постоење на течен метан на Титан, или во исклучени џебови или на скалата на океаните ширум сателитот, сличен на водата на Земјата.

Мисијата Касини ја потврдила поранешната хипотеза. Кога сондата пристигнала во системот на Сатурн во 2004 година, научниците се надевале дека јаглеводородните езера или океаните ќе бидат откриени од сончевата светлина што се рефлектира од нивната површина, но првично не биле забележани спекуларни рефлексии. Во близина на јужниот пол на Титан, била идентификувана енигматска темна одлика наречена Онтарио Лакус  (а подоцна било потврдено дека тоа е езеро). Можна крајбрежна линија била исто така идентификувана во близина на полот преку радарски снимки.  По прелетувањето на 22 јули 2006 година, во кое радарот на вселенското летало Касини ги снимал северните географски широчини (кои тогаш се наоѓале во зимски период), биле видени неколку големи, мазни (а со тоа и темни) patches на површината во близина на полот. Врз основа на набљудувањата, научниците објавиле „дефинитивен доказ за езера исполнети со метан на месечината Титан на Сатурн“ во јануари 2007 година. Тимот на Касини-Хајгенс заклучил дека сликите се речиси сигурно долго бараните јаглеводородни езера, првите стабилни тела на површинска течност пронајдени надвор од Земјата. Некои се смета дека имаат канали поврзани со течност и лежат во топографски вдлабнатини. Одликите на течната ерозија се смета дека се многу неодамнешна појава: каналите во некои региони создале изненадувачки мала ерозија, што сугерира дека ерозијата на Титан е екстремно бавна, или некои други неодамнешни феномени можеби ги избришале постарите речни корита и формите на земјиштето. Генерално, радарите на Касини покажале дека езерата покриваат само мал процент од површината, што го прави Титан многу посув од Земјата. Повеќето од езерата се концентрирани во близина на половите (каде што релативниот недостаток на сончева светлина го спречува испарувањето), но исто така се откриени неколку долгогодишни јаглеводородни езера во екваторските пустински региони, вклучително и едно во близина на местото на слетување на Хајгенс во регионот Шангри-Ла., што е околу половина од големината на Големото Солено Езеро во Јута, САД. Екваторските езера се веројатно „оази“, односно веројатниот снабдувач се подземните водоносни слоеви. 

Во јуни 2008 година, спектрометарот за визуелно и инфрацрвено мапирање на Касини го потврдил присуството на течен етан без сомнение во Онтарио Лакус. На 21 декември 2008 година, Касини лдиректно над Онтарио Лакус и забележал спекуларен одраз во радарот. Јачината на рефлексијата го заситила приемникот на сондата, што покажува дека нивото на езерото не варира за повеќе од 3 mm (што имплицира или дека површинските ветрови биле минимални или јаглеводородната течност на езерото е вискозна).
десно|мини| Блиско инфрацрвено зрачење од Сонцето кое се рефлектира од јаглеводородните мориња на Титан
На 8 јули 2009 година, VIMS на Касини забележал спекуларна рефлексија што укажува на мазна површина слична на огледало, од она што денес се нарекува Џингпо Лакус, езеро во севернополарниот регион кратко време откако областа излегла од 15 години зимски мрак. Спекуларните рефлексии укажуваат на мазна површина слична на огледало, така што набљудувањето го потврдило заклучокот за присуството на големо течно тело извлечено од радарска слика.

Раните радарски мерења направени во јули 2009 година и јануари 2010 година покажале дека Онтарио Лакус е исклучително плиток, со просечна длабочина од 0,4–3 m и максимална длабочина од 3 до7 метри. Спротивно на тоа, Лигеја на северната полутопка првично била мапирана на длабочини кои надминуваат 8 m, максимумот што може да се забележи со радарскиот инструмент и тогашните техники за анализа. Подоцнежната научна анализа, објавена во 2014 година, поцелосно ги мапирала длабочините на трите метански мориња на Титан и покажле длабочини од повеќе од 200 метри. Лигеја во просек е од 20 до 40 метри во длабочина, додека другите делови на Лигеја воопшто не регистрирале никаков радарски одраз, што укажува на длабочина на повеќе од 200 метри. Додека е само второто по големина од морињата со метан на Титан, Лигеја „содржи доволно течен метан за да наполни три езера како Мичиген“.

Во мај 2013 година, височината на радарот на Касини ги набљудувал каналите Вид Флумина на Титан, дефинирани како дренажна мрежа поврзана со второто по големина јаглеводородно море на Титан, Лигеја. Анализата на примените височински одгласи покажала дека каналите се наоѓаат во длабоки (до ~570 m), стрмни кањони и имаат силни спекуларни површински рефлексии што укажуваат дека моментално се исполнети со течност. Висините на течноста во овие канали се на исто ниво со Лигеја до вертикална прецизност од околу 0,7 m, во согласност со толкувањето на речните долини. Спекуларните рефлексии се забележани и во притоките од понизок ред издигнати над нивото на Лигеја Море, во согласност со одводното напојување во системот на главниот канал. Ова е веројатно првиот директен доказ за присуството на течни канали на Титан и првото набљудување на кањони длабоки сто метри на Титан. Така, кањоните Вид Флумина се удавени од морето, но има неколку изолирани набљудувања кои потврдуваат присуство на површински течности кои стојат на повисоки надморски височини.Valerio Poggiali, Marco Mastrogiuseppe, Alexander G. Hayes, Roberto Seu, Samuel P. D. Birch, Ralph Lorenz, Cyril Grima, Jason D. Hofgartner, "Liquid-filled Canyons on Titan", August 9, 2016, 

За време на шест прелетувања на Титан од 2006 до 2011 година, Касини собрал податоци за радиометриско следење и оптичка навигација од кои истражувачите грубо можеле да ја заклучат променливата форма на Титан. Густината на Титан е во согласност со тело кое е околу 60% карпа и 40% вода. Анализите на тимот сугерираат дека површината на Титан може да се крева и паѓа до 10 метри за време на секоја орбита. Тој степен на искривување сугерира дека внатрешноста на Титан е релативно деформабилна и дека најверојатниот модел на Титан е оној во кој ледена школка дебела десетици километри лебди на врвот на глобалниот океан. Наодите на тимот, заедно со резултатите од претходните студии, навестуваат дека океанот на Титан може да лежи не повеќе од 100 километри под неговата површина. На 2 јули 2014 година, НАСА објавила дека океанот во Титан можеби е солен како Мртвото Море. На 3 септември 2014 година, НАСА објавила студии кои сугерираат дека врнежите од метан на Титан може да комуницираат со слој од ледени материјали под земја, наречени „алканофер“, за да произведат етан и пропан кои на крајот може да се хранат во реките и езерата.

Во 2016 година, Касини ги пронашол првите докази за канали исполнети со течност на Титан, во низа длабоки, стрмни кањони кои се влеваат во Лигеја Море. Оваа мрежа од кањони, наречена Вид Флумина, се во длабочина од 240 до 570 m и имаат страни стрмни до 40°. Се верува дека тие настанале или со подигање на кората, како Големиот Кањон на Земјата, или со спуштање на нивото на морето, или можеби комбинација од двете. Длабочината на ерозијата сугерира дека течните текови во овој дел од Титан се долгорочни одлики кои опстојуваат илјадници години.
центар|безрамкацентар|безрамка Фотографија од инфрацрвена спекуларна рефлексија од Џингпо Лакус, езеро во севернополарниот регион Перспективен радарски поглед на Болсена Лакус (долно десно) и други јаглеводородни езера на северната полутопкацентар|безрамкацентар|безрамка Контрастни слики од бројот на езера во северната полутопка на Титан (лево) и јужната полутопка (десно) Две слики од јужната полутопка на Титан, направени со разлика од една година, прикажувајќи промени во јужните поларни езера

 Ударни кратери 
лево|мини| Радарска слика на ударен кратер со пречник од 139 км  на површината на Титан, кој покажува мазен под, груб раб и веројатно централен врв.
Податоците од радарот, SAR и сликите од Касини откриле неколку ударни кратери на површината на Титан. Овие влијанија се смета дека се релативно млади, во споредба со возраста на Титан. Неколкуте откриени ударни кратери вклучуваат  ударен слив од 440 километри со два прстени наречени Менрва, виден од ISS како светло-темна концентрична шема. Исто така се откриени и помал, 60 километарски кратер со рамен под наречен Синлап  и 30-километарски кратер со централен врв и темнен под со име Кса. Снимањето со радар и од страна на Касини, исто така, открило „кратерски форми“, кружни одлики на површината на Титан кои можеби се поврзани со удар, но немаат одредени одлики што би ја направиле идентификацијата сигурна. На пример, широк 90-метарскиот прстен од светол, груб материјал познат како Гуабонито е забележан од Касини. Се смета дека оваа одлика е ударен кратер исполнет со темен талог од ветер. Неколку други слични одлики се забележани во темните региони Шангри-ла и Ару. Радарот забележал неколку кружни одлики кои може да бидат кратери во светлиот регион Ксандау за време на прелетувањето на Касини на Титан на 30 април 2006 година.
десно|мини| Лигеја.
Многу од кратерите на Титан или веројатните кратери покажуваат докази за екстензивна ерозија и сите покажуваат некакви индикации за модификација. Повеќето големи кратери имаат пробиени или нецелосни рабови, и покрај фактот што некои кратери на Титан имаат релативно помасивни рабови од оние на кое било друго место во Сончевиот Систем. Има малку докази за формирање на палимпсести преку вискоеластична релаксација на кората, за разлика од другите големи ледени месечини. Повеќето кратери немаат централни врвови и имаат мазни подови, веројатно поради генерирање на удар или подоцнежна ерупција на криовулканска лава. Пополнувањето од различни геолошки процеси е една од причините за релативниот недостаток на кратери на Титан; атмосферската заштита, исто така, игра голема улога. Се проценува дека атмосферата на Титан го намалува бројот на кратери на неговата површина за двапати.

Ограниченото радарско покривање на Титан со висока резолуција добиено во 2007 година (22%) сугерирало постоење на нерамномерност во неговата распространетост на кратери. Ксандау има 2-9 пати повеќе кратери отколку на друго место. Водечката полутопка има 30% поголема густина од задната полутопка. Има помали густини на кратери во областите на екваторските дини и во севернополарниот регион (каде што се најчести јаглеводородните езера и мориња).

Пред- Касинските модели на траектории и агли на удари сугерираат дека онаму каде што се удира во водената ледена кора, мала количина останува како течна вода во кратерот. Може да опстојува како течност со векови или подолго, што е доволно за „синтеза на едноставни претходнички молекули до потеклото на животот“.

 Криовулканизам и планини 
лево|мини| Блиска инфрацрвена слика на Тортола Факула, за која се смета дека е можен криовулкан
Научниците долго време шпекулирале дека условите на Титан наликуваат на оние на раната Земја, иако на многу пониска температура. Откривањето на аргон-40 во атмосферата во 2004 година покажало дека вулканите создале облаци од „лава“ составена од вода и амонијак. Глобалните мапи на распространетост на езерото на површината на Титан откриле дека нема доволно површински метан за да се објасни неговото континуирано присуство во неговата атмосфера, и затоа значителен дел мора да се додаде преку вулканските процеси.

Сепак, постои недостаток на површински одлики кои недвосмислено може да се толкуваат како криовулкани. Една од првите такви одлики откриени од набљудувањата на радарот на Касини во 2004 година, наречена Ганеса Макула, наликува на географските одлики наречени „палачинкасти куполи (фарум)“ пронајдени на Венера, и затоа првично се сметало дека има криовулканско потекло, сè додека Кирк и неговите соработници не ја побиле оваа хипотеза на годишниот состанок на Американскиот геофизички сојуз во декември 2008 година. Утврдено е дека одликата воопшто не е купола, туку се чини дека е резултат на случајна комбинација на светли и темни дамки. Во 2004 година, Касини, исто така, открил невообичаено светла одлика (наречена Тортола Факула), која се толкува како криовулканска купола. Не се идентификувани слични одлики од 2010 година. Во декември 2008 година, астрономите го објавиле откривањето на две минливи, но невообичаено долготрајни „светли точки“ во атмосферата на Титан, кои изгледаат премногу упорни за да се објаснат со обични временски форми, што укажува дека се резултат на продолжени криовулкански епизоди.

Планински венец со должина од 150 километри во должина, 30 километри во широчина и 1.5 километри во височина, исто така бил откриен од Касини во 2006 година. Овој опсег се наоѓа на јужната полутопка и се смета дека е составен од леден материјал и покриен со метански снег. Движењето на тектонските плочи, можеби под влијание на блискиот ударен слив, можел да отвори празнина низ која се издигнал материјалот на планината. Пред Касини, научниците претпоставувале дека поголемиот дел од топографијата на Титан ќе бидат ударни структури, но овие наоди откриваат дека слично на Земјата, планините биле формирани преку геолошки процеси.

Во 2008 година Џефри Мур (планетарен геолог на Истражувачкиот центар Ејмс) предложи алтернативен поглед на геологијата на Титан. Истакнувајќи дека на Титан досега не биле недвосмислено идентификувани никакви вулкански одлики, тој тврди дека Титан е геолошки мртов свет, чија површина е обликувана само од ударни кратери, флувијална и еолска ерозија, масовно трошење и други егзогени процеси. Според оваа хипотеза, метанот не се испушта од вулканите, туку полека се дифузира надвор од студената и тврда внатрешност на Титан. Ганеса Макула може да биде еродиран ударен кратер со темна дина во центарот. Планинските гребени забележани во некои региони може да се објаснат како силно деградирани гребнатини на големи ударни структури со повеќе прстени или како резултат на глобалната контракција поради бавното ладење на внатрешноста. Дури и во овој случај, Титан сепак може да има внатрешен океан направен од еутектичка мешавина вода-амонијак со температура од , што е доволно ниско за да се објасни со распаѓањето на радиоактивните елементи во јадрото. Светлиот терен на Ксандау може да биде деградиран терен со големи кратери, сличен на оној забележан на површината на Калиста. Доколку има атмосфера, Калиста може да послужи како модел за геологијата на Титан во ова сценарио. Џефри Мур дури го нарекол на Титан како Временска Калиста.

Во март 2009 година, во регионот на Титан наречен Хотеј Арк, биле објавени структури кои наликуваат на лава, кој се смета дека флуктуира во осветленоста во текот на неколку месеци. Иако беаиле предложени многу феномени за да се објасни оваа флуктуација, било откриено дека лавинските текови се издигнуваат 200 метри над површината на Титан, во согласност со тоа што е еруптирано од под површината.

Во декември 2010 година, тимот на мисијата Касини го објавил најпривлечниот можен криовулкан досега пронајден. Наречен Сотра Патера, тој е еден во синџирот од најмалку три планини, секоја помеѓу 1000 и 1500 m во висина, од кои неколку се на врвот со големи кратери. Изгледа дека земјата околу нивните основи е покриена со замрзнати текови на лава.

Во поларните региони на Титан се идентификувани копнени форми слични на кратери, кои најверојатно се формирани преку експлозивни, криовулкански ерупции слични на калдера. Овие формации понекогаш се вгнездени или се преклопуваат и имаат одлики што укажуваат на експлозии и колапси, како што се издигнати ореоли и внатрешни ридови или планини. Поларната местоположба на овие одлики и нивната колокализација со езерата и морињата на Титан сугерира дека испарливите материи како што е метанот може да им помогнат да се напојуваат. Некои од овие одлики изгледаат сосема свежи, што сугерира дека таквата вулканска активност продолжува до денес.

Повеќето од највисоките врвови на Титан се наоѓаат во близина на неговиот екватор во таканаречените „гребени појаси“. Се верува дека тие се аналогни на планините на Земјата, како што се Карпестите планини или Хималаите, формирани од судир и свиткување на тектонски плочи, или со зона ни подвлекување како Андите, каде што растечката лава (или криолава) од плочата што се топи спуштајќи се искачува до површината. Еден можен механизам за нивното формирање се плимните сили од Сатурн. Бидејќи ледената обвивка на Титан е помалку вискозна од обвивката со магма на Земјата, и бидејќи нејзината ледена основа е помека од гранитната основа на Земјата, планините веројатно нема да достигнат височини толку големи како оние на Земјата. Во 2016 година, тимот на Касини објавил она што тие веруваат дека е највисоката планина на Титан. Сместена е во низата Митрим Монтес, и е висока 3.337 m.
десно|мини| Слика на VIMS со лажна боја на можниот криовулкан Сотра Патера, комбинирана со 3Д мапа заснована на радарски податоци, која прикажува врвови високи 1000 метри и кратер длабок 1500 метри.
Доколку вулканизмот на Титан навистина постои, хипотезата е дека тој е поттикнат од енергијата ослободена од распаѓањето на радиоактивните елементи во плаштот, како што е на Земјата. Магмата на Земјата е направена од течна карпа, која е помалку густа од цврстата карпеста кора низ која еруптира. Бидејќи мразот е помалку густ од водата, водената магма на Титан би била погуста од неговата цврста ледена кора. Ова значи дека криовулканизмот на Титан би барал голема количина дополнителна енергија за да функционира, веројатно преку плимното свиткување од блискиот Сатурн. Мразот со низок притисок, кој го прекрива течниот слој на амониум сулфат, пловно се искачува, а нестабилниот систем може да произведе драматични настани на столбови. Титан повторно се појавува низ процесот со мраз со големина на зрно и пепел од амониум сулфат, што помага да се создаде еолски пејзаж во облик на ветер и одлики на песочна дина. Титан можеби бил многу повеќе геолошки активен во минатото; моделите на внатрешната еволуција на Титан сугерираат дека кората на Титан била дебела само 10 километри до пред околу 500 милиони години, дозволувајќи му на енергичниот криовулканизам со водени магми со ниска вискозност да ги избрише сите површински одлики формирани пред тоа време. Современата геологија на Титан би се формирала само откако кората ќе се згуснела на 50 километри и на тој начин ќе го попречила постојаното криовулканско повторно појавување, при што секој криовулканизам се јавувал од тоа време и произведувал многу повискозна водена магма со поголеми фракции на амонијак и метанол; ова, исто така, сугерира дека метанот на Титан повеќе не се додава активно во неговата атмосфера и може целосно да се исцрпи во рок од неколку десетици милиони години.

Многу од поистакнатите планини и ридови добиле официјални имиња од Меѓународниот астрономски сојуз. Според Лабораторијата за реактивен погон, „По конвенција, планините на Титан се именувани по планините од Средната Земја, измислена во фантастични романи од Ј.Р.Р. Толкин“. Колес (ридови) се именувани по ликовите од истите дела на Толкин.

 Темен екваторијален терен 
лево|мини| Песочни дини во пустината Намиб на Земјата (горе), во споредба со дините во Белет на Титан
На првите снимки од површината на Титан направени со телескопи базирани на Земјата во раните 2000-ти, биле откриени големи региони на темен терен што се шират низ екваторот на Титан. Пред доаѓањето на Касини, се сметало дека овие региони се мориња со течни јаглеводороди. Радарските снимки снимени со вселенското летало Касини, наместо тоа, откриле дека некои од овие региони се обемни рамнини покриени со надолжни дини, до 100 метри во височина  и широки околу еден километар и долги од десетици до стотици километри. Дините од овој тип секогаш се усогласени со просечната насока на ветерот. Во случајот на Титан, стабилните зонални (на исток) ветрови се комбинираат со променливи плимни ветрови (приближно 0,5 метри во секунда). Плимните ветрови се резултат на плимните сили од Сатурн на атмосферата на Титан, кои се 400 пати посилни од плимните сили на Месечината на Земјата и имаат тенденција да го придвижуваат ветерот кон екваторот. Оваа шема на ветар, се претпоставува, дека предизвикува зрнестиот материјал на површината постепено да се акумулира во долги паралелни дини наредени од запад кон исток. Дините се распаѓаат околу планините, каде што правецот на ветерот се менува.

Надолжните (или линеарните) дини првично се претпоставувало дека се формирани од умерено променливи ветрови кои или следат една средна насока или се менуваат помеѓу две различни насоки. Последователните набљудувања покажуваат дека дините се насочени кон исток, иако климатските симулации покажуваат дека површинските ветрови на Титан дуваат кон запад. Со помалку од 1 метар во секунда, тие не се доволно моќни за подигнување и пренос на површинскиот материјал. Неодамнешните компјутерски симулации покажуваат дека дините можеби се резултат на ретките бури што се случуваат само на секои петнаесет години кога Титан е во рамнодневица. Овие бури произведуваат силни надолни струи, кои течат кон исток со брзина до 10 метри во секунда кога ќе стигнат до површината.

„Песокот“ на Титан веројатно не е составен од мали зрна силикати како песокот на Земјата, туку можеби се формирал кога врнел течен метан и ја еродирал водено-ледената карпа, веројатно во форма на поројни поплави. Алтернативно, песокот може да потекнува и од органски цврсти материи наречени толини, произведени од фотохемиски реакции во атмосферата на Титан. Студиите за составот на дините во мај 2008 година откриле дека тие поседуваат помалку вода од остатокот од Титан, и затоа, најверојатно, потекнуваат од органски саѓи како јаглеводородни полимери кои се собираат заедно по дождот на површината. Пресметките покажуваат дека песокот на Титан има густина од една третина од копнениот песок. Ниската густина во комбинација со сувоста на атмосферата на Титан може да предизвика зрната да се здружат поради наталожувањето на статички електрицитет. „Лепливоста“ може да го отежне генерално благиот ветар блиску до површината на Титан да ги придвижи дините, иако посилните ветрови од сезонските бури сè уште би можеле да ги дуваат кон исток.

Околу рамнодневицата, силните ветрови кои избувнуваат може да подигнат цврсти органски честички со големина на микрон нагоре од дините за да создадат бури од прашината, забележани како интензивни и краткотрајни осветлувања во инфрацрвената светлина.
центар|мини|400x400пкс| Титан - три бури од прашина откриени во 2009-2010 година.

 Набљудување и истражување 
десно|мини| Слика од Војаџер 1 (1980)
Титан никогаш не е видлив со голо око, но може да се набљудува преку мали телескопи или силни двогледи. Аматерското набљудување е тешко поради близината на Титан до брилијантниот глобус и прстенски систем на Сатурн; окултна лента, која покрива дел од окуларот и се користи за блокирање на светлата планета, значително го подобрува гледањето. Титан има максимална привидна магнитуда од +8,2, и средна опозициска магнитуда 8,4. Ова се споредува со +4,6 за Ганимед со слична големина, во јупитеровиот систем.

Набљудувањата на Титан пред вселенската доба биле ограничени. Во 1907 година, шпанскиот астроном Хосеп Комас и Сола забележал затемнување на работ на Титан, првиот доказ дека телото има атмосфера. Во 1944 година Џерард П. Кајпер користел спектроскопска техника за да открие атмосфера на метан.

 Мисии: Пионер и Војаџер 
Првата сонда што го посетила Сатурновиот систем била Пионер 11 во 1979 година, која открила дека Титан веројатно бил премногу студен за да може да се живее таму. Пионер 11 направил слики од Титан, вклучувајќи ги Титан и Сатурн заедно во средината до крајот на 1979 година. Квалитетот набрзо бил надминат од двата Војаџери.

Титан бил испитуван од Војаџер 1 и Војаџер 2 во 1980 и 1981 година, соодветно. Војаџер 1 бил дизајниран за да обезбеди оптимизирано прелетување, при што леталото било во можност да утврди густина, состав и температура на атмосферата, и да добие прецизно мерење на масата на Титан. Атмосферска магла спречила директни слики на површината, иако во 2004 година интензивна дигитална обработка на слики направени преку Војаџер 1 довела до откривање на слликите на одлики кои денес се познати како Ксандау и Шангри-Ла, кои биле забележани во инфрацрвената светлина од вселенскиот телескоп Хабл. Војаџер 2, кој би бил пренасочен за да го прелета Титан доколку Војаџер 1 не можел, не поминал во близина на Титан и продолжил кон Уран и Нептун. 
лево|мини| Студии за радиосигналот на Титан на Касини (концепт на уметникот)

 Касини-Хајгенс 

Дури и со податоците обезбедени од Војаџер, Титан останало мистериозно тело, односно голем сателит обвиен во атмосфера што го отежнува деталното набљудување.

Вселенското летало Касини-Хајгенс стигнало до Сатурн на 1 јули 2004 година и го започнал процесот на мапирање на површината на Титан со радар. Заедничкиот проект на Европската вселенска агенција (ЕСА) и НАСА, Касини-Хајгенс се покажал како многу успешна мисија. Сондата Касини прелетала покрај Титан на 26 октомври 2004 година и ги направила сликите со највисока резолуција досега од површината на Титан, на само 1,200 километри.

На 22 јули 2006 година, Касини го направил своето прво блиску прелетување на 950 километри од Титан; најблиското прелетување било на 880 километри на 21 јуни 2010 година. Течноста е пронајдена во изобилство на површината во севернополарниот регион, во форма на многу езера и мориња откриени од Касини.

 Слетување на Хајгенс 
Хајгенс бил атмосферска сонда која го допрела на Титан на 14 јануари 2005 година, откривајќи дека многу од неговите површински одлики се чини дека биле формирани од течности во одреден момент во минатото. Титан е најоддалеченото тело од Земјата што има вселенска сонда која слетала на нејзината површина.
мини|Сондата Хајгенс се спушта со падобран на Титан на 14 јануари 2005 година
Сондата <i id="mwA-o">Хајгенс</i> слетала веднаш од најисточниот врв на светлиот регион кој сега се нарекува Адири. Сондата фотографирала бледи ридови со темни „реки“ кои се спуштаат во темна рамнина. Сегашното разбирање е дека ридовите (исто така наречени висорамнини) се составени главно од воден мраз. Темните органски соединенија, создадени во горната атмосфера од ултравиолетовото зрачење на Сонцето, може да врнат од атмосферата на Титан. Тие се измиваат по ридовите со дождот од метан и се таложат на рамнините преку геолошки временски размери.

По слетувањето, Хајгенс фотографирал темна рамнина покриена со мали карпи и камчиња, кои се составени од воден мраз. Двете карпи веднаш под средината на сликата на десната страна се помали отколку што може да изгледаат. Постојат докази за ерозија во основата на карпите, што укажува на можна флувијална активност. Површината на земјата е потемна од првично очекуваното, составена од мешавина од вода и мраз од јаглеводород.

Во март 2007 година, НАСА, ЕСА и КОСПАР одлучиле да го именуваат местото за слетување на Хајгенс како Хуберт Куриен во спомен на поранешниот претседател на ЕСА.

 Драгонфлај 
Мисијата на Драгонфлај, развиена и управувана од Лабораторијата за применета физика Џон Хопкинс, ќе започне во јуни 2027 година. Се состои од голем дрон напојуван од RTG за да лета во атмосферата на Титан. Нејзините инструменти ќе проучуваат колку далеку може да напредувала пребиотичката хемија.Dragonfly: A Rotorcraft Lander Concept for Scientific Exploration at Titan . Планирано е мисијата да пристигне на Титан во 2034 година.

 Предложени или концептуални мисии 
десно|мини| Балонот предложен за мисијата на системот Титан-Сатурн (уметничка изведба)
Во последниве години биле предложени неколку концептуални мисии за враќање на роботска вселенска сонда на Титан. Првичната концептуална работа е завршена за ваквите мисии од НАСА, ЕСА и JPL. Во моментов, ниту еден од овие предлози не станал финансирана мисија.

Мисијата на системот Титан-Сатурн (TSSM) била заеднички предлог на НАСА/ЕСА за истражување на месечините на Сатурн.  Мисијата предвидува балон со топол воздух да лебди во атмосферата на Титан шест месеци. Мисијата се натпреварувала против предлогот за финансирање на мисијата на системот Европа-Јупитер (EJSM). Во февруари 2009 година било објавено дека НАСА/ЕСА и дала приоритет на мисијата Европа-Јупитер.

Предложениот TiME бил евтин лендер што требало да пристигне до езеро на северната полутопка на Титан и да лебди на површината на езерото три до шест месеци. Мисијата била вклучена во кандидатура за избор во 2011 година, но не бил избран нејзиниот лет.

Друга мисија за Титан, предложена на почетокот на 2012 година од Џејсон Барнс, научник од Универзитетот во Ајдахо, е Воздушно возило ин ситу и воздушно-десантно извидување на Титан (AVIATR): беспилотен авион (или дрон) кој би летал низ атмосферата на Титан и би снимал слики со висока дефиниција од површината на Титан. НАСА не ги одобрил бараните 715 милиони долари, а иднината на проектот е неизвесна.

Идејниот дизајн за уште едно езерско слетување бил предложен кон крајот на 2012 година од страна на шпанската приватна инженерска фирма <i>SENER</i> и Centro de Astrobiología во Мадрид.

Натпреварувач на програмата Дискавери за нејзината мисија бр. 13 е Патување до Енкелад и Титан (ЈЕТ), астробиолошка орбитарка на Сатурн што ќе го процени потенцијалот за населување на Енкелад и Титан.

Во 2015 година, програмата на НАСА за иновативни напредни концепти (NIAC) доделила грант од Фаза II  на студија за дизајн на подморница Титан за истражување на морињата на Титан.Lorenz, R. D.; Oleson, S.; Woytach, J.; Jones, R.; Colozza, A.; Schmitz, P.; Landis, G.; Paul, M.; and Walsh, J. (March 16–20, 2015).Hartwig, J., et al., (June 24–26, 2015).

 Пребиотични состојби и живот 
Се смета дека Титан е пребиотска средина богата со сложени органски соединенија, но неговата површина е длабоко замрзната со температура од −179 °C (-290,2 °F; 94.1 К) така што животот каков што го знаеме не може да постои на ладената површина на месечината.The Habitability of Titan and its Ocean. Сепак, се смета дека Титан содржи глобален океан под неговата ледена обвивка, а во овој океан условите се потенцијално погодни за микробиолошки живот.

Мисијата на Касини-Хајгенс не била опремена да обезбеди докази за биопотписи или сложени органски соединенија; мисијата покажала средина на Титан што е слична, на некој начин, на оние што се претпоставуваат за исконската Земја. Научниците претпоставуваат дека атмосферата на раната Земја била слична во составот на сегашната атмосфера на Титан, со важен исклучок на недостатокот на водена пареа на Титан.

 Формирање на сложени молекули 
Експериментот Милер-Ури и неколку следни експерименти покажале дека со атмосфера слична на онаа на Титан и додавање на УВ зрачење, може да се генерираат сложени молекули и полимерни супстанции како толините. Реакцијата започнува со дисоцијација на азот и метан, при што се формираат цијановодород и ацетилен. Понатамошните реакции се опширно проучени.

Пријавено е дека кога енергијата се применувала на комбинација од гасови како оние во атмосферата на Титан, пет нуклеотидни бази, градбените блокови на ДНК и РНК, биле меѓу многуте произведени соединенија. Покрај тоа, пронајдени се аминокиселини, градежни блокови на белковини. Тоа било прв пат да се најдат нуклеотидни бази и аминокиселини во таков експеримент без да има течна вода.

На 3 април 2013 година, НАСА објавила дека на Титан може да се појават сложени органски хемикалии врз основа на студии кои ја симулираат атмосферата на Титан.

На 6 јуни 2013 година, научниците од Институтот за астрофизика на Андалусија објавле детекција на полициклични ароматични јаглеводороди (PAH) во горната атмосфера на Титан.

На 26 јули 2017 година, научниците од Касини позитивно го идентификувале присуството на анјони на јаглероден ланец во горната атмосфера на Титан, кои се смета дека се вклучени во производството на големи сложени органски материи. За овие високореактивни молекули претходно било познато дека придонесуваат за градење сложени органски материи во меѓуѕвездената средина.

На 28 јули 2017 година, научниците објавиле дека на Титан бил пронајден акрилонитрил, или винил цијанид, (C2H3CN ), веројатно суштински за животот бидејќи е поврзан со формирањето на клеточната мембрана и структурата на везикулите. 

Во октомври 2018 година, истражувачите пријавиле на ниски температури откривање на органски соединенија до сложени полициклични ароматични јаглеводороди (PAH) хемикалии, кои можат да помогнат да се објасни присуството на PAH во атмосферата на Титан со ниска температура и може да бидат значајни, во смисла на светската хипотеза на PAH, во производството на претходници на биохемикалиите поврзани со животот каков што го познаваме.

 Можни подземни живеалишта 
Лабораториските симулации довеле до сугестија дека има доволно органски материјал на Титан за да започне хемиска еволуција аналогна на она што се смета дека започнало живот на Земјата. Аналогијата претпоставува присуство на течна вода за подолги периоди отколку што е моментално забележливо; неколку хипотези кажуваат дека течната вода од ударот може да се зачува под замрзнат изолационен слој. Исто така, се претпоставува дека океаните со течен амонијак би можеле да постојат длабоко под површината.Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000).  Друг модел предлага раствор од амонијак-вода до 200 километри длабоко под водно-ледена кора со услови кои, иако екстремни според копнените стандарди, се такви што живот би можел да има. Преносот на топлина помеѓу внатрешните и горните слоеви би бил критичен за одржување на секој подземен океански живот. Откривањето на микробниот живот на Титан ќе зависи од неговите биогени ефекти, со испитување на атмосферскиот метан и азот.

 Метан и живот на површината 
Се шпекулирало дека може да постои живот во езерата со течен метан на Титан, исто како што организмите на Земјата живеат во вода. Таквите организми би вдишувале H2 наместо O2, го метаболизираат со ацетиленот наместо гликозата и издишуваат метан наместо јаглерод диоксид. Сепак, таквите хипотетички организми ќе треба да се метаболизираат на температура на длабоко замрзнување од −179.2 °C (-290,6 °F; 94,0 К).

Сите форми на живот на Земјата (вклучувајќи ги и метаногените) користат течна вода како растворувач; се шпекулира дека животот на Титан наместо тоа би можел да користи течен јаглеводород, како што се метан или етан, иако водата е посилен растворувач од метанот. Водата е исто така хемиски пореактивна и може да разбие големи органски молекули преку хидролиза. Животниот облик чиј растворувач бил јаглеводород не би се соочил со ризик неговите биомолекули да бидат уништени на овој начин.

Во 2005 година, астробиологот Крис Мекеј тврдел дека ако метаноген живот навистина постоел на површината на Титан, тој веројатно би имал мерлив ефект врз односот на мешање во тропосферата на Титан: нивоата на водород и ацетилен би биле мерливо пониски од очекуваното. Претпоставувајќи метаболички стапки слични на оние на метаногените организми на Земјата, концентрацијата на молекуларниот водород би се намалила за фактор од 1000 на површината на Титан исклучиво поради хипотетички биолошки мијалник. Мекеј истакнал дека, ако животот навистина е присутен, ниските температури на Титан ќе резултираат со многу бавни метаболички процеси, кои може да се забрзаат со употреба на катализатори слични на ензимите. Тој, исто така, истакнал дека ниската растворливост на органските соединенија во метанот претставува позначаен предизвик за секоја можна форма на живот. Формите на активен транспорт и организмите со голем однос површина-волумен теоретски би можеле да ги намалат недостатоците што ги носи овој факт.

Во 2010 година, Дарел Стробел, од Универзитетот Џон Хопкинс, идентификувал поголемо изобилство на молекуларен водород во горните атмосферски слоеви на Титан во споредба со долните слоеви, тврдејќи за надолен проток со брзина од приближно 1028 молекули во секунда и исчезнување на водородот во близина на површината на Титан; како што забележал Штробел, неговите наоди биле во согласност со ефектите што Мекеј ги предвидел доколку се присутни метаногени форми на живот. Истата година, друга студија покажала ниски нивоа на ацетилен на површината на Титан, кои биле толкувани од страна на Мекеј како конзистентни со хипотезата за организми кои консумираат јаглеводороди. Иако ја повторува биолошката хипотеза, тој предупредил дека други објаснувања за наодите за водород и ацетилен се поверојатни: можностите за сè уште неидентификувани физички или хемиски процеси (на пр. површински катализатор што прифаќа јаглеводороди или водород) или недостатоци во сегашните модели на проток на материјали. Податоците за составот и транспортните модели треба да се поткрепат. И покрај тоа што изјавил дека небиолошкото каталитичко објаснување би било помалку зачудувачки од биолошкото, откритието на катализатор ефикасен на  сепак би било значајно.

Како што забележува НАСА во својата статија за вести за наодите од јуни 2010 година: „До денес, формите на живот базирани на метан се само хипотетички. Научниците сè уште никаде не ја откриле оваа форма на живот.“ Како што се вели во соопштението на НАСА: „некои научници веруваат дека овие хемиски потписи го зајакнуваат аргументот за примитивна, егзотична форма на живот или претходник на животот на површината на Титан“.

Во февруари 2015 година, беше моделирана хипотетичка клеточна мембрана способна да функционира во течен метан при криогени температури (длабоко замрзнување). Составен од мали молекули кои содржат јаглерод, водород и азот, ќе ја има истата стабилност и флексибилност како клеточните мембрани на Земјата, кои се составени од фосфолипиди, соединенија на јаглерод, водород, кислород и фосфор. Оваа хипотетичка клеточна мембрана била наречена „азотозом“, комбинација од „азот“ и „липозом“.

 Пречки за живот 
И покрај овие биолошки можности, постојат огромни пречки за живот на Титан, а секоја аналогија на Земјата е неточна. На огромно растојание од Сонцето, Титан е ладен, а на неговата атмосфера ѝ недостасува CO2. На површината на Титан, водата постои само во цврста форма. Поради овие тешкотии, научниците како Џонатан Лунин го гледале Титан помалку како веројатно живеалиште за живот отколку како експеримент за испитување на хипотези за условите што преовладувале пред појавата на животот на Земјата. Иако самиот живот можеби не постои, пребиотските услови на Титан и поврзаната органска хемија остануваат од голем интерес за разбирање на раната историја на копнената биосфера. Користењето на Титан како експеримент вклучува не само набљудување преку вселенски летала, туку и лабораториски експерименти и хемиско и фотохемиско моделирање на Земјата.

 Хипотеза за панспермија 
Се претпоставува дека големите удари на астероиди и комети на површината на земјата можеби предизвикале фрагменти од карпи оптоварени со микроби да избегаат од гравитацијата на Земјата, што укажува на можноста за панспермија. Пресметките покажуваат дека тие ќе наидат на многу тела во Сончевиот Систем, вклучувајќи го и Титан. Од друга страна, Џонатан Лунин тврди дека сите живи суштества во криогените јаглеводородни езера на Титан би требало да бидат хемиски толку различни од животот на Земјата што не би било можно едното да биде предок на другото.

 Идни услови 
Условите на Титан би можеле да станат многу попогодни за живеење во далечна иднина. За пет милијарди години од сега, кога Сонцето ќе стане црвен џин, температурата на неговата површина би можела да се зголеми доволно за Титан да поддржи течна вода на својата површина, што ќе го направи погодно за живеење. Како што ултравиолетовото производство на Сонцето се намалува, маглата во горната атмосфера на Титан ќе се исцрпи, намалувајќи го ефектот против стаклена градина на површината и овозможувајќи стаклена градина создадена од атмосферскиот метан да игра многу поголема улога. Овие услови заедно би можеле да создадат средина погодна за живеење и би можеле да опстојат неколку стотици милиони години. Се претпоставува дека ова било доволно време за да се појави едноставен живот на Земјата, иако присуството на амонијак на Титан би предизвикало хемиските реакции да се одвиваат побавно.

 Наводи 

 Библиографија 


 Дополнително читање 
 978-0-521-79348-3 
 978-0691146331 
 978-1785211119 
 Џонатан О'Калаган: Карта на најголемата месечина на Сатурн. Природа, том 575, 426–427, 2019 година.

 Надворешни врски 


 Cassini–Huygens Mission To Saturn and Titan. Multimedia Feature Titan Virtual Tour
 Video of Huygens’ descent from the ESA
 Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) site Titan image search 
 The Planetary Society (2005). TPS: Saturn's moon Titan. Retrieved March 28, 2005.
 The Alien Noise. This recording is a laboratory reconstruction of the sounds heard by Huygens microphones.
 AstronomyCast: Titan Fraser Cain and Pamela Gay, 2010.
 Titan nomenclature and Titan map with feature names from the USGS planetary nomenclature page
 Google Titan 3D, interactive map of the moon
 Image album by Kevin M. Gill

Категорија:Астрономски тела откриени во 1655 година
Категорија:Титан (месечина)
Категорија:Статии кои во себе содржат записи за изговор
Категорија:Статии со микроформати hAudio