Titan (måne)

Titan (eller Saturn VI) er planeten Saturns største måne. Den er den eneste kjente naturlige satellitten i vårt solsystem som har atmosfære, og det eneste kjente objektet utenom jorden med stabile legemer av væsker på overflaten.

Titan er den sjette ellipsoidiske (sanne måne) fra Saturn. Den er planetlignende, har en diameter som er omtrent 50 % større enn jordens måne og har omtrent 80 % mer masse. Etter diameter er den nest størst i solsystemet, etter jupitermånen Ganymedes. I volum er den større enn den minste planeten, Merkur, selv om den bare er halvparten så massiv. Titan ble den første kjente månen til Saturn ved oppdagelsen gjort av den nederlandske astronomen Christiaan Huygens i 1655, og den femte månen som ble oppdaget rundt en annen planet enn jorden (de fire første var de galileiske måner rundt Jupiter oppdaget 1610).

Titan består primært av is og bergarter. Liksom med Venus gjorde den tette, ugjennomsiktige atmosfæren det vanskelig å forstå Titans overflate før romalderen. I 2004 ankom romsonden Cassini-Huygens, samlet inn nye data og oppdaget flytende sjøer av hydrokarboner ved polregionene. Landingsfartøyet Huygens landet på fast grunn 14. januar 2005. Overflaten er geologisk ung; selv om fjell og flere mulige kryovulkaner har blitt oppdaget, er overflaten glatt og få nedslagskratre har blitt funnet.

Titans atmosfære består i stor grad av nitrogen – mindre komponenter fører til dannelsen av metan- og etanskyer og nitrogenrik organisk smog. Klimaet – inkludert vind og regn – danner overflateformasjoner, deriblant sanddyner, elver, innsjøer og hav (sannsynligvis av flytende metan og etan) og deltaer. De styres av årstidenes værmønstre liksom på jorden. Væskene (både på og under overflaten) og den robuste nitrogenatmosfæren gjør at Titans metansyklus anses som en analog til jordens vannsyklus, men med en mye lavere temperatur.

Satellitten antas å kunne inneholde mikrobialt liv eller, i det minste, et prebiotisk miljø rikt på kompleks organisk kjemi med et mulig underjordisk hav som fungerer som et biotisk miljø.

 Oppdagelse og navn 
Titan ble oppdaget 25. mars 1655 av den nederlandske astronomen og fysikeren Christiaan Huygens. Huygens ble inspireret av Galileis oppdagelse av Jupiters fire største måner i 1610 og hans forbedringer av teleskopteknologien. Ved hjelp av broren Constantijn begynte Christiaan Huygens å bygge teleskoper rundt 1650. Den første månen han oppdaget i bane rundt Saturn, var med det første teleskopet han bygde.

Han kalte månen for Saturni Luna (eller Luna Saturni, latinsk for «Saturns måne») og publiserte oppdagelsen i verket De Saturni Luna Observatio Nova i 1656. Etter at Giovanni Cassini publiserte oppdagelsen av ytterligere fire saturnmåner mellom 1673 og 1686, begynte astronomer å henvise til disse og Titan som Saturn I til V (med Titan som nummer fire). Andre tidlige kallenavn for Titan var «Saturns ordinære satellitt». Titan har det offisielle nummeret Saturn VI siden numrene ble fryst etter oppdagelsene i 1789 for å unngå flere forvirringer – Titan har tidligere hatt numrene II, IV og VI. En rekke mindre måner har blitt oppdaget nærmere Saturn siden da.

Navnet Titan, og navnene på de da kjente syv satellittene til Saturn, kom fra John Herschel (sønn av William Herschel), oppdageren av Mimas og Enceladus, i hans publikasjon Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope i 1847. Han foreslo navnene til de mytologiske Titanerne (), søstre og brødre av Kronos, den greske Saturn. I gresk mytologi var titanerne en rase av mektige guddommer, etterkommere av Gaia og Uranos, som styrte i gullalderen.

 Omløp og rotasjon 
Titan går i bane rundt Saturn på 15 dager og 22 timer. Som mange andre satellitter til gasskjempene og jordens måne, er rotasjonsperioden identisk med omløpsperioden; Titan er tidevannslåst i en bundet rotasjon med Saturn, og den samme siden vender alltid mot planeten. Derfor finnes det et subsaturnsk punkt på overflaten, hvorfra planeten synes å henge direkte over. Lengdegrader på Titan måles vestover fra meridianen gjennom dette punktet. Baneeksentrisiteten er 0,0288 og baneplanet er inklinert 0,348 grader i forhold til Saturns ekvator. Sett fra jorden når månen en vinkelavstand på ca. 20 ganger Saturns radius (litt over 1,2 millioner km) fra Saturn og danner en skive 0,8 buesekunder i diameter.

Den lille og uregelmessig formede satellitten Hyperion er låst i en 3:4-baneresonans med Titan. En langsom utvikling av resonansen – hvor Hyperion vandret fra en kaotisk bane, er usannsynlig ifølge modeller. Hyperion ble sannsynligvis dannet i en stabil kretsende bane, mens den massive Titan absorberte eller støtet ut legemer som nærmet seg.

 Hovedegenskaper 
Titan er  km på tvers, sammenlignet med  km for planeten Merkur,  km for månen og  km for jorden. Før Voyager 1 kom frem i 1980 var Titan antatt å være noe større enn Ganymedes ( km i diameter) og med det den største månen i solsystemet. Det viste seg å være feil, den tette, ugjennomsiktige atmosfæren strekker seg mange kilometer over overflaten og øker den tilsynelatende diameteren. Diameteren, massen og tettheten til Titan ligner de jovianske månene Ganymedes og Callisto. Basert på hovedtettheten på 1,8 g/cm³ er Titans hovedsammensetning halvparten is og halvparten bergarter. Den ligner Dione og Enceladus i sammensetning, men har en høyere tetthet på grunn av tyngdekreftene.

Titan er sannsynligvis differensiert inn i flere lag, med en steinete kjerne på  km, omgitt av flere lag sammensatt av ulike krystallformer av is. Det indre kan fremdeles være varmt og det kan være flytende lag av «magma» bestående av vann og ammoniakk mellom skorpen av is Ih og dypere islag bestående av høytrykksformer av is. Tilstedeværelsen av ammoniakk gjør det mulig for vann å forbli flytende selv ved temperaturer ned mot −97 °C (for eutektiske blandinger med vann). Beviser for slike hav er naturlige radiobølger med ekstremt lav frekvens (ELF) i atmosfæren. Overflaten antas å være en dårlig reflektor for ELF-bølger, så de kan i stedet reflekteres av grensen mellom væske og is i et underjordisk hav. Cassini observerte at overflateformasjonene endret seg opp til 30 km mellom oktober 2005 og mai 2007. Dette antyder at skorpen er frikoblet fra det indre, og det gir også beviser for et indre flytende lag.

En studie av DLR-instituttet for planetologi tidlig i 2000 plasserte Titan i en gruppe med hovedsakelig is-satellitter, sammen med de gallileiske månene Callisto og Ganymedes.

 Atmosfære 

Titan er den eneste kjente månen med mer enn spor av en atmosfære. Den er den eneste tette, nitrogenrike atmosfæren i solsystemet i tillegg til jordens. Observasjoner av Cassini i 2004 antyder at Titan er en «superrotator», liksom Venus, med en atmosfære som roterer mye raskere enn overflaten. Voyager-sondene påviste at atmosfæren er tettere enn jordens, med et overflatetrykk som er ca. 1,45 ganger jordens. Atmosfæren er 1,19 ganger mer massiv enn jordens, og 7,3 ganger mer massiv per areal overflate. Titans lavere gravitasjon betyr at atmosfæren er langt mer utstrakt enn jordens.

Atmosfæren er ugjennomsiktig for mange bølgelengder og et komplett spektrum av refleksjonen er umulig å fremskaffe fra bane. I 2004 tok Cassini-Huygens de første direkte bildene av overflaten.

Stratosfæren består av 98,4 % nitrogen, 1,4 % metan og 0,1–0,2 % hydrogen. Det finnes også spor av andre hydrokarboner som etan, diacetylen, metylacetylen, acetylen og propan i tillegg til cyanoacetylen, hydrogencyanid, karbondioksid, karbonmonoksid, cyanogen, argon og helium. Hydrokarbonene antas å dannes i stratosfæren i reaksjoner som følge av at metan brytes ned av solens ultrafiolette lys, og at dette danner en tykk oransje smog.

 Klima 

Overflatetemperaturen er ca. 94 K (–179 °C). Ved denne temperaturen har is et ekstremt lavt damptrykk, og atmosfæren er nesten helt fri for vanndamp. Månen mottar bare litt over 1 % av sollyset sammenlignet med jorden.

Atmosfærisk metan danner en drivhuseffekt på Titans overflate, og uten denne ville Titan vært langt kaldere. Motsatt bidrar tørrdisen i atmosfæren til en antidrivhuseffekt ved å reflektere sollyset tilbake til rommet, og dermed motvirke deler av drivhuseffektens oppvarming. Overflaten er derfor betydelig kaldere enn den øvre atmosfæren.

Titans skyer – som sannsynligvis består av metan, etan eller andre enkle organiske forbindelser – er spredt og variable gjennom hele tørrdisen. Funnene til Huygens-sonden indikerer at atmosfæren i perioder regner flytende metan og andre organiske forbindelser ned på overflaten.

Skyer dekker typisk 1 % av Titans skive, men utvider seg raskt til 8 % under utbrudd. En hypotese hevder at de sørlige skyene dannes når forhøyede nivåer av sollys i løpet av den titanske sommeren genererer en oppløfting i atmosfæren, noe som resulterer i en konveksjon. Denne forklaringen kompliseres av at man har observert skydannelse ikke bare etter sommersolverv, men også midt på våren. En økende metanfuktighet på sørpolen bidrar muligvis til en rask økning i skystørrelsen. Det var sommer på Titans sørlige halvkule frem til 2010, da Saturns bane – som styrer månens bevegelse – vippet den nordlige halvkulen mot solen. Når årstidene endres slik, forventes det at etan vil begynne å kondensere over sørpolen.

 Overflateformasjoner 

Overflaten har blitt beskrevet som «kompleks, væskeprosessert, [og] geologisk ung». Det antas at Titan har eksistert siden solsystemets dannelse, men at en nylig hendelse har formet overflaten. Titans atmosfære er dobbelt så tykk som jordens, noe som gjør det vanskelig for astronomiske instrumenter å kartlegge overflaten i spekteret til synlig lys.

Cassini-sonden brukte infrarøde instrumenter, radarhøydemåler og syntetisk apertur-radar (SAR) for å kartlegge deler av Titan i løpet av nærpasseringer. De første bildene avslørte en variert geologi, med både grove og jevne områder. Der finnes formasjoner som synes å være av vulkansk opprinnelse som sannsynligvis spyr ut vann blandet med ammoniakk. Stripete formasjoner, noen av dem flere hundre kilometer i lengde, synes å være forårsaket av vindblåste partikler. Overflaten er relativt jevn; de få objektene som synes å være nedslagskratre har tilsynelatende blitt fylt igjen, muligvis av hydrokarbonregn eller vulkaner.

Høydemålinger med radar antyder at høydevariasjonene er små, typisk under 150 m. Sporadiske høydeendringer på 500 m har blitt observert og Titan har fjell som noen ganger når flere hundre meter og i noen tilfeller også over  m i høyde.

Overflaten er markert av brede regioner med lyst og mørkt terreng. Xanadu er et stort, reflektivt ekvatorialt område omtrent på størrelse med Australia, som ble identifisert i infrarøde bilder fra Hubble-teleskopet i 1994, og senere observert av Cassini. Denne overlappende regionen er fylt med åser og avskjærende daler og kløfter. På kryss og tvers av denne går det mørke lineamenter – slyngete topografiske formasjoner som ligner rygger eller sprekker. Disse kan representere tektonisk aktivitet som kan indikere at Xanadu er geologisk ung. Alternativt kan lineamentene være væskeformede kanaler som antyder et eldre terreng som har blitt gjennomskåret av strømsystemer. Mørke områder med lignende størrelser andre steder, er observert fra bakken og av Cassini; det ble spekulert i at de er metan- eller etansjøer, men Cassini-observasjoner synes å indikere noe annet (se under).


 Væsker 

Mulige hav av hydrokarboner ble foreslått basert på data fra Voyager 1 og 2. De viste at Titan hadde en tykk atmosfære med omtrent riktig temperatur og sammensetning for å støtte det. Beviser kom i 1995 da data fra Hubble og andre observasjoner antydet flytende metan, enten i frikoblede lommer eller på skala med satellittbrede hav tilsvarende til vann på jorden.

I 2004 ble det håpet at Cassini skulle oppdage reflekterende sollys fra overflaten av sjøer eller hav av hydrokarboner, men ingen speilrefleksjoner ble opprinnelig observert. Nær sørpolen ble den mørke formasjonen Ontario Lacus identifisert – og senere bekreftet å være en innsjø. Det ble også identifisert en mulig kystlinje nær polen fra radarbilder. 
Under en forbiflyvning 22. juli 2006 kartla sonden de nordlige breddegrader, hvor det da var vinter, og oppdaget en rekke store, jevne (og dermed mørke for radar) flekker på overflaten nær polen. Forskere kunngjorde i januar 2007 at dette var «definitive beviser for sjøer fylt med metan på Saturns måne Titan». Cassini-Huygens-laget konkluderte med at formasjonene nesten med sikkerhet var sjøer av hydrokarboner – de første stabile legemene av overflatevæske funnet utenfor jorden.
Noen synes å ha kanaler forbundet med væsken og ligger i topografiske forsenkninger. Formasjoner fra væskeerosjon ser ut til å være relativt nye: kanaler i noen regioner har dannet overraskende lite erosjon, noe som antyder at erosjonen er ekstremt langsom eller at et annet nylig fenomen har visket ut eldre elveleier og landformer. Sjøene dekker bare et par prosent av overflaten, og Titan er mye tørrere enn jorden.

Selv om de fleste sjøer er konsentrert nær polene – hvor den relative mangelen på sollys forhindrer fordampning – har det også blitt oppdaget en rekke langvarige innsjøer av hydrokarboner i de ekvatoriale ørkenregionene, blant annet nær Huygens''' landingssted i Shangri-La-regionen som er omtrent halvparten av størrelsen til Store Saltsjø i Utah. De ekvatoriale innsjøene er trolig «oaser», som forsynes av underjordiske akvifer.

I juni 2008 bekreftet Visual and Infrared Mapping Spectrometer på Cassini at det fantes etan i væskeform i Ontario Lacus. 21. desember samme år passerte Cassini rett over Ontario Lacus og observerte spektakulære refleksjoner med radaren. Styrken på refleksjonen mettet sondens mottaker, og indikerte at nivået på innsjøen ikke varierte mer enn 3 mm. Dette betyr at overflatevindene var minimale, eller at sjøene av hydrokarboner er viskøse.

Speilende refleksjoner indikerer en glatt, speilblank overflate, slik at observasjonen bekreftet tilstedeværelsen av et stort flytende legeme på radarbilder. Observasjonen ble gjort kort tid etter at nordpolområdet dukket opp fra 15 års vintermørket.

8. juli 2009 observerte Cassinis VIMS en speilende refleksjon som indikerte en glatt, speilblank overflate av det som i dag kalles Jingpo Lacus, en innsjø i den nordlige polregionen, kort tid etter at området kom ut fra 15 år med vintermørke.

Radarmålinger utført i juli 2009 og januar 2010 indikerte at Ontario Lacus er ekstremt grunn, med en gjennomsnittlig dybde på 0,4–3,2 m og en maksimal dybde på 2,9–7,4 m. I motsetning har Ligeia Mare på den nordlige halvkule dyp som overstiger den maksimale dybden radaren kan måle på 8 m.

Under seks forbiflyvninger i perioden 2006–2010 samlet Cassini radiometriske sporinger og optiske navigasjonsdata som kunne antyde en endring i formen av månen. Tettheten til Titan er konsistent med et legeme som består av omtrent 60 % bergarter og 40 % vann. Analyser antyder at overflaten kan heve og senke seg opp til 10 m i løpet av hvert omløp. Graden av vridning antyder at Titans indre kan deformeres, og en sannsynlig modell er et flere kilometer tykt skall av is som flyter på toppen av et globalt hav. Disse funnene og tidligere studier, antyder at havet ikke ligger mer enn 100 km under overflaten.

 Nedslagskratre 
Radar-, SAR- og bildedata fra Cassini har avslørt få nedslagskratre på overflaten. De som finnes synes å være relativt unge sammenlignet med månens alder. Et 440 km bredt basseng med to ringer kalt Menrva, ble oppdaget av Cassinis ISS som et lyst-mørkt konsentrisk mønster. Krateret Sinlap har en diameter på 60 km og flat bunn. Ksa har en diameter på 30 km og en mørk bunn med en sentral topp.

Bilder tatt med radar og kartlegging utført av Cassini avdekket «kraterformer», sirkulære formasjoner på overflaten som kan være relatert til nedslag, men som mangler visse egenskaper for å kunne identifiseres med sikkerhet. En 90 km bred ring med lyst, grovt materiale – kjent som Guabonito, antas å være et nedslagskrater fylt med mørke, vindblåste sedimenter. Lignende formasjoner ble observert i de mørke Shangri-La og Aaru-regionene. Radarobservasjoner avslørte også flere sirkulære formasjoner som kan være kratre i den lyse regionen Xanadu under Cassinis forbiflyvning 30. april 2006.

Mange kratre, eller sannsynlige kratre, viser tegn på omfattende erosjon, og alle viser indikasjoner på endringer. De fleste store kratre har brutte eller ufullstendige kanter, selv om noen har relativt mer massive kanter enn de ellers i solsystemet. Det finnes lite bevis for dannelsen av palimpsester gjennom viskoelastisk spenningsfrigjøring i skorpen, i motsetning til på andre store ismåner. De fleste kratrene mangler sentrale topper og har jevne bunner, muligens på grunn av nedslagsproduksjonen eller senere utbrudd av kryovulkansk lava. Mens fyllingen fra ulike geologiske prosesser er en grunn til Titans relative mangel på kratre, spiller den atmosfæriske beskyttelsen også en rolle. Det anslås at atmosfæren reduserer antall kratre med en faktor på to.

Radardekningen av 22 % av Titan i 2007 antydet en ikke-uniform fordeling. Xanadu har 2–9 ganger flere kratre enn andre steder. Den førende halvkulen har 30 % høyere tetthet enn den bakre halvkulen. Det er lavere tetthet i områder med ekvatoriale sanddyner og i den nordlige polregionen – hvor innsjøer og hav av hydrokarboner er mest vanlig.

Modeller av nedslagsbaner og vinkler før Cassini antyder at der hvor nedslagsobjektet treffer skorpen av is, forblir en liten mengde av oppvirvlet materiale værende igjen i krateret som flytende vann. Det kan vedvare som væske i århundrer eller lengre, tilstrekkelig lenge for «syntesen av enkle forløpermolekyler til livets opprinnelse»

 Kryovulkanisme og fjell 

Forskere har lenge spekulert i om forholdene på Titan ligner på jordens i dens tidlige historie, dog med en mye lavere temperatur. Oppdagelsen av argon 40 i atmosfæren i 2004 indikerte at vulkaner hadde spydd ut søyler av «lava» bestående av vann og ammoniakk. Globale kart over fordelingen av innsjøer på overflaten avslørte at der ikke er tilstrekkelig overflatemetan for å kunne forklare den kontinuerlige tilstedeværelsen i atmosfæren. Derfor må en betydelig andel komme fra vulkanske prosesser.

Likevel mangler overflateformasjoner som entydig kan tolkes som kryovulkaner. Den mørke formasjonen Ganesa Macula, som ble avslørt av radarobservasjoner av Cassini, ligner «pannekakekuplene» på Venus, og ble tolket som en kryovulkansk dome. American Geophysical Union avkreftet dette i desember 2008, og forklarte formasjonen som et resultat av en uheldig kombinasjon av lys og mørke flekker.Cassini oppdaget også en uvanlig lys formasjon – kalt Tortola Facula – som ble tolket å være en kryovulkansk kuppel. Ingen lignende formasjoner har blitt identifisert per 2010. I desember 2008 kunngjorde astronomer oppdagelsen av to forbigående, men uvanlige langlevde «lyse flekker» i atmosfæren som fremstod for vedvarende til å kunne forklares med bare værmønstre. Dette antydet at de var et resultat av omfattende kryovulkanisme.

I mars 2009 ble det oppdaget strukturer som lignet lavastrømmer i regionen Hotei Orcus. Disse syntes å svinge i lysstyrke over flere måneder. Selv om mange forklaringer ble foreslått, ble lavastrømmer funnet å stige 200 m over overflaten, i samsvar med at det hadde brutt ut fra under overflaten.

Et fjell med en lengde på 150 km, en bredde på 30 km og en høyde på 1,5 km ble oppdaget av Cassini i 2006. Fjellkjeden ligger på den sørlige halvkulen og antas å være sammensatt av isete materialer dekket med snø av metan. Bevegelsen til de tektoniske platene, muligvis påvirket av et nærliggende nedslagsbasseng, kan ha åpnet opp et gap hvor fjellets materialer har kommet opp. Før Cassini antok forskere at det meste av topografien ville være nedslagskratre, men disse fjellene ble dannet gjennom geologiske prosesser slik som på jorden. I desember 2010 kunngjorde laget bak Cassini-oppdraget den mest overbevisende mulige kryovulkanen funnet så langt – Sotra Facula. Den er én i en kjede av minst tre fjell, alle  m høye, hvorav flere er toppet av store kratre. Grunnen rundt basene synes å være dekket av frosne lavastrømmer.

Hvis det eksisterer vulkanisme på Titan, er hypotesen at den er drevet av energi frigjort fra henfallet av radioaktive grunnstoffer i mantelen, slik den er på jorden. Jordens magma består av flytende bergarter som har en mindre tetthet enn den faste skorpen av bergarter som den trenger gjennom. Is har mindre tetthet enn vann, og Titans magma av vann vil være tettere enn den faste skorpen av is. Dette betyr at kryovulkanismen må drives av store mengder ekstra energi, muligens via tidevannsfleksingen fra Saturn. Alternativt kan trykket som driver kryovulkaner forårsakes av Is Ih som presser fra undersiden av Titans ytre skall. Lavtrykksisen som ligger over et flytende lag av ammoniumsulfat flyter oppover, og det ustabile systemet kan produsere dramatiske vannsøyler. Overflaten fornyes gjennom aske av ammoniumsulfat og is på størrelse med korn som bidrar til å produsere et vindformet landskap og sanddyneformasjoner.

I 2008 foreslo planetologen Jeffrey Moore ved Ames Research Center et alternativt syn. Ingen vulkanske formasjoner hadde blitt entydig identifisert så langt, og han hevdet at Titan er en geologisk død verden hvis overflate er formet av nedslagskratre, fluvial og eloisk erosjon, massebevegelse og andre eksogene prosesser. Ifølge denne hypotesen slippes ikke metan ut av vulkaner, men diffuserer sakte ut av Titans kalde og stive indre.

Ganesa Macula kan være et erodert nedslagskrater med en mørk dyne i midten. De fjellrike ryggene i noen regioner kan forklares som svært degraderte kanter rundt store multiringede nedslagsformasjoner eller som et resultat av den globale sammentrekningen på grunn av den sakte avkjølingen av det indre. Selv i dette tilfellet kan Titan ha indre hav av den eutektiske blandingen av ammoniakk og vann med temperaturer på 176 K (-97 °C). Dette er tilstrekkelig lavt til å forklares av henfallet av radioaktive grunnstoffer i kjernen.

Det lyse terrenget i Xanadu kan være et degradert tungt kratret terreng tilsvarende det som er observert på overflaten av Callisto. Hvis det ikke var for mangelen på en atmosfære, kunne Callisto vært en modell for Titans geologi. Jeffrey Moore har kalt Titan for Callisto med vær.

 Mørkt terreng 
De første bildene av overflaten tatt av jordbaserte teleskoper tidlig på 2000-tallet, avslørte store regioner av mørkt terreng som strekker seg over Titans ekvator. Før Cassinis ankomst var det antatt at regionene var hav av organiske materialer som tjære eller hydrokarboner. Radarbilder tatt av Cassini-sonden har avslørt at noen av disse regionene har omfattende sletter dekket med sanddyner, opp til 330 m høye, ca. en kilometer brede og flere titalls til hundretalls av kilometer lange.

De lineære dynene antas å ha blitt dannet av moderate variable vinder som enten fulgte en hovedretning eller vekslet mellom to ulike retninger. Sanddyner av denne typen er alltid i linje med den gjennomsnittlige vindretningen. På Titan kombineres jevne sonale (østlige) vinder med varierte tidevannsvinder (omtrent 0,5 m/s). Tidevannsvindene skyldes tidevannskrefter fra Saturn på Titans atmosfære – som er 400 ganger sterkere enn månens tidevannskrefter på jorden – og har en tendens til å drive vinden mot ekvator. Dette vindmønsteret fører til at sanddyner bygges opp i lange parallelle øst-vest-gående linjer. Dynene brytes opp rundt fjell hvor vindretningen endres.

Sanden kan ha blitt dannet når flytende metan regnet og eroderte grunnfjellet av is, eventuelt i form av flommer. Alternativt kunne sanden også ha kommet fra organiske stoffer produsert av fotokjemiske reaksjoner i Titans atmosfære. Studier av dynenes sammensetning i mai 2008 avslørte at de inneholdt mindre vann enn resten av Titan, og at de mest sannsynlig er utledet fra organiske materialer som klumpet seg sammen etter regn mot overflaten.

 Observasjon og utforskning 
Titan er aldri synlig med det blotte øye, men kan observeres gjennom små teleskoper eller sterke kikkerter. Amatørobservasjoner er vanskelig på grunn av nærheten til Saturn og dens ringsystem; en okkulterende stang som dekker deler av øyet og blokkerer den lyse planeten forbedrer muligheten til å se månen. Maksimal tilsynelatende størrelsesklasse er +8,2, og gjennomsnittlig opposisjonsstørrelsesklasse er 8.4. Til sammenligning har Ganymedes – som er omtrent på samme størrelse – i det jovianske systemet +4,6.

I 1907 antydet den spanske astronomen Josep Comas Solà at han hadde observert en formørkelse nær kanten av Titans skive og to runde, hvite flekker i midten. Kuipers utledning av en atmosfære på 1940-tallet var den neste store observasjonshendelsen.

 Pioneer 11 
Den første sonden til å besøke Saturn-systemet var Pioneer 11 i 1979. Denne fastslo da at Titan sannsynligvis var for kald til å kunne støtte liv. Sonden tok de første bildene av månen (inkludert noen av månen og Saturn sammen), men disse var av dårlig kvalitet. De første nærbildene av Titan ble tatt 2. september 1979.

 Voyager 
Titan ble utforsket av både Voyager 1 og 2 i henholdsvis 1980 og 1981. Voyager 1s kurs ble endret for å utføre en nærmere passering av Titan. Sonden passerte månen 12. november 1980 i en avstand av 6 490 km. Dessverre manglet fartøyet instrumenter til å trenge gjennom disen. Mange år senere avslørte en intensiv digital prosessering av bilder tatt gjennom Voyager 1s oransje filter hint om de lyse og mørke formasjonene som nå er kjent som Xanadu og Shangri-La. De hadde imidlertid da allerede blitt observert i det infrarøde av Hubble-teleskopet. Voyager 2 tok en overfladisk kikk på Titan, og passerte månen 25. august 1981 i en avstand av 665 960 km. Laget bak Voyager 2 hadde valget mellom å ta en detaljert kikk på Titan, eller å bruke en annen bane mot Uranus og Neptun. Gitt mangelen på overflateformasjoner sett av Voyager 1 ble det siste alternativet valgt.

 Cassini-Huygens 

Selv med data fra Voyager-sondene forble Titan et mystisk legeme – en planetlignende satellitt innhyllet i en atmosfære som gjorde detaljerte observasjoner vanskelig. Mysteriene som hadde omgitt Titan siden observasjonene av Christiaan Huygens og Giovanni Cassini på 1600-tallet, endte med et romfartøy oppkalt etter dem.Cassini-Huygens ankom Saturn 1. juli 2004 og begynte prosessen med å kartlegge Titans overflate med radar. Som et fellesprosjekt mellom Den europeiske romfartsorganisasjon (ESA) og NASA var det et vellykket oppdrag. Cassini-sonden fløy forbi Titan 26. oktober 2004 og tok da bildene med den høyeste oppløsningen av månen noensinne, i en høyde av bare  km. Den avslørte da også lyse og mørke flekker som ville vært usynlige for det menneskelige øye fra jorden. Huygens landet på Titan 14. januar 2005, og oppdaget at mange overflateformasjoner synes å ha blitt formet av strømmende væsker en gang i fortiden.

22. juli 2006 gjennomførte Cassini sin første målrettede nærpassering 950 km fra Titan. Den laveste forbiflyvningen var på 880 km 21. juni 2010. Væsken på overflaten ble funnet i forekomster i den nordlige polregionen. Titan er det fjerneste legemet fra jorden og den andre månen i solsystemet som har hatt en romsonde på overflaten.

==== Huygens' landingssted ====

Sonden Huygens landet litt utenfor den østligste kanten av den lyse regionen Adiri. Den fotograferte bleke åser med mørke «elver» rennende ned til en mørk slette. Nåværende forståelser er at åsene (eller «høylandet») består hovedsakelig av is. Mørke organiske sammensetninger, dannet av solens ultrafiolette stråling i den øvre atmosfæren, kan regne fra atmosfæren og ned på overflaten. De vaskes nedover åsene med metanregnet og blir over geologiske tidsskalaer avleiringer på slettene.

Etter landingen fotograferte Huygens mørke sletter dekket av små steiner og grus, sammensatt av is. De to steinene like under midten av bildet til høyre er mindre enn de ser ut til: den til venstre er 15 cm og den i midten er 4 cm på tvers. Bildet er tatt med en avstand på ca. 85 cm. Erosjon ved foten av steinene indikerer en mulig fluvial aktivitet. Overflaten er mørkere enn først antatt, og den består av en blanding av vann og hydrokarbonis. «Jorden» som vises på bildene er trolig nedbør fra disen av hydrokarboner.

I mars 2007 bestemte NASA, ESA og COSPAR at landingsstedet til Huygens skulle hete Hubert Curien Memorial Station til minne om den tidligere presidenten i ESA.

 Fremtidige oppdrag 
Titan Saturn System Mission (TSSM) er et foreslått fellesprosjekt mellom NASA og ESA for utforskning av Saturns måner. Oppdraget ser for seg en varmluftballong som svever i månens atmosfære i seks måneder. Oppdraget konkurrerte mot Europa Jupiter System Mission (EJSM) om finansieringen, og i februar 2009 ble det klart at ESA og NASA hadde gitt EJSM prioritet foran TSSM, og at man ville forsøke å finne et senere tidspunkt for TSSM.
I mai 2012 foreslo NASA Titan Mare Explorer (TiME), et rimeligere landingsfartøy som kan lande i en av innsjøene nær Titans nordpol og flyte på overflaten av innsjøen i 3–6 måneder. Dette prosjektet var antatt å kunne starte i 2016 og ankomme Titan i 2023.

Et europeisk landingsprosjekt med konseptsonden Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE), ble foreslått i oktober 2012. Hovedforskjellen fra TiME-sonden vil være et fremdriftssystem.

 Prebiotiske forhold og muligheter for liv Cassini-Huygens hadde ikke utstyr til å påvise biosignaturer eller komplekse organiske forbindelser. Miljøet på Titan ligner likevel delvis det teoretiske miljøet på den tidlige jorden. Forskere antar at atmosfæren til den tidlige jorden lignet dagens atmosfære på Titan i sammensetning, men med viktige unntak som mangelen på vanndamp på Titan. Satellitten er av noen forskere antatt å inneholde mikrobielt utenomjordisk liv eller, i det minste, et prebiotisk miljø som er rikt på komplekse organiske forbindelser.

 Dannelsen av komplekse molekyler 
Miller-Urey-eksperimentet og flere følgende eksperimenter har vist at med en atmosfære lik den som finnes på Titan, og med ultrafiolett stråling i tillegg, kan komplekse molekyler og polymersubstanser som tholiner genereres. Reaksjonen starter med dissosiasjon av nitrogen og metan, som danner hydrogencanid og acetylen. Totalt 22 aminosyrer ble dannet under prosessen. Videre reaksjoner har blitt omfattende studert.

I oktober 2010 rapporterte Sarah Horst ved University of Arizona om funn av fem nukleotidbaser – byggesteiner i DNA og RNA – blant de mange forbindelsene som ble produsert når energi ble brukt til en kombinasjon av gasser som de i Titans atmosfære. Horst fant også aminosyrer, byggesteinene i proteiner. Hun uttalte at det var første gang nukleotidbaser og aminosyrer hadde blitt funnet i et slikt eksperiment, uten at flytende vann var til stede.

 Mulige habitater under overflaten 
Simuleringer i laboratorium tyder på at det er tilstrekkelig med organiske materialer på Titan til å starte en kjemisk evolusjon til det som antas å ha startet liv på jorden. Mens analogien forutsetter tilstedeværelsen av flytende vann over lengre perioder enn det som til nå er observert, foreslår flere teorier at flytende vann fra et nedslag kan bli bevart under et frossent isolasjonslag. Det er blitt observert at flytende hav av ammoniakk kan eksistere dypt under overflaten; en modell antyder en løsning av ammoniakk og vann så dypt som 200 m under skorpen av is, under forhold som etter «terrestrisk standard er ekstreme, men slik at liv faktisk kan overleve». Varmetransport mellom det indre og de øvre lagene vil være avgjørende for å opprettholde liv i et underjordisk hav. Oppdagelsen av mikrobialt liv på Titan vil avhenge av de biogene effektene. For eksempel har det at atmosfærisk metan og nitrogen kan være av biologisk opprinnelse blitt utforsket.

 Metan og liv på overflaten 
Det har blitt antydet at liv kan eksistere i metansjøene på Titan, liksom organismer på jorden lever i vann. Slike skapninger ville inhalere  i stedet for , metablisere det med acetylen i stedet for glukose, og puste det ut som metan i stedet for karbondioksid. De kunne bruke en flytende hydrokarbon som løsningsmiddel, slik som metan eller etan, i stedet for flytende vann. Vann er mer løselig enn metan, men også mer kjemisk reaktiv og kan bryte ned store organiske molekyler gjennom hydrolyse. En livsform hvis løsningmiddel var en hydrokarbon ville ikke risikere å ødelegge biomolekylene på denne måten.

I 2005 argumenterte astrobiologen Christopher McKay for at et eventuelt metanogent liv på overflaten av Titan, sannsynligvis vil ha en målbar effekt på blandingsforholdet i troposfæren; nivåer av hydrogen og acetylen ville vært målbart lavere enn ellers forventet.

I 2010 identifiserte Darrell Strobel ved Johns Hopkins University en større mengde molekylært hydrogen i de øvre atmosfæriske lagene enn i de lavere lagene. Han argumenterte for en nedadgående strøm med en hastighet på omtrent 1025 molekyler per sekund og forsvinningen av hydrogen nær overflaten. Funnet samsvarte med effektene som Chris McKay hadde forutsagt hvis metanogene livsformer fantes der. Samme år viste en annen studie at nivåene av acetylen på Titans overflate ble tolket av Chris McKay som forenelig med hypotesen om at organismer forbruker hydrokarboner.

McKay påpekte at det finnes andre, sannsynlige forklaringer på funnet av hydrogen og acetylen; mulighetene for en foreløpig ukjent fysisk eller kjemisk prosess (for eksempel en katalysator på overflaten som går på hydrokarboner eller hydrogen) eller mangler i dagens modeller for materialstrømmer. Data om sammensetninger og transportmodeller må være dokumentert. Ockhams barberkniv prioriterer en fysisk eller kjemisk forklaring fremfor en biologisk, gitt enkelheten av kjemiske katalysatorer versus kompleksiteten av en biologisk form. McKay bemerker likevel at oppdagelsen av noen av de, inkludert bare en katalysator som er effektiv ved 95 K (−180 °C), vil være en viktig oppdagelse.

NASA skrev om funnene i juni 2010: «Til dato er metanbaserte livsformer kun hypotetiske. Forskere har enda ikke oppdaget denne formen for liv noen steder». Videre skriver NASA: «noen forskere mener disse kjemiske signaturene styrker argumentet for en primitiv, eksotisk form for liv eller forløpere til liv på Titans overflate.»''

 Prebiotiske forhold 
Den store avstanden fra solen gjør at Titan er iskald (et faktum forverret av antidrivhuseffekten fra skydekket) og atmosfæren mangler . Forskere som Jonathan Lunine har ansett det som lite sannsynlig at det finnes liv på Titan og heller sett på det som et eksperiment for undersøkende teorier om forholdene som rådet før liv oppstod på jorden. De prebiotiske forholdene i Titans miljø og den tilhørende organiske kjemien er av stor interesse for å forstå den tidlige historien til den terrestriske biosfæren. Å bruke Titan som et prebiotisk eksperiment innebærer ikke bare observasjon gjennom romfartøyer, men også laboratorieeksperimenter og kjemiske og fotokjemiske modelleringer på jorden.

 Panspermi-hypotesen 
Panspermi tilsier at det er statistisk mer sannsynlig at eventuelle livsformer på Titan stammer fra jorden enn at de har oppstått uavhengig. Under nedslag fra store asteroider og kometer på jordens overflate kan flere hundre millioner fragmenter av mikrobe-laden-stein ha unnsluppet jordens gravitasjon. Beregninger tyder på at en del av disse vil møte andre legemer i solsystemet, deriblant Titan. På den andre siden har Jonathan Lunine argumentert for at enhver levende organisme i Titans kryogeniske sjøer av hydrokarboner må være så kjemisk forskjellig fra livet på jorden at den ene ikke kan være stamfar til den andre.

 Fremtidige forhold 
Om ca. seks milliarder år blir solen en rød kjempe. Overflatetemperaturen på Titan vil stige til ~200 K (−70 °C) – høyt nok til at stabile hav med en blanding av vann og ammoniakk kan eksistere på overflaten. Etterhvert som solens ultrafiolette utstråling øker, vil disen i Titans øvre atmosfære forsvinne og antidrivhuseffekten avta på overflaten. Dette vil igjen føre til at drivhuseffekten dannet av atmosfærisk metan spiller en langt større rolle. Et slikt miljø kan danne liv som vil vedvare i flere hundre millioner av år. Dette var tilstrekkelig med tid for enkelt liv å utvikle seg på jorden, selv om ammoniakken på Titan vil forsinke de samme kjemiske reaksjonene.

 Noter 

 Referanser 
Litteraturhenvisninger

Artemieva (2003), s. 471–480
Barnes (2006), s. 242
Benton (2005), s. 141–146
Bevilacqua (1980), s. 141–152
Cassini (1673), s. 
Coustenis (2008), s. 130
Coustenis (2008), s. 154–155
Coustenis (2008), s. 155
Dermott (1995), s. 238–240
Emily (2006), s. 224–229
Fortes (2000), s. 444–452
Fortes (2007), s. 139–153
Gladman (2005), s. 483–496
Grasset (2000), s. 617–636
Ivanov (1997), s. 
Jacobson (2006), s. 
Lancaster (2006), s. 702–703
Lassell (1847), s. 42
LeCorre (2008), s. 1–2
Lindgard (2005), s. 12–16
Longstaff (2009), s. 19
Lorenz (2003), s. 403–404
Lorenz (2006), s. 724–727
Lorenz (2007), s. 
Lorenz (2010), s. 519–520
Lunine (2008), s. 403
Mahaffy (2005), s. 969–970
McKay (1991), s. 
McKay (2008), s. 274–276
Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems (2007), s. 74
Moore (2008), s. 06
Niemann (2005), s. 779–784
Owen (2005), s. 756–757
Raulin (2002), s. 377–394
Raulin (2005), s. 471–487
Richardson (2004), s. 113–124
Roe (2004), s. L17S03
Schröder (2005), s. 726
Shiga (2006), s. 
Shiga (2008)
Shiga (2009)
Sotin (2005), s. 786–789
Stofan (2007), s. 61–64
Strobel (2010), s. 878–886
Tobie (2005), s. 496–502
Waite (2007), s. 870–875
Wood (2009), s. 334–344
Wye (2009), s. 
Zubrin (1999), s. 163–166

Øvrige referanser

Med mindre annet er spesifisert: 

 Litteratur 
 Litteratur til artikkelen 

Artikler















































Bøker





 Videre lesning 



 Eksterne lenker 


  Cassini–Huygens Mission To Saturn & Titan. Multimediainnhold Titan Virtual Tour
  Titan Profile hos NASA's Solar System Exploration site
  Video of Huygens’ descent fra ESA
  Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) site Titan image search 
  Den europeiske romfartsorganisasjon. (2005). ESA—Cassini-Huygens.
  The Planetary Society (2005). TPS: Saturn's moon Titan.
  University of Arizona Lunar and Planetary Lab (2005). Lunar and Planetary Lab The Descent Imager-Spectral Radiometer of the Cassini–Huygens Mission to Titan.
  The Alien Noise. Disse opptakene er en rekonstruksjon av lydene hørt av Huygens mikrofoner.
  Film av Titans rotasjon fra National Oceanic and Atmospheric Administrations nettsted
  AstronomyCast: Titan Fraser Cain og Pamela Gay, 2010.
  Titan nomenclature og Titan map with feature names fra USGS planetary nomenclature page
 Titan letter på sløret - artikkel fra forskning.no 31.10.04


Kategori:Artikler i astronomiprosjektet