Titan (mesiac)

Titan (Saturn VI) je najväčší a najhustejší z dosiaľ známych mesiacov planéty Saturn a po Jupiterovom mesiaci Ganymedes je druhým najväčším a prvým najhmotnejším mesiacom v celej slnečnej sústave. Zároveň je prvým objaveným mesiacom planéty Saturn. Objavil ho Christiaan Huygens v roku 1655.

So svojím priemerom  je väčší ako planéta Merkúr. Pôvodne bol považovaný za najväčší mesiac slnečnej sústavy, pretože jeho atmosféra presahuje  nad povrch. Vďaka tomu bol priemer Titanu nadhodnotený. Svoju materskú planétu obehne Titan raz za 16 dní vo vzdialenosti 1,2 milióna km.

Je jediným známym mesiacom s hustou a nepriehľadnou atmosférou, ktorá bráni priamemu pohľadu na jeho povrch. Súčasne ide o jediný mesiac s hustejšou atmosférou než je atmosféra Zeme a o teleso s druhou najhustejšou atmosférou medzi pevnými telesami v slnečnej sústave (po Venuši). Jeho plynný obal pozostáva najmä z dusíka, o ktorom sa predpokladá, že by mohol byť sopečného pôvodu. Okrem hustej atmosféry je unikátny tým, že v jeho atmosfére aj na jeho povrchu sa nachádza veľké množstvo rôznych organických molekúl.

O povrchu vedci nemali presné predstavy až do pristátia kozmickej sondy Huygens začiatkom roku 2005. Po jej pristátí sa Titan stal jediným mesiacom cudzej planéty, na ktorom pristála kozmická sonda a zároveň najvzdialenejším vesmírnym objektom, na ktorom pristál ľudský výtvor. Titan dlhodobo skúmala aj sonda Cassini, ktorá do septembra 2017 obiehala okolo Saturnu.

 Fyzikálne charakteristiky 
vľavo|náhľad|Porovnanie veľkosti Mesiaca (vľavo hore), Titanu (vľavo dole) a Zeme (vpravo)
Tvar mesiaca bol zistený z veľmi presných rádiových polôh meraných sondou Cassini počas preletov okolo tohto mesiaca. Je to takmer dokonalá guľa s polomerom 2 574 km. Titan je najväčší z 274 mesiacov Saturna, priepastne väčší ako ostatné mesiace tejto planéty. Druhý najväčší Saturnov mesiac, Rhea, má naproti nemu polomer len 764 km. Priemer Titanu dosahuje 40 % priemeru Zeme. Je celkove 10. najväčším telesom slnečnej sústavy.

Zloženie Titanu je podobné ako u ostatných veľkých ľadových mesiacov (Ganymedes, Kallisto) – z polovice je tvorené vodným ľadom a z polovice kremíkovým kamenistým materiálom. Jeho priemerná hustota 1,88 g/cm3 je síce väčšia ako hustota vody, ale menšia ako hustota planéty Merkúr. Oproti Merkúru je preto mesiac napriek väčším rozmerom menej hmotný.  Gravitácia na Titane je 7-krát slabšia ako pozemská. Je teda slabšia než gravitácia Mesiaca Zeme, hoci je od neho väčší. Dôvodom je malá hustota Titanu. Povrch Titanu je väčší ako povrch svetadielov Európy, Afriky a Ázie dohromady.

 Dráha a rotácia 
Titan je devätnásty mesiac v poradí od planéty. Okolo Saturna obieha v priemernej vzdialenosti  s periódou 15,95 dňa prográdnym (priamym) smerom. Titan je v dráhovej rezonancii 3:4 s malým nepravidelným mesiacom Hyperion.

Až do výsledkov podrobnej analýzy sondy Cassini vedci predpokladali, že rotácia Titanu je viazaná, čo by znamenalo, že k Saturnu otáča stále tú istú stranu. Koncom roku 2007 sa však podarilo stanoviť skutočnú Titanovu rotačnú periódu, ktorá je o 0,36° za rok rýchlejšia, ako by zodpovedalo viazanej rotácii. Chybné boli tiež predpoklady o nulovom sklone rotačnej osi. Jej sklon predstavuje 27°, čo je viac než sklon rotačnej osi Zeme. Vďaka tomu na Titane existujú výrazné ročné obdobia, no hodnoty teplôt počas nich zostávajú naproti Zemi vo výrazných mínusových hodnotách. Oproti Zemi alebo Marsu nie sú ročné obdobia vyvolávané obehom okolo centrálneho telesa (v Titanovom prípade Saturna), ale obehom Saturna spolu s Titanom okolo Slnka.

Z analýzy údajov sondy Cassini vyplynulo, že obežná dráha ani rotácia Titanu nezodpovedajú vlastnostiam pevného, kompaktného telesa. Rose-Marie Balandová z Kráľovského observatória v Bruseli z týchto údajov vyvodila záver, že mesiac má pevné jadro obalené oceánom tekutej vody, ktorý je prekrytý kôrou z ľadu. Ďalším dôkazom existencie podpovrchového oceánu je rozsah slapových deformácii mesiaca zistených sondou Cassini. Titan obieha po eliptickej dráhe a keď sa nachádza k Saturnu bližšie, pôsobí naň silnejšia gravitačná sila, ako keď sa nachádza ďalej. Tieto rozdiely spôsobujú na mesiaci obdobu prílivu a odlivu na Zemi. Povrch Titanu sa počas "prílivu" dvíha o viac než desať metrov, čo napovedá, že jeho vnútorné vrstvy tvorí kvapalina. Ak by boli pevné, "príliv" na Titane by dosahoval výšku iba jeden meter.
náhľad|Titan pred Saturnom
Na základe údajov zo sondy Cassini sa Titan od svojej planéty vzďaľuje, podobne ako Mesiac od Zeme. Tempo vzďaľovania Titanu je však omnoho rýchlejšie ako tempo vzďaľovania nášho Mesiaca, a dokonca takmer 100-krát rýchlejšie, než boli jeho pôvodné odhady. Je to približne 10,16 cm za rok.

 Vznik a vývoj 
Okolnosti vzniku a vývoja Titanu sú zatiaľ nejasné. Pokiaľ je správna teória, že vnútro mesiaca je rozdelené na tri vrstvy: jadro, plášť a kôru, tak, ako je to aj u terestrických planét, potom sa Titan sformoval podobným spôsobom ako ony: akréciou z plynoprachového disku. Po svojom vzniku bolo vnútro mesiaca roztavené a ťažšie látky mali možnosť pod vplyvom gravitácie klesať do jeho ťažiska, kde utvorili jadro. Počas fázy horúceho vnútra mal mať Titan aj sopečnú aktivitu, ktorá vytvorila jeho atmosféru.

Druhá teória vnútornej stavby mesiaca však predpokladá, že tieto vrstvy neexistujú a pod kôrou uhľovodíkov je teleso mesiaca tvorené jednotvárnou zmesou ľadu a skál. V tomto prípade sa mesiac formoval pomaly v priebehu milióna rokov a neprešiel horúcim štádiom. Keďže chladné vnútro nedovoľuje prítomnosť sopiek, atmosféra mesiaca musela vzniknúť inak ako ich činnosťou. Japonskí vedci sa nazdávajú, že plyny do atmosféry mohli priniesť kométy, ktoré sa s mesiacom zrazili počas veľkého bombardovania pred 4 miliardami rokov.

Ďalšia hypotéza o pôvode Titanu vznikla na základe počítačových simulácií. Podľa E. Asphauga a A. Reufera vznikol Titan postupným zrazením sa niekoľkých pôvodných menších ľadových mesiacov Saturna.  Pri mesiacoch Jupitera k ich splynutiu nedošlo, pretože boli uzamknuté do vzájomných dráhových rezonancií, ktoré vylučujú možnosť zrážky.

Vzďaľovanie mesiaca od planéty naznačuje, že sa mohol sformovať oveľa bližšie k Saturnu, než sa nachádza teraz.

Prvotná atmosféra Titanu bola na základe pomeru izotopov dusíka až 5-krát hmotnejšia, než je tá súčasná. V priebehu histórie muselo veľké množstvo dusíka uniknúť do kozmického priestoru. Malé množstvo argónu zase naznačuje, že prvotná atmosféra bola tvorená skôr amoniakom. Molekuly metánu v Titanovej atmosfére podliehajú postupnému rozkladu pod vplyvom ultrafialového žiarenia a podľa výpočtov na ich dopĺňanie nestačí metán v jazerách a moriach mesiaca. Zásoby metánu by týmto tempom na Titane došli v priebehu 10 miliónov rokov. Podľa teórie Michaela Wonga z Kalifornského technologického inštitútu by túto záhadu mohlo vysvetliť to, že Titan, podobne ako Zem, v minulosti prešiel fázami globálneho zaľadnenia. Podľa teórie Luciana Iessa z Università La Sapienza, ktorá bola publikovaná v časopise Science, je však metán do Titanovej atmosféry dopĺňaný z podpovrchového rezervoára.

Pred 50 000 rokmi jazerá pokrývali oveľa väčšiu časť južnej pologule mesiaca ako v súčasnosti. V cykloch podobných Milankovičovým cyklom na Zemi sa uhľovodíky postupne presúvajú od jedného pólu k druhému.

 Magnetosféra 
Titan nemá vlastné magnetické pole. Jeho hustá atmosféra je však ionizovaná žiarením, nábojovou výmenou a nárazom častíc. To u neho vytvára indukovanú magnetosféru podobne ako napríklad u Venuše.

Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosféry (sféry vyplnenej elektricky nabitými časticami), ktorá je vytvorená Saturnovým magnetickým poľom. Titan so svojou indukovanou magnetosférou je vodivá prekážka pre častice Saturnovej plazmosféry. Keďže Titan obieha okolo planéty pomalšie ako častice plazmosféry, brzdí tieto častice a vytvára deformáciu magnetického poľa Saturna. Titan sa pohybuje už na hranici magnetopauzy, a tak, hoci sa 95 % času nachádza v magnetosfére Saturna, občas je v priamom kontakte so slnečným vetrom. Za mesiacom sa tiahne štruktúra, ktorá pripomína magnetický chvost, útvar známy u telies s vlastným magnetickým poľom.

 Atmosféra 
náhľad|vľavo|Horné vrstvy atmosféry
Atmosféra Titanu sa vôbec nepodobá vodíkovo-héliovej atmosfére jeho materskej planéty, Saturna. Existenciu hustej atmosféry prvýkrát dokázal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektrografie, keď spozoroval absorpčné čiary prislúchajúce metánu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dusík ako hlavný komponent atmosféry a určili jej tlak na povrchu približne o polovicu väčší ako na Zemi. V skutočnosti je jeho tlak o 60 % väčší ako na povrchu Zeme. Titan a Pluto sú okrem Zeme jedinými telesami v našej slnečnej sústave, ktoré majú v atmosfére najväčšie zastúpenie dusíka. Na rozdiel od Zeme však atmosféra Titanu neobsahuje žiadny kyslík. Aj keď hodnotou tlaku je Titanovej atmosfére viac podobná pozemská, v percentuálnom zložení sa atmosféra Titanu viac podobá atmosfére Pluta. Atmosféra Titanu je 5-krát hrubšia ako pozemská, horné vrstvy sú až vo výške  nad povrchom. Je to dané slabšou gravitáciou telesa v porovnaní so Zemou. Teplota vrstiev atmosféry vo výškach 30 – 50 km dosahuje -200°C, pod aj nad touto vrstvou boli hodnoty namerané sondou Huygens vyššie. Atmosféra Titanu sa skladá z mnohých odlišných vrstiev. Nielen teplota, ale aj hustota vysokých vrstiev atmosféry sú vyššie, než sa pred sondou Huygens očakávalo.

Zastúpenie dusíka predstavuje okolo 95 %. Zvyšok tvorí najmä metán – 4,8 %. Keďže ide o skleníkový plyn, ovplyvňuje vývoj klímy Titánu v periódach trvajúcich stovky tisíc rokov. V stopovom množstve sa vyskytujú vodík, argón a rôzne uhľovodíky (detegovaná bola prítomnosť etánu, diacetylénu, propínu, kyanoacetylénu, etínu a propánu), oxid uhličitý, oxid uhoľnatý, dikyan, kyanovodík a hélium. Argón bol detekovaný iba v nečakane malých koncentráciách a ostatné vzácne plyny sa v atmosfére nenašli vôbec. Čpavok, kedysi v atmosfére vo veľkom prítomný, sa v súčasnej atmosfére Titanu vyskytuje už iba ako aerosól.

Ultrafialové žiarenie Slnka rozkladá v horných vrstvách atmosféry metán na veľmi reaktívny radikál metyl a vodíkový atóm. Vďaka tomu dochádza k neustálej tvorbe pevných uhľovodíkov, ktoré postupne klesajú na povrch. Zastúpenie uhľovodíkov v atmosfére stúpa s rastúcou výškou nad povrchom mesiaca a naopak, klesá podiel vodíka a metánu. Uhľovodíky spôsobujú charakteristické oranžové zafarbenie atmosféry. 

Kvôli nízkym teplotám (okolo −180 °C) na povrchu mesiaca nedochádza k sublimácii vodného ľadu, výsledkom čoho je absencia vodných pár v atmosfére. Oblaky na Titane sú tak tvorené pravdepodobne etánom, metánom a ďalšími jednoduchými uhľovodíkmi. Rozloženie uhľovodíkov je vo všetkých oblastiach danej výšky rovnaké, ale podliehajú sezónnym zmenám v závislosti od ročných období. 200 km nad povrchom sa k nim pridávajú tholiny, hlavne dikyanoacetylén, ktoré spôsobujú charakteristickú oranžovú farbu mesiaca. K tomuto poznatku dospeli vedci v laboratórnych podmienkach, keď ožiarili zmes dusíka a metánu ultrafialovým žiarením, dôsledkom čoho vznikol červenohnedý prášok, pôvodca zákalu Titanovej atmosféry. Niekedy sa oranžová hmla na Titane označuje ako smog. Podľa chemických experimentov vykonaných v roku 2007 dvoma pracovníčkami z University of Colorado obsahovala prvotná zemská atmosféra rovnakú oranžovú hmlu.

Ešte nižšie sa tvoria organické aerosóly. Zložky atmosféry Titanu sú veľmi horľavé, ale vďaka neprítomnosti kyslíka proces horenia neprebieha.

Hustá atmosféra neustále zahaľuje povrch Titanu. Zabraňuje tak preniknutiu 90 % slnečných lúčov na povrch mesiaca, ktoré sa od nej odrážajú do kozmického priestoru, čím spôsobuje antiskleníkový efekt. V kombinácii s tým, že vo vzdialenosti Saturna od slnka dostávajú telesá už iba 1 % slnečného žiarenia než Zem, na povrch mesiaca tak dopadá iba tisícina slnečného svetla, ktoré dopadá na povrch Zeme. Sonda Huygens nebola schopná počas zostupu určiť polohu Slnka, ale bola schopná v existujúcom šere získať obrázky povrchu mesiaca. Preto sa predpokladá, že nielen Slnko, ale ani Saturn nie je z povrchu Titanu viditeľný. Pozorovania sondy Cassini z roku 2004 naznačujú, že atmosféra rotuje oveľa rýchlejšie ako povrch mesiaca (podobne ako na Venuši). Takýto jav sa nazýva superrotácia a jeho pôvod nie je u Titanu známy.

Na Titane vďaka jeho atmosfére existuje kolobeh kvapalín podobný kolobehu vody na Zemi. Na rozdiel od Zeme sa však nejedná o vodu, ale o kvapalné uhľovodíky.

Titan sa počas obehu Saturnu niekedy dostane mimo Saturnovu magnetosféru, ktorá ho chráni pred slnečným vetrom. Vtedy slnečný vietor unáša častice z horných vrstiev atmosféry do kozmického priestoru.

 Oblačnosť a počasie 
náhľad|Gigantický oblak nad severným pólom Titanu v nepravých farbách
V okolí pólov mesiaca prevláda daždivé, chladnejšie počasie, kým pri rovníku sú suchšie a relatívne teplejšie podmienky. Teplota, chemické zloženie a charakter prúdenia atmosféry sa, podobne ako na Zemi, menia v závislosti od ročného obdobia. Sonda Cassini počas svojej, hoci viacnásobne predĺženej misie, nedokázala mesiac sledovať celý Saturnov rok (29,5 pozemského roka).

Sonda Cassini objavila gigantický oblak nad severným pólom mesiaca. Má priemer až  a siaha po 60-tu rovnobežku. Je pravdepodobné, že práve z tohto oblaku pršia uhľovodíky hromadiace sa v povrchových jazerách. Jeho existenciu predpokladali vedci ešte predtým, než sa ho podarilo sonde odfotografovať. Oblak existuje už niekoľko rokov a vedci predpokladajú, že v priebehu ďalšieho vývinu sa bude presúvať do južných polárnych končín. Nad južným pólom mesiaca sa zase vytvoril polárny vír.

Mraky na Titane sa pohybujú rýchlosťou okolo /s. Poloha oblakov a s nimi súvisiacich jazier sa mení v priebehu sezón – ročných období, ktoré trvajú sedem pozemských rokov. Počas sezón sa uhľovodíkové jazerá striedavo vyparujú a tvoria oblaky a opäť napĺňajú zrážkami z oblakov. Hlavnou zložkou týchto dažďov je podľa spektrometra VIMS sondy Cassini etán. Tieto zrážky sú väčšinou mierne a pomerne rýchlo sa vyparia. V okolí severného pólu sa sústreďuje skôr metán padajúci na povrch v podobe búrok a metánových zrážok.
Na základe pozorovaní sondy Cassini v rokoch 2004 – 2007 planetológovia prišli k záveru, že oblaky na Titane sa tvoria a pohybujú skoro rovnako ako oblaky na Zemi. To však vyvrátili neskoršie pozorovania sondy Cassini, ktoré nezaznamenali ani zďaleka dostatočnú koncentráciu dikyanoacetylénu, látky, z ktorej sa oblaky skladajú. Sonda zaznamenala v atmosfére Titanu ľadové oblaky, na ktorých skondenzovanie by bolo potrebné 100-krát väčšie množstvo tejto chemikálie. Podobný výsledok dal už detektor sondy Voyager 1, ktorá okolo mesiaca preletela dávno pred Cassinim, čo si ale vedci vysvetľovali nedostatočnou citlivosťou jej detektora. Keď ale rovnaký mechanizmus dal aj prístroj CIRS sondy Cassini, vedci museli svoj názor na proces spôsobujúci vznik oblakov na Titane prehodnotiť. Výskumníci si to začali vysvetľovať pomocou chémie pevných látok.

V lete na južnej pologuli pozorovali množstvo oblakov, ktoré navzdory očakávaniam pretrvali aj do začiatku jesene. Počasie na Titane tak pripomína pozemské babie leto, aj keď mechanizmus jeho vzniku je úplne iný. V okolí Titanových rovnodenností sa nad rovníkom tvoria masívne mraky, ktoré prinášajú silné metánové dažde. Sú podobné monzúnovým dažďom na Zemi, ale vyskytujú sa oveľa zriedkavejšie – v priemerne menej než raz za Saturnov rok. Takéto silné prívalové dažde sa vyskytujú okolo 60.-tej rovnobežky Titanu. 

Sonda Huygens počas svojho zostupu zaregistrovala elektrické impulzy, ktoré sa považujú za dôsledky bleskov udierajúcich medzi povrchom a spodnou hranicou ionosféry.

V dôsledku rýchlejšej rotácie atmosféry než samotného telesa dosahujú vetry v stratosfére Titanu rýchlosti až 700 km/h. Tieto vetry sú prevažne západné. Naopak, pri povrchu prevláda východné prúdenie malými rýchlosťami, asi 4 km/h. V mieste pristátia sondy Huygens vial vietor rýchlosťou iba 1 m/s. Gravitačné pôsobenie Saturna navyše vytvára v atmosfére ešte aj tzv. slapové vetry, ktoré smerujú k rovníku mesiaca.

Podľa analýzy údajov zo sondy Cassini od roku 2009 sa na Titanovom rovníku vyskytujú silné prachové búrky. Sú tvorené časticami, ktoré vietor vyzdvihuje z dún v týchto oblastiach. Na infračervených snímkach zo sondy sa prejavovali ako zjasnenia. Ich vznik súvisí so vznikom metánových búrok. Trvajú od 11 hodín po päť týždňov.

 Povrch 
náhľad|Povrch mesiaca Titan, ako ho nasnímala po pristátí sonda Huygens
náhľad|Mozaika 16 záberov zo sondy Cassini zobrazuje oblasť Xanadu ako veľkú svetlú plochu v rovníkových oblastiach Titanu. Tmavá oblasť na snímke je pomenovaná Šangri-La a mala by predstavovať plytké uhľovodíkové jazerá.
náhľad|Prvý prijatý záber z pristávajúcej sondy Huygens ukazuje kľukaté riečiská
Povrch Titanu je relatívne mladý, čo svedčí o komplexnej a neustále prebiehajúcej geologickej činnosti. Vek povrchu je oveľa mladší ako vek celého mesiaca a jeho odhady sa pohybujú v rozmedzí medzi 100 miliónmi až jednou miliardou rokov. Infračervený prieskum povrchu ukázal, že sú na ňom útvary, ktoré sa interpretujú ako moria, ľadovce a pevniny. Ide o jediný známy mesiac s takýmto rozmanitým povrchom a jediný známy mesiac s aspoň čiastočne kvapalným povrchom. Podľa údajov zo sondy Voyager 1 vedci predpokladajú, že Titan je vybudovaný zrejme z rovnakých dielov kremičitanov a molekúl NH3.H2O a CH4.H2O. Povrchové teploty sa pohybujú okolo −179 °C (94 K). Zmena teplôt v rámci polohy na mesiaci je len nepatrná, na póloch klesá iba o 2 K.

 Povrchové útvary 
 Pevný povrch 
Ešte pred misiou Cassini existovala teória, že celý povrch Titanu by mohol pokrývať globálny oceán tvorený kvapalnými uhľovodíkmi, čo sa však nepotvrdilo po prieskume sondou Huygens. Tá dosadla na pevný povrch do materiálu pripomínajúceho piesok, no na rozdiel od pozemského piesku nie je tvorený kremeňom, ale ľadovými časticami. Zloženie pár nad povrchom mesiaca naznačovalo, že Huygens sa chystal dosadnúť na povrch premočený kvapalným metánom, ten sa však pod vplyvom tepla z telesa sondy odparil. Tomu zodpovedá aj skutočnosť, že plynový chromatograf a hmotnostný spektrometer na palube sondy zaznamenali zvýšenie koncentrácie metánu v okolitom ovzduší zo zvyčajných 5 % na 30 %. Povrch obsahoval aj iné organické zlúčeniny, ktoré však neboli detekované v atmosfére. Kvapalné uhľovodíky sa na Titane nachádzajú, ale sú situované v jazerách až moriach prerušovaných ľadovou pevninou, na ktorej sú pohoria.

V roku 2006 sonda Cassini objavila zatiaľ najvyššie horstvo pokryté vrstvami organického materiálu a zahalené do oblakov. Pohorie je asi  dlhé,  široké a vysoké okolo 1 500 metrov. Na jeho vrchole leží svetlý materiál zo zmrznutých uhľovodíkov, pravdepodobne metánu. Dá sa predpokladať, že pohorie sa vytvorilo vrásnením podobne ako pohoria na Zemi. Na ďalších obrázkoch sa objavili dlhé horské pásma, duny a nánosy materiálu pripomínajúce lávové rieky. Duny sa skladajú zo zrniek piesku z organických zlúčenín (benzén, naftalén a fenantrén, ktoré vznikli pôsobením kozmického žiarenia na chladný acetylénový ľad. Podľa R. Lorenza je dunami pokrytých 20 % povrchu mesiaca. Ich zvyčajná výška je okolo 100 metrov, šírka 1 km a dĺžka až stovky kilometrov. Dôsledkom prachových búrok sa duny pravdepodobne menia. Objav najvyššieho vrchu na Titane, ktorý sa nachádza v pohorí Mithrim Montes, oznámil tím sondy Cassini v roku 2016. Jeho vrchol sa týči až do výšky 3 337 m.

Mesiac obsahuje aj kryovulkány, ktoré produkujú metán nahrádzajúci v atmosfére metán rozložený ultrafialovým žiarením.

 Krátery 
Do roku 2010 bolo s istotou známych iba päť impaktných kráterov na povrchu mesiaca. Ďalších 44 známych je však tiež veľmi pravdepodobne impaktného pôvodu. Staršie známe krátery sú silne erodované, zaplavené uhľovodíkmi alebo pochované v piesočných dunách. Najväčší kráter na Titane je Menrva s priemerom 425 km. Hustá atmosféra, v ktorej mnohé telesá zhoria, sa zaslúžila o to, že kráterov je menej než na porovnateľných telesách slnečnej sústavy. Druhým dôvodov malého množstva impaktných kráterov je prebiehajúca erózia, ktorá, podobne ako na Zemi, tieto útvary časom zahladzuje. Kým krátery v okolí Titanovho rovníka sú kompletne pokryté organickými látkami, tie ďalej od rovníka pokrýva zmes organických látok, vodného ľadu a malého množstva stuhnutého metánu. Vysvetlením je, že krátery vo vyšších šírkach obmýva metánový dážď, kým tie v nižších šírkach sa pokrývajú piesočnými sedimentami. Pozornosť vzbudzuje impaktný kráter Selk, u ktorého k očakávanému obmývaniu metánovým dažďom nedochádza. Ďalšie väčšie krátery na Titane sú Sinlap s priemerom 80 km a Ksa s priemerom 30 km.

Zrážky modelujú Titanov povrch aj inak. Radarové pozorovania sondou Cassini našli aluviálne, čiže náplavové kužele. Tieto kónické útvary sú tvorené sedimentmi, ktoré naplavili prívalové dažde. Nachádzajú sa najmä v oblastiach medzi 50.-tou a 80.-tou rovnobežkou mesiaca.

 Kvapalný povrch 
 Jazerá a moria 
Kvapalina pokrýva približne 2 % povrchu Titanu. Odparovaním z jazier, riek a morí sa zrejme dopĺňajú uhľovodíky v atmosfére. Koncom júla 2008 odborníci definitívne potvrdili, že na povrchu Titanu sa nachádza jazero tvorené etánom. Existencia jazier tekutých uhľovodíkov na povrchu Titanu sa predpokladala už dávno. Prvé objavené jazero leží v blízkosti južného pólu a jeho hladina pokrýva plochu podľa rôznych zdrojov od   po . Je o niečo väčšie ako jazero Ontário, podľa ktorého dostalo aj meno. Etán vypĺňajúci jazero vznikol pôsobením ultrafialového žiarenia na molekuly metánu. Je to jediné veľké jazero južnej pologule.

Radar sondy Cassini objavil ďalšie potenciálne jazerá a moria. V okolí severného pólu mesiaca sa nachádzajú až tri veľké jazerá. Najväčšia objavená tmavá oblasť má rozlohu až , čiže len o málo menšiu ako Kaspické more. Dostala pomenovanie Kraken Mare. Dosahuje maximálnu hĺbku najmenej 300 metrov a pravdepodobne zahŕňa prinajmenšom 80 % uhľovodíkov na povrchu telesa. Na jeho severnom okraji sa nachádza záliv Moray Sinus, do ktorého ústi rieka. V tejto oblasti bol nameraný zvýšený výskyt metánu oproti samotnému metánovo-etánovému moru. Ďalším veľkým kvapalným útvarom na severnej pologuli, druhým najväčším jazerom Titanu, je Ligeia Mare, s rozmermi 420 x 350 km. Jeho hlavnou zložkou je metán. Podľa údajov z roku 2013 má hĺbku vyše 160 metrov. Materiál jeho pobrežných línií je zrejme priepustný a podmáčaný uhľovodíkmi. Vedci z Cornell University to usudzujú na základe toho, že s príchodom jari do tejto oblasti sa okolitý terén nezahrieval výrazne rýchlejšie než samotné more, ako by to bolo v prípade jazera na Zemi.

Malých jazier v okolí severného pólu bola v roku 2012 známa viac ako stovka. Sonda Cassini objavila malé jazerá so strmými a hlbokými brehmi. V roku 2019 bol vytvorený model a hypotéza, ktorá tvrdí, že tieto jazerá vznikli výbuchom nahromadeného dusíka.

Južná pologuľa je v súčasnej dobe na jazerá chudobnejšia. Prvé objavené z nich, Ontario Lacus,sa rozprestiera okolo južného pólu. Má rozmery 235 x 80 km a jeho existencia bola známa už niekoľko rokov predtým, ako po zložení snímok sondy Cassini z rokov 2009 a 2010 prišlo potvrdenie, že ide naozaj o uhľovodíkové jazero. Jeho hĺbka však dosahuje nanajvýš 10 metrov. V dávnej minulosti bolo oveľa väčším a hlbším morom. 

V niektorých moriach sa našli tiež polostrovy a ostrovy.

Celkové predpokladané množstvo kvapalných uhľovodíkov na Titane minimálne stokrát prevyšuje všetky známe zásoby ropy a zemného plynu na Zemi. Tieto tekuté plochy podliehajú sezónnym zmenám. Ako sa blížilo pre severnú pologuľu Titanu zatiaľ posledné leto, sonda Cassini pozorovala, že jej jazerá sa zapĺňajú uhľovodíkmi. Naproti tomu rozloha jazier v blízkosti južného pólu sa medzi rokmi 2005 až 2009 zmenšila.

Na hladinách týchto jazier plávajú kryhy zmrznutého metánu a etánu. Umožňujú im to plynné bublinky v nich obsiahnuté. Radar sondy Cassini zaznamenal na metánovom mori aj vlny. Sú však oproti vlnám na pozemských vodných plochách veľmi malé, len 1,5 cm vysoké.

Ako vyplýva z predošlých informácií, jazerá a moria na Titane sú veľmi plytké. Ich hĺbka je 10-krát menšia oproti terénnym útvarom, než je tomu na Zemi. Zároveň je možné, že množstvo veľmi plytkých jazier nebolo zachytených, pretože na to, aby ich sonda Cassini svojim radarom zaznamenala, je potrebné, aby mali hĺbku aspoň 10 metrov. V opačnom prípade radar reaguje už na ich dná.

 Rieky 
Do viacerých jazier na Titane ústia rieky. Radar sondy Cassini zaznamenal na severnej pologuli 400-kilometrový tok vlievajúci sa do Kraken Mare, podľa iného zdroja do Ligeia Mare. Je najdlhšou známou riekou na Titane. V čase expozície ním pretekal tmavý metán alebo etán. Je to ďalší dôkaz toho, že na Titane existuje kolobeh uhľovodíkov a tiež náznak tektonickej aktivity, pretože geológovia tímu Cassini pripúšťajú, že rieky pretekajú tektonickými trhlinami. Niektoré riečne kanály sú pozoruhodne rovné, čo by mohlo naznačovať existenciu podpovrchových zlomov.

 Vnútorné zloženie 
Na základe obehu a rotácie telesa, ako aj rádiových meraní sondy Cassini počas blízkych preletov, Rose-Marie Balandová z Kráľovského observatória v Bruseli predpokladá, že vnútro Titanu je rozdelené na jadro, plášť a kôru. Hrúbka týchto vrstiev sa ešte upresňuje, ale predbežne je odhadovaná na 50 –  u kôry, 5 – 425 u oceánu. Jadro je diferencované iba čiastočne. Kremíkové jadro s priemerom okolo  pravdepodobne obaľuje niekoľko vrstiev zložených najmä z vodného ľadu rôznej kryštalickej štruktúry. Titan je príliš malý, aby sám dokázal generovať teplo vo svojom jadre. Napriek tomu jadro možno ešte udržiava horúčavu od dôb vzniku, alebo je zahrievané slapovými silami Saturnu. V takom prípade sa môže medzi horúcim jadrom a ľadovou kôrou na povrchu nachádzať tekutá vrstva tvorená chladnou slanou vodou s malou prímesou amoniaku (čpavku), síry, dusíka a vápnika. To potvrdzujú aj odrazy rádiových signálov. Existenciu takejto vrstvy podporuje aj objavenie vulkanickej činnosti (tzv. kryovulkanizmus) na Titane. Podľa J. Mitchella je ďalším dôkazom podpovrchového oceánu na Titanu kolísanie rýchlosti jeho rotácie. Tekutina totiž znižuje moment zotrvačnosti jeho povrchu.
Podľa teórie publikovanej v roku 2008 na stránkach časopisu Science sa kôra Titanu pohybuje nezávisle od podpovrchových vrstiev. Pod kôrou by sa totiž mal vyskytovať globálny oceán tvorený vodou a amoniakom. Tento oceán sa musí nachádzať v hĺbkach pod , pretože ak by sa nachádzal bližšie k povrchu, tak by pri dopade telesa, ktoré vytvorilo obrovský impaktný útvar Menvra, došlo k prelomeniu kôry.

Sonda Cassini zistila, že gravitačné pole Titanu sa nespráva podľa očakávaní. Pri prelete nad topografickými vyvýšeninami, nad pohoriami, zaznamenala nepatrné zníženie gravitačnej sily, a nie zvýšenie, ako sa očakávalo. Autori teórie publikovanej 28. augusta 2013 to vysvetľujú tým, že pod pohoriami na Titane môžu byť hlboko siahajúce ľadové "korene" obklopené vodným oceánom. Keďže ľad má nižšiu hustotu ako voda, kompenzuje hmotnosť hory a preto je gravitácia na týchto miestach oslabená.

Informácie zo sondy Cassini však pripúšťajú aj možnosť, že vnútro mesiaca nie je rozdelené na spomínané vrstvy a tvorí ho homogénna zmes vody, ľadu a skál. Tomuto zodpovedajú údaje gravitačnej mapy mesiaca.

 Pozorovanie zo Zeme 
Titan je nielen najväčší, ale aj najjasnejší a najľahšie pozorovateľný Saturnov mesiac. Jeho zdanlivá hviezdna veľkosť sa mení v závislosti od aspektu planéty Saturn, v najväčšom priblížení k Zemi (v opozícii) dosahuje 8,3 magnitúd. Hoci ho, rovnako ako žiadny iný mesiac slnečnej sústavy s výnimkou pozemského, nevidieť voľným okom, dá sa dobre pozorovať už malým ďalekohľadom. Od Saturna sa vzďaľuje až na 20 jeho polomerov. Kvôli nepriehľadnej atmosfére však zo Zeme nemožno na jeho povrchu pozorovať žiadne detaily.

 Výskum 
Výskum Titanu pomáha lepšie pochopiť nielen deje prebiehajúce na tomto mesiaci, ale aj deje na Zemi, s ktorou má mnoho podobností. Štúdium vzťahov medzi dažďovými zrážkami a povrchom Titanu môže viesť k novým pohľadom na klimatické zmeny na Zemi. Atmosféra Titanu zase lepšie pomáha pochopiť pôvodnú atmosféru Zeme v čase, keď na nej vznikal život.

 Výskum zo Zeme a jej okolia 
Titan objavil Christiaan Huygens v roku 1655 ako šiesty známy mesiac v slnečnej sústave. Určil aj jeho obežnú dráhu a dobu obehu. Prvé poznatky o jeho atmosfére prišli skúmaním Titanovho spektra, o jeho povrchu sa však až do výskumu sondami nevedelo nič. Hoci pozorovania veľkými pozemskými ďalekohľadmi ukázali v rovníkových oblastiach tmavé plochy, považovali sa za moria uhľovodíkov. No výskumy sondou Cassini ukázali, že pozorovaná oblasť je v skutočnosti suchá a moria kvapalných uhľovodíkov sa nachádzajú skôr v okolí pólov mesiaca ako na rovníku. 

Ďalšie informácie priniesli zákryty hviezd Titanom. Hviezdy, pred ktorými Titan pri pohľade zo Zeme prechádza, "zhasínajú" postupne, ako ich prekrývajú čoraz hustejšie vrstvy jeho atmosféry. Takýmto spôsobom došlo v roku 2003 k objavu prúdenia podobného tryskovému prúdeniu v zemskej atmosfére.
náhľad|Oblaky na Titane na snímkach Vesmírneho ďalekohľadu Jamesa Webba
Pokrok v pozemských pozorovaniach nastal pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu. Ten snímal Titan v infračervenom spektre, ktoré zemská atmosféra takmer neprepúšťa. Na vlnových dĺžkach 940 nanometrov je atmosféra Titanu čiastočne priehľadná, ale len po 40.-ty stupeň severnej a južnej šírky. Výsledkom pozorovaní bolo objavenie svetlej oblasti Xanadu veľkosti Austrálie. Ide o neobvykle hornatú lokalitu. Pozorovania Hubblovým ďalekohľadom priniesli aj objav inej, pre zmenu tmavej oblasti, ktorá sa nachádza na strane odvrátenej od Saturna.

Na jar 2008 pozorovali Titan spoločne Spitzerov vesmírny ďalekohľad a teleskopy Gemini N a IRTF na Havaji, oboje v infračervenej oblasti spektra. Na 15° južnej šírky mesiaca zaznamenali hurikán.

Rádioteleskopy ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) v Chile našli v roku 2017 dôkazy o tom, že v atmosfére Titanu sa vyskytuje látka akrylonitril. Jeho koncentrácie dosahujú až 1,9 – 2,8 molekúl na miliardu ostatných látok. Tento objav podporil špekulácie o živote na Titane, ktorý by fungoval na úplne inom biochemickom princípe ako pozemský (pozri nižšie).

Od 5. novembra 2022 sa začali zverejňovať snímky Titanu z najväčšieho kozmického ďalekohľadu – Vesmírneho ďalekohľadu Jamesa Webba. Tento infračervený ďalekohľad sa používa aj na prieskum atmosféry a klímy Titanu. Už prvé snímky ukázali dvojicu oblakov, ktorá bola dva roky predtým pozorovaná Keckovýmmi teleskopmi. Do prieskumu Titanu bola zapojená aj misia Infrared Space Observatory, ktorá pomáhala sledovať ročné obdobia na ňom.

 Výskum sondami 
Titan bol najprv skúmaný sondami Pioneer 11, Voyager 1 a Voyager 2. Všetky tri menované ale okolo neho len preleteli a navyše nedokázali svojimi prístrojmi preniknúť cez jeho atmosféru. Najviac poznatkov z trojice preletových sond priniesla Voyager 1, ktorá sa 12. novembra 1980 k nemu priblížila na minimálnu vzdialenosť 5000 km. Pri rádiovom zákryte za mesiac zmerala jeho polomer, gravitačný účinok na sondu pomohol určiť jeho hmotnosť a z nej odvodenú hustotu mesiaca. Oba Voyagery počas zákrytu Slnka Titanom pomohli preskúmať horné vrstvy jeho atmosféry. Sondám sa tiež podarilo určiť teplotu a tlak na povrchu mesiaca.

 Cassini-Huygens 
V rokoch 2004 – 2017 prebiehal výskum prostredníctvom misie Cassini-Huygens. Cassini bola sonda na obežnej dráhe okolo Saturna a Huygens je pristávacie puzdro, ktoré priletelo k Saturnu v spojení so sondou Cassini. Jeho úlohou bolo dosadnúť na povrchu Titanu a malo sa to podariť aj v prípade, že by dosadol na kvapalný povrch, aj v prípade dosadnutia na pevninu. Cassini zostala obiehať okolo Saturna, ale počas misie mnohokrát blízko preletela okolo tohto mesiaca. Zaznamenávala sezónne zmeny na Titane počas celého jeho "polroka" odvodeného od obežnej doby Saturna okolo Slnka. Študovala postupnú premenu mesiaca od zimy na jeho severnej pologuli až po jej leto. Prelety sondy okolo mesiaca sa delia na tzv. cielené, kvôli ktorým musela vykonať motorické manévre, a necielené, pri ktorých dráha sondy náhodne viedla v blízkosti Titanu. Cielené prelety prebiehali vo vzdialenosti rádovo niekoľko málo tisíc kilometrov od mesiaca, alebo aj menej, minimálna vzdialenosť pri necielených preletoch sa pohybovala rádovo v státisícoch kilometrov. Pozorovania mesiaca prebiehali niekedy aj zo vzdialeností rádovo miliónov kilometrov.

 Prieskum v rokoch 2004 – 2005 
Sonda Cassini bola navedená na obežnú dráhu Saturna 1. júla 2004 a 2. júla sa po prvýkrát priblížila k Titanu. Preletela okolo neho vo vzdialenosti , neskôr však absolvovala množstvo ďalších a tesnejších priblížení. Už 26. októbra minula sonda Cassini mesiac vo vzdialenosti . Na Zem prišli prvé detailné snímky, spektrá a radarové údaje. 19. novembra sa uskutočnila kontrola pripravenosti na uvoľnenie puzdra Huygens, ktoré sa malo odpojiť od sondy a samostatne pristáť na povrchu mesiaca. Pristávanie na Titane je jednoduchšie ako na Marse. Má slabšiu gravitáciu a pritom hustejšiu atmosféru ako Mars, preto sondu Huygens a potenciálne ďalšie sondy v budúcnosti stačí zabrzdiť najprv trením o atmosféru a následne padákmi.

23. novembra prebehla posledná previerka puzdra Huygens. 13. decembra sa uskutočnil ďalší prelet okolo Titanu s najväčším priblížením . 
vľavo|náhľad|Umelecká predstava o pristávaní sondy Huygens na povrchu Titanu
Dňa 25. decembra 2004 sa od sondy Cassini oddelila sonda Huygens. Modul začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 28. decembra Cassini previedol úhybný manéver, ktorý mu zaistil tretí prelet okolo Titanu, tentoraz vo vzdialenosti .

V piatok 14. januára 2005 na povrchu Titanu hladko pristál Huygens. Ide o dosiaľ najvzdialenejšie pristátie umelej sondy v dejinách, operácia prebiehala takmer 10 astronomických jednotiek od Zeme. Počas dva a pol hodiny trvajúceho klesania sonda merala atmosféru, oblačnosť, tlak, rýchlosť vetra, a robila snímky povrchu.  Prvá snímka z Huygensu zachytávajúca krajinu z výšky asi , na ktorej vyniká sústava tmavých kľukatých kaňonov pripomínajúcich riečne meandre, bola predstavená ešte v deň pristátia. Puzdro dosadlo na súradniciach 192,3° západnej dĺžky, 10,3° južnej šírky. Fungovalo na povrchu mesiaca niekoľko hodín, kým mu nedošli batérie. Niektoré údaje zo sondy však boli vinou chyby v počítačovom programe stratené.

Počas preletu 15. februára 2005, kedy sonda Cassini minula Titan vo vzdialenosti , kamery a ďalšie vedecké prístroje začali jeho podrobný výskum. Na získaných snímkach boli po prvýkrát objavené impaktné krátery na Titane. Počas tohto štvrtého cieleného preletu sa vykonávalo meranie vyžarovania ovzdušia v emisných čiarach dusíka a uhlíka, získavali sa ďalšie detailné snímky povrchových útvarov, prístroj VIMS pozoroval vývoj oblačnosti a ďalších prechodných javov, skúmali sa parametre plazmy v okolí mesiaca, elektrónová teplota, interakcia medzi magnetosférou a ionosférou a hľadali sa búrkové javy. 16. apríla 2005 bol po prvýkrát použitý spektrometer INMS, ktorý zmeral hustotu neutrálnych častíc a iónov atmosféry Titanu počas piateho cieleného preletu sondy. Zistilo sa tiež, že rozsiahla oblačnosť nad južným pólom, ktorú sonda zaznamenala v októbri 2004, už pozorovateľná nie je.

Po necielenom prelete začiatkom augusta sonda absolvovala 22. augusta opäť cielený prelet, počas ktorého sa podarilo získať údaje o teplote, tlaku a obsahu aerosólov v atmosfére. Ďalšie merania v priebehu stretnutia vykonával magnetometer MAG, kamery ISS – snímkovanie južnej oblasti pod regiónom Xanadu, UVIS, analyzátor prachu CDA a iné.  V dobe najväčšieho priblíženia optické prístroje snímkovali oblasť okolo južného pólu. 

V poradí siedmy cielený prelet okolo Titanu sa konal 7. septembra 2005. Počas neho sa uskutočnili radarové merania. 13. septembra bolo oznámené, že došlo k strate podstatného objemu vedeckých údajov z preletu okolo Titanu. Príčinou boli jednak prevádzkové problémy na sledovacej stanici DSN a jednak softvérová chyba na palube sondy, ktorá bola krátko na to napravená.
náhľad|Snímka z apríla 2006 poskytuje pohľad na prstence Saturna, ktoré čiastočne prekrývajú mesiac Titan. Nad prstencami sa nachádza ďalší mesiac, malý Epimetheus.

Pri prelete 26. decembra vo vzdialenosti 10 409 km sa hľadali stopové zložky atmosféry mesiaca a snímkovali albedové útvary. Tento prelet viedol po podobnej dráhe ako prelet sondy Voyager 1, vďaka čomu sa mohlo porovnať údaje oboch zariadení s odstupom štvrtiny storočia. Navyše to bol prvý prelet Cassini cez magnetický chvost mesiaca.

 Prieskum v rokoch 2006 – 2007 
15. januára 2006 sonda absolvovala desiaty prelet a to vo vzdialenosti 2043 km. V činnosti bol infračervený spektrometer a mapoval sa povrch mesiaca s vysokým rozlíšením. Prebiehalo aj snímkovanie pologule mesiaca odvrátenej od Saturna. Konal sa tiež výskum plazmových polí a magnetosféry.

18. marca, počas 13. cieleného preletu, sa sonda Cassini po prvý raz pri pohľade zo Zeme ukryla za Titan. Skúmala jeho ionosféru aj neutrálnu atmosféru a vlastnosti povrchu, pričom spolupracovala s pozemskými teleskopmi siete DSN. K ďalšiemu podobnému zákrytu došlo v priebehu nasledujúceho cieleného blízkeho preletu sondy okolo mesiaca, 20. mája. Podobné výsledky zákrytu preukázali vierohodnosť týchto informácií.

30. apríla, pri štrnástom cielenom prelete, sa opäť vyskytla porucha. Signál sondy sa dokonca dočasne stratil. Kvôli anomálii bola zvolaná krízová schôdzka. Podarilo sa však zachrániť väčšinu ohrozených údajov, stratilo sa ich len 17 %. Predpokladá sa, že na vine bolo galaktické kozmické žiarenie. Údaje sa týkali prúdenia v atmosfére a radarového mapovania povrchu.

Počas šestnásteho preletu okolo Titanu (2. júla 2006) sonda skúmala mesiac prístrojmi VIMS, ktorý v priebehu približovania získaval údaje pre globálnu mapu, CIRS, ktorý skúmal aerosóly v atmosfére, ISS, ktorý pátral po búrkových javoch, MAPS, ktorý zisťoval pôsobenie mesiaca na magnetosféru Saturna, a UVIS, ktorý vykonával ultrafialové merania. Radar na palube sondy poskytol zreteľný dôkaz existencie uhľovodíkových jazier na Titane. Na radarových záberoch sa našlo množstvo tmavých škvŕn, pričom niektoré sú napojené na sústavu kanálov. 

21. júla prebehol najbližší prelet okolo Titanu vo vzdialenosti , ktorý zmenil sklon dráhy sondy. Hlavným bodom programu preletu bola radarová sondáž krajín okolo severného pólu mesiaca. Počas preletu bola nameraná vyššia hustota atmosféry, ako sa očakávalo. Pomocou merania zákrytu hviezd za Titanom sa tiež zisťoval detailný profil termosféry mesiaca. 

7. septembra došlo k ďalšiemu cielenému preletu okolo Titanu s najväčším priblížením vo výške . Počas príletu hľadala kamera ISS búrkové javy a polárne žiary, zatiaľ čo spektrometer VIMS sa sústredil na mapovanie a fotometrické meranie Titanu. Počas preletu robil spektrometer VIMS snímky vo vizuálnom a infračervenom obore v rozsahu od globálnych záberov po veľmi podrobné detaily. 

9. októbra sa uskutočnil ďalší blízky prelet okolo Titanu (výška ), pričom sa radarom intenzívne skúmali miesta okolo severného pólu, kde sa predpokladali uhľovodíkové jazerá. 

Na snímkach z preletu 25. novembra 2006 bolo objavené zatiaľ najvyššie pohorie na Titane.

3. januára 2007 potvrdila skupina starajúca sa o údaje z radaru sondy, že na Titane sú jazerá naplnené tekutým metánom. 

12. januára prebehol ďalší prelet okolo Titanu spojený s mapovaním jeho povrchu.

22. februára absolvoval Cassini 25. prelet okolo Titanu, počas ktorého prebiehali radarové merania. Mapujúci spektrometer VIMS urobil prvé zábery najvyššej oblasti severnej pologule mesiaca. 

20. decembra sa Cassini priblížil k mesiacu iba na 970 km, pričom boli aktívne spektrometer VIMS a kamery ISS, ktoré urobili farebné zábery celého disku. V priebehu najbližšieho priblíženia radar skúmal južné polárne oblasti. Celkove sa sonda stretla s Titanom v roku 2007 17-krát. 

 Prieskum v rokoch 2008 – 2009 
Pri 40.-tom cielenom prelete, 5. januára 2008, sa sonda zamerala na podrobný prieskum miesta, kde pristál modul Huygens. Skúmala sa aj magnetosféra, atmosféra, vznik a vývoj oblačnosti. Počas necieleného preletu 22. januára radar skúmal severnú pologuľu. Po týchto výskumoch mala sonda zmapovaných celkovo 20 % povrchu.

22. februára sa uskutočnil ďalší prelet, počas ktorého sonda pozorovala teleso radarom a ultrafialovým spektrometrom. Vykonávali sa tiež pozorovania zákrytov jasných hviezd zo súhvezdia Veľký pes. Počas preletu 24. marca sa skúmalo miesto pristátia Huygensa a tiež vrchná atmosféra. 12. mája nasledoval prelet, počas ktorého Cassini študoval najmä oblasť Xanadu a potenciálny kryovulkán Tortola Facula, ktorý bol známy z infračervených snímok. Všetky tri prelety boli vo výške asi 1000 km.

O niečo vzdialenejší prelet sonda vykonala 28. mája, čo využila na prieskum exosféry a chemických látok unikajúcich za Saturna. Mapovala sa opäť oblasť Xanadu a tiež dunové polia.

V lete 2008 sa sonde Cassini podarilo dokázať prvú existenciu tekutého jazera (Ontario) a o rok neskôr našla definitívny dôkaz takéhoto jazera aj na severnej pologuli.

V roku 2009 začala na severnej pologuli Titanu jar. Sonda Cassini pozorovala odrazy slnečného svetla od hladiny najväčšej kvapalnej plochy na mesiaci, Kraken Mare. Vďaka tomu vo vysokom rozlíšení pozorovala jeho ostrovy a pobrežie. Zistilo sa, že more sa skladá z dvoch paniev prepojených 40 km dlhou úžinou. V júni sonda merala hĺbku jazera Ontario radarom.

26. decembra 2009 sonda Casisni preletela nad Titanom vo výške 955 km. Okrem sledovania sezónnych zmien na jazerách a moriach pozorovala aj sezónne zmeny atmosféry v polárnej oblasti. Dážď a sneh nad sledovacou stanicou v Madride však spôsobili čiastočnú stratu údajov z tohto preletu.

 Prieskum v rokoch 2010 – 2011 

12. januára 2010 sa uskutočnil ďalší cielený prelet vo výške 1 073 km. Počas neho sa skúmal odpar jazera Ontario Lacus. Prístroj INMS do hĺbky skúmal atmosféru južnej časti mesiaca a hľadal sezónne zmeny. Merali aj prístroje CAPS a spektrometer CIRS, ktorý skúmal teplotu povrchu, stratosféru a analyzoval prvky a zlúčeniny. Sledovala sa aj oblačnosť, vytvárala sa mozaika rovníkového pásma medzi 160 a 270° geografickej dĺžky s rozlíšením 25 až 30 km/pixel. Prístroj MIMI skúmal energetické ióny a elektróny vstupujúce do atmosféry Titanu. Zariadenie RPWS meralo termálnu plazmu a zisťovalo vzájomné interakcie medzi magnetosférami Titanu a Saturnu.
28. januára sonda absolvovala ďalší blízky prelet, počas ktorého jej kamery snímkovali povrch s vysokým rozlíšením. Skúmalo sa aj zloženie atmosféry a oblačnosť. V tomto roku tiež došlo k definitívnemu predĺženiu misie sondy až do roku 2017.

Na základe januárových aj minuloročných radarových meraní hĺbok jazera Ontario sa ukázalo, že táto kvapalná plocha je veľmi plytká. Jeho priemerná hĺbka sa pohybuje od 0,4 do 3 metrov a najväčšia dosahuje 7 metrov.

V marci a apríli sonda sledovala oblačnosť a prechody iných mesiacov pred Titanom. Uskutočnili sa aj mapovania mesiaca v globálnom meradle a profil atmosféry. Snímky vo viditeľnom spektre zhotovené v priebehu roka 2010 ukázali, že niektoré oblasti povrchu stmavli. Považuje sa to za dôkaz intenzívnych dažďov, ktoré povrch mesiaca zmáčajú. 21. júna 2010 sonda vykonala svoje najväčšie priblíženie k Titanu vôbec, na vzdialenosť 880 km.

V prvých mesiacoch roka 2011 bol Titan skúmaný prevažne z diaľky a zaznamenávala sa jeho oblačnosť, pri vzdialenom prelete 28. februára aj magnetické pole Saturna v jeho blízkosti. Meralo sa aj gravitačné pole. Májové snímkovanie pri prelete vo vzdialenosti 1873 km sa snažilo zachytiť prípadné sezónne zmeny pred a po rovnodennosti na mesiaci. V júni sonda sústredila pozornosť na oblasť Xanadu.

Dlhodobé mapovanie zistilo, že niektoré výrazné povrchové útvary počas mnohoročného pozorovania sondou zmenili svoju polohu až o 30 km. Ide o ďalšiu skutočnosť podporujúcu existenciu kvapalného oceánu, na ktorom by tieto útvary spolu s mesačnou kôrou plávali. Na základe toho predstavitelia NASA začali uvažovať o rozšírení prieskumu Titanu ďalšou sondou. V ďalších mesiacoch roku 2011 sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní oblačnosti, zloženia atmosféry a hľadaní sezónnych zmien. V novembri Cassini zahájil novú fázu štúdia nazvanú Titan Exploration at Apoapsis (TEA). Išlo o sériu pozorovaní približne raz za týždeň trvajúcich až 37 hodín, ktoré mali za cieľ najmä monitorovať oblačnosť a detegovať nové molekuly a izotopy v stratosfére prístrojom CIRS. Ku koncu roka počas 79. cieleného preletu mala sonda merať plazmové polia, ale keďže príslušný prístroj CAPS bol mimo prevádzky, vykonávala náhradné pozorovania mesiaca optickými prístrojmi.

 Prieskum v rokoch 2012 – 2013 
V roku 2012 bol objavený ľadový oblak kyanovodíka vznášajúci sa nad južným pólom. Priemer tohto mraku bol 100 km a objavil sa vo výške, prekvapivo, až 300 km. Predpokladalo sa, že v týchto výškach je už na sformovanie takéhoto oblaku privysoká teplota. Sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní mesiaca. Sledovala atmosféru, príchod zimy na južnú pologuľu, robila prieskum mesiaca v extrémnej ultrafialovej oblasti spektra a študovala vzájomné pôsobenie Titanu a magnetosféry Saturna. Pri odovzdávaní údajov nameraných počas 81. preletu silný dážď v oblasti príjmovej antény v Austrálii spôsobil stratu časti vedeckých údajov. Okrem toho sa vo februári, marci, apríli a júni pokúšala nájsť nejaké telesá v jeho libračných bodoch. Došlo k ďalšej malej strate údajov. Pri 82. prelete Cassini opäť prechádzal cez magnetický chvost Titanu. Tento prelet bol okrem štandardných meraní použitý aj na výraznejšiu zmenu obežnej dráhy sondy a skrátenie jej obežnej doby. 83. prelet okolo Titanu 22. mája 2012 viedol ponad jeho severný pól a zmenil sklon dráhy Cassini, ktorá z takmer rovníkovej dráhy okolo Saturna začala prechádzať na vysoký sklon 61,7°. Prelet odhalil tmavé oblasti v rovníkovom regióne pomenovanom Shangri-La neďaleko miesta, kde pristál Huygens. Boli interpretované ako veľmi plytké plochy kvapalného metánu a etánu, prvé nájdené kvapalné oblasti v rovníkových šírkach. To podľa Lindy Spikerovej z Jet Propulsion Laboratory podkopalo dovtedajšiu predstavu o Titane ako mieste, ktoré má jazerá na póloch a duny na rovníku.

Pri prelete 26. septembra 2012 objavila Cassini na severnom póle útvar, ktorý by mohol byť 400 km dlhou riekou tečúcou do Ligeia Mare, čo sa neskôr potvrdilo.

V júli 2013 zaznamenala sonda Cassini sezónne zmeny pobrežia Ligeia Mare. Ako sa s blížiacim sa letom severná pologuľa zohrievala, ľadová prikrývka sa topila a more sa zväčšovalo. 10. júla zaznamenala sonda radarom v Ligeia Mare tiež objekt interpretovaný ako ostrov, ktorý však pri ďalšom pozorovaní, 26. júla, už nevidela. Záhadný útvar dostal meno Magic Island. Sonda monitorovala aj vznik a zánik oblakov nad Ligeia Mare.

Radarovými obrazmi získanými v priebehu roku 2013 bola určená hĺbka Ligeia Mare na 160 – 170 metrov. V máji tohto roku bola tiež na základe údajov sondy okolo severného pólu mesiaca objavená celá sieť riečnych kanálov. Ďalšou analýzou údajov vyplynulo, že tieto rieky pretekajú až 570 m hlbokými kaňonmi.

 Prieskum v rokoch 2014 – 2015 
V roku 2014 sa podarilo s vysokým rozlíšením zobraziť podrobnosti na uhľovodíkovom mori Ligeia Mare a odvodiť jeho objem. Pri 104. prelete, 21. augusta 2014, vo výške 970 km nad povrchom, sonda Cassini získala údaje, na základe ktorých sa zistilo, že Kraken Mare je asi o 100 metrov hlbšie než sa pôvodne predpokladalo. V auguste 2014 sa pred rokom stratený útvar Magic Island opäť objavil a jeho plocha sa zväčšila z pôvodných 75 na 160 štvorcových kilometrov. Teórie vysvetľujúce tento neobyčajný jav sú, že ide o vlny na Ligeia Mare, bubliny vyvierajúceho plynu, alebo vynárajúce sa kryhy materiálu z dna. Sonda tiež dokázala, že jazero Ligeia Mare je tvorené metánom a nie etánom, ako sa dovtedy usudzovalo.

 Prieskum v rokoch 2016 – 2017 
Sonde sa podarilo zachytiť slnečné svetlo odrazené od Ligeia Mare a ďalších dvoch jazier. Vďaka snímkam boli prvýkrát detekované vlny na týchto kvapalných útvaroch.

25. júla 2016 preletel Cassini nad Titanom vo výške 976 nad povrchom. Jeho radar zobrazil v pomerne dobrej kvalite povrchové útvary, ako napríklad duny a nikdy predtým nezobrazenú oblasť blízko dávno známej Xanadu, ktorá bola pomenovaná Xanadu annex.

Pri prelete okolo Titanu koncom októbra 2016 sonda nasnímala metánové mraky nad severnou pologuľou telesa, na ktorej práve panovalo leto.

22. apríla 2017 vykonala starnúca sonda Cassini posledný blízky prelet okolo Titanu. Prelet s najväčším priblížením na vzdialenosť 979 km bol jej 127. v poradí. Z prístrojov sondy bol aktívny predovšetkým radar, ktorý naposledy skúmal kvapalné útvary na mesiaci. Skúmali sa tiež ióny a neutrálne častice v okolí mesiaca a jeho magnetický chvost. Prelet zároveň zmenil dráhu sondy na bližšiu k Saturnu.

V septembri 2017 bola vyslúžilá sonda Cassini úmyselne navedená do atmosféry Saturna, aby v nej zhorela a nemohla tak kontaminovať Saturnove mesiace prípadnými mikróbami na svojom telese. Pri jej zániku asistoval práve Titan. Dňa 11. septembra 2017 preletela okolo neho tak, aby pozmenil jej dráhu a naviedol ju do Saturnovej atmosféry. Aj roky po zániku sondy sa však zverejňujú jej nové objavy ohľadom Titanu na základe dát, ktoré vedci postupne analyzujú.

 Budúci výskum 
náhľad|vľavo|Umelecká predstava o misii Dragonfly
V roku 2011 sa objavil návrh sondy TiME (Titan Mare Explorer). Išlo by o sondu s pristávacím puzdrom, ktorá by plávala na uhľovodíkovom jazere alebo mori na Titane.

V decembri 2017 agentúra NASA vybrala dva projekty, ktoré by sa teoreticky mohli zrealizovať a zlietnuť v polovici dvadsiatych rokov 21. storočia. Jedným z nich je sonda na Titan menom Dragonfly (anglicky vážka). Ide o sondu v podobe dronu lietajúcu v atmosfére Titanu. Mala by vykonávať chemický prieskum a analýzu obývateľnosti desiatok rôznych lokalít, ktoré môže od seba deliť aj vzdialenosť niekoľko kilometrov. Bude z nich odoberať malé vzorky a analyzovať ich hmotnostným spektrometrom. Návrh zastupuje Elizabeth Turtlová z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) v Laurel, štát Maryland. Definitívne potvrdenie tohto návrhu prišlo v roku 2024. Jej štart sa predpokladá v júni 2028 a v prípade dodržania tohto termínu štartu by Dragonfly k Titanu doletela v roku 2034.

Výskumníci z Washington State University sa zase snažia predložiť návrh ponorky do mora kvapalného metánu, ktorá bude schopná plávať na hladine, no rovnako aj klesnúť k dnu.

V roku 2021 NASA udelila vedeckému tímu Glenn Research Center grant, ktorý má použiť na výskum uskutočniteľnosti návrhu na dovezenie vzoriek z Titanu na Zem. 

 Možnosť života 
náhľad|Titan vo falošných farbách. Povrch aj atmosféra sú jasne viditeľné. 
Po veľkých ľadových mesiacoch je Titan opovažovaný za najnádejnejší kandidát na teleso v slnečnej sústave, na ktorom by sa teoreticky mohol rozvinúť mimozemský život. Za túto možnosť hovorí prítomnosť organických molekúl. Vďaka nim je atmosféra Titanu relatívne podobná atmosfére dávnej Zeme. Proti tejto možnosti stojí fakt, že chýba základná zložka života - tekutá voda. Pri povrchových teplotách -179°C je všetka voda na mesiaci vo forme veľmi pevne zmrznutého ľadu. Potenciálny život na Titane by tak mal s najväčšou pravdepodobnosťou odlišnú biochémiu ako pozemský, alebo by sa mohol vyskytovať len v prípadnom podpovrchovom kvapalnom oceáne. Pravdepodobnosť jeho vzniku by zvýšilo, ak by bol tento podpovrchový oceán v kontakte s horninami.

Špekulácie o možnom živote na Titane zosilneli v roku 2017, keď na ňom vedci potvrdili prítomnosť akrylonitrilu. V podmienkach mesiaca by táto pre ľudí jedovatá, karcinogénna molekula mohla vytvoriť štruktúru podobnú lipidovým dvojvrstvám, ktoré ohraničujú pozemské živé bunky. 

Zlepšenie podmienok pre život na Titane by mohlo nastať v ďalekej budúcnosti, keď sa Slnko zmení na červeného obra. Zem sa dôsledkom toho stane neobývateľnou, ale na vzdialenom Titane bude zvýšenie teplôt pôsobiť, naopak, priaznivo.

 Pomenovanie 
Christiaan Huygens pôvodne pomenoval mesiac Saturni luna. Neskôr, keď boli objavené ďalšie mesiace Saturnu (Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Mimas a Enceladus), používal sa názov Huygensov, alebo Saturn VI (šiesty v poradí podľa vzdialenosti od Saturnu). Meno Titan pochádza z roku 1847 od Johna Herschela. Pomenovaný bol po Titanoch, deťoch Urana – boha nebies a Gaie – bohyne Zeme. Titanov bolo dvanásť, šesť mužov a šesť žien. Saturn bol najmladším z Titanov. Spočiatku chránili trón svojho otca Urana, neskôr sa však Saturn proti otcovi vzbúril, zvrhol ho z trónu a sám sa vyhlásil za vládcu sveta. Keď to isté chcel urobiť Saturnov syn Jupiter, Titani bojovali na strane Saturna. Saturn bol však porazený a vláda Titanov nad svetom skončila.

 Referencie 

 Iné projekty 

 Externé odkazy 
 Jan Pacák: Titan, najväčší mesiac Saturna 

Kategória:Mesiace Saturna

Kategória:Astronomické objekty objavené v roku 1655
Kategória:Astronomické objekty objavené Christiaanom Huygensom