Titan (satelit)

**Titan** (atau **Saturnus VI**) adalah satelit alami elipsoidal keenam sekaligus terbesar dari Saturnus. Satelit ini merupakan satu-satunya satelit alami yang memiliki atmosfer padat, dan satu-satunya objek selain Bumi yang terbukti memiliki cairan di permukaan.

Satelit ini sering kali digambarkan sebagai satelit yang mirip planet dan memiliki diameter yang 50% lebih besar dari Bulan, sementara massanya 80% lebih besar. Satelit ini merupakan satelit terbesar kedua di Tata Surya, setelah satelit Ganimede di Jupiter, dan volumenya lebih besar daripada planet Merkurius. Titan pertama kali ditemukan pada tahun 1655 oleh astronom Belanda Christiaan Huygens, dan merupakan satelit kelima di Tata Surya yang ditemukan setelah empat satelit milik Jupiter.

Titan terdiri dari es air dan materi berbatu. Seperti Venus sebelum masa penjelajahan angkasa, atmosfernya yang padat dan buram menyulitkan penyelidikan permukaan Titan hingga tibanya wahana *[[Cassini-Huygens]]* di Saturnus pada tahun 2004. Hal ini membuka pengetahuan baru seperti penemuan danau hidrokarbon cair di wilayah kutub Titan. Permukaannya secara geologis masih muda, meskipun pegunungan dan beberapa kriovolkano telah ditemukan, hanya sedikit kawah tubrukan yang ditemui.

Atmosfer Titan sebagian besar terdiri dari nitrogen; senyawa-senyawa kecil mengakibatkan pembentukan awan metana dan etana serta kabut organik yang kaya akan nitrogen. Iklimnya—termasuk angin dan hujan—menghasilkan permukaan yang mirip dengan Bumi, seperti bukit pasir, sungai, danau, dan laut (kemungkinan terdiri dari metana dan etana cair), dan delta, serta pola cuaca musiman seperti di Bumi yang mendominasi. Karena permukaannya yang mengandung cairan dan atmosfernya yang kaya akan nitrogen, siklus metana Titan dianggap mirip dengan siklus air di Bumi, meskipun suhunya jauh lebih rendah.

## Penemuan dan penamaan

Titan ditemukan pada tanggal 25 Maret 1655 oleh astronom/fisikawan Belanda Christiaan Huygens. Huygens terilhami oleh penemuan empat satelit terbesar Jupiter oleh Galileo pada tahun 1610 dan pemutakhiran teknologi teleskopnya. Christiaan, dengan bantuan saudaranya Constantijn Huygens, Jr., mulai membangun teleskop sekitar tahun 1650. Christiaan Huygens menemukan satelit pertama yang mengorbit Saturnus dengan teleskop pertama yang mereka bangun.

Huygens dengan mudah menamai penemuannya *Saturni Luna* atau *Luna Saturni* (dalam bahasa Latin berarti *bulan Saturnus*) dan menerbitkannya dalam risalahnya pada tahun 1655, *De Saturni Luna Observatio Nova*. Setelah Giovanni Domenico Cassini menerbitkan penemuan empat satelit Saturnus lainnya antara tahun 1673 hingga 1686, astronom mulai terbiasa menamai satelit tersebut dan Titan dengan sebutan Saturnus I hingga V (dengan Titan pada posisi keempat). Epitet lain yang awalnya digunakan adalah satelit biasa Saturnus. Titan secara resmi dinomori **Saturn VI** karena setelah penemuan pada tahun 1789, skema penomoran dihentikan untuk menghindari kebingungan (Titan pernah diberi nomor II, IV, dan VI).

Nama "Titan" diusulkan oleh John Herschel (putra dari William Herschel, penemu Mimas dan Enseladus) dalam terbitan 1847nya *Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope*. Nama tersebut berasal dari Titan (), yang dalam mitologi Yunani merupakan ras dewa-dewi yang kuat dan keturunan dari Gaia dan Uranus serta saudara kandung Kronos.

## Orbit dan rotasi

Titan mengorbit Saturnus setiap 15 hari 22 jam. Seperti satelit lainnya, periode rotasinya sama dengan periode orbitnya; Titan terkunci secara pasang surut dalam rotasi sinkron dengan Saturnus, sehingga salah satu belahan selalu menghadap planet. Akibatnya, terdapat titik sub-Saturnus di permukaannya, dan di situ Saturnus akan tampak seolah tergantung tepat di atas kepala. Garis bujur di Titan diukur ke arah barat dari meridian yang melewati titik ini. Eksentrisitas orbitnya tercatat sebesar 0,0288, dan bidang orbitnya terinklinasi 0,348 derajat relatif terhadap khatulistiwa Saturnus.

Satelit Hyperion yang kecil dan berbentuk tak teratur terkunci dalam resonansi orbit 3:4 dengan Titan. Evolusi resonansi yang lambat—yang seharusnya membuat Hyperion bermigrasi dari orbit yang kacau—dianggap tidak mungkin berdasarkan permodelan. Hyperion kemungkinan terbentuk dalam orbit yang stabil, sementara Titan yang besar menarik atau mengeluarkan objek yang mendekatinya.

## Ciri-ciri
Diameter Titan tercatat sebesar 5.150&nbsp;km, dibandingkan planet Merkurius yang hanya 4.879&nbsp;km, Bulan yang hanya 3.474&nbsp;km, dan Bumi yang besarnya 12.742&nbsp;km. Sebelum kedatangan wahana *[[Voyager 1]]* pada tahun 1980, Titan diduga sedikit lebih besar dari Ganimede (diameter 5,262&nbsp;km) dan maka dikira sebagai satelit terbesar di Tata Surya; tetapi, hal ini salah, dan perkiraan Titan menjadi berlebih akibat atmosfernya yang padat dan buram yang dapat mencapai beberapa kilometer di atas permukaannya. Diameter dan massa Titan (dan maka kepadatannya) mirip dengan satelit Ganimede dan Kalisto di Jupiter. Dengan kepadatan sebesar 1,88&nbsp;g/cm3, komposisinya terdiri dari setengah es air dan setengah materi berbatu. Meskipun komposisinya mirip dengan Dione dan Enseladus, satelit ini lebih padat akibat kompresi gravitasi.

Titan kemungkinan terdiferensiasi menjadi beberapa lapisan dengan inti berbatu berdiameter 3.400&nbsp;km yang dikelilingi oleh lapisan yang terdiri dari berbagai bentuk kristal es. Bagian dalamnya mungkin masih panas dan mengandung lapisan cair yang terdiri dari "magma" air dan amonia di antara kerak es I<sub>h</sub> dan lapisan es yang lebih dalam yang terdiri dari es bertekanan tinggi. Keberadaan amonia membuat air tetap cair bahkan dalam suhu serendah  (untuk campuran eutektik dengan air). Bukti keberadaan samudra telah ditunjukkan oleh wahana *Cassini* dalam bentuk gelombang radio berfrekuensi amat rendah di atmosfer Titan. Permukaan Titan diduga bukan merupakan pemantul gelombang berfrekuensi amat rendah yang baik, sehingga diduga malah memantulkan batas cairan-es sebuah samudra di bawah permukaan. Wahana Cassini mendapati beberapa kenampakan permukaan bergeser sejauh 30&nbsp;km antara Oktober 2005 hingga Mei 2007, yang menunjukkan bahwa kerak dipisahkan dari bagian dalam, dan merupakan bukti tambahan yang mendukung keberadaan lapisan cair di dalam.

Penelitian pada awal tahun 2000 oleh DLR Institute of Planetary Research di Berlin-Adlershof menempatkan Titan dalam kelompok "satelites besar" bersama dengan Kalisto dan Ganimede.




## Pembentukan
Satelit Jupiter dan Saturnus diduga terbentuk melalui akresi, proses yang diduga juga membentuk planet-planet di Tata Surya. Setelah terbentuk, gas raksasa muda dikelilingi oleh piringan materi yang secara perlahan membentuk satelit. Namun, meski Jupiter memiliki empat satelit besar yang orbitnya seperti planet dan teratur, Titan mendominasi sistem Saturnus dan memiliki orbit yang sangat eksentrik yang tak dapat dijelaskan dengan akresi belaka. Model yang diusulkan untuk pembentukan Titan adalah model yang menjelaskan bahwa sistem Saturnus awalnya memiliki satelit yang seperti satelit Galileo Jupiter. Namun, satelit-satelit tersebut terganggu oleh serangkaian tubrukan raksasa yang akan membentuk Titan. Satelit Saturnus yang berukuran sedang seperti Iapetus dan Rea terbentuk dari sisa tubrukan ini. Hal ini dapat menjelaskan eksentrisitas orbit Titan.

## Atmosfer

Titan adalah satu-satunya satelit dengan atmosfer yang padat. Atmosfer ini kaya akan nitrogen, dan pengamatan dari atmosfer oleh *Cassini* pada tahun 2004 menunjukkan bahwa atmosfer Titan berotasi lebih cepat dari permukaannya (seperti planet Venus). Pengamatan dari wahana ''Voyager'' telah menunjukkan bahwa atmosfer Titan lebih padat dari atmosfer Bumi, dengan tekanan permukaan sekitar 1,45 kali Bumi. Secara keseluruhan atmosfer Titan 1,19 kali lebih besar dari atmosfer Bumi, atau 7,3 kali lebih besar berdasarkan luas per permukaan. Akibat gravitasi yang rendah, atmosfer Titan lebih luas dari Bumi.

Di atmosfer Titan terdapat lapisan kabut buram yang menghalangi cahaya dari Matahari dan sumber lain yang membuat kenampakan permukaan Titan tampak kabur. Atmosfer Titan juga tampak buram dalam berbagai panjang gelombang dan spektrum reflektansi permukaan sulit didapat dari orbit. Baru setelah tibanya misi *[[Cassini–Huygens]]* pada tahun 2004 citra langsung permukaan Titan dapat diperoleh.

Komposisi atmosfer di stratosfer meliputi 98,4% nitrogen dengan 1,6% sisanya terdiri dari metana (1,4%) dan hidrogen (0,1–0,2%). Terdapat jejak unsur hidrokarbon lain seperti etana, diasetilena, metilasetilena, asetilena, dan propana, dan gas lain, seperti sianoasetilena, hidrogen sianida, karbon dioksida, karbon monoksida, sianogen, argon dan helium. Sinar ultraviolet Matahari memecahkan metana dan reaksi ini membentuk hidrokarbon di atmosfer atas Titan, sehingga menghasilkan kabut jingga yang tebal. Titan menghabiskan 95% waktunya dalam magnetosfer Saturnus, yang membantu melindungi Titan dari angin matahari.

Energi dari Matahari seharusnya telah mengubah semua jejak metana di atmosfer Titan menjadi hidrokarbon yang lebih kompleks dalam 50 juta tahun - waktu yang singkat bila dibandingkan dengan usia Tata Surya. Hal ini menunjukkan bahwa metana seharusnya diisi ulang dari Titan sendiri. Metana di atmosfer Titan mungkin berasal dari bagian dalamnya, yang dilepaskan keluar melalui letusan kriovolkano.

Pada 3 April 2013, NASA melamporkan bahwa bahan kimia organik mungkin muncul di Titan berdasarkan penelitian yang menyimulasi atmosfer Titan. Kemudian, pada 6 Juni 2013, ilmuwan di Institut Astrofisika Andalusia melaporkan pelacakan hidrokarbon aromatik polisiklik di atmosfer atas Titan.

## Iklim

Suhu permukaan Titan tercatat sebesar . Pada suhu ini, es air memiliki tekanan uap yang sangat rendah, sehingga atmosfer hampir terbebas dari uap air. Titan hanya mendapat sekitar 1% dari jumlah sinar matahari yang didapat Bumi.

Metana atmosfer menghasilkan efek rumah kaca di permukaan Titan, dan tanpa hal tersebut Titan akan jauh lebih dingin. Sebaliknya, kabut di atmosfer Titan mengakibatkan efek anti-rumah kaca dengan memantulkan kembali cahaya matahari ke angkasa dan membatalkan sebagian dari pemanasan efek rumah kaca sehingga permukaannya lebih dingin daripada atmosfer atas.

Awan Titan, yang kemungkinan terdiri dari metana, etana, atau bahan organik sederhana lainnya, tersebar dan beragam. Penemuan oleh wahana *Huygens* menunjukkan bahwa atmosfer Titan secara periodik menghujani metana cair dan senyawa organik lain ke permukaannya.

Awan biasanya meliputi 1% piringan Titan, meskipun kadang-kadang awan dengan cepat meluas hingga meliputi 8%. Menurut salah satu hipotesis, awan selatan terbentuk ketika peningkatan sinar matahari selama musim panas menyebabkan konveksi. Permasalahan menjadi semakin rumit karena pembentukan awan tidak hanya diamati selama titik balik matahari setelah musim panas, tetapi juga selama pertengahan musim semi. Meningkatnya kelembapan metana di kutub selatan kemungkinan mengakibatkan perluasan awan yang cepat. Belahan selatan Titan mengalami musim panas hingga tahun 2010, ketika orbit Saturnus membuat belahan utara Titan terpapar sinar matahari. Ketika musim berganti, diperkirakan etana akan mulai berkondensasi di kutub selatan.

## Kenampakan permukaan

Permukaan Titan dideskripsikan "kompleks, diproses cairan, [dan] secara geologis muda." Titan sudah ada semenjak masa pembentukan Tata Surya, tetapi permukaannya lebih muda, dengan usia antara 100 juta hingga 1 miliar tahun. Proses geologis mungkin telah membentuk kembali permukaan Titan. Atmosfer Titan dua kali lebih tebal dari Bumi, sehingga sulit bagi alat-alat astronomi untuk mengambil citra permukaannya dalam spektrum cahaya tampak. Wahana *Cassini* menggunakan alat inframerah, altimetri radar, dan radar apertur sintetis (SAR) untuk memetakan Titan selama terbang dekat. Citra pertama menunjukkan geologi yang beragam, dengan wilayah yang kasar dan halus. Terdapat kenampakan yang tampaknya disebabkan oleh aktivitas kriovolkano, yang kemungkinan merupakan air berhulu yang tercampur dengan amonia. Terdapat pula beberapa kenampakan bergaris-garis yang beberapa di antaranya panjangnya mencapai ratusan kilometer dan tampaknya disebabkan oleh partikel yang tertiup angin. Penelitian juga telah menunjukkan bahwa permukaan Titan relatif halus; beberapa objek yang tampaknya merupakan kawah tubrukan tampaknya telah diisi, kemungkinan oleh hujan hidrokarbon atau volkano. Altimetri radar menunjukkan bahwa variasi ketinggian Titan rendah, biasanya tidak lebih dari 150 meter. Namun, perubahan ketinggian hingga 500 meter telah ditemukan dan Titan memiliki pegunungan yang tingginya antara beberapa ratus meter hingga 1 kilometer.

Permukaan Titan dipenuhi oleh wilayah terang dan gelap. Salah satunya adalah Xanadu, wilayah di khatulistiwa yang reflektif dan besar dengan ukuran sebesar Australia. Wilayah tersebut pertama kali dilacak melalui citra inframerah yang diabadikan oleh Teleskop Angkasa Hubble pada tahun 1994, dan nantinya dilihat oleh wahana *Cassini*. Wilayah itu dipenuhi oleh bukit-bukit, lembah, dan chasma. Di wilayah tersebut juga terdapat kenampakan topografis gelap yang mirip bubungan atau celah-celah. Kenampakan itu mungkin diakibatkan oleh aktivitas tektonik, yang menunjukkan bahwa Xanadu secara geologis masih muda. Penjelasan lain menyatakan bahwa kenampakan tersebut merupakan saluran yang terbentuk oleh cairan, sehingga merupakan wilayah tua yang terpotong oleh aliran. Terdapat wilayah gelap dengan ukuran yang mirip di Titan; diduga kenampakan tersebut merupakan lautan metana atau etana, tetapi pengamatan dari *Cassini* tampaknya menunjukkan hal yang sebaliknya.

### Cairan

Kemungkinan keberadaan lautan hidrokarbon di Titan pertama kali diperkirakan berdasarkan data *Voyager 1* dan *2* yang menunjukkan bahwa Titan memiliki atmosfer yang tebal dengan suhu dan komposisi yang tepat untuk mendukung keberadaan lautan tersebut. Namun, bukti langsung baru diperoleh pada tahun 1995 setelah data dari Hubble dan pengamatan lain menunjukkan keberadaan metana cair di Titan, baik dalam lubang yang terpisah ataupun dalam bentuk samudra, seperti air di Bumi.

Misi *Cassini* membuktikan hipotesis tersebut, meskipun tidak langsung. Ketika wahana tersebut tiba di sistem Saturnus pada tahun 2004, danau atau lautan hidrokarbon diharapkan dapat dilacak melalui sinar matahari yang dipantulkan oleh permukaan cairan tersebut, tetapi awalnya tidak ada pantulan yang teramati. Di dekat kutub selatan Titan, kenampakan gelap yang disebut Ontario Lacus ditemukan (dan kemudian kenampakan tersebut dipastikan sebagai sebuah danau). Garis pantai juga diidentifikasi di dekat kutub melalui citra radar. Setelah melakukan terbang lintas pada 22 Juli 2006, yang berhasil mengabadikan citra lintang utara Titan (saat musim dingin), sejumlah potongan yang besar dan halus ditemukan di permukaan kutub. Berdasarkan pengamatan, ilmuwan mengumumkan "bukti pasti keberadaan danau yang berisi metana di satelit Titan" pada Januari 2007. Tim *Cassini–Huygens* menyimpulkan bahwa citra-citra yang diabadikan hampir pasti merupakan danau hidrokarbon yang telah lama dicari, sehingga menjadi cairan permukaan yang pertama ditemukan di luar Bumi. Beberapa tampaknya memiliki saluran yang terdapat di depresi topografis. Kenampakan erosi cairan tampak baru saja terjadi: saluran di beberapa wilayah secara mengejutkan tidak banyak mengakibatkan erosi, sehingga menunjukkan bahwa erosi di Titan berlangsung sangat lambat, atau mungkin fenomena lain telah menghapuskan dasar sungai dan bentang alam lama. Secara keseluruhan, pengamatan radar Cassini menunjukkan bahwa danau-danau hanya meliputi beberapa persen permukaan, sehingga Titan jauh lebih kering daripada Bumi. Walaupun sebagian besar danau terkonsentrasi di dekat kutub-kutub (yang tidak banyak mengalami penguapan akibat kurangnya sinar matahari), sejumlah danau hidrokarbon di wilayah gurun khatulistiwa juga telah ditemukan, termasuk di dekat wilayah Shangri-La, yang besarnya kurang lebih setengah dari Danau Garam Besar Utah. Danau-danau di wilayah khatulistiwa kemungkinan merupakan "oasis", atau dalam kata lain cairannya berasal dari akuifer di bawah tanah.

Pada Juni 2008, Spektrometer Pemetaan Visual dan Inframerah (VIMS) di wahana *Cassini* memastikan keberadaan etana cair di Ontario Lacus. Kemudian, pada tanggal 21 Desember 2008, *Cassini* melewati Ontario Lacus secara langsung dan mengamati pantulan yang kuat di radar. Pantulan tersebut menunjukkan bahwa danau tidak bervariasi lebih dari 3&nbsp;mm (yang dapat berarti angin permukaan tidak banyak, atau cairan hidrokarbon di danau tersebut kental).

VIMS Cassini pada 8 Juli 2009 melacak pantulan kuat yang menunjukkan keberadaan permukaan yang halus dan seperti kaca di wilayah kutub utara, yang kini disebut Jingpo Lacus (danau Jingpo), setelah musim dingin selama 15 tahun di wilayah tersebut selesai.

Pengukuran radar pada Juli 2009 dan Januari 2010 menunjukkan bahwa permukaan Ontario Lacus sangat dangkal, dengan rata-rata kedalaman antara 0,4 hingga 3,2&nbsp;m, dan kedalaman maksimum antara 2,9 hingga 7,4&nbsp;m. Sementara itu, kedalaman Ligeia Mare di belahan utara melebihi 8&nbsp;m.

Dalam enam terbang lintas antara tahun 2006 hingga 2011, Cassini mengumpulkan data pelacakan radiometrik dan navigasi optik yang dapat menunjukkan perubahan bentuk Titan. Kepadatan Titan konsisten dengan benda langit yang terdiri dari 60& batuan dan 40% air. Berdasarkan analisis, permukaan Titan dapat naik dan turun hingga 10 meter setiap kali mengorbit. Hal ini menunjukkan bahwa bagian dalam Titan relatif berubah-ubah, dan model Titan yang paling tepat kemungkinan adalah model yang memperkirakan keberadaan lapisan es yang mengapung di atas samudra global di kedalaman lebih dari lusinan kilometer Penemuan tersebut, ditambah dengan hasil penelitian sebelumnya, juga menunjukkan bahwa kemungkinan samudra Titan berada tidak lebih dari 100&nbsp;km di bawah permukaan.

### Kawah tubrukan

Data dari *Cassini* menunjukkan keberadaan beberapa kawah tubrukan di permukaan Titan. Kawah tubrukan tersebut tampaknya relatif muda bila dibandingkan dengan usia Titan. Contoh kawah yang ditemukan adalah cekungan cincin ganda yang disebut Menrva dengan lebar 440&nbsp;km, yang dilacak oleh *Cassini* sebagai pola konsentrik terang-gelap. Ada pula kawah yang lebih kecil dan rata dengan lebar 60&nbsp;km yang dinamai Sinlap dan kawah dengan puncak di tengah dan dasar yang gelap dengan lebar 30&nbsp;km yang dinamai Ksa. Pencitraan radar dan *Cassini* juga menemukan sejumlah kenampakan bulat di permukaan Titan yang mungkin diakibatkan oleh tubrukan, namin tidak memiliki ciri tertentu yang memastikan statusnya. Misalnya, cincin terang selebar 90&nbsp;km yang disebut Guabonito telah diamati oleh *Cassini*. Kenampakan ini diduga merupakan kawah tubrukan yang terisi oleh sedimen gelap yang dibawa oleh angin. Contoh lain ada di wilayah Shangri-La dan Aaru yang gelap. Pengamatan dari radar juga menemukan beberapa kenampakan bulat yang mungkin merupakan kawah di wilayah terang Xanadu pada 30 April 2006.

Banyak kawah Titan yang mengalami erosi dan perubahan. Sebagian besar kawah memiliki pinggir yang tidak lengkap, meskipun beberapa kawah di Titan memiliki pinggir yang lebih besar daripada di tempat lain di Tata Surya. Namun, tidak banyak bukti yang menunjukkan pembentukan palimpsest (kawah yang reliefnya sudah menghilang karena perembetan permukaan ber-es) melalui relaksasi kerak (yang terjadi di satelit-satelit ber-es lainnya). Sebagian besar kawah tidak memiliki puncak di tengah dan dasar yang halus, yang kemungkinan diakibatkan oleh letusan kriovolkano. Jumlah kawah di Titan sendiri relatif kurang karena berbagai macam proses geologis mengisi kembali kawah. Selain itu, atmosfer juga melindungi permukaan Titan, dan diperkirakan atmosfer mengurangi jumlah kawah hingga setengah.

Data beresolusi tinggi dari radar (namun terbatas, hanya 22%) pada tahun 2007 menunjukkan ketidakseragaman persebaran kawah. Jumlah kawah di wilayah Xanadu 2–9 kali lebih banyak dari wilayah lain. Kepadatan kawah di belahan depan 30% lebih besar daripada belahan belakang. Sementara itu, kepadatan kawah di wilayah gurun khatilistiwa dan kutub utara lebih rendah.

Permodelan jalur dan sudut tubrukan pra-*Cassini* menunjukkan bahwa ketika tubrukan menghujam kerak es air, beberapa pecahan (*ejecta*) dari tubrukan tersebut tetap cair di dalam kawah selama berabad-abad atau bahkan lebih lama, waktu yang cukup untuk sintesis molekul sederhana yang akan menjadi cikal bakal kehidupan.

### Kriovolkanisme dan pegunungan

Ilmuwan telah lama menduga bahwa keadaan Titan mirip dengan Bumi, meskipun suhunya jauh lebih rendah. Pelacakan Argon 40 di atmosfer pada tahun 2004 menunjukkan bahwa gunung berapi telah mengeluarkan "lava" yang terdiri dari air dan amonia. Peta persebaran danau di permukaan Titan juga menunjukkan bahwa jumlah metana di permukaan tidak cukup untuk tetap bertahan di atmosfer, sehingga kemungkinan sebagian dari metana tersebut berasal dari proses vulkanik.

Terdapat beberapa kenampakan permukaan yang dapat ditafsirkan sebagai sebuah kriovolkano. Salah satu dari kenampakan tersebut ditunjukkan melalui pengamatan radar *Cassini* pada tahun 2004, yang disebut Ganesa Macula. Kenampakan ini mirip dengan kenampakan "kubah panekuk" di Venus, dan akibatnya awalnya dikira sebagai sebuah kriovolkano, meski American Geophysical Union menentang hipotesis ini pada Desember 2008. Pada akhirnya, kenampakan tersebut ternyata bukan kubah, tetapi merupakan hasil dari gabungan potongan terang dan gelap yang tidak disengaja. Pada tahun 2004, *Cassini* juga melacak kenampakan terang (disebut Tortola Facula) yang ditafsirkan sebagai sebuah kubah kriovolkano. Tidak ada kenampakan sejenis yang ditemukan semenjak tahun 2010. Pada Desember 2008, astronom mengumumkan penemuan dua "titik terang" yang bersifat sementara tetapi berumur panjang di atmosfer Titan, yang tampaknya tidak dapat dijelaskan dengan pola cuaca belaka, sehingga mungkin diakibatkan oleh peristiwa kriovolkano.

Pada Maret 2009, struktur yang mirip dengan aliran lava diumumkan ditemukan di wilayah yang disebut Hotei Arcus, yang berfluktuasi kecerahannya selama beberapa bulan. Meski ada banyak fenomena yang dapat menyebabkan fluktuasi ini, aliran lava ditemukan muncul 200 meter di atas permukaan Titan, yang mungkin meletus dari bawah permukaan.

Pegunungan sepanjang 150&nbsp;km long, selebar 30&nbsp;km dan setinggi 1,5&nbsp;km juga ditemukan oleh *Cassini* pada tahun 2006. Pegunungan ini berada di belahan selatan dan diduga terdiri dari materi ber-es dan dilapisi oleh salju metana. Pergerakan lempeng tektonik yang mungkin dipengaruhi oleh cekungan tubrukan di sekitar dapat membuka celah yang mengakibatkan penumpukan materi pegunungan. Sebelum misi Cassini, ilmuwan mengasumsikan bahwa sebagian besar topografi Titan terdiri dari struktur tubrukan, tetapi penemuan Cassini malah menunjukkan bahwa (sama seperti Bumi) pegunungan terbentuk melalui proses geologis. Pada Desember 2010, tim dari misi *Cassini* mengumumkan penemuan kriovolkano yang meyakinkan. Kriovolkano itu dinamai Sotra Patera dan merupakan bagian dari rentetan tiga pegunungan, yang masing-masing tingginya berkisar antara 1000 hingga 1500 m, dan di atas beberapa pegunungan terdapat kawah besar. Tanah di sekitar dasar tampaknya dipenuhi oleh aliran lava beku.

Jika vulkanisme memang ada di Titan, menurut hipotesis proses tersebut didorong oleh energi yang dilepaskan oleh peluruhan unsur radioaktif di dalam mantel, seperti yang terjadi di Bumi. Magma di Bumi terbuat dari batuan cair, yang kurang padat bila dibandingkan dengan kerak berbatu di atasnya. Karena es tidak lebih padat dari air, magma Titan yang berair lebih padat daripada kerak esnya. Akibatnya, kriovolkanisme di Titan membutuhkan energi yang besar, kemungkinan dari peregangan pasang surut dari Saturnus. Kemungkinan lain, tekanan yang dibutuhkan untuk mendorong kriovolkano dihasilkan oleh es Ih yang terbentuk di bawah kerak luar Titan. Es bertekanan rendah yang melapisi lapisan amonium sulfat cair naik ke atas karena gaya apung. Proses inilah yang melapisi kembali Titan dan membantu menghasilkan bentang alam dan bukit pasir yang terbentuk oleh angin.

Pada tahun 2008, Jeffrey Moore (geolog keplanetan dari Ames Research Center) mengusulkan sudut pandang alternatif. Dengan mempertimbangkan bahwa tidak ada kenampakan vulkanik yang telah diidentifikasi dengan jelas hingga saat ini, ia menekankan bahwa Titan merupakan dunia yang tidak aktif secara geologis, dan permukaannya dibentuk oleh tubrukan, erosi fluvial dan aeolian, pemborosan massal, dan proses eksogenik lainnya. Menurut hipotesis ini, metana tidak dihasilkan oleh gunung berapi, tetapi perlahan-lahan berdifusi dari bagian dalam Titan yang dingin dan keras. Ganesa Macula mungkin merupakan sebuah kawah tubrukan yang terkikis dengan bukit pasir gelap di tengah. Bubungan bergunung yang diamati di beberapa wilayah dapat dianggap sebagai gawir struktur cincin ganda hasil tubrukan yang sangat terdegradasi atau sebagai hasil dari kontraksi global yang diakibatkan oleh pendinginan bagian dalam secara perlahan. Dalam hipotesis ini, Titan masih dapat memiliki samudra di bagian dalam yang terdiri dari campuran eutektik air-amonia dengan suhu , yang cukup rendah untuk disebabkan oleh peluruhan unsur radioaktif di inti Titan. Wilayah Xanadu yang terang mungkin merupakan wilayah yang sangat berkawah dan terdegradasi seperti di permukaan Kalisto. Memang, bila Kalisto punya atmosfer, Kalisto dapat menjadi model geologi Titan. Bahkan Jeffrey Moore menyebut Titan "Kalisto yang bercuaca".

### Medan gelap

Citra-citra permukaan Titan yang diabadikan oleh teleskop di Bumi pada awal tahun 2000-an menunjukkan medan gelap yang besar di khatulistiwa Titan. Sebelum tibanya *Cassini*, wilayah tersebut diduga merupakan lautan materi organik seperti tar atau hidrokarbon cair. Citra radar yang diabadikan oleh wahana *Cassini* malah membuktikan bahwa wilayah tersebut merupakan dataran yang dilapisi oleh bukit pasir yang membujur dengan ketinggian hingga 330&nbsp;meter, lebar sekitar satu kilometer, dan panjang antara puluhan hingga ratusan kilometer. Bukit pasir yang membujur (atau melintang) diduga terbentuk oleh angin yang mengikuti satu arah rata-rata atau berganti-ganti antara dua arah yang berbeda. Bukit pasir sejenis ini biasanya sejalan dengan rata-rata arah angin. Di Titan, angin yang mengarah ke timur berkombinasi dengan angin pasang surut yang berubah-ubah (kurang lebih 0,5 meter per detik). Angin pasang surut diakibatkan oleh gaya pasang surut dari Saturnus, yang 400 kali lebih kuat daripada gaya pasng surut Bulan di Bumi dan cenderung mengarahkan angin ke khatulistiwa. Akibatnya, bukit pasir terbentuk dalam garis paralel yang panjang dan tersusun barat ke timur. Rentetan bukit pasir berakhir di sekitar pegunungan karena arah angin berganti.

Pasir di Titan kemungkinan tidak terbuat dari butiran silikat seperti pasir di Bumi, tetapi terbentuk ketika metana cair menghujani Titan dan mengerosikan batuan es (kemungkinan melalui banjir bandang). Menurut kemungkinan lain, pasir berasal dari zat padat organik yang dihasilkan oleh reaksi fotokimia di atmosfer Titan. Penelitian komposisi bukit pasir pada Mei 2008 menunjukkan bahwa bukit pasir memiliki lebih sedikit air dibandingkan wilayah Titan lainnya, dan kemungkinan besar berasal dari materi organik yang terkumpul setelah menghujani permukaan.

## Pengamatan dan penjelajahan

Titan tidak dapat dilihat oleh mata telanjang, tetapi dapat diamati melalui teleskop kecil. Pengamatan secara amatir sulit dilakukan karena Titan terletak dekat dengan planet Saturnus dan cincinnya; *[[occulting bar]]* dapat digunakan untuk menghalangi Saturnus. Titan memiliki magnitudo tampak maksimum sebesar +8,2, dan rata-rata magnitudo oposisi 8,4. Sebagai perbandingan, magnitudo tampak Ganimede yang ukurannya mirip tercatat sebesar +4,6.

Pengamatan Titan sebelum masa penjelajahan angkasa tidak banyak dilakukan. Pada tahun 1907, astronom Spanyol Josep Comas Solá mengamati penggelapan tepi di Titan, sehingga menjadi bukti pertama bahwa satelit tersebut memiliki atmosfer. Pada tahun 1944, Gerard P. Kuiper menggunakan teknik spektroskopi untuk melacak atmosfer metana.

Wahana pertama yang mengunjungi sistem Saturnus adalah *[[Pioneer 11]]* pada tahun1979. Wahana tersebut memastikan bahwa Titan terlalu dingin untuk kehidupan. Selain itu, *Pioneer 11* juga mengabadikan citra Titan dan Saturnus pada akhir hingga pertengahan tahun 1979. Kualitas gambar tersebut kalah dengan kedua wahana Voyager, tetapi memberikan data sebagai persiapan.

Titan diselidiki oleh *Voyager 1* pada tahun 1980 dan *[[Voyager 2|2]]* pada tahun 1981. Jalur *Voyager 1* diubah agar dapat lebih dekat saat melewati Titan. Sayangnya, wahana tersebut tidak memiliki alat yang dapat menembus kabut Titan, suatu hal yang tidak diperkirakan sebelumnya. Beberapa tahun kemudian, pemrosesan gambar yang diabadikan oleh penyaring jingga *Voyager 1* secara digital menunjukkan keberadaan kenampakan terang dan gelap yang kini disebut Xanadu dan Shangri-La, tetapi saat itu keduanya sudah diamati dalam bentuk inframerah oleh Teleskop Angkasa Hubble. *Voyager 2* hanya melihat Titan secara sepintas. Tim *Voyager 2* dihadapkan oleh dua pilihan: mengarahkan wahana tersebut untuk melihat Titan secara rinci atau mengikuti lintasan lain yang akan mengunjungi Uranus dan Neptunus. Karena sedikitnya kenampakan permukaan yang dapat dilihat oleh *Voyager 1*, rencana kedua-lah yang dilaksanakan.

### ''Cassini–Huygens''

Wahana *Cassini-Huygens* mencapai Saturnus pada tanggal 1 Juli 2004, dan sudah mulai memetakan permukaan Titan dengan menggunakan radar. Wahana yang merupakan proyek gabungan European Space Agency (ESA) dan NASA ini sangat berhasil dalam menjalankan misinya. Wahana *Cassini* terbang melintasi Titan pada 26 Oktober 2004 dan mengabadikan citra permukaan Titan dengan resolusi terbesar sejauh ini dari jarak 1.200&nbsp;km yang menunjukkan potongan terang dan gelap yang tak dapat dilihat oleh mata telanjang di Bumi. *Huygens* mendarat di Titan pada tanggal 14 Januari 2005 dan menemukan banyak kenampakan permukaan yang kemungkinan terbentuk oleh cairan yang mengalir pada masa lampau. Pada 22 Juli 2006, *Cassini* melakukan terbang lintas dekat pertamanya dari jarak 950&nbsp;km dari Titan; terbang lintas terdekat dilakukan dari jarak 880&nbsp;km pada tanggal 21 Juni 2010. Cairan dalam bentuk danau dan lautan juga ditemukan oleh *Cassini* di wilayah kutub utara. Selain itu, berkat misi *Cassini-Huygens*, Titan adalah satelit kedua di Tata Surya dan objek paling jauh dari Bumi yang memiliki wahana pendarat di permukaannya.

#### Tempat pendaratan ''Huygens''

Pada 14 Januari 2005, wahana ''Huygens'' mendarat di permukaan Titan, di ujung timur wilayah cerah yang disebut Adiri. Wahana tersebut mengambil gambar perbukitan yang pucat dengan "sungai" gelap mengalir ke dataran gelap. Menurut pemahaman saat ini, perbukitan (yang juga disebut dataran tinggi) sebagian besar terdiri dari es air. Senyawa organik gelap yang dihasilkan di atmosfer atas oleh radiasi ultraviolet Matahari mungkin menghujani atmosfer Titan. Senyawa tersebut mengalir ke bawah bukit dengan hujan metana dan mengendap dalam jangka waktu geologis.

Setelah mendarat, *Huygens* mengambil citra dataran gelap yang dilapisi bebatuan kecil, yang terdiri dari es air. Kedua batu di tengah gambar di sebelah kanan tampak lebih kecil dari yang sebenarnya: yang sebelah kiri panjangnya 15&nbsp;cm, dan yang sebelah kanan panjangnya 4&nbsp;cm, sementara *Huygens* mengabadikannya dari jarak 85&nbsp;cm. Terdapat bukti terjadinya erosi di dasar bebatuan, yang mungkin disebabkan oleh aktivitas fluvial. Permukaan tampak lebih gelap dari yang diperkirakan sebelumnya, dan terdiri dari campuran es air dan hidrokarbon. Berdasarkan asumsi, "tanah" yang terlihat di gambar di sebelah kanan merupakan presipitasi dari kabut hidrokarbon di atas.

Pada Maret 2007, NASA, ESA, dan COSPAR memutuskan untuk menamai tempat pendaratan *Huygens* "Stasiun Memorial Hubert Curien" untuk mengenang mantan ketua ESA.

### Misi masa depan

Titan Saturn System Mission (TSSM) adalah usulan gabungan NASA/ESA yang akan menjelajahi satelit-satelit Saturn. Dalam misi tersebut, balon udara akan terbang di atmosfer Titan selama enam bulan. Proyek ini bersaing dengan Europa Jupiter System Mission (EJSM) untuk memperoleh dana. Pada Februari 2009, diumumkan bahwa ESA/NASA akan memprioritaskan EJSM, meskipun TSSM masih dipertimbangkan. Semenjak NASA keluar dari TSSM pada tahun 2012, rencana ini ditunda.

Ada pula usulan Titan Mare Explorer (TiME), yang merupakan pendarat berbiaya rendah yang akan mendarat di sebuah danau di dekat kutub utara Titan dan mengapung di permukaan selama tiga hingga enam bulan. Misi tersebut dapat diluncurkan paling awal pada tahun 2016 dan tiba pada tahun 2023. Namun, pada tahun 2012, NASA memilih untuk mendanai misi wahana InSight ke Mars, sehingga masa depan misi TiME masih belum jelas.

Proyek pendarat danau lainnya diusulkan pada akhir tahun 2012 di Eropa. Wahana tersebut dijuluki Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). Perbedaan utamanya dengan wahana TiME adalah sistem pendorongnya.

Misi lain yang diusulkan adalah Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR), yang merupakan pesawat tak berawak yang akan terbang melalui atmosfer Titan dan mengabadikan citra permukaan Titan dalam definisi tinggi.

## Keadaan prebiotik dan pencarian kehidupan

Titan diduga merupakan lingkungan prebiotik yang kaya akan bahan kimia organik yang kompleks dengan kemungkinan keberadaan samudra cair di bawah permukaan yang menjadi lingkungan biotik.

Meskipun misi *Cassini-Huygens* tidak dilengkapi dengan alat untuk menemukan biosignature atau senyawa organik lainnya, wahana ini menemukan lingkungan yang mirip (dalam beberapa hal) dengan Bumi purba. Ilmuwan menduga bahwa atmosfer Bumi purba komposisinya mirip dengan atmosfer Titan saat ini, walaupun atmosfer Titan tidak memiliki uap air.

### Pembentukan molekul kompleks
Percobaan Miller–Urey menunjukkan bahwa dengan atmosfer yang mirip dengan Bumi dan dengan penambahan radiasi ultraviolet, molekul kompleks dan substansi polimer seperti tholin dapat dihasilkan. Reakso dimulai dari disosiasi nitrogen dan metana, yang membentuk hidrogen sianida dan asetilen. Reaksi lebih lanjut telah dipelajari.

Pada Oktober 2010, Sarah Horst dari Universitas Arizona membuat simulasi radiasi ultraviolet dan partikel bermuatan yang menghujam atmosfer atas Titan dengan menghujamkan energi ke kumpulan gas yang komposisinya mirip dengan atmosfer Titan. Dalam simulasi tersebut, ia berhasil menemukan lima basa nukleotida—bahan penyusun DNA dan RNA—dan asam amino—bahan penyusun protein. Menurutnya, ini adalah pertama kalinya basa nukleotida dan asam amino ditemukan dalam keadaan tersebut tanpa keberadaan air.

Pada 3 April 2013, NASA melamporkan bahwa bahan kimia organik mungkin muncul di Titan berdasarkan penelitian yang menyimulasikan atmosfer Titan.

### Kemungkinan keberadaan habitat di bawah permukaan
Simulasi laboratorium menunjukkan bahwa terdapat cukup materi organik untuk memulai evolusi kimia yang mirip dengan yang terjadi di Bumi. Meskipun analogi tersebut mengasumsikan keberadaan air untuk periode yang lebih panjang, menurut beberapa teori air dari tubrukan dapat tersimpan di bawah lapisan isolasi yang beku. Selain itu, samudra amonia cair mungkin ada di bawah permukaan; sementara itu, berdasarkan model lain, terdapat larutan amonia-air di kedalaman 200&nbsp;km di bawah kerak es air yang dapat mendukung kehidupan, walaupun menurut standar kehidupan bumi merupakan lingkungan yang ekstrem. Perpindahan panas antara bagian dalam dan lapisan atas berperan penting dalam mendukung kehidupan di samudra bawah permukaan. Penemuan kehidupan mikrobial sendiri bergantung pada efek biogeniknya (contohnya, penyelidikan metana dan nitrogen di atmosfer sebagai hasil dari peristiwa biologis).

### Metana dan kehidupan di permukaan
Diperkirakan terdapat kehidupan di danau metana cair di Titan, sama seperti organisme di Bumi yang hidup di air. Makhluk tersebut akan menghirup H2 daripada O2, memetabolisasinya dengan asetilen daripada glukosa, dan mengeluarkan metana daripada karbon dioksida.

Walaupun semua kehidupan di Bumi (termasuk metanogen) menggunakan air sebagai pelarut, diperkirakan kehidupan di Titan menggunakan hidrokarbon cair, seperti metana atau etana. Air merupakan pelarut yang lebih kuat daripada metana. Namun, air secara kimiawi juga lebih reaktif, dan dapat memecah molekul organik besar dalam proses hidrolisis. Akibatnya, kehidupan yang menggunakan hidrokarbon sebagai pelarut tidak menghadapi risiko kehancuran biomolekul.

Astrobiolog Christopher McKay pada tahun 2005 menyatakan bahwa jika kehidupan metanogen ada di permukaan Titan, kehidupan tersebut seharusnya memengaruhi rasio troposfer Titan: kandungan hidrogen dan asetilen seharusnya lebih rendah dari yang diduga.

Pada tahun 2010, Darrell Strobel dari Universitas Johns Hopkins menemukan lebih banyak hidrogen molekuler di atmosfer atas Titan daripada atmosfer bawahnya, dan mengusulkan terjadinya aliran ke bawah dengan laju 1025 molekul per detik dan hilangnya hidrogen di dekat permukaan Titan; seperti yang dinyatakan oleh Strobel, penemuannya sejalan dengan efek yang diperkirakan Chris McKay bila kehidupan metanogen memang ada. Pada tahun yang sama, penelitian lain menunjukkan kadar asetilen yang rendah di permukaan Titan, yang menurut Chris McKay sesuai dengan hipotesis bahwa organisme di Titan mengonsumsi hidrokarbon. Namun, McKay memperingatkan bahwa penjelasan lain masih lebih mungkin, seperti proses fisik atau kimia yang belum dikenali (seperti katalis permukaan yang menerima hidrokarbon atau hidrogen), atau kekurangan dalam model aliran material saat ini. Data komposisi dan model aliran perlu dibuktikan lebih lanjut, dan, sesuai dengan prinsip pisau Occam, penjelasan fisik atau kimia lebih dipilih secara a priori daripada penjelasan biologis karena penjelasan katalis kimiawi lebih sederhana daripada kekompleksan kehidupan biologis. Walaupun begitu, McKay menekankan bahwa penemuan salah satu dari keduanya, termasuk katalis yang efektif pada suhu , merupakan penemuan yang penting.

Seperti yang diungkapkan oleh NASA dalam artikelnya tentang penemuan pada Juni 2010, "hingga kini, kehidupan berbasis metana masih bersifat hipotetis. Ilmuwan masih belum menemukan bentuk kehidupan seperti ini." NASA juga mengatakan bahwa "beberapa ilmuwan yakin bahwa [penemuan] tersebut memperkuat argumen yang mendukung keberadaan kehidupan yang primitif dan eksotik atau pendahulu kehidupan di permukaan Titan."

### Tantangan
Walaupun mungkin secara biologis, terdapat tantangan bagi kehidupan di Titan. Di jarak yang jauh dari Matahari, Titan merupakan satelit yang dingin, dan atmosfernya tidak memiliki CO2. Di permukaan Titan, air hanya ada dalam bentuk padat. Karena kesulitan tersebut, ilmuwan seperti Jonathan Lunine menganggap Titan kurang mungkin memiliki kehidupan dan hanya sekadar percobaan untuk menguji teori tentang keadaan Bumi sebelum munculnya kehidupan. Meskipun kehidupan mungkin tidak ada, keadaan prebiotik Titan dan bahan kimia organik yang terkait masih tetap menarik karena dapat digunakan untuk memahami sejarah awal biosfer Bumi. Penelitian yang menggunakan Titan sebagai percobaan prebiotik tidak hanya dilakukan melalui pengamatan di pesawat angkasa, tetapi juga melalui percobaan laboratorium dan permodelan kimia dan fotokimia di Bumi.

### Hipotesis [[panspermia]]
Tubrukan asteroid besar dan komet dapat menyebabkan terlemparnya pecahan yang mengandung mikrob dari planet Bumi, sehingga memungkinkan terjadinya transpermia. Berdasarkan perhitungan, beberapa pecahan tersebut dapat mencapai berbagai objek di Tata Surya, termasuk Titan. Di sisi lain, Jonathan Lunine menyatakan bahwa kehidupan di danau hidrokarbon kriogenik Titan seharusnya secara kimiawi sangat berbeda dengan kehidupan Bumi sehingga keduanya tidak mungkin terkait.

### Keadaan masa depan
Ke depannya, Titan mungkin lebih dapat dihuni. Lima miliar tahun dari sekarang, ketika Matahari menjadi raksasa merah, suhu permukaan akan meningkat hingga dapat mendukung keberadaan air di permukaan. Selain itu, karena ultraviolet Matahari berkurang, kabut di atmosfer atas Titan akan hilang, sehingga mengurangi efek anti rumah kaca yang berlangsung di permukaan dan meningkatkan efek rumah kaca yang diakibatkan oleh metana di atmosfer. Dua hal tersebut dapat membuat Titan lebih dapat dihuni selama beberapa ratus juta tahun, waktu yang cukup untuk evolusi kehidupan sederhana, walaupun keberadaan amonia di Titan dapat memperlambat reaksi kimia.

## Catatan kaki

## Daftar pustaka
* 

## Bacaan lanjut

* 

## Pranala luar
* Misi Cassini–Huygens ke Saturnus & Titan . Fitur Multimedia Tur Virtual Titan 
* Profil Titan  di Situs Penjelajahan Tata Surya NASA
* Video mendaratnya ''Huygens’'' dari ESA
* Pencarian Gambar di Situs Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS)  
* European Space Agency. (2005). ESA—Cassini-Huygens. 28 Maret 2005.
* The Planetary Society (2005). TPS: Saturn's moon Titan. 28 Maret 2005.
* University of Arizona Lunar and Planetary Lab (2005). Lunar and Planetary Lab The Descent Imager-Spectral Radiometer of the Cassini–Huygens Mission to Titan. 28 Maret 2005.
* The Alien Noise. Rekaman ini merupakan rekonstruksi suara yang didengar oleh mikrofon Huygens.
* Film rotasi Titan  dari situs National Oceanic and Atmospheric Administration
* [AstronomyCast: Titan](http://www.astronomycast.com/astronomy/planets/our-solar-system/ep-201-titan/?utm_source=feedburner&utm_medium=feed&utm_campaign=Feed%3A+astronomycast+(Astronomy+Cast)) Fraser Cain dan Pamela Gay, 2010.
* Tata nama Titan dan peta Titan dengan nama kenampakan dari halaman tata nama keplanetan USGS