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

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

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

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

Атмосферата на Титан е главно составена од азот; малите компоненти доведуваат до формирање на облаци од метан и етан и тешка органо-азотна магла. Климата, која вклучува ветер и дожд, создава површински одлики слични на оние на Земјата, како што се дини, реки, езера, мориња (најверојатно од течен метан и етан) и делти, а доминираат сезонските временски форми како на Земјата. Со своите течности (и површинските и подземните) и робусната азотна атмосфера, циклусот на метанот на Титан има впечатлива сличност со циклусот на водата на Земјата, иако на многу пониска температура од околу 94 K (−179.2 °C; −290.5 °F).

Историја
--------

### Откритие

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

### Именување

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

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

Орбита и ротација
-----------------

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

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

Масовни одлики
--------------

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

Титан веројатно е делумно диференциран во различни слоеви со карпест центар од 3.400 километри. Овој карпест центар е опкружен со неколку слоеви составени од различни кристални форми на мраз. Неговата внатрешност се уште може да биде доволно топла за течниот слој да се состои од вода и амонијак, мраз I<sub id="mwxA">h</sub> кора и подлабоки слоеви мраз. Присуството на амонијак овозможува водата да остане течна дури и на температура до 176 K (−97 °C). Сондата *Касини* ги открила доказите за слоевитата структура во форма на природни радио бранови со исклучително ниска честота во атмосферата на Титан. Се смета дека површината на Титан е лош рефлектор на радио бранови со екстремно ниска честота, така што тие може наместо тоа да се рефлектираат од границата течен мраз на подземниот океан. Површинските одлики биле забележани од вселенското летало Касини дека систематски се поместуваат до 30 километри помеѓу октомври 2005 и мај 2007 година, што сугерира дека кората е одвоена од внатрешноста и дава дополнителен доказ за внатрешен течен слој. Дополнителни докази за течен слој и ледена обвивка одвоени од цврстото јадро доаѓаат од начинот на кој гравитациското поле варира додека Титан кружи околу Сатурн. Споредбата на гравитациското поле со топографијата заснована на *РАДАР*  исто така сугерира дека ледената обвивка може да биде значително цврста.

Формирање
---------

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

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

Атмосфера
---------

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

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

Енергијата од Сонцето требало да ги претвори сите траги од метан во атмосферата на Титан во посложени јаглеводороди во рок од 50 милиони години - кратко време во споредба со староста на Сончевиот Систем. Ова сугерира дека метанот мора да се надополнува со резервоар на или во самиот Титан. Крајното потекло на метанот во неговата атмосфера можеби е неговата внатрешност, ослободена преку ерупции од криовулканите.

 Органски гасови во атмосферата на Титан - HNC (лево) и HC <sub id="mwATU">3</sub> N (десно).
На 3 април 2013 година, НАСА објавила дека сложените органски хемикалии, колективно наречени толини, веројатно се појавуваат на Титан, врз основа на студии кои ја симулираат атмосферата на Титан.

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

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

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

Поларни облаци, направени од метан, на Титан (лево) во споредба со поларни облаци на Земјата (десно), кои се направени од вода или воден мраз.

Клима
-----

Предлошка:Клима на Титан

 Атмосферски поларен вител над јужниот пол на Титан
Температурата на површината на Титан е околу 94 K (−179.2 °C). На оваа температура, водениот мраз има екстремно низок притисок на пареа, така што малата присутна водена пареа изгледа ограничена на стратосферата. Титан добива околу 1% сончева светлина колку Земјата. Пред да стигне сончевата светлина на површината, околу 90% се апсорбирани од густата атмосфера, оставајќи само 0,1% од количината на светлина што ја прима Земјата.

Атмосферскиот метан создава ефект на стаклена градина на површината на Титан, без кој Титан би бил многу постуден. Спротивно на тоа, маглата во атмосферата на Титан придонесува за ефект против стаклена градина со тоа што ја рефлектира сончевата светлина назад во вселената, поништувајќи дел од ефектот на стаклена градина и правејќи ја неговата површина значително поладна од горната атмосфера.

 Метански облаци (анимација; јули 2014 година).
Облаците на Титан, веројатно составени од метан, етан или други едноставни органски материи, се расфрлани и променливи, означувајќи ја целокупната магла. Наодите на сондата *Хајгенс* покажуваат дека во атмосферата на Титан периодично врне дожд од течен метан и други органски соединенија на неговата површина.

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

Одлики на површината
--------------------

* Глобална карта на Титан – со ознаки на IAU (август 2016 година).Глобална карта на Титан – со ознаки на IAU (август 2016 година).
* Титан – инфрацрвени погледи (2004–2017)Титан – инфрацрвени погледи (2004–2017)
* Северниот пол на Титан (2014)Северниот пол на Титан (2014)
* Јужниот пол на Титан (2014)Јужниот пол на Титан (2014)

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

Површината на Титан е обележана со широки области на светли и темни терени. Тие ја вклучуваат Ксандау, голема, рефлектирачка екваторска област со големина колку Австралија. За прв пат била идентификувана во инфрацрвените снимки од вселенскиот телескоп Хабл во 1994 година, а подоцна била прегледана од вселенското летало Касини. Згрчениот регион е исполнет со ридови и пресечен со долини и бездни. На места е вкрстен со темни линии - синусни топографски одлики што личат на гребени или пукнатини. Овие може да претставуваат тектонска активност, што би укажало дека Ксандау е геолошки млад. Алтернативно, линеаментите може да бидат канали формирани од течност, што укажува на стар терен што е пресечен со поток од системи. Има темни области со слична големина на друго место на Титан, забележани од земјата и од *Касини*; барем едно од нив, Лигеја, второто по големина море на Титан, е речиси море од чист метан.

|  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- |
|  Мозаик од прелетувањето на *Касини.* Големиот темен регион е Шангри-Ла. |  Титан во лажна боја покажува детали за површината и атмосфера. Ксанаду е светлиот регион во долниот центар. |  |  Композитна слика во инфрацрвена боја. Ги содржи темните региони полни со дини Фенсал (север) и Азтлан (југ). |

### Езера

Предлошка:Езера на Титан

Титановите езера (11 септември 2017)
Радарски мозаик *Касини со* лажна боја на севернополарниот регион на Титан. Сината боја укажува на ниска радарска рефлексивност, предизвикана од јаглеводородни мориња, езера и притоки полни со течен етан, метан и растворен N2.  Прикажана е околу половина од големото тело долу лево, а морето Кракен и Лигеја се долу десно.
Мозаик од три слики на *Хајгенс*
Оградените езера на Титан (уметнички концепт)
Можноста за јаглеводородни мориња на Титан првпат била предложена врз основа на податоците од *Војаџер 1* и *Војаџер 2* кои покажале дека Титан има густа атмосфера со приближно точна температура и состав за да ги поддржи, но директни докази не биле добиени дури до 1995 година кога податоците од Хабл и други набљудувања сугерирале постоење на течен метан на Титан, или во исклучени џебови или на скалата на океаните ширум сателитот, сличен на водата на Земјата.

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

Развојна одлика во Лигеја Море
Во јуни 2008 година, спектрометарот за визуелно и инфрацрвено мапирање на *Касини* го потврдил присуството на течен етан без сомнение во Онтарио Лакус. На 21 декември 2008 година, *Касини* лдиректно над Онтарио Лакус и забележал спекуларен одраз во радарот. Јачината на рефлексијата го заситила приемникот на сондата, што покажува дека нивото на езерото не варира за повеќе од 3 mm (што имплицира или дека површинските ветрови биле минимални или јаглеводородната течност на езерото е вискозна).

 Блиско инфрацрвено зрачење од Сонцето кое се рефлектира од јаглеводородните мориња на Титан
На 8 јули 2009 година, *VIMS* на *Касини* забележал спекуларна рефлексија што укажува на мазна површина слична на огледало, од она што денес се нарекува Џингпо Лакус, езеро во севернополарниот регион кратко време откако областа излегла од 15 години зимски мрак. Спекуларните рефлексии укажуваат на мазна површина слична на огледало, така што набљудувањето го потврдило заклучокот за присуството на големо течно тело извлечено од радарска слика.

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

Во мај 2013 година, височината на радарот на *Касини* ги набљудувал каналите Вид Флумина на Титан, дефинирани како дренажна мрежа поврзана со второто по големина јаглеводородно море на Титан, Лигеја. Анализата на примените височински одгласи покажала дека каналите се наоѓаат во длабоки (до ~570 m), стрмни кањони и имаат силни спекуларни површински рефлексии што укажуваат дека моментално се исполнети со течност. Висините на течноста во овие канали се на исто ниво со Лигеја до вертикална прецизност од околу 0,7 m, во согласност со толкувањето на речните долини. Спекуларните рефлексии се забележани и во притоките од понизок ред издигнати над нивото на Лигеја Море, во согласност со одводното напојување во системот на главниот канал. Ова е веројатно првиот директен доказ за присуството на течни канали на Титан и првото набљудување на кањони длабоки сто метри на Титан. Така, кањоните Вид Флумина се *удавени* од морето, но има неколку изолирани набљудувања кои потврдуваат присуство на површински течности кои стојат на повисоки надморски височини.

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

Во 2016 година, Касини ги пронашол првите докази за канали исполнети со течност на Титан, во низа длабоки, стрмни кањони кои се влеваат во Лигеја Море. Оваа мрежа од кањони, наречена Вид Флумина, се во длабочина од 240 до 570 m и имаат страни стрмни до 40°. Се верува дека тие настанале или со подигање на кората, како Големиот Кањон на Земјата, или со спуштање на нивото на морето, или можеби комбинација од двете. Длабочината на ерозијата сугерира дека течните текови во овој дел од Титан се долгорочни одлики кои опстојуваат илјадници години.

|  |  |
| --- | --- |
|  |  |
| Фотографија од инфрацрвена спекуларна рефлексија од Џингпо Лакус, езеро во севернополарниот регион | Перспективен радарски поглед на Болсена Лакус (долно десно) и други јаглеводородни езера на северната полутопка |
|  |  |
| Контрастни слики од бројот на езера во северната полутопка на Титан (лево) и јужната полутопка (десно) | Две слики од јужната полутопка на Титан, направени со разлика од една година, прикажувајќи промени во јужните поларни езера |

### Ударни кратери

 Радарска слика на ударен кратер со пречник од 139 км  на површината на Титан, кој покажува мазен под, груб раб и веројатно централен врв.
Податоците од радарот, *SAR* и сликите од *Касини* откриле неколку ударни кратери на површината на Титан. Овие влијанија се смета дека се релативно млади, во споредба со возраста на Титан. Неколкуте откриени ударни кратери вклучуваат ударен слив од 440 километри со два прстени наречени Менрва, виден од *ISS* како светло-темна концентрична шема. Исто така се откриени и помал, 60 километарски кратер со рамен под наречен Синлап  и 30-километарски кратер со централен врв и темнен под со име Кса. Снимањето со радар и од страна на *Касини*, исто така, открило „кратерски форми", кружни одлики на површината на Титан кои можеби се поврзани со удар, но немаат одредени одлики што би ја направиле идентификацијата сигурна. На пример, широк 90-метарскиот прстен од светол, груб материјал познат како Гуабонито е забележан од *Касини*. Се смета дека оваа одлика е ударен кратер исполнет со темен талог од ветер. Неколку други слични одлики се забележани во темните региони Шангри-ла и Ару. Радарот забележал неколку кружни одлики кои може да бидат кратери во светлиот регион Ксандау за време на прелетувањето на Касини на Титан на 30 април 2006 година.

 Лигеја.
Многу од кратерите на Титан или веројатните кратери покажуваат докази за екстензивна ерозија и сите покажуваат некакви индикации за модификација. Повеќето големи кратери имаат пробиени или нецелосни рабови, и покрај фактот што некои кратери на Титан имаат релативно помасивни рабови од оние на кое било друго место во Сончевиот Систем. Има малку докази за формирање на палимпсести преку вискоеластична релаксација на кората, за разлика од другите големи ледени месечини. Повеќето кратери немаат централни врвови и имаат мазни подови, веројатно поради генерирање на удар или подоцнежна ерупција на криовулканска лава. Пополнувањето од различни геолошки процеси е една од причините за релативниот недостаток на кратери на Титан; атмосферската заштита, исто така, игра голема улога. Се проценува дека атмосферата на Титан го намалува бројот на кратери на неговата површина за двапати.

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

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

### Криовулканизам и планини

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

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

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

Во 2008 година Џефри Мур (планетарен геолог на Истражувачкиот центар Ејмс) предложи алтернативен поглед на геологијата на Титан. Истакнувајќи дека на Титан досега не биле недвосмислено идентификувани никакви вулкански одлики, тој тврди дека Титан е геолошки мртов свет, чија површина е обликувана само од ударни кратери, флувијална и еолска ерозија, масовно трошење и други егзогени процеси. Според оваа хипотеза, метанот не се испушта од вулканите, туку полека се дифузира надвор од студената и тврда внатрешност на Титан. Ганеса Макула може да биде еродиран ударен кратер со темна дина во центарот. Планинските гребени забележани во некои региони може да се објаснат како силно деградирани гребнатини на големи ударни структури со повеќе прстени или како резултат на глобалната контракција поради бавното ладење на внатрешноста. Дури и во овој случај, Титан сепак може да има внатрешен океан направен од еутектичка мешавина вода-амонијак со температура од 176 K (−97 °C), што е доволно ниско за да се објасни со распаѓањето на радиоактивните елементи во јадрото. Светлиот терен на Ксандау може да биде деградиран терен со големи кратери, сличен на оној забележан на површината на Калиста. Доколку има атмосфера, Калиста може да послужи како модел за геологијата на Титан во ова сценарио. Џефри Мур дури го нарекол на Титан како Временска Калиста.

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

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

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

Повеќето од највисоките врвови на Титан се наоѓаат во близина на неговиот екватор во таканаречените „гребени појаси". Се верува дека тие се аналогни на планините на Земјата, како што се Карпестите планини или Хималаите, формирани од судир и свиткување на тектонски плочи, или со зони на субдукција како Андите, каде што растечката лава (или криолава) од плочата што се топи спуштајќи се искачува до површината. Еден можен механизам за нивното формирање се плимните сили од Сатурн. Бидејќи ледената обвивка на Титан е помалку вискозна од обвивката со магма на Земјата, и бидејќи нејзината ледена основа е помека од гранитната основа на Земјата, планините веројатно нема да достигнат височини толку големи како оние на Земјата. Во 2016 година, тимот на Касини објавил она што тие веруваат дека е највисоката планина на Титан. Сместена е во низата Митрим Монтес, и е висока 3.337 m.

 Слика на VIMS со лажна боја на можниот криовулкан Сотра Патера, комбинирана со 3Д мапа заснована на радарски податоци, која прикажува врвови високи 1000 метри и кратер длабок 1500 метри.
Доколку вулканизмот на Титан навистина постои, хипотезата е дека тој е поттикнат од енергијата ослободена од распаѓањето на радиоактивните елементи во плаштот, како што е на Земјата. Магмата на Земјата е направена од течна карпа, која е помалку густа од цврстата карпеста кора низ која еруптира. Бидејќи мразот е помалку густ од водата, водената магма на Титан би била погуста од неговата цврста ледена кора. Ова значи дека криовулканизмот на Титан би барал голема количина дополнителна енергија за да функционира, веројатно преку плимното свиткување од блискиот Сатурн. Мразот со низок притисок, кој го прекрива течниот слој на амониум сулфат, пловно се искачува, а нестабилниот систем може да произведе драматични настани на столбови. Титан повторно се појавува низ процесот со мраз со големина на зрно и пепел од амониум сулфат, што помага да се создаде еолски пејзаж во облик на ветер и одлики на песочна дина. Титан можеби бил многу повеќе геолошки активен во минатото; моделите на внатрешната еволуција на Титан сугерираат дека кората на Титан била дебела само 10 километри до пред околу 500 милиони години, дозволувајќи му на енергичниот криовулканизам со водени магми со ниска вискозност да ги избрише сите површински одлики формирани пред тоа време. Современата геологија на Титан би се формирала само откако кората ќе се згуснела на 50 километри и на тој начин ќе го попречила постојаното криовулканско повторно појавување, при што секој криовулканизам се јавувал од тоа време и произведувал многу повискозна водена магма со поголеми фракции на амонијак и метанол; ова, исто така, сугерира дека метанот на Титан повеќе не се додава активно во неговата атмосфера и може целосно да се исцрпи во рок од неколку десетици милиони години.

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

### Темен екваторијален терен

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

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

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

Околу рамнодневицата, силните ветрови кои избувнуваат може да подигнат цврсти органски честички со големина на микрон нагоре од дините за да создадат бури од прашината, забележани како интензивни и краткотрајни осветлувања во инфрацрвената светлина.

 Титан - три бури од прашина откриени во 2009-2010 година.

Набљудување и истражување
-------------------------

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

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

### Мисии: Пионер и Војаџер

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

Титан бил испитуван од *Војаџер 1* и *Војаџер 2* во 1980 и 1981 година, соодветно. *Војаџер 1* бил дизајниран за да обезбеди оптимизирано прелетување, при што леталото било во можност да утврди густина, состав и температура на атмосферата, и да добие прецизно мерење на масата на Титан. Атмосферска магла спречила директни слики на површината, иако во 2004 година интензивна дигитална обработка на слики направени преку *Војаџер 1* довела до откривање на слликите на одлики кои денес се познати како Ксандау и Шангри-Ла, кои биле забележани во инфрацрвената светлина од вселенскиот телескоп Хабл. *Војаџер 2*, кој би бил пренасочен за да го прелета Титан доколку *Војаџер 1* не можел, не поминал во близина на Титан и продолжил кон Уран и Нептун. :94

 Студии за радиосигналот на Титан на Касини (концепт на уметникот)
### *Касини-Хајгенс*

Слика од *Касини* на Титан пред Сатурновите прстениСлика од *Касини* на Титан зад Епиметеј
Дури и со податоците обезбедени од *Војаџер*, Титан останало мистериозно тело, односно голем сателит обвиен во атмосфера што го отежнува деталното набљудување.

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

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

#### *Слетување на Хајгенс*

*Хајгенс* бил атмосферска сонда која го допрела на Титан на 14 јануари 2005 година, откривајќи дека многу од неговите површински одлики се чини дека биле формирани од течности во одреден момент во минатото. Титан е најоддалеченото тело од Земјата што има вселенска сонда која слетала на нејзината површина.

Сондата Хајгенс се спушта со падобран на Титан на 14 јануари 2005 година
Сондата <i id="mwA-o">Хајгенс</i> слетала веднаш од најисточниот врв на светлиот регион кој сега се нарекува Адири. Сондата фотографирала бледи ридови со темни „реки" кои се спуштаат во темна рамнина. Сегашното разбирање е дека ридовите (исто така наречени висорамнини) се составени главно од воден мраз. Темните органски соединенија, создадени во горната атмосфера од ултравиолетовото зрачење на Сонцето, може да врнат од атмосферата на Титан. Тие се измиваат по ридовите со дождот од метан и се таложат на рамнините преку геолошки временски размери.

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

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

### *Драгонфлај*

Мисијата на *Драгонфлај*, развиена и управувана од Лабораторијата за применета физика Џон Хопкинс, ќе започне во јуни 2027 година. Се состои од голем дрон напојуван од RTG за да лета во атмосферата на Титан. Нејзините инструменти ќе проучуваат колку далеку може да напредувала пребиотичката хемија. Планирано е мисијата да пристигне на Титан во 2034 година.

### Предложени или концептуални мисии

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

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

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

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

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

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

Во 2015 година, програмата на НАСА за иновативни напредни концепти (NIAC) доделила грант од Фаза II  на студија за дизајн на подморница Титан за истражување на морињата на Титан.

Пребиотични состојби и живот
----------------------------

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

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

### Формирање на сложени молекули

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

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

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

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

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

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

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

### Можни подземни живеалишта

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

### Метан и живот на површината

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

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

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

Во 2010 година, Дарел Стробел, од Универзитетот Џон Хопкинс, идентификувал поголемо изобилство на молекуларен водород во горните атмосферски слоеви на Титан во споредба со долните слоеви, тврдејќи за надолен проток со брзина од приближно 1028 молекули во секунда и исчезнување на водородот во близина на површината на Титан; како што забележал Штробел, неговите наоди биле во согласност со ефектите што Мекеј ги предвидел доколку се присутни метаногени форми на живот. Истата година, друга студија покажала ниски нивоа на ацетилен на површината на Титан, кои биле толкувани од страна на Мекеј како конзистентни со хипотезата за организми кои консумираат јаглеводороди. Иако ја повторува биолошката хипотеза, тој предупредил дека други објаснувања за наодите за водород и ацетилен се поверојатни: можностите за сè уште неидентификувани физички или хемиски процеси (на пр. површински катализатор што прифаќа јаглеводороди или водород) или недостатоци во сегашните модели на проток на материјали. Податоците за составот и транспортните модели треба да се поткрепат. И покрај тоа што изјавил дека небиолошкото каталитичко објаснување би било помалку зачудувачки од биолошкото, откритието на катализатор ефикасен на 95 K (−180 °C) сепак би било значајно.

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

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

### Пречки за живот

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

### Хипотеза за панспермија

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

### Идни услови

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

Наводи
------

1. ↑  „Titan", *Oxford English Dictionary* (3rd. изд.), Oxford University Press, September 2005 Invalid `|mode=CS1` (help) (бара Претплата или членство во британска јавна библиотека .)
2. 1 2  Unless otherwise specified: „JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service". *Solar System Dynamics*. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на October 7, 2012. Посетено на August 19, 2007.
3. ↑  Zebker, Howard A.; Stiles, Bryan; Hensley, Scott; Lorenz, Ralph; Kirk, Randolph L.; Lunine, Jonathan I. (May 15, 2009). „Size and Shape of Saturn's Moon Titan" (PDF). *Science*. **324** (5929): 921–923. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551. S2CID 23911201. Архивирано од изворникот (PDF) на February 12, 2020.
4. ↑  Iess, L.; Rappaport, N. J.; Jacobson, R. A.; Racioppa, P.; Stevenson, D. J.; Tortora, P.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W. (March 12, 2010). „Gravity Field, Shape, and Moment of Inertia of Titan". *Science*. **327** (5971): 1367–1369. Bibcode:2010Sci...327.1367I. doi:10.1126/science.1182583. PMID 20223984. S2CID 44496742.
5. ↑  Williams, D. R. (February 22, 2011). „Saturnian Satellite Fact Sheet". NASA. Архивирано од изворникот April 30, 2010. Посетено на April 22, 2015.
6. ↑  Mitri, G.; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. (2007). „Hydrocarbon Lakes on Titan" (PDF). *Icarus*. **186** (2): 385–394. Bibcode:2007Icar..186..385M. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004. Архивирано (PDF) од изворникот February 27, 2008.
7. 1 2  „Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. Архивирано од изворникот на July 9, 2011. Посетено на June 28, 2010.
8. 1 2  Niemann, H. B.; и др. (2005). „The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe" (PDF). *Nature*. **438** (7069): 779–784. Bibcode:2005Natur.438..779N. doi:10.1038/nature04122. PMID 16319830. `|hdl-access=` бара `|hdl=` (help)
9. ↑  Coustenis & Taylor (2008), стр. 154–155. sfnp error: no target: CITEREFCoustenisTaylor2008 (help)
10. ↑  Overbye, Dennis (December 3, 2019). „Go Ahead, Take a Spin on Titan - Saturn's biggest moon has gasoline for rain, soot for snow, and a subsurface ocean of ammonia. Now there's a map to help guide the search for possible life there". *The New York Times*. Посетено на December 5, 2019.
11. ↑  Robert Brown; Jean Pierre Lebreton; Hunter Waite, уред. (2009). *Titan from Cassini-Huygens*. Springer Science & Business Media. стр. 69. ISBN 9781402092152.
12. ↑  „Lifting Titan's Veil" (PDF). Cambridge. стр. 4. Архивирано од изворникот (PDF) на February 22, 2005.
13. ↑  „Titan". *Astronomy Picture of the Day*. NASA. Архивирано од изворникот на March 27, 2005.
14. ↑  „Discoverer of Titan: Christiaan Huygens". European Space Agency. September 4, 2008. Архивирано од изворникот на August 9, 2011. Посетено на April 18, 2009.
15. ↑  Немиров, Р.; Бонел, Џ. уред. (26 декември). „Huygens Discovers Luna Saturni". *Астрономска слика на денот*. НАСА. Посетено на 26 декември. Проверете ги датумските вредности во: `|access-date=, |date=` (help) (англиски)
16. ↑  Huygens, Christiaan; Société hollandaise des sciences (1888). *Oeuvres complètes de Christiaan Huygens* (латински). vol. 1. The Hague, Netherlands: Martinus Nijhoff. стр. 387–388.
17. ↑  Cassini, G. D. (1673). „A Discovery of two New Planets about Saturn, made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French". *Philosophical Transactions*. **8** (1673): 5178–5185. Bibcode:1673RSPT....8.5178C. doi:10.1098/rstl.1673.0003.
18. ↑  „Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. Посетено на 2021-03-06.
19. ↑  Lassell (November 12, 1847). „Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **8** (3): 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. doi:10.1093/mnras/8.3.42. Посетено на March 29, 2005.
20. ↑  Herschel, Sir John F. W. (1847). *Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825*. London: Smith, Elder & Co. стр. 415.
21. ↑  „Overview | Saturn Moons". *solarsystem.nasa.gov*. NASA. Посетено на 1 March 2021.
22. ↑  „EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea". Архивирано од изворникот на August 9, 2011. Посетено на October 22, 2009.
23. ↑  Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. (1980). „Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". *Earth, Moon, and Planets*. **22** (2): 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423.
24. ↑  Arnett, Bill (2005). „Titan". *Nine planets*. University of Arizona, Tucson. Архивирано од изворникот на November 21, 2005. Посетено на April 10, 2005.
25. ↑  Lunine, Jonathan I. (March 21, 2005). „Comparing the Triad of Great Moons". *Astrobiology Magazine*. Архивирано од изворникот на July 7, 2019. Посетено на July 20, 2006.
26. ↑  Mitri, G.; Pappalardo, R. T.; Stevenson, D. J. (December 1, 2009). „Is Titan Partially Differentiated?". *AGU Fall Meeting Abstracts*. **43**: P43F–07. Bibcode:2009AGUFM.P43F..07M.
27. ↑  Tobie, G.; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe (2005). „Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model". *Icarus*. **175** (2): 496–502. Bibcode:2005Icar..175..496T. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.007.
28. 1 2 3 4  Longstaff, Alan (February 2009). „Is Titan (cryo)volcanically active?". *Royal Observatory, Greenwich (Astronomy Now)*: 19.
29. ↑  „Titan's Mysterious Radio Wave". ESA Cassini-Huygens web site. June 1, 2007. Архивирано од изворникот на June 5, 2011. Посетено на March 25, 2010.
30. ↑  Shiga, David (March 20, 2008). „Titan's changing spin hints at hidden ocean". *New Scientist*. Архивирано од изворникот на October 21, 2014.
31. ↑  Iess, L.; Jacobson, R. A.; Ducci, M.; Stevenson, D. J.; Lunine, Jonathan I.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W.; Racioppa, P.; Rappaport, N. J. (2012). „The Tides of Titan". *Science*. **337** (6093): 457–9. Bibcode:2012Sci...337..457I. doi:10.1126/science.1219631. PMID 22745254.
32. ↑  Zebker, H. A.; Stiles, B.; Hensley, S.; Lorenz, R.; Kirk, R. L.; Lunine, Jonathan I. (2009). „Size and Shape of Saturn's Moon Titan" (PDF). *Science*. **324** (5929): 921–3. Bibcode:2009Sci...324..921Z. doi:10.1126/science.1168905. PMID 19342551. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-12.
33. ↑  Hemingway, D.; Nimmo, F.; Zebker, H.; Iess, L. (2013). „A rigid and weathered ice shell on Titan". *Nature*. **500** (7464): 550–2. Bibcode:2013Natur.500..550H. doi:10.1038/nature12400. PMID 23985871.
34. ↑  „Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell". JPL. Архивирано од изворникот October 20, 2014.
35. ↑  „Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". *Space Daily*. 2012. Посетено на October 19, 2012.
36. ↑  Jet Propulsion Laboratory (23 јуни 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn". Соопштение за печат.
37. ↑  „News Features: The Story of Saturn". *Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan*. NASA & JPL. Архивирано од изворникот на December 2, 2005. Посетено на January 8, 2007.
38. ↑  „Wind or Rain or Cold of Titan's Night?". *Astrobiology Magazine*. March 11, 2005. Архивирано од изворникот на July 17, 2007. Посетено на August 24, 2007.
39. 1 2 3  Coustenis & Taylor (2008). sfnp error: no target: CITEREFCoustenisTaylor2008 (help)
40. ↑  Zubrin, Robert (1999). *Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization*. Section: Titan: Tarcher/Putnam. стр. 163–166. ISBN 978-1-58542-036-0.
41. ↑  Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U. (August 2005). „The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens". *American Astronomical Society, DPS Meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society*. **37** (726): 726. Bibcode:2005DPS....37.4615S.
42. ↑  de Selding, Petre (January 21, 2005). „Huygens Probe Sheds New Light on Titan". Space.com. Архивирано од изворникот на October 19, 2012. Посетено на March 28, 2005.
43. ↑  Waite, J. H.; Cravens, T. E.; Coates, A. J.; Crary, F. J.; Magee, B.; Westlake, J. (2007). „The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere". *Science*. **316** (5826): 870–5. Bibcode:2007Sci...316..870W. doi:10.1126/science.1139727. PMID 17495166.
44. ↑  Courtland, Rachel (September 11, 2008). „Saturn magnetises its moon Titan". *New Scientist*. Архивирано од изворникот на May 31, 2015.
45. ↑  Coustenis, A. (2005). „Formation and evolution of Titan's atmosphere". *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 171–184. Bibcode:2005SSRv..116..171C. doi:10.1007/s11214-005-1954-2.
46. ↑  „NASA Titan – Surface". NASA. Архивирано од изворникот на February 17, 2013. Посетено на February 14, 2013.
47. ↑  Atreyaa, Sushil K.; Adamsa, Elena Y.; Niemann, Hasso B.; Demick-Montelar, Jaime E. a; Owen, Tobias C.; Fulchignoni, Marcello; Ferri, Francesca; Wilson, Eric H. (2006). „Titan's methane cycle". *Planetary and Space Science*. **54** (12): 1177–1187. Bibcode:2006P&SS...54.1177A. doi:10.1016/j.pss.2006.05.028.
48. ↑  Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; и др. (2007). „The lakes of Titan". *Nature*. **445** (7123): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
49. ↑  Tobie, Gabriel; Lunine, Jonathan I.; Sotin, Christophe (2006). „Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan". *Nature*. **440** (7080): 61–64. Bibcode:2006Natur.440...61T. doi:10.1038/nature04497. PMID 16511489.
50. 1 2 3  Staff (April 3, 2013). „NASA team investigates complex chemistry at Titan". *Phys.Org*. Архивирано од изворникот на April 21, 2013. Посетено на April 11, 2013.
51. 1 2  López-Puertas, Manuel (June 6, 2013). „PAH's in Titan's Upper Atmosphere". *CSIC*. Архивирано од изворникот на December 3, 2013. Посетено на June 6, 2013.
52. 1 2  Cours, T.; Cordier, D.; Seignovert, B.; Maltagliati, L.; Biennier, L. (2020). „The 3.4μm absorption in Titan's stratosphere: Contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics". *Icarus*. **339**: 113571. arXiv:2001.02791. Bibcode:2020Icar..33913571C. doi:10.1016/j.icarus.2019.113571.
53. ↑  Brown, Dwayne; Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Cook, Jia-Rui (September 30, 2013). „NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space". *NASA*. Архивирано од изворникот на November 27, 2013. Посетено на December 2, 2013.
54. ↑  Dyches, Preston; Zubritsky, Elizabeth (October 24, 2014). „NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere". *NASA*. Архивирано од изворникот на October 28, 2014. Посетено на October 31, 2014.
55. ↑  Zubritsky, Elizabeth; Dyches, Preston (October 24, 2014). „NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan". *NASA*. Архивирано од изворникот на October 31, 2014. Посетено на October 31, 2014.
56. ↑  Cottini, V.; Nixon, C.A.; Jennings, D.E.; Anderson, C.M.; Gorius, N.; Bjoraker, G.L.; Coustenis, A.; Teanby, N.A.; и др. (2012). „Water vapor in Titan's stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra". *Icarus*. **220** (2): 855–862. Bibcode:2012Icar..220..855C. doi:10.1016/j.icarus.2012.06.014. ISSN 0019-1035. `|hdl-access=` бара `|hdl=` (help)
57. ↑  „Titan: A World Much Like Earth". Space.com. August 6, 2009. Архивирано од изворникот на October 12, 2012. Посетено на April 2, 2012.
58. ↑  Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn's moon Titan Архивирано на 3 април 2017 г. Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does.
59. ↑  „Titan Has More Oil Than Earth". *Space.com*. February 13, 2008. Архивирано од изворникот на July 8, 2012. Посетено на February 13, 2008.
60. ↑  McKay, C.P.; Pollack, J. B.; Courtin, R. (1991). „The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan" (PDF). *Science*. **253** (5024): 1118–1121. Bibcode:1991Sci...253.1118M. doi:10.1126/science.11538492. PMID 11538492. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
61. ↑  Dyches, Preston (August 12, 2014). „Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea". *NASA*. Архивирано од изворникот на August 13, 2014. Посетено на August 13, 2014.
62. ↑  Lakdawalla, Emily (January 21, 2004). „Titan: Arizona in an Icebox?". The Planetary Society. Архивирано од изворникот на February 12, 2010. Посетено на March 28, 2005.
63. ↑  Emily L. Schaller; Brouwn, Michael E.; Roe, Henry G.; Bouchez, Antonin H. (2006). „A large cloud outburst at Titan's south pole" (PDF). *Icarus*. **182** (1): 224–229. Bibcode:2006Icar..182..224S. doi:10.1016/j.icarus.2005.12.021. Архивирано од изворникот (PDF) на September 26, 2007. Посетено на August 23, 2007.
64. ↑  „The Way the Wind Blows on Titan". Jet Propulsion Laboratory. June 1, 2007. Архивирано од изворникот на April 27, 2009. Посетено на June 2, 2007.
65. ↑  Shiga, David (2006). „Huge ethane cloud discovered on Titan". *New Scientist*. **313**: 1620. Архивирано од изворникот на December 20, 2008. Посетено на August 7, 2007.
66. ↑  Mahaffy, Paul R. (May 13, 2005). „Intensive Titan Exploration Begins". *Science*. **308** (5724): 969–970. Bibcode:2005Sci...308..969M. CiteSeerX 10.1.1.668.2877. doi:10.1126/science.1113205. PMID 15890870.
67. 1 2  Chu, Jennifer (July 2012). „River networks on Titan point to a puzzling geologic history". MIT Research. Архивирано од изворникот на October 30, 2012. Посетено на July 24, 2012.
68. ↑  „'Weird' Molecule Discovered in Titan's Atmosphere". *nasa.gov*. October 20, 2020.
69. ↑  Tariq, Taimoor (March 12, 2012). „Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail". *News Pakistan*. Архивирано од изворникот на August 11, 2014. Посетено на March 12, 2012.
70. ↑  Moore, J. M.; Pappalardo, R. T. (2011). „Titan: An exogenic world?". *Icarus*. **212** (2): 790–806. Bibcode:2011Icar..212..790M. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.019.
71. ↑  „Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR". *Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan*. NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на August 7, 2011. Посетено на August 31, 2007.
72. ↑  Lorenz, R. D.; и др. (2007). „Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry" (PDF). *Lunar and Planetary Science Conference*. **38** (1338): 1329. Bibcode:2007LPI....38.1329L. Архивирано од изворникот (PDF) на September 26, 2007. Посетено на August 27, 2007.
73. ↑  „Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land". *Science Daily*. July 23, 2006. Архивирано од изворникот на June 29, 2011. Посетено на August 27, 2007.
74. ↑  Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H.; и др. (2006). „Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS" (PDF). *Icarus*. **186** (1): 242–258. Bibcode:2007Icar..186..242B. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.021. Архивирано од изворникот (PDF) на July 25, 2011. Посетено на August 27, 2007.
75. ↑  Klotz, Irene (April 28, 2016). „One of Titan". *Discovery News*. Space.com. Архивирано од изворникот на April 30, 2016. Посетено на May 1, 2016.
76. ↑  Le Gall, A.; Malaska, M. J.; Lorenz, Ralph D.; Janssen, M. A.; Tokano, T.; Hayes, Alexander G.; Mastrogiuseppe, Marco; Lunine, Jonathan I.; Veyssière, G. (2016-02-25). „Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission". *Journal of Geophysical Research: Planets*. **121** (2): 233–251. Bibcode:2016JGRE..121..233L. doi:10.1002/2015JE004920.
77. ↑  Dermott, S. F.; Sagan, C. (1995). „Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan". *Nature*. **374** (6519): 238–240. Bibcode:1995Natur.374..238D. doi:10.1038/374238a0. PMID 7885443.
78. ↑  Bortman, Henry (November 2, 2004). „Titan: Where's the Wet Stuff?". *Astrobiology Magazine*. Архивирано од изворникот на November 3, 2006. Посетено на August 28, 2007.
79. ↑  Lakdawalla, Emily (June 28, 2005). „Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan?". The Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 5, 2011. Посетено на October 14, 2006.
80. ↑  „NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon". NASA. 2008. Архивирано од изворникот на June 29, 2011. Посетено на December 20, 2009.
81. 1 2  „PIA08630: Lakes on Titan". *Planetary Photojournal*. NASA/JPL. Архивирано од изворникот на July 18, 2011. Посетено на October 14, 2006.
82. 1 2 3  Stofan, E. R.; Elachi, C.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, R. D.; Stiles, B.; Mitchell, K. L.; Ostro, S.; Soderblom, L.; и др. (2007). „The lakes of Titan". *Nature*. **445** (1): 61–64. Bibcode:2007Natur.445...61S. doi:10.1038/nature05438. PMID 17203056.
83. ↑  „Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature". NASA/JPL. January 3, 2007. Архивирано од изворникот на May 23, 2013. Посетено на January 8, 2007.
84. ↑  Hecht, Jeff (July 11, 2011). „Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape". *New Scientist*. Архивирано од изворникот на July 13, 2011. Посетено на July 25, 2011.
85. ↑  Hadhazy, Adam (2008). „Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan". *Scientific American*. Архивирано од изворникот на September 5, 2012. Посетено на July 30, 2008.
86. ↑  Grossman, Lisa (August 21, 2009). „Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks'". *New Scientist*. Архивирано од изворникот на January 10, 2016. Посетено на November 25, 2009.
87. ↑  Wye, L. C.; Zebker, H. A.; Lorenz, R. D. (2009). „Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data". *Geophysical Research Letters*. **36** (16): L16201. Bibcode:2009GeoRL..3616201W. doi:10.1029/2009GL039588.
88. ↑  Cook, J.-R. C. (December 17, 2009). „Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan". *Cassini mission page*. NASA. Архивирано од изворникот на June 5, 2011. Посетено на December 18, 2009.
89. ↑  Lakdawalla, Emily (December 17, 2009). „Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake". *The Planetary Society Blog*. Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 30, 2012. Посетено на December 17, 2009.
90. 1 2  
Wall, Mike (December 17, 2010). „Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free". *Space.Com web site*. Архивирано од изворникот на October 20, 2012. Посетено на December 19, 2010.
91. ↑  
Crockett, Christopher (November 17, 2014). „Cassini maps depths of Titan's seas". *ScienceNews*. Архивирано од изворникот на April 3, 2015. Посетено на November 18, 2014.
92. ↑  Valerio Poggiali, Marco Mastrogiuseppe, Alexander G. Hayes, Roberto Seu, Samuel P. D. Birch, Ralph Lorenz, Cyril Grima, Jason D. Hofgartner, "Liquid-filled Canyons on Titan", August 9, 2016, Poggiali, V.; Mastrogiuseppe, M.; Hayes, A. G.; Seu, R.; Birch, S. P. D.; Lorenz, R.; Grima, C.; Hofgartner, J. D. (2016). „Liquid-filled canyons on Titan". *Geophysical Research Letters*. **43** (15): 7887–7894. Bibcode:2016GeoRL..43.7887P. doi:10.1002/2016GL069679. `|hdl-access=` бара `|hdl=` (help)
93. 1 2  Perkins, Sid (June 28, 2012). „Tides turn on Titan". *Nature*. Архивирано од изворникот на October 7, 2012. Посетено на June 29, 2012.
94. ↑  Puiu, Tibi (June 29, 2012). „Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water". *zmescience.com web site*. Архивирано од изворникот на September 3, 2012. Посетено на June 29, 2012.
95. ↑  Dyches, Preston; Brown, Dwayne (July 2, 2014). „Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea". *NASA*. Архивирано од изворникот на July 9, 2014. Посетено на July 2, 2014.
96. ↑  Mitri, Giuseppe; Meriggiola, Rachele; Hayes, Alex; Lefevree, Axel; Tobie, Gabriel; Genovad, Antonio; Lunine, Jonathan I.; Zebker, Howard (2014). „Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan". *Icarus*. **236**: 169–177. Bibcode:2014Icar..236..169M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.018.
97. ↑  Dyches, Preston; Mousis, Olivier; Altobelli, Nicolas (September 3, 2014). „Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall". *NASA*. Архивирано од изворникот на September 5, 2014. Посетено на September 4, 2014.
98. ↑  „Cassini Finds Flooded Canyons on Titan". NASA. 2016. Архивирано од изворникот на August 11, 2016. Посетено на August 12, 2016.
99. 1 2 3 4  Wood, C. A.; Lorenz, R.; Kirk, R.; Lopes, R.; Mitchell, K.; Stofan, E.; The Cassini RADAR Team (September 6, 2009). „Impact craters on Titan". *Icarus*. **206** (1): 334–344. Bibcode:2010Icar..206..334L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021.
100. ↑  „PIA07365: Circus Maximus". *Planetary Photojournal*. NASA. Архивирано од изворникот на July 18, 2011. Посетено на May 4, 2006.
101. ↑  „PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket". *Planetary Photojournal*. NASA. Архивирано од изворникот на November 5, 2012. Посетено на May 4, 2006.
102. ↑  „PIA08737: Crater Studies on Titan". *Planetary Photojournal*. NASA. Архивирано од изворникот на May 31, 2012. Посетено на September 15, 2006.
103. ↑  „PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu". *Planetary Photojournal*. NASA. Архивирано од изворникот на June 8, 2011. Посетено на September 26, 2006.
104. ↑  „PIA08429: Impact Craters on Xanadu". *Planetary Photojournal*. NASA. Архивирано од изворникот на July 16, 2012. Посетено на September 26, 2006.
105. ↑  Lucas; и др. (2014). „Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data" (PDF). *Journal of Geophysical Research*. **119** (10): 2149–2166. Bibcode:2014JGRE..119.2149L. doi:10.1002/2013JE004584.
106. ↑  Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G. (1997). „Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan". *Planetary and Space Science*. **45** (8): 993–1007. Bibcode:1997P&SS...45..993I. doi:10.1016/S0032-0633(97)00044-5.
107. ↑  Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan I. (2003). „Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". *Icarus*. **164** (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
108. ↑  Owen, Tobias (2005). „Planetary science: Huygens rediscovers Titan". *Nature*. **438** (7069): 756–757. Bibcode:2005Natur.438..756O. doi:10.1038/438756a. PMID 16363022.
109. ↑  Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations (2009). „Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes". Space Science Institute, Boulder, Colorado. Архивирано од изворникот на July 25, 2011. Посетено на January 29, 2009.
110. 1 2  Moore, J.M.; Pappalardo, R.T. (2008). „Titan: Callisto With Weather?". *American Geophysical Union, Fall Meeting*. **11**: P11D–06. Bibcode:2008AGUFM.P11D..06M.
111. ↑  Neish, C.D.; Lorenz, R.D.; O'Brien, D.P. (2005). „Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications". *Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur*. Архивирано од изворникот на August 14, 2007. Посетено на August 27, 2007.
112. ↑  Lakdawalla, Emily (2008). „Genesa Macula Isn't A Dome". The Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 18, 2013. Посетено на January 30, 2009.
113. ↑  Sotin, C.; Jaumann, R.; Buratti, B.; Brown, R.; Clark, R.; Soderblom, L.; Baines, K.; Bellucci, G.; Bibring, J. (2005). „Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan". *Nature*. **435** (7043): 786–789. Bibcode:2005Natur.435..786S. doi:10.1038/nature03596. PMID 15944697.
114. ↑  LeCorre, L.; LeMouélic, S.; Sotin, C. (2008). „Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan" (PDF). *Lunar and Planetary Science*. **XXXIX** (1391): 1932. Bibcode:2008LPI....39.1932L. Архивирано од изворникот (PDF) на October 25, 2012.
115. ↑  „Mountain range spotted on Titan". *BBC News*. December 12, 2006. Архивирано од изворникот на October 31, 2012. Посетено на August 6, 2007.
116. ↑  „Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon". *Newswise*. Архивирано од изворникот на May 31, 2013. Посетено на July 2, 2008.
117. ↑  Lakdawalla, Emily (December 17, 2008). „AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather?". The Planetary Society. Архивирано од изворникот на June 18, 2013. Посетено на October 11, 2010.
118. ↑  Shiga, David (March 28, 2009). „Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes". *New Scientist*.
119. ↑  Lovett, Richard A. (2010). „Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life?". *National Geographic*. Архивирано од изворникот на October 19, 2012. Посетено на December 19, 2010.
120. 1 2 3  Wood, C.A.; Radebaugh, J. (2020). „Morphologic Evidence for Volcanic Craters near Titan's North Polar Region". *Journal of Geophysical Research: Planets*. **125** (8): e06036. Bibcode:2020JGRE..12506036W. doi:10.1029/2019JE006036.
121. ↑  „Cassini Spies Titan's Tallest Peaks". NASA. 2016. Архивирано од изворникот на August 19, 2016. Посетено на August 12, 2016.
122. ↑  Fortes, A. D.; Grindroda, P.M.; Tricketta, S. K.; Vočadloa, L. (May 2007). „Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism". *Icarus*. **188** (1): 139–153. Bibcode:2007Icar..188..139F. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.002.
123. ↑  Wood, C.A. „Titan's Global Crustal Thickening Event" (PDF). *Universities Space Research Association*. Посетено на 26 February 2021.
124. ↑  *Mountains of Titan Map – 2016 Update*, NASA JPL, March 23, 2016, Архивирано од изворникот на November 1, 2016, Посетено на October 31, 2016
125. ↑  Roe, H. G. (2004). „A new 1.6-micron map of Titan's surface" (PDF). *Geophys. Res. Lett*. **31** (17): L17S03. Bibcode:2004GeoRL..3117S03R. CiteSeerX 10.1.1.67.3736. doi:10.1029/2004GL019871.
126. ↑  Lorenz, R. (2003). „The Glitter of Distant Seas" (PDF). *Science*. **302** (5644): 403–404. doi:10.1126/science.1090464. PMID 14526089. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-15.
127. 1 2  Goudarzi, Sara (May 4, 2006). „Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan". SPACE.com. Архивирано од изворникот на August 4, 2011. Посетено на August 6, 2007.
128. ↑  Lorenz, R. D. (July 30, 2010). „Winds of Change on Titan". *Science*. **329** (5991): 519–20. Bibcode:2010Sci...329..519L. doi:10.1126/science.1192840. PMID 20671175.
129. 1 2  Lorenz, RD; Wall, S; Radebaugh, J; Boubin, G; Reffet, E; Janssen, M; Stofan, E; Lopes, R; и др. (2006). „The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes" (PDF). *Science*. **312** (5774): 724–727. Bibcode:2006Sci...312..724L. doi:10.1126/science.1123257. PMID 16675695.
130. ↑  „Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction". Spaceref. 2015. Архивирано од изворникот на 2020-07-26. Посетено на April 19, 2015.
131. ↑  „Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes". JPL, NASA. Архивирано од изворникот на May 2, 2013.
132. ↑  Lancaster, N. (2006). „Linear Dunes on Titan". *Science*. **312** (5774): 702–703. doi:10.1126/science.1126292. PMID 16675686.
133. ↑  „Titan's Smoggy Sand Grains". JPL, NASA. 2008. Архивирано од изворникот на May 23, 2013. Посетено на May 6, 2008.
134. ↑  „Dunes on Titan need firm winds to move". Spaceref. 2015. Архивирано од изворникот на 2020-07-26. Посетено на April 23, 2015.
135. ↑  Crane, Leah (March 27, 2017). „Electrified sand could explain Titan's backward dunes". *New Scientist*: 18.
136. ↑  Rodriguez, S.; Le Mouélic, S.; Barnes, J. W.; и др. (2018). „Observational evidence for active dust storms on Titan at equinox" (PDF). *Nature Geoscience*. **11** (10): 727–732. Bibcode:2018NatGe..11..727R. doi:10.1038/s41561-018-0233-2.
137. ↑  McCartney, Gretchen; Brown, Dwayne; Wendel, JoAnna; Bauer, Markus (September 24, 2018). „Dust Storms on Titan Spotted for the First Time". *NASA*. Посетено на September 24, 2018.
138. ↑  Benton, Julius L. Jr. (2005). *Saturn and How to Observe It*. London: Springer. стр. 141–146. doi:10.1007/1-84628-045-1\_9. ISBN 978-1-84628-045-0.
139. 1 2  „Planetary Satellite Physical Parameters". JPL (Solar System Dynamics). April 3, 2009. Архивирано од изворникот на May 22, 2009. Посетено на June 29, 2010.
140. ↑  Kuiper, G. P. (1944). „Titan: a Satellite with an Atmosphere". *Astrophysical Journal*. **100**: 378. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679.
141. ↑  „The Pioneer Missions". *Pioneer Project*. NASA, Jet Propulsion Laboratory. March 26, 2007. Архивирано од изворникот на June 29, 2011. Посетено на August 19, 2007.
142. ↑  „40 Years Ago: Pioneer 11 First to Explore Saturn". NASA. September 3, 2019. Посетено на February 22, 2020.
143. ↑  „Voyager Camera Desc". Planetary Data System. November 21, 2021.
144. 1 2  Bell, Jim (February 24, 2015). *The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission*. Penguin Publishing Group. стр. 93. ISBN 978-0-698-18615-6. Архивирано од изворникот на September 4, 2016.
145. ↑  Richardson, J.; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred (2004). „Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images". *Icarus*. **170** (1): 113–124. Bibcode:2004Icar..170..113R. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.010.
146. ↑  „Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010". NASA/JPL. Архивирано од изворникот на March 18, 2012. Посетено на July 8, 2010.
147. ↑  Lingard, Steve; Norris, Pat (June 2005). „How To Land on Titan". *Ingenia Magazine* (23). Архивирано од изворникот на July 21, 2011. Посетено на January 11, 2009.
148. ↑  „Cassini at Saturn: Introduction". NASA, Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на April 3, 2009. Посетено на September 6, 2007.
149. ↑  „Huygens Exposes Titan's Surface". *Space Today*. Архивирано од изворникот на August 7, 2011. Посетено на August 19, 2007.
150. 1 2  „Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan". ESA News, European Space Agency. January 21, 2005. Архивирано од изворникот на October 7, 2011. Посетено на March 28, 2005.
151. ↑  „PIA07232: First Color View of Titan's Surface". NASA/JPL/ESA/University of Arizona. January 15, 2005.
152. ↑  „Huygens landing site to be named after Hubert Curien". ESA. March 5, 2007. Архивирано од изворникот на March 3, 2012. Посетено на August 6, 2007.
153. ↑  „NASA New Frontiers 5: Third Community Announcement". *NASA Science Mission Directorate*. May 12, 2021. Посетено на May 14, 2021.[*мртва врска*]
154. ↑  Foust, Jeff (September 25, 2020). „NASA delays Dragonfly launch by a year". *SpaceNews*. Посетено на September 25, 2020.
155. ↑  Bridenstine, Jim (June 27, 2019). „New Science Mission to Explore Our Solar System". *Twitter*. Посетено на June 27, 2019.
156. 1 2  Brown, David W. (June 27, 2019). „NASA Announces New Dragonfly Drone Mission to Explore Titan - The quadcopter was selected to study the moon of Saturn after a "Shark Tank"-like competition that lasted two and a half years". *The New York Times*. Посетено на June 27, 2019.
157. ↑  Dragonfly: A Rotorcraft Lander Concept for Scientific Exploration at Titan Архивирано на 22 декември 2017 г..
158. ↑  „Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission". ESA. 2009. Архивирано од изворникот на May 23, 2011. Посетено на January 30, 2009.
159. ↑  Rincon, Paul (February 18, 2009). „Jupiter in space agencies' sights". *BBC News*. Архивирано од изворникот на October 24, 2010.
160. ↑  Stofan, Ellen (2010). „TiME: Titan Mare Explorer" (PDF). Caltech. Архивирано од изворникот (PDF) на March 30, 2012. Посетено на August 17, 2011.
161. ↑  Taylor, Kate (May 9, 2011). „NASA picks project shortlist for next Discovery mission". *TG Daily*. Архивирано од изворникот на September 4, 2012. Посетено на May 20, 2011.
162. ↑  Greenfieldboyce, Nell (September 16, 2009). „Exploring A Moon By Boat". National Public Radio (NPR). Архивирано од изворникот на August 25, 2012. Посетено на November 8, 2009.
163. ↑  „Let's go sailing on lakes of Titan!". *Scientific American*. November 1, 2009. Архивирано од изворникот на October 10, 2012.
164. ↑  „AVIATR: An Airplane Mission for Titan". *Universetoday.com*. January 2, 2012. Архивирано од изворникот на March 28, 2013. Посетено на February 26, 2013.
165. ↑  „Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon". *NBC News*. January 10, 2012. Архивирано од изворникот на April 13, 2014. Посетено на February 26, 2013.
166. ↑  Urdampilleta, I.; Prieto-Ballesteros, O.; Rebolo, R.; Sancho, J. уред. (2012). „TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer" (PDF). *European Planetary Science Congress 2012*. 7, EPSC2012-64 2012. EPSC Abstracts. Архивирано од изворникот (PDF) на October 12, 2012. Посетено на October 10, 2012.
167. ↑  Landau, Elizabeth (October 9, 2012). „Probe would set sail on a Saturn moon". *CNN – Light Years*. Архивирано од изворникот на June 19, 2013. Посетено на October 10, 2012.
168. ↑  Kane, Van (April 3, 2014). „Discovery Missions for an Icy Moon with Active Plumes". *The Planetary Society*. Архивирано од изворникот на April 16, 2015. Посетено на April 9, 2015.
169. ↑  Hall, Loura (May 30, 2014). „Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken". Архивирано од изворникот на July 30, 2015.
170. ↑  Overbye, Dennis (21 February 2021). „Seven Hundred Leagues Beneath Titan's Methane Seas - Mars, Shmars; this voyager is looking forward to a submarine ride under the icebergs on Saturn's strange moon". *The New York Times*. Посетено на 21 February 2021.
171. ↑  Oleson, Steven R.; Lorenz, Ralph D.; Paul, Michael V. (1 July 2015). „Phase I Final Report: Titan Submarine". *NASA*. Посетено на 21 February 2021.
172. ↑  Lewin, Sarah (July 15, 2015). „NASA Funds Titan Submarine, Other Far-Out Space Exploration Ideas". *Space.com*. Архивирано од изворникот на August 4, 2015.
173. ↑  Lorenz, R. D.; Oleson, S.; Woytach, J.; Jones, R.; Colozza, A.; Schmitz, P.; Landis, G.; Paul, M.; and Walsh, J. (March 16–20, 2015).
174. ↑  Hartwig, J. *et al.*, (June 24–26, 2015).
175. 1 2  „Saturn's moon Titan may harbour simple life forms – and reveal how organisms first formed on Earth". *The Conversation*. July 27, 2017. Архивирано од изворникот на August 30, 2017. Посетено на August 30, 2017.
176. 1 2  The Habitability of Titan and its Ocean.
177. 1 2  Mckay, Chris (2010). „Have We Discovered Evidence For Life On Titan". New Mexico State University, College of Arts and Sciences, Department of Astronomy. Архивирано од изворникот на March 9, 2016. Посетено на May 15, 2014.
178. ↑  Raulin, F. (2005). „Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations". *Space Science Reviews*. **116** (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x.
179. ↑  Staff (October 4, 2010). „Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water". *ScienceDaily*. Архивирано од изворникот на October 20, 2012. Посетено на October 5, 2010.
180. ↑  Raulin, F.; Owen, T. (2002). „Organic chemistry and exobiology on Titan". *Space Science Reviews*. **104** (1–2): 377–394. Bibcode:2002SSRv..104..377R. doi:10.1023/A:1023636623006.
181. ↑  Staff (October 8, 2010). „Titan's haze may hold ingredients for life". *Astronomy*. Архивирано од изворникот на September 23, 2015. Посетено на October 14, 2010.
182. ↑  Desai, R. T.; A. J. Coates; A. Wellbrock; V. Vuitton; D. González-Caniulef; и др. (2017). „Carbon Chain Anions and the Growth of Complex Organic Molecules in Titan's Ionosphere". *Astrophys. J. Lett*. **844** (2): L18. arXiv:1706.01610. Bibcode:2017ApJ...844L..18D. doi:10.3847/2041-8213/aa7851.
183. ↑  „Has Cassini found a universal driver for prebiotic chemistry at Titan?". European Space Agency. July 26, 2017. Посетено на August 12, 2017.
184. ↑  Wall, Mike (July 28, 2017). „Saturn Moon Titan Has Molecules That Could Help Make Cell Membranes". *Space.com*. Архивирано од изворникот на July 29, 2017. Посетено на July 29, 2017.
185. ↑  Palmer, Maureen Y.; и др. (July 28, 2017). „ALMA detection and astrobiological potential of vinyl cyanide on Titan". *Science Advances*. **3**: e1700022. Bibcode:2017SciA....3E0022P. doi:10.1126/sciadv.1700022. PMC 5533535. PMID 28782019.
186. ↑  Kaplan, Sarah (August 8, 2017). „This weird moon of Saturn has some essential ingredients for life". *Washington Post*. Архивирано од изворникот на August 8, 2017. Посетено на August 8, 2017.
187. ↑  Staff (October 11, 2018). „"A Prebiotic Earth" – Missing Link Found on Saturn's Moon Titan". *DailyGalaxy.com*. Архивирано од изворникот на 2021-08-14. Посетено на October 11, 2018.
188. ↑  Zhao, Long; и др. (October 8, 2018). „Low-temperature formation of polycyclic aromatic hydrocarbons in Titan's atmosphere" (PDF). *Nature Astronomy*. **2** (12): 973–979. Bibcode:2018NatAs...2..973Z. doi:10.1038/s41550-018-0585-y.
189. ↑  Artemivia, N.; Lunine, Jonathan I. (2003). „Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics". *Icarus*. **164** (2): 471–480. Bibcode:2003Icar..164..471A. doi:10.1016/S0019-1035(03)00148-9.
190. 1 2  Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000). „On the internal structure and dynamic of Titan". *Planetary and Space Science*. **48** (7–8): 617–636. Bibcode:2000P&SS...48..617G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. (2000).
191. ↑  Lovett, Richard A. (March 20, 2008). „Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean". *National Geographic*. Архивирано од изворникот на October 18, 2012.
192. 1 2  Fortes, A. D. (2000). „Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan". *Icarus*. **146** (2): 444–452. Bibcode:2000Icar..146..444F. doi:10.1006/icar.2000.6400.
193. 1 2 3 4  McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). „Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan". *Icarus*. **178** (1): 274–276. Bibcode:2005Icar..178..274M. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018.
194. 1 2 3  *The Limits of Organic Life in Planetary Systems*. *Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems, Committee on the Origins and Evolution of Life, National Research Council*. The National Academies Press. 2007. стр. 74. doi:10.17226/11919. ISBN 978-0-309-10484-5.
195. 1 2 3 4  „What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan?". NASA/JPL. 2010. Архивирано од изворникот на June 29, 2011. Посетено на June 6, 2010.
196. ↑  „Life 'not as we know it' possible on Saturn's moon Titan". Архивирано од изворникот на March 17, 2015.
197. ↑  Stevenson, James; Lunine, Jonathan I.; Clancy, Paulette (February 27, 2015). „Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome". *Science Advances*. **1** (1): e1400067. Bibcode:2015SciA....1E0067S. doi:10.1126/sciadv.1400067. PMC 4644080. PMID 26601130.
198. ↑  Bortman, Henry (August 11, 2004). „Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory -- Interview with Jonathan Lunine". *Astrobiology Magazine*. Архивирано од изворникот на August 28, 2004. Посетено на August 11, 2004.
199. ↑  „Earth could seed Titan with life". *BBC News*. March 18, 2006. Архивирано од изворникот на October 31, 2012. Посетено на March 10, 2007.
200. ↑  Gladman, Brett; Dones, Luke; Levinson, Harold F.; Burns, Joseph A. (2005). „Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System". *Astrobiology*. **5** (4): 483–496. Bibcode:2005AsBio...5..483G. doi:10.1089/ast.2005.5.483. PMID 16078867.
201. ↑  Lunine, Jonathan I. (2008). „Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity" (PDF). *Proceedings of the American Philosophical Society*. **153** (4): 403. arXiv:0908.0762. Bibcode:2009arXiv0908.0762L. Архивирано од изворникот (PDF) на May 12, 2013.
202. ↑  The National Air and Space Museum (2012). „Climate Change in the Solar System". Архивирано од изворникот на March 11, 2012. Посетено на January 14, 2012.
203. ↑  Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; McKay, Christopher P. (1997). „Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon" (PDF). *NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona*. **24** (22): 2905–8. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. CiteSeerX 10.1.1.683.8827. doi:10.1029/97gl52843. PMID 11542268. Архивирано од изворникот (PDF) на July 24, 2011. Посетено на March 21, 2008.

Библиографија
-------------

* Coustenis, Athéna; Taylor, F. W. (2008). *Titan: Exploring an Earthlike World*. World Scientific. ISBN 978-981-270-501-3.

Дополнително читање
-------------------

* Lorenz, Ralph; Mitton, Jacqueline (2002). *Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-79348-3.978-0-521-79348-3
* Lorenz, Ralph; Mitton, Jacqueline (2008). *Titan Unveiled*. Princeton University Press. ISBN 978-0691146331.978-0691146331
* Lorenz, Ralph (2017). *NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: 1997 onwards (Cassini orbiter, Huygens probe and future exploration concepts) (Owners' Workshop Manual)*. Haynes Manuals, UK. ISBN 978-1785211119.978-1785211119
* Џонатан О'Калаган: *Карта на најголемата месечина на Сатурн.* Природа, том 575, 426–427, 2019 година.

Надворешни врски
----------------

* 

* Титан (месечина) на Ризницата ?
* *Cassini–Huygens* Mission To Saturn and Titan. Multimedia Feature Titan Virtual Tour
* Video of *Huygens’* descent from the ESA
* Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) site Titan image search Архивирано на 10 јануари 2016 г.
* The Planetary Society (2005). TPS: Saturn's moon Titan. Retrieved March 28, 2005.
* The Alien Noise. This recording is a laboratory reconstruction of the sounds heard by *Huygens*' microphones.
* AstronomyCast: Titan Fraser Cain and Pamela Gay, 2010.
* Titan nomenclature and Titan map with feature names from the USGS planetary nomenclature page
* Google Titan 3D, interactive map of the moon
* Image album by Kevin M. Gill

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Сатурнови месечини |
| --- |
|  |
| *Привремените имиња се закосени.* |
|  |
| Прстенови пастири | 
* *S/2009 S 1*
* Елисни месечинки
* Пан
* Дафнис
* Атлас
* Прометеј
* ?(*S/2004 S 6*
* *S/2004 S 4*
* *S/2004 S 3*)
* Пандора

 |
|  |
| Соорбитални | 
* Епиметеј
* Јанус

 |
|  |
| G-прстен | 
* Егеон

 |
|  |
| Мимант и Алкиониди | 
* Метона
* Анта
* Палена

 |
|  |
| Внатрешни големи  (со тројанци) | 
* **Мимант**
* **Енкелад**
* **Тетида**
	+ Телесто
	+ Калипсо
* **Диона**
	+ Елена
	+ Полидевк

 |
|  |
| Надворешни големи | 
* **Реја**
* **Титан**
* Хиперион
* **Јапет**

 |
|  |
| Инуитска група | 
* Кивиук
* Ијирак
* Палијак
* S/2004 S 29
* S/2004 S 31
* Сијарнак
* Таркек

 |
|  |
| Галска група | 
* Албиорикс
* Бевин
* Еријапо
* Тарвос

 |
|  |
| Нордиска група | 
* Феба
* Скади
* S/2004 S 37
* S/2007 S 2
* Скол
* Хирокин
* Грејп
* Мундилфари
* S/2004 S 13 (?)
* S/2006 S 1
* S/2007 S 3 (?)
* Сутунг
* Сатурн LIV
* Јарнсакса
* Нарви
* Бергелмир
* Хати
* S/2004 S 17 (?)
* S/2004 S 12 (?)
* Сатурн LIX
* Фарбаути
* Тримр
* Бестла
* S/2004 S 7 (?)
* Егир
* Сатурн LXI
* Сатурн LV
* Сатурн LVII
* Сатурн LXII
* Сатурн LVI
* S/2006 S 3
* Сатурн LXV
* Кари
* S/2004 S 28
* Логи
* Сатурн LXVI
* Фенрир
* Имир
* Сурт
* Сатурн LXIII
* S/2004 S 21
* S/2004 S 39
* S/2004 S 36
* Форнјот
* Сатурн LXIV
* Сатурн LVIII

 |
|  |
| 
* Сатурнови прстени
* Касини-Хајгенс
* Темида
* Хирон

 |

 |

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| 

|  |  |
| --- | --- |
| Нормативна контрола | 
* WorldCat
* VIAF: 315160648
* LCCN: sh93000916
* GND: 4581722-4
* BNF: cb119763802 (податоци)
* NKC: ph519295

 |

 |