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뷰파인더는 광학식과 전자식의 두 가지 주요 범주로 나뉜다. SLR(Single-Lens Reflex) 카메라에서 흔히 볼 수 있는 광학 뷰파인더는 렌즈에서 뷰파인더로 빛을 반사하기 위해 미러 또는 프리즘 시스템을 사용하여 장면을 명확하고 실시간으로 볼 수 있다. 미러리스 카메라에서 일반적으로 사용되는 전자 뷰파인더는 전자 이미지를 작은 디스플레이에 투사하여 실시간 노출 미리 보기 및 히스토그램과 같은 광범위한 정보를 제공한다. 특수 뷰파인더 시스템은 스파이 활동이나 수중 사진 촬영을 위한 초소형 카메라와 같은 특정 애플리케이션을 위해 존재한다.
뷰파인더와 렌즈 축 사이의 정렬 오류로 인해 발생하는 시차 오류로 인해 피사체의 위치가 부정확하게 표시될 수 있다. 먼 피사체에서는 무시할 수 있지만 가까운 피사체에서는 이 오류가 두드러진다. 일부 뷰파인더에는 이 문제를 완화하기 위해 시차 보정 장치가 포함되어 있다.
필름 및 센서.
카메라의 이미지 캡처는 빛이 감광성 표면(사진 필름 또는 디지털 센서)에 닿을 때 발생한다. 필름 또는 센서는 카메라 본체 내에 내장되어 셔터가 잠깐 열렸을 때 빛의 패턴을 기록하여 노출 중에 빛이 통과할 수 있도록 한다.
필름 카메라에 필름을 로드하는 것은 수동 프로세스이다. 일반적으로 카트리지에 들어 있는 필름은 카메라의 지정된 슬롯에 로드된다. 필름 스트립의 한쪽 끝인 필름 리더는 수동으로 와인딩 스풀에 나사로 연결된다. 카메라 후면이 닫히면 필름 진행 레버 또는 노브를 사용하여 필름이 올바르게 배치되도록 한다. 그런 다음 카메라에 따라 필름을 수동으로 감거나 자동으로 감아서 필름의 빈 부분을 빛의 경로에 배치한다. 사진이 촬영될 때마다 필름 진행 메커니즘은 노출된 필름을 밖으로 이동시켜 다음 촬영을 위해 노출되지 않은 새로운 필름 부분을 위치로 가져온다.
필름의 동일한 부분이 두 번 빛에 노출되어 중복된 이미지가 발생하는 이중 노출을 방지하려면 각 촬영 후 필름을 진행해야 한다. 필름 롤의 모든 프레임이 노출되면 필름이 카트리지로 다시 감겨져 현상을 위해 카메라에서 제거될 준비가 된다.
디지털 카메라에서 센서는 일반적으로 CCD(Charge-Coupled Device) 또는 CMOS(Complementary Metal-Oxide-Semiconductor) 칩으로 구성되며, 두 칩 모두 들어오는 빛을 전하로 변환하여 디지털 이미지를 형성한다. CCD 센서는 전력 집약적이지만 뛰어난 광 감도와 이미지 품질로 인정받고 있다. 반대로 CMOS 센서는 개별 픽셀 판독값을 제공하여 전력 소비가 적고 프레임 속도가 빨라지며 시간이 지남에 따라 이미지 품질이 크게 향상된다.
디지털 카메라는 빛을 직접 처리하고 저장할 수 있는 전자 데이터로 변환한다. 생성되는 데이터의 양은 센서의 크기와 속성에 따라 결정되므로 Compact Flash, Memory Sticks 및 SD(Secure Digital) 카드와 같은 스토리지 미디어가 필요하다.[13] 현대 디지털 카메라에는 일반적으로 즉시 이미지 검토 및 조정을 위한 내장 모니터가 있다. 또한 디지털 이미지는 컴퓨터에 의해 보다 쉽게 처리되고 조작되므로 기존 필름에 비해 유연성 및 후처리 잠재력 측면에서 상당한 이점을 제공한다.
카메라 액세서리.
플래시
플래시는 노출 중에 밝은 빛의 짧은 버스트를 제공하며 사진에서 일반적으로 사용되는 인공 광원이다. 대부분의 최신 플래시 시스템은 가스가 채워진 튜브를 통해 배터리로 구동되는 고전압 방전을 사용하여 매우 짧은 시간(1/1,000초 이하) 동안 밝은 빛을 생성한다.
많은 플래시 장치는 플래시에서 반사되는 빛을 측정하여 플래시의 적절한 지속 시간을 결정하는 데 도움이 된다. 플래시를 카메라에 직접 연결하거나(일반적으로 카메라 상단의 슬롯(플래시 슈 또는 핫 슈) 또는 케이블을 통해) 카메라의 셔터를 활성화하면 플래시가 트리거되며 카메라의 내부 조도계가 플래시의 지속 시간을 결정하는 데 도움이 될 수 있다.
추가 플래시 장비에는 광 확산기, 마운트 및 스탠드, 리플렉터, 소프트 박스, 트리거 및 코드가 포함될 수 있다.
기타 부속품
카메라용 액세서리는 주로 관리, 보호, 특수 효과 및 기능에 사용된다.
대형 포맷 카메라는 확대경 루페, 뷰 파인더, 각도 파인더 및 포커스 레일/트럭을 포함하는 특수 장비를 사용한다. 일부 전문가용 SLR에는 눈 높이 또는 허리 높이 초점 맞추기, 초점 맞추기 화면, 눈 컵, 데이터 백, 필름 운반용 모터 드라이브 또는 외장 배터리 팩을 위한 호환 가능한 파인더가 제공될 수 있다.
기본 유형.
SLR 카메라.
사진술에서, SLR(Single-lens reflex camera)은 이미지를 합성하고 초점을 맞추기 위해 셔터를 내리기 전에 렌즈에서 뷰파인더로 빛을 리디렉션하는 거울을 제공한다. 셔터가 해제되면 미러가 위아래로 흔들리며 사진 매체의 노출을 허용하고 노출이 완료된 후 즉시 복귀한다. 1954년 이전의 어떤 SLR 카메라도 이러한 기능을 가지고 있지 않았지만, 일부 초기 SLR 카메라의 미러는 셔터 릴리즈에 가해지는 힘에 의해 완전히 작동되었으며 손가락 압력이 해제될 때만 반환되었다. 1954년 일본 회사 아사히(펜탁스)가 출시한 아사히 플렉스 II는 인스턴트 리턴 미러가 장착된 세계 최초의 SLR 카메라였다.
일안 반사식 카메라에서, 사진사는 카메라 렌즈를 통해 그 장면을 본다. 이렇게 하면 뷰파인더 또는 뷰파인더가 촬영 렌즈와 분리될 때 발생하는 시차 문제를 피할 수 있다. 일안 반사식 카메라는 시트 필름 5x7" 및 4x5", 롤 필름 220/120, 120롤에 8, 10, 12 또는 16장의 사진을 촬영하는 롤 필름 220/120, 220 필름의 두 배의 형식으로 제작되었다. 이 값은 각각 6x9, 6x7, 6x6 및 6x4.5에 해당한다(모든 치수는 cm 단위). 대형 포맷 및 롤 필름 SLR 카메라 제조업체로는 브로니카, 그라플렉스, 하셀블라드, 갈매기, 마미야, 펜탁스 등이 있다. 그러나 SLR 카메라의 가장 일반적인 형식은 35mm이며, 이후 거의 동일한 크기의 본체를 사용하고 때로는 동일한 렌즈 시스템을 사용하는 디지털 SLR 카메라로 전환되었다.
거의 모든 SLR 카메라는 광학 경로에 전면 미러를 사용하여 렌즈에서 나오는 빛을 보기 화면과 펜타프리즘을 통해 접안 렌즈로 보낸다. 노출 시, 셔터가 열리기 전에 미러가 빛의 경로 밖으로 뒤집힌다. 일부 초기 카메라는 캐논 펠릭스와 같이 반투명 펠리클을 사용하는 것과 Corfield Periflex 시리즈와 같이 작은 잠망경을 사용하는 것을 포함하여 렌즈를 통한 시야를 제공하는 다른 방법을 실험했다.
대형 카메라.
시트 필름을 촬영하는 대형 카메라는 초기 판형 카메라의 직접적인 계승자이며 고품질 사진과 기술, 건축 및 산업 사진에 사용되었다. 일반적으로 세 가지 유형이 있다. 모노레일 및 필드 카메라 모델이 있는 뷰 카메라와 프레스 카메라이다. 그들은 렌즈와 셔터가 전면의 렌즈 플레이트에 장착된 신축성 벨로우즈를 가지고 있다. 표준 다크 슬라이드 백 외에도 롤 필름을 사용하는 백 및 이후의 디지털 백을 사용할 수 있다. 이 카메라들은 초점과 원근법을 매우 가깝게 제어할 수 있는 광범위한 움직임을 가지고 있다. 합성 및 초점 조정은 필름으로 대체된 지면 유리 스크린을 보고 노출 카메라에서 수행된다. 정적 피사체에만 적합하고 사용 속도가 느리다.
판형 카메라
대량 생산된 최초의 카메라는 감광 유리판을 사용한 판형 카메라였다. 연장 가능한 벨로우즈에 의해 플레이트로부터 분리된 렌즈 보드에 장착된 렌즈에 빛이 들어갈 수 있다. 유리판을 위한 간단한 박스 카메라뿐만 아니라 렌즈 교환이 가능한 일안 반사식 카메라와 심지어 컬러 사진(오토크롬 뤼미에르)도 있었다. 이 카메라들 중 다수는 원근법을 제어하기 위해 렌즈를 앞이나 뒤로 올리고 내리고 기울이는 컨트롤을 가지고 있었다. 이러한 판형 카메라의 초점은 초점에 접지 유리 스크린을 사용하는 것이었다. 렌즈 디자인이 다소 작은 조리개 렌즈만을 허용했기 때문에, 지상 유리 스크린의 이미지는 희미했고 대부분의 사진가들은 초점과 구도가 더 빨리 수행될 수 있도록 머리를 덮을 어두운 천을 가지고 있었다. 초점과 구성이 만족스러우면, 접지 유리 스크린을 제거하고, 감광판을 어두운 슬라이드로 보호된 위치에 놓았다. 노출을 위해, 어두운 하강을 조심스럽게 미끄러뜨리고 셔터를 연 다음, 닫히고 어두운 하강을 대체했다.
유리판은 나중에 시트 필름을 위한 어두운 슬라이드에서 시트 필름으로 대체되었다. 어댑터 슬리브는 플레이트 홀더에 시트 필름을 사용할 수 있도록 만들어졌다. 접지 유리 외에도, 간단한 광학 뷰파인더가 종종 장착되었다.
중형 카메라.
중형 카메라는 대형 카메라와 소형 35mm 카메라 사이에 필름 크기가 있다. 일반적으로 이러한 시스템은 120 또는 220 롤 필름을 사용한다. 가장 일반적인 이미지 크기는 6x4.5cm, 6x6cm 및 6x7cm이다. 이전의 6x9cm는 거의 사용되지 않는다. 이런 종류의 카메라의 디자인은 모노레일 시스템에서부터 별도의 후면이 있는 고전적인 하셀블라드 모델, 더 작은 거리 측정기 카메라에 이르기까지 그들의 큰 형제들보다 더 큰 변화를 보여준다. 이 형식의 소형 아마추어 카메라도 있다.
트윈 렌즈 반사식 카메라
트윈 렌즈 반사 카메라는 한 쌍의 거의 동일한 렌즈를 사용했다. 하나는 이미지를 형성하기 위한 렌즈이고 다른 하나는 뷰파인더이다. 렌즈는 촬영 렌즈 바로 위에 시야 렌즈와 함께 배치되었다. 뷰잉 렌즈는 위에서 볼 수 있는 뷰잉 스크린에 이미지를 투영한다. Mamiya와 같은 일부 제조업체는 또한 카메라를 사용할 때 눈에 고정할 수 있도록 보기 화면에 부착할 반사 헤드를 제공했다. TLR의 장점은 보기 화면을 사용하여 쉽게 초점을 맞출 수 있고 대부분의 상황에서 보기 화면에 표시되는 보기가 필름에 기록된 보기와 동일하다는 것이다. 그러나 가까운 거리에서 시차 오류가 발생했으며 일부 카메라에는 구성의 어떤 부분이 제외되는지 보여주는 표시기도 포함되어 있다.
일부 TLR은 교환 가능한 렌즈를 가지고 있었지만, 이 렌즈들은 쌍을 이루어야 했기 때문에 상대적으로 무거웠고 SLR이 지원할 수 있는 초점 거리의 범위를 제공하지 못했다. 대부분의 TLR은 120개 또는 220개의 필름을 사용했다. 일부는 작은 127개의 필름을 사용했다.
콤팩트 카메라.
인스턴트 카메라
노출 후 모든 사진은 인스턴트 카메라 내부의 핀치 롤러를 통해 촬영된다. 따라서 '샌드위치' 용지에 포함된 현상액 페이스트가 이미지에 배포된다. 1분 후에 커버 시트를 제거하면 고정된 형식의 원본 긍정 이미지가 하나 생성된다. 일부 시스템에서는 즉각적인 이미지 네거티브를 생성할 수 있으며, 이를 통해 사진 연구소에서 복사본을 만들 수 있다. 궁극적으로 개발된 것은 폴라로이드의 SX-70 시스템으로, 사진에서 커버 시트를 제거하지 않고도 열 발의 샷(엔진 구동)을 할 수 있었다. 다양한 형식의 인스턴트 카메라뿐만 아니라 중대형 카메라의 인스턴트 필름 사용을 위한 어댑터도 있었다.
초소형 카메라
초소형 카메라는 20세기에 처음 제작되었으며 35mm보다 훨씬 작은 필름을 사용한다. 1937년부터 1976년까지 회사에서 생산한 유일한 종류의 카메라인 값비싼 8×11mm 미녹스는 매우 널리 알려졌고 종종 스파이 활동에 사용되었다 (미녹스 회사는 나중에 더 큰 카메라도 생산했다.) 나중에 일반적인 사용을 위해 저렴한 소형 미니어처가 만들어졌고, 일부는 16mm 영화 필름을 사용했다. 이러한 작은 필름 크기의 이미지 품질은 제한적이었다.
접이식 카메라
필름의 도입으로 플레이트 카메라의 기존 디자인은 훨씬 더 작아지고 베이스 플레이트가 접혀져 벨로우즈를 압축할 수 있도록 힌지로 연결될 수 있었다. 이 디자인들은 매우 작고 작은 모델들은 조끼 포켓 카메라라고 불렸다. 접이식 롤 필름 카메라는 다른 디자인보다 컴팩트한 접이식 플레이트 카메라가 선행되었다.
박스 카메라는 예산 수준의 카메라로 도입되었으며 제어 장치가 거의 없었다. 원래 박스 브라우니 모델은 카메라 상단에 작은 반사식 뷰파인더가 장착되어 있었고 조리개나 초점 조절 장치가 없고 간단한 셔터만 있었다. 브라우니 127과 같은 후기 모델은 렌즈의 결함의 영향을 줄이기 위해 곡선 필름 경로와 함께 더 큰 직접 뷰 광학 뷰파인더를 가지고 있었다.
거리 측정기 카메라.
카메라 렌즈 기술이 발전하고 넓은 조리개 렌즈가 보편화되면서 초점을 더 정확하게 맞추기 위해 거리 측정기 카메라가 도입되었다. 초기 레인지 파인더는 두 개의 뷰파인더 창을 가지고 있었는데, 그 중 하나는 포커스 메커니즘에 연결되어 있고 포커스 링이 회전함에 따라 오른쪽 또는 왼쪽으로 이동한다. 두 개의 개별 이미지가 그라운드 글라스 보기 화면에 함께 표시된다. 촬영 중인 개체의 수직선이 결합된 이미지에서 정확히 만날 때 개체는 초점이 맞춰진다. 일반 컴포지션 뷰파인더도 제공된다. 나중에 뷰파인더와 거리파인더가 합쳐졌다. 많은 거리 측정기 카메라는 서로 교환할 수 있는 렌즈를 가지고 있었고, 각 렌즈는 거리 측정기와 뷰 측정기 연결을 필요로 했다.
거리 측정기 카메라는 하프프레임과 풀프레임 35mm, 롤필름(중형)으로 제작되었다.
동영상 카메라.
동영상 카메라 또는 비디오 카메라는 일반적으로 초당 24프레임의 속도로 일련의 정적 이미지를 빠르게 연속적으로 기록한다는 점을 제외하고는 스틸 카메라와 유사하게 작동한다. 영상이 순서대로 결합되어 표시되면 움직임의 착각이 발생한다.
많은 이미지를 순차적으로 캡처하는 카메라는 유럽에서 무비 카메라 또는 비신 카메라로 알려져 있다. 단일 이미지를 위해 설계된 카메라는 스틸 카메라이다. 그러나 특수 효과 작업에서 움직이는 이미지를 캡처하는 데 스틸 카메라가 자주 사용되고 많은 최신 카메라가 스틸과 모션 녹화 모드 사이를 빠르게 전환할 수 있기 때문에 이러한 범주가 겹친다.
시네 카메라 또는 무비 카메라는 이미지 센서 또는 필름에 사진의 빠른 시퀀스를 촬영한다. 한 번에 하나의 스냅샷을 캡처하는 스틸 카메라와 달리 시네 카메라는 간헐적인 메커니즘을 사용하여 프레임이라고 불리는 일련의 이미지를 촬영한다.
프레임은 나중에 시네 프로젝터에서 프레임 속도(초당 프레임 수)라고 하는 특정 속도로 재생된다. 보는 동안, 사람의 눈과 뇌는 움직임의 환상을 만들기 위해 분리된 그림들을 병합한다. 최초의 시네 카메라는 1888년경에 만들어졌고 1890년까지 여러 종류가 제조되었다. 시네 카메라의 표준 필름 크기는 35mm 필름으로 빠르게 확립되었으며 디지털 시네마토그래피로 전환될 때까지 사용되었다. 다른 전문적인 표준 형식에는 70mm 필름과 16mm 필름이 포함되지만 아마추어 영화 제작자들은 디지털 형식으로 전환하기 전에 9.5mm 필름, 8mm 필름 또는 표준 8과 슈퍼 8을 사용했다.
시네 카메라의 크기와 복잡성은 카메라에 필요한 용도에 따라 크게 다르다. 일부 전문 장비는 매우 크고 무거워서 휴대할 수 없는 반면, 일부 아마추어 카메라는 한 손으로 조작하기에 매우 작고 가볍다.
전문가용 비디오 카메라
전문 비디오 카메라(텔레비전 카메라라고 함)는 전자 동영상을 만들기 위한 고급 장치이다(이전에 영상을 필름에 기록한 영화 카메라와는 대조적으로). 원래는 텔레비전 스튜디오에서 사용하기 위해 개발되었지만, 현재는 뮤직 비디오, 비디오 다이렉트 투 비디오 영화, 기업 및 교육용 비디오, 결혼 비디오 등에도 사용된다.
이 카메라들은 이전에 진공관과 나중에 전자 이미지 센서를 사용했다.
캠코더
캠코더는 비디오 카메라와 비디오 레코더를 결합한 전자 장치이다. 마케팅 자료는 "캠코더"라는 구어적인 용어를 사용할 수 있지만, 패키지와 설명서의 이름은 종종 "비디오 카메라 레코더"이다. 비디오를 녹화할 수 있는 대부분의 장치는 카메라 폰과 디지털 카메라이다. "캠코더"라는 용어는 비디오 캡처 및 녹화 기능이 있는 휴대용 자급식 장치를 설명하는 데 사용된다.
디지털 카메라.
디지털 카메라는 디지털 이미지와 비디오를 인코딩하고 나중에 재생할 수 있도록 저장하는 카메라이다. 그들은 일반적으로 반도체 이미지 센서를 사용한다. 오늘날 판매되는 대부분의 카메라는 디지털이며, 휴대폰(카메라폰이라고 함)에서 차량에 이르기까지 다양한 장치에 통합되어 있다.
디지털 카메라와 필름 카메라는 광학 시스템을 공유하며, 일반적으로 가변 조리개 렌즈를 사용하여 빛을 촬영 장치에 초점을 맞춘다. 조리개와 셔터는 필름과 마찬가지로 이미저에 정확한 양의 빛을 허용하지만 이미지 픽업 장치는 화학 물질이 아닌 전자 장치이다. 그러나 필름 카메라와 달리 디지털 카메라는 캡처되거나 녹화된 직후 화면에 이미지를 표시하고 메모리에서 이미지를 저장 및 삭제할 수 있다. 대부분의 디지털 카메라는 소리와 함께 움직이는 비디오를 녹화할 수도 있다. 일부 디지털 카메라는 사진을 잘라내고 꿰매고 다른 기본 이미지 편집을 수행할 수 있다.
소비자들은 1990년대에 디지털 카메라를 채택했다. 전문 비디오 카메라는 2000년대에서 2010년대 사이에 디지털로 전환되었다. 마침내, 영화 카메라는 2010년대에 디지털로 전환되었다.
디지털 전자 장치를 사용하여 이미지를 캡처하고 저장하는 첫 번째 카메라는 1975년 코닥 엔지니어 스티븐 새슨에 의해 개발되었다. 그는 Fairchild Semiconductor가 제공하는 CCD(Charge-Coupled Device)를 사용했는데, CCD는 이미지를 캡처하기 위해 0.01 메가픽셀만 제공했다. Sasson은 CCD 장치를 영화 카메라 부품과 결합하여 흑백 이미지를 카세트 테이프에 저장하는 디지털 카메라를 만들었다. 그런 다음 카세트에서 이미지를 읽고 TV 모니터로 보았다. 나중에, 카세트 테이프는 플래시 메모리로 대체되었다.
1986년, 일본 회사 니콘은 아날로그 녹화 전자 일안 반사 카메라인 니콘 SVC를 출시했다.
최초의 풀프레임 디지털 SLR 카메라는 2000년부터 2002년까지 일본에서 개발되었다: 펜탁스의 MZ-D, 콘탁스의 일본 R6D 팀의 N 디지털, 그리고 캐논의 EOS-1D. 2000년대 들어, 풀프레임 DSLR은 전문가용 사진기의 지배적인 카메라 유형이 되었다.
대부분의 디지털 카메라에서는 LCD(액정 디스플레이)를 통해 사용자가 녹화할 장면과 ISO 속도, 노출 및 셔터 속도와 같은 설정을 볼 수 있다.
카메라 폰
2000년, 샤프는 일본에서 세계 최초의 디지털 카메라 폰인 J-SH04 J-Phone을 선보였다. 2000년대 중반까지, 고급 휴대전화는 통합 디지털 카메라를 가지고 있었고, 2010년대 초까지, 거의 모든 스마트폰은 통합 디지털 카메라를 가지고 있었다.
사진기는 가시광선의 빛과 함께 또는 전자기 스펙트럼의 다른 부분들과 함께 동작한다. 카메라는 빛을 받아들이는 집광부(렌즈)와 받아들인 빛을 이미지로 담는 촬상부(바디), 그리고 여러 가지 상태를 조절하는 부품(셔터, 조리개 등)들로 이루어져 있다.
집광부(렌즈).
집광부는 빛을 받아 들여 촬상부에 상이 맺히게 하는 역할을 한다. 바늘구멍 사진기처럼 단순한 작은 구멍에서부터 여러 종류의 다중 렌즈를 이용하는 복잡한 것까지 다양한 방식이 있다. 일반적인 사진기의 집광부는 렌즈와 조리개로 이루어져 있으며 명료한 상을 얻기 위해 렌즈의 거리를 조절하는 장치가 부착되어 있다. 집광부는 일반적으로 사진 렌즈라 부르기도 한다.
촬상부(바디).
조절장치.
카메라에는 원하는 이미지를 얻기 위한 여러 종류의 조절장치가 부착되어 있다. 집광부의 구멍크기를 조절하는 조리개와 빛을 받아들이거나 차단하는 셔터 등이 대표적이다. 밝은 곳에서는 조리개를 좁혀 빛의 양을 줄이고 어두운 곳에서는 조리개를 열어 빛의 양을 늘리며 셔터 스피드의 조절로 적당한 촬상이 가능하다. 셔터의 속도를 빠르게 하면 운동선수의 빠른 움직임을 정지화면으로 촬영할 수 있다. 그 밖에 어두운 곳에서 촬영하기 위한 플래시, 촬영할 대상을 미리 살피는 뷰파인더와 같은 장치가 기본적인 조절장치이다. 이 외에도 연속촬영기능 파노라마 촬영기능 등을 제공하기도 한다.
타이탄() 또는 티탄은 토성의 위성이다. 토성의 위성 중에서 가장 큰 천체로, 태양계 내에서는 목성의 가니메데에 이어 두 번째로 크다. 토성 VI라고 부르기도 한다. 짙은 대기를 가진 유일한 위성이며, 지구처럼 표면에 안정된 상태로 존재하는 액체가 확인된 최초의 천체이다. 대기 구성이 원시지구와 유사하여 다양한 관심을 받고 있다.
타이탄은 토성에서 20번째로 먼 위성이며, 중력적으로 둥근 위성으로만 따지자면 여섯 번째로 떨어져 있는 위성이다. 행성과 비슷한 특징을 지닌 위성으로 자주 기술되는 것처럼 타이탄은 반지름이 달의 약 1.5배이고 질량은 1.8배나 된다. 목성의 가니메데에 이어 태양계에서 두 번째로 큰 위성이며, 크기만으로 따진다면 수성보다 더 크다.
천문학자 크리스티안 하위헌스가 1655년 3월 25일 최초로 발견했다. 당시 타이탄은 토성의 위성들 중 첫 번째로 존재가 증명된 존재였다. 태양계의 위성 중 갈릴레이 위성 다음으로 발견된 첫 천체다. 명칭은 그리스 신화의 거인 신격들인 티탄에서 이름을 따왔다. 티탄은 가이아와 우라노스 사이의 12남매를 지칭한다. 타이탄은 토성 반지름의 20배, 토성 표면으로부터 120만 km 상공에서 토성을 공전한다. 타이탄 표면에서 토성은 고리를 제외하면 5.09도의 각도를 이루며, 만약 타이탄의 두꺼운 대기를 통해 관측한다면 지구에서 달의 각도(0.48도)보다 지름이 11.4배 더 크게 보일 것이다.
타이탄의 표면은 주로 얼음과 암석으로 이루어져 있으며, 암석핵은 얼음 1h로 이루어진 껍질과 암모니아가 풍부한 액체 물로 이루어진 지하층을 포함한 다양한 얼음층으로 둘러싸여 있. 타이탄은 짙은 대기로 둘려싸여 있기 때문에, 2004년, 카시니-하위헌스 호가 도착하기 전까지 인류는 타이탄의 표면에 대하여 거의 알지 못했다. 카시니-하위헌스 호의 탐사로 탄화 수소로 채워진 호수들이 타이탄의 극지에 존재함을 확인하게 되었다. 표면은 지질학적으로 젊었으며, 산과 얼음 화산으로 보여지는 지형들이 몇몇 관찰되었다. 타이탄의 표면은 전체적으로 평평했으며, 충돌구는 거의 발견되지 않았다.타이탄의 대기는 대부분 질소로 이루어져 있으며 소량의 메테인과 에테인이 섞여 있다. 타이탄 표면에는 바람과 비 등의 기상 현상이 발생하며, 지구 해변과 비슷한 물결 모양의 지형도 형성되어 있다. 표면 및 지하에 있는 액체 물질 및 질소로 충만한 대기 때문에 타이탄은 온도가 훨씬 더 낮다는 점만 제외하면 마치 원시 지구의 모습과 유사해 보였다. 이 때문에 타이탄은 예전부터 미생물 혹은 적어도 복잡한 유기 화합물 형태의 생명체가 태동할 환경이 형성되어 있을 것으로 믿어져 왔다. 과학자들은 타이탄의 지하에 있는 액체 바다가 생명체가 생겨날 환경을 제공할 가능성이 있다고 주장해 왔다.
발견과 명명.
네덜란드 천문학자 크리스티안 하위헌스는 1655년 3월 25일에 타이탄을 발견하였다.갈릴레오가 1610년에 목성의 4대 위성을 발견하고 망원경 기술을 발전시킨 것에 매료된 하위헌스는 형인 콘스탄테인 하위헌스 주니어의 도움을 받아 1650년경 망원경을 제작하기 시작했고, 그들이 제작한 망원경 중 하나로 토성을 도는 최초의 관측된 위성인 타이탄을 발견하였다.
하위헌스는 자신의 발견을 "Saturni Luna" (또는 "Luna Saturni" , "토성의 위성")라는 이름을 붙였고, 1655년 자신의 논문 "De Saturni Luna Observatio Nova" ("토성의 위성에 대한 새로운 관측")를 통해 이를 발표하였다. 1673년부터 1686년 사이에 조반니 도메니코 카시니가 토성의 추가 위성 4개를 발표한 후, 천문학자들은 이 위성들과 타이탄을 토성 I부터 V까지로 부르기 시작하였으며 (당시 타이탄은 네 번째), 타이탄에 대한 다른 초기 명칭으로는 "토성의 평범한 위성"이 사용되었다.
국제 천문 연맹은 타이탄에 정식 번호 "토성 VI"를 부여하였다.
타이탄이라는 이름과 당시 알려진 토성의 7위성의 이름은 윌리엄 허셜의 아들이자 토성의 또 다른 두 위성인 미마스와 엔셀라두스의 발견자이기도 한 존 허셜에 의해, 1847년 발표된 논문(Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope)에서 처음 붙여졌다. 그 이후로 토성 주위에서는 수많은 작은 위성들이 발견되었다. 토성의 위성들은 신화 속 거인들의 이름을 따서 명명되는데, 타이탄이라는 이름은 그리스 신화의 불멸의 존재인 타이탄족(티탄족)에서 유래된다.
지구 외의 행성 위성들은 천문 문헌에서 기호가 부여된 적이 없다. 대부분의 왜소행성 기호를 설계한 소프트웨어 엔지니어 데니스 모스코비츠(Denis Moskowitz)는 그리스 문자 타우 (타이탄의 첫 글자)와 토성 기호의 굽은 부분을 결합한 기호를 타이탄의 기호로 제안하였으나 (), 이 기호는 널리 사용되지 않는다.
목성과 토성의 규칙 위성은 태양계 행성들이 형성된 것으로 여겨지는 과정과 유사한 공동 강착(co-accretion) 과정을 통해 형성된 것으로 보인다. 젊은 가스 거대 행성들이 형성될 때, 이들은 주변에 점차 모여 위성으로 응집된 물질 원반을 거느리고 있었다. 목성의 네 개 갈릴레이 위성은 매우 규칙적이고 행성에 가까운 궤도를 유지하지만, 타이탄은 토성 위성계에서 압도적으로 큰 존재감을 보이며, 단순 공동 강착만으로는 설명하기 어려운 높은 궤도 이심률을 지닌다. 타이탄 형성에 대한 한 가지 가설은 토성계가 처음에는 목성의 갈릴레이 위성과 유사한 위성군으로 시작되었으나, 이후 일련의 거대 충돌에 의해 이들 위성들이 파괴되었고 그 결과 타이탄이 형성되었다는 것이다. 이 충돌 잔해로부터 토성의 중간 크기 위성인 이아페투스와 레아 등이 형성되었다. 이러한 격렬한 기원은 타이탄의 높은 궤도 이심률 설명해 준다.
2014년 타이탄 대기의 질소 성분을 분석한 결과, 이 질소가 토성 주변 물질의 공동 강착 당시 형성된 것이 아니라 오르트 구름과 유사한 기원 물질에서 유래했을 가능성이 제시되었다.
타이탄은 토성을 15일 22시간 주기로 1회 공전한다. 지구의 달 및 다른 가스 행성의 위성들 다수와 마찬가지로 타이탄의 공전주기는 1 자전주기와 일치한다. 따라서 타이탄은 한 쪽 면이 토성만을 계속 바라보는, 조석 고정 상태에 있다. 궤도 이심률은 0.0288이며 토성 적도에 대한 궤도경사각은 0.348도이다. 지구에서 보았을 때 타이탄은 토성 시지름의 20배 정도 거리만큼 어머니 행성에서 떨어져 있다(이는 실제 거리로 약 120만 킬로미터에 해당된다). 이는 천구상에서 0.8초각 거리이다.
타이탄은 작고 불규칙한 모양의 또 다른 위성 히페리온과 3:4의 궤도 공명비를 보이고 있다. 모형에 의하면 혼란스러운 궤도로부터 '완만하고 부드러운' 과정을 거쳐 현재의 궤도공명 상태가 이루어진 것으로 보고 있다. 히페리온은 안정적인 공전궤도 선상에서 생겨났을 가능성이 큰데, 타이탄이 히페리온에 가까이 접근하면서 물질들을 빨아들이면서 히페리온의 궤도 역시 타이탄 근처로 이동했을 것으로 보인다.
타이탄의 물리적 특성.
타이탄의 지름은 5,150 킬로미터로, 행성인 수성의 4,879 킬로미터보다도 더 크다. 1980년 보이저 1호가 타이탄을 방문하기 전까지는 타이탄의 지름이 가니메데보다 더 큰 것으로 여겨졌었다. 이렇게 생각한 이유는 타이탄의 짙고 불투명한 대기가 지표 위로 두껍게 형성되어 있어서 우주에서 보았을 때의 시직경을 증가시켰기 때문이다. 타이탄의 반지름과 질량, 밀도는 목성의 위성 가니메데, 칼리스토와 비슷하다. 1.88g/cm³의 밀도로 보아, 타이탄의 조성물은 반은 물의 얼음이고 나머지 반은 암석 물질로 이루어졌을 것으로 보인다. 조성물의 비율은 토성의 위성인 디오네 및 엔셀라두스와 비슷하지만, 타이탄은 자체 질량이 크기 때문에 중력에 의해 뭉쳐 있어서 이들보다 밀도가 크다.
타이탄의 중심부에는 3,400 킬로미터 직경의 핵이 있으며, 이 위로 여러 다양한 형태의 얼음 결정으로 이루어진, 여러 개의 층이 존재한다. 타이탄의 내부는 아직도 뜨거우며 따라서 물과 암모니아로 이루어진 액체 층이 얼음 Ih층과 (더 깊은 곳에 있는) 고압력 얼음층 사이에 존재할 것이다. 타이탄 내부에서 발생하는 열 흐름은 고압 얼음이 형성되기에는 너무 강할 수도 있으며, 가장 바깥쪽 층은 표면 지각 아래에 있는 액체 물로 주로 구성되어 있을 수 있다. 암모니아가 존재하는 것은 물이 176K(물과 공융계를 이룰 경우)나 되는 온도에서도 액체를 유지하게 해준다. 이런 '바다'의 존재는 최근에 카시니 탐사선이 타이탄 대기의 극저주파(ELF)를 조사한 자료에 의해 밝혀졌다. 타이탄의 표면은 ELF파를 거의 반사하지 않지만, 표면 밑에 있는 액체-얼음 경계면에 의해 극저주파가 반사된 것으로 보인다. 카시니 호가 관측한 표면 지형은 구조적으로 2005년 10월에서 2007년 5월 사이에 30킬로미터 이동했는데 이는 지각이 내부 층과 단절되어 있음을 암시하는 것이며, 내부에 액체 층이 존재할 것이라는 또 다른 단서가 된다. 고체 핵에서 분리된 액체층과 얼음 껍질에 대한 증거는 타이탄이 토성을 공전할 때 중력장이 변하는 방식에서 나온다. 중력장을 RADAR 기반 지형 관측과 비교한 결과, 얼음 껍질이 꽤 단단할수도 있을 가능성도 제기되었다.
타이탄의 대기.
타이탄은 태양계에서 지구보다 더 두꺼운 대기를 가지고 있는 유일한 위성이다. 타이탄 지표의 대기압은 1.448 atm이며,:834 해왕성의 위성인 트리톤과 더불러 구름, 안개, 날씨를 만들 수 있는 대기를 가지고 있는 두 개의 위성 중 하나이다.:872 바람과 강우를 포함한 대기의 작용들이 사구와 호안 같이 지구와 비슷한 지형적 특징을 만들고 있으며, 이들은 역시 지구와 마찬가지로 계절적인 기상 패턴과 관련이 있다. 타이탄은 지구보다 온도가 매우 낮지만, 액체를 가지고 있다는 점과 질소로 된 짙은 대기를 가지고 있기 때문에 원시 지구와 비교되기도 한다. 1903년 스페인 천문학자 주제프 코마즈 이 술라(Josep Comas i Solà)는 타이탄에서 뚜렷한 주연감광 현상을 관측하여 타이탄에 상당한 대기가 존재한다는 주장을 처음으로 제기하였다. 짙은 안개 같은 대기 때문에 타이탄는 한때 태양계에서 가장 큰 위성으로 여겨졌으나, 이후 보이저 임무를 통해 가니메데가 약간 더 크다는 사실이 밝혀졌다. 이 대기는 타이탄의 표면을 가려 2004년 카시니-하위헌스 임무 이전에는 직접 찍은 표면 사진을 얻을 수 없었다.
타이탄 대기의 주요 구성 성분은 질소, 메탄, 그리고 수소이다. 대기의 정확한 조성은 고도와 위도에 따라 달라지며, 이는 타이탄 하층 대기에서 일어나는 기체와 액체 상태로 순환하는 메탄 사이클 때문이다. 질소는 가장 풍부한 기체로, 성층권에서는 약 98.6%, 대류권에서는 약간 감소한 약 95.1% 농도를 보인다. 하위헌스 탐사선의 직접 관측에 따르면 메탄 농도는 표면 근처에서 최고치인 4.92%에 달하며, 표면에서 약 8 km 높이까지는 이 농도가 비교적 일정하다. 그 이후 고도가 높아질수록 메탄 농도는 점점 감소하여 성층권에서는 약 1.41%에 이른다. 메탄 농도는 타이탄의 겨울 극지방 근처에서도 증가하는데, 아마 고위도 지역 표면에서의 증발 때문으로 추정된다.
수소는 세 번째로 풍부한 기체로 약 0.1% 정도의 농도를 가진다. 이외에도 에테인, 다이아세틸렌, 메틸아세틸렌, 아세틸렌, 프로페인 등과 같은 다양한 탄화수소 계열의 미량 기체, 그리고 시아노아세틸, 사이안화 수소, 이산화 탄소, 일산화 탄소, 사이아노젠, 아르곤, 헬륨 등의 기체가 소량 존재한다. 탄화수소는 타이탄의 상층 대기에서 태양의 자외선에 의해 메탄이 분해되면서 생긴 화학 반응을 통해 생성되며, 짙은 주황색의 스모그를 형성하는 것으로 생각된다.
태양으로부터의 에너지는 타이탄 대기의 모든 메탄을 5천만 년 이내에 더 복잡한 탄화수소로 전환시켰어야 한다. 이것은 태양계 나이와 비교할 때 매우 짧은 기간이며, 메탄은 반드시 타이탄 내부 또는 표면의 저장소에서 보충되어야 함을 나타낸다. 대기 중 메탄의 기원은 얼음화산 분출을 통해 방출된 메탄일 수 있다. 2013년 4월 3일, NASA는 타이탄의 대기를 모사한 실험을 통해 톨린이라 통칭되는 복합 유기 화합물이 타이탄에서 생성될 가능성이 높다는 연구 결과를 발표했다.
2013년 6월 6일, 스페인 안달루시아 천체물리학연구소(IAA-CSIC)의 과학자들은 타이탄 상층 대기에서 여러 고리 방향족 탄화수소를 검출했다고 보고했다.
2013년 9월 30일, NASA의 카시니 탐사선은 복합 적외선 분광기(CIRS)를 사용하여 타이탄 대기에서 프로펜을 검출하였다. 이는 지구 이외의 위성이나 행성에서 처음 검출된 프로펜이자 CIRS가 찾아낸 첫 번째 화학물질이다. 프로펜 검출은 1980년 NASA의 보이저 1호가 타이탄을 스윙바이했을 때 관측된 현상 사이의 미스터리한 공백을 채워 주었다. 당시 타이탄 갈색 스모그를 구성하는 다수의 기체가 태양의 자외선에 의한 메탄의 광분해로 생성된 라디칼이 재결합해 형성된 것으로 밝혀지게 되었다.
타이탄의 표면 온도는 약 94 K이다. 이 온도에서는 물 얼음의 증기압이 매우 낮기 때문에, 존재하는 적은 양의 수증기는 성층권에만 국한되어 나타난다. 타이탄이 받는 태양빛은 지구의 약 1% 수준이다. 이마저도 타이탄의 두꺼운 대기를 통과하면서 약 90%가 흡수되어, 지표에 도달하는 빛은 지구가 받는 양의 0.1%에 불과하다.
타이탄의 대기 중 메탄은 표면에서 온실효과를 만들어내며, 이 효과가 없다면 타이탄은 훨씬 더 추운 환경이었을 것이다. 반대로, 대기 중의 안개는 햇빛을 흡수해 일부 온실효과를 상쇄하는 반 온실효과(anti-greenhouse effect)를 일으켜 표면 온도를 상층 대기보다 크게 낮추기도 한다.
타이탄의 구름은 대략적으로 메탄, 에테인 또는 다른 단순 유기물로 이루어져 있으며, 전체적인 안개 속에서 드물고 불규칙하게 분포되어 있다.
"하위헌스" 탐사선의 발견에 따르면, 타이탄의 대기에서는 주기적으로 액체 메탄과 기타 유기 화합물이 지표로 내리는 강수가 발생한다.
일반적으로 타이탄 표면의 구름은 전체 면적의 약 1%를 덮고 있으나, 간헐적으로 폭발적인 구름 형성이 일어나면서 덮는 면적이 8%까지 급격히 증가하는 경우도 관찰되었다. 한 가설은, 남반구 여름철에 일사량이 증가하면서 대기 내 대류 현상이 발생해 남반구 지역에 구름이 형성된다고 설명한다. 하지만 이러한 구름 형성은 여름철 이후인 중간 봄 시기에도 관찰되어, 이 가설에 복잡함을 더한다. 남극 지역의 메탄 습도가 증가함에 따라 구름 크기가 급격히 커지는 현상과도 관련이 있을 수 있다.
2010년까지는 타이탄의 남반구가 여름철이었으나, 토성의 공전 궤도 변화에 따라 그 이후부터는 북반구가 햇빛을 받는 계절이 되었다. 계절이 바뀌면, 에테인이 남극 상공에서 응결되기 시작할 것으로 예상된다.
표면의 모습.
타이탄의 표면은 “복잡하고 액체에 의해 변화되었으며, 지질학적으로 젊다”고 묘사되어 왔다. 타이탄은 태양계가 형성될 때부터 존재해 왔지만, 그 표면은 훨씬 더 젊어 약 1억 년에서 10억 년 사이로 추정된다. 지질학적 과정이 타이탄의 표면을 다시 형성했을 가능성이 있다. 타이탄의 대기는 지구보다 네 배나 두꺼워 가시광선 대역에서 천문 관측 장비들이 표면을 촬영하기 어렵다. "카시니" 탐사선은 근접 통과 시 적외선 장비, 레이더 고도계, 합성 개구 레이더를 이용해 타이탄의 표면 일부를 지도화했다. 최초 이미지에서는 거칠고 매끄러운 지형이 모두 나타나는 다양한 지질학적 모습이 드러났다. 일부 지형은 물과 암모니아가 혼합되어 표면으로 분출된 얼음화산의 결과로 추정된다. 타이탄의 얼음 지각이 상당히 단단할 수 있다는 증거도 있는데, 이것은 타이탄에 지질 활동이 거의 없음을 보여준다. 수백 킬로미터에 이르는 줄무늬 구조도 관찰되었으며, 이는 바람에 의해 운반된 입자들이 만든 것으로 보인다. 표면은 비교적 매끄럽기도 하며, 충돌 분화구로 보이는 몇몇 지형은 부분적으로 메워져 있었는데, 이는 탄화수소 비나 얼음화산에 의한 것일 수 있다. 레이더 고도계 데이터에 따르면 타이탄의 표고 차이는 일반적으로 150미터를 넘지 않는다. 간헐적으로 500미터의 고도 변화가 발견되기도 하며, 산악 지역 중 일부는 수백 미터에서 1킬로미터 이상에 이르기도 한다.
타이탄 표면은 밝은 지역과 어두운 지역이 넓게 분포되어 있다. 그중 제너두(Xanadu)라는 호주 크기와 비슷한, 반사율이 높은 적도 지역이 포함된다. 이 지역은 허블 우주 망원경의 적외선 이미지에서 1994년에 처음 확인되었고 이후 카시니가 재관측하였다. 이 복잡한 지역은 언덕으로 가득 차 있으며 계곡과 협곡들로 나뉘어져 있다. 일부 구역은 어두운 선형 구조들(능선이나 균열처럼 보이는 굽은 지형들)로 교차되어 있다. 이들은 판구조론적 활동의 증거일 수 있으며 이것이 맞다면 제너두 지역이 지질학적으로 젊다는 것을 나타낸다. 반면, 이 선형 구조들이 액체가 만든 수로인 경우, 오랜 지형이 하천에 의해 침식된 것일 수도 있다. 유사한 크기의 어두운 지역은 타이탄의 다른 지역에서도 지상 및 "카시니" 관측에서 발견된 지역 중 하나인 리게이아 마레(Ligeia Mare)는 타이탄에서 두 번째로 큰 바다로, 거의 순수한 메탄으로 이루어져 있다.
호수와 바다.
"보이저"의 근접 통과 이후 , 타이탄은 표면에 액체 탄화수소를 유지할 수 있는 대기를 가지고 있음이 확인되었다. 그러나 최초의 잠정 발견은 허블 우주 망원경과 레이더 관측 데이터를 통해 광대한 탄화수소 호수, 바다 또는 해양이 존재할 가능성이 제시된 1995년에야 이루어졌다.타이탄에 액체 탄화수소가 존재한다는 사실은 "카시니" 탐사선 에 의해 마침내 실제로 확인되었으며 , "카시니" 임무팀은 2007년 1월 "토성의 위성 타이탄에 액체 메탄으로 가득 찬 호수가 존재한다는 확실한 증거"를 발표했다.
관찰된 타이탄의 호수와 바다는 대체로 극지방에 국한되어 있으며, 이 지역의 차가운 기온은 탄화수소가 액체상태로 영구히 존재하도록 한다. 타이탄의 북극 근처에는 가장 큰 바다인 크라켄 해, 두 번째로 큰 바다인 리게이아 해, 푼가 해가 있으며, 각각 넓은 저지대를 채우고 총합 타이탄의 바다와 호수 면적의 약 80%를 차지하며 합산 691,000 km²의 면적을 차지한다. 세 마리아의 해수면은 모두 유사하여 유압적으로 연결되어 있을 수 있음을 나타낸다.한편, 남극 지역에는 4개의 건조하고 넓은 저지대가 있으며, 말라붙은 해저일 가능성이 있다.타이탄의 극지방에는 더 작은 호수들이 있으며, 그 넓이의 합은 215,000 km²이다.타이탄의 저위도와 적도 지역에 호수가 있을 것이라는 추측이 있었지만, 아직 확인된 것은 없다. 계절적 또는 일시적인 적도 호수는 큰 폭우 후에 생길 수 있다. "카시니" 탐사선의 RADAR 데이터는 타이탄의 바다와 호수에 대한 수심 측량을 수행하는 데 사용되었다 . 지하 반사 자료를 사용하여 측정된 리게이아 해의 최대 깊이는 약 200 미터, 온타리오 호의 최대 깊이는 약 90미터였다. 코넬 대학교 천체물리학 및 행성과학 센터의 발레리오 포기알리(Valerio Poggiali)가 이끄는 연구진은 크라켄 해 북부에 있는 하구인 모레이 시너스(Moray Sinus)의 깊이가 최대 85m에 달하는 것을 발견하였다. 크라켄 해 본체에서는 해저 흔적을 찾을 수 없었는데, 그 이유로는 크라켄 해의 구성성분이 다른 바다와 달라 레이더를 더 많이 흡수하거나 바다가 예상보다 더 깊을 수 있다는 점으로 꼽히고 연구진들은 후자의 가능성을 더 높게 보고 있다. 크라켄 해의 깊이가 실제로 깊은 경우에는 수심이 최소 100m에 이르며 가장 깊은 곳은 300m까지 내려갈 수 있다. 이정도의 깊이는 타이탄 잠수함이 충분히 탐사할 수 있는 깊이이다.
타이탄의 호수와 바다는 메테인(CH4)이 주를 이루며, 에테인(C2H6)과 용해된 질소(N2)가 소량 함유되어 있다. 이러한 구성 요소의 비율은 호수마다 다르다. 리게이아 의 관측 결과는 부피 기준으로 CH4 71% , C2H6 12% , N2 17%로 일치한다 . 반면 온타리오 라쿠스는 부피 기준으로 CH4 49%, C2H6 41% , N2 10%로 일치한다 . 타이탄은 토성과 조석 고정되어 있기 때문에 토성 근처와 토성 반대 지점에 약 100미터의 영구적인 조석 팽창이 있다. 타이탄의 궤도 이심률로 인해 조석 가속도가 9% 변동하지만, 긴 궤도 주기로 인해 이러한 조석 주기가 매우 점진적이다. 랄프 D. 로렌츠(Ralph D. Lorenz)가 이끄는 연구진은 타이탄의 주요 바다의 조석 범위가 약 0.2–0.8미터라는 결과를 도출하였다.
지각변동과 얼음화산.
"카시니"호의 타이탄 표면의 레이더 매핑을 통해 여러 지형이 얼음화산이나 지각의 변동(Tectonics)으로 해석하였다. 2016년의 타이탄의 산맥의 능선 분석 결과 산맥이 타이탄의 적도 지역에 집중되어 있는 것으로 나타났는데, 이것은 산맥이 저위도 지역에서 더 자주 형성되거나 더 잘 보존되기 때문이다. 대부분의 동쪽에서 서쪽으로 향하는 산맥은 선형부터 굽어있는 모양까지 다양한 모양이 있었는데 사람들은 이것을 수평 압축이나 수렴대에서 생성되는 지구의 습곡과 비교하여 분석하였다. 타이탄 산맥의 전 위성에 걸친 분포가 타이탄 전체의 수축을 불러올 수 있으며 두꺼워진 얼음 껍질이 지역적인 융기를 유발할 수 있다고 주장하였다.
타이탄의 얼음화산을 식별하는 것은 "카시니"의 영상과 그 범위 때문에 여전히 논란이 많고 결론이 나지 않았다. "카시니"의 레이더와 VIMS 영상은 여러 얼음화산 후보를 찾아내었는데, 특히 흐른 것과 같은 제나두의 서쪽 지역과 북반구의 가파른 경사면을 가진 호수들이 그러하다. 이 호수들은 지구에서 지하의 폭발적 분출로 형성되는 마르 분화구와 유사한 특징을 지닌다.가장 유력한 얼음화산 지형 후보는 여러 지형들로 이루어진 복합 지형이며, 여기에는 두 개의 산인 둠 산(Doom Mons)와 에레보르 산(Erebor Mons), 대형 분지인 소트라 파테라(Sotra Patera), 그리고 흐름 형태 지형인 모히니 물결(Mohini Fluctus) 등이 포함된다. 2005년에서 2006년 사이, 소트라 파테라와 모히니 물결의 일부 구역이 주변 평지와는 달리 눈에 띄게 밝아졌는데, 이는 얼음화산 활동이 현재도 진행 중일 가능성을 나타낸다. 얼음화산 활동을 뒷받침하는 간접적인 증거로는 타이탄 대기 중에 존재하는 아르곤-40(40Ar)이 있다. 방사성 동위원소인 40Ar은 칼륨-40(40K)의 붕괴로부터 생성되며, 수십억 년 동안 타이탄의 암석질 핵 내부에서 생성되어 왔을 것으로 보인다. 따라서 40Ar이 타이탄 대기에서 발견되었다는 사실은 내부에서 기원이 있는 물질이 표면으로 올라왔다는 뜻이며, 얼화산이 그 수송 수단 중 하나일 가능성이 있다.
충돌 크레이터.
타이탄 표면에는 비교적 적은 충돌 분화구가 있으며, 침식 작용, 지각 변동, 얼음화산 활동이 시간이 지남에 따라 크레이터들을 없애는 역할을 했을 가능성이 있다. 비슷한 크기와 구조를 가진 가니메데와 칼리스토의 분화구와 비교했을 때, 타이탄의 분화구는 훨씬 얕다. 많은 분화구의 바닥은 어두운 퇴적물로 이루어져 있다. 충돌 분화구에 대한 지형학적 분석이 침식과 매몰이 분화구 변형의 주요 메커니즘임을 제시하였다. 또한 타이탄의 분화구는 균일하게 분포되어있지 않다. 이것은 극지방에는 발견된 충돌구가 별로 없는 반면, 대부분의 충돌구는 적도 부근의 사구에 분포하기 때문이다.이 불균형은 한때 타이탄의 극지방을 차지했던 바다, 과거 강우에 의한 극지방 퇴적물 퇴적, 또는 극지방의 침식률 증가의 결과일 수 있다.
평지와 사구.
타이탄 표면의 대부분은 평야로 덮여 있다. 여러 종류의 평야 중 가장 넓게 분포하는 것은 미분화 평야(Undifferentiated Plains)로, 레이더 이미지에서 어둡고 균일한 광대한 지역으로 나타난다.  이 평야는 주로 북위 또는 남위 20도에서 60도 사이의 중위도에 분포하며, 주요 지질 지형 중에서는 사구와 일부 충돌구를 제외하면 가장 젊은 지형으로 보인다.  미분화 평야는 바람에 의한 작용으로 형성되었을 가능성이 높으며, 유기물질이 풍부한 퇴적물로 이루어졌을 것으로 추정된다.
타이탄에서 또 다른 광범위한 지형은 모래 사구(sand dunes)으로, 이들은 거대한 사구 지대 또는 "모래 바다(sand seas)"로 모여 있으며, 주로 북위 또는 남위 30도 이내 지역에 위치한다. 타이탄의 사구는 일반적으로 너비는 1~2 km, 간격은 1~4 km이며, 일부 단일 사구는 길이가 100km가 넘는다. 제한된 레이더 고도 자료에 따르면 이 사구들은 높이 80~130 미터 정도로 나타나며, "카시니"호 SAR 영상에서는 어둡게 보인다. 산과 같은 장애물 지형과의 상호작용은 모래가 일반적으로 서쪽에서 동쪽으로 운반된다는 것을 보여다. 사구를 구성하는 모래는 주로 타이탄 대기에서 유래한 유기물로 이루어져 있으며, 모래의 공급원으로는 강의 하상이나 미분화 평야가 거론되고 있다.
관측과 탐사.
타이탄은 맨눈으로 볼 수 없지만 소형 망원경이나 대형 쌍안경을 이용하면 볼 수 있다. 타이탄은 토성의 밝은 본체와 고리에 가깝게 위치하기 때문에 아마추어 관측가들은 관찰하기가 쉽지 않다. 타이탄을 관측할 때에는 접안렌즈에 중앙을 가릴 수 있는 얇은 막대를 부착하여 토성으로부터의 빛을 가리면 더욱 잘 관찰할 수 있다. 타이탄의 최대 겉보기 등급은 +8.2이며, 평균 충 겉보기 밝기는 +8.4이다. 이것은 타이탄과 비슷한 크기의 목성계의 위성인 가니메데와 비교된다.
우주 시대 이전에는 타이탄에 대한 관측이 제한적이었다. 1907년 천문학자 주제프 코마즈 이 술라가 타이탄의 주연감광 현상을 발견하였는데, 이것은 타이탄에 대기가 있다는 최초의 증거였다. 1944년 제러드 피터 카이퍼는 분광 기술을 활용하여 메테인 대기를 검출하였다.
"파이어니어"호와 "보이저"호.
토성계를 방문한 최초의 탐사선은 1979년의 "파이어니어 11"호였는데, 이 탐사로 타이탄은 생명체가 살기에는 너무 추운 곳이라는 사실이 밝혀졌다. "파이어니어 11"호는 1979년 중반부터 후반까지 타이탄과 토성을 포함한 타이탄의 사진을 함께 촬영하였다. 그러나 사진의 품질은 곧 두 "보이저"호가 능가하였다.
타이탄은 "보이저 1호"와 "2호"에 의해 각각 1980년과 1981년에 탐사되었다. "보이저 1호"의 궤적은 타이탄 근접 비행에 최적화되도독 설계되었으며, 그 덕분에 "보이저 1호"는 대기의 밀도, 구성, 온도를 측정하고 타이탄의 질량을 정밀하게 측정할 수 있었다. 대기의 안개 때문에 표면을 직접 촬영할 수 없었지만, 2004년 "보이저 1호"의 주황색 필터를 통해 촬영된 이미지를 집중적으로 디지털 처리한 결과, 허블 우주 망원경이 적외선으로 관측했던, 현재 제너두와 샹그릴라(Shangri-la)로 알려진 밝고 어두운 지형의 단서를 발견하였다. "보이저 2호"는 만약 "보이저 1호"가 타이탄 근접비행을 수행할 수 없었다면 그 임무를 대신 수행하기 위해 경로를 변경했을 것이다. 하지만 "보이저 1호"가 근접비행을 하였기에 "보이저 2호"는 타이탄 근처를 지나지 않고 천왕성과 해왕성으로 여정을 계속하였다.
"카시니-하위헌스".
"카시니-하위헌스" 호는 2004년 7월 1일 토성에 도착하여 레이더를 이용하여 타이탄 표면을 지도화하는 작업을 시작하였다. 유럽 우주국(ESA)과 NASA의 공동 프로젝트인 "카시니-하위헌스"는 매우 성공적인 임무를 수행했다. "카시니" 탐사선은 2004년 10월 26일 타이탄을 통과하여 불과 1,200 km 거리에서 타이탄 표면의 역대 최고 해상도 이미지를 촬영하여 인간의 눈으로는 볼 수 없는 밝고 어두운 부분을 구분하였다.
2006년 7월 22일, "카시니"는 타이탄으로부터 950 km 떨어진 곳에서 처음으로 목표물을 향해 근접 비행을 했다. 가장 가까운 비행은 2010년 6월 21일 880 km에서 이루어졌다. "카시니"가 발견한 많은 호수와 바다의 형태로 북극 지역 표면에서 액체가 풍부하게 발견되었다.
"하위헌스"호의 착륙.
"하위헌스"는 2005년 1월 14일 타이탄에 착륙한 대기 탐사선으로 타이탄 표면의 많은 특징이 과거 어느 시점에 유체에 의해 형성된 것으로 보인다는 사실을 발견하다. 타이탄은 지구에서 가장 먼 거리에 있는 착륙한 우주선이 있는 천체이다.
"하위헌스" 탐사선은 아디리(Adiri)라고 불리는 밝은 지역의 동쪽 끝자락 바로 옆에 착륙했다. 탐사선은 창백한 언덕들과 그 언덕 아래 어두운 평야로 흘러내리는 어두운 "강줄기"를 촬영했다. 현재의 과학적 이해에 따르면, 이 언덕들(고지대로도 불림)은 주로 얼음으로 이루어져 있다. 태양의 자외선에 의해 타이탄 상부 대기에서 생성된 어두운 유기 화합물들은 대기에서 비처럼 내려올 수 있으며, 메탄비와 함께 언덕을 따라 흘러내려 지질학적 시간 규모에 걸쳐 평야에 퇴적된다.
"하위헌스" 탐사선은 착륙 후 작은 바위와 자갈로 뒤덮인 어두운 평원을 촬영했는데, 이 바위들도 얼음으로 이루어져 있었다. 사진 오른쪽 중앙 아래에 보이는 두 개의 바위는 겉보기보다 작으며, 왼쪽 바위는 가로 15cm, 중앙 바위는 4cm로, 하위헌로부터 약 85cm 떨어져 있다. 바위 아래쪽에서 침식의 흔적이 관찰되며, 이는 액체에 의한 하천 작용(fluvial activity)의 가능성을 가진다. 지면 표면은 예상보다 더 어두웠으며, 물과 탄화수소 얼음이 섞인 혼합물로 이루어져 있다.
2007년 3월, NASA, ESA 와 COSPAR는 "하위헌스" 착륙 지점을 ESA 전 회장을 추모하여 위베르 퀴리앵(Hubert Curien) 추모 기지로 명명하기로 결정했다.
"드래건플라이".