stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Titan (satelit)
Orbit dan rotasi

Titan mengorbit Saturnus setiap 15 hari 22 jam. Seperti satelit lainnya, periode rotasinya sama dengan periode orbitnya; Titan terkunci secara pasang surut dalam rotasi sinkron dengan Saturnus, sehingga salah satu belahan selalu menghadap planet. Akibatnya, terdapat titik sub-Saturnus di permukaannya, dan di situ Saturnus akan tampak seolah tergantung tepat di atas kepala. Garis bujur di Titan diukur ke arah barat dari meridian yang melewati titik ini. Eksentrisitas orbitnya tercatat sebesar 0,0288, dan bidang orbitnya terinklinasi 0,348 derajat relatif terhadap khatulistiwa Saturnus.
Satelit Hyperion yang kecil dan berbentuk tak teratur terkunci dalam resonansi orbit 3:4 dengan Titan. Evolusi resonansi yang lambat—yang seharusnya membuat Hyperion bermigrasi dari orbit yang kacau—dianggap tidak mungkin berdasarkan permodelan. Hyperion kemungkinan terbentuk dalam orbit yang stabil, sementara Titan yang besar menarik atau mengeluarkan objek yang mendekatinya.
Ciri-ciri

Diameter Titan tercatat sebesar 5.150 km, dibandingkan planet Merkurius yang hanya 4.879 km, Bulan yang hanya 3.474 km, dan Bumi yang besarnya 12.742 km. Sebelum kedatangan wahana Voyager 1 pada tahun 1980, Titan diduga sedikit lebih besar dari Ganimede (diameter 5,262 km) dan maka dikira sebagai satelit terbesar di Tata Surya; namun, hal ini salah, dan perkiraan Titan menjadi berlebih akibat atmosfernya yang padat dan buram yang dapat mencapai beberapa kilometer di atas permukaannya. Diameter dan massa Titan (dan maka kepadatannya) mirip dengan satelit Ganimede dan Kalisto di Jupiter. Dengan kepadatan sebesar 1,88 g/cm3, komposisinya terdiri dari setengah es air dan setengah materi berbatu. Meskipun komposisinya mirip dengan Dione dan Enseladus, satelit ini lebih padat akibat kompresi gravitasi.
Titan kemungkinan terdiferensiasi menjadi beberapa lapisan dengan inti berbatu berdiameter 3.400 km yang dikelilingi oleh lapisan yang terdiri dari berbagai bentuk kristal es. Bagian dalamnya mungkin masih panas dan mengandung lapisan cair yang terdiri dari "magma" air dan amonia di antara kerak es Ih dan lapisan es yang lebih dalam yang terdiri dari es bertekanan tinggi. Keberadaan amonia membuat air tetap cair bahkan dalam suhu serendah 176 K (−97 °C) (untuk campuran eutektik dengan air). Bukti keberadaan samudra telah ditunjukkan oleh wahana Cassini dalam bentuk gelombang radio berfrekuensi amat rendah di atmosfer Titan. Permukaan Titan diduga bukan merupakan pemantul gelombang berfrekuensi amat rendah yang baik, sehingga diduga malah memantulkan batas cairan-es sebuah samudra di bawah permukaan. Wahana Cassini mendapati beberapa kenampakan permukaan bergeser sejauh 30 km antara Oktober 2005 hingga Mei 2007, yang menunjukkan bahwa kerak dipisahkan dari bagian dalam, dan merupakan bukti tambahan yang mendukung keberadaan lapisan cair di dalam.
Penelitian pada awal tahun 2000 oleh DLR Institute of Planetary Research di Berlin-Adlershof menempatkan Titan dalam kelompok "satelites besar" bersama dengan Kalisto dan Ganimede.
Pembentukan

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

Artikel utama: Atmosfer Titan
Titan adalah satu-satunya satelit dengan atmosfer yang padat. Atmosfer ini kaya akan nitrogen, dan pengamatan dari atmosfer oleh Cassini pada tahun 2004 menunjukkan bahwa atmosfer Titan berotasi lebih cepat dari permukaannya (seperti planet Venus). Pengamatan dari wahana Voyager telah menunjukkan bahwa atmosfer Titan lebih padat dari atmosfer Bumi, dengan tekanan permukaan sekitar 1,45 kali Bumi. Secara keseluruhan atmosfer Titan 1,19 kali lebih besar dari atmosfer Bumi, atau 7,3 kali lebih besar berdasarkan luas per permukaan. Akibat gravitasi yang rendah, atmosfer Titan lebih luas dari Bumi.
Di atmosfer Titan terdapat lapisan kabut buram yang menghalangi cahaya dari Matahari dan sumber lain yang membuat kenampakan permukaan Titan tampak kabur. Atmosfer Titan juga tampak buram dalam berbagai panjang gelombang dan spektrum reflektansi permukaan sulit didapat dari orbit. Baru setelah tibanya misi Cassini–Huygens pada tahun 2004 citra langsung permukaan Titan dapat diperoleh.
Komposisi atmosfer di stratosfer meliputi 98,4% nitrogen dengan 1,6% sisanya terdiri dari metana (1,4%) dan hidrogen (0,1–0,2%). Terdapat jejak unsur hidrokarbon lain seperti etana, diasetilena, metilasetilena, asetilena, dan propana, dan gas lain, seperti sianoasetilena, hidrogen sianida, karbon dioksida, karbon monoksida, sianogen, argon dan helium. Sinar ultraviolet Matahari memecahkan metana dan reaksi ini membentuk hidrokarbon di atmosfer atas Titan, sehingga menghasilkan kabut jingga yang tebal. Titan menghabiskan 95% waktunya dalam magnetosfer Saturnus, yang membantu melindungi Titan dari angin matahari.
Energi dari Matahari seharusnya telah mengubah semua jejak metana di atmosfer Titan menjadi hidrokarbon yang lebih kompleks dalam 50 juta tahun - waktu yang singkat bila dibandingkan dengan usia Tata Surya. Hal ini menunjukkan bahwa metana seharusnya diisi ulang dari Titan sendiri. Metana di atmosfer Titan mungkin berasal dari bagian dalamnya, yang dilepaskan keluar melalui letusan kriovolkano.
Pada 3 April 2013, NASA melamporkan bahwa bahan kimia organik mungkin muncul di Titan berdasarkan penelitian yang menyimulasi atmosfer Titan. Kemudian, pada 6 Juni 2013, ilmuwan di Institut Astrofisika Andalusia melaporkan pelacakan hidrokarbon aromatik polisiklik di atmosfer atas Titan.
Iklim

Artikel utama: Iklim Titan
Suhu permukaan Titan tercatat sebesar 94 K (−179,2 °C). Pada suhu ini, es air memiliki tekanan uap yang sangat rendah, sehingga atmosfer hampir terbebas dari uap air. Titan hanya mendapat sekitar 1% dari jumlah sinar matahari yang didapat Bumi.
Metana atmosfer menghasilkan efek rumah kaca di permukaan Titan, dan tanpa hal tersebut Titan akan jauh lebih dingin. Sebaliknya, kabut di atmosfer Titan mengakibatkan efek anti-rumah kaca dengan memantulkan kembali cahaya matahari ke angkasa dan membatalkan sebagian dari pemanasan efek rumah kaca sehingga permukaannya lebih dingin daripada atmosfer atas.
Awan Titan, yang kemungkinan terdiri dari metana, etana, atau bahan organik sederhana lainnya, tersebar dan beragam. Penemuan oleh wahana Huygens menunjukkan bahwa atmosfer Titan secara periodik menghujani metana cair dan senyawa organik lain ke permukaannya.
Awan biasanya meliputi 1% piringan Titan, meskipun kadang-kadang awan dengan cepat meluas hingga meliputi 8%. Menurut salah satu hipotesis, awan selatan terbentuk ketika peningkatan sinar matahari selama musim panas menyebabkan konveksi. Permasalahan menjadi semakin rumit karena pembentukan awan tidak hanya diamati selama titik balik matahari setelah musim panas, namun juga selama pertengahan musim semi. Meningkatnya kelembaban metana di kutub selatan kemungkinan mengakibatkan perluasan awan yang cepat. Belahan selatan Titan mengalami musim panas hingga tahun 2010, ketika orbit Saturnus membuat belahan utara Titan terpapar sinar matahari. Ketika musim berganti, diperkirakan etana akan mulai berkondensasi di kutub selatan.
Kenampakan permukaan

Permukaan Titan dideskripsikan "kompleks, diproses cairan, [dan] secara geologis muda." Titan sudah ada semenjak masa pembentukan Tata Surya, tetapi permukaannya lebih muda, dengan usia antara 100 juta hingga 1 miliar tahun. Proses geologis mungkin telah membentuk kembali permukaan Titan. Atmosfer Titan dua kali lebih tebal dari Bumi, sehingga sulit bagi alat-alat astronomi untuk mengambil citra permukaannya dalam spektrum cahaya tampak. Wahana Cassini menggunakan alat inframerah, altimetri radar, dan radar apertur sintetis (SAR) untuk memetakan Titan selama terbang dekat. Citra pertama menunjukkan geologi yang beragam, dengan wilayah yang kasar dan halus. Terdapat kenampakan yang tampaknya disebabkan oleh aktivitas kriovolkano, yang kemungkinan merupakan air berhulu yang tercampur dengan amonia. Terdapat pula beberapa kenampakan bergaris-garis yang beberapa di antaranya panjangnya mencapai ratusan kilometer dan tampaknya disebabkan oleh partikel yang tertiup angin. Penelitian juga telah menunjukkan bahwa permukaan Titan relatif halus; beberapa objek yang tampaknya merupakan kawah tubrukan tampaknya telah diisi, kemungkinan oleh hujan hidrokarbon atau volkano. Altimetri radar menunjukkan bahwa variasi ketinggian Titan rendah, biasanya tidak lebih dari 150 meter. Namun, perubahan ketinggian hingga 500 meter telah ditemukan dan Titan memiliki pegunungan yang tingginya antara beberapa ratus meter hingga 1 kilometer.
Permukaan Titan dipenuhi oleh wilayah terang dan gelap. Salah satunya adalah Xanadu, wilayah di khatulistiwa yang reflektif dan besar dengan ukuran sebesar Australia. Wilayah tersebut pertama kali dilacak melalui citra inframerah yang diabadikan oleh Teleskop Angkasa Hubble pada tahun 1994, dan nantinya dilihat oleh wahana Cassini. Wilayah itu dipenuhi oleh bukit-bukit, lembah, dan chasma. Di wilayah tersebut juga terdapat kenampakan topografis gelap yang mirip bubungan atau celah-celah. Kenampakan itu mungkin diakibatkan oleh aktivitas tektonik, yang menunjukkan bahwa Xanadu secara geologis masih muda. Penjelasan lain menyatakan bahwa kenampakan tersebut merupakan saluran yang terbentuk oleh cairan, sehingga merupakan wilayah tua yang terpotong oleh aliran. Terdapat wilayah gelap dengan ukuran yang mirip di Titan; diduga kenampakan tersebut merupakan lautan metana atau etana, namun pengamatan dari Cassini tampaknya menunjukkan hal yang sebaliknya.
| 0 | 1 | 2 |
| --- | --- | --- |

| Mosaik Titan dari terbang dekat Cassini pada Februari 2005. Wilayah gelap yang besar disebut Shangri-La. | Titan dalam citra warna semu menunjukkan rincian permukaan dan atmosfer. Xanadu merupakan wilayah terang di kanan tengah. | Titan Globe, mosaik citra inframerah dengan tatanama |
Kenampakan permukaan > Kawah tubrukan

Data dari Cassini menunjukkan keberadaan beberapa kawah tubrukan di permukaan Titan. Kawah tubrukan tersebut tampaknya relatif muda bila dibandingkan dengan usia Titan. Contoh kawah yang ditemukan adalah cekungan cincin ganda yang disebut Menrva dengan lebar 440 km, yang dilacak oleh Cassini sebagai pola konsentrik terang-gelap. Ada pula kawah yang lebih kecil dan rata dengan lebar 60 km yang dinamai Sinlap dan kawah dengan puncak di tengah dan dasar yang gelap dengan lebar 30 km yang dinamai Ksa. Pencitraan radar dan Cassini juga menemukan sejumlah kenampakan bulat di permukaan Titan yang mungkin diakibatkan oleh tubrukan, namin tidak memiliki ciri tertentu yang memastikan statusnya. Misalnya, cincin terang selebar 90 km yang disebut Guabonito telah diamati oleh Cassini. Kenampakan ini diduga merupakan kawah tubrukan yang terisi oleh sedimen gelap yang dibawa oleh angin. Contoh lain ada di wilayah Shangri-La dan Aaru yang gelap. Pengamatan dari radar juga menemukan beberapa kenampakan bulat yang mungkin merupakan kawah di wilayah terang Xanadu pada 30 April 2006.
Banyak kawah Titan yang mengalami erosi dan perubahan. Sebagian besar kawah memiliki pinggir yang tidak lengkap, meskipun beberapa kawah di Titan memiliki pinggir yang lebih besar daripada di tempat lain di Tata Surya. Namun, tidak banyak bukti yang menunjukkan pembentukan palimpsest (kawah yang reliefnya sudah menghilang karena perembetan permukaan ber-es) melalui relaksasi kerak (yang terjadi di satelit-satelit ber-es lainnya). Sebagian besar kawah tidak memiliki puncak di tengah dan dasar yang halus, yang kemungkinan diakibatkan oleh letusan kriovolkano. Jumlah kawah di Titan sendiri relatif kurang karena berbagai macam proses geologis mengisi kembali kawah. Selain itu, atmosfer juga melindungi permukaan Titan, dan diperkirakan atmosfer mengurangi jumlah kawah hingga setengah.
Data beresolusi tinggi dari radar (namun terbatas, hanya 22%) pada tahun 2007 menunjukkan ketidakseragaman persebaran kawah. Jumlah kawah di wilayah Xanadu 2–9 kali lebih banyak dari wilayah lain. Kepadatan kawah di belahan depan 30% lebih besar daripada belahan belakang. Sementara itu, kepadatan kawah di wilayah gurun khatilistiwa dan kutub utara lebih rendah.
Permodelan jalur dan sudut tubrukan pra-Cassini menunjukkan bahwa ketika tubrukan menghujam kerak es air, beberapa pecahan (ejecta) dari tubrukan tersebut tetap cair di dalam kawah selama berabad-abad atau bahkan lebih lama, waktu yang cukup untuk sintesis molekul sederhana yang akan menjadi cikal bakal kehidupan.
Kenampakan permukaan > Medan gelap

Citra-citra permukaan Titan yang diabadikan oleh teleskop di Bumi pada awal tahun 2000-an menunjukkan medan gelap yang besar di khatulistiwa Titan. Sebelum tibanya Cassini, wilayah tersebut diduga merupakan lautan materi organik seperti tar atau hidrokarbon cair. Citra radar yang diabadikan oleh wahana Cassini malah membuktikan bahwa wilayah tersebut merupakan dataran yang dilapisi oleh bukit pasir yang membujur dengan ketinggian hingga 330 meter, lebar sekitar satu kilometer, dan panjang antara puluhan hingga ratusan kilometer. Bukit pasir yang membujur (atau melintang) diduga terbentuk oleh angin yang mengikuti satu arah rata-rata atau berganti-ganti antara dua arah yang berbeda. Bukit pasir sejenis ini biasanya sejalan dengan rata-rata arah angin. Di Titan, angin yang mengarah ke timur berkombinasi dengan angin pasang surut yang berubah-ubah (kurang lebih 0,5 meter per detik). Angin pasang surut diakibatkan oleh gaya pasang surut dari Saturnus, yang 400 kali lebih kuat daripada gaya pasng surut Bulan di Bumi dan cenderung mengarahkan angin ke khatulistiwa. Akibatnya, bukit pasir terbentuk dalam garis paralel yang panjang dan tersusun barat ke timur. Rentetan bukit pasir berakhir di sekitar pegunungan karena arah angin berganti.
Pasir di Titan kemungkinan tidak terbuat dari butiran silikat seperti pasir di Bumi, namun terbentuk ketika metana cair menghujani Titan dan mengerosikan batuan es (kemungkinan melalui banjir bandang). Menurut kemungkinan lain, pasir berasal dari zat padat organik yang dihasilkan oleh reaksi fotokimia di atmosfer Titan. Penelitian komposisi bukit pasir pada Mei 2008 menunjukkan bahwa bukit pasir memiliki lebih sedikit air dibandingkan wilayah Titan lainnya, dan kemungkinan besar berasal dari materi organik yang terkumpul setelah menghujani permukaan.
Pengamatan dan penjelajahan

Titan tidak dapat dilihat oleh mata telanjang, namun dapat diamati melalui teleskop kecil. Pengamatan secara amatir sulit dilakukan karena Titan terletak dekat dengan planet Saturnus dan cincinnya; occulting bar dapat digunakan untuk menghalangi Saturnus. Titan memiliki magnitudo tampak maksimum sebesar +8,2, dan rata-rata magnitudo oposisi 8,4. Sebagai perbandingan, magnitudo tampak Ganimede yang ukurannya mirip tercatat sebesar +4,6.
Pengamatan Titan sebelum masa penjelajahan angkasa tidak banyak dilakukan. Pada tahun 1907, astronom Spanyol Josep Comas Solá mengamati penggelapan tepi di Titan, sehingga menjadi bukti pertama bahwa satelit tersebut memiliki atmosfer. Pada tahun 1944, Gerard P. Kuiper menggunakan teknik spektroskopi untuk melacak atmosfer metana.
Wahana pertama yang mengunjungi sistem Saturnus adalah Pioneer 11 pada tahun1979. Wahana tersebut memastikan bahwa Titan terlalu dingin untuk kehidupan. Selain itu, Pioneer 11 juga mengabadikan citra Titan dan Saturnus pada akhir hingga pertengahan tahun 1979. Kualitas gambar tersebut kalah dengan kedua wahana Voyager, namun memberikan data sebagai persiapan.
Titan diselidiki oleh Voyager 1 pada tahun 1980 dan 2 pada tahun 1981. Jalur Voyager 1 diubah agar dapat lebih dekat saat melewati Titan. Sayangnya, wahana tersebut tidak memiliki alat yang dapat menembus kabut Titan, suatu hal yang tidak diperkirakan sebelumnya. Beberapa tahun kemudian, pemrosesan gambar yang diabadikan oleh penyaring jingga Voyager 1 secara digital menunjukkan keberadaan kenampakan terang dan gelap yang kini disebut Xanadu dan Shangri-La, namun saat itu keduanya sudah diamati dalam bentuk inframerah oleh Teleskop Angkasa Hubble. Voyager 2 hanya melihat Titan secara sepintas. Tim Voyager 2 dihadapkan oleh dua pilihan: mengarahkan wahana tersebut untuk melihat Titan secara rinci atau mengikuti lintasan lain yang akan mengunjungi Uranus dan Neptunus. Karena sedikitnya kenampakan permukaan yang dapat dilihat oleh Voyager 1, rencana kedua-lah yang dilaksanakan.
Pengamatan dan penjelajahan > Cassini–Huygens

Artikel utama: Cassini–Huygens dan Wahana Huygens
| 0 | 1 | 2 |
| --- | --- | --- |

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

| 0 | 1 | 2 |
| --- | --- | --- |

| Citra in situ Huygens dari permukaan Titan—satu-satunya gambar dari permukaan objek yang lebih jauh dari Mars. |  | Gambar yang sama dengan pemrosesan yang berbeda. |
Pada 14 Januari 2005, wahana Huygens mendarat di permukaan Titan, di ujung timur wilayah cerah yang disebut Adiri. Wahana tersebut mengambil gambar perbukitan yang pucat dengan "sungai" gelap mengalir ke dataran gelap. Menurut pemahaman saat ini, perbukitan (yang juga disebut dataran tinggi) sebagian besar terdiri dari es air. Senyawa organik gelap yang dihasilkan di atmosfer atas oleh radiasi ultraviolet Matahari mungkin menghujani atmosfer Titan. Senyawa tersebut mengalir ke bawah bukit dengan hujan metana dan mengendap dalam jangka waktu geologis.
Setelah mendarat, Huygens mengambil citra dataran gelap yang dilapisi bebatuan kecil, yang terdiri dari es air. Kedua batu di tengah gambar di sebelah kanan tampak lebih kecil dari yang sebenarnya: yang sebelah kiri panjangnya 15 cm, dan yang sebelah kanan panjangnya 4 cm, sementara Huygens mengabadikannya dari jarak 85 cm. Terdapat bukti terjadinya erosi di dasar bebatuan, yang mungkin disebabkan oleh aktivitas fluvial. Permukaan tampak lebih gelap dari yang diperkirakan sebelumnya, dan terdiri dari campuran es air dan hidrokarbon. Berdasarkan asumsi, "tanah" yang terlihat di gambar di sebelah kanan merupakan presipitasi dari kabut hidrokarbon di atas.
Pada Maret 2007, NASA, ESA, dan COSPAR memutuskan untuk menamai tempat pendaratan Huygens "Stasiun Memorial Hubert Curien" untuk mengenang mantan ketua ESA.
Pengamatan dan penjelajahan > Misi masa depan

Titan Saturn System Mission (TSSM) adalah usulan gabungan NASA/ESA yang akan menjelajahi satelit-satelit Saturn. Dalam misi tersebut, balon udara akan terbang di atmosfer Titan selama enam bulan. Proyek ini bersaing dengan Europa Jupiter System Mission (EJSM) untuk memperoleh dana. Pada Februari 2009, diumumkan bahwa ESA/NASA akan memprioritaskan EJSM, meskipun TSSM masih dipertimbangkan. Semenjak NASA keluar dari TSSM pada tahun 2012, rencana ini ditunda.
Ada pula usulan Titan Mare Explorer (TiME), yang merupakan pendarat berbiaya rendah yang akan mendarat di sebuah danau di dekat kutub utara Titan dan mengapung di permukaan selama tiga hingga enam bulan. Misi tersebut dapat diluncurkan paling awal pada tahun 2016 dan tiba pada tahun 2023. Namun, pada tahun 2012, NASA memilih untuk mendanai misi wahana InSight ke Mars, sehingga masa depan misi TiME masih belum jelas.
Proyek pendarat danau lainnya diusulkan pada akhir tahun 2012 di Eropa. Wahana tersebut dijuluki Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). Perbedaan utamanya dengan wahana TiME adalah sistem pendorongnya.
Misi lain yang diusulkan adalah Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR), yang merupakan pesawat tak berawak yang akan terbang melalui atmosfer Titan dan mengabadikan citra permukaan Titan dalam definisi tinggi.
Keadaan prebiotik dan pencarian kehidupan

Artikel utama: Kehidupan di Titan
Lihat pula: Keterhunian planet
Titan diduga merupakan lingkungan prebiotik yang kaya akan bahan kimia organik yang kompleks dengan kemungkinan keberadaan samudra cair di bawah permukaan yang menjadi lingkungan biotik.
Meskipun misi Cassini-Huygens tidak dilengkapi dengan alat untuk menemukan biosignature atau senyawa organik lainnya, wahana ini menemukan lingkungan yang mirip (dalam beberapa hal) dengan Bumi purba. Ilmuwan menduga bahwa atmosfer Bumi purba komposisinya mirip dengan atmosfer Titan saat ini, walaupun atmosfer Titan tidak memiliki uap air.
Keadaan prebiotik dan pencarian kehidupan > Pembentukan molekul kompleks

Percobaan Miller–Urey menunjukkan bahwa dengan atmosfer yang mirip dengan Bumi dan dengan penambahan radiasi ultraviolet, molekul kompleks dan substansi polimer seperti tholin dapat dihasilkan. Reakso dimulai dari disosiasi nitrogen dan metana, yang membentuk hidrogen sianida dan asetilen. Reaksi lebih lanjut telah dipelajari.
Pada Oktober 2010, Sarah Horst dari Universitas Arizona membuat simulasi radiasi ultraviolet dan partikel bermuatan yang menghujam atmosfer atas Titan dengan menghujamkan energi ke kumpulan gas yang komposisinya mirip dengan atmosfer Titan. Dalam simulasi tersebut, ia berhasil menemukan lima basa nukleotida—bahan penyusun DNA dan RNA—dan asam amino—bahan penyusun protein. Menurutnya, ini adalah pertama kalinya basa nukleotida dan asam amino ditemukan dalam keadaan tersebut tanpa keberadaan air.
Pada 3 April 2013, NASA melamporkan bahwa bahan kimia organik mungkin muncul di Titan berdasarkan penelitian yang menyimulasikan atmosfer Titan.
Keadaan prebiotik dan pencarian kehidupan > Kemungkinan keberadaan habitat di bawah permukaan

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