タイタン (衛星)
タイタンまたはティタン(Titan、確定番号:Saturn VI)は、土星の第6衛星で最大の衛星である。
太陽系内の衛星としては唯一、豊富な大気を持つ天体であり、地球以外で唯一、表面に安定的に液体が存在することが確認されている天体である。ただし、ここで言う液体とは、液体のメタンやエタンなどのことである。
木星の衛星であるガニメデに次いで、太陽系では2番目に大きな衛星で、よく「惑星のような衛星」としても記述される。地球の月と較べて半径は1.48倍、質量は1.8倍である。太陽系最小の惑星である水星よりも大きいが、質量はそのわずか40%しかない。
オランダの天文学者クリスティアーン・ホイヘンスによって1655年3月25日に、土星を公転する衛星として初めて発見された。太陽系全体では地球の月、木星の4つのガリレオ衛星に次いで、6番目に発見された衛星である。土星半径の約20倍離れた軌道を公転しており、タイタンの表面から見た土星の大きさは約5.7度で、地球から見た月の11倍程度の視半径である。
タイタンは主に氷と岩石で構成されている。宇宙時代以前の金星と同様に、分厚く不透明な大気によって、タイタンの表面に関してはほとんど知られていなかった。2004年以降、探査機カッシーニ搭載のホイヘンスによって、タイタン極地に液体炭化水素の湖が発見されるなどの新しい情報がもたらされた。地質学的に若い地表面はほとんど滑らかであり、クレーターが僅かにある程度だが、山や氷の火山と推定されるものが発見されている。カッシーニによる赤外線・電波観測機器によるデータを元にタイタンの全球地質図が作成され、2019年に公表された。
太陽系の衛星の中では唯一、濃い大気とメタン循環を持っている。大気の大部分は窒素であり、残りの僅かな成分はメタンとエタンから成る雲や、窒素に富んだ有機スモッグである。また、地球以外の天体で、安定した液体の存在が明確に確認されている唯一の天体でもある。タイタンには液体メタンの雨が降り、メタンおよびエタンの川や湖が存在すると考えられていた。このことは、カッシーニ探査により確認されている。風雨を含む気候は、砂丘や、液体メタンとエタンによる河川、湖、海、三角州といった地球と似たような特徴的な地形を作り出している。タイタンにある液体(表面と表面下層)と濃い窒素の大気は、94 K(-179.2 ℃、-290.5 ℉)という極低温の状況下で、地球の水循環に似たメタン循環を起こしている。
タイタンは1655年3月25日に、オランダの天文学者クリスティアーン・ホイヘンスによって発見された。ホイヘンスは1610年のガリレオ・ガリレイの木星の大きな4つの衛星の発見と、彼の向上した望遠鏡の技術に触発されたとされている。兄であるコンスタンティン・ホイヘンスJr.の援助を借りて1650年代に望遠鏡を建設し始め、彼らが建設した望遠鏡の一つを使って、土星を公転している衛星を初めて観測で発見した。この衛星は、地球の月と木星の4つのガリレオ衛星に次いで、6番目に発見された衛星となった。
ホイヘンスは1655年に、De Saturni Luna Observatio Nova(土星の衛星の初観測)を出版し、そこで彼の発見した衛星をSaturni Luna (またはLuna Saturni、ラテン語で「土星の衛星」の意)と命名した。ジョヴァンニ・カッシーニが1673年から1686年の間に発見した土星(Saturn)の4つの衛星を公表した後、タイタンとこれらの4つの衛星にはSaturn IからVまでの番号が付与された(タイタンは4番目)。初期にはSaturn's ordinary satelliteという別名もあった。それ以来、数多くの小さな衛星が土星のより近くに発見されている。土星の新たな衛星が発見されるたびに、タイタンの番号は「第2衛星」→「第4衛星」→「第6衛星」と変更が重ねられてきた。1789年の「第1衛星」ミマスと「第2衛星」エンケラドゥス発見以後は、更なる新発見による混乱を避けるため、この番号制は凍結されることになり、公式にはタイタンは「Saturn VI」(第6衛星)と呼ばれる。(詳細は「土星の衛星」参照)
タイタン(Titan)とその後に発見される7つの衛星の名称は、ジョン・ハーシェル(ウィリアム・ハーシェルの息子、ミマスとエンケラドゥスを発見した)が1847年に出版したResults of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hopeの中で命名されたものである。
土星は英語で「サターン」(ローマ神話の農耕神サートゥルヌスのこと)といい、サートゥルヌスはギリシャ神話のクロノスと同一視される。このクロノスは「タイタン」(ティーターン、ティタン、チタン)と呼ばれる神族の一柱である。
日本では「タイタン」という英語読みの表記や、ティタンという表記が用いられる。
タイタンは地球上における15日と22時間で土星を公転している。タイタンは自転と公転の同期のために、恒久的に同じ面を土星に向けており、土星に対して潮汐固定を起こしている。
主惑星との潮汐相互作用により多くの衛星の自転公転周期が一致しているが、タイタンにおいても自転周期と公転周期は同期している。
このため、タイタンの表面上にはsub-Saturnian point(土星直下点の意)と呼ばれる、土星がいつも天頂に見える地点がある。タイタンの経度は、この地点を通る子午線から西向きに測定される。離心率は0.0292で、軌道は土星の赤道から0.306度傾いている。地球から見ると、タイタンの土星からの角距離は土星半径の約20倍(120万 km強)である。
土星が太陽の周りを公転するのには地球の時間で29年を要し、したがってタイタンも29年で太陽の周りを公転する。地球と同じように地軸が傾いているため、「季節」変動がある。タイタンの「1年」は地球の29年に相当し、一つの「季節」は地球での7年あまりの長さがある。
小さく不規則な形状をした、タイタンの一つ外側を公転している衛星ヒペリオンは、タイタンと3:4の軌道共鳴の関係にある。理論モデルに基づくと、ヒペリオンは「ゆっくりで滑らかな」軌道の進化を経てタイタンとの共鳴に捕獲されたとは考えづらい。これは、共鳴に捕獲される前にヒペリオンの軌道が不安定化されてしまうと考えられるからである。そのため、ヒペリオンは初めからタイタンと共鳴する安定な軌道領域にあった物質が集積して形成され、不安定な領域にあった物質はタイタンに吸収されたり放り出されたりして失われたと考えられる。
タイタンの直径は5,149.86 kmで、中心に直径3,400 kmの岩石部分があり、その周りは異なる氷の結晶で構成されたいくつかの層で覆われている。半径は水星の1.06倍、月の1.48倍、地球の0.40倍である。1980年にボイジャー1号が探査する以前は、タイタンはガニメデ(直径5,268 km)よりわずかに大きいと考えられ、太陽系最大の衛星であるとされていた。これはタイタンの高密度で不透明、そして表面から数km上空まで存在する大気によって、見かけ上の大きさが過大評価されてしまったためである。タイタンの直径と質量、密度は木星の衛星であるガニメデとカリストと似通っている。タイタンの密度は1.88 g/cm3で、これに基づくとタイタンの組成は半分が氷で、もう半分は岩石となる。この組成はディオネやエンケラドゥスに似ているが、重力圧縮によりタイタンの方が高密度になっている。タイタンの土星に対しての質量比は約4,273.5分の1、直径比は約23.4分の1で、惑星に対する衛星の比としては、それぞれ地球と月、海王星とトリトンに次いで3番目に大きいものとなっている。
その内部は、氷Ih(Ice Ih)の地殻と、より深い高圧の氷で形成されている層の間にあるアンモニアと水から成る液体の「マグマ」層が存在するのに十分高温になっているかもしれない。アンモニアの存在は、(水の共晶化合物に対して)176 K(-97 ℃)という低温の状況下でも、水を液体の状態に保持させるのを可能にさせる。探査機カッシーニは、タイタンの大気中の自然極超長波電波の形から、内部の層状構造の証拠を発見した。タイタンの表面は自然極超長波電波の弱い反射体であるとされているため、地下海洋の液体と氷の境界から反射する可能性がある。前述の通りタイタンの自転は公転と同期しているが、カッシーニによる観測ではその自転速度は揺らいでおり、ゆっくりと増加しているように見える。タイタンの地表が液体の海の上に浮かぶ殻のような構造である場合、このような自転速度の揺らぎは発生しやすくなるため、この揺らぎが液体の海の層の存在を示すとする見解もある。タイタンが土星を公転するのと同じように重力場が変化していることから、液体層と殻状の氷の層が固体の核から分離されているという更なる証拠が示されている。RADARによる重力場の観測に基づく地形観測との比較 からもまた、氷の殻が非常に硬いことが示されている。
木星と土星の衛星は、太陽系内で惑星が形成したと考えられているのと同様に、共降着によって形成されたと考えられている。若い巨大ガス惑星が形成されると、周囲を円盤状に囲んでいた物質は徐々に合体し、衛星へと成長する。木星は非常に規則的で、惑星のような軌道を持つ衛星を4個持つが(ガリレオ衛星)、タイタンは土星系を圧倒的に支配しており、共降着だけでは説明できない高い軌道離心率を持っている。タイタンの形成のために提案されたモデルでは、土星系も木星のガリレオ衛星に似た衛星群から形成され始めたが、一連の巨大衝突によって破壊されてしまい、これらの衝突の破片から、イアペトゥスやレアなどの中規模の衛星が形成されたとされている。そのような激しい初期の状態は、タイタンの軌道離心率の高さも説明できる。
また、タイタンの大気の主成分は窒素であるが、この大気の起源については大きく二つの説があった。1つは窒素分子を含んだ氷がタイタンに集積した後に窒素ガスを放出したことで窒素主体の大気が形成されたとする直接集積説であり、もう1つはタイタンに集積したアンモニアが何らかの化学変化過程を経て窒素に変化したとするアンモニア起源説である。2004年のホイヘンス探査機による調査の結果、直接集積によって大気が形成された場合に大量に存在が予想される希ガスがほとんど存在しないことが明らかとなったため、直接集積説を想定することは難しくなった。2014年、タイタンの大気中に含まれる窒素の同位体比の分析によって、それが土星周辺に存在する物質の共降着ではなく、オールトの雲に見られるものと同様の物質から供給された可能性があることが示唆された。
タイタンは唯一濃い大気を持つことが知られている衛星で、また、太陽系内では地球とタイタンだけが唯一窒素に富んだ大気を持っている(ガス惑星や太陽の表層のガスを大気に含めない場合)。ボイジャーによる観測では、タイタンの大気は地球のものよりも高密度で、表面での圧力は1.45 atmであることが示されている。タイタンの大気の質量は地球の大気全体の1.19倍で、同じ単位表面積あたりの質量は地球の約7.3倍、密度は4倍になる。不透明なもやの層は、太陽や他の光源から放出された可視光線の多くを遮断し、タイタンの表面を覆い隠している。またタイタンの重力が弱いため、大気は地球よりもはるか上空にまで広がっている。
タイタンの成層圏では秒速200メートルに達するスーパーローテーション(超回転)が存在する。このスーパーローテーションは金星にも見られ、両者はしばしば比較される。これはボイジャーによる観測時のデータから予想されており、2005年にカッシーニ探査機から分離されたホイヘンスによる観測で証明された。タイタンの大気は広範な波長の電磁波に対し不透明であり、軌道上から表面の完全な反射スペクトルを得ることは不可能であった。2004年の探査機カッシーニ・ホイヘンスが到着して初めて、タイタンの表面の直接撮影に成功した。
タイタンの大気組成は、窒素(97%)、メタン(2.7±0.1%)、水素(0.1-0.2%)、そしてその他の微量のガスである。微量のエタン、ジアセチレン、メチルアセチレン、アセチレンおよびプロパンといった炭化水素や、シアノアセチレン、シアン化水素、二酸化炭素、一酸化炭素、シアン、アルゴン、ヘリウムなどのガスも含まれている。炭化水素は、タイタンの大気の上層内で太陽からの紫外線によってメタンが分解された際に生成され、それが濃い橙色の霧を形成していると考えられている。タイタンは公転軌道の95%が土星の磁気圏内であるため、この磁気圏がタイタンの大気が太陽風によって消失するのを防いでいるかも知れない。
太陽から放射されたエネルギーは、タイタンの大気中に微量に存在する全てのメタンを、太陽系の年齢よりも短期間の5000万年以内にさらに複雑な炭化水素へと変換してしまう。これは、メタンが地下の貯水池またはタイタンの内部から補充されていることを示唆している。大気中のメタンの最終的な起源は、氷の火山の噴火によって内部から放出されたものである可能性が示されている。
2013年4月3日、アメリカ航空宇宙局(NASA)はタイタンの大気の模擬研究に基づき、タイタンの大気にソリンと呼ばれる複雑な有機化合物が生成される可能性があると報告した。
2013年6月6日、アンダルシア天体物理学研究所とスペイン国立研究評議会の科学者は、タイタンの大気上層部から多環芳香族炭化水素を検出したと発表した。
2013年9月30日、NASAの探査機カッシーニの赤外分光光度計(CIRS)を用いた観測によって、タイタンの大気中からプロペンが検出された。地球以外の惑星や衛星でプロペンが検出されたのは初めてで、またCIRSによって発見された初めての化学物質である。このプロペンの検出は、1980年にNASAのボイジャー1号で初めてフライバイ(接近通過)が行われた際の観測にまで遡る、観測における不可解なギャップを埋めるものであった。フライバイ中の観測では、タイタンの褐色のヘイズを形成するガスの多くは、理論的には太陽の紫外線によるメタンの光分解によって生成されたラジカルの再結合を介して生み出される炭化水素であることが発見されていた。
2014年10月24日、タイタンの極付近に見られる対流圏と異なる高高度の雲の中からメタンの氷が検出されたと発表された。
タイタンは太陽からの距離が遠く、また厚い大気のため、地表面が太陽から受けとるエネルギーは地球の0.1%しかない。タイタンの表面温度は約94 K(-179.2℃)である。この温度では、水や氷の蒸気圧は非常に低いため、わずかな量の水蒸気が存在できる領域は成層圏に限られると考えられる。
大気中のメタンは表面に温室効果を発生させており、これが無ければタイタンの表面温度はより低温であった。しかし逆に、タイタンの大気中の煙霧は太陽光を宇宙空間に反射し反温室効果を発生させ、温室効果の一部を打ち消して、上層大気よりも地表を遥かに低温にしている。
メタンやエタンまたはその他の単純な有機物から構成されていると考えられているタイタンの雲は、散在しており、変化しやすく、全体的な煙霧を打ち消している。雲の移動速度は比較的遅く、自転方向と同じ東向きに移動していく。ホイヘンスによる探査結果から、タイタンの大気が液体メタンやその他の有機化合物を雨として表面に降らせていることが示されている。
基本的には雲はタイタンの表面の1%を覆っているが、表面の8%まで急速に広がる爆発的な現象が観測されることがある。これについて、南側が夏の間、日射照度の上昇によって生じた対流で大気が持ち上げられた結果、南側に雲が形成されたことが仮説として挙げられている。ただし、この説明では夏至の後だけでなく、春の最中でも雲の形成が観測されているという事実を説明しにくい。南極のメタン濃度の増加は、雲の大きさが急激に大きくなったことと関わっている可能性がある。
タイタンでは29.5年周期で季節の変動がある。タイタンの南半球は2010年まで夏であったが、タイタンの季節変化を左右している土星の軌道により、タイタンの北半球が太陽光を受けるようになっている。季節が変わると、南極上空でエタンが凝縮し始めることが予想されている。
タイタンの地表の明確な特徴は、河川地形など流体の浸食作用によって形成された地形が存在し、また液体をたたえた湖が存在することである。この浸食や地質活動の結果地表は絶えず更新されていると見られ、非常に「若い」。このため、タイタンは太陽系の形成時に同時に誕生したが、現在見られるその表面は1億年前から10億年前に形成されたと考えられている。それ故に、他の土星の衛星と比較してタイタンの地表には圧倒的にクレーターが少ない。浸食作用以外に表面を更新している要因として考えられているものの一つに氷(H2O)が溶けて地下にあるメタンやアンモニアが噴出する低温火山があり、火口のような地形もカッシーニ探査機によって発見されている。
タイタンの大気の厚さは地球の2倍あり、しかも全球をオレンジ色のもやが覆っているため、天文学的観測器具を用いて可視光のスペクトルで表面を観測することは困難である。このためカッシーニは、赤外分光光度計、レーダー高度計、そして合成開口レーダー(SAR)イメージングを用いて観測を行い、タイタンの近くをフライバイするたびに表面の一部を観測して部分的な地図を作成した。最初に作成された画像から、タイタンの表面には起伏の激しい領域と滑らかな領域があり、地質学的に多様であることが明らかになった。火山活動に起源を持つと考えられる、アンモニアが混入した水が噴き出したと見られる地形もある。
またタイタンの地殻は固く凍った氷(H2O)によってできており、これが地球における岩石のように地表も形作っている。地殻は地質学的な活動はほとんど示していない。タイタンの赤道域にはやはり凍った水や有機物の氷でできた砂粒が風で運ばれて作られた砂丘があり、上空から見ると縞模様になって見える。この砂丘の尾根は大きいものでは100 km以上の長さを持ち、高低差は100-150 mに達する。
探査ではタイタンの表面は比較的滑らかであることが示されており、おそらく炭化水素の雨や火山活動によって埋められたクレーターと思われる地形が見える。レーダー高度計の観測によると、標高差は低く一般的には150 m以下であることが示されている。しかし、中には標高差が500 m以上の地形もあり、標高数百mから1,000 mに達する山脈も存在している。
タイタンの表面は明確に、明るい地形と暗い地形の2つの領域に大きく区分される。明るい地形には、赤道付近のザナドゥ(Xanadu)と呼ばれる広大な高アルベド地形(反射能の高い地形)が含まれており、その大きさはオーストラリア大陸ほどもある。ザナドゥは1994年にハッブル宇宙望遠鏡による赤外線観測で初めて確認され、後にカッシーニでも観測された。ザナドゥは丘で覆われており、その表面を谷や割れ目が横切っている。ザナドゥは非常に起伏が激しく、暗い線が十字に交叉しており、尾根やクレバス、更には河川に似た曲がりくねった地形が見られる。このザナドゥの地形の形成を地質活動によるものとすれば、ザナドゥは地質学的に若い地形であることになる。一方で、この線状の地形が地質活動ではなく液体によって形成された水路である可能性もあり、そのように想定する場合は流水系が古い地形を横断していることになる。同じような暗い地形はタイタンの他の部分でも観測されており、地上からやカッシーニによって観測されている。
タイタンには極地方、特に北半球を中心に大小様々な湖(海、 Mare)がある。タイタンで最も大きい湖は北半球にある直径1,170 kmのクラーケン海(Kraken Mare)で、面積は40万 km2 もあり、これは日本列島の総面積よりも大きい。これに次いでタイタンで2番目に大きな湖であるリゲイア海(Ligeia Mare)は、ほぼ純粋なメタンで満たされた海(湖)であるとされる。他に代表的な湖としてプンガ海などがある。これらの湖はかつては大気組成などから存在が推測されていただけであったが、現在では直接その存在が確認されている。
タイタンに炭化水素の湖または海が存在している可能性はボイジャー1号と2号のデータに基づいて初めて示された。この時の観測データは、タイタンがそれを保つのにおおむね適した温度と組成の厚い大気を持っていることを示していた。だが、直接的な証拠は1995年にハッブル宇宙望遠鏡とその他の観測によって初めて得られた。これらはタイタン上に相互に繋がっていないばらばらの水域か、または衛星全域に広がる海洋の規模で、地球における水のように液体のメタンが存在することを示唆していた。カッシーニは、ボイジャーの観測に基づく仮説を実証することに成功した。カッシーニが2004年に土星系に到着した際、炭化水素の湖や海の水面から反射した太陽光が検出されることが期待されたが、初回の調査では鏡面反射は観測されなかった。しかしその後の観測で、タイタン各地に液体メタンによる湖が発見された。南極の近くでは謎めいた暗い地形が確認され、オンタリオ湖(Ontario Lacus)と命名された(後に湖であることが確認された)。北半球の高緯度地帯でも全長数kmから300 kmまでの規模の大小様々な湖が発見され、海岸線の可能性がある地形もレーダー観測を通じて極付近に確認された。
2006年7月22日のフライバイに続いて、カッシーニは当時冬だった北緯度で、極付近にいくつかの大きく滑らかな(レーダーでは暗い)区画を撮影した。2007年1月に科学者は観測に基づいて、「土星の衛星であるタイタンに、メタンで満たされた湖が存在している決定的な証拠」を発表した。カッシーニのミッションチームは、撮影された地形はほぼ確実に長期間に渡って存在している炭化水素の湖で、地球外で初めて発見された、安定して表面に存在している液体であると結論付けた。中には、液体に関連していると思われる水路もあり、地形の窪みに存在している。液体の浸食による地形は比較的新しいように見え、いくつかの河川では驚くほど浸食を受けておらず、タイタンの浸食が進むのが非常に遅いか、あるいは最近いくつかの地理的現象が古い河床や地形を一掃した可能性がある。カッシーニの観測では湖は表面のごくわずかしか覆っておらず、タイタンは全体的に地球よりもかなり乾燥している。ほとんどの湖は(太陽光が相対的に少ないため蒸発しにくい)極付近に集中しているが、いくつかの長年の研究により、赤道付近の砂漠地域でも炭化水素の湖が発見されている。この砂漠地域の例として、ホイヘンスが着陸した地点付近にある、アメリカ・ユタ州のグレートソルト湖の約半分の大きさを持つシャングリラ(Shangri-La)がある。このような赤道付近にある湖は、いわば「オアシス」のようなものとされており、地下の帯水層から供給されている可能性がある。また、この低緯度に存在している湖がタイタン全体のメタン循環の源になっている可能性が指摘されている。
2008年6月、カッシーニのイオン・中性質量分析器は、オンタリオ湖に液体のエタンが間違いなく存在していることを確認した。同年12月21日、カッシーニはオンタリオ湖上空を直接飛行し、レーダーで湖面からの鏡面反射を観測した。反射の強さは、探査機の受信機を飽和させ、湖の水位が3 mm以上変化しないことを示した(表面の風がとても弱いか、湖の炭化水素の粘性が高いことを示している)。
2009年7月8日、カッシーニの可視・赤外マッピング分光光度計(VIMS)によって、15年間の冬が終わり、太陽光が入るようになった北極付近にあるチンポー湖(Jingpo Lacus)と呼ばれる湖から、表面が鏡のように滑らかであることを示す鏡面反射が観測された。この観測結果から、レーダー画像から導き出された液体で満たされた広大な地形があるという推論が実証された。
2009年7月と2010年1月に行われた初期のレーダー測定では、オンタリオ湖は平均深度が0.4 mから3 m、最大深度が3 mから7 mと非常に浅いことが示された。それに対して北半球のリゲイア海は、当初のレーダー観測の解析技術では、最大深度は8 m以上とされていた。その後の2014年に発表された科学的分析で、タイタンにある3つの海の深さをより完全に調べたところ、最大深度が200 m以上あることが示された。リゲイア海の平均深度は20 mから40 mだが、リゲイアの他の部分では全くレーダーを反射しておらず、深度が200 m以上あることを示している。
2013年5月、カッシーニのレーダー高度計はヴィド溝(Vid Flumina)の水路を観測し、これがタイタンで2番目に大きな炭化水素の海であるリゲイア海に繋がっている流水構造であると定義づけられた。受信されたエコーの解析では、水路は急斜面で深い(最大で570 m)渓谷に位置しており、液体で満たされていることを示す強い鏡面反射が示された。これらの水路内の液体の水位上昇は、リゲイア海と同じく垂直方向に約0.7 m以内で、これは冠水した河谷であるという解釈と一致する。鏡面反射は、リゲイア海の水位を超えた低示の支流でも観測され、主水路構造への水の供給と一致している。これはおそらく、液体水路の存在を示す初めての直接的な証拠であり、またタイタンで初めて観測された100 m以上の深度を持つ渓谷であろう。ヴィド溝は、このように深い海で冠水しているが、より高い地表にある液体の存在を証明するために、いくつかの独立した観測が行われている。
カッシーニは、2006年から2011年にかけてタイタンを6回フライバイした間、タイタンの放射測定追跡と光学ナビゲーションデータの収集を行った。このデータから、研究員はタイタンの地形の変化を大まか推測することができた。タイタンの密度は、組成が岩石が約60%で水が約40%である場合と一致している。研究チームの分析は、タイタンが軌道を公転する間に地表が最大で10 mも上昇あるいは下降することを示唆している。この変化の大きさはタイタンの内部が比較的変形しやすいことを意味しており、最も可能性が高いモデルは、全球を覆う海の上に主に氷から成る厚さ数十kmの殻が浮いているような構造とするものである。研究チームはの研究結果からは、以前の研究結果とも照らし合わせると、タイタンの地下の海が表面よりも100 km以上深いところにある可能性が示唆されている。2014年7月2日、NASAはタイタンの氷の下にある海の塩分濃度が死海に匹敵する可能性があると発表した。同年9月3日、NASAはタイタンのメタンの雨が、地下の凍結したクラスレート(包摂化合物)と相互作用し、最終的に河川や湖沼に供給されるエタンやプロパンが生成される可能性があると報告した。
2016年、タイタンはリゲイア海に流れ込む一連の深い急斜面の渓谷で、液体で満たされた水路の直接的な証拠を発見した。それは先述したヴィド溝で発見され、深度は240 mから570 mで、40度の急な斜面になっている。これらの地形はおそらく、地球のグランドキャニオンのような地殻の隆起、または海面の低下、あるいはその2つの組み合わせによって形成されたと考えられている。浸食の深さは、この地域での液体の流れが何千年も続く長期的なものであることを示している。