Hierdie artikel handel oor die Saturniese maan. Sien Titaan (dubbelsinnig) vir ander artikels met 'n soortgelyke naam.
Titaan of Titan (Grieks: Τῑτάν; ook Saturnus VI) is die grootste van Saturnus se mane en die enigste natuurlike satelliet wat 'n digte atmosfeer het. Dit is ook die enigste ander hemelliggaam buiten die Aarde waarop duidelike bewyse van stabiele oppervlakwater gevind is.
Titaan word dikwels as 'n planeetagtige maan beskryf: dit is die tweede grootste maan in die Sonnestelsel (ná Ganimedes) en is ongeveer 50% groter as die Aarde se maan en 80% massiewer. Dit is groter as die kleinste planeet, Mercurius, maar minder massief. Titaan was die eerste Saturniese maan wat ontdek is: die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het dit in 1655 ontdek en dit oorspronklik "Luna Saturni" genoem.
Die atmosfeer bestaan hoofsaaklik uit stikstof, met kleiner deeltjies wat tot die vorming van metaan- en etaanwolke en 'n stikstofryke newel lei. Die klimaat, gekenmerk deur onder meer ook wind en reën, sorg vir oppervlakeienskappe wat aan die Aarde s'n herinner, soos sandduine en kuslyne. Die klimaat word ook deur seisoenale weerpatrone beheers. As gevolg van die aanwesigheid van ondergrondse en oppervlakvloeistowwe en die stikstofryke atmosfeer, word Titaan deur wetenskaplikes met 'n jong Aarde vergelyk, hoewel een met 'n baie laer temperatuur. Hierdie natuurlike satelliet word dan ook gesien as 'n moontlik gasheer vir mikrobiese buitenaardse lewe of, ten minste, as 'n prebiotiese omgewing ryk aan komplekse organiese chemie. Sommige wetenskaplikes het ook voorgestel dat 'n moontlike ondergrondse see as 'n biotiese omgewing kan dien.
Titaan is die enigste maan in die Sonnestelsel met 'n digte atmosfeer. Ná 'n besoek van Voyager 1 op 12 November 1979 het dit geblyk dat die oppervlak permanent skuil onder hierdie 900 km dik atmosfeer, met 'n druk van 1,5 bar aan die oppervlak. Omdat dit vóór Voyager se besoek gelyk het asof die dik atmosfeer deel van die maan was, het sterrekundiges eers onder 'n wanindruk verkeer oor Titaan se deursnee; tot en met Voyager 1 se ontdekking, is aangeneem dat Titaan die grootste maan in die Sonnestelsel is.
Wat sy massa en omvang (en dus ook sy digtheid) betref, is Titaan soortgelyk aan die twee grootste mane van Jupiter, te wete Ganimedes en Kallisto. Hoewel Titaan met 'n deursnee van 5150 km groter is as die planeet Mercurius (4879 km), bevat hy slegs die helfte van die planeet se massa. Op grond hiervan word vermoed dat die helfte van Titaan uit bevrore water en ammoniak bestaan. Daar word gespekuleer dat daar onder die maan se oppervlak 'n oseaan van ammoniak en vloeibare water is, waar enige vorm van lewe moontlik sou kon wees. Die maan se oppervlak is geologies nog jonk en is besaai met ys van koolwaterstowwe. Twee van Saturnus se ander mane, Dione en Enkelados, het 'n soortgelyke struktuur, maar as gevolg van 'n swaartekragsamepersing het Titaan 'n hoër gemiddelde digtheid.
Die swaartekrag wat mens op die oppervlak van Titaan sou aantref, is ongeveer 'n sewende van die Aarde se swaartekrag. Hoewel Titaan groter is as die Aarde se maan (3474 km), is sy swaartekrag tog swakker, omdat Titaan uit soveel ys bestaan, wat 'n relatief lae digtheid het in vergelyking met die gesteentes en metale waaruit die Maan opgebou is.
Die buitenste laag of kors bestaan waarskynlik uit ys in 'n heksagonale (seshoekige) kristalvorm. Volgens modelle vir die inwendige opbou, sou daar onder hierdie kors 'n vloeibare laag, of "oseaan", wees, wat uit vloeibare water en ammoniak bestaan. Die aanwesigheid van vloeibare ammoniak sou beteken dat die water selfs by −19 °C nie vries nie. Daar is gehoop dat die Cassini-ruimtesending bewyse sou kon lewer vir die bestaan van hierdie oseaan, deur die maan se swaartekragveld en magnetiese afwykings te meet. Radiogolwe van 'n uiters lae-frekwensie wat deur Cassini in die maan se atmosfeer waargeneem is, kan moontlik die eerste aanduidings van só 'n oseaan wees: daar word geglo dat Titaan se oppervlak 'n swak weerkaatser van sulke radiogolwe is en dat hulle dus moontlik van die grensgebied tussen die yskors en die vloeibare laag binne-in Titaan weerkaats word. Cassini het ook waargeneem dat daar kenmerke op die oppervlak is wat tussen Oktober 2005 en Mei 2007 tot 30 km aangeskuif het, wat daarop dui dat die oppervlak los beweeg van sy binnekant – nog 'n aanduiding dat die ondergrondse oseaan wel kan bestaan.
Die baan waarin Titaan wentel, het 'n eksentrisiteit van 0,0288, dus is dit byna sirkelvormig. Hierdie wentelbaan het 'n hellingshoek van 0,348° ten opsigte van Saturnus se ewenaar.
Seisoenale veranderins gee Titaan 'n ietwat donkerder boonste helfte en ietwat ligter onderste helfte in die winter.
Dit was eers met Cassini-Huygens-sending in 2004 dat die eerste direkte foto's van Titaan se oppervlak geneem kon word. Die Huygens-snuffeltuig kon nie die rigting van die Son tydens sy landing bepaal nie en, hoewel dit wel foto's kon neem, het die Huygens-span die proses vergelyk met die neem van foto's van 'n "parkeerterrein tydens sonsondergang".
Die Spaanse sterrekundige Josep Comas Solà (1868–1937) was die eerste persoon wat gegis het oor die teenwoordigheid van 'n aansienlike atmosfeer om Titaan. Hoewel hy reeds sy idees hieroor in 1903 gelug het, sou die Nederlandse sterrekundige hierdie vermoede eers in 1944 kon bevestig, met behulp van 'n spektroskopiese tegniek wat 'n beraming van 'n atmosferiese parsiële druk van metaan verkry het van 100 millibar (10 kPa). Opvolgende waarnemings in die 1970's het gewys dat Kuiper se getalle egter aansienlik onderskat is; die hoeveelheid metaan in die atmosfeer was tien keer meer en die oppervlakdruk ten minste dubbel so veel as wat hy voorspel het. Die hoë oppervlakdruk het beteken dat metaan egter slegs 'n klein deel van Titaan se atmosfeer kon beslaan. In 1981 het Voyager 1 die eerste gedetailleerde waarnemings van die atmosfeer gemaak, wat onder andere onthul het dat die oppervlakdruk teen 1,5 bar selfs hoër as dié van die Aarde is.
Die atmosferiese samestelling in die stratosfeer is 98,4% stikstof – die enigste stikstofryke atmosfeer in die Sonnestelsels buiten die Aarde. Die oorblywende 1,6% is meestal metaan (1,4%) en waterstof (0,1-0,2%) plus 'n aantal spoorgasse. Omdat die metaan baie hoog uit die atmosfeer kondenseer, verdig dit al hoe meer namate 'n mens nader aan die oppervlak beweeg. Teen ongeveer 8 km bo die atmosfeer, word die verdigting minder en word 'n nagenoeg stabiele 4,9% gehandhaaf. Die ander spoorgasse in die atmosfeer verleen aan hom sy oranje kleur. Titaan het nie 'n magneetveld nie, hoewel studies in 2008 getoon het dat die maan oorblyfsels van Saturnus se magneetveld behou wanneer hy vlugtig buite die planeet se magnetosfeer beweeg en direk aan die sonwind blootgestel word.
Die Son se energie sou alle spore van die metaan in Titaan se atmosfeer in 50 miljoen jaar opgebreek het – 'n kort tyd gesien die Sonnestelsel se ouderdom. Dit dui daarop dat Titaan self êrens 'n metaanreservoir het wat die gas in die atmosfeer voortdurend aanvul. Baie sterrekundiges dink dat hierdie bron binne-in Titaan is, wat dan metaan deur ysvulkane vrystel. Daar word ook rekening gehou met 'n moontlik biologiese oorsprong vir die hoeveelheid metaan.