(Aangestuur vanaf Titan)
Hierdie artikel handel oor die Saturniese maan. Sien Titaan (dubbelsinnig) vir ander artikels met 'n soortgelyke naam.
Titan Titan, soos waargeneem deur die Cassini-Huygens-ruimtetuig op 16 April 2005.
25 Maart 1655
0,34854° (tot Saturnus se ewenaar)
8,3 × 107km2
7,16 × 1010 km3
1,3452±0,0002×1023 kg (0,0225 Aardes)
93,7 K (-179,5 °C)
8,2 tot 9,0
98,4% stikstof (N2),
1,4% metaan (CH4);
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 waar duidelike bewyse van stabiele oppervlakwater gevind is.
Titan word dikwels as 'n planeetagtige maan beskryf: dit is die tweede grootste maan in die Sonnestelsel (ná Ganymedes) en is ongeveer 50% groter as die Aarde se maan en 80% massiewer. Dit is groter as die kleinste planeet, Mercurius, maar minder massief. Titan was die eerste Saturniese maan wat ontdek is: die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het dit in 1655 ontdek en dit oorspronklik "Luna Saturni" genoem.
Titan bestaan hoofsaaklik uit waterys en rotsagtige materiaal. Tot onlangs het dié maan se digte, wasige atmosfeer gekeer dat waarnemers op die Aarde meer oor Titan se oppervlak kon leer. Met die lansering van die Cassini-Huygens-missie in 2004 is daar egter baie nuwe inligting oor die maan versamel, soos die ontdekking van vloeibare koolwaterstofmere in die poolgebiede. Dit is die eerste keer dat groot, vaste liggame met oppervlakvloeistof op enige hemelliggaam buiten die Aarde ontdek is. Die oppervlak is vanuit 'n geologiese uitsig nog jong: alhoewel daar berge en moontlike ysvulkane ontdek is, is die oppervlak relatief glad met min impakkraters.
Die atmosfeer bestaan hoofsaaklik uit stikstof, met kleiner deeltjies wat tot die vorming van metaan- en etaanwolke en 'n stikstofryke newel lei. Die klimaat, waaronder 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 gedomineer. As gevolg van die aanwesigheid van ondergrondse en oppervlakvloeistowwe en die stikstofryke atmosfeer, word Titan deur wetenskaplikes met 'n jong Aarde vergelyk, alhoewel een teen '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.
Die Nederlandse sterrekundige Christiaan Huygens het Titan op 25 Maart 1655 ontdek. Huygens was geïnspireer deur Galileo se ontdekking van Jupiter se vier grootste mane in 1610, asook deur sy verbeterings ten opsigte van teleskooptegnologie. Met behulp van sy broer, Constantijn, het Christiaan in 1650 begin om teleskope te bou. Christiaan het sy heel eerste selfgeboude teleskoop gebruik om Titan waar te neem en daarna verwys as "Luna Saturni", Latyn vir "Saturnus se maan". Ná Giovanni Domenico Cassini teen 1686 vier meer Saturniese mane ontdek het, het sterrekundiges begin om na die mane as Saturnus I tot en met V te verwys, met Titan as Saturnus IV. Later is die maan egter amptelik "Saturnus VI" gedoop, met verwysing na sy posisie as sesde (ellipsoïdale) maan van Saturnus af. Die naame "Titan" en ook die ander name van die destyds sewe bekende Saturniese satelliete is deur die sterrekundige John Herschel bedag. Herschel het self Mimas en Enceladus ontdek en, in sy 1847-publikasie, Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope, die mane almal na karakters in die Griekse mitologie vernoem.
Titan 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, was sterrekundiges eers onder 'n wanindruk geplaas met betrekking tot Titan se deursnit; tot en met Voyager 1 se ontdekking, was daar aangeneem dat Titan die grootste maan in die Sonnestelsel was..
Met verwysing na sy massa en omvang (en dus ook sy digtheid), is Titan soortgelyk aan die twee grootste mane van Jupiter: Ganymede en Callisto. Alhoewel Titan met 'n deursnit van 5150 km groter is as die planeet Mercurius (4879 km), bevat hy slegs die helfte soveel massa. Op grond hiervan word vermoed dat die helfte van Titan se samestelling uit bevrore water en ammoniak bestaan. Daar word gespekuleer dat daar onder die maan se oppervlak 'n oseaan van ammonia en vloeibare water is, waar enige vorm lewe moontlik sou kon wees. Die maan se oppervlak is in 'n geologiese opsig nog jong en is besaai met ys van koolwaterstowwe. Twee van Saturnus se ander mane, Dione en Enceladus, het 'n soortgelyke struktuur, maar as gevolg van 'n swaartekragsamepersing het Titan 'n hoër gemiddelde digtheid.
Titan se rotsagtige kern is ongeveer 3400 km dik en bestaan uit silikate en metale.
Die swaartekrag wat mens op die oppervlak van Titan sou aantref is ongeveer 'n sewende van die Aarde se swaartekrag. Alhoewel Titan groter is as die Aarde se maan (3474 km), is sy swaartekrag tog swakker, omdat Titan se opbou 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 word gehoop dat die Cassini-ruimtesonde bewyse sal kan lewer vir hierdie oseaan, deur die maan se swaartekragveld en magnetiese afwykings te meet. Uiters lae-frekwensie radiogolwe wat deur Cassini in die maan se atmosfeer waargeneem is, kan moontlik die eerste aanduidings van só 'n oseaan wees: daar word geglo dat Titan 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 Titan 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 interieur - nog 'n aanduiding dat die ondergrondse oseaan 'n werklikheid kan wees.