Patří mu 95 % hmoty všech Saturnových měsíců. Vytvořil se z původní protohmoty naší Sluneční soustavy blízko své planety, nebo se zformoval jinde a byl později zachycen Saturnovou gravitací?
Druhá varianta by vysvětlovala rozdílnou velikost i vlastnosti Saturnových měsíců. Titan, právem pojmenovaný jménem řeckého božstva, je po Ganymedovi (souputníku Jupitera) druhým největším měsícem Sluneční soustavy. Zároveň je jediným velkým měsícem, který vlastní skutečnou atmosféru. Se svou hustotou 1,88 g/cm3 je také nejhutnějším ze Saturnových měsíců.
Christiaan Huygens a objev Titanu
Píšeme rok 1655. Holandským astronom Christiaan Huygens prohledává svým novým dalekohledem vlastní výroby Sluneční soustavu. Průměr čoček, které vybrousil spolu se svým braterm, je 57 mm. Přístroj nabízí 50-ti násobné zvětšení.V blízkosti Saturnu pozoruje slabou světlou tečku, která v průběhu příštích 16 dní Saturn oběhne kolem dokola. Po čtyřech obězích si pak byl Huygens jistý – jedná se o Saturnův měsíc. Huygens měl štěstí - planetární prstence krásné, vzdálené planety právě stály kolmo k pozorovateli. Jsou jen velice tenké v této pozici nejsou téměř vidět. Nerušily proto pozorování svým jasem.
Měsíc byl pojmenován samotným Huygensem jako „Saturni Luna“- latinsky „Saturnův měsíc. Ještě později byly tehdy známé měsíce Saturnu pojmenovány podle jejich vzdálenosti k planetě. Titanu tak připadlo jméno „šestý měsíc“. John Herschel pak v roce 1847 navrhl jméno Titan, které mu vydrželo dodnes.
Nejdůležitější informace o Titanu přinesla pozorování Hubbleovým vesmírným teleskopem - a od roku 1979 také experimenty, které během svých průletů kolem Saturnu provedly pozemské sondy Pioneer a Voyager. V roce 2005 na něm dokonce přistál jeden z modulů nejnovější a dosud aktivní Saturnovy sondy: Cassini-Huygens.
Skutečně zvláštní měsíc
Titan je naší Zemi ze všech objektů ve Sluneční soustavě nejpodobnější. Na jeho povrchu sice panuje velice nízká teplota, ale díky husté atmosféře, a tedy i vysokému tlaku, se na povrchu tohoto zajímavého měsíce nachází velké množství tekutiny, která tvoří řeky, potoky a jezera.Jeho atmosféra je pětkrát hustší než pozemská a o polovinu vyšší. Skládá se (podobně jako naše) převážně z dusíku. Nacházíme na ní kromě toho i uhlovodíky a stopy organických sloučenin. Logicky nenajdeme na Titanu žádný kyslík. Tento reaktivní plyn musí být i na naší vlastní planetě do atmosféry neustále dodáván živými organismy (rostlinami). Některé odhady říkají, že přibližně tři sta letech by i na naší vlastní planetě volný kyslík zmizel, pokud by z ní zmizela zelená biomasa. Kyslík by proreagoval s jinými prvky a vytvořil by různé chemické sloučeniny.
Povrch Titanu a vrchní část jeho pláště se skládá ze zmrzlého ledu - metanhydrátu. Pod ním se nachází rozsáhlý oceán. Voda je v tekutém stavu, a to i přesto, že její teplota leží pod bodem mrazu. Dovoluje to jak vysoký tlak, který v tomto prostředí panuje, tak různé příměsi, které dělají z tamní vody pravou nemrznoucí směs.
Pro život na základě vody je na Titanu příliš nízká teplota. Pokud by na něm ale měly existovat formy života na základě metanu, mají i při této teplotě výborné podmínky.
Titan obíhá planetu Saturn ve vzdálenosti 20-ti jejích poloměrů. V jeho blízkém okolí se nenachází žádný jiný měsíc. Nejbližší mu je Hyperion (vně) a Rhea (uvnitř jeho oběžné dráhy). Hyperion a Titan se nacházejí v rezonanci – Hyperion oběhne Saturn třikrát, zatímco Titan za stejnou dobu oběhne planetu čtyřikrát.
Jeden oběh kolem obří planety trvá Titanu 15 dní, 22 hodin a 41 minut. Oběžná dráha je oproti rovníku Saturnu skloněna o 0,33 stupně, tedy jen nepatrně. Stejně jako náš Měsíc vůči Zemi, vykazuje Titan vůči Saturnu vázanou rotaci. Znamená to, že se za stejnou dobu, za kterou kolem ní oběhne, se také otočí kolem své osy. Ukazuje Saturnu stále stejnou stranu, stejně jako Měsíc naší Zemi.
Průměr Titanu činí 5150 km. Je o polovinu větší a o 80 % těžší než náš vlastní Měsíc. Je dokonce větší než planeta Merkur. Gravitační zrychlení na jeho povrchu je 1,35 m/s?. To je jen zhruba sedmina pozemského. Uvnitř měsíce se pořád ještě rozpadají radioaktivní izotopy v minerálech, takže v nitru Titanu nacházíme oblasti se zvýšenou teplotou. S největší pravděpodobností je geologicky aktivní.
Albedo (odrazivost slunečního záření) je pouze 0,22. Znamená to, že odráží jen 22 % slunečních paprsků. Tento efekt je způsoben hlavně hustou atmosférou, která záření pohlcuje. Na povrchu Titanu panuje ze stejného důvodu neustálé příšeří.
Vnitřní stavba Titanu
Vnitřní struktura měsíce je podobná Jupiterově Ganymedu a Kallisto, stejně jako Neptunově Tritonu. Kolem jádra ze silikátů se nachází plášť z několika vrstev zmrzlého ledu.
Vnitřní plášť tvoří led, nacházející se zde pod velmi vysokým tlakem. V těchto podmínkách může existovat led i při vysokých teplotách.
Vnější plášť obsahuje led a metanhydrát. Mezi oběma vrstvami se nachází tekutý oceán.
Podobně jako u Jupiterova měsíce Io by i na Titanu mohly slapové síly, vyvolané blízkou obří planetou, způsobovat nahřívání vnitřku měsíce. Titan obíhá Saturn po poměrně excentrické dráze. Rozdíly ve vzdálenosti vyvolávají změny a tření uvnitř masivního měsíce, což vede nakonec k jeho ohřevu.
Sonda Cassini proměřila měsíc radarem. Skutečně přitom objevila v souladu s teorií pod jeho ledovým příkrovem tekutý oceán, vzniklý nahřátím a roztavením ledu. Samotná povrchová ledová vrstva by mohla být silná 80 km. Voda, která se pod ním nachází, je obohacená čpavkem. Ten působí jako ochrana proti mrazu, takže voda zůstává i při -20 °C v tekutém stavu.
Povrch měsíce, který ve svém nitru vlastní rozsáhlý oceán, se chová jinak než povrch kompaktního tělesa (jakým je například průvodce naší vlastní planety). Titanův povrch je stejně jako je tomu například u Enceladu, daleko pohyblivější, než povrch jednolitých těles. Pozorujeme pak na něm podobné struktury a stejné jevy – například kryovulkanismus.
Atmosféra
Titan má ve Slunečním systému jedinečnou pozici. Mezi objekty podobné velikosti není žádný, který by měl tak hustou atmosféru. Poprvé si jí všimli astronomové na počátku 20. Století. Titan měl v jejich dalekohledu nerovnoměrné zabarvení. Na okrajích se zdál být daleko tmavší než uprostřed. Spektroskopicky ji prokázal v roce 1944 až americký astronom Gerard Kuiper. Objevil v jeho atmosféře metan. Tlak měl být zhruba desetinou pozemského tlaku.
Přímé a důkladné měření atmosféry Titanu provedly při svém průletu až sondy Voyager.
Díky nim víme, že skutečný tlak Titanovy atmosféry je dokonce 1,5x větší než na Zemi. Protože má Titan menší gravitační zrychlení a tím i menší přitažlivost než naše planeta, znamená to, že se na něm nachází až 10x více plynů než na Zemi. Hustota jeho atmosféry je pak 5x vyšší. Co se týká celkové hmotnosti – je Titanova atmosféra 1,19x těžší než vzdušný obal naší (daleko větší) Země.
Čas od času přijde Titan o část své atmosféry díky slunečnímu větru. Většinu času ho sice chrání magnetosféra Saturnu, když je ale sluneční aktivita obzvláště vysoká, může se stát, že „stlačí“ ochranné magnetické pole až pod oběžnou dráhu měsíce. Titan je pak vystaven vlivu vysokoenergetických částic, kterým nic nebrání v tom, aby malou část hmoty jeho atmosféry doslova "odfoukly".
Jak vznikla tak hustá atmosféra?
Dusíková atmosféra Saturnova měsíce Titanu vznikla pravděpodobně jako následek tzv. „velkého bombardování“ – jedné z fází vývoje Slunečního systému. Meteority a asteroidy, které dopadaly na jeho povrch, poničily krustu měsíce a uvolnily z jeho nitra velké množství čpavku.Vysoce energetické ultrafialové sluneční záření pak molekuly čpavku (NH3) štěpilo na jejich základní části – dusík a vodík. Ty se následně slučovaly do molekul N2 a H2. Plyn dusík (N2) je těžší než čpavek (NH3). Dusík se proto ukládal pod vrstvu čpavku, takže se ve vnější části atmosféry nacházela vrstva čerstvého materiálu, který se mohl i nadále štěpit slunečním zářením.
Molekuly vodíku jsou příliš lehké na to, aby je mohl Titan svou gravitací udržet. Unikal proto z dosahu měsíce a ukládal se na oběžnou dráhu kolem Saturnu. Také části dusíku se povedlo Titan opustit. Podle výpočtů a díky srovnání četnosti jednotlivých izotopů tohoto plynu dnes můžeme říci, že na Titanu původně existovalo pětkrát více dusíku, než je tomu dnes.
Metan, který se v atmosféře nachází, se naopak dodnes aktivně tvoří a jeho množství se neustále doplňuje.
Titanova atmosféra je zhruba desetkrát vyšší než pozemská. Troposféra sahá do 44 km nad povrch měsíce. Bylo v ní naměřeno teplotní minimum, -200 °C. Ve vyšších vrstvách se teplota znovu zvyšuje a v 500 kilometrech dosahuje už jen -121 °C. Ionosféra se nachází ve výšce 1200 km a je komplexnější, než pozemská. Kromě této vrchní vrstvy byla totiž nalezena ještě druhá vrstva elektricky nabitých částic, a to ve výšce pouhých 63 km.
Počasí na Titanu
Průměrná teplota na povrchu gigantického Saturnova měsíce činí -179 °C. Rozdíl mezi rovníkem a póly činí pouhé tři stupně, fakt, který jde na vrub husté atmosféry. Její mase se daří poměrně dobře zprůměrňovat jeho povrchovou teplotu.
Při podmínkách, jaké na Titanu panují, nemůže vodní led sublimovat, takže se vedle dusíku a uhlovodíků v atmosféře nachází jen nepatrné stopy vody.
Stejně jako je tomu na Zemi, byl ale i na Titanu pozorován - déšť. Mračna se skládají z metanu, etanu a jiných uhlovodíků. Materiál z mračen se tak při srážkách dostává na pevný povrch měsíce.
Povrch měsíce
Právě Titanova hustá atmosféra byla důvodem, proč bylo dlouhou dobu sotva něco známo o útvarech na jeho povrchu.
Radarové snímky objevily silnou geologickou aktivitu měsíce. Povrch je spíše plochý, výškový rozdíl nad 150 m nebo malá pohoří jsou spíše výjimkou. Tu tvoří plocha kolem rovníku. Rozprostírají se na ní hory, vysoké až 2000 m. Nevznikly ale jako na Zemi pohybem kontinentálních desek, ale pravděpodobně jako následeksmršťováníměsíce. Podle dnešní teorie nebylo jádro Titanu nikdy moc horké, nerozdělilo se do různých vrstev jako tomu bylo u Země ani se v něm neutvořilo centrální kovové srdce.
Je dodnes tvořeno víceméně rovnoměrnou směsí ledu a kamene, ze které vznikala celá Sluneční soustava. Ochlazováním jádra roste ledový pokryv a zmenšuje se objem pod ledem ležícího oceánu. Podle propočtů se musel rádius měsíce za posledních 4,5 miliard let zmenšit o 0,3 % - tedy o 7 kilometrů.
Na povrchu našla sonda Cassini-Huygens vodní led, který má v daných podmínkách vlastnosti podobné kamenné mase a jezera plná tekutého metanu. Nachází se tam nejspíš i jiné uhlovodíky.
Radar našel na Titanu daleko méně kráterů, než kolik se jich vyskytuje na jiných měsících ve Sluneční soustavě. Je to způsobeno jednak hustou atmosférou, ve které se dopadající meteority a asteroidy rozpadají dříve, než se dostanou k povrchu. Druhým efektem, který zametá jejich stopy (a to doslova) je pohyb částeček na povrchu měsíce. Kromě toho u mí nově vzniklé struktury rychle přeformovat i Titanův metanový déšť.
Vítr se stejně jako na Zemi i na Titanu postaral o vznik dun. Nalezeny byly v tmavších rovníkových oblastech. Na obou polokoulích se nachází veliká jezera tekutého metanu, do kterých ústí metanové řeky. Hloubku jednoho z nich vědci odhadli na 170 m. Tekutina (metan s příměsemi etanu a jistě i jiných uhlovodíků) v nich je průhledná. Pokud byste stáli na jejich břehu, nabízela by tato tekutina stejný pohled jaký máte na břehu průzračného pozemského jezera.
Život na Titanu?
Titan je tedy spolu se Zemí jediným tělesem Sluneční soustavy, na kterém existuje dusíková atmosféra. Zatímco na Zemi dýcháme vzduch, který se skládá převážně ze 78 % dusíku a 21 % kyslíku, nacházíme na Titanu 98,4 % dusíku, 1,6 % Argonu a metan, který se díky své nízké hustotě vyskytuje převážně ve vrchních částech atmosféry. Kromě těchto plynů na Titanu ale existuje více než desítka různých organických sloučenin. Jedná se především o etan, propan, etin a kyanovodík.
Titan nemá prakticky žádný volný kyslík. Můžeme tedy vycházet z toho, že na něm neexistuje život, podobný pozemskému, což není překvapivé, vzhledem k nízkým teplotám, které panují na jeho povrchu. Není ale vůbec vyloučeno, že na Titanu může existovat (nebo se právě vyvíjí) život na bázi methanu a nikoliv vody, jak tomu na Zemi.
Kosmické záření, před kterým nechrání Titan žádné vlastní magnetické pole, a které je jen z části odcloněno magnetosférou Saturnu, se z větší části podílí na Titanově chemické atmosférické laboratoři. Dusík a metan štěpí na menší části – radikály. Ty jsou velice aktivní a slučují se jak mezi sebou navzájem, tak s neutrálními molekulami ve svém okolí. Tvoří tak výše zmíněné organické sloučeniny a různé jiné uhlovodíky. Tyto komplexnější a těžší molekuly pak klesají do nižších vrstev atmosféry, kde tvoří Titanovu oranžovou mlhu.
Tato organická směs se může dostat i na povrch měsíce. Pokud tam najde dostatečně příznivé podmínky a zdroj energie, mohly by se v ní začít vyvíjet zárodky života, tak jako tomu bylo kdysi na Zemi.
Tento fakt katapultuje Titan na přední místo mezi nejzajímavějšími tělesy Sluneční soustavy. Nebylo to náhodou, že sonda Cassini, která se nachází od roku 2004 na oběžné dráze kolem Saturnu, měla na palubě přistávací modul, který byl určený právě měsíci Titanu.
