Titan (Saturn VI) je největší ze 145 do května 2023 objevených měsíců planety Saturn. Je jediným měsícem sluneční soustavy, u něhož byla objevena silná atmosféra, a kromě Země je jediným objektem ve vesmíru, u něhož byla s jistotou ověřena přítomnost stálých kapalných struktur na jeho povrchu.
Titan je o 50 % větší a 80 % hmotnější než zemský Měsíc. Po Ganymedu je druhý největší měsíc v celé planetární soustavě. Je o něco větší než nejmenší planeta sluneční soustavy Merkur, dosahuje však jen 40 % jeho hmotnosti. Objevil jej nizozemský fyzik a astronom Christiaan Huygens v roce 1655. Byl to první objevený měsíc Saturnu a šestá objevená oběžnice planety vůbec, hned po Měsíci a čtyřech Galileových měsících obíhajících Jupiter. Titan je v pořadí od Saturnu šestý nejbližší měsíc, který je elipsoidního tvaru (vlivem své velké hmotnosti). Planetu obíhá ve vzdálenosti 20 poloměrů Saturnu (cca 1 200 000 km) a z jeho povrchu by mateřská planeta byla na noční obloze 11krát větší než Měsíc při pohledu ze Země, zabírala by úhel 5,09 stupně. Pojmenován byl po Titánech, dětech Úrana, boha nebes, a Gaie, bohyně Země.
Titan se převážně skládá z kamenného materiálu a vodního ledu. Před vesmírnými lety se o povrchu Titanu vědělo velmi málo, a to podobně jako u Venuše kvůli husté neprůhledné atmosféře. Podrobnější informace získala až sonda Cassini-Huygens, která k Saturnu dorazila na konci roku 2004 za účelem studie jeho atmosféry a satelitů a která mimo jiné objevila v oblasti Titanových pólů jezera kapalných uhlovodíků. Povrch měsíce je geologicky mladý a hladký, nalezeno bylo jen několik impaktních kráterů, pohoří a kryovulkánů.
Hlavní složkou atmosféry Titanu je dusík, minoritními složkami jsou methan a ethan, které v atmosféře vytváří oblačnost, a další organické sloučeniny, z nichž se v atmosféře vytváří dusíkem obohacený organický smog. Podnebí, jež zahrnuje i větrnost a kapalné srážky, vytváří na povrchu měsíce útvary podobné pozemským – duny, řeky, jezera, moře (z kapalného methanu) a delty, a vykazuje sezónní změny podobně jako na Zemi. Methan se na Titanu nachází pod povrchem i na povrchu v kapalné fázi, odtud se vypařuje do dusíkové atmosféry a ve formě srážek dopadá zpět na povrch – tento methanový cyklus se velmi podobá koloběhu vody na Zemi, probíhá však za výrazně nižších teplot okolo 94 K (−179,2 °C).
Vzhledem k přítomnosti atmosféry a organického materiálu jsou vytvářeny různé teorie zabývající se možností existence života na Titanu. Podmínky na povrchu jsou obdobné těm, jaké panovaly na pravěké Zemi při vzniku života. Existují zde však značné překážky. Na povrch dopadá jen velmi málo slunečního světla, panují zde trvale teploty hluboko pod bodem mrazu. Voda se na povrchu vyskytuje jen v pevném skupenství. Organismy na Titanu by však mohly využívat místo vody kapalné uhlovodíky, např. methan nebo ethan. Přesvědčivé důkazy o (ne)existenci života zatím chybí.
Titan byl zkoumán v rámci několika vesmírných misí. První snímky pořídila při průletu sonda Pioneer 11 roku 1979. První výzkumnou sondou se stal Voyager 1, jehož trajektorie byla, z rozhodnutí vědců, v roce 1980 cíleně změněna, aby mohl kolem Titanu provést těsný průlet a provést první měření. O rok později několik snímků pořídil i jeho následovník Voyager 2 na své cestě k Uranu a Neptunu. Nejrozsáhlejší výzkum provedla již zmíněná sonda Cassini-Huygens, která v oblasti Saturnu operovala mezi lety 2004 a 2017. Celkem 127krát proletěla kolem Titanu a roku 2005 vypustila do atmosféry přistávací modul Huygens, který úspěšně přistál na povrchu měsíce a pořídil několik fotografií z povrchu.
Historie objevu náhled|vlevo|Objevitel Titanu Christiaan Huygens Měsíc Titan byl objeven 25. března 1655 nizozemským astronomem a fyzikem Christiaanem Huygensem. Ten se inspiroval Galileovými objevy čtyř největších Jupiterových měsíců a inovacemi v oblasti technologie teleskopů. Společně s bratrem Constantinem Huygensem začali okolo roku 1650 stavět vlastní teleskopy a s jedním z nich následně Christiaan poprvé pozoroval planetu Saturn a objevil měsíc Titan, teprve šestou oběžnici planety ve sluneční soustavě vůbec.
Huygens objevené těleso nazval (nebo , což znamená latinsky Saturnův měsíc) a svůj objev publikoval ještě roku 1655 ve spisu . Poté, co Giovanni Domenico Cassini publikoval své objevy čtyř dalších Saturnových měsíců mezi lety 1673 a 1686, začaly být astronomy tyto Cassiniho měsíce a Titan označovány číselně Saturn I až V (Titan nesl tehdy označení IV). Jiným přídomkem pro Titan bylo označení „obyčejný satelit Saturnu“. Po objevech dalších měsíců roku 1789 bylo Titanu oficiálně přiděleno stálé označení Saturn VI, aby se vyřešily nejasnosti ve značení, kdy byl měsíc označován čísly II, IV i VI najednou. Přesto byly po této domluvě nalezeny další bližší měsíce.
Jméno Titan měsíci udělil John Herschel, anglický astronom a syn Williama Herschela, objevitele měsíců Mimas a Enceladus, ve své publikaci z roku 1847. V této práci navrhl názvy pro všech sedm tehdy známých měsíců Saturnu, které pojmenoval po mytických Titánech, bratrech a sestrách Krona, což je řecký ekvivalent boha Saturna. Titánové byli potomky bohyně země Gaii a boha nebes Úrana a vládli na Zemi během zlatého věku.
Oběžná dráha a rotace náhled|vpravo|Oběžná dráha Titanu (vyznačena červeně) společně s drahami dalších oběžnic. Vnější měsíce jsou po řadě (zvnějšku dovnitř) Iapetus a Hyperion, vnitřní jsou Rhea, Dione, Tethys, Enceladus a Mimas Titan oběhne planetu Saturn jednou za 15 pozemských dní a 22 hodin. Velká poloosa jeho oběžné dráhy má 1 221 870 km, což Titan staví na 22. místo mezi všemi dosud objevenými měsíci (počítáno směrem od Saturnu) a na 6. místo mezi velkými měsíci, které vlivem své hmotnosti dosáhly elipsoidního tvaru. Podobně jako Měsíc a ostatní satelity velkých planet obíhá ve vázané rotaci, což znamená, že jeho rotační perioda je shodná s dobou oběhu, a tak je k Saturnu přikloněn stále stejnou stranou. Z toho důvodu je na jedné polokouli Titanu Saturn viditelný neustále, a dokonce se zde nachází místo, odkud ho lze stále pozorovat přímo v zenitu, zatímco na opačné ho nelze spatřit vůbec. Zeměpisné délky jsou počítány západně od poledníku, který prochází tímto místem. Excentricita oběžné dráhy je 0,0288 a rovina oběhu je nakloněna k rovině Saturnova rovníku o 0,348 stupně. Při pohledu ze Země se Titan na obloze zobrazuje jako kotouček o průměru 0,8 úhlových vteřin, který je od Saturnu vzdálen až 3' 14,29".
Malý nepravidelný měsíc Hyperion se nachází s Titanem v dráhové rezonanci 3:4. „Pomalý a hladký“ vznik a vývoj této rezonanční struktury, kdy by Hyperion migroval z chaotické oběžné dráhy, je považován podle modelů za nepravděpodobný. Hyperion se spíše zformoval na stabilní oběžné dráze, zatímco velký Titan přitahoval nebo naopak vystřeloval tělesa, která se k němu přiblížila.
Vnitřní stavba náhled|vlevo|Porovnání velikosti Titanu (vlevo dole), Země a zemského Měsíce náhled|vlevo|Vnitřní stavba Titanu Titan je největší měsíc planety Saturn a druhý největší v celé sluneční soustavě. Měří v průměru 5 151 km, což je 1,06krát rozměr planety Merkur, 1,48krát rozměr Měsíce a 0,40krát rozměr Země. Oproti ostatním satelitům Saturnovy rodiny je bezkonkurenčně nejmohutnější, druhá nejtěžší Rhea je skoro 60krát lehčí. Do roku 1980 byl Titan považován za největší měsíc sluneční soustavy – dokonce byl mylně považován za větší než Ganymed, jehož průměr je 5 626 km. Tato chyba byla způsobena velmi vysokou a hustou atmosférou, kvůli níž se při pozorování ze Země jevil Titan větší.Vzdálené světy II, str. 163 Na pravou míru to uvedla sonda Voyager 1, když v uvedeném roce kolem Titanu prolétla.
Rozměry a hmotnost Titanu jsou srovnatelné s Jupiterovými měsíci Ganymed a Callisto. Přestože je o něco větší než Merkur, nižší hustota 1,88 g/cm3 způsobuje, že dosahuje pouze 40 % hmotnosti Merkuru. Relativně nízká hustota způsobuje, že i přes velké rozměry je gravitační zrychlení u povrchu spíše malé. Ačkoliv je Titan přibližně dvojnásobně hmotný oproti Měsíci, gravitační zrychlení je zde o něco menší. Ze získané hodnoty hustoty se usuzuje, že se Titan skládá napůl z vodního ledu a napůl z kamenného materiálu. Přestože toto složení celkem odpovídá měsícům Dione a Enceladus, kvůli gravitační kompresi je hustota Titanu o něco vyšší. Poměr hmotnosti Titanu ku hmotnosti Saturnu je největší mezi plynnými obry s hodnotou 1:4226. Podobně relativní rozměr Titanu vůči rozměrům Saturnu je při hodnotě 1:22 609 druhý nejvyšší mezi plynnými obry.
Ve středu Titanu se nachází kamenné jádro o průměru ~3 740 km, jsou uváděny hodnoty v rozmezí 3 340 až 4 000 km.Vzdálené světy II, str. 168. Není jasné, zda v jádře proběhla diferenciace a bylo vytvořeno kovové jadérko obklopené silikátovým pláštěm. Jádro obepíná až 700 km tlustá vrstva ledového pláště, který je tvořen vrstvami různých forem ledu. Teplota uvnitř tělesa může být natolik vysoká, aby umožnila vznik podpovrchového oceánu vody a amoniaku, který je uvězněn mezi kůrou, tvořenou běžným šesterečným ledem (led Ih), a vnitřními vrstvami exotických vysokotlakých forem ledu. Právě přítomnost amoniaku umožňuje, aby voda, která s ním tvoří eutektickou směs, zůstala kapalná i za velmi nízkých teplot 176 K (-97 °C). Důkazy o vrstevnaté stavbě tělesa přinesla sonda Cassini, která pozorovala v atmosféře Titanu extrémně nízkofrekvenční rádiové vlny. Předpokládá se, že povrch měsíce odráží tyto vlny jen velmi slabě a odezvy jsou vytvářeny odrazem od hranice podpovrchového oceánu a ledové krusty. Mezi říjnem 2005 a květnem 2007 sonda Cassini pozorovala pomalé systematické posunování některých povrchových útvarů, a to až o 30 km, z čehož vyplývá, že je povrchová kůra nějak oddělena od jádra, což rovněž podporuje teorii o existenci podpovrchové kapalné vrstvy. Další důkazy o oddělení ledové krusty od pevného jádra kapalným oceánem poskytla měření změn gravitačního pole v průběhu oběhu Titanu kolem Saturnu. Srovnání výsledků měření gravitačního pole a radarového zkoumání povrchu naznačilo, že ledová vrstva na povrchu je velmi pevná.
Vznik měsíce Předpokládá se, že měsíce Jupitera i Saturnu byly vytvořeny souběžnou akrecí z akrečního disku, který se nacházel okolo mladých plynných obrů a sestával ze zbytkového materiálu, tedy podobným procesem, jakým vznikla samotná sluneční soustava. Zatímco kolem Jupitera obíhají čtyři velké satelity s velmi pravidelnými oběžnými drahami podobnými planetárním, Titan mezi Saturnovými měsíci dominuje a obíhá po velmi excentrické dráze. Tuto skutečnost není možné vysvětlit pouze teorií současného vzniku těles na stávajících drahách.
Uznávaný model je, že v době vzniku měl Saturn kolem sebe skupinu velkých satelitů podobných Jupiterovým, ale jejich oběžné dráhy byly narušeny. Podle jedné teorie mohl okolo Saturnu obíhat společně s Titanem ještě jeden měsíc podobné velikosti, který vlivem těchto změn narazil do Saturnu, působením gravitace Saturnu se před dopadem roztříštil, zbytky kamenného jádra shořely v atmosféře a ledový plášť vytvořil Saturnovy prstence a středně velké měsíce. Vzdálenější Titan se pak dostal na stávající excentrickou dráhu. Druhá teorie předpokládá, že narušení drah způsobilo srážku dvou velkých měsíců, z nichž vznikl Titan. Z materiálu vyvrženého během impaktu mohly vzniknout některé středně velké měsíce (například Iapetus a Rhea). Tento model dramatického vzniku by rovněž vysvětloval excentricitu Titanovy dráhy.
Analýza atmosférického dusíku, která proběhla v roce 2014, naznačuje, že tento dusík nepochází z materiálu akrečního disku, ale je podobný materiálu, jenž se nachází v kometách přilétajících z Oortova oblaku.
Roku 2020 ale měření ukázala, že se Titan od Saturnu vzdaluje mnohem rychleji (0,11 metru za rok).https://phys.org/news/2020-06-titan-migrating-saturn-faster-previously.html - Titan is migrating away from Saturn 100 times faster than previously predicted Vzdalování je tedy podobně rychlé jako u Měsíce, pro jehož vznik převládá teorie velkého impaktu.