A atmosfera de Titã é a densa camada de gases que envolve Titã, a maior lua de Saturno. Titã é o único satélite natural de um planeta no Sistema Solar com uma atmosfera que é mais densa que a atmosfera da Terra e é uma das duas luas com uma atmosfera significativa o suficiente para impulsionar o clima (sendo a outra a atmosfera de Tritão). A baixa atmosfera de Titã é composta principalmente de nitrogênio (94,2%), metano (5,65%) e hidrogênio (0,099%). Existem quantidades residuais de outros hidrocarbonetos, como etano, diacetileno, metilacetileno, acetileno, propano, HAPs e de outros gases, como cianoacetileno, cianeto de hidrogênio, dióxido de carbono, monóxido de carbono, cianogênio, acetonitrila, argônio e hélio. O estudo isotópico da proporção de isótopos de nitrogênio também sugere que a acetonitrila pode estar presente em quantidades excedendo o cianeto de hidrogênio e o cianoacetileno. A pressão na superfície é cerca de 50% maior que a da Terra, com 1,5 bares (147 kPa). Isso é maior do que a pressão no ponto triplo do metano, o que permite a existência de metano líquido na superfície, além do metano gasoso na atmosfera. A cor laranja vista do espaço é produzida por outras substâncias químicas mais complexas em pequenas quantidades, possivelmente tolinas, precipitados orgânicos semelhantes ao alcatrão.

História observacional A presença de uma atmosfera significativa foi suspeitada pela primeira vez pelo astrônomo espanhol Josep Comas i Solà, que observou um nítido escurecimento de bordo em Titã em 1903 a partir do Observatório Fabra em Barcelona, Catalunha. Esta observação foi confirmada pelo astrônomo holandês Gerard P. Kuiper em 1944 usando uma técnica espectroscópica que produziu uma estimativa de uma pressão parcial atmosférica de metano da ordem de 100 milibares (10 kPa). Observações subsequentes na década de 1970 mostraram que os números de Kuiper haviam sido subestimados significativamente; a abundância de metano na atmosfera de Titã era dez vezes maior, e a pressão na superfície era pelo menos o dobro do que ele havia previsto. A alta pressão na superfície significava que o metano só poderia formar uma pequena fração da atmosfera de Titã.Coustenis, pp. 13–15 Em 1980, a Voyager 1 fez as primeiras observações detalhadas da atmosfera de Titã, revelando que sua pressão na superfície era maior que a da Terra, em 1,5 bares (cerca de 1,48 vezes a da Terra).Coustenis, p. 22

A missão conjunta NASA/ESA Cassini-Huygens forneceu uma riqueza de informações sobre Titã, e o sistema de Saturno em geral, desde que entrou em órbita em 1 de julho de 2004. Foi determinado que as abundâncias isotópicas atmosféricas de Titã eram evidências de que o nitrogênio abundante na atmosfera veio de materiais na nuvem de Oort, associados a cometas, e não dos materiais que formaram Saturno em tempos remotos. Foi determinado que substâncias químicas orgânicas complexas poderiam surgir em Titã, incluindo hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, propileno, e metano.

A missão Dragonfly da NASA planeja pousar um grande veículo aéreo em Titã em 2034. A missão estudará a habitabilidade de Titã e a química prebiótica em vários locais.Dragonfly: Exploring Titan's Prebiotic Organic Chemistry and Habitability (PDF). E. P. Turtle, J. W. Barnes, M. G. Trainer, R. D. Lorenz, S. M. MacKenzie, K. E. Hibbard, D. Adams, P. Bedini, J. W. Langelaan, K. Zacny, and the Dragonfly Team. Lunar and Planetary Science Conference 2017. A aeronave do tipo drone realizará medições de processos geológicos e da composição da superfície e da atmosfera.Langelaan J. W. et al. (2017) Proc. Aerospace Conf. IEEE

Visão geral thumb|upright=1.5|Perfil da atmosfera de Titã comparado ao da Terra. thumb|Sistema da baixa atmosfera de Titã. Observações das sondas espaciais do programa Voyager mostraram que a atmosfera titaniana é mais densa que a da Terra, com uma pressão na superfície cerca de 1,48 vezes a da Terra. A massa atmosférica de Titã foi estimada em , quase o dobro da atmosfera da Terra. Ela sustenta camadas de névoa opacas que bloqueiam a maior parte da luz visível do Sol e de outras fontes e torna as características da superfície de Titã obscuras. A atmosfera é tão espessa e a gravidade tão baixa que os humanos poderiam voar através dela batendo "asas" presas aos braços. A menor gravidade de Titã significa que sua atmosfera é muito mais extensa que a da Terra; mesmo a uma distância de 975 km, a sonda Cassini teve que fazer ajustes para manter uma trajetória estável contra o arrasto atmosférico. A atmosfera de Titã é opaca em muitos comprimentos de onda e um espectro completo de refletância da superfície é impossível de adquirir do lado de fora. Não foi até a chegada da Cassini–Huygens em 2004 que as primeiras imagens diretas da superfície de Titã foram obtidas. A sonda Huygens foi incapaz de detectar a direção do Sol durante sua descida, e embora tenha conseguido tirar imagens da superfície, a equipe da Huygens comparou o processo a "tirar fotos de um estacionamento de asfalto ao anoitecer".

Estrutura vertical thumb|300px|direita|Diagrama da atmosfera de Titã. A estrutura atmosférica vertical de Titã é semelhante à da Terra... A estrutura atmosférica vertical de Titã é semelhante à da Terra. Ambas têm troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera. No entanto, a menor gravidade na superfície de Titã cria uma atmosfera mais estendida, com alturas de escala de em comparação com na Terra. Dados da Voyager, combinados com dados da Huygens e modelos radiativo-convectivos, fornecem um entendimento maior da estrutura atmosférica de Titã.

Troposfera: Esta é a camada onde grande parte do clima ocorre em Titã. Como o metano se condensa da atmosfera de Titã em grandes altitudes, sua abundância aumenta abaixo da tropopausa a uma altitude de , nivelando-se a um valor de 4,9% entre e a superfície. Chuva de metano, precipitação de névoa e camadas variadas de nuvens são encontradas na troposfera. Estratosfera: A composição atmosférica na estratosfera é de 98,4% de nitrogênio — a única atmosfera densa e rica em nitrogênio no Sistema Solar além da Terra — com os 1,6% restantes compostos principalmente de metano (1,4%) e hidrogênio (0,1–0,2%). A principal camada de névoa de tolina fica na estratosfera a cerca de . Nesta camada da atmosfera, há uma forte inversão térmica causada pela névoa devido a uma alta taxa de opacidade de ondas curtas para infravermelho. Mesosfera: Uma camada separada de névoa é encontrada a cerca de , dentro da mesosfera. A temperatura nesta camada é semelhante à da termosfera devido ao resfriamento das linhas de cianeto de hidrogênio (HCN). Termosfera: A produção de partículas começa na termosfera. Isso foi concluído após encontrar e medir íons e partículas pesadas. Esta também foi a aproximação mais próxima da Cassini na atmosfera de Titã. Ionosfera: A ionosfera de Titã também é mais complexa que a da Terra, com a ionosfera principal a uma altitude de , mas com uma camada adicional de partículas carregadas a . Isso divide a atmosfera de Titã até certo ponto em duas câmaras separadas de ressonância de rádio. A fonte de ondas naturais de frequência extremamente baixa (ELF) em Titã, conforme detectado pela Cassini–Huygens, não é clara, pois não parece haver atividade de relâmpagos. As principais fontes da ionosfera de Titã são a irradiância solar, elétrons e íons da magnetosfera de Saturno (, , ), derivando ao longo das linhas do campo magnético, e raios cósmicos galácticos (veja mais em).

Composição atmosférica e química thumb|As tolinas, moléculas orgânicas complexas fundamentais para a química pré-biótica, aparentemente estão se formando em altitudes muito maiores e de maneiras diferentes do que se esperava na atmosfera de Titã. A química atmosférica de Titã é diversa e complexa. Cada camada da atmosfera tem interações químicas únicas ocorrendo que interagem com outras subcamadas na atmosfera. Por exemplo, acredita-se que os hidrocarbonetos se formem na alta atmosfera de Titã em reações resultantes da quebra do metano pela luz ultravioleta do Sol, produzindo uma espessa névoa laranja. A tabela abaixo destaca os mecanismos de produção e perda das moléculas produzidas fotoquimicamente mais abundantes na atmosfera de Titã. +Química na atmosfera de TitãMoléculaProduçãoPerdaHidrogênio molecularFotólise do metanoEscapeMonóxido de carbonoO + CH3->H2CO + HH2CO + h\nu->CO + H2/2HCO + OH->CO2 + HEtano2CH3 + M->C2H6 + MCondensaçãoAcetilenoC2H + CH4->C2H2 + CH3C2H2 + h\nu->C2H + HCondensaçãoPropanoCH3 + C2H5 + M->C3H8 + MCondensaçãoEtilenoCH + CH4->C2H4 + HCH2 + CH3->C2H4 + HC2H4 + h\nu->C2H2 + H2/2HCianeto de hidrogênioN + CH3->H2CN + HH2CN + H->HCN + H2CondensaçãoDióxido de carbonoCO + OH->CO2 + HCondensaçãoMetilacetilenoCH + C2H4->CH3CCH + HCH3CCH + h\nu->C3H3 + HH + CH3CCH->C3H5DiacetilenoC2H + C2H2->C4H2 + HC4H2 + h\nu->C4H + H thumb|left|Uma nuvem fotografada em cores falsas sobre o polo norte de Titã.

Campo magnético O campo magnético interno de Titã é insignificante e talvez até inexistente, embora estudos em 2008 tenham mostrado que Titã retém resquícios do campo magnético de Saturno nas breves ocasiões em que passa fora da magnetosfera de Saturno e é diretamente exposto ao vento solar. Isso pode ionizar e arrastar algumas moléculas do topo da atmosfera. Um caso interessante foi detectado como exemplo do impacto de uma ejeção de massa coronal na magnetosfera de Saturno, fazendo com que a órbita de Titã ficasse exposta ao choque do vento solar na bainha magnética. Isso leva ao aumento da precipitação de partículas e à formação de densidades extremas de elétrons na ionosfera de Titã. Sua distância orbital de 20,3 raios de Saturno de fato o coloca dentro da magnetosfera de Saturno ocasionalmente. No entanto, a diferença entre o período de rotação de Saturno (10,7 horas) e o período orbital de Titã (15,95 dias) causa uma velocidade relativa de cerca de entre o plasma magnetizado de Saturno e Titã. Isso pode realmente intensificar reações que causam perda atmosférica, em vez de proteger a atmosfera do vento solar.

Química da ionosfera Em novembro de 2007, cientistas descobriram evidências de íons negativos com cerca de 13 800 vezes a massa do hidrogênio na ionosfera de Titã, que se acredita caírem nas regiões inferiores para formar a névoa laranja que obscurece a superfície de Titã. Os íons negativos menores foram identificados como ânions de cadeia carbônica linear, com moléculas maiores mostrando evidências de estruturas mais complexas, possivelmente derivadas do benzeno. Esses íons negativos parecem desempenhar um papel fundamental na formação de moléculas mais complexas, que se acredita serem tolinas, e podem formar a base para hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, cianopoliinos e seus derivados. Notavelmente, íons negativos como esses já demonstraram aumentar a produção de moléculas orgânicas maiores em nuvens moleculares além do Sistema Solar, uma semelhança que destaca a possível relevância mais ampla dos íons negativos de Titã.thumb|left|246x246px|Vórtice do Polo Sul de Titã — uma nuvem de gelo de HCN em redemoinho (29 de novembro de 2012).

Circulação atmosférica

Há um padrão de circulação de ar encontrado fluindo na direção da rotação de Titã, de oeste para leste. Além disso, variação sazonal na circulação atmosférica também foi detectada. Observações da atmosfera feitas pela Cassini em 2004 também sugerem que Titã é um "super-rotador", como Vênus, com uma atmosfera que gira muito mais rápido que sua superfície. A circulação atmosférica é explicada por uma grande circulação de Hadley que ocorre de polo a polo.

Ciclo do metano