Saturnův měsíc Titan je největším z několika desítek doposud známých Saturnových měsíců. Přesto není Titan největším měsícem Sluneční soustavy, neboť jej předčí Ganymdes, ohromná ledová koule kroužící kolem planety Jupiter. Titan byl objeven již v roce 1655 holandským astronomem a fyzikem Christianem Hughensem. To je ten samý fyzik, se kterým jste se setkávali v hodinách fyziky na střední či vysoké škole. Šlo o šestý známý měsíc Sluneční soustavy. Po našem Měsíci a čtyřech tzv. Galileovských měsících obíhajících kolem planety Jupiter, které objevil již v roce 1610 Galileo Galilei.
Velikost a jasnost měsíce Titan
Jméno měsíce Titan, podobně jak je tomu u těles Sluneční soustavy zvykem, vychází z antické mytologie. Své jméno dostal Titan po bájných titánech, synech bohyně Země Gaie a boha nebes Urana. Titan je dobře pozorovatelný již v malých hvězdářských dalekohledech, takže se sním může seznámit každý astronom amatér. Za svou poměrně vysokou jasnost vděčí Titan nejen poměrně vysokému albedu své atmosféry, ale také své velikosti. Průměr tohoto měsíce totiž činí úctyhodných 5 150 km, což je o 272 km více, než činí průměr Slunci nejbližší planety Merkur.
Podmínky na povrchu měsíce Titan, atmosférický tlak
V posledním desetiletí se naše znalosti o Titanu a planetě Saturn neobyčejně rozšířily a zpřesnily. To především díky kosmické sondě Cassini a výsadkovému modulu Huyghens, jenž měkce přistál na povrchu Titanu 14. ledna 2005 a na jeho povrchu pracoval po dobu asi jedné hodiny. Šlo tak o nejvzdálenější měkké přistáni výtvoru lidských rukou, které se odehrávalo ve vzdálenosti bezmála 10 AU (astronomických jednotek) za extrémních podmínek.
Fotografie pořízená přistávacím modulem Huygens těsně po úspěšném přistání. Objekty na obrázku mohou na první pohled vypadat větší, než jsou. Kameny, které se nacházejí těsně pod středem obrázku jsou 15 cm (levý), respektive 4 cm (pravý) velké a nacházejí se ve vzdálenosti 85 centimetrů od modulu.
Povrch Titanu
Pohled na oblast Senkyo a okolí.
První podrobnější poznatky o Saturnově systému i o měsíci Titan přinesla již sonda Voyager 1, která se k Titanu přiblížila 12.11.1980 na vzdálenost pouhých 500 km. Povrch měsíce Titan je veskrze zajímavý. Před příletem sondy Cassini se předpokládalo, že tmavé plochy, které byly pozorovány na povrchu Titanu v rovníkových oblastech jsou moře kapalných uhlovodíků. Poslední výzkumy ale ukázaly, že se nejedná o kapalná moře, ale o moře písku. Ne takového, jaký známe ze Sahary, ale směsi prachu, vody a uhlovodíků. Tento písek je hnán větry (řádově metry za sekundu), které tady dokázaly zformovat do podoby dun, jak je známe ze Země. To bylo asi jedno z největších překvapení mise Cassini. Největší takovouto prozkoumanou oblastí je oblast s exoticky znějícím jménem Xanadu. Jedná se o oblast, která je zhruba tak velká jako Austrálie. Vedle této oblasti se nachází množství koryt připomínajících říční koryta. V nich však voda určitě neřekla, vědci předpokládají, že je formoval tekoucí metan nebo etan. Na povrchu měsíce Titan totiž panuje teplota okolo -180 °C a tlak je o polovinu vyšší než na zemském povrchu. Vědci dlouho netušili, jak hustou atmosféru Titan má a jak bouřlivé procesy, které rozdmýchává blízký Saturn, v ní probíhají. Atmosféra je to skutečně exotická, sporadicky v ní prší metan nebo etan. Díky ohromnému množství volných uhlovodíků obsažených v atmosféře či na povrchu Titanu někteří vědci předpokládají existenci primitivních forem života.
Titanova atmosféra, chemické složení
Pohled z povrchu Titanu na planetu Saturn.
Po planetě Mars je Titan druhou nejpravděpodobnější kolébkou života v naší Sluneční sustavě. Tyto teorie však mají řadu odpůrců, kteří nepředpokládají žádné formy života, pouze možnost vzniku tzv. prebiotických molekul. Atmosféru měsíce poprvé zjistil Gerard Kuiper. Stalo se tak v roce 1944, kdy ve spektru tohoto měsíce zjistil plynný metan. Nejvíce je v atmosféře zastoupen dusík, indikován byl ale i kyslík a další plyny. Nejexotičtější složky atmosféry Titanu vznikají v jeho horních vrstvách, kde je metan štěpen působením ultrafialového záření na metyl a vodík. Dalšími reakcemi pak vznikají takové uhlovodíky jako etan (C2H6), etin (C2H2) či eten (C2H4). Pravděpodobně se vytvářejí i další složitější řetězce. Tyto látky následně kondenzují v nejchladnějších vrstvách Titanovy atmosféry v podobě malinkých částic ve výškách okolo 20 až 200 km. A právě tyto částice o průměru několika desetin mikrometru způsobují typický oranžový zákal atmosféry Titanu, jak je známe z fotografií výzkumných sond.