Co skrývá hustá atmosféra Titanu?
Kdyby se Titan nacházel na samostatné oběžné dráze kolem Slunce, bez uzardění bychom jej zařadili mezi planety zemského typu. S průměrem 5 150 km je větší než planeta Merkur a podobně jako Země nebo Venuše je obklopen hustou atmosférou, jejíž dominantní složkou je molekulární dusík (takovou atmosféru má ve Sluneční soustavě již jenom Země). Titan je snadno pozorovatelný ze Země i v amatérských dalekohledech.
Zcela zásadní informace o Titanu jsme získali až s návštěvou sondy Cassini a výsadkového pouzdra Huygens. Nitro měsíce je zřejmě dominováno velkým kameno-ledovým jádrem, obklopeným podpovrchovým oceánem tekuté vody s rozpuštěným amoniakem. Tato směs zůstává kapalná i při teplotách téměř -100 stupňů Celsia. Přítomnost tekuté vrstvy naznačují měření interakce nízkofrekvenčních rádiových vln s tělesem Titanu. Tekutý oceán je překryt tlustou kůrou složenou převážně z ledu, který má za povrchových teplot kolem -180 stupňů tvrdost nerostů.
Uhlovodíková jezera
Povrch měsíce je neuvěřitelně členitý. Z radarových pozorování vyplývá, že na povrchu najdeme oblasti jak s hladkým tak s hrubým povrchem. Některé útvary mají svůj původ v kryovulkanické činnosti. Na rozsáhlých planinách byly detekovány struktury připomínající duny pozemských písečných bouří, za jejichž vznik jsou zřejmě odpovědné silné vanoucí větry.
Důležitými útvary na povrchu však jsou mělká jezera kapalných uhlovodíků (zejména metanu s příměsí etanu) pokrývající několik procent povrchu, napájená uhlovodíkovými řekami. Převážnou většinu těchto jezer najdeme v polárních oblastech, kde lze očekávat v důsledku nižší teploty menší výpar, ale několik jich bylo objeveno i v oblasti rovníkových pouští. Ta jsou nejspíš napájena z podpovrchových zdrojů. Měření naznačují, že v troposféře Titanu probíhá ekvivalent vodního cyklu na Zemi, látkou procházející výparem a pršící na povrch je však v tomto případě metan. Četná místa nesou známky bleskových záplav, uhlovodíkové deště tedy mohou být velmi intenzivní.
Skrývá se pod atmosférou
Přímému pozorování povrchu Titanu na viditelných vlnových délkách brání mohutná atmosféra, jejíž celková hmotnost je větší než celková hmotnost vzdušného obalu Země. Z téměř 99 % je složena z molekulárního dusíku, o zbývající procento se dělí metan a molekulární vodík s příměsemi dalších uhlovodíků a jejich derivátů. Přípovrchové vrstvy atmosféry jsou zahaleny do metanového oparu, který způsobuje jev opačný skleníkovému. Povrch Titanu je tedy chladnější než vyšší vrstvy atmosféry. Ve vyšších vrstvách je možné pozorovat sezónně proměnnou oblačnost, chemicky tvořenou především metanem, etanem a dalšími jednoduchými organickými sloučeninami.
Prostředí na Titanu je podle některých vědců podobné podmínkám na velmi mladé Zemi, nevylučují proto přítomnost jednoduchého života nebo alespoň komplexních organických molekul, z nichž by mohl život vzniknout. Tato hypotéza je podpořena laboratorními experimenty simulujícími podmínky na povrchu Titanu, při nichž se dokonce utvořily některé aminokyseliny, tedy základní stavební kameny bílkovin. Astrobiologové již dokonce navrhli řetěz, jímž by životní formy na Titanu získávaly energii: organismy by dýchaly vodík místo kyslíku, metabolizovaly acetylen místo cukrů a vydechovaly metan místo oxidu uhličitého.
