Перегляд вихідного коду сторінки Титан (супутник)

{{Otheruses|Титан (значення)}}{{Супутник||назва=Титан|назва2=|зображення=Two Halves of Titan.png|підпис=Титан, сфотографований [[Кассіні-Гюйгенс|КА «Кассіні»]]|Колір=#ffa812|дата=25 березня 1655 року|відкривач=Гюйгенс Християн|планета=[[Сатурн (планета)|Сатурн]]|номер=VI|орбітальні дані=|велика піввісь=1 221 870|перицентр=1 186 680|апоцентр=1 257 060|ref-apsis=|ексцентриситет=0,028|орбітальний період=15,945|нахил орбіти=0.348|діаметр=5149.46|радіус=2574,73 ± 0.09|ref-radius=|площа поверхні=8,3{{e|7}}|маса=(1.3452 ± 0.0002){{e|23}}|ref-mass=|густина=1,8798 ± 0,0044|ref-density=|швидкість=|нахил осі=0|альбедо=0,22|температура=93.7|тиск=146.7|атмосфера=азот (98,4%), метан (1,4%), гідроген (0.2%)|позначення=Сатурн VI|видима зоряна величина=8,2-9,0|орбітальна швидкість=5.57|об'єм=7.16{{e|10}}}}'''Титан''' ([[Латинська мова|лат.]] ''Titan'', [[Грецька мова|грец.]] Τῑτάν)&nbsp;— найбільший [[супутник]] [[Сатурн (планета)|Сатурна]], другий за розміром у [[Сонячна система|Сонячній системі]]<ref>{{Cite book
|url=https://astro.lnu.edu.ua/astro/bukvy/t.pdf
|title=Астрономічний енциклопедичний словник
|last=Корсунь
|first=А.О.
|last2=Лісіна
|first2=Л.Р.
|last3=Пілюгін
|first3=Л.С.
|year=2003
|publisher=Головна астрономічна обсерваторія НАН України
|location=Львів
}}</ref> (після [[Ганімед (супутник)|Ганімеда]]<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/jupiter/moons/ganymede/facts/|title=Ganymede: Facts|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-05}}</ref>). Один із семи гравітаційно округлих супутників Сатурна і другий за віддаленістю серед них<ref>{{Cite book
|url=https://web.archive.org/web/20181223003125/http://www.ciclops.org/media/sp/2011/6794_16344_0.pdf
|title=Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission
|last=Thomas
|first=P.C.
|year=2010
}}</ref>. Єдиний супутник у Сонячні системі, який має щільну [[Атмосфера Титана|атмосферу]], що складається переважно з [[Азот|азоту]] й [[Метан|метану]]<ref name=":25" />, а також єдине місце, окрім [[Земля|Землі]], де знайдено рідини у формі морів, озер та річок.

Титан відкритий в 1655 році астрономом Християном Гюйгенсом<ref name=":26" />, який досліджував кільця Сатурна за допомогою телескопа<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20090321071339/http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html|title=Historical Background of Saturn's Rings|date=2009-03-21|website=web.archive.org|access-date=2024-10-30}}</ref>. До кінця XX століття дослідження Титана були обмежені спостереженнями з наземних телескопів. В 1944 році встановили, що Титан має щільну атмосферу з метану<ref>{{Cite news|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/144679|title=Titan: a Satellite with an Atmosphere.|last=Kuiper|first=Gerard P.|date=1944-11|pages=378|language=en|work=The Astrophysical Journal|volume=100|doi=10.1086/144679|issn=0004-637X|access-date=2024-10-30}}</ref>. Впродовж наступних десятиліть Титан досліджувався за допомогою космічного телескопу «Габбл» та космічних апаратів «Піонер-11»<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20110629033952/https://www.nasa.gov/centers/ames/missions/archive/pioneer.html|title=NASA - The Pioneer Missions|date=2011-06-29|website=web.archive.org|access-date=2024-10-30}}</ref>, «Вояжер-1»<ref>{{Cite book
|url=https://books.google.ca/books?id=KXPoAwAAQBAJ&pg=PT93&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false
|title=The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission
|last=Bell
|first=Jim
|date=2015-02-24
|publisher=Penguin
|language=en
|isbn=978-0-698-18615-6
}}</ref> та «Кассіні»<ref>{{Cite web|url=https://sci.esa.int/web/cassini-huygens/-/34955-approach-and-arrival|title=ESA Science & Technology - Approach and Arrival at Saturn|website=sci.esa.int|access-date=2024-10-30}}</ref>. У 2005 році на його поверхню сів апарат «Гюйгенс»<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20110721163014/https://www.ingenia.org.uk/ingenia/articles.aspx?Index=317|title=Ingenia Articles|date=2011-07-21|website=web.archive.org|access-date=2024-10-30}}</ref>, що зробило його лише другим, після Місяцю, природним супутником Сонячної системи, на які відбувалася посадка космічних апаратів<ref>{{Cite web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cassini-Huygens/Cassini-Huygens_factsheet2|title=Cassini-Huygens factsheet|website=www.esa.int|language=en|access-date=2024-10-30}}</ref>.

Титан складається переважно з водяного льоду та кам'янистих порід<ref>{{Cite book
|url=http://link.springer.com/10.1007/978-1-4020-9215-2
|title=Titan from Cassini-Huygens
|date=2010
|editor-last=Brown
|editor-first=Robert H.
|editor2-last=Lebreton
|editor2-first=Jean-Pierre
|editor3-last=Waite
|editor3-first=J. Hunter
|publisher=Springer Netherlands
|location=Dordrecht
|language=en
|doi=10.1007/978-1-4020-9215-2
|isbn=978-1-4020-9214-5
}}</ref>. Припускають, що супутник має велике кам'янисте ядро та кілька шарів; можливе існування підповерхневого океану рідкої води<ref>{{Cite news|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103504004269|title=Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model|last=Tobie|first=Gabriel|last2=Grasset|first2=Olivier|last3=Lunine|first3=Jonathan I.|last4=Mocquet|first4=Antoine|last5=Sotin|first5=Christophe|date=2005-06|pages=496–502|language=en|work=Icarus|volume=175|doi=10.1016/j.icarus.2004.12.007|issue=2|access-date=2024-10-31}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cassini-Huygens/Titan_s_mysterious_radio_wave|title=Titan’s mysterious radio wave|website=www.esa.int|language=en|access-date=2024-10-31}}</ref>. Поверхня рівнинна, з невеликою кількістю ударних кратерів, гір та дюн<ref name=":24">{{Cite book
|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010tfch.book...35L
|title=The Origin and Evolution of Titan
|last=Lunine
|first=Jonathan
|last2=Choukroun
|first2=Mathieu
|last3=Stevenson
|first3=David
|last4=Tobie
|first4=Gabriel
|date=2010-01-01
}}</ref>, наявні озера з рідкого метану<ref>{{Cite news|url=https://www.nature.com/articles/nature05438|title=The lakes of Titan|last=Stofan|first=E. R.|last2=Elachi|first2=C.|last3=Lunine|first3=J. I.|last4=Lorenz|first4=R. D.|last5=Stiles|first5=B.|last6=Mitchell|first6=K. L.|last7=Ostro|first7=S.|last8=Soderblom|first8=L.|last9=Wood|first9=C.|date=2007-01|pages=61–64|language=en|work=Nature|volume=445|doi=10.1038/nature05438|issn=0028-0836|issue=7123|access-date=2024-10-31}}</ref>.

== Відкриття та назва ==
[[Файл:Christiaan Huygens-painting.jpeg|thumb|upright|Християн Гюйгенс|ліворуч]]

Титан був відкритий 25 березня 1655 року нідерландським вченим [[Християн Гюйгенс|Християном Гюйгенсом]]<ref name=":26">{{Cite book
|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009sfch.book..745G
|title=Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens
|last=Guillot
|first=Tristan
|last2=Atreya
|first2=Sushil
|last3=Charnoz
|first3=Sabastien
|last4=Dougherty
|first4=Michele K.
|last5=Read
|first5=Peter
|date=2009-01-01
}}</ref>. Християн, разом зі своїм братом Костянтином, займався виготовленням телескопів та проводив дослідження з оптики. Завдяки отриманим знанням він зміг суттєво покращити конструкцію тогочасних телескопів<ref name=":7">{{Cite web|url=https://www.esa.int/About_Us/ESA_history/Christiaan_Huygens_Discoverer_of_Titan|title=Christiaan Huygens: Discoverer of Titan|website=www.esa.int|publisher=ESA|language=en|access-date=2024-08-05}}</ref>. У 1655 році він направив один зі своїх нових телескопів на Сатурн з наміром вивчити його кільця, але окрім них поруч з планетою побачив великий супутник, тепер відомий як Титан<ref name=":7" />.

Гюйгенс назвав своє відкриття «Saturni Luna» (супутник Сатурна)<ref>{{Cite book
|url=https://www.biodiversitylibrary.org/item/61160
|title=Oeuvres complètes de Christiaan Huygens. Publiées par la Société hollandaise des sciences
|last=Huygens
|first=Christiaan
|last2=
|first2=
|date=1888
|publisher=M. Nijhoff
|volume=1
|location=La Haye
}}</ref>. Після того, як [[Джованні Доменіко Кассіні|Джованні Кассіні]] опублікував свої відкриття ще чотирьох менших за розміром супутників Сатурна між 1673 і 1686 роками, були введені позначення цих супутників римськими цифрами від «Сатурн I» до «Сатурн VI», де Титан позначався, як «Сатурн VI». [[Міжнародний астрономічний союз]] досі часто використовує це позначення<ref name=":8">{{Cite web|url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets|title=Planetary Names|website=planetarynames.wr.usgs.gov|access-date=2024-08-05}}</ref>. Серед інших ранніх назв Титана була назва «звичайний супутник Сатурна»<ref>{{Cite news|url=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rstl.1673.0003|title=A discovery of two new planets about Saturn made in the Royal Parisian Observatory by Signor Cassini, Fellow of both the Royal Societys, of England and France; English't out of French.|last=Cassini|first=Jean Dominique|date=1673-03-25|pages=5178–5185|language=en|work=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volume=8|doi=10.1098/rstl.1673.0003|issn=0261-0523|issue=92|access-date=2024-08-05}}</ref>.

Назва «Титан», як і назви всіх семи супутників Сатурна, відомих в 1830-х роках, була запропонована [[Джон Гершель|Джоном Гершелем]] (сином [[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільяма Гершеля]], першовідкривача [[Мімас (супутник)|Мімаса]] та [[Енцелад (супутник)|Енцелада]])<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/Resultsastronom00Hers
|title=Results of astronomical observations made during the years 1834-1838
|last=John Frederick William
|first=
|last2=
|first2=
|date=1847
|publisher=
}}</ref>. Вона походить від [[Титани|титанів]], божеств [[Давньогрецька міфологія|грецької міфології]]<ref name=":8" />.

== Фізичні характеристики ==
[[Файл:Titan, Earth & Moon size comparison.jpg|thumb|left|Порівняння розмірів Титана, Землі та Місяця]]
Діаметр Титана становить 5149 кілометрів<ref name=":23">{{Cite book
|url=https://web.archive.org/web/20200212021254/https://pdfs.semanticscholar.org/7ec3/29458f5dabfa6c370476df8236779941f93f.pdf
|title=Size and Shape of Saturn's Moon Titan
|last=Howard A. Zebker, Bryan Stiles, Scott Hensley, Ralph Lorenz, Randolph L. Kirk, Jonathan Lunine
|date=15 травня 2009
|series=Science
|volume=324
}}</ref>. Він більший за [[Меркурій (планета)|Меркурій]] і [[Плутон (карликова планета)|Плутон]] та є другим за величиною супутником Сонячної системи. Супутник [[Юпітер (планета)|Юпітера]] [[Ганімед (супутник)|Ганімед]] приблизно на 2&nbsp;% більший<ref name=":9">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/moons/titan/|title=Titan - NASA Science|website=science.nasa.gov|language=en-US|access-date=2024-08-05}}</ref>, хоча до прольоту «Вояджера-1» у 1980 році вважалося, що Титан був трохи більшим за Ганімед. Ця переоцінка була спричинена щільною, непрозорою атмосферою Титана з шаром імли в 100-200 кілометрів над його поверхнею, що призвело до завищених оцінок видимого діаметра супутника<ref name=":10">{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20051121130738/https://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html|title=Titan|date=2005-11-21|website=web.archive.org|access-date=2024-08-06}}</ref>.

Титан знаходиться на відстані приблизно 1,2 мільйона кілометрів від Сатурна, який своєю чергою знаходиться приблизно за 1,4 мільярда кілометрів від Сонця. Світло від Сонця досягає Титана приблизно за 80 хвилин. Через таку відстань сонячне випромінювання на Сатурні та Титані приблизно в 100 разів слабше, ніж на Землі<ref name=":22">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/moons/titan/facts/|title=Titan: Facts: Size and Distance|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-06}}</ref>.

Маса Титана оцінюється в 1,345 × 10<sup>23</sup>кг<ref>{{Cite web|url=https://sci.esa.int/web/cassini-huygens/-/35129-titan|title=ESA Science & Technology - Titan|website=sci.esa.int|access-date=2024-08-08}}</ref>, що в 1,8 раза більше за Місяць<ref name=":27">{{Cite news|url=https://pubs.geoscienceworld.org/rimg/article/60/1/221-364/140775|title=The Constitution and Structure of the Lunar Interior|last=Wieczorek|first=M. A.|date=2006-01-01|pages=221–364|language=en|work=Reviews in Mineralogy and Geochemistry|volume=60|doi=10.2138/rmg.2006.60.3|issn=1529-6466|issue=1|access-date=2024-10-31}}</ref>, а за діаметром він перевищує природний супутник Землі в 1,5 раза<ref name=":27" />. Водночас густина Місяця значно більша&nbsp;— 3.344 г/см<sup>3</sup> проти 1,882 г/см<sup>3</sup> в Титана<ref name=":27" />. [[Прискорення вільного падіння]] в обох супутників близьке за величиною: 1,354 м/с² (14&nbsp;% від земного) для Титана<ref>{{Cite web|url=https://www.universeguide.com/planetmoon/184/titan|title=Titan Moon Facts|last=|first=|website=www.universeguide.com|publisher=Universe Guide|language=|access-date=2024-08-08}}</ref> і 1.622 м/с² (16&nbsp;% від земного) для Місяця<ref>{{Cite web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html|title=Moon Fact Sheet|website=nssdc.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-10-31}}</ref>.

== Орбіта й обертання ==
[[Файл:Titan's orbit.svg|thumb|Орбіта Титана (виділена червоним) серед орбіт інших великих супутників Сатурна]]
Повний оберт навколо планети Титан робить за 15 діб, 22 години та 41 хвилину<ref>{{Cite news|url=https://dx.doi.org/10.3847/1538-3881/ac90c9|title=The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn’s Pole*|last=Jacobson|first=Robert A.|date=жовтень 2022|pages=199|language=en|work=The Astronomical Journal|volume=164|doi=10.3847/1538-3881/ac90c9|issn=1538-3881|issue=5|access-date=2024-08-08}}</ref>. [[Орбіта]] супутника навколо Сатурна не є ідеальним колом та має [[ексцентриситет]], що дорівнює 0,0288<ref>{{Cite web|url=https://ssd.jpl.nasa.gov/sats/elem/|title=Planetary Satellite Mean Elements: Saturn: Titan|website=ssd.jpl.nasa.gov|publisher=NASA|access-date=2024-08-08}}</ref> (вдвічі менше за ексцентриситет орбіти Місяця<ref>{{Cite news|url=https://pubs.geoscienceworld.org/rimg/article/60/1/221-364/140775|title=The Constitution and Structure of the Lunar Interior|last=Wieczorek|first=M. A.|date=2006-01-01|pages=221–364|language=en|work=Reviews in Mineralogy and Geochemistry|volume=60|doi=10.2138/rmg.2006.60.3|issn=1529-6466|issue=1|access-date=2024-10-31}}</ref>). Площина орбіти відхиляється від екватора Сатурна і площини кілець на 0,348°<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2006-12_132_6
|title=The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data
|last=
|date=2006
|series=The Astronomical Journal
|volume=132
|language=
}}</ref>.

Титан [[Синхронне обертання|обертається синхронно]] з Сатурном і постійно повернений до планети одним боком. Сатурну потрібно приблизно 29 земних років для оберту навколо Сонця (сатурніанський рік), а нахил вісі обертання Сатурна призводить до змін пір року, подібно до того, як це відбувається на Землі. Кожна пора року на Сатурні триває понад сім земних років. Оскільки Титан обертається майже точно в екваторіальній площині Сатурна, а нахил Титана відносно Сонця приблизно такий самий, як і у Сатурна, рік і пори року на Титані такі ж, як і на Сатурні<ref name=":22" />. 

Нерегулярний супутник [[Гіперіон (супутник)|Гіперіон]] знаходиться в орбітальному резонансі 3:4 з Титаном, тобто Гіперіон обертається три рази на кожні чотири оберти Титана<ref>{{Cite news|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1980M&P....22..141B|title=Resonances and Close Approaches. I. The Titan-Hyperion Case|last=Bevilacqua|first=R.|last2=Menchi|first2=O.|last3=Milani|first3=A.|last4=Nobili|first4=A. M.|last5=Farinella|first5=P.|date=1980-04-01|pages=141–152|work=Moon and Planets|volume=22|doi=10.1007/BF00898423|access-date=2024-08-05}}</ref>.

== Внутрішня будова і склад ==
[[Файл:Titan poster.svg|thumb|Внутрішня будова Титана]]
За складом Титан схожий на більшість супутників Сатурна, а також інші супутники, такі як Ганімед, [[Каллісто (супутник)|Каллісто]], [[Тритон (супутник)|Тритон]] та (ймовірно) [[Карликова планета|карликову планету]] Плутон. Він складається з водяного льоду і кам'яного матеріалу. Попри схожість за складом з іншими супутниками Сатурна, його середня густина більша через велику масу і, як наслідок, стискання надр під власною силою тяжіння<ref name=":10" />. Виходячи з густини Титана, яка становить 1,881 г/см<sup>3</sup>, припускається, що супутник складається на 40–60&nbsp;% з каменю, решта&nbsp;— водяний лід та інші матеріали<ref name=":24" />.

Ймовірно, Титан складається з кількох шарів та 3400-кілометрового скелястого ядра. Ці шари складаються з різних кристалічних форм льоду. Його [[надра]] можуть бути гарячими, сягаючи температури в 900 кельвінів<ref>{{Cite news|url=http://doi.wiley.com/10.1002/2013JE004512|title=Structural and tidal models of Titan and inferences on cryovolcanism|last=Sohl|first=F.|last2=Solomonidou|first2=A.|last3=Wagner|first3=F. W.|last4=Coustenis|first4=A.|last5=Hussmann|first5=H.|last6=Schulze-Makuch|first6=D.|date=2014-05|pages=1013–1036|language=en|work=Journal of Geophysical Research: Planets|volume=119|doi=10.1002/2013JE004512|issue=5|access-date=2024-10-31}}</ref>. Структура Титана значною мірою визначається тепловим потоком всередині планети, який є недостатньо вивченим. Внутрішні шари можуть бути достатньо гарячими, щоб утворити рідкий шар з води та аміаку між льодовою корою, а ще глибші шари можуть складатися з льоду під високим тиском<ref>{{Cite news|url=http://doi.wiley.com/10.1002/2013JE004512|title=Structural and tidal models of Titan and inferences on cryovolcanism|last=Sohl|first=F.|last2=Solomonidou|first2=A.|last3=Wagner|first3=F. W.|last4=Coustenis|first4=A.|last5=Hussmann|first5=H.|last6=Schulze-Makuch|first6=D.|date=травень 2014|pages=1013–1036|language=en|work=Journal of Geophysical Research: Planets|volume=119|doi=10.1002/2013JE004512|issue=5|access-date=2024-08-06}}</ref>.

Космічний апарат «Кассіні» виявив докази шаруватої структури через природні надзвичайно низькочастотні радіохвилі в атмосфері Титана. Вважається, що поверхня Титана погано відбиває радіохвилі надзвичайно низької частоти, тому вони можуть відбиватися від межі рідини та льоду підповерхневого океану<ref>{{Cite web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cassini-Huygens/Titan_s_mysterious_radio_wave|title=Titan’s mysterious radio wave|website=www.esa.int|publisher=ESA|language=en|access-date=2024-08-06}}</ref>. Також «Кассіні» спостерігав систематичні зміни поверхні на довжині хвилі у 30&nbsp;км у період з жовтня 2005 року по травень 2007 року, що свідчить про те, що кора супутника відокремлена від внутрішньої частини, і є додатковим доказом існування внутрішнього рідкого шару<ref>{{Cite web|url=https://www.newscientist.com/article/dn13516-titans-changing-spin-hints-at-hidden-ocean/|title=Titan's changing spin hints at hidden ocean|last=Shiga|first=David|date=20 березня 2008|website=New Scientist|language=en-US|access-date=2024-08-06}}</ref>. Подальші докази того, що рідкий шар і крижана оболонка відокремлені від твердого ядра, походять від дослідження змін гравітаційного поля впродовж обертання Титана навколо Сатурна<ref>{{Cite news|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012Sci...337..457I|title=The Tides of Titan|last=Iess|first=Luciano|last2=Jacobson|first2=Robert A.|last3=Ducci|first3=Marco|last4=Stevenson|first4=David J.|last5=Lunine|first5=Jonathan I.|last6=Armstrong|first6=John W.|last7=Asmar|first7=Sami W.|last8=Racioppa|first8=Paolo|last9=Rappaport|first9=Nicole J.|date=2012-07-01|pages=457|work=Science|volume=337|doi=10.1126/science.1219631|issn=0036-8075|access-date=2024-08-07}}</ref>.

== Формування ==
Існує кілька гіпотез походження Титана. Одна з них базується на дослідженні атмосфери супутника. Декілька приладів місії [[NASA]] та [[ESA]] «Кассіні-Гюйгенс» виміряли ізотопи азоту-14 та азоту-15 в атмосфері Титана. Було виявлено, що співвідношення кількості атомів різних ізотопів азоту на Титані значною мірою співпадає з показниками у [[комета]]х із [[Хмара Оорта|Хмари Оорта]]&nbsp;— області із сотень мільярдів крижаних тіл, які, як вважають вчені, обертаються навколо Сонця на відстані від 5000 до 100 000 астрономічних одиниць. Співвідношення кількостей ізотопів азоту в атмосфері Титану свідчить про те, що «будівельні блоки» супутника утворилися на початку існування Сонячної системи, у тому самому холодному диску газу та пилу, який утворив Сонце, а не в теплішому диску матеріалу, який пізніше утворив Сатурн<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/moons/titan/facts/|title=Titan: Facts: Formation|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-06}}</ref>.

== Геологічні особливості ==
[[Файл:PIA20713-Titan-SaturnMoon-LabeledFeaturesIAU-June2015.jpg|thumb|Мапа Титана]]
[[Файл:PIA19657-SaturnMoon-Titan-NorthPole-20140407.jpg|thumb|Північний полюс Титана]]
[[Файл:PIA19657-SaturnMoon-Titan-SouthPole-20140407.jpg|thumb|Південний полюс Титана]]
Через дуже щільну атмосферу та шар імли побачити поверхню Титана доволі складно<ref name=":13">{{Cite news|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005DPS....37.4615S|title=The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens|last=Schröder|first=S. E.|last2=Tomasko|first2=M. G.|last3=Keller|first3=H. U.|last4=DISR Team|date=2005-08-01|pages=46.15|volume=37|access-date=2024-08-09}}</ref>. Лише після прибуття космічного корабля «<nowiki/>[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні-Гюйгенс]]<nowiki/>» у 2004 році були отримані перші прямі зображення поверхні Титана<ref>{{Cite web|url=https://www.space.com/710-huygens-probe-sheds-light-titan.html|title=Huygens Probe Sheds New Light on Titan|last=Charles|first=Q. Choi|date=2005-01-21|website=Space.com|language=en|access-date=2024-08-09}}</ref>.

Поверхня Титана є одним із найбільш схожих на Землю місць у Сонячній системі, хоча й зі значно нижчою температурою та іншим хімічним складом. Тут настільки холодно (-290 градусів за Фаренгейтом або -179 градусів за Цельсієм), що водяний лід змінює властивості та стає більш подібним до кам'янистих порід. Поверхня Титану сформована потоками метану й етану, які утворюють річкові річища й наповнюють великі озера рідким природним газом. Жоден інший світ Сонячної системи, окрім Землі, немає такої розгалуженої системи річок та озер на своїй поверхні<ref name=":17">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/moons/titan/facts/|title=Titan: Facts: Surface|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-10}}</ref>.

Поверхня Титана, сфотографована «Кассіні» в різних спектральних діапазонах, у низьких широтах поділена на декілька світлих і темних областей з чіткими межами. У районі екватора розташований світлий регіон розміром з [[Австралія|Австралію]] (видимий також на інфрачервоних знімках [[Габбл (телескоп)|«Габбла»]]), який отримав назву {{link-interwiki|Ксанаду (Титан)|Q=Q1400450|Ксанаду}}<ref>{{Cite web|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm|title=Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land|date=23 липня 2006|website=ScienceDaily|language=en|access-date=2024-08-10}}</ref>. На [[радар]]них знімках, зроблених у квітні 2006 року, видно гірські хребти заввишки понад 1&nbsp;км, долини, річища річок, що стікають із підвищень, а також темні плями (заповнені або висохлі озера)<ref name=":18">{{Cite book
|url=https://web.archive.org/web/20070926102540/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf
|title=Titan's shape, radius and landscape from Cassini radar altimetry
|last=Lorenz
|first=R. D.
|last2=Callahan
|first2=P. S.
|last3=Gim
|first3=Y.
|last4=Alberti
|first4=G.
|last5=Flamini
|first5=E.
|last6=Seu
|first6=R.
|last7=Picardi
|first7=G.
|last8=Orosei
|first8=R.
|last9=
|year=2007
|series=Lunar and Planetary Science XXXVIII
}}</ref>.

=== Рівнини ===
Більшість поверхні Титана&nbsp;— рівнини. Найбільшими є [[Рівнина|недиференційовані рівнини]], які охоплюють величезні однорідні регіони, що мають темніший колір<ref name=":19">{{Cite news|url=https://doi.org/10.1007/s11214-019-0598-6|title=Titan as Revealed by the Cassini Radar|last=Lopes|first=R. M. C.|last2=Wall|first2=S. D.|last3=Elachi|first3=C.|last4=Birch|first4=S. P. D.|last5=Corlies|first5=P.|last6=Coustenis|first6=A.|last7=Hayes|first7=A. G.|last8=Hofgartner|first8=J. D.|last9=Janssen|first9=M. A.|date=2019-05-21|pages=33|language=en|work=Space Science Reviews|volume=215|doi=10.1007/s11214-019-0598-6|issn=1572-9672|issue=4|access-date=2024-08-11}}</ref>. Вони розташовані здебільшого між 20–60° північної або південної широти, і припускається, що вони є молодшими за усі інші основні геологічні утворення, за винятком дюн і кількох кратерів. Недиференційовані рівнини, ймовірно, були утворені процесами, що відбуваються під впливом вітру, і складаються з осаду, багатого на органічні сполуки<ref>{{Cite news|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103515005576|title=Nature, distribution, and origin of Titan’s Undifferentiated Plains|last=Lopes|first=Rosaly M. C.|last2=Malaska|first2=M. J.|last3=Solomonidou|first3=A.|last4=Le Gall|first4=A.|last5=Janssen|first5=M. A.|last6=Neish|first6=C. D.|last7=Turtle|first7=E. P.|last8=Birch|first8=S. P. D.|last9=Hayes|first9=A. G.|date=2016-05-15|pages=162–182|work=Icarus|volume=270|doi=10.1016/j.icarus.2015.11.034|issn=0019-1035|access-date=2024-08-11}}</ref>.

=== Дюни ===
Іншим поширеним типом місцевості на Титані є [[Дюна|піщані дюни]], згруповані у величезні поля дюн або «піщані моря», розташовані в межах 30° на північ або південь від екватора. Дюни на Титані зазвичай мають ширину 1–2 км і розташовані на відстані 1–4 км одна від одної, деякі з них мають довжину понад 100 км. Обмежені дані про висоту, отримані за допомогою радарів, свідчать про те, що дюни сягають у висоту 80–130 м. На зображеннях «Кассіні» дюни виглядають доволі темними. Взаємодія між дюнами та утвореннями, такими як гори, вказує на те, що пісок зазвичай рухається в напрямку із заходу на схід. У піску, який утворює дюни, переважають органічні сполуки, ймовірно, з атмосфери Титана; можливі джерела піску включають річкові канали або недиференційовані рівнини<ref name=":19" />.

=== Гори ===
На Титані є гори, висота яких іноді досягає від кількох сотень метрів до понад 1 кілометра. Радарна [[альтиметр]]ія показує, що коливання висоти є невеликими, як правило, не більше 150 метрів, але подекуди було виявлено випадкові зміни висоти на 500 метрів<ref name=":18" />.

Дослідження [[Гірський хребет|гірських хребтів]] на Титані у 2016 році показало, що вони переважно розташовані в екваторіальних регіонах Титана. Це означає, що хребти або утворюються частіше або краще зберігаються в регіонах низьких широт. Хребти, в основному орієнтовані зі сходу на захід, мають форму від лінійної до дугоподібної, і вчені порівнюють їх із поясами земної складчастості, що вказує на горизонтальне стиснення або конвергенцію<ref>{{Cite news|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103515005382|title=The tectonics of Titan: Global structural mapping from Cassini RADAR|last=Liu|first=Zac Yung-Chun|last2=Radebaugh|first2=Jani|last3=Harris|first3=Ron A.|last4=Christiansen|first4=Eric H.|last5=Neish|first5=Catherine D.|last6=Kirk|first6=Randolph L.|last7=Lorenz|first7=Ralph D.|date=2016-05-15|pages=14–29|work=Icarus|volume=270|doi=10.1016/j.icarus.2015.11.021|issn=0019-1035|access-date=2024-08-11}}</ref>.

Зазвичай поблизу гір [[прискорення вільного падіння]] є трохи більшим внаслідок додаткової маси, проте у випадку з Титаном все навпаки: над його горами цей показник менший, ніж над рівнинами<ref>{{Cite web|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/cassini-data-saturn-moon-may-have-rigid-ice-shell|title=Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell|last=|website=NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)|language=en-US|access-date=2024-08-10}}</ref>.

=== Вулкани ===
Титан може мати вулканічну активність, але замість вулканів, що вивергають магму, може бути присутній лише [[кріовулканізм]]<ref name=":17" />. Є поверхневі утворення, які можуть мати кріовулканічне походження і складаються з суміші води з [[аміак]]ом. Ідентифікація кріовулканічних особливостей на Титані залишається суперечливою, головним чином через обмеження [[Роздільна здатність матриці цифрової фотокамери|роздільної здатності]] зображень «Кассіні». Цей космічний апарат виявив кілька потенційних кріовулканів в західній частині Ксанаду та озера з крутими схилами в північній півкулі, які нагадують [[Маар|маарові кратери]] на Землі, створені вибуховими [[Виверження вулкана|підземними виверженнями]]. Найімовірніше, кріовулкани Титана&nbsp;— це комплекс форм рельєфу, який включає дві гори {{li|Дум (гора на Титані)|text=Дум|Q=Q4143420}} і {{link-interwiki|Еребор (Титан)|Q=Q4143442|Еребор}}, велику западину {{link-interwiki|Сотра Патера (Титан)|Q=Q128514|Сотра Патера}} і систему потокоподібних утворень {{li|Мохіні Флуктус|Q=Q4491216}}. Між 2005 і 2006 роками частини Сотра Патера і Мохіні Флуктус стали значно яскравішими, тоді як навколишні рівнини залишилися незмінними, що потенційно свідчить про кріовулканічну активність<ref name=":19" />. Непрямі докази кріовулканізму також включають присутність {{li|Аргон-40|text=аргону-40|Q=Q1929004}} в атмосфері Титана. [[Радіоактивність|Радіоактивний]] аргон-40, ймовірно, утворювався на Титані впродовж мільярдів років у його кам'яному ядрі. Таким чином, присутність аргону-40 в атмосфері Титана підтримує активну геологію на супутнику, причому кріовулканізм є одним із можливих методів виведення ізотопу з надр<ref name=":20" />.

=== Кратери ===
На поверхні Титана порівняно небагато [[Метеоритний кратер|ударних кратерів]], оскільки ерозія, тектоніка та кріовулканізм призводять до їх поступової руйнації<ref>{{Cite web|url=https://news.mit.edu/2012/river-networks-on-titan-0720|title=River networks on Titan point to a puzzling geologic history|date=2012-07-20|website=MIT News {{!}} Massachusetts Institute of Technology|language=en|access-date=2024-08-11}}</ref>. Порівняно з кратерами Ганімеда та Каллісто такого ж розміру та структури, кратери Титана мають набагато меншу глибину. Багато з них мають темну поверхню з осадових порід. [[Геоморфологія|Геоморфологічний]] аналіз ударних кратерів свідчить про те, що ерозія та засипання осадовими породами є основними механізмами модифікації кратерів<ref>{{Cite news|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103519300454|title=Titan's impact crater population after Cassini|last=Hedgepeth|first=Joshua E.|last2=Neish|first2=Catherine D.|last3=Turtle|first3=Elizabeth P.|last4=Stiles|first4=Bryan W.|last5=Kirk|first5=Randolph|last6=Lorenz|first6=Ralph D.|date=2020-07-01|pages=113664|work=Icarus|volume=344|doi=10.1016/j.icarus.2020.113664|issn=0019-1035|access-date=2024-08-11}}</ref>. Кратери Титана розподілені нерівномірно, полярні регіони майже позбавлені будь-яких ідентифікованих кратерів, тоді як їхня більшість розташована в екваторіальній частині супутника. Ця нерівність може бути наслідком існування океанів, які колись займали полюси Титана, полярних відкладень унаслідок минулих опадів або збільшення швидкості ерозії в полярних регіонах<ref name=":19" />. Кілька об'єктів, які можуть бути ударними кратерами, можливо, заповнені вуглеводневим дощем або вулканічними породами<ref name=":18" />.

=== Озера та моря ===
[[Файл:PIA10008 Seas and Lakes on Titan.jpg|thumb|Моря й озера у північній полярній області Титана (за радарними знімками «Кассіні»)]]
Місія «Кассіні-Гюйгенс» виявила, що на Титані є дощ, річки, озера та моря<ref name=":3" />. У 2004 році «Кассіні» знайшов докази існування великих озер рідкого вуглеводню в північних широтах Титана. У квітні 2016 року ESA оголосило, що одне з трьох великих морів Титана (друге за розміром<ref>{{Cite book
|url=https://hal.science/hal-01259869/document
|title=Composition, seasonal change and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission
|last=Alice Le Gall, M.J. Malaska, R.D. Lorenz, M.A. Janssen, T. Tokano, A.G.
Hayes, M. Mastrogiuseppe, J.I. Lunine, Gaëlle Veyssière, P. Encrenaz
|date=8 березня 2016
|series=Journal of Geophysical Research
}}</ref>) поблизу північного полюса, відоме як Лігела Маре, наповнене чистим рідким метаном<ref name=":4">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/mission/cassini-huygens/|title=Huygens - NASA Science|website=science.nasa.gov|language=en-US|access-date=2024-07-28}}</ref>.

В озерах і морях Титана переважає [[метан]] (CH<sub>4</sub>), з меншою кількістю [[етан]]у (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>) і розчиненого [[азот]]у (N<sub>2</sub>). Частка цих компонентів різна в кожному з морів, наприклад:

* Лігейя-Маре: 71&nbsp;% CH<sub>4</sub>, 12&nbsp;% C<sub>2</sub>H<sub>6</sub> і 17&nbsp;% N<sub>2</sub> за об'ємом;
* Онтаріо Лакус: 49&nbsp;% CH<sub>4</sub>, 41&nbsp;% C<sub>2</sub>H<sub>6</sub> і 10&nbsp;% N<sub>2</sub> за об'ємом.

Оскільки Титан знаходиться у синхронному обертанні з Сатурном, існує постійна припливна опуклість розміром приблизно 100 метрів. Через ексцентриситет орбіти Титана [[припливне прискорення]] змінюється на 9&nbsp;%, хоча через довгий орбітальний період ці зміни є дуже поступовими<ref name=":21">{{Cite news|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-earth-060115-012247|title=The Lakes and Seas of Titan|last=Hayes|first=Alexander G.|date=2016-06-29|pages=57–83|language=en|work=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|volume=44|doi=10.1146/annurev-earth-060115-012247|issn=0084-6597|issue=1|access-date=2024-08-11}}</ref>. Приливний діапазон Титана у великих морях становить приблизно 20-80 см<ref>{{Cite news|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103514001973|title=A radar map of Titan Seas: Tidal dissipation and ocean mixing through the throat of Kraken|last=Lorenz|first=Ralph D.|last2=Kirk|first2=Randolph L.|last3=Hayes|first3=Alexander G.|last4=Anderson|first4=Yanhua Z.|last5=Lunine|first5=Jonathan I.|last6=Tokano|first6=Tetsuya|last7=Turtle|first7=Elizabeth P.|last8=Malaska|first8=Michael J.|last9=Soderblom|first9=Jason M.|date=2014-07-15|pages=9–15|work=Icarus|volume=237|doi=10.1016/j.icarus.2014.04.005|issn=0019-1035|access-date=2024-08-11}}</ref>.

Найбільші моря мають глибину в сотні метрів і розміри в сотні кілометрів. Під товстою корою водяного льоду Титана є океан, який складається переважно з води, а не зі [[Зріджений природний газ|зрідженого метану]]. Підповерхневі води Титана можуть бути місцем для знайомого нам життя, в той час, як його поверхневі озера та моря з рідких вуглеводнів можуть імовірно містити життя, яке використовує іншу хімію, ніж звична нам<ref name=":9" />. Озера Титана здебільшого мають спокійну поверхню, з невеликою кількістю хвиль і брижів, однак «Кассіні» знайшов докази посилення турбулентності протягом літа в північній півкулі, що може спричиняти появу більших хвиль<ref>{{Cite web|url=https://www.newscientist.com/article/2079284-summer-on-titan-may-make-its-lakes-ripple-with-waves/|title=Summer on Titan may make its lakes ripple with waves|last=Boyle|first=Rebecca|date=2 березня 2016|website=New Scientist|language=en-US|access-date=2024-08-09}}</ref>.

Можливе розташування озер і морів Титана, які спостерігаються, здебільшого обмежене його полярними регіонами, де нижчі температури дозволяють [[Вуглеводні|вуглеводням]] постійно перебувати в рідкому стані. Біля північного полюса Титана знаходяться два найбільших моря Кракен-Маре й Лігейя-Маре, а також Пунга-Маре, кожне з яких заповнює широкі западини. Загальна площа цих морів становить приблизно 691 000 квадратних кілометрів (більше за територію України). Південний полярний регіон містить чотири сухі широкі западини, які потенційно являють собою висохле морське дно. Інші менші озера займають полярні регіони Титана, охоплюючи загальну площу поверхні у 215 000 км<sup>2</sup>. Також є сезонні або тимчасові екваторіальні озера, які можуть об'єднуватися після сильних злив<ref name=":21" />. Через ексцентриситет орбіти Сатурна Титан приблизно на 12&nbsp;% ближче до Сонця протягом літа в південній півкулі, що робить південне літо коротшим, але спекотнішим, ніж північне літо. Ця асиметрія може сприяти топологічним відмінностям між півкулями: північна півкуля має набагато більше вуглеводневих озер<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20180415114835/http://web.gps.caltech.edu/~oa/titanlakes.shtml|title=Titan's Lakes|date=2018-04-15|website=web.archive.org|access-date=2024-08-09}}</ref>.

== Атмосфера ==
{{main|Атмосфера Титана}}
[[Файл:Titan's Many Layers.jpg|thumb|Атмосфера Титана (знімок [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]])]]

У 1944 році у ході досліджень було виявлено, що Титан має чітко виражену щільну атмосферу, що є незвичним для супутників Сонячної системи<ref name=":25">{{Cite news|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1944ApJ...100..378K|title=Titan: a Satellite with an Atmosphere.|last=Kuiper|first=Gerard P.|date=1944-11-01|pages=378|work=The Astrophysical Journal|volume=100|doi=10.1086/144679|issn=0004-637X|access-date=2024-07-26}}</ref>. Титан є найбільш багатим на гази супутником у Сонячній системі, його атмосферна маса на одиницю площі набагато більша, ніж у Землі. Спостереження з космічних зондів «Вояджер» показали, що атмосфера Титана щільніша за земну з тиском на поверхні близько 1,45 [[Атмосфера (одиниця вимірювання)|атм]], та приблизно в 1,19 разів масивніша за Земну<ref name=":14">{{Cite book
|url=https://books.google.com.ua/books?id=j3O47dxrDAQC&redir_esc=y
|title=Titan: Exploring an Earthlike World
|last=Coustenis
|first=Athena
|date=2008
|publisher=World Scientific
|language=en
|isbn=978-981-281-161-5
}}</ref>. Атмосфера Титана повністю приховує його поверхню. Вона настільки непрозора на багатьох довжинах хвиль, що отримати повний спектр відбиття поверхні з орбіти неможливо<ref name=":13" />.

Титан отримує лише близько 1&nbsp;% кількості сонячного світла, яке отримує Земля<ref>{{Cite web|url=https://www.space.com/7103-titan-world-earth.html|title=Titan: A World Much Like Earth|last=|first=|date=2009-08-06|website=Space.com|language=en|access-date=2024-08-09}}</ref>, тому середня температура поверхні становить близько −182,55 °C<ref>{{Cite news|url=https://dx.doi.org/10.3847/2041-8205/816/1/L17|title=Surface temperatures on Titan during northern winter and spring|last=Jennings|first=D. E.|last2=Cottini|first2=V.|last3=Nixon|first3=C. A.|last4=Achterberg|first4=R. K.|last5=Flasar|first5=F. M.|last6=Kunde|first6=V. G.|last7=Romani|first7=P. N.|last8=Samuelson|first8=R. E.|last9=Mamoutkine|first9=A.|date=січень 2016|pages=L17|language=en|work=The Astrophysical Journal Letters|volume=816|doi=10.3847/2041-8205/816/1/L17|issn=2041-8205|issue=1|access-date=2024-08-09}}</ref>. При цій температурі водяний лід не переходить в інші стани, тому в атмосфері мало водяної пари, навіть не зважаючи на комбінацію парникового й антипарникового ефектів<ref name=":15" />.

=== Склад ===
Атмосферна Титана складається з азоту (97&nbsp;%), метану (2,7±0,1&nbsp;%) і водню (0,1–0,2&nbsp;%)<ref name=":14" />. Є також сліди щонайменше десятка інших вуглеводнів (наприклад {{link-interwiki|діацетилен|Q=Q422802}}, [[Пропін|метилацетилен]], [[ацетилен]], [[пропан]]) та інших газів, таких як [[ціаноацетилен]], [[Синильна кислота|ціаністий водень]], [[діоксид вуглецю]], [[монооксид вуглецю]], [[ціан]], [[аргон]] і [[гелій]]<ref name=":20">{{Cite book
|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/handle/2027.42/62703/nature04122.pdf;jsessionid=D7FC49E1CE389F117EA0AA988EBD1986?sequence=1
|title=The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe
|last=Niemann
|first=H. B.
|last2=Atreya
|first2=S. K.
|last3=Bauer
|first3=S. J.
|last4=Carignan
|first4=G. R.
|last5=Demick
|first5=J. E.
|last6=Frost
|first6=R. L.
|last7=Gautier
|first7=D.
|last8=Haberman
|first8=J. A.
|last9=Harpold
|first9=D. N.
|date=8 грудня 2005
|series=Nature
|publisher=Nature Publishing Group
|volume=438
}}</ref>. Вчені вважають, що вуглеводні утворюються у верхніх шарах атмосфери Титана внаслідок реакцій, які є результатом розпаду метану під дією ультрафіолетових променів Сонця; ця реакція також утворює густу помаранчеву імлу<ref>{{Cite news|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1139727|title=The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere|last=Waite|first=J. H.|last2=Young|first2=D. T.|last3=Cravens|first3=T. E.|last4=Coates|first4=A. J.|last5=Crary|first5=F. J.|last6=Magee|first6=B.|last7=Westlake|first7=J.|date=2007-05-11|pages=870–875|language=en|work=Science|volume=316|doi=10.1126/science.1139727|issn=0036-8075|issue=5826|access-date=2024-08-09}}</ref>. У 2013 році в атмосфері Титана (у верхніх шарах) було виявлено [[Поліциклічні ароматичні вуглеводні|поліароматичні вуглеводні]]<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20131203030521/https://www.iaa.es/content/pahs-titans-upper-atmosphere|title=PAH's in Titan's Upper Atmosphere|last=López-Puertas|first=Manuel|date=6 червня 2013|website=web.archive.org|access-date=2024-08-09}}</ref> та [[пропілен]] (вперше виявлений на планеті чи супутнику, окрім Землі)<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20131127041925/https://www.nasa.gov/content/goddard/nasas-cassini-spacecraft-finds-ingredient-of-household-plastic-in-space/|title=NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space {{!}} NASA|date=2013-11-27|website=web.archive.org|access-date=2024-08-09}}</ref>.

=== Імла ===
Титан вкритий шаром [[Імла|імли]]. Непрозорі шари імли блокують більшість видимого світла від Сонця та інших джерел і затемнюють поверхню Титана<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/enteringspacecre00zubr
|title=Entering space : creating a spacefaring civilization
|last=
|first=
|date=2000
|publisher=New York : Jeremy P. Tarcher/Putnam
|isbn=978-1-58542-036-0
}}</ref>. Імла утворюється в результаті розщеплення та переробки метану й азоту, ці процеси створюють своєрідний смог&nbsp;— густу помаранчеву імлу, через яку поверхню супутника важко побачити з космосу. Однак космічні апарати та телескопи можуть бачити крізь імлу на певних довжинах хвиль світла поза межами [[Видиме світло|видимого діапазону]]<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/moons/titan/facts/|title=Titan: Facts: Atmosphere|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-09}}</ref>.

Імла в атмосфері Титана сприяє [[Антипарниковий ефект|антипарниковому ефекту]], відбиваючи сонячне світло назад у космос, і роблячи поверхню супутника значно холоднішою, ніж верхній шар атмосфери. Це частково компенсує підвищення температури через [[парниковий ефект]] та дещо знижує температуру поверхні, приблизно на 9 К<ref name=":15">{{Cite news|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.11538492|title=The Greenhouse and Antigreenhouse Effects on Titan|last=McKay|first=Christopher P.|last2=Pollack|first2=James B.|last3=Courtin|first3=Régis|date=1991-09-06|pages=1118–1121|language=en|work=Science|volume=253|doi=10.1126/science.11538492|issn=0036-8075|issue=5024|access-date=2024-08-09}}</ref>.

=== Хмари ===
[[Файл:Titan's Giant North Pole Cloud.jpg|thumb|Метанові хмари над північним полюсом Титана (фото «Кассіні»)]]
В атмосфері Титана є розсіяні мінливі хмари. Ймовірно, ці хмари складаються з метану, етану або інших простих органічних речовин. Інші більш складні хімічні речовини в невеликих кількостях відповідають за їх помаранчевий колір, який видно з космосу<ref name=":10" />.

У полярних регіонах (вище 60 градусів широти) у [[Тропосфера|тропосфері]] та над нею з'являються широкі та постійні хмари етану; на нижчих широтах переважно метанові хмари на висоті 15–18&nbsp;км, вони більш спорадичні та локалізовані. У літній півкулі часто зустрічаються густі, але спорадичні метанові хмари, які скупчуються навколо 40 градусів широти<ref>{{Cite news|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1118424|title=The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan|last=Rannou|first=P.|last2=Montmessin|first2=F.|last3=Hourdin|first3=F.|last4=Lebonnois|first4=S.|date=2006-01-13|pages=201–205|language=en|work=Science|volume=311|doi=10.1126/science.1118424|issn=0036-8075|issue=5758|access-date=2024-08-09}}</ref>. Виявлено також сезонні коливання хмарного покриву. Протягом 29-річного обертання Сатурна навколо Сонця хмарні системи Титана тримаються протягом 25 років, а потім зникають на чотири-п'ять років, перш ніж знову з'явитися<ref name=":16">{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20111009130132/http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20070201.html|title=Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole|date=2011-10-09|website=web.archive.org|publisher=NASA|access-date=2024-08-09}}</ref>. Хмари також були виявлені над південним полярним регіоном. Хоча зазвичай вони покривають 1&nbsp;% диска Титана, спостерігаються підвищення їх активності, під час яких хмарний покрив швидко розширюється до 8&nbsp;%<ref>{{Cite news|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103505005038|title=A large cloud outburst at Titan's south pole|last=Schaller|first=Emily L.|last2=Brown|first2=Michael E.|last3=Roe|first3=Henry G.|last4=Bouchez|first4=Antonin H.|date=2006-05-01|pages=224–229|work=Icarus|volume=182|doi=10.1016/j.icarus.2005.12.021|issn=0019-1035|issue=1|access-date=2024-08-09}}</ref>. 

Доказів грозової активності на Титані ще не спостерігалося, проте комп'ютерні моделі припускають, що хмари в нижній частині тропосфери можуть накопичувати достатньо заряду, щоб генерувати блискавку висотою приблизно 20&nbsp;км. Наявність блискавок в атмосфері Титана сприяла б синтезу органічних матеріалів<ref>{{Cite web|url=https://www.space.com/8381-titan-thunder-point-alien-lightning.html|title=Titan's Thunder Could Point to Alien Lightning|last=Chow|first=Denise|date=2010-05-11|website=Space.com|language=en|access-date=2024-08-09}}</ref>.

=== Опади ===
Висновки зроблені за даними зонда «Гюйгенс» показують, що на Титані періодично ідуть дощі з рідкого метану та інших органічних сполук<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20100212062535/http://planetary.org/news/2005/0121_Titan_Arizona_in_an_Icebox.html|title=Titan: Arizona in an Icebox?|date=2010-02-12|website=web.archive.org|publisher=The Planetary Society|access-date=2024-08-09}}</ref>. У жовтні 2007 року спостерігачі відзначили збільшення непрозорості в хмарах над екваторіальним регіоном Ксанаду, що могло вказувати на «метановий дощ», хоча це не було прямим доказом дощу<ref>{{Cite news|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1146244|title=Widespread Morning Drizzle on Titan|last=Ádámkovics|first=Máté|last2=Wong|first2=Michael H.|last3=Laver|first3=Conor|last4=de Pater|first4=Imke|date=2007-11-09|pages=962–965|language=en|work=Science|volume=318|doi=10.1126/science.1146244|issn=0036-8075|issue=5852|access-date=2024-08-09}}</ref>. Проте наступні зображення озер у південній півкулі Титана, зроблені протягом року, показують, що вони збільшуються заповнюючись сезонними вуглеводневими опадами<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20110725171249/http://ciclops.org/view.php?id=5471&js=1|title=Cassini finds hydrocarbon rains may fill Titan lakes|date=2011-07-25|website=web.archive.org|access-date=2024-08-09}}</ref>. Наявність дощу також вказує на те, що Титан може бути єдиним тілом Сонячної системи, крім Землі, на якому можуть утворюватися [[Веселка|веселки]]. Однак, враховуючи надзвичайну непрозорість атмосфери для видимого світла, переважну більшість будь-яких веселок буде видно лише в інфрачервоному діапазоні<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20111021214207/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2005/25feb_titan2/|title=Rainbows on Titan|date=2011-10-21|website=web.archive.org|publisher=NASA Science|access-date=2024-08-09}}</ref>.

=== Вітри ===
Приземні вітри зазвичай слабкі (<1 м/с). Нещодавнє комп'ютерне моделювання показує, що величезні дюни, схожі на [[Сажа|сажу]], що розташовані в екваторіальних регіонах, можуть бути сформовані рідкісними штормовими вітрами, які відбуваються раз на кожні п'ятнадцять років, коли Титан перебуває в точці рівнодення. Шторми створюють сильні низхідні потоки, що рухаються в напрямку з заходу на схід зі швидкістю до 10 метрів на секунду, коли вони досягають поверхні<ref>{{Cite web|url=https://spaceref.com/science-and-exploration/violent-methane-storms-on-titan-may-explain-dune-direction/|title=Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction|last=Cowing|first=Keith|date=2015-04-15|website=SpaceRef|language=en-US|access-date=2024-08-09}}</ref>. Наприкінці 2010 року, що відповідало ранній весні в північній півкулі Титана, серія метанових штормів спостерігалася в його екваторіальних пустельних регіонах<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20170517152708/https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini20110317.html|title=Cassini Sees Seasonal Rains Transform Titan's Surface|date=17 березня 2011|website=web.archive.org|access-date=2024-08-09}}</ref>.

== Магнітне поле та взаємодія з Сатурном ==
Внутрішнє магнітне поле Титана є незначним, а деякі дослідники припускають його повну відсутність. Втім, дослідження 2008 року показали, що Титан зберігає залишкову намагніченість внаслідок дії магнітного поля Сатурна. Це відбувається впродовж коротких проміжків часу, коли він виходить за межі [[Магнітосфера Сатурна|магнітосфери Сатурна]] та піддається прямому впливу [[Сонячний вітер|сонячного вітру]]<ref>{{Cite news|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308..992B|title=Titan's Magnetic Field Signature During the First Cassini Encounter|last=Backes|first=Heiko|last2=Neubauer|first2=Fritz M.|last3=Dougherty|first3=Michele K.|last4=Achilleos|first4=Nicholas|last5=André|first5=Nicolas|last6=Arridge|first6=Christopher S.|last7=Bertucci|first7=Cesar|last8=Jones|first8=Geraint H.|last9=Khurana|first9=Krishan K.|date=2005-05-01|pages=992–995|work=Science|volume=308|doi=10.1126/science.1109763|issn=0036-8075|access-date=2024-08-08}}</ref>. Також припускають, що [[Плазма (агрегатний стан)|плазма]] сонячного вітру в магнітооболонці суттєво змінює [[Іоносфера|іоносферу]] Титана через додавання [[Ударна іонізація|ударної іонізації]] частинок шляхом «вибивання» протонів з атомів. Цей процес може [[Іонізація|іонізувати]] та виносити деякі молекули з верхніх шарів атмосфери, а також бути причиною певних хімічних реакцій в атмосфері Титана<ref>{{Cite news|url=https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/grl.50579|title=Extreme densities in Titan's ionosphere during the T85 magnetosheath encounter|last=T. Edberg|first=N. J.|last2=Andrews|first2=D. J.|last3=Shebanits|first3=O.|last4=Ågren|first4=K.|last5=Wahlund|first5=J.‐E.|last6=Opgenoorth|first6=H. J.|last7=Roussos|first7=E.|last8=Garnier|first8=P.|last9=Cravens|first9=T. E.|date=2013-06-28|pages=2879–2883|language=en|work=Geophysical Research Letters|volume=40|doi=10.1002/grl.50579|issn=0094-8276|issue=12|access-date=2024-08-08}}</ref>, що можуть спричинити втрату частини атмосфери, замість того, щоб захистити її від сонячного вітру<ref name=":12">{{Cite news|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1109805|title=Energetic Neutral Atom Emissions from Titan Interaction with Saturn's Magnetosphere|last=Mitchell|first=D. G.|last2=Brandt|first2=P. C.|last3=Roelof|first3=E. C.|last4=Dandouras|first4=J.|last5=Krimigis|first5=S. M.|last6=Mauk|first6=B. H.|date=2005-05-13|pages=989–992|language=en|work=Science|volume=308|doi=10.1126/science.1109805|issn=0036-8075|issue=5724|access-date=2024-08-08}}</ref>.

Титан обертається всередині [[Магнітопауза|магнітопаузи]] Сатурна, у дальній частині магнітосфери, а іноді й взагалі поза нею. Атмосфера Титана на своїх верхніх рівнях іонізується через обмін зарядами, ударну іонізацію та [[Фотоіонізація|фотоіонізацію]]. Ця новостворена плазма збільшує масу магнітосферної плазми, яка циркулює в магнітосфері Сатурна зі швидкістю, близькою до [[Перша космічна швидкість|першої космічної]]. Оскільки ця швидкість набагато вища за орбітальну швидкість Титана, то збільшення маси сповільнює рух плазми у магнітосфері. Така взаємодія змінює форму магнітного поля супутника. За своїм впливом взаємодія між магнітосферою Сатурна та атмосферою Титана подібна до взаємодії [[Сонячний вітер|сонячного вітру]] з [[комета]]ми та [[Венера (планета)|Венерою]]<ref name=":0">{{Cite book
|url=https://webcitation.org/62DA9rN1s?url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/sat_mag.html
|title=Encyclopedia of Planetary Sciences: Saturn: Magnetic field and magnetosphere
|last=C. T. Russel, J. G. Luhmann
|year=1997
|location=New York
}}</ref>. Коли Титан виходить за межі магнітосфери Сатурна, він піддається впливу сонячного вітру, який іонізує та виносить молекули з атмосфери супутника<ref name=":12" />.

== Дослідження ==
Важливе відкриття, яке призвело до подальшого активнішого дослідження Титана, а саме виявлення в нього атмосфери, було зроблене майже через 300 років після відкриття самого супутника. У 1944 році, голландсько-американський астроном [[Джерард Койпер]] зробив це відкриття, пропускаючи сонячне світло, відбите від Титана, через [[спектрометр]], таким чином виявивши лінії поглинання газоподібного метану<ref name=":11">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/moons/titan/exploration/|title=Titan: Exploration|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-06}}</ref>.

=== «Піонер-11» ===
[[Файл:Pntitan.jpg|thumb|Титан (фото «Піонер-11»)]]
«<nowiki/>[[Піонер-11]]<nowiki/>» було запущено 1973 року для дослідження [[Юпітер (планета)|Юпітера]] і Сатурна<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/missions/pioneer/pioneer-11/10-things-about-pioneer-spacecraft/|title=10 Facts about the Pioneer Spacecraft|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-06}}</ref>. Він став першим космічним апаратом, який досліджував Титан. «Піонер-11» пролетів через систему Сатурна 1 вересня 1979 року. Астрономи на Землі раніше виміряли температуру Титана та обчислили його масу, а «Піонер-11» підтвердив результати цих розрахунків<ref name=":11" />. Він виміряв температуру Титана, визначивши, що супутник є надто холодним для підтримання на ньому життя<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20060130100401/http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PN10&11.html|title=Pioneer Mission Description Page|date=2006-01-30|website=web.archive.org|publisher=NASA|access-date=2024-07-26}}</ref>, температура там становила −193°C<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/mission/pioneer-11/|title=Pioneer 11 - NASA Science|website=science.nasa.gov|language=en-US|access-date=2024-07-26}}</ref>. «Піонер-11» на межі можливостей камери зафіксував блакитну імлу у верхніх шарах атмосфери Титана, які, як прогнозували вчені, зможе краще роздивитися наступний космічний корабель&nbsp;— «Вояджер»<ref name=":11" />.

=== «Вояджер» ===
{{main|Вояджер}}
[[Файл:Titan Haze.jpg|thumb|Імла на Титані (фото «Вояджера-1»)]]

Космічні апарати [[Вояджер-1|«Вояджер-1»]] та [[Вояджер-2|«Вояджер-2»]] було запущено 1977 року для дослідження Юпітера, Сатурна та польоту до краю Сонячної системи<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/mission/voyager/mission-overview/|title=Voyager: Mission Overview|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-08-06}}</ref>.

Коли космічні кораблі «Вояджер-1» і «Вояджер-2» проходили крізь систему Сатурна в 1980 і 1981 роках, вони не змогли сфотографувати поверхню Титана через його туманну атмосферу (зображення з цієї місії показували невиразний помаранчевий світ), але вони підтвердили наявність блактиної імли, як окремого верхнього шару атмосфери Титана. «Вояджери» також відзначили чітку різницю в яскравості з півночі на південь, що, як вчені припускали (і пізніше підтвердили) було сезонним явищем<ref name=":11" />.

«Вояджер-1», пролітаючи повз Сатурн, сфотографував супутники Титан, [[Мімас (супутник)|Мімас]], [[Енцелад (супутник)|Енцелад]], [[Тефія (супутник)|Тефію]], [[Діона (супутник)|Діону]] та [[Рея (супутник)|Рею]]. Об'єктом, що представляв найбільший науковий інтерес, був Титан, біля якого «Вояджер-1» пролетів 12 листопада 1980 року на відстані 4000 км. Зображення показали густу атмосферу, яка повністю приховувала поверхню. Було встановлено, що атмосфера супутника на 90% складається з [[Азот|азоту]]. Космічний апарат виміряв радіус Титана, а також температуру та тиск в атмосфері супутника. Тиск і температура на поверхні становили 1,6 атмосфери і −179°C відповідно. Такі атмосферні дані свідчили про те, що Титан може бути першим тілом у Сонячній системі (крім [[Земля|Землі]]), на поверхні якого може існувати рідина. Крім того, присутність азоту, метану та більш складних [[Вуглеводні|вуглеводнів]] (було виявлено сліди [[Ацетилен|ацетилену]], етану та [[Пропан|пропану]] разом з іншими органічними молекулами<ref name=":11" />) свідчила про те, що на Титані можливі пребіотичні хімічні реакції<ref name=":1">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/mission/voyager/voyager-1/|title=Voyager 1 - NASA Science|website=science.nasa.gov|language=en-US|access-date=2024-07-26}}</ref>.

=== «Кассіні-Гюйгенс» ===
{{multiple image
| align             = right
| image1            = Huygens surface color.jpg
| width1            = 110
| alt1              = 
| caption1          = Фото поверхні Титана зроблене апаратом «Гюйгенс»
| image2            = Huygens surface color sr.jpg
| width2            = 110
| alt2              = 
| caption2          = Те саме фото зі збільшеним контрастом
| footer            = 
}}

Космічний апарат [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]] було запущено 2004 року для дослідження Сатурна і його супутників. Завдяки ньому було виявлено озера [[метан]]у на Титані<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20120112022212/http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488|title=Study puts new spin on Saturn’s rotation|date=29 липня 2009|website=web.archive.org|access-date=2024-07-25}}</ref>. Основним завданням частини місії «Кассіні», що стосувалася Титана, було дослідити вміст атмосферних компонентів, розподіл слідів газів і аерозолів, вітри та температури, склад і стан поверхні та верхні шари атмосфери. Також було досліджено взаємодію Титана з сонячним вітром і магнітосферою Сатурна. Завдяки цій місії виявлено, що на Титані є дощі, річки, озера та моря; він оповитий густою, збагаченою азотом атмосферою, і може бути схожим на те, якою була Земля давним-давно<ref name=":3" />. «Кассіні» здійснив 127 близьких прольотів повз Титан протягом 13 років, використовуючи набір інструментів, включаючи радари та інфрачервоні інструменти, щоб вдивлятися крізь імлу Титана та нарешті дати вченим детальний огляд поверхні супутника та його складної атмосфери<ref name=":11" />.

«Кассіні» також перевозив [[Гюйгенс (зонд)|зонд «Гюйгенс»]] [[ESA]], який приземлився на Титан у 2005 році. Зонд [[Європейське космічне агентство|Європейського космічного агентства]] «Гюйгенс» став першим космічним апаратом, який здійснив м’яку посадку на поверхню супутника іншої планети<ref name=":2" />. Станом на 2024 рік, Титан є найбільш віддаленим об'єктом, на який було спущено космічний апарат<ref name=":3">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/mission/cassini/about-the-mission/|title=Cassini: About the Mission|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-07-28}}</ref>. Зонд забезпечив перше пряме дослідження атмосфери Титана і перші та єдині прямі зображення його поверхні<ref name=":2">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/saturn/exploration/|title=Saturn: Exploration|website=science.nasa.gov|publisher=NASA Science|language=en-US|access-date=2024-07-26}}</ref>. Гюйгенс надсилав зображення та інші наукові результати під час двох з половиною годин спуску через туманну атмосферу Титана, перш ніж здійснив м'яку посадку серед округлих брил льоду на заплаві, вологій від рідкого метану<ref name=":3" />.

«Гюйгенс» приземлився на поверхню, схожу на пісок, покриту крижаними крупинками. Знімки поверхні показали пласку рівнину, всіяну галькою, з видимими доказами рідкої ерозії в цій місцевості у недавньому минулому. Подальші дані підтвердили існування рідких вуглеводневих озер у полярних районах Титана<ref name=":4" />.

Конструкція та проєктування зонду «Гюйгенс» не передбачали довготривале функціонування на поверхні супутника після здійснення посадки, хоча вчені не виключали такої можливості. Проблема в програмі зв'язку обмежила кількість зображень, які Гюйгенс передав на Кассіні, приблизно з 700 до 376, серед яких 224 зображення околиць місця посадки. Апарат працював впродовж 3 годин і 10 хвилин після посадки<ref name=":4" />.

=== Телескоп Габбла ===
З 4 по 18 жовтня 1994 року планетарна камера космічного [[Габбл (телескоп)|телескопа Габбла]] зробила 53 зображення Титана в діапазоні хвиль від ультрафіолетового до ближнього інфрачервоного. Імла виявилася прозорою для інфрачервого світла. Чотирнадцять із цих зображень були використані для створення першої карти [[альбедо]] поверхні Титана на довжині хвилі 0,94 мікрометра; 8 інших зображень поверхні Титана були зроблені на довжині хвилі близько 1,08 мікрометра<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20051118201643/http://www.lpl.arizona.edu/~lemmon/titan/|title=HST images of Titan's surface|date=2005-11-18|website=web.archive.org|access-date=2024-08-06}}</ref>. Зображення телескопа Габбл показали великі яскраві та темні області, включаючи яскраву область розміром з [[Австралія (континент)|Австралію]]. Однак результати Габбла не довели існування рідких морів, це було підтверджено лише 2004 року<ref name=":11" />.

=== Телескоп Джеймса Вебба ===
[[Джеймс Вебб (телескоп)|Космічний телескоп «Джеймс Вебб»]] у листопаді 2022 року зафіксував на фотографії хмари в північній півкулі Титана<ref>{{Cite web|url=https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Images/2022/12/Webb_tracks_clouds_on_Saturn_s_moon_Titan|title=Webb tracks clouds on Saturn’s moon Titan|date=4 листопада 2022|website=www.esa.int|language=en|access-date=2024-08-07}}</ref>. Вчені довго чекали на можливість використати можливості цього телескопа (оскільки його робочий діапазон довжин хвиль припадає саме на інфрачервону ділянку спектра) для вивчення атмосфери Титана, включно з його погодними умовами та газовим складом, а також подивитися крізь імлу, щоб вивчити особливості альбедо на поверхні<ref>{{Cite web|url=https://blogs.nasa.gov/webb/2022/12/01/webb-keck-telescopes-team-up-to-track-clouds-on-saturns-moon-titan/|title=Webb, Keck Telescopes Team Up to Track Clouds on Saturn’s Moon Titan – James Webb Space Telescope|date=2022-12-01|website=blogs.nasa.gov|language=en-US|access-date=2024-08-07}}</ref>.

=== Майбутні місії ===
[[Dragonfly (космічний апарат)|Dragonfly]]&nbsp;— концепт [[Космічний апарат|космічного апарату]] і місії, метою якого має стати дослідження Титана за допомогою пересувного роботизованого посадкового апарату [[Гвинтокрилий літальний апарат|гвинтокрильного]] типу. Завдання апарата&nbsp;— дослідження пребіотичних хімічних сполук і пошук [[Позаземне життя|позаземних форм життя]] в різних місцевостях за допомогою вертикального зльоту і посадки<ref>{{Cite web|url=https://dragonfly.jhuapl.edu/|title=What is Dragonfly?|last=|website=Dragonfly|language=en|access-date=2024-08-07}}</ref>. Запуск заплановано на 2028 рік<ref>{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/mission/dragonfly/|title=Dragonfly - NASA Science|website=science.nasa.gov|language=en-US|access-date=2024-08-07}}</ref>. Dragonfly доставить найширший набір наукових приладів, з усіх які колись відправляли на інше небесне тіло. Згідно плану, він має подолати понад 80 кілометрів по поверхні Титана, приземляючись та збираючи зразки<ref>{{Cite web|url=https://dragonfly.jhuapl.edu/|title=Dragonfly: Science Fiction to Exploration Reality|website=dragonfly.jhuapl.edu|access-date=2024-08-07}}</ref>.

Окрім того, було запропоновано декілька місій, які не отримали належної підтримки і фінансування. Зокрема, місія [[Titan Saturn System Mission]] (мала відбутися в кооперації між ESA та NASA), яка передбачала запуск атмосферного зонду з повітряною кулею, що літатиме в атмосфері Титана протягом шести місяців<ref>{{Cite web|url=https://sci.esa.int/web/tandem-tssm/-/42289-spacecraft|title=TANDEM/TSSM: Spacecraft|website=sci.esa.int|publisher=ESA Science & Technology|access-date=2024-08-07}}</ref>. Або ж спускний апарат [[Titan Mare Explorer]] (NASA), який мав приземлитися в північній півкулі Титана<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20120330205710/http://www.kiss.caltech.edu/workshops/titan2010/presentations/aharonson.pdf|title=TiME: Titan Mare Explorer|last=Stofan|first=Ellen|website=web.archive.org|access-date=2024-08-07}}</ref>. Подібним до нього був проєкт Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE) приватної інженерної фірми з [[Іспанія|Іспанії]]<ref>{{Cite book
|url=https://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2012/EPSC2012-64.pdf
|title=TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer
|last=Urdampilleta
|first=I
|last2=Prieto-Ballesteros
|first2=O
|last3=Rebolo
|first3=R
|last4=Sancho
|first4=J
|year=2012
|series=European Planetary Science Congress 2012
|volume=7
}}</ref>. Також AVIATR ― безпілотний літальний апарат для дослідження Титана на поверхні та в повітрі<ref>{{Cite web|url=https://www.universetoday.com/92286/aviatr-an-airplane-mission-for-titan/|title=AVIATR: An Airplane Mission for Titan|last=Ortiz|first=Lillian|date=2012-01-02|website=Universe Today|language=en-US|access-date=2024-08-07}}</ref>.

== Титан в культурі ==
Будучи відносно схожим на Землю світом, Титан привернув увагу письменників як місце, яке могло би бути колонізоване людьми та (або) населене позаземним життям<ref>{{Cite book
|url=https://books.google.com.ua/books?id=uefwmdROKTAC&pg=PA458&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false
|title=Science Fact and Science Fiction: An Encyclopedia
|last=Stableford
|first=Brian M.
|date=2006
|publisher=Taylor & Francis
|language=en
|isbn=978-0-415-97460-8
}}</ref>. Титан був місцем подій чи з'являвся у сюжеті у десятках оповідань і романів письменників наукової фантастики, зокрема [[Артур Кларк|Артура Кларка]], [[Філіп Дік|Філіпа Діка]] та [[Айзек Азімов|Айзека Азімова]], [[Курт Воннеґут|Курта Воннеґута]]<ref name=":9" />.

=== Міфологія ===
Назва Титана походить від [[Титани|титанів]], божеств з грецької міфології. У грецькій міфології титани були родиною велетнів, дітей [[Уран (міфологія)|Урана]] та [[Гея|Геї]], які прагнули правити небом, але були скинуті та витіснені родиною [[Зевс]]а<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/slovantmit
|title=Словник античної мітології
|last=Козовик І. Я.
|last2=Пономарів О. Д.
|date=2006
}}</ref>.

=== Література (XX століття) ===

* [[Стенлі Вайнбаум|Стенлі Г. Вайнбаум]] був першим письменником в жанрі наукової фантастики, який писав про дослідження зовнішніх планет та їх супутників. Одним із таких його оповідань є «Політ на Титан» (1935)<ref>{{Cite web|url=https://sf-encyclopedia.com/entry/weinbaum_stanley_g|title=SFE: Weinbaum, Stanley G|website=sf-encyclopedia.com|access-date=2024-07-31}}</ref>.
* Титан і [[Рея (супутник)|Рея]], колонізовані людьми, утворюють частину альянсу «Зовнішні супутники», який веде війну проти [[Земля|Землі]] та інших [[Внутрішні планети|внутрішніх планет]] у романі [[Альфред Бестер|Альфреда Бестера]] «Тигр! Тигр!»<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/tigertiger0000best
|title=Tiger! Tiger!
|last=Bester
|first=Alfred
|date=1984
|publisher=Wendover : Goodchild
|isbn=978-0-86391-025-8
}}</ref><ref name=":5">{{Cite web|url=https://sf-encyclopedia.com/entry/outer_planets|title=SFE: Outer Planets|website=sf-encyclopedia.com|access-date=2024-07-31}}</ref>.
* Роман [[Менлі Вейд Веллмен|Менлі Вейда Веллмана]] «Соджар з Титану» 1941 року розповідає про людську дитину, яка виростає сиротою на Титані, подібно до [[Тарзан]]а<ref>{{Cite book
|url=https://books.google.com.ua/books?id=BjI4-qex0JgC&pg=PA138&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false
|title=The History of the Science-fiction Magazine
|last=Ashley
|first=Michael
|last2=Ashley
|first2=Mike
|date=2000-01-01
|publisher=Liverpool University Press
|language=en
|isbn=978-0-85323-855-3
}}</ref>.
* «Проблеми на Титані» (1954) {{link-interwiki|Алан Нурс|Q=Q440612|Алана Нурса}} — це підлітковий роман про колонізацію супутника<ref>{{Cite web|url=https://sf-encyclopedia.com/entry/nourse_alan_e|title=SFE: Nourse, Alan E|website=sf-encyclopedia.com|access-date=2024-07-31}}</ref>.
* Також на Титані відбуваються основні сцени роману [[Курт Воннеґут|Курта Воннегута]] [[Сирени Титана|«Сирени Титана»]] (1959)<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/sirensoftitan0000kurt
|title=The Sirens of Titan
|last=Vonnegut
|first=Kurt
|date=1959
|publisher=Dell Publishing Co., Inc.
}}</ref>.
* Оповідання [[Артур Кларк|Артура Кларка]] «Схід Сатурна» (1962) розповідає історію чоловіка, який через дитячу травму хотів побудувати готель на Титані<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/talesoftenworlds0000clar
|title=Tales of Ten Worlds
|last=Clarke
|first=Arthur
|date=1962
|publisher=New York, Harcourt, Brace & World
|isbn=978-0-15-688158-6
}}</ref>. Також детально описана колонія на Титані в його романі [[Земля Імперська|«Земля імперська»]] (1975)<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/imperialearth0000clar
|title=Imperial Earth
|last=Clarke
|first=Arthur
|date=1979
|publisher=New York : Ballantine Books
|isbn=978-0-345-28915-5
}}</ref>. 
* У романі [[Бен Бова|Бена Бови]] «Як на темній рівнині» (1972)<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/asondarklingplai0000bova
|title=As on a Darkling Plain
|last=Bova
|first=Ben
|date=1985
|publisher=New York : Tom Doherty Associates
|isbn=978-0-8125-3200-5
}}</ref> на Титані знаходяться величезні машини прибульців<ref>{{Cite web|url=https://sf-encyclopedia.com/entry/bova_ben|title=SFE: Bova, Ben|website=sf-encyclopedia.com|access-date=2024-07-31}}</ref>.
* Титан є домівкою дивної форми життя з твору «Якщо зірки&nbsp;— боги» (1977)<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/ifstarsaregods00greg
|title=If the Stars are Gods
|last=Benford
|first=Gregory
|last2=Eklund
|first2=Gordon
|date=1981
|publisher=New York : Ace
|isbn=978-0-441-37066-5
}}</ref> [[Грегорі Бенфорд]]а та Гордона Еклунда<ref name=":5" />.

=== Література (XXI століття) ===

* Роман [[Пол Мак-Оулі|Пола Макоулі]] «Сади Сатурна» (2001) описує майбутнє, де багато менших супутників Сатурна населені, Титан [[Тераформування|тераформується]], а генний інженер намагається перетворити [[Епіметей (супутник)|Епіметей]] на живий організм<ref>{{Cite web|url=https://www.baen.com/Chapters/9781625791535/9781625791535___2.htm|title=The Gardens of Saturn|last=McAuley|first=Paul J.|date=2001|website=www.baen.com|access-date=2024-07-31}}</ref>.
* Оповідання [[Майкл Свонвік|Майкла Свонвіка]] «Повільне життя» (2003) розповідає про першу експедицію на Титан. Пропонує форму життя, яка може вижити глибоко в морях Титана<ref>{{Cite web|url=https://www.lightspeedmagazine.com/fiction/slow-life/|title=Slow Life|last=Adams|first=John Joseph|date=2012-08-28|website=Lightspeed Magazine|language=en-US|access-date=2024-08-01}}</ref>.
* Пізніша серія Бена Бови «Оповідання про Велику подорож» розповідає про подорож до Сатурна і Титана у романах із відповідними назвами «Сатурн» (2003) і «Титан» (2006)<ref name=":5" />.
* Роман [[Стівен Бекстер|Стівена Бекстера]] «Повернення на Титан» (2011) описує місію з екіпажем, що досліджує Титан. Інтригуючі форми життя, які можуть вижити на Титані, є основою для цієї історії<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/xeeleeendurance0000baxt
|title=Xeelee: Endurance
|last=Baxter
|first=Stephen
|date=2015
|publisher=London : Gollancz
|isbn=978-1-4732-1270-1
}}</ref>.
* У романі [[Меркуріо Рівера|Меркуріо Рівери]] «Прив'язаний» (2012) інопланетяни допомагають людям розвивати технології, які дозволять їм вижити на Титані<ref name=":6">{{Cite book
|url=https://astrosociety.org/file_download/inline/7b5edc23-7a89-46c1-a6b3-33a30ed4c876
|title=Science Fiction Stories with Good Astronomy & Physics: A Topical Index
|last=Fraknoi
|first=Andrew
|year=2024
}}</ref>.
* Оповідання [[Б. Зелькович|Б. Зельковича]] «Лемент Ківу Лакуса» (2023) розповідає про вченого, який живе на дослідницькій станції на Титані. Він виявляє в озерах супутника форму життя, схожу на кита, і досліджує його «пісню»<ref name=":6" />.
* Роман {{link-interwiki|Девід Нордлі|Q=Q5512195|Девіда Нордлі}} «Титан Хаосу» (2023) пропонує форму життя, яка може жити в метанових і етанових озерах Титана<ref name=":6" />.

=== Фільми ===
Титан з'являється у фільмі [[Зоряний шлях|«Зоряний шлях»]] (США, 2009). Ентерпрайз виходить в атмосферу Титана, щоб підкрастися до ромуланського корабля, який атакує Землю. Титан також зустрічається у фільмі «Зоряний шлях: Немезида», і в епізоді [[Зоряний шлях: Наступне покоління|«Зоряний шлях: Наступне покоління»]]<ref name=":9" />. Титан був колонізований у фільмі [[Світ забуття (фільм, 2013)|«Світ забуття»]] (2013)<ref name=":5" />. Кілька телешоу та серіалів також мають у сюжеті Титан. Наприклад фільм [[Гаттака|«Гаттака»]] (1997), серіали [[Футурама|«Футурама»]] та [[Еврика (телесеріал)|«Еврика»]], а також культовий аніме-серіал [[Cowboy Bebop|«Ковбой Бібоп»]]. Титан також представлений у десятках відеоігор, а також у кількох коміксах від Marvel та DC<ref name=":9" />.

== Примітки ==
{{reflist|3}}

== Посилання ==

* {{YouTube|RNq2BbzXRIM|Титан. Супутники Сонячної системи ч.3. Всесвіт UA|logo=1}}
* [http://www.naturalist.if.ua/?p=1329 Титан: перспективи інопланетного життя] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090527175152/http://www.naturalist.if.ua/?p=1329|date=27 травня 2009}}
* [https://thealphacentauri.net/148141-vcheni-znayshli-dokazi-hvilovoyi-aktivnosti-v-okeanah-titana/ Вчені знайшли докази хвильової активності в океанах Титана]. 25 Липня, 2024 // [[Alpha Centauri (сайт)|Alpha Centauri]]
* {{ref-en}} [http://www.exploratorium.edu/saturn/titan.html Titan The Cassini-Huygens mission] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150709224042/http://www.exploratorium.edu/saturn/titan.html|date=9 липня 2015}}&nbsp;— дослідження Титану місією [[Кассіні — Гюйгенс]].


{{Титан}}
{{Супутники Сатурна}}
{{Кандидат у добрі статті|}}
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті 1655]]