Titan (mesiac)

Titan
Základné informácie
Objaviteľ	Christiaan Huygens
Dátum objavenia	25. marec 1655
Satelit	Saturn
Iné označenia	Saturn VI., Saturni luna
Orbitálne (obehové) vlastnosti (Epocha: J2000,0)
Veľká polos	1 221 870 km
Excentricita	0,028 880
Pericentrum	1 186 642 km
Apocentrum	1 257 220 km
Perióda obehu	15,945 d
Uhol sklonu dráhy k rovníku planéty	0,348 54°
Fyzikálne vlastnosti
Rozmery	5 150 km
Plocha povrchu	8,3 × 107 km²
Objem	7,16 × 1010 km³
Hmotnosť	1,345 × 1023 kg
Priemerná hustota	1,8798 ± 0,0044 g/cm3
Gravitácia na rovníku	1,35 m/s2 (0,138 g)
Gravitačný parameter	897 815 657 km³/s2
Úniková rýchlosť	0,379 km/s
Perióda rotácie	382,690 h (viazaná rotácia)
Albedo	0,21
Priemerná povrchová teplota	−179 °C, t. j. 94 K
Atmosférické vlastnosti
Atmosférický tlak	1 600 hPa
Zloženie atmosféry	dusík – 98 % metán – 1,6 %
Ďalšie odkazy
Commons	Titan
Astronomický portál  Portál slnečná sústava

Titan (Saturn VI) je najväčší a najhustejší z dosiaľ známych mesiacov planéty Saturn a po Jupiterovom mesiaci Ganymedes je druhým najväčším a prvým najhmotnejším mesiacom v celej slnečnej sústave. Zároveň je prvým objaveným mesiacom planéty Saturn. Objavil ho Christiaan Huygens v roku 1655.

So svojím priemerom 5 150 km je väčší ako planéta Merkúr. Pôvodne bol považovaný za najväčší mesiac slnečnej sústavy, pretože jeho atmosféra presahuje 300 km nad povrch. Vďaka tomu bol priemer Titanu nadhodnotený. Svoju materskú planétu obehne Titan raz za 16 dní vo vzdialenosti 1,2 milióna km.

Je jediným známym mesiacom s hustou a nepriehľadnou atmosférou, ktorá bráni priamemu pohľadu na jeho povrch. Atmosféra pozostáva najmä z dusíka, o ktorom sa predpokladá, že by mohol byť sopečného pôvodu. Okrem hustej atmosféry je unikátny tým, že v jeho atmosfére aj na jeho povrchu sa nachádza veľké množstvo rôznych organických molekúl.

O povrchu vedci nemali presné predstavy až do pristátia kozmickej sondy Huygens začiatkom roku 2005. Po jej pristátí sa Titan stal jediným mesiacom cudzej planéty, na ktorom pristála kozmická sonda. Titan dlhodobo skúmala aj sonda Cassini, ktorá bola do septembra 2017 na obežnej dráhe okolo Saturnu.

Fyzikálne charakteristiky

Titan vo falošných farbách. Povrch aj atmosféra sú jasne viditeľné.

Zloženie Titanu je podobné ako u ostatných veľkých ľadových mesiacov (Ganymedes, Kallisto) – z polovice je tvorené vodným ľadom a z polovice kremíkovým kamenistým materiálom. Jeho priemerná hustota 1,88 g/cm³ je síce väčšia ako hustota vody, ale menšia ako hustota planéty Merkúr. Oproti Merkúru je mesiac napriek väčším rozmerom tiež menej hmotný. Je však hmotnejší než väčší mesiac Ganymedes. Gravitácia na Titane je 7-krát slabšia ako pozemská. Povrch Titanu je väčší ako povrch svetadielov Európy, Afriky a Ázie dohromady.

Tvar mesiaca bol zistený z veľmi presných rádiových polôh meraných sondou Cassini počas preletov okolo tohto mesiaca. Je to takmer dokonalá guľa s polomerom 2 574 km.

Dráha a rotácia

Titan je devätnásty mesiac v poradí od planéty. Planétu obieha v priemernej vzdialenosti 1 221 600 km s periódou 15,95 dňa prográdnym (priamym) smerom. Titan je v dráhovej rezonancii 3:4 s malým nepravidelným mesiacom Hyperion.

Až do výsledkov podrobnej analýzy sondy Cassini vedci predpokladali, že rotácia Titanu je viazaná, to znamená, že k Saturnu otáča stále tú istú stranu. Koncom roku 2007 sa však podarilo stanoviť skutočnú Titanovu rotačnú periódu, ktorá je o 0,36° za rok rýchlejšia, ako by zodpovedalo viazanej rotácii. Chybné boli tiež predpoklady o nulovom sklone rotačnej osi. Jej sklon predstavuje 27°, čo je viac než sklon rotačnej osi Zeme. Vďaka tomu na Titane existujú výrazné ročné obdobia, no hodnoty teplôt počas nich zostávajú naproti Zemi vo výrazných mínusových hodnotách.

Z analýzy údajov sondy Cassini vyplynulo, že obežná dráha ani rotácia Titanu nezodpovedajú vlastnostiam pevného, kompaktného telesa. Rose-Marie Balandová z Kráľovského observatória v Bruseli z týchto údajov vyvodila záver, že mesiac má pevné jadro obalené oceánom tekutej vody, ktorý je prekrytý kôrou z ľadu.

Vznik a vývoj

Okolnosti vzniku a vývoja Titanu sú zatiaľ nejasné. Pokiaľ je správna teória, že vnútro mesiaca je rozdelené na tri vrstvy: jadro, plášť a kôru, tak, ako je to aj u terestrických planét, potom sa Titan sformoval podobným spôsobom ako ony: akréciou z plynoprachového disku. Po svojom vzniku bolo vnútro mesiaca roztavené a ťažšie látky mali možnosť pod vplyvom gravitácie klesať do jeho ťažiska, kde utvorili jadro. Počas fázy horúceho vnútra mal mať Titan aj sopečnú aktivitu, ktorá vytvorila jeho atmosféru.

Druhá teória vnútornej stavby mesiaca však predpokladá, že tieto vrstvy neexistujú a pod kôrou uhľovodíkov je teleso mesiaca tvorené jednotvárnou zmesou ľadu a skál. V tomto prípade sa mesiac formoval pomaly v priebehu milióna rokov a neprešiel horúcim štádiom. Keďže chladné vnútro nedovoľuje prítomnosť sopiek, atmosféra mesiaca musela vzniknúť inak ako ich činnosťou. Japonskí vedci sa nazdávajú, že plyny do atmosféry mohli priniesť kométy, ktoré sa s mesiacom zrazili počas veľkého bombardovania pred 4 miliardami rokov.

Ďalšia hypotéza o pôvode Titanu vznikla na základe počítačových simulácií. Podľa E. Asphauga a A. Reufera vznikol Titan postupným zrazením sa niekoľkých pôvodných menších ľadových mesiacov Saturna. Dôkazom toho by mala byť obrovská hmotnosť Titanu, ktorá prevyšuje nielen väčší mesiac Ganymedes, ale aj všetky ostatné Jupiterove mesiace dohromady. Pri mesiacoch Jupitera k ich splynutiu nedošlo, pretože boli uzamknuté do vzájomných dráhových rezonancií, ktoré vylučujú možnosť zrážky.

Magnetosféra

Titan nemá vlastné magnetické pole. Jeho hustá atmosféra je však ionizovaná žiarením, nábojovou výmenou a nárazom častíc. To u neho vytvára indukovanú magnetosféru podobne ako napríklad u Venuše.

Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosféry (sféry vyplnenej elektricky nabitými časticami), ktorá je vytvorená Saturnovým magnetickým poľom. Titan so svojou indukovanou magnetosférou je vodivá prekážka pre častice Saturnovej plazmosféry. Keďže Titan obieha okolo planéty pomalšie ako častice plazmosféry, brzdí tieto častice a vytvára deformáciu magnetického poľa Saturna. Titan sa pohybuje už na hranici magnetopauzy, a tak sa niekedy nachádza v magnetosfére Saturna, inokedy je zase v priamom kontakte so slnečným vetrom.

Atmosféra

Horné vrstvy atmosféry.

Existenciu hustej atmosféry prvýkrát dokázal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektrografie, keď spozoroval absorpčné čiary prislúchajúce metánu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dusík ako hlavný komponent atmosféry a určili jej tlak na povrchu približne o polovicu väčší ako na Zemi. V skutočnosti je jeho tlak o 60 % väčší ako na povrchu Zeme. Titan je tak okrem Zeme jediným telesom v našej slnečnej sústave, ktoré má v atmosfére najväčšie zastúpenie dusíka. Na rozdiel od Zeme však atmosféra Titanu neobsahuje žiadny kyslík. Jeho atmosféra je 5-krát hrubšia ako pozemská, horné vrstvy sú až vo výške 600 km nad povrchom. Teplota horných vrstiev atmosféry dosahuje -200°C.

Zastúpenie dusíka predstavuje okolo 95 %. Zvyšok tvorí najmä metán – 1,4 %. Keďže ide o skleníkový plyn, ovplyvňuje vývoj klímy Titánu v periódach trvajúcich stovky tisíc rokov. V stopovom množstve sa vyskytujú vodík, argón a rôzne uhľovodíky (detegovaná bola prítomnosť etánu, diacetylénu, propínu, kyanoacetylénu, etínu a propánu), oxid uhličitý, oxid uhoľnatý, dikyan, kyanovodík a hélium. Ultrafialové žiarenie Slnka rozkladá v horných vrstvách atmosféry metán a tak dochádza k neustálej tvorbe pevných uhľovodíkov, ktoré postupne klesajú na povrch. Titan sa počas obehu Saturnu niekedy dostane mimo Saturnovu magnetosféru, ktorá ho chráni pred slnečným vetrom. Vtedy slnečný vietor unáša častice z horných vrstiev atmosféry do kozmického priestoru.

Kvôli nízkym teplotám (okolo −180 °C) na povrchu mesiaca nedochádza k sublimácii vodného ľadu, výsledkom čoho je absencia vodných pár v atmosfére. Oblaky na Titane sú tak tvorené pravdepodobne etánom, metánom a ďalšími jednoduchými uhľovodíkmi. Rozloženie uhľovodíkov je vo všetkých oblastiach danej výšky rovnaké, ale podliehajú sezónnym zmenám v závislosti od ročných období. 200 km nad povrchom sa k nim pridávajú tholiny, ktoré spôsobujú charakteristickú oranžovú farbu mesiaca. Ešte nižšie sa tvoria organické aerosóly.

Hustá atmosféra neustále zahaľuje povrch Titanu. Zabraňuje tak preniknutiu väčšiny slnečných lúčov na povrch mesiaca, ktoré sa od nej odrážajú do kozmického priestoru, čím spôsobuje antiskleníkový efekt. Sonda Huygens nebola schopná počas zostupu určiť polohu Slnka, ale bola schopná v existujúcom šere získať obrázky povrchu mesiaca. Preto sa predpokladá, že nielen Slnko, ale ani Saturn nie je z povrchu Titanu viditeľný. Pozorovania sondy Cassini z roku 2004 naznačujú, že atmosféra rotuje oveľa rýchlejšie ako povrch mesiaca (podobne ako na Venuši).

Na Titane vďaka jej atmosfére existuje kolobeh kvapalín podobne ako na Zemi. Na rozdiel od Zeme sa ale nejedná o vodu, ale o kvapalné uhľovodíky.

Oblačnosť a počasie

Gigantický oblak nad severným pólom Titanu v nepravých farbách

Sonda Cassini objavila gigantický oblak nad severným pólom mesiaca. Má priemer až 2 400 km a siaha po 60-tu rovnobežku. Je pravdepodobné, že práve z tohto oblaku pršia uhľovodíky hromadiace sa v povrchových jazerách. Jeho existenciu predpokladali vedci ešte predtým, než sa ho podarilo sonde odfotografovať. Oblak existuje už niekoľko rokov a vedci predpokladajú, že v priebehu ďalšieho vývinu sa bude presúvať do južných polárnych končín. Mraky na Titane sa pohybujú rýchlosťou okolo 1 m/s. Nad južným pólom mesiaca sa zase vytvoril polárny vír.

Poloha oblakov a s nimi súvisiacich jazier sa mení v priebehu sezón, ktoré trvajú sedem pozemských rokov. Počas sezón sa uhľovodíkové jazerá striedavo vyparujú a tvoria oblaky a opäť napĺňajú zrážkami z oblakov. Hlavnou zložkou týchto dažďov je podľa spektrometra VIMS sondy Cassini etán. Tieto zrážky sú väčšinou mierne a pomerne rýchlo sa vyparia. V okolí severného pólu sa sústreďuje skôr metán padajúci na povrch v podobe búrok a metánových zrážok.

Vír nad južným pólom Titanu

Na základe pozorovaní sondy Cassini v rokoch 2004 – 2007 planetológovia prišli k záveru, že jeho oblaky sa tvoria a pohybujú skoro rovnako ako oblaky na Zemi. To však vyvrátili neskoršie pozorovania sondy Cassini, ktoré nezaznamenali ani zďaleka dostatočnú koncentráciu dikyanoacetylénu, látky, z ktorej sa oblaky skladajú. Sonda zaznamenala v atmosfére Titanu ľadové oblaky, na ktorých skondenzovanie by bolo potrebné 100-krát väčšie množstvo tejto chemikálie. Podobný výsledok dal už detektor sondy Voyager 1, ktorá okolo mesiaca preletela dávno pred Cassinim, čo si ale vedci vysvetľovali nedostatočnou citlivosťou jej detektora. Keď ale rovnaký mechanizmus dal aj prístroj CIRS sondy Cassini, vedci museli svoj názor na proces spôsobujúci vznik oblakov na Titane prehodnotiť. Výskumníci si to začali vysvetľovať pomocou chémiou pevných látok.

V lete na južnej pologuli pozorovali množstvo oblakov, ktoré navzdory očakávaniam pretrvali aj do začiatku jesene. Počasie na Titane tak pripomína pozemské babie leto, aj keď mechanizmus jeho vzniku je úplne iný.

Povrch

Povrch mesiaca Titan, ako ho nasnímala po pristátí sonda Huygens

Prvý prijatý záber z pristávajúcej sondy Huygens ukazuje kľukaté riečiská

Povrch Titanu je relatívne mladý, čo svedčí o komplexnej a neustále prebiehajúcej geologickej činnosti. Vek povrchu je oveľa mladší ako vek celého mesiaca a jeho odhady sa pohybujú v rozmedzí medzi 100 miliónmi až jednou miliardou rokov. Infračervený prieskum povrchu ukázal, že na povrchu mesiaca sú útvary, ktoré sa interpretujú ako oceány, ľadovce a pevniny. Ide o jediný známy mesiac s takýmto rozmanitým povrchom a jediný známy mesiac s aspoň čiastočne kvapalným povrchom. Podľa údajov zo sondy Voyager 1 vedci predpokladajú, že Titan je vybudovaný zrejme z rovnakých dielov kremičitanov a molekúl NH₃.H₂O a CH₄.H₂O. Povrchové teploty sa pohybujú okolo −179 °C (94 K). Zmena teplôt v rámci polohy na mesiaci je len nepatrná, na póloch klesá iba o 2 K.

Povrchové útvary

Pevný povrch

Ešte pred misiou Cassini existovala teória, že celý povrch Titanu by mohol pokrývať globálny oceán tvorený kvapalnými uhľovodíkmi, čo sa však nepotvrdilo po prieskume sondou Huygens. Kvapalné uhľovodíky sa na Titane nachádzajú, ale sú situované v jazerách až moriach prerušovaných ľadovou pevninou, na ktorej sú pohoria. V roku 2006 sonda Cassini objavila zatiaľ najvyššie pohorie pokryté vrstvami organického materiálu a zahalené do oblakov. Pohorie je asi 150 km dlhé, 30 km široké a vysoké okolo 1 500 metrov. Na jeho vrchole leží svetlý materiál zo zmrznutých uhľovodíkov, pravdepodobne metánu. Dá sa predpokladať, že pohorie sa vytvorilo vrásnením podobne ako pohoria na Zemi. Na ďalších obrázkoch z posledného (25. november) preletu sa objavili dlhé horské pásma, duny a nánosy materiálu pripomínajúce lávové rieky. Duny sa skladajú zo zrniek piesku z organických zlúčenín (benzén, naftalén a fenantrén, ktoré vznikli pôsobením kozmického žiarenia na chladný acetylénový ľad). Podľa R. Lorenza je dunami pokrytých 20 % povrchu mesiaca. Ich zvyčajná výška je okolo 100 metrov, šírka 1 km a dĺžka až stovky kilometrov.

Mesiac obsahuje aj kryovulkány, ktoré produkujú metán nahrádzajúci v atmosfére metán rozložený ultrafialovým žiarením.

Do roku 2010 bolo s istotou známych iba päť impaktných kráterov na povrchu mesiaca. Ďalších 44 známych je však tiež veľmi pravdepodobne impaktného pôvodu. Staršie známe krátery sú silne erodované, zaplavené uhľovodíkmi alebo pochované v piesočných dunách. Najväčší kráter na Titane je Menrva s priemerom 425 km. Hustá atmosféra, v ktorej mnohé telesá zhoria, sa zaslúžili o to, že kráterov je menej než na porovnateľných telesách slnečnej sústavy. Druhým dôvodov malého množstva impaktných kráterov je prebiehajúca erózia, ktorá, podobne ako na Zemi, tieto útvary časom zahladzuje.

Sonda Cassini objavila malé jazerá so strmými a hlbokými brehmi. V roku 2019 bol vytvorený model a hypotéza, ktorá tvrdí, že tieto jazerá vznikli výbuchom nahromadeného dusíka.

Kvapalný povrch

Koncom júla 2008 odborníci definitívne potvrdili, že na povrchu Titanu sa nachádza jazero tvorené etánom. Existencia jazier tekutých uhľovodíkov na povrchu Titanu sa predpokladala už dávno. Prvé objavené jazero leží v blízkosti južného pólu a jeho hladina pokrýva plochu asi 20 000 km². Je o niečo väčšie ako jazero Ontário, podľa ktorého dostalo aj meno. Etán vypĺňajúci jazero vznikol pôsobením ultrafialového žiarenia na molekuly metánu. Odparovaním z jazier sa zrejme dopĺňajú uhľovodíky v atmosfére.

Radar sondy Cassini objavil ďalšie potenciálne jazerá a moria. Najväčšia objavená tmavá oblasť má rozlohu až 400 000 km², čiže len o málo menšiu ako Kaspické more. Dostala pomenovanie Kraken Mare. V niektorých moriach sa našli tiež polostrovy a ostrovy. Predpokladá sa, že tieto jazerá a moria kvapalných uhľovodíkov sú zásobárne pre uhľovodíky v atmosfére. Celkové predpokladané množstvo kvapalných uhľovodíkov na Titane minimálne stokrát prevyšuje všetky známe zásoby ropy a zemného plynu na Zemi. Tieto tekuté plochy podliehajú sezónnym zmenám. Ako sa blížilo pre severnú pologuľu Titanu zatiaľ posledné leto, sonda Cassini pozorovala, že jej jazerá sa zapĺňajú uhľovodíkmi. Naproti tomu rozloha jazier v blízkosti južného pólu sa medzi rokmi 2005 až 2009 zmenšila.

Na hladinách týchto jazier plávajú kryhy zmrznutého metánu a etánu. Umožňujú im to plynné bublinky v nich obsiahnuté. Radar sondy Cassini zaznamenal na metánovom mori aj vlny.

Do viacerých jazier na Titane ústia rieky. Radar sondy Cassini zaznamenal 400-kilometrový tok vlievajúci sa do Kraken Mare. V čase expozície ním pretekal tmavý metán alebo etán. Je to ďalší dôkaz toho, že na Titane existuje kolobeh uhľovodíkov a tiež náznak tektonickej aktivity, pretože geológovia tímu Cassini pripúšťajú, že rieky pretekajú tektonickými trhlinami.

Vnútorné zloženie

Na základe obehu a rotácie telesa, ako aj rádiových meraní sondy Cassini počas blízkych preletov, Rose-Marie Balandová z Kráľovského observatória v Bruseli predpokladá, že vnútro Titanu je rozdelené na jadro, plášť a kôru. Hrúbka týchto vrstiev sa ešte upresňuje, ale predbežne je odhadovaná na 150 – 200 km u kôry, 5 – 425 u oceánu. Jadro je diferencované iba čiastočne. Kremíkové jadro s priemerom okolo 3 400 km je pravdepodobne obalené niekoľkými vrstvami zloženými najmä z vodného ľadu rôznej kryštalickej štruktúry. Titan je príliš malý, aby sám dokázal generovať teplo vo svojom jadre. Napriek tomu je jadro možno horúce ešte od dôb vzniku, alebo je zahrievané slapovými silami Saturnu. V takom prípade sa môže medzi horúcim jadrom a ľadovou kôrou na povrchu nachádzať tekutá vrstva tvorená chladnou slanou vodou s malou prímesou amoniaku (čpavku), síry, dusíka a vápnika. To potvrdzujú aj odrazy rádiových signálov. Existenciu takejto vrstvy podporuje aj objavenie vulkanickej činnosti (tzv. kryovulkanizmus) na Titane. Podľa J. Mitchella je ďalším dôkazom podpovrchového oceánu na Titanu kolísanie rýchlosti jeho rotácie. Tekutina totiž znižuje moment zotrvačnosti jeho povrchu.

Jedna z predstáv o vnútornom zložení Titanu

Podľa teórie publikovanej v roku 2008 na stránkach časopisu Science sa kôra Titanu pohybuje nezávisle od podpovrchových vrstiev. Pod kôrou by sa totiž mal vyskytovať globálny oceán tvorený vodou a amoniakom. Tento oceán sa musí nachádzať v hĺbkach pod 100 km, pretože ak by sa nachádzal bližšie k povrchu, tak by pri dopade telesa, ktoré vytvorilo obrovský impaktný útvar Menvra, došlo k prelomeniu kôry.

Sonda Cassini zistila, že gravitačné pole Titanu sa nespráva podľa očakávaní. Pri prelete nad topografickými vyvýšeninami, nad pohoriami, zaznamenala nepatrné zníženie gravitačnej sily, a nie zvýšenie, ako sa očakávalo. Autori teórie publikovanej 28. augusta 2013 to vysvetľujú tým, že pod pohoriami na Titane môžu byť hlboko siahajúce ľadové "korene" obklopené vodným oceánom. Keďže ľad má nižšiu hustotu ako voda, kompenzuje hmotnosť hory a preto je gravitácia na týchto miestach oslabená.

Údaje zo sondy Cassini však pripúšťajú aj možnosť, že vnútro mesiaca nie je rozdelené na spomínané vrstvy a tvorí ho homogénna zmes vody, ľadu a skál. Tomuto zodpovedajú údaje gravitačnej mapy mesiaca.

Pozorovanie zo Zeme

Titan je nielen najväčší, ale aj najjasnejší a najľahšie pozorovateľný Saturnov mesiac. Jeho zdanlivá hviezdna veľkosť sa mení v závislosti od aspektu planéty Saturn, v najväčšom priblížení k Zemi (v opozícii) dosahuje 8,3 magnitúd. Dá sa preto dobre pozorovať už malým ďalekohľadom. Od Saturna sa vzďaľuje až na 20 jeho polomerov. Kvôli nepriehľadnej atmosfére však zo Zeme nemožno na jeho povrchu pozorovať žiadne detaily.

Výskum zo Zeme

Pokrok nastal pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu, ktorý snímal Titan v infračervenom spektre. Na vlnových dĺžkach 940 nanometrov je atmosféra Titanu čiastočne priehľadná, ale len po 40.-ty stupeň severnej a južnej šírky. Výsledkom pozorovaní bolo objavenie svetlej rovinnej oblasti Xanadu veľkosti Austrálie. Pozorovania Hubblovým ďalekohľadom priniesli aj objav inej, pre zmenu tmavej oblasti, ktorá sa nachádza na strane odvrátenej od Saturna.

Na jar 2008 pozorovali Titan spoločne Spitzerov vesmírny ďalekohľad a teleskopy Gemini N a IRTF na Havaji, oboje v infračervenej oblasti spektra. na 15° južnej šírky mesiaca zaznamenali hurikán.

Rádioteleskopy ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) v Chile našli v roku 2017 dôkazy o tom, že v atmosfére Titanu sa vyskytuje látka akrylonitril. Jeho koncentrácie dosahujú až 1,9 – 2,8 molekúl na miliardu ostatných látok. Tento objav podporil špekulácie o živote na Titane, ktorý by fungoval na úplne inom biochemickom princípe ako pozemský.

Výskum sondami

Titan bol skúmaný sondami Pioneer 11, Voyager 1 a Voyager 2. Všetky tri menované sondy ale okolo neho len preleteli a navyše nedokázali so svojimi prístrojmi preniknúť cez jeho atmosféru.

Cassini-Huygens

V rokoch 2004-2017 prebiehal výskum prostredníctvom misie Cassini-Huygens. Cassini bola sonda na obežnej dráhe okolo Saturna a Huygens je pristávacie puzdro, ktoré priletelo k Saturnu v spojení so sondou Cassini. Jeho úlohou bolo pristáť na povrchu Titanu. Sonda Cassini zostala obiehať okolo Saturna, ale počas misie mnohokrát blízko preletela okolo tohto mesiaca. Zaznamenávala sezónne zmeny na Titane počas celého jeho "polroka" odvodeného od obežnej doby Saturna okolo Slnka (30 rokov). Študovala postupnú premenu mesiaca od zimy na jeho severnej pologuli až po jej leto.

Prieskum v rokoch 2004 – 2005

Sonda Cassini bola navedená na obežnú dráhu Saturna 1. júla 2004 a 2. júla sa sonda po prvýkrát priblížila k Titanu. Preletela okolo neho vo vzdialenosti 339 000 km, neskôr však absolvovala množstvo ďalších a tesnejších priblížení. 26. októbra minula sonda Cassini mesiac vo vzdialenosti 1 176 km. Na Zem prišli prvé detailné snímky, spektrá a radarové údaje. 19. novembra sa uskutočnila kontrola pripravenosti na uvoľnenie puzdra Huygens, ktoré sa malo odpojiť od sondy a samostatne pristáť na povrchu mesiaca. 23. novembra prebehla posledná previerka puzdra Huygens. 13. decembra sa uskutočnil ďalší prelet okolo Titanu s najväčším priblížením 1 200 km.

Umelecká predstava o pristávaní sondy Huygens na povrchu Titanu

Dňa 25. decembra 2004 sa od sondy Cassini oddelila sonda Huygens. Modul začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 28. decembra sonda Cassini previedla úhybný manéver, ktorý jej zaistil tretí prelet okolo Titanu, tentoraz vo vzdialenosti 60 000 km.

V piatok 14. januára 2005 na povrchu Titanu hladko pristála sonda Huygens. Ide o dosiaľ najvzdialenejšie pristátie umelej sondy v dejinách, operácia prebiehala takmer 10 astronomických jednotiek od Zeme. Prvá snímka z Huygensu zachytávajúca krajinu z výšky asi 16 km, na ktorej vyniká sústava tmavých kľukatých kaňonov pripomínajúcich riečne meandre, bola predstavená ešte v deň pristátia.

Počas preletu 15. februára 2005, kedy sonda Cassini minula Titan vo vzdialenosti 1 577 km, kamery sondy a ďalšie vedecké prístroje začali jeho podrobný výskum. Na získaných snímkach boli po prvýkrát objavené impaktné krátery na Titane. Počas štvrtého cieleného preletu (kvôli ktorému sa upravovala dráha sondy) sa vykonávalo meranie vyžarovania ovzdušia v emisných čiarach dusíka a uhlíka, získavali sa ďalšie detailné snímky povrchových útvarov, prístroj VIMS pozoroval vývoj oblačnosti a ďalších prechodných javov, skúmali sa parametre plazmy v okolí mesiaca, elektrónová teplota, interakcia medzi magnetosférou a ionosférou a hľadali sa búrkové javy. 16. apríla 2005 bol po prvýkrát použitý spektrometer INMS, ktorý zmeral hustotu neutrálnych častíc a iónov atmosféry Titanu počas piateho cieleného preletu sondy. 22. augusta sonda absolvovala ďalší cielený prelet, počas ktorého sa podarilo získať údaje o teplote, tlaku a obsahu aerosólov v jeho atmosfére. Ďalšie merania v priebehu stretnutia vykonával magnetometer MAG, kamery ISS – snímkovanie južnej oblasti pod regiónom Xanadu, UVIS, analyzátor prachu CDA a iné. V dobe najväčšieho priblíženia optické prístroje snímkovali oblasť okolo južného pólu. Ďalší, v poradí už siedmy cielený prelet okolo Titanu sa konal 7. septembra 2005. Počas preletu sa uskutočnili radarové merania. 13. septembra bolo oznámené, že došlo k strate podstatného objemu vedeckých údajov z preletu okolo Titanu. Príčinou boli jednak prevádzkové problémy na sledovacej stanici DSN a jednak softvérová chyba na palube sondy.

Snímka z apríla 2006 poskytuje pohľad na prstence Saturna, ktoré čiastočne prekrývajú mesiac Titan. Nad prstencami sa nachádza ďalší mesiac, malý Epimetheus.

Prieskum v rokoch 2006 – 2007

Počas šestnásteho preletu okolo Titanu (2. júla 2006) sonda skúmala mesiac prístrojmi VIMS, ktorý v priebehu približovania získaval údaje pre globálnu mapu, CIRS, ktorý skúmal aerosóly v atmosfére, ISS, ktorý pátral po búrkových javoch, MAPS, ktorý zisťoval pôsobenie mesiaca na magnetosféru Saturna, a UVIS, ktorý vykonával ultrafialové merania. Radar na palube sondy poskytol zreteľný dôkaz existencie uhľovodíkových jazier na Titane. Na radarových záberoch sa našlo množstvo tmavých škvŕn, pričom niektoré sú napojené na sústavu kanálov. 21. júla prebehol najbližší prelet okolo Titanu vo vzdialenosti 950 km, ktorý zmenil sklon dráhy sondy. Hlavným bodom programu preletu bola radarová sondáž krajín okolo severného pólu mesiaca. Počas preletu bola nameraná vyššia hustota atmosféry, ako sa očakávalo. Pomocou merania zákrytu hviezd za Titanom sa tiež zisťoval detailný profil termosféry mesiaca. 7. septembra došlo k ďalšiemu cielenému preletu okolo Titanu s najväčším priblížením vo výške 1 000 km. Počas príletu hľadala kamera ISS búrkové javy a polárne žiary, zatiaľ čo spektrometer VIMS sa sústredil na mapovanie a fotometrické meranie Titanu. Počas preletu robil spektrometer VIMS snímky vo vizuálnom a infračervenom obore v rozsahu od globálnych záberov po veľmi podrobné detaily. 9. októbra sa uskutočnil ďalší blízky prelet okolo Titanu (výška 980 km), pričom sa radarom intenzívne skúmali miesta okolo severného pólu, kde sa predpokladajú uhľovodíkové jazerá. Na snímkach z preletu 25. novembra 2006 bolo objavené zatiaľ najvyššie pohorie na Titane.

3. januára 2007 potvrdila skupina starajúca sa o údaje z radaru sondy, že na Titane sú jazerá naplnené tekutým metánom. 12. januára prebehol ďalší prelet okolo Titanu spojený s mapovaním jeho povrchu. Celkove sa sonda stretla s Titanom v roku 2007 17-krát. 22. februára sonda absolvovala 25. prelet okolo Titanu, počas ktorého prebiehali radarové merania. Mapujúci spektrometer VIMS urobil prvé zábery na najvyššej oblasti severnej pologule mesiaca.

Prieskum v rokoch 2008 – 2009

V lete 2008 sa sonde Cassini podarilo dokázať prvú existenciu tekutého jazera (Ontario) a o rok neskôr našla definitívny dôkaz takéhoto jazera aj na severnej pologuli.

V roku 2009 začala na severnej pologuli Titanu jar. Sonda Cassini pozorovala odrazy slnečného svetla od hladiny najväčšej kvapalnej plochy na mesiaci, Kraken Mare. Vďaka tomu vo vysokom rozlíšení pozorovala jeho ostrovy a pobrežie. Zistilo sa, že more sa skladá z dvoch paniev prepojených 40 km dlhou úžinou. V júni sonda merala hĺbku jazera Ontário radarom.

26. decembra 2009 sonda Casisni preletela nad Titanom vo výške 955 km. Okrem sledovania sezónnych zmien na jazerách a moriach pozorovala aj sezónne zmeny atmosféry v polárnej oblasti. Dážď a sneh nad sledovacou stanicou v Madride však spôsobili čiastočnú stratu údajov z tohto preletu.

Prieskum v rokoch 2010 – 2011

12. januára 2010 sa uskutočnil ďalší cielený prelet vo výške 1 073 km. Počas neho sa skúmal odpar jazera Ontario Lacus. Prístroj INMS toho do hĺbky skúmal atmosféru južnej časti mesiaca a hľadal sezónne zmeny. Merali aj prístroje CAPS a spektrometer CIRS, ktorý skúmal teplotu povrchu, stratosféru a analyzoval prvky a zlúčeniny. Sledovala sa aj oblačnosť, vytvárala sa mozaika rovníkového pásma medzi 160 a 270° geografické dĺžky s rozlíšením 25 až 30 km/pixel. Prístroj MIMI skúmal energetické ióny a elektróny vstupujúce do atmosféry Titanu. Zariadenie RPWS meralo termálnu plazmu a skúmalo vzájomné interakcie medzi magnetosférami Titanu a Saturnu.

Umelecká predstava sondy Cassini prelietajúcej nad Titanom

28. januára sonda absolvovala ďalší blízky prelet, počas ktorého jej kamery snímkovali povrch s vysokým rozlíšením. Skúmalo sa aj zloženie atmosféry a oblačnosť. V tomto roku tiež došlo k definitívnemu predĺženiu misie sondy až do roku 2017.

Na základe januárových aj minuloročných radarových meraní hĺbok jazera Ontário sa ukázalo, že táto kvapalná plocha je veľmi plytká. Jeho priemerná hĺbka sa pohybuje od 0,4 do 3 metrov a najväčšia dosahuje 7 metrov.

V marci a apríli sonda sledovala oblačnosť a prechody iných mesiacov pred Titanom. Uskutočnili sa aj mapovania mesiaca v globálnom meradle a profil atmosféry.

V prvých mesiacoch roka 2011 bol Titan skúmaný prevažne z diaľky a zaznamenávala sa jeho oblačnosť, pri vzdialenom prelete 28. februára aj magnetické pole Saturna v jeho blízkosti. Meralo sa aj gravitačné pole. Májové snímkovanie pri prelete vo vzdialenosti 1873 km sa snažilo zachytiť prípadné sezónne zmeny pred a po rovnodennosti na mesiaci. V júni sonda sústredila pozornosť na oblasť Xanadu.

Dlhodobé mapovanie zistilo, že niektoré výrazné povrchové útvary počas mnohoročného pozorovania sondou zmenili svoju polohu až o 30 km. Ide o ďalšiu skutočnosť podporujúcu existenciu kvapalného oceánu, na ktorom by tieto útvary spolu s mesačnou kôrou plávali. Na základe toho predstavitelia NASA začali uvažovať o rozšírení prieskumu Titanu ďalšou sondou. V ďalších mesiacoch roku 2011 sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní oblačnosti, zloženia atmosféry a hľadané sezónnych zmien. V novembri sonda zahájila novú fázu štúdia nazvanú Titan Exploration at Apoapsis (TEA). Ide o sériu pozorovaní približne raz za týždeň trvajúcich až 37 hodín, ktoré majú za cieľ najmä monitorovať oblačnosť a detegovať nové molekuly a izotopy v stratosfére prístrojom CIRS.

Prieskum v rokoch 2012 – 2013

Ligeia Mare vo falošných farbách

V roku 2012 bol objavený ľadový oblak kyanovodíka vznášajúci sa vo výške 300 km nad južným pólom. Sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní mesiaca. Okrem toho sa pokúšala nájsť nejaké telesá v jeho libračných bodoch. Pri prelete 26. septembra 2012 objavila Cassini na severnom póle útvar, ktorý by mohol byť 400 km dlhou riekou tečúcou do Ligeia Mare.

V júli 2013 zaznamenala sonda Cassini sezónne zmeny pobrežia Ligeia Mare. Ako sa s blížiacim sa letom severná pologuľa zohrievala, ľadová prikrývka sa topila a more sa zväčšovalo. 10. júla zaznamenala sonda radarom v Ligeia Mare tiež objekt interpretovaný ako ostrov, ktorý však pri ďalšom pozorovaní, 26. júla, už nevidela. Záhadný útvar dostal meno Magic Island. Sonda monitorovala aj vznik a zánik oblakov nad Ligeia Mare.

Radarovými obrazmi získanými v priebehu roku 2013 bola určená hĺbka Ligeia Mare na 160 – 170 metrov. V máji tohto roku bola tiež na základe údajov sondy okolo severného pólu mesiaca objavená celá sieť riečnych kanálov. Ďalšou analýzou údajov vyplynulo, že tieto rieky pretekajú až 570 m hlbokými kaňonmi.

Prieskum v rokoch 2014 – 2015

V roku 2014 sa podarilo s vysokým rozlíšením zobraziť podrobnosti na uhľovodíkovom mori Ligeia Mare a odvodiť jeho objem. V auguste 2014 sa pred rokom stratený útvar Magic Island opäť objavil a jeho plocha sa zväčšila z pôvodných 75 na 160 štvorcových kilometrov. Teórie vysvetľujúce tento neobyčajný jav sú, že ide o vlny na Ligeia Mare, bubliny vyvierajúceho plynu, alebo vynárajúce sa kryhy materiálu z dna.

Budúci výskum

V roku 2011 sa objavil návrh sondy TiME (Titan Mare Explorer). Išlo by o sondu s pristávacím puzdrom, ktorá by plávala na uhľovodíkovom jazere alebo mori na Titane.

V decembri 2017 agentúra NASA vybrala dva projekty, ktoré by sa teoreticky mohli zrealizovať a zlietnuť v polovici dvadsiatych rokov 21. storočia. Jedným z nich je sonda na Titan menom Dragonfly (anglicky vážka). Ide o sondu v podobe dronu lietajúcu v atmosfére Titanu. Mala by vykonávať chemický prieskum a analýzu obývateľnosti desiatok rôznych lokalít. Návrh zastupuje Elizabeth Turtle z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) v Laurel, štát Maryland. Definitívne potvrdenie alebo zamietnutie tohto návrhu by malo prísť na jar 2019.

Pomenovanie

Huygens pôvodne pomenoval mesiac Saturni luna. Neskôr, keď boli objavené ďalšie mesiace Saturnu (Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Mimas a Enceladus) používal sa názov Huygensov, alebo Saturn VI (šiesty v poradí podľa vzdialenosti od Saturnu). Meno Titan pochádza z roku 1847 od Johna Herschela. Pomenovaný bol po Titanoch, deťoch Urana – boha nebies a Gaie – bohyne Zeme. Titanov bolo dvanásť, šesť mužov a šesť žien. Saturn bol najmladším z Titanov. Spočiatku chránili trón svojho otca Urana, neskôr sa však Saturn proti otcovi vzbúril, zvrhol ho z trónu a sám sa vyhlásil za vládcu sveta. Keď to isté chcel urobiť Saturnov syn Jupiter, Titani bojovali na strane Saturna. Saturn bol však porazený a vláda Titanov nad svetom skončila.

Iné projekty

Commons

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému Titan (mesiac)

Externé odkazy

• Jan Pacák: Titan, najväčší mesiac Saturna (po česky)

Portál slnečná sústava