Quelltext der Seite Titan (Mond)

{{Infobox Mond
| Name = Titan
| SysName =
| Bild = [[Datei:Two Halves of Titan.png|280px|Titan im sichtbaren Licht, aufgenommen aus einer Entfernung von 174.000&nbsp;km durch die Raumsonde [[Cassini-Huygens|Cassini]], 2009]]
| Bildtext = Titan im sichtbaren Licht, aufgenommen aus einer Entfernung von 174.000&nbsp;Kilometern<br /> (Raumsonde [[Cassini-Huygens|Cassini]], 2009)
| Zentrum = [[Saturn (Planet)|Saturn]]
| Halbachse = 1.221.830
| Periapsis = 1.186.150
| Apoapsis = 1.257.510
| Exzentrizitaet = 0,0292
| Bahnneigung = 0,33
| Umlaufzeit = 15,945
| Umlaufgeschwindigkeit = 5,57
| ref-o = <ref name="saturnianmoonfact">{{Internetquelle |autor=D.R. Williams |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturniansatfact.html |titel=Saturnian Satellite Fact Sheet |hrsg=Nasa |datum=2008-08-21 |zugriff=2009-10-17 |sprache=en}}</ref>
| Visuelle_Helligkeit = 8,4
| Albedo = 0,22
| Durchmesser = 5150
| Masse = 1,345 · 10<sup>23</sup>
| Oberflaeche = 8,3 · 10<sup>7</sup>
| Dichte = 1,88
| Rotation = 15,945 Tage
| Achsneigung = 1,942
| A_Fallen = 1,35
| V_Flucht = 2600
| Temperatur = 94
| ref-p = <ref name="saturnianmoonfact" />
| Entdecker = [[Christiaan Huygens]]
| Entdeckungsdatum = 25. März 1655
| Anmerkung = 
<small>Titan hat eine ausgeprägte Gashülle:</small>
* <small>Druck: 1,467 [[Bar (Einheit)|bar]]</small>
* <small>98,4 % [[Stickstoff]]</small>
* <small>1,6 % [[Methan]] und [[Argon]]</small>
* <small>Spuren organischer Verbindungen</small>
| Vergleichbild = [[Datei:Titan Earth Moon Comparison.png|250px|Größenvergleich zwischen Titan, Mond und Erde]]
| Vergleichtext = Größenvergleich zwischen Titan (unten links), [[Mond|Erdmond]] (oben links) und [[Erde]]
}}

'''Titan''' (auch ''Saturn VI'') ist mit einem Durchmesser von 5150&nbsp;Kilometern der größte [[Satellit (Astronomie)|Mond]] des Planeten [[Saturn (Planet)|Saturn]], weshalb er nach dem Göttergeschlecht der [[Titan (Mythologie)|Titanen]] benannt wurde. Er ist ein [[Eismond]], nach [[Ganymed (Mond)|Ganymed]] der [[Liste der Monde von Planeten und Zwergplaneten|zweitgrößte Mond]] im [[Sonnensystem]] und der einzige mit einer dichten [[Atmosphäre (Astronomie)|Gashülle]].

Titan wurde 1655 vom niederländischen Astronomen [[Christiaan Huygens]] entdeckt.<ref>{{APOD|en|050325|Huygens Discovers Luna Saturni}}</ref> Beobachtungen von der [[Erde]] und vom [[Hubble-Weltraumteleskop|Weltraumteleskop Hubble]] aus erweiterten das Wissen über ihn, insbesondere jedoch Vorbeiflüge einiger [[Raumsonde]]n seit 1979. Die informativsten Bilder und Messdaten sind bei der Landung der Sonde [[Cassini-Huygens|Huygens]] im Jahre 2005 erfasst worden.<ref name="huygens_picture_saturn">{{Internetquelle |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/index.cfm |titel=Cassini at Saturn: Introduction |hrsg=NASA, Jet Propulsion Laboratory |zugriff=2009-11-04 |sprache=en}}</ref>

Obwohl die Oberflächentemperatur des Titan weitaus niedriger ist als die der Erde, gilt er hinsichtlich der dichten, stickstoffreichen Atmosphäre und des Auftretens von Flüssigkeit als der [[Erde|erdähnlichste]] Himmelskörper des Sonnensystems. Seine Gashülle ist auf der Oberfläche etwa fünfmal so dicht und der Druck etwa 50 % höher als auf der Erde. Sie besteht überwiegend aus Stickstoff und enthält [[Kohlenwasserstoffe]] sowie Spuren anderer [[Organische Chemie|organischer Verbindungen]]. Die Oberfläche und die oberste Schicht des Mantels sind aus Eis und [[Methanhydrat]].<ref name="raumfahrer">{{Internetquelle |autor=Ingo Froeschmann |url=http://www.raumfahrer.net/news/raumfahrt/22022005231030.shtml |titel=Ammoniak ist der Schlüssel zur Titanatmosphäre |hrsg=Raumfahrer Net e.&nbsp;V. |datum=2005-02-22 |zugriff=2009-10-21}}</ref>

Für [[Leben]] an der Oberfläche, das auf Wasser basiert, kreist Saturn mit seinen Monden in einer viel zu kalten Gegend um die Sonne (außerhalb der [[Habitable Zone|habitablen Zone]]). Vorstufen von Leben werden jedoch nicht ausgeschlossen.<ref name="Astrobiology Magazine">{{Internetquelle |autor=Henry Bortman |url=http://www.astrobio.net/news/article1130.html |titel=Saturn’s Moon Titan: Prebiotic Laboratory |hrsg=Astrobiology Magazine |datum=2004-11-08 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20080808140355/http://www.astrobio.net/news/article1130.html |archiv-datum=2008-08-08 |zugriff=2009-11-04 |sprache=en}}</ref> Unterhalb der Oberfläche befindet sich möglicherweise ein [[Extraterrestrischer Ozean|Ozean]] mit flüssigem Wasser, obgleich die Temperaturen dort unter 0&nbsp;°C liegen.<ref name="Fortes2000" /><ref name="Grasset,Sotin,Deschamps" />

== Physikalische Daten ==
Auf Titan entfallen über 95 % der Gesamtmasse aller [[Liste der Saturnmonde|Saturnmonde]]. Diese enorme Massekonzentration unter den Saturnsatelliten in einem einzelnen Körper hat zu Fragen über seine Entstehung geführt.

Es ist noch ungeklärt, ob Titan in einer Materieansammlung des [[Sonnennebel]]s, die Saturn formte, als nativer Mond entstand oder ob er sich an einem anderen Ort bildete und später durch Saturns Schwerkraft eingefangen wurde und somit in seine Umlaufbahn gelangte, wie es bei [[Neptun (Planet)|Neptuns]] Mond [[Triton (Mond)|Triton]] der Fall war. Die letztere Hypothese könnte die ungleiche Massenverteilung von Saturns Monden erklären.<ref>{{Literatur |Autor=A. J. R. Prentice |Titel=Titan at the time of the Cassini spacecraft first flyby: a prediction for its origin, bulk chemical composition and internal physical structure |Sammelwerk=Astrophysics |Datum=2006-02-24 |Sprache=en |arxiv=astro-ph/0602512}}</ref>

Titan besitzt mit 1,88&nbsp;g/cm³ auch die höchste [[Dichte]] aller größeren Saturnmonde, obwohl er ähnlich wie diese zusammengesetzt ist.

=== Umlaufbahn ===
[[Datei:Titan's orbit.svg|mini|links|hochkant=2|Titans Umlaufbahn (rot) im Vergleich zu den Bahnen sechs anderer großer Saturnmonde: von außen nach innen sind die Monde außerhalb seines Orbits [[Iapetus (Mond)|Iapetus]] und [[Hyperion (Mond)|Hyperion]]; innen folgen [[Rhea (Mond)|Rhea]], [[Dione (Mond)|Dione]], [[Tethys (Mond)|Tethys]] und [[Enceladus (Mond)|Enceladus]]]]
Titan umrundet Saturn in einem mittleren Abstand von 1.221.850&nbsp;Kilometern (20,3&nbsp;Saturnradien) und somit außerhalb der [[Ringe des Saturn|Saturnringe]], die im sichtbaren Teil (E-Ring) bei etwa 480.000&nbsp;Kilometern enden, aber bis zu einem Radius von etwa 960.000&nbsp;Kilometer reichen.
Die [[Umlaufbahn]]en seiner beiden nächsten Nachbarmonde liegen 242.000&nbsp;Kilometer weiter außen ([[Hyperion (Mond)|Hyperion]]) und 695.000&nbsp;Kilometer weiter innen ([[Rhea (Mond)|Rhea]]). Ein [[Bahnresonanz|resonanznahes]] Umlaufverhältnis besteht zu Hyperion, der während vier Titanumläufen knapp dreimal (2,998) den Planeten umkreist.<ref name="Resonances" />

Ein Umlauf dauert 15&nbsp;Tage, 22&nbsp;Stunden und 41&nbsp;Minuten bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 5,57&nbsp;km/s. Die Umlaufbahn bildet keinen exakten Kreis, sondern weist eine [[Exzentrizität (Astronomie)|numerische Exzentrizität]] von&nbsp;0,029 auf, was für einen großen Mond ein relativ hoher Wert ist. Die [[Bahnebene]] von Titan weicht um 0,33° von der [[Äquator]]ebene Saturns und seiner Ringe ab.

Saturns [[Rotationsachse]] ist gegenüber der [[Ekliptik]] um 26,73° geneigt (zum Vergleich: Erdachse 23,4°). Dadurch entstehen auf dem Planeten und allen seinen Satelliten auf ihren jeweiligen Nord- und Südhalbkugeln die vier Jahreszeiten, dort jedoch für jeweils 7½&nbsp;Erdjahre, da ein Saturnjahr (Umlauf um die Sonne) fast 30&nbsp;Jahre dauert. Der erste Sommer des dritten Jahrtausends ging auf der Südhalbkugel des Titan im August 2009 zu Ende.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.sciencedaily.com/releases/2009/06/090603181402.htm |titel=Saturn’s Moon Titan: Cassini Finds Titan’s Clouds Hang On To Summer |hrsg=Science Daily |datum=2009-06-04 |zugriff=2009-11-06 |sprache=en}}</ref>

Das [[Baryzentrum]] von Saturn und Titan ist infolge der 4227-fachen Masse des Planeten nur 290&nbsp;Kilometer vom Saturn-Mittelpunkt entfernt.

=== Ring aus Wasserstoff um die Umlaufbahn ===
Die Umlaufbahn von Titan liegt innerhalb eines ca. 1 Mio. km breiten Ringes aus ungeladenem Wasserstoff; in diesem Ring kommt noch Sauerstoff vor. Der Wasserstoff stammt höchstwahrscheinlich aus der Titanatmosphäre, wozu 1&nbsp;kg/sek. Wasserstoff nötig wäre<ref>{{Literatur |Autor=Patrick Moore & Gary Hunt |Titel=Atlas des Sonnensystems |Verlag=Herder Verlag GmbH |Ort=Freiburg im Breisgau |Datum=1985 |ISBN=978-3-451-19613-3 |Seiten=379}}</ref>.

=== Rotation ===
Titan hat eine an den Umlauf [[gebundene Rotation]]. Das bedeutet, dass immer dieselbe Seite dem Planeten zugewandt ist, wie das auch beim Erdmond und allen anderen großen Trabanten der Fall ist. Er rotiert somit in der gleichen Zeit und mit dem gleichen Drehsinn seines Saturnumlaufs – von West nach Ost – in 15&nbsp;Tagen, 22&nbsp;Stunden und 41&nbsp;Minuten um die eigene Achse. Am Äquator entspricht das einer Geschwindigkeit von knapp 12&nbsp;m/s. Seine Rotationsachse weicht von der Bahnebene um 1,942° ab.

=== Größe, Masse und Albedo ===
Mit einem mittleren Durchmesser von 5150&nbsp;Kilometern<ref name="Jacobson 2006" /> ist Titan der zweitgrößte Mond im [[Sonnensystem]] und liegt bezüglich Masse, Dichte und Durchmesser zwischen den Jupitermonden [[Ganymed (Mond)|Ganymed]] und [[Kallisto (Mond)|Kallisto]].
[[Datei:PIA06071 modest.jpg|mini|Aufnahme des [[Saturn (Planet)|Saturnmondes]] Titan von der [[NASA]]-Sonde [[Cassini-Huygens|Cassini]]]]
Von der Erde aus erschien es lange Zeit so, dass Titan etwa 5550&nbsp;Kilometer Durchmesser hätte und damit größer sei als Ganymed. Doch die Erkundung durch [[Voyager&nbsp;1]] offenbarte 1980 die ausgeprägte und undurchsichtige Gashülle, weshalb zuvor der Durchmesser des festen Körpers überschätzt worden war. Titan ist etwa 50 % größer und 80 % massereicher als der [[Mond|Erdmond]]. Er ist zudem größer als der kleinste [[Planet]] [[Merkur (Planet)|Merkur]], aber weit weniger massereich als dieser. Die Oberfläche von Titan ist so groß wie die der Kontinente Europa, Asien und Afrika zusammen.

An seiner Oberfläche herrscht eine [[Schwerebeschleunigung|Fallbeschleunigung]] von 1,35&nbsp;m/s². Dies ist knapp ein Siebtel der Fallbeschleunigung auf der Erdoberfläche ([[Schwerebeschleunigung|9,81&nbsp;m/s²]]) und etwas weniger als diejenige auf der Oberfläche des [[Mond|Erdmondes]] (1,62&nbsp;m/s²).

Titan ist groß genug, um seine Entstehungswärme noch nicht verloren zu haben, und besitzt im Inneren Wärmequellen in Form [[Radioaktivität|radioaktiver]] [[Nuklid]]e in Mineralien (beispielsweise [[Liste der Isotope/4. Periode#19 Kalium|Kalium-40]], [[Uran]]), so dass seine Temperatur mit zunehmender Tiefe ansteigt ([[Temperaturgradient]]). Sehr wahrscheinlich ist das Innere von Titan geologisch aktiv.

Die Dunstschicht der Gashülle verleiht ihm eine niedrige geometrische [[Albedo]] von 0,22; das heißt, nur 22 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert.<ref name="saturnianmoonfact" /> Die sphärische Albedo beträgt 0,21.

== Aufbau ==
Der feste Körper von Titan setzt sich etwa zur Hälfte aus einem Mantel von [[Eis|Wassereis]] und zur anderen Hälfte aus einem Kern von [[Silicate|silikatischem]] Gestein zusammen. Damit dürfte er ähnlich aufgebaut sein wie die Jupitermonde Ganymed und Kallisto und der Neptunmond [[Triton (Mond)|Triton]] und möglicherweise auch der Zwergplanet [[Pluto]]. Er unterscheidet sich jedoch von ihnen durch seine Gashülle.

=== Atmosphäre ===
[[Datei:AtmosphericComparison Titan Earth-de.svg|hochkant=1.8|mini|Vergleich der Atmosphären von Erde (links) und Titan (rechts)]]
[[Datei:Titan's atmosphere.svg|mini|hochkant=1.5|links|Schichtenaufbau der Atmosphäre]]
Im Sonnensystem ist Titan unter den Planeten und Monden seiner Größenklasse der einzige Himmelskörper mit einer dichten und wolkenreichen [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphäre]].

Der spanische Astronom [[Josep Comas i Solà]] äußerte nach seinen teleskopischen Beobachtungen im Jahre 1908 als erster die Vermutung, dass der Mond von einer Gashülle umgeben ist,<ref name="Atlas" /> da die winzige Titanscheibe am Rand dunkler sei als im Zentrum. Der Nachweis dafür wurde jedoch erst im Jahre 1944 von dem US-amerikanischen Astronomen [[Gerard Peter Kuiper|Gerard Kuiper]] mittels [[Spektroskopie|spektroskopischer]] Untersuchungen erbracht. Dabei wurde der [[Partialdruck]] des Kohlenwasserstoffs Methan zu 100&nbsp;[[Bar (Einheit)|mbar]] bestimmt.<ref name="Kuiper" />

Untersuchungen mittels der Voyager-Sonden haben ergeben, dass der atmosphärische Druck auf Titans Oberfläche circa 1,5&nbsp;bar betrage und somit um rund 50 % höher sei als der auf der [[Erde|Erdoberfläche]]. Unter Berücksichtigung der geringen [[Gravitation|Schwerkraft]] und Oberflächentemperatur bedeutet dies, dass sich über jedem Quadratmeter Titanoberfläche zehnmal so viel Gas wie auf der Erde befindet und ihre Dichte in Bodennähe fünfmal so groß ist.<ref>{{Internetquelle |autor=Elizabeth P. Turtle |url=https://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE |titel=Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens |hrsg=Smithsonian |datum=2007 |zugriff=2009-11-04 |format=Flash |sprache=en}}</ref> Die gesamte Masse der Gashülle ist etwa 1,19-mal so groß wie die der&nbsp;– wesentlich größeren&nbsp;– Erde.<ref name="world scientific">{{Literatur |Autor=Coustenis, Athéna and Taylor, F. W. |Hrsg=World Scientific |Titel=Titan: Exploring an Earthlike World |Datum=2008 |ISBN=978-981-270-501-3 |Seiten=130 |Sprache=en |Online=http://books.google.com/?id=j3O47dxrDAQC&dq=Titan |Abruf=2010-06-22}}</ref>

==== Interaktion mit dem Sonnenwind ====
Titan wird von Saturns Magnetosphäre vor dem Sonnenwind geschützt. Wenn aber der Sonnenwind besonders stark ist, wird Saturns Magnetosphäre auf der sonnenzugewandten Seite des Planeten unter die Umlaufbahn von Titan zusammengedrückt, so dass Titan dem Sonnenwind ausgesetzt wird, wenn er diese Stelle passiert. Da Titan kein eigenes Magnetfeld hat, kann der ungehindert in die Titanatmosphäre eindringende Sonnenwind deshalb unter anderem kleine Mengen der Titanatmosphäre davonblasen.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4460 |titel=Cassini Catches Titan Naked in the Solar Wind |hrsg=NASA’s Jet Propulsion Laboratory |datum=2015-01-28 |zugriff=2015-05-17 |sprache=en}}</ref>

==== Ursprung und Materienachschub ====
Die Stickstoffatmosphäre ist aus [[Ammoniak]] (NH<sub>3</sub>) entstanden, das aus dem Mond [[Ausgasen|ausgaste]] und durch energiereiche [[Ultraviolettstrahlung|UV-Anteile]] der [[Sonnenstrahlung]] unterhalb 260&nbsp;nm (entsprechend der Bindungsenergie von 460&nbsp;kJ/mol)<ref>{{Literatur |Autor=Peter W. Atkins, Julio de Paula |Titel=Physikalische Chemie |Auflage=4. vollst. überarb. |Verlag=Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. |Datum=2006 |ISBN=978-3-527-31546-8 |Seiten=1122}}</ref> in Stickstoff- und Wasserstoffatome aufgespalten wurde, die sich sofort zu Stickstoffmolekülen (N<sub>2</sub>) und Wasserstoffmolekülen (H<sub>2</sub>) verbanden.<ref name="Episodic" /> Der schwere Stickstoff sank unter das leichtere Ammoniak, der extrem leichte [[Wasserstoff]] entwich in den Weltraum; er kann sich auf Titan wegen der geringen Anziehungskraft nicht ansammeln.

Nach einer neuen Theorie entstand die Atmosphäre, als Einschläge des [[Großes Bombardement|großen Bombardements]] die Oberfläche aus Ammoniakeis zertrümmerten und daraus Stickstoff freisetzten. Darauf deutet die geringe innere Differenzierung von Titan und die Isotopenzusammensetzung des Argon in der Atmosphäre hin.<ref>{{Internetquelle |autor=Tilmann Althaus |url=http://www.astronomie-heute.de/artikel/1071113&_z=798889 |titel=Woher stammt die dichte Atmosphäre des Saturnmonds Titan? |werk=spektrum.de |hrsg=Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH |datum=2011-05-12 |zugriff=2011-05-15 |kommentar=Dieser Artikel gibt als Quelle an: {{Literatur |Autor=Sekine, Y. et al. |Hrsg=Macmillan Publishers Limited |Titel=Replacement and Late Formation of Atmospheric N2 on Undifferentiated Titan by Impacts |Sammelwerk=Nature Geoscience |Datum=2011-05-08 |Sprache=en |DOI=10.1038/NGEO1147}}}}</ref>

Die ''Huygens''-Sonde hat zudem Mengenverhältnisse der [[Isotop]]e von N und C gemessen. Das [[Isotopenverhältnis]] von [[Liste der Isotope/2. Periode#7 Stickstoff|<sup>14</sup>N zu <sup>15</sup>N]] legt nahe, dass ursprünglich die fünffache Menge an Stickstoff vorhanden war und das etwas leichtere <sup>14</sup>N überwiegend in das Weltall [[Diffusion|diffundierte]]. Das Mengenverhältnis von [[Liste der Isotope/2. Periode#6 Kohlenstoff|<sup>12</sup>C zu <sup>13</sup>C]] lässt darauf schließen, dass Methan in der Gashülle kontinuierlich neu gebildet wird.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEMK1TULWFE_0.html |titel=First ‘in situ’ composition measurements made in Titan’s atmosphere |werk=ESA-News |hrsg=European Space Agency |datum=2005-11-30 |zugriff=2009-10-25 |sprache=en}}</ref>
[[Datei:Titan's Many Layers.jpg|mini|Die Titanatmosphäre besteht aus vielen übereinanderliegenden Dunstschichten, die sich Hunderte von Kilometern hoch erstrecken: UV-Aufnahme von der Nachtseite aus (Cassini, 2004). Um nahezu natürliche Farben zu erreichen, wurde die Aufnahme nachkoloriert.]]

==== Schichtenaufbau ====
Titans Atmosphäre reicht etwa zehnmal so weit in den Weltraum hinein wie die der Erde. Die Grenze der Troposphäre liegt in einer Höhe von circa 44 Kilometern. Hier wurde auch das Temperaturminimum der Atmosphäre von −200&nbsp;°C ermittelt. Danach steigt die Temperatur wieder an und liegt in 500 Kilometern Höhe bei −121&nbsp;°C.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.oeaw.ac.at/shared/news/2005/press_inf_20051208.html |titel=Titan: Kalt, aber sanft zum Landen |hrsg=Österreichische Akademie der Wissenschaften |datum=2005-12-08 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20130204133426/http://www.oeaw.ac.at/shared/news/2005/press_inf_20051208.html |archiv-datum=2013-02-04 |zugriff=2009-11-07}}</ref> Die [[Ionosphäre]] Titans ist komplexer aufgebaut als die der Erde. Die Hauptzone befindet sich in einer Höhe von 1200 Kilometern, allerdings mit einer weiteren Zone aus geladenen Partikeln bei Kilometer 63.<ref>{{Internetquelle |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20070601c/ |titel=Titan’s Mysterious Radio Wave |hrsg=Jet Propulsion Laboratory |datum=2007-06-01 |zugriff=2009-11-07 |sprache=en}}</ref> Das teilt die Titanatmosphäre zu einem gewissen Maße in zwei [[Radiowellen]] zurückwerfende Kammern.

==== Chemie der Atmosphäre ====
Die einzigen Körper im Sonnensystem, deren Atmosphäre hauptsächlich aus Stickstoff besteht, sind Erde und Titan. Bei Letzterem sind es 98,4 % Stickstoff und etwa 1,6 % Argon, sowie Methan, das in der oberen Atmosphäre aufgrund seiner geringen Dichte (57 % von Stickstoff) vorherrscht. Außerdem finden sich Spuren von mindestens einem Dutzend anderer [[Organische Chemie|organischer Verbindungen]], unter anderem [[Ethan]], [[Propan]], [[Ethin]] und [[Cyanwasserstoff]]. [[Helium]], [[Kohlenstoffdioxid]] und [[Wasser]] wurden ebenfalls gefunden, jedoch praktisch kein freier [[Sauerstoff]].<ref name="Niemann" />

Da Titan kein nennenswertes [[Magnetismus|Magnetfeld]] besitzt, ist seine Atmosphäre besonders an ihrem äußeren Rand direkt dem [[Sonnenwind]] ausgesetzt. Außerdem unterliegt sie der Einwirkung der kosmischen Strahlung sowie der Sonneneinstrahlung, wovon chemisch der bereits erwähnte UV-Anteil von Bedeutung ist. Von solchen energiereichen Materieteilchen oder [[Photon]]en getroffene Stickstoff- und Methanmoleküle werden in [[Ion]]en oder sehr reaktive [[Radikale (Chemie)|Radikale]] aufgespalten.<ref>{{Internetquelle |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080911.cfm |titel=Saturn’s Magnetic Personality Rubs Off on Titan |hrsg=NASA/JPL |datum=2008-09-11 |zugriff=2009-11-04 |sprache=en}}</ref> Diese Bruchstücke gehen mit anderen Molekülen neue Bindungen ein, wobei sie komplexe organische Stickstoffverbindungen, die oben genannten [[Kohlenstoff]]verbindungen<ref name="pnas.org">{{Internetquelle |url=http://www.pnas.org/content/106/38/16078.abstract?sid=c41d0bac-5f1a-409e-b86d-7b06832980ac |titel=Chemical dynamics of triacetylene formation and implications to the synthesis of polyynes in Titan’s atmosphere |hrsg=National Academy of Science |datum=2009-08-12 |zugriff=2009-11-04 |sprache=en}}</ref><ref name="Tholin" /><ref name="Discovery" /> und verschiedene [[Polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe|polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe]] bilden.<ref name="nasa1">{{Internetquelle |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-188 |titel=Cassini Sees Precursors to Aerosol Haze on Titan |hrsg=NASA's Jet Propulsion Laboratory |datum=2013-06-05 |zugriff=2013-06-11 |sprache=en}}</ref> Auf diese Weise entstehen in der oberen Titanatmosphäre auch [[Polyine]] mit [[Dreifachbindung]]en.<ref name="pnas.org" /><ref name="Tholin" /><ref name="Discovery" /> Die [[Polycyclen|polyzyklischen]] [[Aromaten|aromatischen]] Kohlenwasserstoffe können auch Stickstoff enthalten und verklumpen zu den Aerosolen.<ref name="nasa1" />

'''Tholine'''

[[Datei:Formation of tholins in Titan's upper atmosphere-de.svg|mini|hochkant=1.5|Bildung von Tholinen in Titans oberer Atmosphäre]]
Die schwereren Moleküle sinken langsam in tiefere Schichten der Atmosphäre und bilden den orangefarbenen [[Nebel]], welcher den Saturnmond einhüllt.<ref>{{Internetquelle |autor=John Baez |url=http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html |titel=This Week’s Finds in Mathematical Physics (Week 210) |hrsg=[[University of California]], Riverside |datum=2005-01-25 |zugriff=2009-11-04 |sprache=en}}</ref> Der Astrophysiker [[Carl Sagan]] prägte für dieses Gemisch von Verbindungen mit noch unbekannter Zusammensetzung den Begriff „[[Tholine|Tholin]]“. Er vermutete zudem eine Schicht solcher Moleküle auf der Oberfläche Titans, in der bei Energiezufuhr chemische Reaktionen ablaufen könnten, die jenen in der Urzeit der Erde ähnlich sind und einen Beitrag zur Entstehung des irdischen Lebens geleistet haben. Durch diese Vermutungen wurde der Titan zu einem der interessantesten Schauplätze im Sonnensystem.<ref>{{Literatur |Autor=Hiroshi Imanaka, Bishun N. Khare, Jamie E. Elsila, Emma L. O. Bakes, Christopher P. McKay, Dale P. Cruikshank, Seiji Sugita, Takafumi Matsui, Richard N. Zare |Titel=Laboratory experiments of Titan tholin formed in cold plasma at various pressures: implications for nitrogen-containing polycyclic aromatic compounds in Titan haze |Sammelwerk=Icarus |Band=168 |Nummer=2 |Verlag= |Ort= |Datum=2004-04-01 |Seiten=344–366 |DOI=10.1016/j.icarus.2003.12.014}}</ref>

Während ihres Abstiegs zur Titanoberfläche untersuchten Instrumente der [[Cassini-Huygens|Huygenssonde]] die Atmosphäre. Mit dem Ionen-Neutral-[[Massenspektrometrie|Massenspektrometer]] (INMS) konnte nachgewiesen werden, dass der orangefarbene Nebel kleinere und mittelgroße Moleküle enthält. Aufschlussreicher waren die Daten des Cassini-Plasmaspektrometers (CAPS), das eigens für die Untersuchung der Orangefärbung der Atmosphäre mitgeführt wurde und erstmals eine Erklärung für die Bildung von Tholinen lieferte. Es detektierte große, positiv und negativ geladene Ionen. Vor allem die negativ geladenen Ionen spielen vermutlich eine unerwartete Rolle in der Bildung von Tholinen aus kohlenstoff- und stickstoffhaltigen Verbindungen.<ref>{{Internetquelle |autor=Kirsten Müller |url=http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/saturnaktuell/070513.shtml |titel=Jetstreams auf dem Saturn und die Atmosphäre von Titan |werk=Raumfahrer.net |datum=2007-05-15 |zugriff=2009-11-09}}</ref>

==== Leuchten in der Atmosphäre ====
Cassini konnte auf einer 560 Sekunden belichteten Aufnahme von Titan in Saturns Schatten ein schwaches Leuchten in der Atmosphäre feststellen. Das Leuchten im oberen Atmosphärenbereich, 1000&nbsp;km über der Oberfläche, stammt wahrscheinlich aus der Kollision der Atmosphärenmoleküle mit dem Sonnenwind oder mit Teilchen aus Saturns Magnetosphäre. In nur 300&nbsp;km Höhe über dem Boden leuchtet die Atmosphäre jedoch stärker. Dieses Leuchten kann nicht so wie in höheren Schichten entstehen, sondern nur durch [[kosmische Strahlung]] oder [[chemische Reaktion]]en der Atmosphärenbestandteile ausgelöst werden.<ref>Ralph-Mirko Richter: [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/12112012200537.shtml ''Der Saturnmond Titan leuchtet im Dunkeln.''] In: ''Raumfahrer.net'' 12. November 2012, abgerufen am 13. November 2012.</ref><ref>Jia-Rui C. Cook, Steve Mullins: [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2012-344 ''Cassini Halloween Treat: Titan Glows in the Dark.''] In: ''jpl.nasa.gov.'' 31. Oktober 2012, abgerufen am 13. November 2012 (englisch).</ref>

<gallery>
   Cassini peers over Titans harzy atmosphare to Saturns south pole.jpg|Blick über den Rand von Titan und durch seine Hochatmosphäre auf Saturns Südpol von [[Cassini-Huygens|Cassini]], 2005
   Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg|Echtfarbaufnahme der oberen Titanatmosphäre. In der blauen Dunstschicht brechen Methanmoleküle auf, darunter liegt der orangenfarbene Dunst. Aufnahme aus 9500&nbsp;Kilometer Entfernung, die Auflösung beträgt ca. 400&nbsp;m pro Pixel, Aufnahme von Cassini, 2005.
   Glowing Titan.jpg|Bild links mit Saturns reflektiertem Licht und Bild rechts nach seinem Entfernen. Auf dem rechten Bild ist in verschiedenen Höhenbereichen in Titans Atmosphäre unterschiedlich starkes Leuchten zu erkennen (Cassini, 7. Mai 2009).
   Titan Haze.jpg|Durch Falschfarben kontrastverstärkte Aufnahme der Atmosphäre Titans durch [[Voyager 1|Voyager&nbsp;1]], 1980
   Faint Southern Clouds On Titan.jpg|Wolkenaktivität in hohen südlichen Breiten (Cassini, 2005)
   Titan’s Colorful South Polar Vortex.jpg|Titan, südpolarer Wolkenwirbel (Cassini, 2012)
   Titan's south Polar vortex in motion.gif|Der Wolkenwirbel am Südpol dreht sich (Cassini 2012).
   Orange and Blue Hazes Close-up.jpg|Blaue und orange Dunstschichten
</gallery>

==== Meteorologie ====
[[Datei:Titan atmosphere detail de.svg|mini|hochkant=2.7|Temperatur- und Druckverlauf in Titans unterer Atmosphäre mit Darstellung der Schichten in Abhängigkeit von der Höhe]]
Die Temperatur auf Titans Oberfläche beträgt im Mittel −179&nbsp;°C (94&nbsp;[[Kelvin|K]]).<ref name="Mitri" /> Der Temperaturunterschied zwischen dem Äquator und den Polen ist durch die gleichmäßig Sonnenlicht absorbierende Atmosphäre nicht größer als 3 K. Bei diesen Temperatur- und Druckverhältnissen [[Sublimation (Phasenübergang)|sublimiert]] Wassereis nicht, so dass nur sehr geringe Spuren von Wasser in der Atmosphäre vorhanden sind.

'''Klima'''

In der obersten Atmosphäre führen die Methananteile zu einem [[Treibhauseffekt]], so dass es dort ohne dieses Gas erheblich kälter wäre.<ref>{{Internetquelle |autor=Space.com Staff |url=http://www.space.com/scienceastronomy/080213-titan-oil.html |titel=Titan Has More Oil Than Earth |werk=Space.com |hrsg=Imaginova Corp. |datum=2008-02-13 |zugriff=2009-10-25 |sprache=en}}</ref>

Auch der orangefarbene Nebel hat auf die unter ihm liegenden Teile der Atmosphäre klimatische Auswirkungen, die jedoch unterschiedlich gedeutet werden ([[Paradoxon der schwachen jungen Sonne#Rolle des Paradoxons bei Mars und dem Saturnmond Titan|Paradoxon der schwachen jungen Sonne]]). So wird in Bezug auf die feste Oberfläche, im Gegensatz zur Erde, von einem Anti-[[Treibhauseffekt]] gesprochen.<ref name="Antigreenhouse" />

'''Windsysteme und Superrotation'''

In der oberen [[Troposphäre]] rotiert Titans Atmosphäre schneller von Ost nach West als der Mond selbst. Dieses Phänomen wird „[[Differentielle Rotation|Superrotation]]“ genannt; es ist zum Beispiel ebenso auf der [[Venus (Planet)|Venus]] zu beobachten. Im oberen Bereich der bis zu 50&nbsp;Kilometer hoch reichenden Troposphäre herrschen starke Turbulenzen. Die Windgeschwindigkeit beträgt dort etwa 30&nbsp;m/s und nimmt nach unten hin stetig ab. Unterhalb von 7 Kilometern ist die Geschwindigkeit der Gasmassen gering.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.astrobio.net/topic/solar-system/saturn/titan/super-rotator/ |titel=Wind or Rain or Cold of Titan’s Night? |hrsg=Astrobiology Magazine |datum=2005-03-11 |zugriff=2009-11-04 |sprache=en}}</ref>

Der Lander Huygens hat während der Durchquerung der Atmosphäre die Luftströmungen gemessen. Eine Simulation auf Basis dieser Winddaten konnte zeigen, dass Titans Atmosphäre in der [[Stratosphäre]] in einer einzigen riesigen [[Hadley-Zelle]] zirkuliert. Dabei steigt warme Luft in der südlichen Hemisphäre auf und sinkt in der nördlichen wieder ab. Dadurch strömt in großen Höhen der Stratosphäre die Luft von Süden nach Norden und in geringeren Höhen wieder von Norden nach Süden zurück. Im Gegensatz zur Erde, deren Hadley-Zelle und die [[innertropische Konvergenzzone]] aufgrund der Ozeane auf das Gebiet zwischen den [[Wendekreis (Breitenkreis)|Wendekreisen]] beschränkt ist, erstreckt sich das Einflussgebiet beim Titan von Pol zu Pol. Etwa alle 15 Jahre (inklusive einer dreijährigen Übergangszeit), also zweimal je Saturnjahr, kehrt diese Zelle ihre Windrichtung um. Solch eine Hadley-Zelle ist nur auf einem langsam rotierenden Körper wie Titan möglich.<ref name="TitanWind">{{Internetquelle |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601f.cfm |titel=The Way the Wind Blows on Titan |hrsg=Jet Propulsion Laboratory |datum=2007-06-01 |zugriff=2009-10-28 |sprache=en}}</ref>

'''Wolken'''

[[Datei:Titan's Giant North Pole Cloud.jpg|mini|Riesiger Wolkenwirbel über dem Nordpol (Cassini 2006)]]
In der Atmosphäre sind Muster von Wolken zu erkennen, die überwiegend aus Methan, aber auch aus Ethan und anderen Kohlenwasserstoffen zusammengesetzt sind und auf die Oberfläche abregnen.

Ende 2006 wurde mittels Cassini ein riesiger Wolkenwirbel entdeckt, der mit einem Durchmesser von rund 2400&nbsp;Kilometern einen Großteil der Nordpolregion überdeckt. Eine Wolke wurde zwar erwartet, jedoch kein Gebilde von dieser Größe und Struktur. Als sich die Sonde zwei Wochen später nochmals Titan näherte, konnte der Wirbel erneut beobachtet werden. Vermutlich bestand er 2006 schon seit einigen Jahren und wird sich erst ein oder zwei Jahrzehnte später auflösen und am Südpol neu entstehen. Nach den Modellen der Forscher unterliegt seine Bildung einem Zyklus, der einem Saturnjahr entspricht, wie es auch bei der Hadley-Zelle der Fall ist.<ref>{{Internetquelle |autor=David Shiga |url=https://www.newscientist.com/article/dn10073-huge-ethane-cloud-discovered-on-titan/ |titel=Huge ethane cloud discovered on Titan |hrsg=New Scientist |datum=2006-09-14 |zugriff=2009-11-06 |sprache=en}}</ref> Es handelt sich hierbei unerwartet um polare stratosphärische Wolken aus Methaneis in 30 bis 50&nbsp;km Höhe. Zuvor ging man davon aus, dass es etwas zu den [[Leuchtende Nachtwolke|leuchtenden Nachtwolken]] der [[Erde]] Analoges auf dem Titan nicht gibt.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4354 |titel=NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan’s Stratosphere |werk=nasa.gov |hrsg=NASA/JPL |zugriff=2016-07-01 |sprache=en}}</ref>

[[Datei:PIA18431 ip.jpg|mini|Toxischer Wolkenwirbel über dem Südpol (Cassini 2012)]]
Mitte 2012 wurde von Cassini über Titans Südpol ein neuer Wolkenwirbel aus Aerosolen, ca. 300&nbsp;km über der Oberfläche, beobachtet. Man nimmt an, dass dessen Entstehung mit dem Beginn des Sommers auf Titans Südhalbkugel zusammenhängt.<ref>{{Internetquelle |autor=Stefan Deiters |url=http://www.astronews.com/news/artikel/2012/07/1207-021.shtml |titel=CASSINI, Der Wechsel der Jahreszeiten auf Titan |hrsg=Astronews.com |datum=2006-07-13 |zugriff=2012-07-21}}</ref> Ende September 2014 ergaben Analysen von Cassinis Daten, dass sich die Atmosphäre über dem Südpol weit stärker als erwartet abgekühlt hat. Der Wolkenwirbel befindet sich etwa 300&nbsp;km über der Oberfläche des Mondes, in einer Höhe, von der man bisher dachte, sie sei für die Wolkenbildung zu warm. In dem bereits 2012 beobachteten Wolkenwirbel konnten toxische gefrorene [[Cyanwasserstoff]]partikel (Blausäure) nachgewiesen werden, die sich erst bei Temperaturen unterhalb von –148&nbsp;°C bilden können, was einer Abweichung von etwa 100&nbsp;°C gegenüber dem aktuellen theoretischen Modell der oberen Atmosphäre entspricht. Seit dem Wechsel der Jahreszeiten 2009 drücken atmosphärische Zirkulationen große Mengen an Gasen in Richtung Süden und so führt der Anstieg der Cyanwasserstoffkonzentration in der Atmosphäre zu einer deutlichen Abkühlung.<ref>{{Internetquelle |autor=Preston Dyches |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-331 |titel=Swirling Cloud at Titan’s Pole is Cold and Toxic |hrsg=[[Jet Propulsion Laboratory|NASA/JPL]] |datum=2014-10-01 |zugriff=2014-10-01 |sprache=en}}</ref>

=== Feste Oberfläche ===
Aufgrund der dunstreichen Atmosphäre konnten bei früheren Beobachtungen im sichtbaren Licht und bei den Voyagermissionen keine Einzelheiten auf Titans Oberfläche erkannt werden.
[[Datei:Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg|mini|Oberflächenkarte der beiden Pole, erstellt aus Daten des Cassini Imaging Science Subsystems (Januar 2009)]]
Die auf den ersten Radarbildern sichtbaren globalen und regionalen Oberflächenmerkmale werden, nach ersten Auswertungen von den [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]]-Wissenschaftlern, für [[Tektonik|tektonische]] Strukturen wie Gräben und Krustenstörungen gehalten, was für eine fortdauernde bedeutende [[Geologie|geologische]] Aktivität des Himmelskörpers sprechen würde.

Die Oberfläche ist allgemein sehr flach. Höhenunterschiede von mehr als 150&nbsp;m und gebirgsähnliche Züge kommen selten vor.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf |titel=Titan’s Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry |werk=Lunar and Planetary Science XXXVIII (2007) |datum=2007 |zugriff=2009-11-04 |format=PDF; 161&nbsp;kB |sprache=en}}</ref> So fällt eine helle Region 4500&nbsp;Kilometer entlang des Äquators, mit dem Namen Xanadu, besonders auf. NASA- und ESA-Forscher deuten sie, nach näheren Beobachtungen, als eine Landschaft mit überraschend erdähnlichem Gesamtbild. Xanadu, das flächenmäßig etwa so groß ist wie Australien, wird von bis zu 2000&nbsp;m hohen Bergrücken durchzogen (Stand: August 2010).<ref name="astronomie-heute" /> Radardaten zufolge bestehen diese aus porösem Wassereis, das von dort vermutetem Methanregen durch Auswaschung gebildet wurde. Dadurch könnten [[Höhlensystem]]e geschaffen worden sein. Das entspricht ganz den durch Wind und Wasser geprägten Landschaften der Erde.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm |titel=Cassini Reveals Titan’s Xanadu Region To Be An Earth-Like Land |hrsg=Science Daily |datum=2006-07-23 |zugriff=2009-11-06 |sprache=en}}</ref> Der höchste Gipfel auf Titan befindet sich in den Mithrim Montes und erhebt sich in dem südlichsten der drei annähernd parallelen Bergrücken 3337 Meter über dem [[Nullniveau]].<ref>NASA/JPL: [https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20023 ''PIA20023: Radar View of Titan's Tallest Mountains.''] 24. März 2016, abgerufen am 7. Mai 2017.</ref> Die Mithrim Montes liegen im äquatornahen Norden von Xanadu.<ref>{{PlanetaryNames|15049|Mithrim Montes}}</ref>

Im Gegensatz zur [[Plattentektonik]] auf der Erde entstanden die Gebirge Titans aller Wahrscheinlichkeit nach durch Schrumpfung des Mondes. Auch hier entstanden die Gebirgszüge eindeutig durch Auffaltung und Verkürzung der Kruste. Ein Forscherteam um Giuseppe Mitri am [[California Institute of Technology|Caltech]] kam durch Computersimulationen zum Schluss, dass der Titan seit seiner Entstehung vor 4,5 Milliarden Jahren kontinuierlich schrumpfte. Dabei gingen sie davon aus, dass der Kern von Titan nie sehr heiß war und daher eine relativ homogene Mischung aus Eis und Gestein darstellt. Die langsame Abkühlung des Mondes sorgt dafür, dass Teile des unter der Eiskruste liegenden Ozeans allmählich gefrieren und dabei die Dicke der äußeren Eiskruste ebenso wächst wie der Mantel eines unter dem Ozean liegenden Hochdruckeises. Dadurch kommt es zum Volumenschwund des Ozeans und die Oberfläche der Eiskruste legt sich in Falten. Laut der Simulation des Teams um Mitri müsste sich der Radius des Mondes innerhalb von 4,5 Milliarden Jahren um sieben Kilometer verringert haben; das sind, bei dem heutigen Radius von 2575 Kilometern, etwa 0,3 Prozent.<ref name="astronomie-heute">{{Internetquelle |autor=Tilmann Althaus |url=http://www.astronomie-heute.de/artikel/1042452 |titel=Wie entstehen die Berge auf Titan? |hrsg=Sterne und Weltraum |datum=2010-08-17 |zugriff=2010-10-02}}</ref>

Die Zusammensetzung der Oberfläche ist komplex. Cassini-Huygens hat dort Wassereis festgestellt, das bei den niedrigen Temperaturen die Konsistenz von Silikatgestein hat und teilweise von Tümpeln oder Seen aus flüssigem Methan bedeckt ist. Es wird angenommen, dass auf der Oberfläche Kohlenwasserstoffe existieren, die bisher noch nicht im Labor hergestellt werden konnten.

Cassinis Radar hat auf Titan viel weniger [[Einschlagkrater]] gefunden, als (auf gleiche Fläche bezogen) auf anderen Monden und Planeten im Sonnensystem. In der dichten Atmosphäre zerbersten und verglühen viele Objekte, so dass die Anzahl der einschlagenden Objekte von vornherein in etwa halbiert wird. Auch werden frische Einschlagkrater sehr bald von dem beständigen Wind mit Partikeln zugeweht, die durch Zusammenlagerung von aus der Atmosphäre ausgefallenen Tholinen entstanden sind.<ref>[http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/19012013162925.shtml Ralph-Mirko Richter: ''Warum existieren kaum Krater auf dem Titan?'', in Raumfahrer.net, Datum: 19. Januar 2013, Abgerufen: 22. Januar 2013]</ref> Dieser Effekt und der Methanregen formen die Oberfläche vergleichsweise schnell und führen zu einer geologisch jungen Oberfläche. Der mit Abstand größte der elf benannten Krater, namens Menrva, hat einen Durchmesser von 392&nbsp;km und liegt im Nordteil der führenden Hemisphäre,<ref>[http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=TITAN&featureType=Crater,%20craters Titan: Crater, craters.] Im ''Gazetteer of Planetary Nomenclature'' der [[Internationale Astronomische Union|IAU]] (WGPSN)/[[United States Geological Survey|USGS]]. Abgerufen am 14. November 2015</ref> nördlich von Xanadu.

<gallery>
   Titan globe.jpg|Mosaik von Aufnahmen der Oberfläche Titans während des ersten Vorbeifluges von Cassini am 26. Oktober 2004
   Titan map october 2006.jpg|Beschriftete Karte des Titan von Oktober 2006 in Äquidistanzprojektion. Dieses Mosaik wurde aus Daten des Imaging Science Subsystems der Raumsonde Cassini zusammengestellt.
   Map of Titan - April 2011.jpg|Unbeschriftete Karte vom April 2011
   Huygens shoreline.jpg|Fotografie der Titanoberfläche während des Landeanflugs von [[Cassini-Huygens#Huygens landet auf Titan|Huygens]]. Man erkennt Hügel und topographische Merkmale, die einer Küstenregion mit Abflussgräben gleichen, 2005.
   Huygens surface color.jpg|Foto von Huygens nach der Landung auf der Titan-Oberfläche (nachkoloriert), 14. Januar 2005.
</gallery>

==== Dünen ====
[[Datei:Titan dunes.jpg|mini|Dünen auf der Titan-Oberfläche (unten) verglichen mit Sanddünen auf der Erde (oben)]]
[[Datei:PIA18417.jpg|mini|Künstlerische Darstellung der Titanoberfläche mit Sanddünen und Methanseen]]
[[Datei:Liquid lakes on titan.jpg|mini|Mögliche Seen in einem 140&nbsp;Kilometer weiten Gebiet bei 80°&nbsp;&nbsp;N und 35°&nbsp;W in [[Falschfarben]] (Radaraufnahme von Cassini, 2006)]]
Neuere Cassini-Daten zeigen, dass in den dunklen äquatorialen Gebieten, wo zunächst Kohlenwasserstoff-Ozeane vermutet wurden, große Wüstengebiete mit 150&nbsp;m hohen und hunderte Kilometer langen [[Düne]]n existieren, wofür der stetige Wind auf Titan verantwortlich ist. Computergestützten Simulationen zufolge reicht dafür bereits eine Windgeschwindigkeit von zwei Kilometern pro Stunde aus. Neuere Bilder der Cassini-Sonde, welche Titan vor kurzem<!--Wann?--> wieder passierte, warfen jedoch einige Fragen auf. So ist anhand der Schatten zu erkennen, dass große, bis zu 300 m hohe Dünen größtenteils durch Westwind erzeugt worden sind, wohingegen der vorherrschende Wind an Titans Äquator der Ostwind ist. Ein möglicher Grund wäre, dass diese Dünen nur in den seltenen Phasen eines [[Äquinoktium]]s entstehen, an welchen ein möglicher, genügend starker Westwind weht.

Die Dünen bestehen aus bis zu 0,3&nbsp;mm großen Partikeln, deren Zusammensetzung noch nicht geklärt ist. In Frage kommt Wassereis oder organische Feststoffe. Nach einer Hypothese von Donald Hunten an der Universität von Arizona könnten sie aus Ethan bestehen, das an feinste Staubpartikel gebunden ist. Das würde auch erklären, warum sich hier keine Kohlenwasserstoff-Ozeane gebildet haben.<ref>{{Internetquelle |autor=Sara Goudarzi |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060504_sands_titan.html |titel=Saharan Sand Dunes Found on Saturn’s Moon Titan |hrsg=SPACE.com |datum=2006-05-04 |zugriff=2009-11-06 |sprache=en}}</ref>

==== Flüssige Kohlenwasserstoffe ====
In den beiden Polarregionen finden sich auf den Radaraufnahmen größere Methanseen, die von Flüssen gespeist werden. Zahlreiche radardunkle Flecken, die als eindeutiger Nachweis solcher „Gewässer“ angesehen werden, wurden rund um den Nordpol gefunden. In dieser Region herrschte zu der Zeit der Cassini-Mission [[Polarnacht]].

[[Datei:Lacus Ontario.jpg|mini|links|Titans Südpol. Rechts unten sind Wolken, links der Mitte ist der [[Ontario Lacus]] zu sehen; aufgenommen vom VIMS (Visual und Infrared Imaging Mapping Spectrometer) von Cassini, Dezember 2007.]]
Die drei größten Seen [[Kraken Mare]], [[Ligeia Mare]] und [[Punga Mare]] werden als „Mare“ bezeichnet und erreichen mit Flächen bis über 100.000&nbsp;Quadratkilometer die Dimensionen großer irdischer Binnenseen und -meere (zum Vergleich: [[Oberer See|Lake Superior]] 82.100&nbsp;Quadratkilometer). Bereits zu Beginn der Mission wurde am Südpol der größte „See“ [[Ontario Lacus]] als bislang einziger Methansee auf der südlichen Hemisphäre entdeckt und nach dem mit rund 20.000&nbsp;Quadratkilometer gleich großen [[Ontariosee]] benannt. Forscher des DLR gaben am 30.&nbsp;Juli 2008 bekannt, dass in ihm Ethan nachgewiesen wurde und er vermutlich noch andere [[Alkane]] enthält.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.dlr.de/DesktopDefault.aspx/tabid-1/86_read-13154/ |titel=Saturnmond Titan – Ströme und Seen aus flüssigen Kohlenwasserstoffen |hrsg=Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) |datum=2008-07-30 |zugriff=2009-11-05}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=http://www.dlr.de/DesktopDefault.aspx/tabid-1382/7471_read-13154/gallery-1/gallery_read-Image.1.6151/ |titel=Ontario Lacus, ein mit flüssigen Kohlenwasserstoffen gefüllter See mit „Strand“ auf dem Titan |hrsg=Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) |zugriff=2009-11-04}}</ref><ref name="identification" /> Auswertungen von Radarmessungen zeigten 2009, dass der Ontario Lacus spiegelglatt zu sein scheint. Die Variationen in der Höhe betrugen zum Zeitpunkt der Messung weniger als 3&nbsp;mm. Das erhärtet den Verdacht, dass der Ontario Lacus tatsächlich aus flüssigen Kohlenwasserstoffen und nicht aus getrocknetem Schlamm besteht. Es zeigte sich damit auch, dass es an der Oberfläche relativ windstill war.<ref>{{Internetquelle |autor=Lisa Grossman |url=http://www.newscientist.com/article/dn17665-saturn-moons-mirrorsmooth-lake-good-for-skipping-rocks.html |titel=Saturn moon’s mirror-smooth lake 'good for skipping rocks’ |hrsg=New Scientist |datum=2009-08-21 |zugriff=2009-12-01 |sprache=en}}</ref> Die Tiefe des zum größten Teil mit Methan gefüllten „Ligeia Mare“ wurde mit Hilfe von Cassinis Radar zu 170&nbsp;m bestimmt.<ref>[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-364 ''NASA’s Cassini Spacecraft Reveals Clues About Saturn Moon''.] In: ''jpl.nasa.gov.'' 12. Dezember 2013, abgerufen am 27. Dezember 2013 (englisch).</ref> Zu den kleineren Seen zählen der [[Feia Lacus]], der [[Kivu Lacus]], der [[Koitere Lacus]] und der [[Neagh Lacus]].

Die Flüssigkeiten in den seeähnlichen Gebilden sind relativ durchsichtig, so dass ein Mensch –&nbsp;würde er an einem solchen Ufer stehen&nbsp;– in diese „Gewässer“ wie in einen klaren irdischen See hineinblicken könnte. Nach Berechnungen der NASA übertrifft der Vorrat an flüssigen Kohlenwasserstoffen auf Titan den der Erde um das Hundertfache. Der atmosphärische Kreislauf, das Herabregnen, Sammeln und Fließen von Kohlenwasserstoffen prägte die eisige Oberfläche in überraschend ähnlicher Weise, wie auf der Erde Wasser die Silikatgesteine formt. Schon auf den ersten Blick sind aus einigen Kilometern Höhe ganze Flusssysteme erkennbar, flüssiges Methan schneidet sich erosiv in die Eisoberfläche ein und bildet ein hügelig-bergiges Relief. Auf der Erde würde das eine (tektonische) Hebung der [[Erosion (Geologie)|erodierten]] Gebiete über die durchschnittliche Oberflächenhöhe hinaus implizieren; das dürfte auf Titan nicht anders sein.
[[Datei:PIA18430-SaturnMoon-Titan-EvolvingFeature-20140821.jpg|mini|hochkant=1.5|Cassini-Aufnahmen der verschwindenden und wieder auftauchenden ''Magic Island'' aus verschiedenen Jahren]]
Ein Rätsel gibt den Wissenschaftlern eine ''Insel ''im ''Ligaeia Mare'', '''Magic Island '''genannt, auf. Das etwa 260&nbsp;km² große Objekt erschien erstmals auf Cassini Aufnahmen im Juli 2013, war dann aber auf späteren Aufnahmen wieder verschwunden. Während einer Cassini-Passage am 21. August 2014 erschien das Objekt jedoch wieder. Mögliche Erklärungen wären etwa aufsteigende Blasen, Schwebstoffe oder Wellen auf der Oberfläche von ''Ligeia Mare''. Es wird ein Zusammenhang mit dem derzeit stattfindenden Jahreszeitenwechsel auf Titan vermutet.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-327 |titel=Cassini Watches Mysterious Feature Evolve in Titan Sea |hrsg=[[Jet Propulsion Laboratory|NASA / JPL]] |datum=2014-09-29 |zugriff=2014-10-09 |sprache=en}}</ref>

===== Jahreszeitliche Schwankungen =====
Von den Forschern wird vermutet, dass sich die Seen hauptsächlich während des 7,5 Jahre dauernden Titan-Winters bilden und im Sommer größtenteils wieder austrocknen.<ref name="lakes" /> Diese Entdeckung passte gut zu der des riesigen nordpolaren Wolkenwirbels wenige Wochen später. Beides bestätigt die Vermutung eines Niederschlagkreislaufs von Methan, ähnlich dem Wasserkreislauf auf der Erde – mit Verdunstung, Wolkenbildung und erneutem Niederschlag (Methan ist nur im Temperaturbereich von −182&nbsp;°C bis −162&nbsp;°C flüssig, bei höheren Temperaturen gasförmig).

Die Seen sind ungleichmäßig verteilt. Nachdem bis 2009 etwa die Hälfte von Titan durch Radar abgetastet worden ist, scheint der Anteil der Seenflächen in der südlichen Hemisphäre nur 0,4 % zu betragen, in der nördlichen etwa 10 %, also über zwanzigmal mehr als auf der südlichen. Das könnte damit zusammenhängen, dass die Umlaufbahn Saturns um die Sonne elliptisch ist und dadurch sein Abstand zur Sonne um rund 11 % schwankt. Daher sind die Sommer auf der südlichen Hemisphäre kürzer und wärmer, die Winter wiederum sind dort länger und kälter. Beim sonnennächsten Punkt, dem [[Apsis (Astronomie)|Perihel]], bewegt sich der Planet gegenüber dem sonnenfernsten Punkt seiner Umlaufbahn, dem Aphel, schneller um die Sonne, und durch die größere Nähe wird auch seine [[Winkelgeschwindigkeit]] um die Sonne noch erhöht. Dadurch regnet auf der Nordhalbkugel das Methan ab, das auf der Südhalbkugel im wärmeren Sommer verdunstete. Auch wenn sich der Seestand pro Jahr nur um wenige Dezimeter senkt, führt das im Lauf vieler Jahre dazu, dass in der südlichen Hemisphäre viele Seen austrocknen. Da sich die Ellipse der Saturnbahn langsam um die Sonne dreht, dürfte die Verteilung der Seenbedeckung jedoch alle 45.000 Jahre zwischen Nord- und Südhalbkugel pendeln.<ref name="sciencticker">{{Internetquelle |url=http://astronomie.scienceticker.info/2009/11/29/titanische-klimazyklen/ |titel=Titanische Klimazyklen |hrsg=scienceticker Astro |datum=2009-11-29 |zugriff=2009-11-30}}</ref>

Nach weiteren Forschungen soll sich der Flüssigkeitsstand des Ontario Lacus wie in der [[Etosha-Pfanne]] mit der Höhe des Spiegels der im Boden vorhandenen Flüssigkeit ändern.<ref>Ralph-Mirko Richter: [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/21042012173017.shtml ''Titansee Ontario Lacus ähnelt der Etosha-Pfanne.''] In: ''Raumfahrer.net.'' 21. April 2012, abgerufen am 21. April 2012.</ref>
[[Datei:Floating Ice on Titan Lakes?.jpg|mini|So könnte Eis auf den Methanseen aussehen]]

===== Eisberge =====
Die Existenz von Eisbergen an der Oberfläche der Seen ist grundsätzlich möglich, aber bisher nicht nachgewiesen. Weil Mischungen aus festem Methan und Ethan schwerer sind als flüssige Mischungen, kann nur Eis schwimmen, das Einschlüsse von mindestens 5 % Stickstoff aus der Atmosphäre enthält, die sein Volumen vergrößern. Wenn die Temperatur nur geringfügig sinkt, zieht sich der Stickstoff so weit zusammen, dass das Eis zum Grund hinabsinkt. Wenn die Temperatur wieder steigt, kann auch das Grundeis zur Seeoberfläche aufsteigen.<ref>Ralph-Mirko Richter: [http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/12012013115329.shtml ''Eisschollen auf der Oberfläche der Titan-Seen?''] In: ''Raumfahrer.net'' 13. Januar 2013, abgerufen am 11. Juni 2013.</ref><ref>[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-010 ''Cassini Suggests Icing on a Lake.''] In: ''jpl.nasa.gov.'' 8. Januar 2013, abgerufen am 11. Juni 2013 (englisch).</ref>

==== Kryovulkane ====
[[Datei:Tortola Facula Cassini c12.jpg|mini|Kryovulkan auf Titan (Cassini, 2004)]]
Auf Titan finden sich deutliche Anzeichen vulkanischer Aktivität. Auch wenn die erkannten Vulkane in ihrer Form und Größe denen auf der Erde ähneln, handelt es sich nicht um silikatischen Vulkanismus wie auf den erdähnlichen Planeten [[Mars (Planet)|Mars]] oder [[Venus (Planet)|Venus]], sondern vielmehr um sogenannte [[Kryovulkan]]e, also Eisvulkane.

Die zähflüssige Masse, die bei diesem Kryovulkanismus an die Titanoberfläche tritt, könnte aus Wasser und z.&nbsp;B. Ammoniak oder aus Wasser mit anderen kohlenwasserstoffhaltigen Gemischen bestehen, deren [[Gefrierpunkt]]e weit unter dem von Wasser liegen und die somit kurzzeitig an der Oberfläche fließen könnten. Diese Gebiete mit höheren Temperaturen werden auch ''„Hotbeds“'' genannt. Es wird vermutet, dass der Vulkanismus auf Titan, ähnlich wie auf der Erde, durch die Energiefreisetzung beim Zerfall von radioaktiven Elementen im Mantel von Titan angetrieben wird.

Mit Hilfe von Cassini wurden bei einem vermuteten Kryovulkan Methanemissionen entdeckt. Es wird angenommen, dass Kryovulkanismus eine bedeutende Quelle für den Nachschub von Methan in der Atmosphäre ist.<ref name="esa news" /><ref>{{Internetquelle |autor=David L. Chandler |url=https://www.newscientist.com/article/dn7489-hydrocarbon-volcano-discovered-on-titan/ |titel=Hydrocarbon volcano discovered on Titan |hrsg=NewScientist.com news service |datum=2005-06-08 |zugriff=2009-12-02 |sprache=en}}</ref>

=== Innerer Aufbau ===
[[Datei:Titan cutaway de.svg|mini|Schnittzeichnung zur Illustration des inneren Aufbaus]]
Titan besitzt einen großen Kern aus [[Silicate|Silikatgestein]], der von mehreren Schichten Wassereis umgeben ist. Die äußere Schicht des Mantels besteht aus Eis und [[Methanhydrat]], die innere aus Hochdruckeis (vgl. das [[Eis#Anomalien|Eis-Phasendiagramm]]). Nach Modellrechnungen von 2005 könnte sich zwischen diesen beiden Schichten ein [[Extraterrestrischer Ozean|Ozean]] aus flüssigem Wasser befinden.

Wie bei anderen Monden der [[Gasplanet]]en&nbsp;– Jupitermond [[Io (Mond)|Io]] und Saturnmond [[Enceladus (Mond)|Enceladus]]&nbsp;– könnten hier ebenfalls [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] des [[Mutterplanet]]en eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen.

Durch die relativ hohe Exzentrizität der Titan-Bahn und die daraus folgende [[Libration|Libration in Länge]] pendelt die Gezeitendeformation des Mondes im Laufe seiner gebundenen Rotation entsprechend und könnte mit diesem Hin-und-her-Walken in Titans Innerem zu tektonischen Verschiebungen führen.<ref name="Cryovolcanic" />

{{Anker|Ozean}}
==== Hypothetischer Ozean unter der Eiskruste ====
Radarmessungen der Cassini-Sonde deuten darauf hin, dass unter der Eiskruste ein [[Extraterrestrischer Ozean|Ozean]] aus flüssigem Wasser existiert.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.astris.de/news/1166.html |titel=Existiert ein Ozean unter Titans Kruste? |werk=extrasolar-planets.com |datum=2008-03-21 |zugriff=2009-11-05}}</ref> Die Dicke der Eiskruste wird auf etwa 80&nbsp;Kilometer geschätzt.<ref>{{Internetquelle |autor=H. Hußmann, T. Spohn, F. Sohl |url=http://www.uni-muenster.de/Rektorat/Forschungsberichte-2001-2002/fo14aa06.htm |titel=Gezeiten, Rotation und Bahnenetwicklung |hrsg=Universität Münster |datum=2003-04-16 |zugriff=2009-11-05}}</ref>

Nach einem Modell, das vom Jupitermond [[Europa (Mond)|Europa]] auf Titan übertragen wurde, kann die Wärmeentwicklung durch [[Gezeiten#Rückwirkungen auf Erde und Mond (Gezeitenreibung)|Gezeitenreibung]] auch unter seiner Eiskruste zu der Bildung dieser aufgeschmolzenen Schicht geführt haben. Sie müsste sich mit der Sonde Cassini durch [[Schwerefeld]]messungen nachweisen lassen.

Im Wasser zu etwa 10 % enthaltenes Ammoniak würde als [[Gefrierschutzmittel|Frostschutzmittel]] (siehe [[Gefrierpunktserniedrigung|Gefrierpunkterniedrigung]]) wirken, so dass sich trotz der in dieser Tiefe zu erwartenden Temperatur von −20&nbsp;°C ein flüssiger Ozean gebildet haben könnte&nbsp;– zumal in Verbindung mit dem dortigen hohen Druck.

Die Existenz eines Ozeans in der Tiefe bedeutet geologisch gesehen, dass die darüber liegende Kruste wesentlich beweglicher sein kann als auf Himmelskörpern, die durchgehend fest sind, wie beispielsweise der Erdmond. Die Krustenbeweglichkeit führt zu den beobachteten tektonischen Großstrukturen und ebenso zum [[Kryovulkan]]ismus, wobei vermutet werden kann, dass auch Wasser aus dem untergründigen Ozean direkt am Eisvulkanismus beteiligt ist, wie es bei der Erde mit Magma aus dem Mantel der Fall ist. Wie auf [[Enceladus (Mond)|Enceladus]] bereits nachgewiesen wurde, können die Krustenbewegungen allein lokal so viel Wärme erzeugen, dass bedeutende Mengen an Eis in den Bewegungszonen verflüssigt werden und Kryovulkanismus erzeugen.

Cassini entdeckte, dass über Titanbergen die Anziehung schwächer ist als über flachen Gegenden. Die Forscher vermuten daher, dass das Eis unter Bergen tiefer in den Ozean hineinreicht als unter Ebenen<ref>[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-261 JPL: ''Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell'', Datum: 28. August 2013, Abgerufen: 29. September 2013]</ref>. Die Auswertung von Schwerefeldmessungen von Cassini ergab, dass der vermutete Ozean sehr salzhaltig sein muss. Er ist dabei einzufrieren, weshalb die äußerste Eisschicht über ihm sehr starr sein dürfte.<ref>[http://www.astronews.com/news/artikel/2014/07/1407-005.shtml Stefan Deiters: ''TITAN, Sehr salziger Ozean unter der Oberfläche?'' in astronews.com, Datum: 3. Juli 2014, Abgerufen: 8. Juli 2014]</ref>

== Erforschung ==
Die Beobachtung und Erforschung von Titan war vor dem Raumzeitalter nur sehr eingeschränkt möglich. 1907 gab der spanische Astronom [[Josep Comas i Solà]] bekannt, dass er am Rand der Titanscheibe eine Verdunkelung und im Zentrum zwei weiße, runde Flecken beobachtet habe. Die Entdeckung der Atmosphäre durch [[Gerard Peter Kuiper|Gerard Kuiper]] in den 1940er Jahren war die nächste erwähnenswerte Entdeckung. Als erste Raumsonde erreichte schließlich [[Pioneer&nbsp;11]] 1979 die Monde des Saturn.

=== Entdeckung und Namensgebung ===
[[Datei:Christiaan Huygens-painting.jpeg|mini|Titans Entdecker Christiaan Huygens nach einem Gemälde von [[Caspar Netscher]] (1671)]]
''Siehe auch:'' [[Liste der Entdeckungen der Planeten und ihrer Monde]].

Der niederländische Mathematiker, Buchautor, Physiker und Astronom [[Christiaan Huygens]] entdeckte Titan am 25.&nbsp;März 1655. Dieser erste Fund eines Saturnmondes gelang ihm mit einem selbstgebauten [[Fernrohr]], dessen Linsen er zusammen mit seinem Bruder [[Constantijn Huygens Junior|Constantijn jr.]] geschliffen hatte; es hatte einen [[Objektiv (Optik)|Objektivdurchmesser]] von 57&nbsp;mm und vergrößerte 50-fach.

Damit beobachtete Huygens zuerst die Planeten [[Venus (Planet)|Venus]], [[Mars (Planet)|Mars]], [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] und schließlich Saturn, in dessen Nähe er einen hellen Himmelskörper bemerkte, der im Laufe von 16 Tagen Saturn einmal umkreiste. Nach vier Umdrehungen war er sich im Juni sicher, dass es sich um einen Saturnmond handeln muss. Um diese Zeit war die Neigung der Saturnringe gegenüber der Erde gering und beeinträchtigte die Beobachtungen kaum.<ref name="UniKoeln">{{Internetquelle |autor=Tetsuya Tokano |url=http://www.geomet.uni-koeln.de/forschung/weltraumgeophysik/titan/huygens-titan/ |titel=Wie sah Huygens Titan? |hrsg=Universität zu Köln |zugriff=2009-10-17}}</ref> Seit der Erfindung des Fernrohrs (1608) war das die zweite Mondentdeckung, 45&nbsp;Jahre nach den erstmals von Galilei beobachteten vier [[Galileische Monde|Jupitermonden]].<ref>{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/esaSC/SEMJRT57ESD_index_0.html |titel=Discoverer of Titan: Christiaan Huygens |hrsg=European Space Agency |datum=2008-09-04 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=http://www.museumboerhaave.nl/collectie/e_voorwerpen/telescoopHuygens.html |titel=Telescope by Huygens, Christiaan Huygens, The Hague, 1683 |hrsg=Museum Boerhaave |archiv-url=https://web.archive.org/web/20060108051221/http://www.museumboerhaave.nl/collectie/e_voorwerpen/telescoopHuygens.html |archiv-datum=2006-01-08 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |autor=A. van Helden |url=http://www.sil.si.edu/silpublications/dibner-library-lectures/2004-VanHelden/2004_VanHelden.pdf |titel=Huygens Ring, Cassini’s Division & Saturn’s Children |werk=Dibner Library Lecture |hrsg=Smithsonian Institution Libraries |datum=2004-10-27 |zugriff=2009-11-05 |format=PDF; 546&nbsp;kB |sprache=en}}</ref>

Nahezu zwei Jahrhunderte blieb der Satellit namenlos. Zunächst wurde er unter anderem als der ''Huygenssche Saturnmond'' bezeichnet. Huygens selbst nannte ihn lediglich ''„Saturni Luna“'' (oder ''„Luna Saturni“'', lateinisch für „Saturns Mond“). Die im Laufe der Zeit bekannt gewordenen Trabanten eines Planeten wurden zunächst in der Reihenfolge ihrer Bahngrößen nummeriert; so wurde er um 1800 der ''sechste Saturnmond''. Der Astronom [[John Herschel]] schlug in der 1847 erschienenen Veröffentlichung ''Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope'' für die damals bekannten acht Saturnmonde Namen nach den [[Titan (Mythologie)|Titanen]] vor, einem Geschlecht von [[Riese]]n aus der [[Griechische Mythologie|griechischen Mythologie]]. Als größter Saturnmond erhielt er daraufhin den Namen Titan.<ref name="Cassini" /><ref name="Lassell" />

=== Hubble ===
[[Datei:Titan hubble.jpg|mini|Infrarotaufnahme der Oberfläche von Titan (Weltraumteleskop [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble]], 1998)]]
[[Datei:Titan's thick haze layer-picture from voyager1.jpg|mini|Titans Atmosphäre aus einer Entfernung von 435.000&nbsp;Kilometern (Voyager&nbsp;1, 1980)]]
Nachdem über 300&nbsp;Jahre nur Beobachtungen von der Erde aus möglich waren, konnten die ersten groben Details der Oberfläche von Titan in den 1990er Jahren von dem Orbitalteleskop [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble]] mit Aufnahmen im Spektralbereich des nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]] gewonnen werden, das die Methanwolken und den organischen „Smog“ durchdringt. Die darauf sichtbaren auffälligen Kontraste zwischen hellen und dunklen Gebieten der Oberfläche stehen in deutlichem Gegensatz zu den Strukturen, die von Oberflächen anderer Monde dieser Größenordnung bekannt waren. Konzentrische Strukturen wie Krater und Einschlagbecken waren damit zunächst nicht zu erkennen. Es lag nahe, die dunklen Zonen für tiefer gelegen zu halten als die hellen, sowie eine stofflich unterschiedliche Zusammensetzung dieser Oberflächen zu vermuten: bei den hellen Zonen eventuell Wassereis, wie es etwa auf den Jupitermonden häufig ist, und bei den dunklen Bereichen möglicherweise silikatische Gesteine oder organisches Material.

=== Pioneer und Voyager ===
Als erste [[Raumsonde]] und einfacher Späher passierte die US-amerikanische [[Vorbeiflugsonde]] [[Pioneer 11|Pioneer&nbsp;11]] am 1.&nbsp;September 1979 den Planeten Saturn und übermittelte auch fünf Aufnahmen von Titan.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.nasa.gov/centers/ames/missions/archive/pioneer.html |titel=The Pioneer Missions |werk=Pioneer Project |hrsg=NASA, Jet Propulsion Laboratory |datum=2007-03-26 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=ftp://ftp.hq.nasa.gov/pub/pao/images/index/photoindex/pioneer11.htm |titel=Pioneer XI |werk=Photo Index |hrsg=NASA |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref> Die Sonde kam dabei Titan bis auf 353.950&nbsp;Kilometer nahe. Die abgelichteten Bilder waren jedoch für etwaige Oberflächendetails zu unscharf.<ref>{{Internetquelle |autor=Hamish Lindsay |url=http://www.honeysucklecreek.net/dss44/pioneer_missions.html |titel=The Pioneer Missions Pioneers 6 – 11 |zugriff=2009-11-03 |sprache=en}}</ref>

Ausgiebige Untersuchungen des Mondes erfolgten durch [[Voyager 1|Voyager&nbsp;1]], die den Saturn am 12.&nbsp;November 1980 passierte und sich Titan bis auf 4000&nbsp;Kilometer näherte. Ihre Aufnahmen des Mondes waren jedoch wegen der undurchsichtigen Dunstschicht seiner Atmosphäre nicht viel besser. Voyager&nbsp;1 konnte deshalb nur die Zusammensetzung der Atmosphäre untersuchen und Basisdaten wie etwa die Größe, die Masse und die Umlaufzeit näher bestimmen.<ref name="Surface" />

Am 25.&nbsp;August 1981 passierte die Schwestersonde [[Voyager 2|Voyager&nbsp;2]] das Saturnsystem. Da sie am Saturn einen [[Swing-by]] in Richtung [[Uranus (Planet)|Uranus]] absolvierten sollte, konnte ihre Flugbahn nicht in Titans Nähe führen.

[[Datei:PIA08391 Epimetheus, Rings and Titan.jpg|mini|Der kleine, verbeulte Mond [[Epimetheus (Mond)|Epimetheus]], der mit Smog eingehüllte Titan und Saturns A- und F-Ring (Cassini, 2006)]]

=== Cassini-Huygens ===
Am 15.&nbsp;Oktober 1997 wurde von der [[Cape Canaveral Air Force Station]] die Doppelsonde [[Cassini-Huygens]], ein Gemeinschaftsprojekt der [[Europäische Weltraumorganisation|ESA]], der NASA und der [[Agenzia Spaziale Italiana]] (ASI), zur Erkundung von Saturn, seiner Satelliten und Titan im Speziellen gestartet. Cassini ist der erste [[Orbiter (Raumfahrt)|Orbiter]] um den Saturn und sollte als ursprüngliches Missionsziel den Planeten mindestens vier Jahre lang umrunden.

Cassini umrundet Saturn seit seiner Ankunft am 1.&nbsp;Juli 2004. Planmäßig flog die Raumsonde erstmals am 26.&nbsp;Oktober 2004 in nur 1200 Kilometern Entfernung an Titan vorbei. Auf den dabei aufgenommenen Radarfotos der Oberfläche zeigen sich komplexe Strukturen.

Am 1.&nbsp;Juni 2008 war das Primärziel mit insgesamt 74&nbsp;Saturnumläufen und 45 vorausberechneten Vorbeiflügen am Titan erreicht. Die darauf folgende Missionsphase trug die Bezeichnung „[[Cassini-Huygens#Missionsverlauf 2009|Cassini Equinox]]“, die bis zum 30. Juni 2010 noch 21 weitere Titan-Vorbeiflüge vorsah.<ref>{{Internetquelle |url=http://planetary.org/explore/topics/cassini_huygens/tour.html |titel=Cassini’s Tour of the Saturn System |hrsg=The Planetary Society |datum=2008-01-04 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20091026051707/http://planetary.org/explore/topics/cassini_huygens/tour.html |archiv-datum=2009-10-26 |zugriff=2009-11-08 |sprache=en}}</ref> Inzwischen wurde Cassinis Mission bis 2017 verlängert.<ref>JPL: [http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20100203/ saturn.jpl.nasa.gov] NASA Extends Cassini’s Tour of Saturn, Continuing International Cooperation for World Class Science, 3. Februar 2010. Abgerufen 5. Juni 2010</ref> Während der am 27. September 2010 begonnenen „Solstice“ Missionsphase<ref>{{Internetquelle |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-314 |titel=Hello, Saturn Summer Solstice: Cassini’s New Chapter |hrsg=Jet Propulsion Laboratory |datum=2010-09-27 |zugriff=2010-10-02 |sprache=en}}</ref> sind weitere 56 Vorbeiflüge am Titan geplant.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.planetary.org/explore/topics/cassini_huygens/tour.html |titel=Cassini’s Tour of the Saturn System |hrsg=The Planetary Society |archiv-url=https://web.archive.org/web/20100225050731/http://www.planetary.org/explore/topics/cassini_huygens/tour.html |archiv-datum=2010-02-25 |zugriff=2010-06-05 |sprache=en}}</ref>

==== Huygens’ Abstieg und Landung ====
[[Datei:Cassini Huygens Titan.jpg|mini|Künstlerische Darstellung: Huygens verlässt Cassini in Richtung Titan.]]
Am 25.&nbsp;Dezember 2004 wurde Huygens abgekoppelt und landete am 14.&nbsp;Januar 2005 auf der Oberfläche des Titan.<ref>{{Internetquelle |autor=Steve Lingard; Norris,Pat |url=http://www.ingenia.org.uk/ingenia/articles.aspx?Index=317 |titel=How To Land on Titan |hrsg=Ingenia |datum=2005-06-23 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref> Die Landestelle befindet sich bei den Koordinaten 10°&nbsp;S, 192°&nbsp;W,<ref>Oxford Journals: [http://astrogeo.oxfordjournals.org/content/48/2/2.14.full ''What Cassini-Huygens has revealed about Titan.''] (englisch)</ref> im Zentralbereich der saturnabgewandten Seite. Huygens ist der erste [[Lander]] auf einem anderen Mond als dem der Erde.

Beim Abstieg wurden Bilder der sich nähernden und schließlich erreichten Oberfläche gesendet. Dabei hat die sich unter stürmischen Bedingungen drehende Sonde neben physikalischen, chemischen und meteorologischen Messwerten auch Windgeräusche übertragen.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/esaCP/SEM85Q71Y3E_index_0.html |titel=Sounds of an alien world |werk=ESA-News |datum=2005-01-15 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref> Partikel in der Größenordnung von einem knappen Mikrometer in der Atmosphäre konnten während des Sinkmanövers ebenfalls nachgewiesen werden.

Erst 20&nbsp;Kilometer über der Oberfläche gab der Dunst den Blick auf Titan frei. Auf einigen Fotos vom Landeanflug war eine schwarze Fläche zu erkennen, in die kurze Drainage-Kanäle münden. Sie wurde als möglicher See aus einer teerartigen Flüssigkeit interpretiert.<ref name="huygens_picture_saturn" />

Am Ende des 2,5-stündigen Abstiegs durch die Atmosphäre prallte die Sonde mit einer Geschwindigkeit von 4,5&nbsp;m/s auf. Danach konnten ihre Signale von Cassini noch für eine Stunde und zehn Minuten empfangen werden. Die Aufnahme der Oberfläche ähnelt auf den ersten Blick früheren Bildern der auf dem [[Mars (Planet)|Mars]] gelandeten [[Viking]]-Sonden: Auf einer grau-orangefarbenen Ebene liegen bis zum Horizont zahlreiche Brocken unter einem gelb-orangen Himmel. Den ersten Analysen zufolge bestehen sie jedoch nicht aus Gestein, sondern wie der Boden aus Eis und Kohlenwasserstoffen. Die rundlichen Brocken in unmittelbarer Nähe der Kamera sind im Durchmesser bis zu 15&nbsp;cm groß und gleichen Kieselsteinen.<ref name="esa news">{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMHB881Y3E_0.html |titel=Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan |hrsg=ESA News |datum=2005-01-21 |zugriff=2009-11-06 |sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=http://www.spacetoday.org/SolSys/Saturn/SaturnHuygens.html |titel=Huygens Exposes Titan’s Surface |hrsg=Spacetoday |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref>

Durch die viel größere Entfernung von der Sonne und den Dunst in der Atmosphäre ist das Tageslicht auf Titan nur ungefähr ein Tausendstel so hell wie das auf der Erde. Kurz vor der Landung schaltete sich deshalb ein Scheinwerfer ein, in dessen Licht das Eis des Titanbodens spektroskopisch identifiziert werden konnte.

Der Landeplatz erhielt am 14.&nbsp;März 2007 zu Ehren von [[Hubert Curien]], einem der Gründerväter der europäischen Raumfahrt, den Namen „Hubert-Curien-Gedenkstätte“.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/esaCP/Pr_13_2007_p_GE.html |titel=Landeplatz von Huygens wird nach Hubert Curien benannt |werk=Pressemitteilung N° 13-2007 |hrsg=ESA |datum=2007-03-05 |zugriff=2009-11-05}}</ref><ref>{{Internetquelle |url=http://www.esa.int/esaCP/SEM9GNN0LYE_index_0.html |titel=Huygens landing site to be named after Hubert Curien |hrsg=ESA |datum=2007-03-05 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref>
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Cassini fotografiert Flusssystem auf dem Titan.

Die internationale Saturn-Sonde Cassini hat auf Titan, dem größten Mond des Ringplaneten ein riesiges Flusssystem fotografiert. Laut einer Erläuterung der ESA erstrecken sich insgesamt mehr als 400 Kilometer zwischen Quelle und Mündung des Flusses. Solch ein ausgedehntes System sei erstmals außerhalb der Erde in einer derart hohen Auflösung fotografiert worden. Die europäische Weltraumagentur vergleicht den Fluss dann auch mit dem Nil auf unserem Heimatplaneten.

Titan ist bislang die einzige andere bekannte Welt, auf deren Oberfläche Flüssigkeiten vorhanden sind. Dabei handelt es sich jedoch um Kohlenwasserstoffe wie Ethan und Methan, kein Wasser. Wissenschaftler haben ermittelt, dass die großen Seen auf dem Mond trotzdem genügend Nahrung für Bakterien enthalten könnten. Ob es aber bakterielles Leben gibt, bleibt gegenwärtig unbekannt.

Cassini ist Teil der Doppelmission Cassini-Huygens von ESA, NASA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Nach der Trennung der beiden Teile zu Weihnachten 2004 landete Huygens im Januar 2005 planmäßig auf dem Titan und sendete von dort viel mehr Daten, als die Wissenschaftler sich erhofft hatten. Die Mission war dann auch als Erfolg gewertet worden. Einziger Wermutstropfen war, dass ein Instrument gar keine Daten liefern konnte. Cassini umkreist seitdem den Saturn und liefert unter anderem beeindruckende Fotos von dem Planeten und seinen Monden. Die Mission wurde bis ins Jahr 2017 verlängert.
<ref>heise.de [http://www.heise.de/newsticker/meldung/Cassini-fotografiert-Flusssystem-auf-dem-Titan-1767913.html Cassini fotografiert Flusssystem auf dem Titan] zuletzt aufgerufen 14. Dezember 2012</ref>
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=== Geplante Missionen ===
[[Datei:Tssm project.jpg|mini|Um das Jahr 2030 könnte der Lander der Mission TandEM auf dem [[Kraken Mare]] niedergehen.]]
Im Rahmen der Titan- und Enceladus-Erkundungsmission [[Tandem (Raumsonde)|TandEM]] ist für Titan ein eigener Orbiter vorgesehen, der zu seiner näheren Erkundung sowohl verschiedene Lander als auch [[Penetrator (Raumsonde)|Penetratoren]] auf ihm absetzen und Funkkontakt zu einem sich frei in der Titanatmosphäre bewegenden Ballon halten soll.<ref>{{Internetquelle |url=http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=106 |titel=Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission |hrsg=ESA |datum=2009 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref>
Anfang 2009 wurde beim [[Europäische Weltraumorganisation|ESA]]-Ministerratstreffen entschieden, dass die [[Europa Jupiter System Mission]] zeitlichen Vorrang genießt.<ref>{{Internetquelle |autor=Rincon Paul |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm |titel=Jupiter in space agencies’ sights |werk=BBC News |hrsg=BBC |datum=2009-02-18 |zugriff=2009-11-05 |sprache=en}}</ref> Die EJSM wurde durch den Ausstieg der NASA inzwischen gestrichen. Ihr europäischer Anteil wird jedoch als Raumsonde [[JUICE (Raumsonde)|JUICE]] verwirklicht. TandEM könnte also erst deutlich nach 2020 starten.

[[Titan Mare Explorer]] (TiME) war ein geplantes Projekt, das einen Lander erstmals auf ein extraterrestrisches Gewässer, den See [[Ligeia Mare]] oder alternativ auf das Kraken-Mare, absetzen sollte. Diese Mission wurde von Proxemy Research ursprünglich als eigenständige Mission vorgeschlagen. Sie hätte aber auch Bestandteil der Titan Saturn System Mission (TandEM) sein können. Diese Low-Cost-Mission sollte auch direkt die organischen Bestandteile auf Titans Oberfläche messen. Ein möglicher Starttermin wäre der Januar 2016 gewesen.<ref name="NPR">{{Internetquelle |autor=Nell Greenfieldboyce |url=http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=112835248 |titel=Exploring A Moon By Boat |hrsg=National Public Radio (NPR) |datum=2009-09-16 |zugriff=2010-01-08 |sprache=en}}</ref><ref name="Imaginova Corp.">{{Internetquelle |autor=Jeremy Hsu |url=http://www.space.com/businesstechnology/091014-titan-boat-mission.html |titel=Nuclear-Powered Robot Ship Could Sail Seas of Titan |hrsg=Imaginova Corp. |datum=2009-10-14 |zugriff=2010-01-08 |sprache=en}}</ref><ref name="Space Policy Online">{{Internetquelle |autor=Ellen Stofan |url=http://www.spacepolicyonline.com/pages/images/stories/PSDS%20Sat1%20Stofan-TIME.pdf |titel=Presentation to NASA's Decadal Survey |hrsg=Space Policy Online |datum=2009-08-25 |zugriff=2010-01-08 |format=PDF; 1,4&nbsp;MB |sprache=en}}</ref> Die Mission unterlag im Auswahlverfahren am 20. August 2012 der Marssonde [[InSight]].

Darüber hinaus ist Titan einer von mehreren möglichen Kandidaten für eine künftige Kolonisation im äußeren Sonnensystem. Der amerikanische Raumfahrtingenieur und Autor [[Robert Zubrin]] bezeichnet Saturn aufgrund seiner relativen Nähe, geringen Strahlenbelastung und der Verteilung der Monde als den für die Forschung wichtigsten und wertvollsten der Gasplaneten.<ref name="zoob2ttn">Robert Zubrin, ''Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization'', section: Titan, pp. 163-166, Tarcher/Putnam, 1999, ISBN 978-1-58542-036-0</ref>

== Spekulationen über (Vorstufen zu) Leben ==
{{Hauptartikel|Leben auf Titan}}
Titan könnte einen Schlüssel zum Verständnis der Entstehung des [[Leben]]s auf der Erde enthalten, da angenommen wird, dass auf der Urerde eine ähnliche [[Entwicklung der Erdatmosphäre|Atmosphäre]] vorhanden war und somit ähnliche Bedingungen herrschten.<ref name="Raulin2005" /><ref name="ImpactSeeding" /><ref>{{Internetquelle |autor=Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay |url=http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf |titel=Titan under a red giant sun: A new kind of “habitable” moon |werk=NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona |datum=1997-11-15 |zugriff=2009-11-05 |format=PDF; 335&nbsp;kB |sprache=en}}</ref> Da Saturn und seine Trabanten weit außerhalb der [[Habitable Zone|habitablen Zone]] kreisen, ist das Entstehen von Leben unwahrscheinlich, Vorstufen werden jedoch nicht ausgeschlossen. Insgesamt sind trotz der niedrigen Temperaturen für die [[Kosmochemie]] sehr interessante Vorgänge auf diesem Mond zu vermuten, vielleicht auch Vorstufen für eine Art [[Chemische Evolution|chemischer Evolution]]. Aufgrund der dichten Atmosphäre aus Stickstoff und organischen Verbindungen ist er ein bedeutendes Forschungsobjekt der [[Astrobiologie]], da diese Bedingungen denen auf der [[Entstehung der Erde|Urerde]] gleichen könnten. Eine präbiotische Entwicklung in Richtung kohlenstoffbasierendes [[Leben]], vergleichbar mit dem irdischen, würden die Oberflächentemperaturen jedoch verhindern.<ref name="Astrobiology Magazine" />

Durch die Entdeckung der Raumsonde Cassini, dass [[Wasserstoff]] in Bodennähe verschwindet und das dort erwartete [[Acetylen]] nicht nachgewiesen werden konnte, was dem hypothetischen Modell des Astrobiologen [[Christopher McKay|Chris McKay]] entspricht, wonach Methan basierendes Leben diesen Effekt hervorrufen könnte. Als nicht-biologische Ursache wären bisher unbekannte chemische Prozesse in der Atmosphäre oder die Bildung von Methan aus Wasserstoff und Acetylen mithilfe eines unbekannten mineralischen [[Katalysator]]s denkbar.<ref>{{Internetquelle |url=http://www.physorg.com/news194801328.html |titel=What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan? |hrsg=Jet Propulsion Laboratory |datum=2010-06-03 |zugriff=2010-06-18 |sprache=en}}</ref>

Im Jahre 2010 hatten Forscher von der [[University of Arizona]] im Labor die Bedingungen in der titanischen Gashülle simuliert. Dabei mischten sie Stickstoff, Methan und Kohlenmonoxid, die Hauptbestandteile der Atmosphäre von Titan, zusammen. In dieser Umgebung ohne Wasser, ausgesetzt einer starken Radiostrahlung, entstanden die Aminosäuren [[Glycin]] und [[Alanin]], die Grundbausteine der irdischen Proteine sind. Zudem bildeten sich alle fünf Basiskomponenten der Nukleinsäuren RNA und DNA – [[Cytosin]], [[Adenin]], [[Thymin]], [[Guanin]] und [[Uracil]]. Die Reaktionen seien komplett innerhalb einer gasförmigen Umgebung abgelaufen.<ref name="wissenschaft.de">{{Internetquelle |autor=Ilka Lehnen-Beyel |url=http://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/312145.html |titel=Geheimnisvolle Gashülle |hrsg=wissenschaft.de |datum=2010-10-08 |zugriff=2010-10-08}}</ref> Sarah Hörst und Roger Yelle von der University of Arizona halten es für möglich, dass sich auch auf der Erde die Grundbausteine nicht zwangsläufig in einer Ursuppe, sondern ebenfalls in der Atmosphäre bilden konnten und dann auf die Oberfläche abgeregnet wurden.<ref name="astronews">{{Internetquelle |autor=Rainer Kayser |url=http://www.astronews.com/news/artikel/2010/11/1011-001.shtml |titel=Lebensbausteine in Titan-Atmosphäre? |hrsg=astronews |datum=2010-11-01 |zugriff=2010-11-08}}</ref>

== Amateurastronomische Beobachtung ==
Mit einer scheinbaren Helligkeit der Magnitude&nbsp;8,4 und einem maximalen Winkelabstand von circa 3 Bogenminuten zum Saturn reicht bei günstiger Sicht schon ein gutes [[Fernglas]], um den großen Mond Titan zu sehen.<ref name="Benton" /> Mit relativ kleinen [[Teleskop]]en kann er bereits sehr gut beobachtet und sein Umlauf um den Planeten ohne Weiteres verfolgt werden. In einem größeren Teleskop kann Titan als kleines Scheibchen gesehen werden. Seine Umlaufbahn hat den scheinbaren Durchmesser von etwa einem Fünftel der Erdmondscheibe. Titans Oberfläche lässt sich wegen der dichten Gashülle nicht erkennen. Mit einem [[Spektrometer]] können die Bestandteile der Atmosphäre und ihre Mengenverhältnisse festgestellt werden.

== Rezeption in Literatur und Kultur ==
Der erste Teil des Werks ''[[Fiasko (Stanisław Lem)|Fiasko]]'' aus dem Jahr 1986 von [[Stanisław Lem]] spielt auf dem Titan, wo Menschen von der Erde Bergbau betreiben. Der 1997 erschienene Roman ''Titan'' von [[Stephen Baxter]] handelt von einer bemannten Titanmission der NASA, bei der die Mannschaft nach einer unplanmäßigen Landung ums Überleben kämpfen muss. In [[Philip K. Dick]]s ''The Game Players of Titan'' (1963, dt. ''Das Globus-Spiel'') wird Titan von Wesen bewohnt, die über [[Telepathie|telepathische]] Fähigkeiten verfügen und leidenschaftliche Spieler sind.

Im Film ''[[Star Trek (2009)|Star Trek]]'' von 2009 nutzt die Crew die dichte Atmosphäre Titans, um sich vor den [[Völker und Gruppierungen im Star-Trek-Universum#Romulaner|Romulanern]] zu verstecken. Auch gibt es eine [[Star Trek: Titan|Romanserie zum Schiff U.S.S. Titan]], das unter dem Kommando von [[Figuren im Star-Trek-Universum#Commander William Thomas Riker|William T. Riker]] steht. Der vier Jahre später veröffentlichte Film ''[[Oblivion (Film)|Oblivion]]'' erwähnt den Mond als Zufluchtsort für die Menschen nach einer Alieninvasion. In ''[[Gattaca]]'' (1997) ist Titan Ziel einer Raummission.

In der futuristischen Welt des Horrorspiels ''[[Dead Space&nbsp;2]]'' spielt sich die Haupthandlung in einem großen menschlichen Koloniekomplex ab, der auf dem Saturnmond errichtet wurde. Titan ist auch einer der Schauplätze des Action-Strategiespiels ''[[Battlezone (Computerspiel)|Battlezone]]''.

Im 41. Jahrtausend des ''[[Warhammer 40k]]''-Universums wird Titan mit einem Kern aus superdichter Materie versehen und dient dem Space Marines Orden der Grey Knights als Basis.<ref>[http://wh40k-de.lexicanum.com/wiki/Titan_%28Mond%29 Lexicanumeintrag für Titan]</ref>

Nach einem vernichtenden Angriff auf die letzte Bastion der Menschheit im Videospiel [[Destiny (Computerspiel)|Destiny 2]] stellt der Titan einen Rückzugsort für einen Teil der Flüchtenden. Hier besucht der Spieler ein Areal aus Bohrinsel-ähnlichen Strukturen, die auf einem weitläufigen Meer errichtet wurden.<ref>{{Literatur|Titel=Destiny 2: Europa, Titan, Nessus und Io – Das sind die vier neuen „Welten“|Sammelwerk=Mein-MMO.de|Datum=2017-05-19|Online=http://mein-mmo.de/destiny-2-vier-neue-welten/|Abruf=2017-09-11}}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Methan#Titan|Methan auf dem Titan]]
* [[:Kategorie:Methansee auf dem Saturnmond Titan]]

== Literatur ==
* Robert H. Brown, Jean-Pierre Lebreton, J. Hunter Waite (Hrsg.): ''[http://books.google.de/books?id=CBx9KDH1qaYC&printsec=frontcover&dq=Lebreton+Titan+Huygens&source=bl&ots=4afDqtYbU4&sig=U2J1soNyDkX5Y_wSUcitJoqqbmc&hl=de&ei=4-KJTPv8Co2uOKT5oNUK&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=5&ved=0CC4Q6AEwBA#v=onepage&q&f=false Titan from Cassini-Huygens.]'' Springer, Dordrecht 2009, ISBN 978-1-4020-9214-5.
* Ralph Lorenz, Jacqueline Mitton: ''Titan Unveiled: Saturn’s Mysterious Moon Explored.'' Princeton Univ Pr (1. April 2008), ISBN 978-0-691-12587-9.

== Weblinks ==
{{Commons|Titan (moon)|Titan}}
{{Wiktionary|Titan#Titan (Deutsch) 3|Titan}}
* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Titan Titan] im Planetary Photojournal der NASA
* [http://www.saturnmonde.de/titan.html Titan – Neueste Erkenntnisse und Nachrichten] Saturnmonde.de
* [http://www.geomet.uni-koeln.de/forschung/weltraumgeophysik/titan/ Saturnmond Titan] (Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät der [[Universität zu Köln|Universität Köln]])
* [http://www.issibern.ch/PDF-Files/Spatium_15.pdf ''Titan and the Huygens Mission''.] (PDF; 914 kB; englisch) ISSI Publikation: ''Spatium'', Nr. 15
* [http://www.diagramm.net/index.php?i=NuN&id=42&d=a Video, Sound, Rundblick] ausführliche Zusammenfassung über die Landung der Sonde Huygens auf Titan
* [http://www.astronews.com/news/artikel/2011/05/1105-012.shtml ''Keine Blitze auf Titan''.] astronews.com, Pressemitteilung des Instituts für Weltraumforschung der ÖAW, 12. Mai 2011, 15. Mai 2011
* Benjamin Knispel: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/saturnmond-titan/titansee-verwandt-mit-afrikanischer-salzpfanne/1149461 ''Saturnmond Titan, Titansee verwandt mit afrikanischer Salzpfanne''.] sterne und weltraum.de, 20. April 2012, abgerufen 21. April 2012, als Quelle gibt der Artikel an: „ESA: ''Far-off cousin of part-time African lake found on Titan''. 19. April 2012“

== Einzelnachweise ==
<references>
<ref name="Antigreenhouse">
{{Literatur
 |Autor=Christopher P. McKay, Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine
 |Titel=Analytic Solutions for the Antigreenhouse Effect: Titan and the Early Earth
 |Sammelwerk=Icarus
 |Band=137
 |Nummer=1
 |Datum=1999-01-01
 |Seiten=56–61
 |DOI=10.1006/icar.1998.6039}}
</ref>
<ref name="Atlas">
{{Literatur
 |Autor=P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole
 |Hrsg=Mitchell Beazley
 |Titel=The Atlas of the Solar System
 |Datum=1990
 |ISBN=0-517-00192-6}}
</ref>
<ref name="Benton">
{{Literatur
 |Autor=Julius L. Benton Jr.
 |Titel=Saturn and How to Observe It
 |Verlag=Springer London
 |Datum=2005
 |ISBN=978-1-85233-887-9
 |Seiten=141–146
 |DOI=10.1007/1-84628-045-1_9}}
</ref>
<ref name="Cassini">
{{Literatur
 |Autor=G.D. Cassini
 |Titel=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.
 |Sammelwerk=Philosophical Transactions
 |Band=8
 |Nummer=1673
 |Datum=1673
 |Seiten=5178–5185
 |DOI=10.1098/rstl.1673.0003}}
</ref>
<ref name="Cryovolcanic">
{{Literatur
 |Autor=RMC Lopes, KL Mitchell, ER Stofan et al.
 |Titel=Cryovolcanic features on Titan’s surface as revealed by the Cassini Titan Radar Mapper
 |Sammelwerk=Icarus
 |Band=186
 |Nummer=2
 |Datum=2007-02
 |Seiten=395–412
 |DOI=10.1016/j.icarus.2006.09.006}}
</ref>
<ref name="Discovery">
{{Literatur
 |Autor=A. J. Coates, F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, E. C. Sittler
 |Titel=Discovery of heavy negative ions in Titan’s ionosphere
 |Sammelwerk=Geophys. Res. Lett.
 |Band=34
 |Datum=2007
 |Seiten=L22103
 |DOI=10.1029/2007GL030978}}
</ref>
<ref name="Episodic">
{{Literatur
 |Autor=G. Tobie, J.I. Lunine, C. Sotin
 |Titel=Episodic outgassing as the origin of atmospheric methane on Titan
 |Sammelwerk=[[Nature]]
 |Band=440
 |Datum=2006
 |Seiten=61–64
 |DOI=10.1038/nature04497}}
</ref>
<ref name="Fortes2000">
{{Literatur
 |Autor=A.D. Fortes
 |Titel=Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan
 |Sammelwerk=[[Icarus (Journal)|Icarus]]
 |Band=146
 |Nummer=2
 |Datum=2000
 |Seiten=444–452
 |DOI=10.1006/icar.2000.6400}}
</ref>
<ref name="Grasset,Sotin,Deschamps">
{{Literatur
 |Autor=O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps
 |Titel=On the internal structure and dynamic of Titan
 |Sammelwerk=Planetary and Space Science
 |Band=48
 |Nummer=7–8
 |Datum=2000
 |Seiten=617–636
 |DOI=10.1016/S0032-0633(00)00039-8}}
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<ref name="identification">
{{Literatur
 |Autor=R. H. Brown, L. A. Soderblom, J. M. Soderblom et al.
 |Titel=The identification of liquid ethane in Titan’s Ontario Lacus
 |Sammelwerk=Nature
 |Band=454
 |Nummer=7204
 |Datum=2008-07
 |Seiten=607–610
 |DOI=10.1038/nature07100
 |PMID=18668101}}
</ref>
<ref name="ImpactSeeding">
{{Literatur
 |Autor=Brett Gladman, Luke Dones, Harold F. Levinson, Joseph A. Burns
 |Titel=Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System
 |Sammelwerk=Astrobiology
 |Band=5
 |Datum=2005
 |Seiten=483–496
 |DOI=10.1089/ast.2005.5.483}}
</ref>
<ref name="Jacobson 2006">
{{Literatur
 |Autor=R. A. Jacobson et al.
 |Titel=The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data
 |Sammelwerk=The Astronomical Journal
 |Band=132
 |Nummer=6
 |Datum=2006
 |Seiten=2520–2526
 |DOI=10.1086/508812}}
</ref>
<ref name="Kuiper">
{{Literatur
 |Autor=G. P. Kuiper
 |Titel=Titan: a Satellite with an Atmosphere
 |Sammelwerk=Astrophysical Journal
 |Band=100
 |Datum=1944
 |Seiten=378
 |DOI=10.1086/144679}}
</ref>
<ref name="lakes">
{{Literatur
 |Autor=ER Stofan, C Elachi, JI Lunine et al.
 |Titel=The lakes of Titan
 |Sammelwerk=Nature
 |Band=445
 |Nummer=7123
 |Datum=2007-01
 |Seiten=61–64
 |DOI=10.1038/nature05438
 |PMID=17203056}}
</ref>
<ref name="Lassell">
{{Literatur
 |Autor=Mr. Lassell
 |Titel=Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn
 |Sammelwerk=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |Band=8
 |Nummer=1
 |Datum=1847-11-12
 |Seiten=42
 |DOI=10.1093/mnras/8.3.42
 |bibcode=1848MNRAS...8...42L}}
</ref>
<ref name="Mitri">
{{Literatur
 |Autor=G. Mitri et al.
 |Titel=Hydrocarbon Lakes on Titan
 |Sammelwerk=Icarus
 |Band=186
 |Nummer=2
 |Datum=2007
 |Seiten=385–394
 |Online=[http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/mitri-etal-2007-lakes.pdf PDF]
 |DOI=10.1016/j.icarus.2006.09.004}}
</ref>
<ref name="Niemann">
{{Literatur
 |Autor=H. B. Niemann, et al.
 |Titel=The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe
 |Sammelwerk=[[Nature]]
 |Band=438
 |Datum=2005
 |Seiten=779–784
 |DOI=10.1038/nature04122}}
</ref>
<ref name="Raulin2005">
{{Literatur
 |Autor=F. Raulin
 |Titel=Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations
 |Sammelwerk=Space Science Review
 |Band=116
 |Nummer=1–2
 |Datum=2005
 |Seiten=471–487
 |DOI=10.1007/s11214-005-1967-x}}
</ref>
<ref name="Resonances">
{{Literatur
 |Autor=R. Bevilacqua, O. Menchi, A. Milani, A. M. Nobili, P. Farinella
 |Titel=Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case
 |Sammelwerk=Earth, Moon, and Planets
 |Band=22
 |Nummer=2
 |Verlag=Springer Netherlands
 |Datum=1980-04
 |ISSN=0167-9295
 |Seiten=141–152
 |DOI=10.1007/BF00898423}}
</ref>
<ref name="Surface">
{{Literatur
 |Autor=James Richardson, Ralph Lorenz, Alfred McEwen
 |Titel=Titan’s Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images
 |Sammelwerk=Icarus
 |Band=170
 |Nummer=1
 |Datum=2004-07
 |Seiten=113–124
 |DOI=10.1016/j.icarus.2004.03.010}}
</ref>
<ref name="Tholin">
{{Literatur
 |Autor=J. H. Waite, Jr., D. T. Young, T. E. Cravens, A. J. Coates, F. J. Crary, B. Magee, J. Westlake
 |Titel=The Process of Tholin Formation in Titan’s Upper Atmosphere
 |Sammelwerk=Science
 |Band=316
 |Datum=2007
 |Seiten=870
 |DOI=10.1126/science.1139727}}
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</references>

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{{Exzellent|10. November 2009|66624141}}

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[[Kategorie:Saturnmond|Titan]]
[[Kategorie:Astronomisches Objekt (entdeckt 1655)]]