Titan (eller Saturn VI) er planeten Saturns største måne. Den er den eneste kjente naturlige satellitten i vårt solsystem som har en tykk atmosfære, og det eneste kjente objektet utenom jorden med stabile legemer av væsker på overflaten.

Titan er den sjette ellipsoidiske (sanne måne) fra Saturn. Den er planetlignende, har en diameter som er omtrent 50 % større enn jordens måne og har omtrent 80 % mer masse. Etter diameter er den nest størst i solsystemet, etter jupitermånen Ganymedes. I volum er den større enn den minste planeten, Merkur, selv om den bare er halvparten så massiv. Titan ble den første kjente månen til Saturn ved oppdagelsen gjort av den nederlandske astronomen Christiaan Huygens i 1655, og den femte månen som ble oppdaget rundt en annen planet enn jorden (de fire første var de galileiske måner rundt Jupiter oppdaget 1610).

Titan består primært av is og bergarter. Liksom med Venus gjorde den tette, ugjennomsiktige atmosfæren det vanskelig å forstå Titans overflate før romalderen. I 2004 ankom romsonden Cassini-Huygens, samlet inn nye data og oppdaget flytende sjøer av hydrokarboner ved polregionene. Landingsfartøyet Huygens landet på fast grunn 14. januar 2005. Overflaten er geologisk ung; selv om fjell og flere mulige kryovulkaner har blitt oppdaget, er overflaten glatt og få nedslagskratre har blitt funnet.

Titans atmosfære består i stor grad av nitrogen – mindre komponenter fører til dannelsen av metan- og etanskyer og nitrogenrik organisk smog. Klimaet – inkludert vind og regn – danner overflateformasjoner, deriblant sanddyner, elver, innsjøer og hav (sannsynligvis av flytende metan og etan) og deltaer. De styres av årstidenes værmønstre liksom på jorden. Væskene (både på og under overflaten) og den robuste nitrogenatmosfæren gjør at Titans metansyklus anses som en analog til jordens vannsyklus, men med en mye lavere temperatur.

Satellitten antas å kunne inneholde mikrobialt liv eller, i det minste, et prebiotisk miljø rikt på kompleks organisk kjemi med et mulig underjordisk hav som fungerer som et biotisk miljø.

Oppdagelse og navn thumb|left|Christiaan Huygens oppdaget Titan i 1655. Titan ble oppdaget 25. mars 1655 av den nederlandske astronomen og fysikeren Christiaan Huygens. Huygens ble inspireret av Galileis oppdagelse av Jupiters fire største måner i 1610 og hans forbedringer av teleskopteknologien. Ved hjelp av broren Constantijn begynte Christiaan Huygens å bygge teleskoper rundt 1650. Den første månen han oppdaget i bane rundt Saturn, var med det første teleskopet han bygde.

Han kalte månen for Saturni Luna (eller Luna Saturni, latinsk for «Saturns måne») og publiserte oppdagelsen i verket De Saturni Luna Observatio Nova i 1656. Etter at Giovanni Cassini publiserte oppdagelsen av ytterligere fire saturnmåner mellom 1673 og 1686, begynte astronomer å henvise til disse og Titan som Saturn I til V (med Titan som nummer fire). Andre tidlige kallenavn for Titan var «Saturns ordinære satellitt». Titan har det offisielle nummeret Saturn VI siden numrene ble fryst etter oppdagelsene i 1789 for å unngå flere forvirringer – Titan har tidligere hatt numrene II, IV og VI. En rekke mindre måner har blitt oppdaget nærmere Saturn siden da.

Navnet Titan, og navnene på de da kjente syv satellittene til Saturn, kom fra John Herschel (sønn av William Herschel), oppdageren av Mimas og Enceladus, i hans publikasjon Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope i 1847. Han foreslo navnene til de mytologiske Titanerne (), søstre og brødre av Kronos, den greske Saturn. I gresk mytologi var titanerne en rase av mektige guddommer, etterkommere av Gaia og Uranos, som styrte i gullalderen.

Omløp og rotasjon thumb|Titans bane (uthevet i rødt) sammen med de andre store indre månene til Saturn. Månene utenfor banen er (fra utsiden til innsiden) Iapetus og Hyperion; de innenfor er Rhea, Dione, Tethys, Enceladus og Mimas. Titan går i bane rundt Saturn på 15 dager og 22 timer. Som mange andre satellitter til gasskjempene og jordens måne, er rotasjonsperioden identisk med omløpsperioden; Titan er tidevannslåst i en bundet rotasjon med Saturn, og den samme siden vender alltid mot planeten. Derfor finnes det et subsaturnsk punkt på overflaten, hvorfra planeten synes å henge direkte over. Lengdegrader på Titan måles vestover fra meridianen gjennom dette punktet. Baneeksentrisiteten er 0,0288 og baneplanet er inklinert 0,348 grader i forhold til Saturns ekvator. Sett fra jorden når månen en vinkelavstand på ca. 20 ganger Saturns radius (litt over 1,2 millioner km) fra Saturn og danner en skive 0,8 buesekunder i diameter.

Den lille og uregelmessig formede satellitten Hyperion er låst i en 3:4-baneresonans med Titan. En langsom utvikling av resonansen – hvor Hyperion vandret fra en kaotisk bane, er usannsynlig ifølge modeller. Hyperion ble sannsynligvis dannet i en stabil kretsende bane, mens den massive Titan absorberte eller støtet ut legemer som nærmet seg.

Hovedegenskaper thumb|left|Titans masse utgjør 96 % av massen til Saturns måner thumb|Teoretisk indre struktur thumb|Størrelse: Titan i infrarødt (nede til venstre) med månen og jorden (oppe og til høyre) Titan er  km på tvers, sammenlignet med  km for planeten Merkur,  km for månen og  km for jorden. Før Voyager 1 kom frem i 1980 var Titan antatt å være noe større enn Ganymedes ( km i diameter) og med det den største månen i solsystemet. Det viste seg å være feil, den tette, ugjennomsiktige atmosfæren strekker seg mange kilometer over overflaten og øker den tilsynelatende diameteren. Diameteren, massen og tettheten til Titan ligner de jovianske månene Ganymedes og Callisto. Basert på hovedtettheten på 1,8 g/cm³ er Titans hovedsammensetning halvparten is og halvparten bergarter. Den ligner Dione og Enceladus i sammensetning, men har en høyere tetthet på grunn av tyngdekreftene.

Titan er sannsynligvis differensiert inn i flere lag, med en steinete kjerne på  km, omgitt av flere lag sammensatt av ulike krystallformer av is. Det indre kan fremdeles være varmt og det kan være flytende lag av «magma» bestående av vann og ammoniakk mellom skorpen av is Ih og dypere islag bestående av høytrykksformer av is. Tilstedeværelsen av ammoniakk gjør det mulig for vann å forbli flytende selv ved temperaturer ned mot −97 °C (for eutektiske blandinger med vann). Beviser for slike hav er naturlige radiobølger med ekstremt lav frekvens (ELF) i atmosfæren. Overflaten antas å være en dårlig reflektor for ELF-bølger, så de kan i stedet reflekteres av grensen mellom væske og is i et underjordisk hav. Cassini observerte at overflateformasjonene endret seg opp til 30 km mellom oktober 2005 og mai 2007. Dette antyder at skorpen er frikoblet fra det indre, og det gir også beviser for et indre flytende lag.

En studie av DLR-instituttet for planetologi tidlig i 2000 plasserte Titan i en gruppe med hovedsakelig is-satellitter, sammen med de gallileiske månene Callisto og Ganymedes.

Atmosfære

thumb|Et bilde av lag av dis i sanne farger i Titans atmosfære Titan er den eneste kjente månen med mer enn spor av en atmosfære. Den er den eneste tette, nitrogenrike atmosfæren i solsystemet i tillegg til jordens. Observasjoner av Cassini i 2004 antyder at Titan er en «superrotator», liksom Venus, med en atmosfære som roterer mye raskere enn overflaten. Voyager-sondene påviste at atmosfæren er tettere enn jordens, med et overflatetrykk som er ca. 1,45 ganger jordens. Atmosfæren er 1,19 ganger mer massiv enn jordens, og 7,3 ganger mer massiv per areal overflate. Titans lavere gravitasjon betyr at atmosfæren er langt mer utstrakt enn jordens.

Atmosfæren er ugjennomsiktig for mange bølgelengder og et komplett spektrum av refleksjonen er umulig å fremskaffe fra bane. I 2004 tok Cassini-Huygens de første direkte bildene av overflaten.

Stratosfæren består av 98,4 % nitrogen, 1,4 % metan og 0,1–0,2 % hydrogen. Det finnes også spor av andre hydrokarboner som etan, diacetylen, metylacetylen, acetylen og propan i tillegg til cyanoacetylen, hydrogencyanid, karbondioksid, karbonmonoksid, cyanogen, argon og helium. Hydrokarbonene antas å dannes i stratosfæren i reaksjoner som følge av at metan brytes ned av solens ultrafiolette lys, og at dette danner en tykk oransje smog.

Klima

thumb|Titan har en permanent orkan på sørpolen Overflatetemperaturen er ca. 94 K (–179 °C). Ved denne temperaturen har is et ekstremt lavt damptrykk, og atmosfæren er nesten helt fri for vanndamp. Månen mottar bare litt over 1 % av sollyset sammenlignet med jorden.

Atmosfærisk metan danner en drivhuseffekt på Titans overflate, og uten denne ville Titan vært langt kaldere. Motsatt bidrar tørrdisen i atmosfæren til en antidrivhuseffekt ved å reflektere sollyset tilbake til rommet, og dermed motvirke deler av drivhuseffektens oppvarming. Overflaten er derfor betydelig kaldere enn den øvre atmosfæren.

Titans skyer – som sannsynligvis består av metan, etan eller andre enkle organiske forbindelser – er spredt og variable gjennom hele tørrdisen. Funnene til Huygens-sonden indikerer at atmosfæren i perioder regner flytende metan og andre organiske forbindelser ned på overflaten.

Skyer dekker typisk 1 % av Titans skive, men utvider seg raskt til 8 % under utbrudd. En hypotese hevder at de sørlige skyene dannes når forhøyede nivåer av sollys i løpet av den titanske sommeren genererer en oppløfting i atmosfæren, noe som resulterer i en konveksjon. Denne forklaringen kompliseres av at man har observert skydannelse ikke bare etter sommersolverv, men også midt på våren. En økende metanfuktighet på sørpolen bidrar muligvis til en rask økning i skystørrelsen. Det var sommer på Titans sørlige halvkule frem til 2010, da Saturns bane – som styrer månens bevegelse – vippet den nordlige halvkulen mot solen. Når årstidene endres slik, forventes det at etan vil begynne å kondensere over sørpolen.

Overflateformasjoner

thumb|Kart over Titans overflate fra april 2011. Overflaten har blitt beskrevet som «kompleks, væskeprosessert, [og] geologisk ung». Det antas at Titan har eksistert siden solsystemets dannelse, men at en nylig hendelse har formet overflaten. Titans atmosfære er dobbelt så tykk som jordens, noe som gjør det vanskelig for astronomiske instrumenter å kartlegge overflaten i spekteret til synlig lys.

Cassini-sonden brukte infrarøde instrumenter, radarhøydemåler og syntetisk apertur-radar (SAR) for å kartlegge deler av Titan i løpet av nærpasseringer. De første bildene avslørte en variert geologi, med både grove og jevne områder. Der finnes formasjoner som synes å være av vulkansk opprinnelse som sannsynligvis spyr ut vann blandet med ammoniakk. Stripete formasjoner, noen av dem flere hundre kilometer i lengde, synes å være forårsaket av vindblåste partikler. Overflaten er relativt jevn; de få objektene som synes å være nedslagskratre har tilsynelatende blitt fylt igjen, muligvis av hydrokarbonregn eller vulkaner.

Høydemålinger med radar antyder at høydevariasjonene er små, typisk under 150 m. Sporadiske høydeendringer på 500 m har blitt observert og Titan har fjell som noen ganger når flere hundre meter og i noen tilfeller også over  m i høyde.