عرض مصدر تيتان (قمر)

{{عن|3=تيتان (توضيح)}}
{{معلومات كوكب
| العرض = 21em
| الاسم = تيتان
| خلفية = FFC500
| الصورة = Titan in true color.jpg
| التعليق = تيتان باللون الطبيعي. الغلاف الجوي السميك ذو لون برتقالي بسبب [[غبش]] [[:تصنيف:مركبات نيتروجين عضوية|النيتروجين العضوي]] الكثيف.
| مرجع_الاكتشاف = <ref>....</ref>
| orbit_ref =<ref name="horizons" />
| discovery = yes
| المكتشف = [[كريستيان هوغنس|كريستيان هويجنز]]
| الاكتشاف = 25 مارس، 1655
| وسيلة_الاكتشاف = تلسكوپ
| اللفظ = تَايتِين
| الصفات = تيتاني
| أسماء_بديلة = زحل VI
| الأوج = {{val|1257060|u=km}}
| الحضيض = {{val|1186680|u=km}}
| نصف المحور الرئيسي = {{val|1221870|u=km}}
| الشذوذ المداري = {{val|0.0288}}
| فترة الدوران = {{val|15.945|u=days}}
| متوسط_السرعة_المدارية = 5.57 كـم/ث (محسوب)
| الميل المداري = {{val|0.34854|u=°}} (إلى خط استواء زحل)
| زاوية_نقطة_الاعتدال = <!--(زاوية نقطة الاعتدال)-->
| زاوية_وسط_الشذوذ = 
| زاوية_الحضيض = <!--(زاوية الحضيض)-->
| تابع_إلى = [[زحل]]
| نصف القطر = {{val|2575.5|2.0|u=km}} (0.404 [[الأرض|أرض]]،<ref name="Jacobson 2006">{{استشهاد بدورية محكمة| doi=10.1086/508812| مؤلف1-الأخير=Jacobson | مؤلف1-الأول=R. A.| مؤلف2-الأخير=Antreasian | مؤلف2-الأول=P. G.| مؤلف3-الأخير=Bordi | مؤلف3-الأول=J. J.| مؤلف4-الأخير=Criddle | مؤلف4-الأول=K. E.| مؤلف5-الأخير=Ionasescu | مؤلف5-الأول=R.| مؤلف6-الأخير=Jones | مؤلف6-الأول=J. B.| مؤلف7-الأخير=Mackenzie | مؤلف7-الأول=R. A.| مؤلف8-الأخير=Meek | مؤلف8-الأول=M. C.| مؤلف9-الأخير=Parcher | مؤلف9-الأول=D.| الأول10=F. J. | الأخير10=Pelletier| الأول11=W. M. | الأخير11=Owen, Jr.| الأول12=D. C. | الأخير12=Roth| الأول13=I. M. | الأخير13=Roundhill| الأول14=J. R. | الأخير14=Stauch| تاريخ=December 2006| عنوان=The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data| صحيفة=The Astronomical Journal| المجلد=132 | العدد=6 | صفحات=2520–2526| مسار=http://iopscience.iop.org/1538-3881/132/6/2520/fulltext| bibcode=2006AJ....132.2520J| ref={{sfnRef|Jacobson Antreasian et al.|2006}}| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200310000525/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/508812 | تاريخ أرشيف = 10 مارس 2020 }}</ref> 1.480 [[القمر|أقمار]])
| مساحة_السطح = {{val|8.3|e=7|u=كم2}} (0.163 أرض)
| الحجم = {{val|7.16|e=10|u=كم3}} (0.066&nbsp;أرض) (3.3&nbsp;أقمار)
| الكتلة = {{val|1.3452|0.0002|e=23|u=كج}} <br />(0.0225 أرض)<ref name="Jacobson 2006" /> (1.829 أقمار)
| الكثافة = {{val|1.8798|0.0044|u=ج/سم3}}<ref name="Jacobson 2006" />
| جاذبية_السطح = {{val|1.352|u=m/s2}} ({{val|0.14|u=[[قوة جي|''جي'']]}}) (0.85 أقمار)
| moment_of_inertia_factor = {{val|0.3414|0.0005}}<ref name="Iess2010">{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير= Iess|مؤلف1-الأول= L.|مؤلف2-الأخير= Rappaport|مؤلف2-الأول=N. J.|مؤلف3-الأخير= Jacobson|مؤلف3-الأول=R. A.|مؤلف4-الأخير= Racioppa|مؤلف4-الأول= P.|مؤلف5-الأخير= Stevenson|مؤلف5-الأول=D. J.|مؤلف6-الأخير= Tortora|مؤلف6-الأول= P.|مؤلف7-الأخير= Armstrong|مؤلف7-الأول=J. W.|مؤلف8-الأخير= Asmar|مؤلف8-الأول=S. W.|عنوان= Gravity Field, Shape, and Moment of Inertia of Titan|صحيفة= Science|المجلد= 327|العدد= 5971|تاريخ= 2010-03-12|صفحات= 1367–1369|doi= 10.1126/science.1182583|pmid=20223984}}</ref> (estimate)
|سرعة_الإفلات = {{val|2.639|u=كم/ث}} (1.11 أقمار)
| اليوم_الفلكي = 
| فترة التناوب = متزامن
| الميل_المحوري = صفر
| خط_العرض_الكسوفي_القطبي = <!--(خط العرض الكسوفي القطبي)-->
| خط_الطول_الكسوفي_القطبي = <!--(خط الطول الكسوفي القطبي)-->
| البياض = 0.22<ref>{{استشهاد ويب |الأخير=Williams |الأول=D. R. |تاريخ=February 22, 2011 |عنوان=Saturnian Satellite Fact Sheet |ناشر=NASA |مسار=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturniansatfact.html |تاريخ الوصول=2015-04-22| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190509051559/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturniansatfact.html | تاريخ أرشيف = 9 مايو 2019 }}</ref>
| وحدة_الحرارة1 = 
| الدرجة_المتوسطة_1 = {{حول|93.7|K|°C}}<ref name="Mitri">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Mitri |الأول=G. |مؤلف2-الأخير=Showman |مؤلف2-الأول=Adam P. |مؤلف3-الأخير=Lunine |مؤلف3-الأول=Jonathan I. |مؤلف4-الأخير=Lorenz |مؤلف4-الأول=Ralph D. |تاريخ=2007 |عنوان=Hydrocarbon Lakes on Titan |مسار=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/mitri-etal-2007-lakes.pdf |صيغة=PDF |صحيفة=Icarus |المجلد=186 |العدد=2 |صفحات=385–394 |doi=10.1016/j.icarus.2006.09.004 |bibcode=2007Icar..186..385M | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190713055402/http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/mitri-etal-2007-lakes.pdf | تاريخ أرشيف = 13 يوليو 2019 }}</ref>
| الدرجة_القصوى_1 = 
| وحدة_الحرارة2 = 
| الدرجة_القصوى_2 = 
| النمط_الطيفي = 
| القدر = 8.2<ref name="arval" /> إلى 9.0
| atmosphere = yes
|{مرجع_الغلاف_الجوي = <ref name="ReferenceA"/>
| الضغط_السطحي = {{val|146.7|ul=kPa}} ({{val|1.45|ul=atm}})
| مقياس_الارتفاع = 
| عناصر_الغلاف_الجوي = متغير<ref name="Niemann" /><ref name="Coustenis155" /><br /> [[ستراتوسفير]]:<br /> 98.4% [[نيتروجين]] (N<sub>2</sub>),<br />1.4% [[ميثان]] (CH<sub>4</sub>),<br />0.2% [[هيدروجين]] (H<sub>2</sub>);<br />أدنى [[تروبوسفير|تروپوسفير]]:<br />95.0% N<sub>2</sub>, 4.9% CH<sub>4</sub>
}}
'''تيتان''' هو أكبر [[أقمار زحل]]، وهو [[قمر طبيعي|القمر]] الوحيد المعروف أنه له [[غلاف جوي]] كثيف، وهو الجُرم الفلكي الوحيد غير [[الأرض]] الذي تم العثور على أدلة واضحة على وجود كُتل من السائل السطحي عليه.

تيتان هو القمر [[مجسم إهليلجي|الإهليلجي]] السادس في الترتيب بُعدًا عن [[زحل]]. وكثيرًا ما يوصف بأنه قمر يشبه الكوكب، وهو أكبر بنسبة 50% من [[القمر|قمر الأرض]] وأثقل منه بنسبة 80%. وهو [[قائمة الأقمار الطبيعية|ثاني أكبر قمر]] في [[المجموعة الشمسية|النظام الشمسي]] بعد قمر [[المشتري]] [[غانيميد|جانيميد]]، وهو أكبر من أصغر [[كوكب]] [[عطارد]] ولكنه أقل منه ثقلًا بنسبة 40%. اكتشف في سنة 1655 من قِبل الفلكي الهولندي [[كريستيان هوغنس|كريستيان هويجنز]]. تيتان كان أول قمر لزحل تم اكتشافه، والقمر السادس الذي يتم التعرف عليه (بعد قمر الأرض و[[أقمار غاليليو|أقمار جاليليو]] الأربعة للمشتري). مدار تيتان يبعد عن زحل مسافة 20 ضعف نصف قُطر زحل. من على سطح تيتان يقابل زحل قوس قدره 5.09 درجة ويظهر في سماء تيتان بحجم أكبر 11.4 مرة من حجم القمر في سماء الأرض.

يتكون تيتان أساسًا من ال[[جليد]] ومواد صخرية. وكما هو الحال مع [[الزهرة]] قبل [[عصر الفضاء]] فقد منع الغلاف الجوي الكثيف المعتم فهم سطح تيتان حتى تم الحصول على معلومات جديدة من مهمة [[كاسيني-هويجنز]] في 2004، بما في ذلك اكتشاف [[بحيرات تيتان|البحيرات]] [[هيدروكربون|الهيدروكربونية]] السائلة في المناطق القطبية لتيتان. سطح تيتان منبسط بشكل عام مع عدد قليل من [[فوهة صدمية|الفوهات الصدمية]]، على الرغم من وجود الجبال وعدد من [[بركان بارد|البراكين الباردة]] المحتملة التي تم اكتشافها.

يتكون الغلاف الجوي لتيتان بشكل كبير من ال[[نيتروجين]]. كما تؤدي المكونات الثانوية إلى تكوين سحب من ال[[ميثان]] وال[[إيثان]] والنيتروجين المشبع بالدخان الضبابي العضوي. كما أن المناخ -بما في ذلك الرياح والأمطار- شكّلت معالم على السطح مماثلة لتلك الموجودة على الأرض، مثل [[كثيب|الكثبان]] الرملية والأنهار والبحيرات والبحار (ربما تكون مكونة من الميثان السائل والإيثان) والدلتا، وهي محكومة بأنماط طقس موسمية كما على الأرض، مع سوائلها (السطحية ودون السطحية) وجو النيتروجين القوي، دورة الميثان على تيتان مماثلة ل[[دورة الماء]] على الأرض، عند درجة حرارة أقل بكثير حوالي {{حول|94|K|°C}}.

في 2005 هبط المسبار الفضائي [[هويجنز (مسبار فضائي)|هويجنز]] على سطح تيتان، وأرسل البيانات إلى الأرض لمدة 90 دقيقة. كان هذا هو أول هبوط يتم انجازه في [[المجموعة الشمسية#النظام الشمسي الخارجي|النظام الشمسي الخارجي]] وأول هبوط على سطح قمر غير قمر الأرض، وهو الهبوط الأكثر بُعدًا لآلة صنعها الإنسان.

== التاريخ ==
[[ملف:Christiaan Huygens-painting.jpeg|تصغير|يمين|معدول|[[كريستيان هوغنس|كريستيان هويجنز]] اكتشف تيتان في 1655.]]
اكتُشف تيتان في 25 مارس 1655 من قِبل الفلكي [[كريستيان هوغنس|كريستيان هويجنز]].<ref>{{استشهاد ويب|مسار=http://assets.cambridge.org/052179/3483/sample/0521793483ws.pdf |صيغة=PDF |عنوان=Lifting Titan's Veil |ناشر=Cambridge |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20050222073209/http://assets.cambridge.org/052179/3483/sample/0521793483ws.pdf |تاريخ أرشيف=2005-02-22 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب |مسار=https://apod.nasa.gov/apod/ap050325.html |ناشر=NASA |عمل=Astronomy Picture of the Day |عنوان=Titan |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20050327011129/http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050325.html |تاريخ أرشيف=2005-03-27 }}</ref> وقد استلهم هوينجز من اكتشاف [[غاليليو غاليلي|جاليليو]] [[أقمار غاليليو|لأقمار المشتري الأربعة الكبيرة]] في 1610 وتحسيناته لتكنولوجيا [[مقراب|التلسكوپات]]. وقد بدأ كريستيان بمساعدة شقيقه [[قسطنطين هيغنز|قسطنطين هويجنز الصغير]] في بناء التلسكوپات حوالي في 1650، واكتشفا أول قمر يدور حول [[زحل]] بواسطة أحد التلسكوپات التي قاما ببناؤها.<ref>{{استشهاد ويب |تاريخ=September 4, 2008 |عنوان=Discoverer of Titan: Christiaan Huygens |مسار=http://www.esa.int/About_Us/ESA_history/Christiaan_Huygens_Discoverer_of_Titan |ناشر=European Space Agency |تاريخ الوصول=2009-04-18 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121118050610/http://www.esa.int/esaSC/SEMJRT57ESD_index_0.html | تاريخ أرشيف = 18 نوفمبر 2012 }}</ref> وكان القمر السادس الذي يتم اكتشافه.<ref>{{استشهاد ويب |تاريخ=March 25, 2005 |عنوان=Huygens Discovers Luna Saturni |تاريخ الوصول=2007-08-18 }}</ref>

اُطلق عليه اسم (Saturni Luna) أو (Luna Saturni) الذي يعني باللاتينية «قمر زحل»، ونشر في عام 1655 في (De Saturni Luna Observatio Nova) «رصد جديد لقمر زحل». وبعد أن نشر [[جيوفاني دومينيكو كاسيني|جيوڤاني كاسيني]] اكتشافاته لأربعة أقمار أخرى لزحل بين 1673 و1686، سقط علماء الفلك في عادة الإشارة إلى هؤلاء وتيتان بزحل I وحتى V (مع تيتان في المركز الرابع). وتشمل النعوت المبكرة الأخرى لتيتان «قمر زحل العادي».<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Cassini |الأول=G. D. |عنوان=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 |صحيفة=Philosophical Transactions |المجلد=8 |العدد=1673 |صفحات=5178–5185 |تاريخ=1673 |doi=10.1098/rstl.1673.0003 }}</ref> تم ترقيم تيتان رسميًا بـ'''زحل VI'''{{فاصل}} (Saturn VI) لأنه بعد اكتشافات 1789 تم تجميد نظام الترقيم لتجنب التسبب في المزيد من الارتباك (تيتان حمل الأرقام II وIV وكذلك VI). وقد تم اكتشاف العديد من الأقمار الصغيرة الأقرب إلى زحل منذ ذلك الوقت.

جاء اسم تيتان وأسماء جميع أقمار زحل السبعة المعروفة في ذلك الوقت من [[جون هيرشل]] (ابن [[ويليام هيرشل]] مكتشف [[ميماس]] و[[إنسيلادوس]]) في كتابه «نتائج الرصد الفلكي الذي أُجري خلال السنوات 1834, 5, 6, 7, 8 في رأس الرجاء الصالح» (Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope).<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Lassell |تاريخ=November 12, 1847 |عنوان=Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn |مسار= http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html |صحيفة=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |المجلد=8 |العدد=3 |صفحات=42–43 |تاريخ الوصول=2005-03-29 | doi = 10.1093/mnras/8.3.42|bibcode = 1848MNRAS...8...42L |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200817160003/http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html|تاريخ أرشيف=2020-08-17}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190507213104/http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html |date=7 مايو 2019}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|مسار=https://archive.org/stream/Resultsastronom00Hers#page/414/mode/2up/search/Titan|عنوان=Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope : being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825|الأخير=Herschel|الأول=Sir John F. W.|ناشر=Smith, Elder & Co.|سنة=1847|مكان=London|صفحات=415| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170317063922/http://archive.org/stream/Resultsastronom00Hers | تاريخ أرشيف = 17 مارس 2017 }}</ref> واقترح الأسماء الميثولوجية [[تيتان|التيتان]] {{إغر|Τιτάν}} أخوة وأخوات [[ساتورن (ميثولوجيا)|ساترن]] الإغريقي [[كرونوس]]. في [[أساطير إغريقية|الميثولوجيا الإغريقية]] التيتان كانوا عِرق من [[إله|الآلهة]] الأقوياء، من نسل [[غايا|جايا]] و[[أورانوس (ميثولوجيا)|أورانوس]]، التي حكمت خلال [[عصر ذهبي|العصر الذهبي]] الأسطوري.

== المدار والدوران ==
[[ملف:Titan's orbit.svg|تصغير|مدار تيتان باللون الأحمر من بين الأقمار الداخلية الكبيرة الأخرى التابعة لزحل، مدارات الأقمار من الخارج إلى الداخل، [[إيابيتوس|إياپيتوس]]، [[هايبريون|هايپريون]]، تيتان، [[ريا (قمر)|ريا]]، [[ديون (قمر)|ديون]]، [[تثيس]]، [[إنسيلادوس]]، [[ميماس]] (مفقود).]]
يدور تيتان حول زحل مرة واحدة كل 15 يوم و22 ساعة، ومثل [[القمر]] والعديد من الأقمار التابعة للكواكب العملاقة [[فترة التناوب|ففترة دورانها]] (يومها) مطابقة [[دور مداري|لفترتها المدارية]]؛ تيتان [[تقييد مدي|مقيد بشكل مدي]] في دوران متزامن مع زحل، ويُظهر وجهًا واحدًا لزحل بشكلٍ دائم، لذلك فـ«يوم» تيتان يساوي فترة مداره. وبسبب ذلك توجد نقطة تحت زُحَلية على سطحه، والتي من شأنها أن الكوكب يبدو معلق مباشرة فوق مستوى الرأس. خطوط الطول على تيتان يتم قياسها نحو الغرب، بدءًا من خط الزوال الذي يمر عبر هذه النقطة.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.evs-islands.com/2008/02/titans-unnamed-methane-sea.html |عنوان=EVS-Islands: Titan's Unnamed Methane Sea |تاريخ الوصول=2009-10-22 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190518121426/http://www.evs-islands.com/2008/02/titans-unnamed-methane-sea.html | تاريخ أرشيف = 18 مايو 2019 }}</ref> ويكون [[انحراف مداري|الانحراف المداري]] 0.0288، و يميل [[مستوى مداري|المستوى المداري]] 0.348 درجة بالنسبة إلى خط استواء زحل.<ref name="horizons">Unless otherwise specified: {{استشهاد ويب |مسار=https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi#top |عنوان=JPL HORIZONS solar system data and ephemeris computation service |عمل=Solar System Dynamics |ناشر=NASA, Jet Propulsion Laboratory |تاريخ الوصول=2007-08-19 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190528233616/https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi | تاريخ أرشيف = 28 مايو 2019 }}</ref><!-- As http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem shows, that's 0.28° to the local Laplace plane, itself inclined 0.6° to Saturn's equator; an example of the calculation required to get the number shown here is given at [[Talk:Phoebe (moon)]] --> وكما يُشاهد من الأرض يصل تيتان إلى [[مسافة زاوية]] حوالي 20 ضعف نصف قُطر زحل (ما يزيد قليلًا على 1,200,000 كيلومتر/750,000 ميل) بعيدًا عن زحل ويقابل قرص قُطره 0.8 [[دقيقة وثانية القوس|ثانية قوسية]].

القمر الصغير ذو الهيئة غير المنتظمة [[هايبريون|هايپريون]] معلق في [[رنين مداري]] تبلغ نسبته 3:4 مع تيتان. وهو رنين «بطيء وسلس» -بحيث أن هايپريون قد هاجر من مدار فوضوي- وقد اعتُبر أنه من غير المحتمل بناءً على النماذج. هايپريون من المحتمل أنه تكَّون في جزيرة مدارية مستقرة، في حين أن تيتان الضخم امتص أو قذف الأجسام التي كانت قريبة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Bevilacqua |الأول=R. |مؤلف2-الأخير=Menchi |مؤلف2-الأول=O. |مؤلف3-الأخير=Milani |مؤلف3-الأول=A. |مؤلف4-الأخير=Nobili |مؤلف4-الأول=A. M. |مؤلف5-الأخير=Farinella |مؤلف5-الأول=P. |تاريخ=1980 |عنوان=Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case |صحيفة=Earth, Moon, and Planets |المجلد=22 |العدد=2 |صفحات=141–152 |doi=10.1007/BF00898423 |bibcode=1980M&P....22..141B }}</ref>

== خصائص الحجم ==
{{عدة صور
 | align     = right
 | direction = vertical
 | image1    = Titan, Earth & Moon size comparison.jpg
 | width1    = 340
 | caption1  = مقارنة الحجم: تيتان (أسفل اليسار) مع قمر الأرض والأرض.
 | image2    = Titan poster-ar.svg
 | width2    = 340
 | caption2  = نموذج لبنية تيتان الداخلية.
}}
يبلغ قُطر تيتان 5,151 كيلومتر (3,201 ميل).<ref name="Jacobson 2006"/> وهو يساوي 1.06 من حجم [[عطارد]]، و1.48 من حجم [[القمر]]، و0.40 من حجم [[الأرض]]. وقبل وصول [[فوياجر 1|ڤوياجر 1]] في 1980 كان يُعتقد أن تيتان أكبر قليلًا من [[غانيميد|جانيميد]] (القُطر 5,262 كيلومتر/3,270 ميل) وهو بالتالي أكبر قمر في النظام الشمسي؛ وكانت هذه المبالغة في تقدير حجمه بسبب غلافه الجوي الكثيف المعتم، والذي يمتد إلى عدة كيلومترات فوق سطحه ويزيد من قُطره الظاهر.<ref name="nineplanets">{{استشهاد ويب |الأخير=Arnett |الأول=Bill |تاريخ=2005 |مسار=http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html |عنوان=Titan |ناشر=University of Arizona, Tucson |عمل=Nine planets |تاريخ الوصول=2005-04-10 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20051121130738/http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html |تاريخ أرشيف=2005-11-21 |url-status=dead}}</ref> قُطر وكتلة تيتان (وبالتالي كثافته) مماثلان للقمران جانيميد و[[كاليستو (قمر)|كاليستو]].<ref name="LunineAstro">{{استشهاد ويب |الأخير=Lunine |الأول=J. |مسار=https://www.astrobio.net/?option=com_retrospection&task=detail&id=1493 |عنوان=Comparing the Triad of Great Moons |ناشر=Astrobiology Magazine |تاريخ=March 21, 2005 |تاريخ الوصول=2006-07-20 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140204024858/http://www.astrobio.net/index.php?option=com_retrospection&task=detail&id=1493 | تاريخ أرشيف = 4 فبراير 2014 }}</ref> بناءً على كثافته الظاهرية 1.88 ج/سم<sup>3</sup>، تكوين تيتان هو نصف جليد ونصف مواد صخرية. وعلى الرغم من أن [[ديون (قمر)|ديون]] و[[إنسيلادوس]] لهما تكوين مماثل، إلا أنه أكثر منهما كثافة بسبب [[ضغط الجاذبية]]. وكتلته تبلغ 1/4226 من كتلة زحل، ما يجعله أكبر قمر [[عملاق غازي|للعمالقة الغازية]] بالنسبة لكتلته الأساسية، ومع كون تيتان يبلغ 1/22.609 من قُطر زحل، [[ترايتون (قمر)|ترايتون]] أكبر في القُطر نسبة إلى [[نبتون]] عند 1/18.092.

من المحتمل أن طبقات تيتان متنوعة في عدة طبقات من الصخور المركزية محاطة بعدة طبقات مكونة من التكوينات البلورية الجليدية.<ref name="Tobie">{{استشهاد بدورية محكمة 
|الأخير=Tobie |الأول=G. |مؤلف2-الأخير=Grasset |مؤلف2-الأول=Olivier |مؤلف3-الأخير=Lunine |مؤلف3-الأول=Jonathan I. |مؤلف4-الأخير=Mocquet |مؤلف4-الأول=Antoine |مؤلف5-الأخير=Sotin |مؤلف5-الأول=Christophe 
|تاريخ=2005 |bibcode=2005Icar..175..496T 
|عنوان=Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model |صحيفة=Icarus 
|المجلد=175 |العدد=2 |صفحات=496–502 
|doi=10.1016/j.icarus.2004.12.007 }}</ref> وربما يكون باطن تيتان ساخن بما يكفي لتتواجد طبقة سائلة تتكون من «ال[[صهارة]]» المكونة من ال[[ماء]] وال[[أمونيا]]ك بين قشرة جليد المرحلة واحد (ice I<sub>h</sub>) والطبقات الجليدية المُركَّبة من تكوينات الضغط العالي الجليدية. وجود الأمونياك يسمح للماء بأن يبقى في الحالة السائلة حتى في درجة حرارة منخفظة تصل إلى {{حول|176|K|°C}} (من أجل [[نظام أصهري|النظام الأصهري]] مع الماء).<ref name="longstaff" /> اكتشف [[مسبار فضائي|المسبار الفضائي]] [[كاسيني-هويجنز|كاسيني]] دليل على بنية طبقية في شكل [[موجة راديو|موجات راديو]] طبيعية ذات [[تردد شديد الانخفاض]] في جو تيتان. ويُعتقد أن سطح تيتان عاكس ضعيف للموجات الراديوية ذات التردد شديد الانخفاض، لذلك ربما تكون هذه الموجات انعكاسًا للحدود السائلة-الجليدية للمحيط تحت السطحي.<ref name="Titan ELF">{{استشهاد بخبر 
 |مسار=http://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cassini-Huygens/Titan_s_mysterious_radio_wave 
 |عنوان=Titan's Mysterious Radio Wave |تاريخ=June 1, 2007 |ناشر=ESA Cassini-Huygens web site 
 |تاريخ الوصول=2010-03-25 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20110605000409/http://www.esa.int/esaMI/Cassini-Huygens/SEM17F9RR1F_0.html | تاريخ أرشيف = 05 يونيو 2011 }}</ref> وقد رُصدت المعالم السطحية بواسطة المسبار كاسيني للانتقال المنتظم حتى 30 كيلومتر (19 ميل) بين أكتوبر 2005 ومايو 2007، مما يوحي بأن القشرة قد انفصلت عن المناطق الداخلية، وتعطي أدلة إضافية على وجود طبقة سائلة داخلية.<ref name="NS2008">{{استشهاد ويب |الأخير=Shiga |الأول=David |تاريخ=March 20, 2008 |مسار=https://www.newscientist.com/article/dn13516-titans-changing-spin-hints-at-hidden-ocean/ |عنوان=Titan's changing spin hints at hidden ocean |عمل=New Scientist | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20141021144006/http://www.newscientist.com/article/dn13516 | تاريخ أرشيف = 21 أكتوبر 2014 }}</ref> وأدلة داعمة إضافية لوجود طبقة سائلة وقشرة جليدية انفصلت عن النواة الصلبة تأتي من الطريقة التي يتغير فيها الحقل المغناطيسي كما يدور تيتان حول زحل.<ref name="Iess et al. 2012">{{استشهاد بدورية محكمة 
 | doi = 10.1126/science.1219631| pmid = 22745254| عنوان = The Tides of Titan| صحيفة = Science
 | المجلد = 337| العدد = 6093| صفحات = 457–9| سنة = 2012
 | مؤلف1-الأخير = Iess | مؤلف1-الأول = L.
 | مؤلف2-الأخير = Jacobson | مؤلف2-الأول = R. A.
 | مؤلف3-الأخير = Ducci | مؤلف3-الأول = M.
 | مؤلف4-الأخير = Stevenson | مؤلف4-الأول = D. J.
 | مؤلف5-الأخير = Lunine  | مؤلف5-الأول = J. I.
 | مؤلف6-الأخير = Armstrong  | مؤلف6-الأول = J. W.
 | مؤلف7-الأخير = Asmar  | مؤلف7-الأول = S. W.
 | مؤلف8-الأخير = Racioppa  | مؤلف8-الأول = P.
 | مؤلف9-الأخير = Rappaport | مؤلف9-الأول = N. J.
 | الأخير10 = Tortora | الأول10 = P.
 |bibcode = 2012Sci...337..457I }}</ref> كما أن مقارنة حقل الجاذبية مع رصد الرادار الطوبوجرافي<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | doi = 10.1126/science.1168905| pmid = 19342551
 | عنوان = Size and Shape of Saturn's Moon Titan| صحيفة = Science| المجلد = 324
 | العدد = 5929| صفحات = 921–3| سنة = 2009
 | مؤلف1-الأخير = Zebker | مؤلف1-الأول = H. A.
 | مؤلف2-الأخير = Stiles | مؤلف2-الأول = B.
 | مؤلف3-الأخير = Hensley | مؤلف3-الأول = S.
 | مؤلف4-الأخير = Lorenz | مؤلف4-الأول = R.
 | مؤلف5-الأخير = Kirk | مؤلف5-الأول = R. L.
 | مؤلف6-الأخير = Lunine | مؤلف6-الأول = J.
 |bibcode = 2009Sci...324..921Z }}</ref> توحي أيضًا بأن القشرة الجليدية ربما تكون صلبة إلى حد كبير.<ref name="Hemingway et al. 2013">{{استشهاد بدورية محكمة | doi = 10.1038/nature12400| pmid = 23985871| عنوان = A rigid and weathered ice shell on Titan| صحيفة = Nature| المجلد = 500| العدد = 7464| صفحات = 550–2| سنة = 2013| مؤلف1-الأخير = Hemingway | مؤلف1-الأول = D.| مؤلف2-الأخير = Nimmo | مؤلف2-الأول = F.| مؤلف3-الأخير = Zebker | مؤلف3-الأول = H.| مؤلف4-الأخير = Iess | مؤلف4-الأول = L.|bibcode = 2013Natur.500..550H }}</ref><ref name="jpl.nasa.gov">{{استشهاد ويب |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/cassini-data-saturn-moon-may-have-rigid-ice-shell/ |عنوان=Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell |ناشر=JPL | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170403194822/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-261 | تاريخ أرشيف = 3 أبريل 2017 }}</ref>

== التكوين ==
يُعتقد أن أقمار المشتري وزحل قد تكونت من خلال [[قرص مزود|تراكم مشترك]]، وهي عملية مماثلة لما يُعتقد أنه كَوّن الكواكب في النظام الشمسي. كما تكونت العمالقة الغازية الحديثة، فقد أحاطت بهم أقراص ذات مواد تجمعت تدريجًا لتصبح أقمارًا. في حين أن المشتري يستحوذ على أربعة أقمار كبيرة في مدارات شبيهة بالكواكب منتظمة بشكل كبير، فإن تيتان يتحكم على نحو كبير جدًا في نظام زحل ويستحوذ على [[انحراف مداري]] عالي لا يُفسَر على الفور من خلال التراكم المشترك وحده. وهناك نموذج مقتَرح لتكوين تيتان هو أن نظام زحل بدأ مع مجموعة من الأقمار المماثلة ل[[أقمار غاليليو|أقمار جاليليو]]، ولكنهم تعطلوا بسبب سلسلة من الاصطدامات العملاقة والتي استمرت حتى كونت تيتان. وقد تكونت أقمار زحل متوسطة الحجم مثل [[إيابيتوس|إياپيتوس]] و[[ريا (قمر)|ريا]] من حطام هذه التصادمات. مثل هذه البداية العنيفة يمكن أن تفسر أيضًا انحراف تيتان المداري.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn |عمل=Space Daily |تاريخ=2012 |مسار=https://www.spacedaily.com/reports/Giant_impact_scenario_may_explain_the_unusual_moons_of_Saturn_999.html |تاريخ الوصول=2012-10-19 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160328232204/http://www.spacedaily.com/reports/Giant_impact_scenario_may_explain_the_unusual_moons_of_Saturn_999.html | تاريخ أرشيف = 28 مارس 2016 }}</ref>

وفي 2014 اقترح تحليل النيتروجين في غلاف تيتان الجوي أنه من الممكن أن مصدره من مواد مماثلة لتلك الموجودة في [[سحابة أورط|سحابة أورت]]، وليس من مصادر وُجدت أثناء تراكم المواد المشتركة حول زحل.<ref name="NASA-201450623">{{استشهاد ببيان صحفي |الأخير=Dyches |الأول=Preston |مؤلف2-الأخير=Clavin |مؤلف2-الأول=Whitney |عنوان=Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn |مسار= https://www.jpl.nasa.gov/news/titans-building-blocks-might-pre-date-saturn/ |تاريخ=June 23, 2014 |ناشر=[[مختبر الدفع النفاث]] |تاريخ الوصول=June 28, 2014 |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200814080832/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-200|تاريخ أرشيف=2020-08-14}} {{استشهاد ويب |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-200 |عنوان=نسخة مؤرشفة |تاريخ الوصول=12 سبتمبر 2019 |تاريخ أرشيف=9 سبتمبر 2018 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20180909162240/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-200 |حالة المسار=bot: unknown }}</ref>

== الغلاف الجوي ==
{{مفصلة|غلاف تيتان الجوي}}
[[ملف:Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg|تصغير|صورة [[لون حقيقي|بالألوان الحقيقة]] ل[[غبش]] الغلاف الجوي لتيتان.]]
تيتان هو القمر الوحيد المعروف أن له [[غلاف جوي]] كبير،<ref name="NasaNews.moons">{{استشهاد ويب |عنوان=News Features: The Story of Saturn |مسار=https://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons/ |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20051202030828/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/saturn-story/moons.cfm |تاريخ أرشيف=2005-12-02 |عمل=Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan |ناشر=NASA & [[مختبر الدفع النفاث]] |تاريخ الوصول=2007-01-08 |url-status=dead}}</ref> وغلافه الجوي هو الوحيد الغني بال[[نيتروجين]] في [[المجموعة الشمسية|النظام الشمسي]] إلى جانب [[الأرض]]. ويشير الرصد الذي أُجري في 2004 بواسطة كاسيني إلى أن تيتان هو «دوّار عظيم» مثل [[الزهرة]]، حيث أن له غلافًا جويًا يدور بسرعة أكبر بكثير من سطحه.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.astrobio.net/news/article1480.html |عنوان=Wind or Rain or Cold of Titan's Night? |تاريخ=March 11, 2005 |ناشر=Astrobiology Magazine |تاريخ أرشيف=2007-07-17 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20070717081303/http://www.astrobio.net/news/article1480.html |تاريخ الوصول=2007-08-24 |url-status=dead}}</ref> وقد أظهر الرصد الذي أجرته مسابر [[برنامج فوياجر|ڤوياجر]] الفضائية أن الغلاف الجوي لتيتان هو أكثر كثافة من نظيره الأرضي، مع ضغط السطح حول 1.45 [[جو (وحدة)|جو]]. كما أنه أيضًا حوالي 1.19 مرة كثيف مثل الأرض بالمجمل.<ref>Coustenis, p. 130</ref> أو أنه حوالي 7.3 ضعفًا على أساس المنطقة السطحية. ف[[عتامة]] طبقات ال[[غبش]] تحجب معظم الضوء المرئي من الشمس والمصادر الأخرى وتحجب معالم سطح تيتان.<ref name="Zubrin">{{استشهاد بكتاب |الأخير=Zubrin |الأول=Robert |عنوان=Entering Space: Creating a Spacefaring Civilization |مكان=Section: Titan |صفحات=[https://archive.org/details/enteringspacecre00zubr/page/163 163–166] |ناشر=Tarcher/Putnam |تاريخ=1999 |isbn=1-58542-036-0 |مسار=https://archive.org/details/enteringspacecre00zubr/page/163 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200110180630/https://archive.org/details/enteringspacecre00zubr/page/163 | تاريخ أرشيف = 10 يناير 2020 }}</ref> كما أن الجاذبية المنخفضة لتيتان تعني أن غلافه الجوي أكثر توسعًا بكثير من نظيره الأرضي.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Exploring the Surface of Titan with Cassini–Huygens |الأخير=Turtle |الأول=Elizabeth P. |تاريخ=2007 |ناشر=Smithsonian |مسار=https://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE |تاريخ الوصول=2009-04-18 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161210225356/https://www.youtube.com/watch?v=cfCTmv-9GkE | تاريخ أرشيف = 10 ديسمبر 2016 }}</ref> وجو تيتان معتم في العديد من [[طول الموجة|الأطوال الموجية]] ونتيجة لذلك من المستحيل الحصول على طيف الانعكاس الكامل للسطح من المدار.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Schröder |الأول=S. E. |مؤلف2-الأخير=Tomasko |مؤلف2-الأول=M. G. |مؤلف3-الأخير=Keller |مؤلف3-الأول=H. U. |تاريخ=August 2005 |عنوان=The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens |صفحة=726 |صحيفة=American Astronomical Society, DPS meeting No. 37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society |المجلد=37 |العدد=726 |bibcode=2005DPS....37.4615S  }}</ref> ولم يتم الحصول على أول صور مباشرة لسطح تيتان إلا بعد وصول المسبار الفضائي [[كاسيني-هويجنز]] في 2004.<ref>{{استشهاد بخبر |مسار=http://www.space.com/710-huygens-probe-sheds-light-titan.html |عنوان=Huygens Probe Sheds New Light on Titan |الأخير=de Selding |الأول=Petre |ناشر=Space.com |تاريخ=January 21, 2005 |تاريخ الوصول=2005-03-28 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180703050529/https://www.space.com/710-huygens-probe-sheds-light-titan.html | تاريخ أرشيف = 03 يوليو 2018 }}</ref>
[[ملف:PIA18431-SaturnMoon-Titan-SouthPoleVortex-Cloud-20121129.jpg|تصغير|يمين|دوامة قُطب تيتان الجنوبي سحابة دوارة من غاز [[سيانيد الهيدروجين]] (29 نوفمبر، 2012)]]

تكوين الغلاف الجوي لتيتان في طبقة الستراتوسفير 98.4% من النيتروجين مع الـ1.6% المتبقية تتكون معظمها من ال[[ميثان]] (1.4%) وال[[هيدروجين]] (0.1–0.2%).<ref name="Coustenis155">Coustenis, pp. 154–155</ref> كما أن هناك كميات ضئيلة من ال[[هيدروكربون]]ات الأخرى مثل ال[[إيثان]] و[[ثنائي الأسيتيلين]] وال[[بروباين|ميثيلاسيتيلين]] وال[[أسيتيلين]] و[[بروبان|الپروپان]]، وغازات أخرى مثل ال[[سيانواسيتيلين]] و[[سيانيد الهيدروجين]] و[[ثنائي أكسيد الكربون]] و[[أحادي أكسيد الكربون]] وال[[سيانوجين]] و[[آرغون|الأرجون]] وال[[هيليوم]].<ref name="Niemann">{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe |مؤلف1-الأول=H. B. |مؤلف1-الأخير=Niemann |مؤلف2-الأول=S. K. |مؤلف2-الأخير=Atreya |مؤلف3-الأول=S. J. |مؤلف3-الأخير=Bauer |مؤلف4-الأول=G. R. |مؤلف4-الأخير=Carignan |مؤلف5-الأول=J. E. |مؤلف5-الأخير=Demick |مؤلف6-الأول=R. L. |مؤلف6-الأخير=Frost |مؤلف7-الأول=D. |مؤلف7-الأخير=Gautier |مؤلف8-الأول=J. A. |مؤلف8-الأخير=Haberman |مؤلف9-الأول=D. N. |مؤلف9-الأخير=Harpold |الأول10=D. M. |الأخير10=Hunten |الأول11=G. |الأخير11=Israel |الأول12=J. I. |الأخير12=Lunine |الأول13=W. T. |الأخير13=Kasprzak |الأول14=T. C. |الأخير14=Owen |الأول15=M. |الأخير15=Paulkovich |الأول16=F. |الأخير16=Raulin |الأول17=E. |الأخير17=Raaen |الأول18=S. H. |الأخير18=Way | إظهار المؤلفين=1 |صحيفة=Nature |المجلد=438 |صفحات=779–784 |تاريخ=2005 |doi=10.1038/nature04122 |pmid=16319830 |العدد=7069 |bibcode=2005Natur.438..779N }}</ref> ويُعتقد أن الهيدروكربونات تكونت في الغلاف الجوي العلوي لتيتان في التفاعلات الناتجة عن تفكك الميثان بواسطة ضوء الشمس [[الأشعة فوق البنفسجية|فوق البنفسجي]]، ناتجًا دخان ضبابي برتقالي سميك.<ref name=waite>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Waite |الأول=J. H. |مؤلف2-الأخير=Cravens |مؤلف2-الأول=T. E. |مؤلف3-الأخير=Coates |مؤلف3-الأول=A. J. |مؤلف4-الأخير=Crary |مؤلف4-الأول=F. J. |مؤلف5-الأخير=Magee |مؤلف5-الأول=B. |مؤلف6-الأخير=Westlake|مؤلف6-الأول=J. |تاريخ=2007 |عنوان=The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere |صحيفة=Science |المجلد=316 |doi=10.1126/science.1139727 |pmid=17495166 |العدد=5826 |bibcode=2007Sci...316..870W |صفحات=870–5 }}</ref> تيتان يقضي 95% من وقته داخل [[غلاف مغناطيسي|الغلاف المغناطيسي]] لزحل، والذي قد يقيه من [[ريح شمسية|الرياح الشمسية]].<ref>{{استشهاد بخبر |الأخير=Courtland |الأول=Rachel |مسار=https://www.newscientist.com/article/dn14717-saturn-magnetises-its-moon-titan/?ignored=irrelevant |عنوان=Saturn magnetises its moon Titan |عمل=New Scientist |تاريخ=September 11, 2008 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150531045100/http://www.newscientist.com/article/dn14717-saturn-magnetises-its-moon-titan.html | تاريخ أرشيف = 31 مايو 2015 |url-status=live}}</ref> الطاقة الصادرة من [[الشمس]] يجب أن تحول كل آثار الميثان في غلاف تيتان الجوي إلى هيدروكربونات أكثر تعقيدًا في غضون 50 مليون سنة—وهو وقت قصير مقارنة مع عمر النظام الشمسي. وهذا يشير إلى أنه يجب تجديد الميثان بواسطة خزان على أو في داخل تيتان نفسه.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Formation and evolution of Titan’s atmosphere |الأخير=Coustenis |الأول=A. |صحيفة=Space Science Reviews |المجلد=116 |العدد=1–2 |صفحات=171–184 |تاريخ=2005 |doi=10.1007/s11214-005-1954-2 |bibcode=2005SSRv..116..171C }}</ref> ومن الممكن أن يكون المصدر الأساسي للميثان في الغلاف الجوي لتيتان في داخله نشأ عن طريق ثورات [[بركان بارد|البراكين الباردة]].<ref name="NASA.sci.76">{{استشهاد ويب |عنوان=NASA Titan – Surface |ناشر=NASA |مسار=https://solarsystem.nasa.gov/missions/cassini/science/overview/?SciencePageID=76 |تاريخ الوصول=2013-02-14 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160412102430/http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?SciencePageID=76 | تاريخ أرشيف = 12 أبريل 2016 }}</ref><ref name="Hydrocarbon lakes on Titan">{{استشهاد ويب |عنوان=Hydrocarbon lakes on Titan |تاريخ=2007 |الأول=G. |الأخير=Mitri |مسار=http://www.astro.sunysb.edu/astro/abstracts/JS09/jcl27Feb09-2.pdf |صيغة=PDF |تاريخ الوصول=2013-02-14 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181009015505/http://www.astro.sunysb.edu/astro/abstracts/JS09/jcl27Feb09-2.pdf | تاريخ أرشيف = 9 أكتوبر 2018 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Titan's methane cycle |الأول=Sushil K. |الأخير=Atreyaa |مؤلف2-الأول=Elena Y. |مؤلف2-الأخير=Adamsa |مؤلف3-الأول=Hasso B. |مؤلف3-الأخير=Niemann |مؤلف4=Demick-Montelar, Jaime E. a|مؤلف5=Owen, Tobias C. |مؤلف6=Fulchignoni, Marcello |مؤلف7=Ferri, Francesca |مؤلف8=Wilson, Eric H. |تاريخ=2006 |doi=10.1016/j.pss.2006.05.028 |صحيفة=Planetary and Space Science |المجلد=54 |العدد=12 |صفحات=1177–1187 |bibcode=2006P&SS...54.1177A }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة |صحيفة=Nature |إظهار المؤلفين=8 |الأخير=Stofan |الأول=E. R. |مؤلف2=Elachi, C.|مؤلف3=Lunine, J. I.|مؤلف4=Lorenz, R. D.|مؤلف5=Stiles, B.|مؤلف6=Mitchell, K. L.|مؤلف7=Ostro, S.|مؤلف8=Soderblom, L.|مؤلف9=Wood, C.|مؤلف10=Zebker, H.|مؤلف11=Wall, S.|مؤلف12=Janssen, M.|مؤلف13=Kirk, R.|مؤلف14=Lopes, R.|مؤلف15=Paganelli, F.|مؤلف16=Radebaugh, J.|مؤلف17=Wye, L.|مؤلف18=Anderson, Y.|مؤلف19=Allison, M.|author20=Boehmer, R.|author21=Callahan, P.|author22=Encrenaz, P.|author23=Flamini, E.|author24=Franscetti, G.|author25=Gim, Y.|author26=Hamilton, G.|author27=Hensley, S.|author28=Johnson, W. T. K.|author29=Kelleher, K.|author30=Muhleman, D.|author31=Paillou, P.|author32=Picardi, G.|author33=Posa, F.|author34=Roth, L.|author35=Seul, R.|author36=Shaffer, S.|author37=Vetrella, S.|author38=West, R. |المجلد=445 |تاريخ=2007 |doi=10.1038/nature05438 |pmid=17203056 |العدد=7123 |عنوان=The lakes of Titan |صفحات=61–64 |bibcode=2007Natur.445...61S }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Episodic outgassing as the origin of [[الميثان في الغلاف الجوي للأرض|تجاوز دورة الميثان]] on Titan |الأخير=Tobie |الأول=Gabriel |مؤلف2-الأخير=Lunine |مؤلف2-الأول=Jonathan |مؤلف3-الأخير=Sotin |مؤلف3-الأول=Cristophe |صحيفة=Nature |المجلد=440 |العدد=7080 |صفحات=61–64 |تاريخ=2006 |doi=10.1038/nature04497 |pmid=16511489 |bibcode=2006Natur.440...61T }}</ref>
[[ملف:PIA18410-TitanSunsetStudies-CassiniSpacecraft-20140527.jpg|تصغير|يمين|دراسات غروب الشمس على تيتان من قِبل [[كاسيني-هويجنز|كاسيني]] تساعد على فهم أفضل للأغلفة الجوية [[كوكب خارج المجموعة الشمسية|للكواكب خارج النظام الشمسي]] (مفهوم فنان).]]
[[ملف:Titan-SaturnMoon-Maps-TraceGases-20141022.jpg|تصغير|[[عنصر شحيح|الآثار]] [[مركب عضوي|العضوية]] الغازية في [[غلاف تيتان الجوي]] [[سيانواسيتيلين|الـHNC]] (يسار) و[[إيزوسيانيد الهيدروجين|الـHC<sub>3</sub>N]] (يمين).]]

في 3 أبريل 2013 أعلنت [[ناسا]] أن [[مركب عضوي|المُركبات العضوية]] يمكن أن تنشأ على تيتان، بناءً على دراسات [[محاكاة]] الغلاف الجوي لتيتان.<ref name="PhysOrg-20130403" />

وفي 6 يونيو 2013 أعلن علماء في معهد الفيزياء الفلكية في أندلوسيا (IAA-CSIC) عن الكشف عن [[هيدروكربون عطري متعدد الحلقات|هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات]] في الغلاف الجوي العلوي لتيتان.<ref name="IAA-20130606">{{استشهاد بخبر |عنوان=The Way the Wind Blows on Titan |تاريخ=June 1, 2007 |مسار=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20070601f/ |تاريخ الوصول=2007-06-02 |ناشر=Jet Propulsion Laboratory | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160304100119/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20070601f/ | تاريخ أرشيف = 04 مارس 2016 |url-status=dead}}</ref>

في 30 سپتمبر 2013 تم الكشف عن ال[[بروبيلين|پروپيلين]] في الغلاف الجوي لتيتان بواسطة كاسيني باستخدام مطياف الأشعة تحت الحمراء المُركب (CIRS).<ref name="NASA-20130930">{{استشهاد ويب |الأخير=Brown |الأول=Dwayne |مؤلف2-الأخير=Neal-Jones |مؤلف2-الأول=Nancy |مؤلف3-الأخير=Zubritsky |مؤلف3-الأول=Elizabeth |مؤلف4-الأخير=Cook |مؤلف4-الأول=Jia-Rui |عنوان=NASA's Cassini Spacecraft Finds Ingredient of Household Plastic in Space |مسار=https://www.nasa.gov/content/goddard/nasas-cassini-spacecraft-finds-ingredient-of-household-plastic-in-space/ |تاريخ=September 30, 2013 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=2013-12-02 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20171120142314/https://www.nasa.gov/content/goddard/nasas-cassini-spacecraft-finds-ingredient-of-household-plastic-in-space/ | تاريخ أرشيف = 20 نوفمبر 2017 }}</ref> وهذه هي المرة الأولى تم العثور على پروپيلين على أي [[قمر (توضيح)|قمر]] أو [[كوكب]] آخر غير الأرض وهذه هي المادة الكيميائية الأولي التي عثر عليها (CIRS). إن اكتشاف الپروپيلين يملأ فجوة غامضة في الرصد الذي يعود إلى أول رحلة فضائية إلى تيتان بواسطة المسبار [[فوياجر 1|ڤوياجر 1]] في 1980، الذي اكتشف خلالها أن العديد من الغازات التي يتكون منها غبش تيتان البُنّي كانت هيدروكربونات، والتي تكونت نظريًا عن طريق إعادة تركيب راديكالية من خلال [[تفكك ضوئي|التحلل الضوئي]] لأشعة الشمس فوق البنفسجية بواسطة الميثان.<ref name=waite/>

وفي 24 أكتوبر 2014 ثم العثور على الميثان في سُحب قُطبية على تيتان.<ref name="NASA-20141024-PD">{{استشهاد ويب |الأخير=Dyches |الأول=Preston |مؤلف2-الأخير=Zubritsky |مؤلف2-الأول=Elizabeth |عنوان=NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/nasa-finds-methane-ice-cloud-in-titans-stratosphere/ |تاريخ=October 24, 2014 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=October 31, 2014 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170703010930/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4354 | تاريخ أرشيف = 3 يوليو 2017 }}</ref><ref name="NASA-20141024-EZ">{{استشهاد ويب |الأخير=Zubritsky |الأول=Elizabeth |مؤلف2-الأخير=Dyches |مؤلف2-الأول=Preston |عنوان=NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan |مسار=https://www.nasa.gov/content/goddard/nasa-identifies-ice-cloud-above-cruising-altitude-on-titan/ |تاريخ=October 24, 2014 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=October 31, 2014 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170403194905/https://www.nasa.gov/content/goddard/nasa-identifies-ice-cloud-above-cruising-altitude-on-titan/ | تاريخ أرشيف = 3 أبريل 2017 }}</ref>
{{صورة عريضة|Titan-Earth-PolarClouds-20141024.jpg|600بك|السُحب القُطبية المُكوَّنَة من ال[[ميثان]] على تيتان (يسارًا) مقارنةً مع [[سحاب الستراتوسفير القطبي|السُحب القُطبية]] على [[الأرض]] (يمينًا)، والتي هي مُكوَّنَة من الماء والجليد.}}

== المناخ ==
{{مفصلة|مناخ تيتان}}
[[ملف:Vortex on saturn's moon titan.png|تصغير|يمين|[[دوامة قطبية]] على القطب الجنوبي لتيتان.]]
درجة حرارة سطح تيتان حوالي {{حول|94|K|°C}}، عند درجة الحرارة تلك الجليد يكون لديه ضغط [[بخار الماء|بخار ماء]] شديد الانخفاض، لذلك فالقليل من البخار يظهر بشكل محدود في طبقة الستراتوسفير.<ref name="CottiniNixon2012">{{استشهاد بدورية محكمة |إظهار المؤلفين=8 |الأخير=Cottini |الأول=V. |مؤلف2-الأخير=Nixon |مؤلف2-الأول=C.A. |مؤلف3-الأخير=Jennings |مؤلف3-الأول=D.E. |مؤلف4-الأخير=Anderson |مؤلف4-الأول=C.M. |مؤلف5-الأخير=Gorius |مؤلف5-الأول=N. |مؤلف6-الأخير=Bjoraker |مؤلف6-الأول=G.L. |مؤلف7-الأخير=Coustenis |مؤلف7-الأول=A. |مؤلف8-الأخير=Teanby |مؤلف8-الأول=N.A. |مؤلف9-الأخير=Achterberg |مؤلف9-الأول=R.K. |الأخير10=Bézard |الأول10=B. |الأخير11=de Kok |الأول11=R. |الأخير12=Lellouch |الأول12=E. |الأخير13=Irwin |الأول13=P.G.J. |الأخير14=Flasar |الأول14=F.M. |الأخير15=Bampasidis |الأول15=G. |عنوان=Water vapor in Titan’s stratosphere from Cassini CIRS far-infrared spectra |صحيفة=Icarus |المجلد=220 |العدد=2 |تاريخ=2012 |صفحات=855–862 |issn=0019-1035 |doi=10.1016/j.icarus.2012.06.014 |bibcode = 2012Icar..220..855C }}</ref> تيتان يتلقي حوالي 1% من [[أشعة الشمس|ضوء الشمس]] الذي تتلقاه الأرض.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.space.com/7103-titan-world-earth.html |عنوان=Titan: A World Much Like Earth |ناشر=Space.com |تاريخ=August 6, 2009 |تاريخ الوصول=2012-04-02 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190331133038/https://www.space.com/7103-titan-world-earth.html | تاريخ أرشيف = 31 مارس 2019 }}</ref> والغلاف الجوي السميك لتيتان يمتص حوالي 90% من ضوء الشمس قبل وصوله إلى السطح، تاركًا فقط 0.1% من كمية الضوء التي تتلقاها الأرض.<ref>[https://arstechnica.com:443/science/2012/01/like-ogres-titans-atmosphere-may-have-layers/ Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan] Between the large distance from the Sun and the thick atmosphere, Titan's surface receives about 0.1 percent of the solar energy that Earth does. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170403194843/https://arstechnica.com/science/2012/01/like-ogres-titans-atmosphere-may-have-layers/ |date=03 أبريل 2017}}</ref>

الغلاف الجوي الميثاني يخلق [[تأثير البيت الزجاجي]] على سطح تيتان، والذي بدونه سيكون تيتان أكثر برودة.<ref name="oil">{{استشهاد ويب |مسار=http://www.space.com/4968-titan-oil-earth.html |عنوان=Titan Has More Oil Than Earth |تاريخ=February 13, 2008 |تاريخ الوصول=2008-02-13 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190509061346/https://www.space.com/4968-titan-oil-earth.html | تاريخ أرشيف = 9 مايو 2019 }}</ref> وعلى العكس من ذلك فإن الغبش يساهم في [[تأثير مضاد للبيت الزجاجي]] من خلال عكس ضوء الشمس إلى الفضاء مُلغيًا جزء من تأثير البيت الزجاجي وجعل سطحه أكثر برودة بكثير من الغلاف الجوي العلوي.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |doi=10.1126/science.11538492 |الأول=C.P. |الأخير=McKay |مؤلف2-الأول=J. B. |مؤلف2-الأخير=Pollack |مؤلف3-الأول=R. |مؤلف3-الأخير=Courtin |تاريخ=1991 |عنوان=The greenhouse and antigreenhouse effects on Titan |صحيفة=Science |المجلد=253 |العدد=5024 |صفحات=1118–1121 |pmid=11538492 }}</ref>

[[ملف:PIA18420-Titan-MethaneClouds-20140722.gif|تصغير|سحب ميثان متحركة (يوليو 2014).<ref name="NASA-20140812">{{استشهاد ويب |الأخير=Dyches |الأول=Preston |عنوان=Cassini Tracks Clouds Developing Over a Titan Sea |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/cassini-tracks-clouds-developing-over-a-titan-sea/ |تاريخ=August 12, 2014 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=August 13, 2014 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161010161336/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-274 | تاريخ أرشيف = 10 أكتوبر 2016 }}</ref>]]
سحب تيتان التي تتكون على الأرجح من ال[[ميثان]] وال[[إيثان]] أو غيرهما من المواد العضوية البسيطة هي متناثرة ومتغيرة وتتخلل الغبش بشكل كامل.<ref name="nineplanets" /> وتشير نتائج رصد مسبار [[هويجنز (مسبار فضائي)|هويجنز]] إلى أن جو تيتان يمطر ميثان سائل ومواد عضوية أخرى على سطحه.<ref name="IAA-20130606" />

تغطي السحب عادةً 1% من قرص تيتان، رغم أن الأحداث المتفجرة تم رصدها بحيث أن الغطاء السحابي يتوسع سريعًا ليصل إلى 8%. وتؤكد إحدى الفرضيات أن السحب الجنوبية تكونت عندما ارتفعت مستويات ضوء الشمس خلال الصيف الجنوبي وهو ما يؤدي إلى ارتفاع في الغلاف الجوي مسببًا [[حمل (فيزياء)|الحمل الحراري]]. وهذا التفسير هو معقد وفقًا لحقيقة أن تكوين السحب تم رصده ليس فقط بعد الانقلاب الصيفي الجنوبي ولكن أيضًا خلال منتصف الربيع. مسببًا زيادة رطوبة الميثان في القطب الجنوبي والتي ربما تساهم في زيادة سريعة في حجم السحب.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Emily L. |الأول=Schaller |مؤلف2-الأخير=Brouwn |مؤلف2-الأول=Michael E. |مؤلف3-الأخير=Roe |مؤلف3-الأول=Henry G. |مؤلف4-الأخير=Bouchez |مؤلف4-الأول=Antonin H. |تاريخ=2006 |عنوان=A large cloud outburst at Titan's south pole |doi=10.1016/j.icarus.2005.12.021 |صحيفة=Icarus |العدد=1 |صفحات=224–229 |مسار=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/largecloud.pdf |صيغة=PDF |المجلد=182 |bibcode=2006Icar..182..224S |تاريخ الوصول=2007-08-23 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121113124900/http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/largecloud.pdf | تاريخ أرشيف = 13 نوفمبر 2012 }}</ref> وقد كان الصيف في النصف الجنوبي لتيتان حتى 2010 عندما نقل مدار زحل -الذي يتحكم في حركة تيتان- نصف تيتان الشمالي نحو ضوء الشمس.<ref name="IAA-20130606" /> وعندما تتبدل المواسم يتوقع أن الإيثان سوف يبدأ في التكثف فوق القطب الجنوبي.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Huge ethane cloud discovered on Titan |الأخير=Shiga |الأول=David |صحيفة=New Scientist |المجلد=313 |صفحة=1620 |تاريخ=2006 |مسار=https://www.newscientist.com/article/dn10073-huge-ethane-cloud-discovered-on-titan/?ignored=irrelevant |تاريخ الوصول=2007-08-07 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150430203506/http://www.newscientist.com/article/dn10073-huge-ethane-cloud-discovered-on-titan.html | تاريخ أرشيف = 30 أبريل 2015 }}</ref>

== معالم السطح ==
[[ملف:PIA20713-Titan-SaturnMoon-LabeledFeaturesIAU-June2015.jpg|تصغير|يمين|<center>صورة عالمية لتيتان - مع تسميات [[الاتحاد الفلكي الدولي]] (IAU).</center>]]
{{عدة صور|center|caption_align=center|header_align=center|align=left|header= |width=125 |direction=horizontal
|image1=PIA19657-SaturnMoon-Titan-NorthPole-20140407.jpg
|width1=
|caption1=<center>القطب الشمالي</center>
|image2=PIA19657-SaturnMoon-Titan-SouthPole-20140407.jpg
|width2=
|caption2=<center>القطب الجنوبي</center>
|footer=<center>تيتان (2014)</center>
}}
لقد وُصف سطح تيتان بأنه «معقد ومعالِج للسوائل وحديث العهد جيولوجيًا».<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Mahaffy |الأول=Paul R. |تاريخ=May 13, 2005 |عنوان=Intensive Titan Exploration Begins |صحيفة=[[ساينس]] |المجلد=308 |العدد=5724 |صفحات=969–970 |doi=10.1126/science.1113205 |pmid=15890870 |bibcode=2005Sci...308..969M }}</ref> تيتان موجود منذ تكوين النظام الشمسي ولكن سطحه عمره أصغر بكثير، ما بين 100 مليون و1 مليار سنة، وربما تكون العمليات الجيولوجية قد أعادت تشكيل سطح تيتان.<ref name="puzzling geologic">{{استشهاد ويب |مسار=https://news.mit.edu/2012/river-networks-on-titan-0720 |عنوان=River networks on Titan point to a puzzling geologic history |الأول=Jennifer |الأخير=Chu |تاريخ=July 2012 |ناشر=MIT Research |تاريخ الوصول=2012-07-24 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140220184929/http://web.mit.edu/newsoffice/2012/river-networks-on-titan-0720.html | تاريخ أرشيف = 20 فبراير 2014 }}</ref> سماكة الغلاف الجوي لتيتان تبلغ مرتين ضعف سماكة نظيره الأرضي، وهو ما يجعل من الصعب على الأجهزة الفلكية أن تصور سطحه في [[طيف مرئي|طيف الضوء المرئي]].<ref>{{استشهاد بخبر |الأول=Taimoor |الأخير=Tariq |عنوان=Titan, Saturn's largest moon is finally unravelled in detail |تاريخ=March 12, 2012 |مسار=http://www.newspakistan.pk/2012/03/12/Titan-Saturn-s-largest-moon-is-finally-unravelled-in-detail/ |عمل=News Pakistan |تاريخ الوصول=2012-03-12 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180809111407/http://www.newspakistan.pk/2012/03/12/Titan-Saturn-s-largest-moon-is-finally-unravelled-in-detail/ | تاريخ أرشيف = 09 أغسطس 2018 }}</ref> ويستخدم المسبار كاسيني أجهزة الأشعة تحت الحمراء، و[[مقياس الارتفاع الراداري]] و[[رادار الفتحة التركيبية]] (SAR) لتصوير أجزاء خريطة تيتان خلال الطيران المنخفض القريب. الصور الأولى كشفت جيولوجيا متنوعة متضمنة كل من المناطق الوعرة والملساء، وهناك معالم قد تكون [[بركان بارد|بركانية]] في الأصل، تقذف المياه المختلطة مع 
ال[[أمونيا]]ك إلى السطح. وهناك أدلة أيضًا على أن القشرة الجليدية لتيتان ربما تكون صلبة بشكل كبير،<ref name="Hemingway et al. 2013" /><ref name="jpl.nasa.gov" /> وهو ما يوحي بأن هناك نشاط جيولوجي محدود.<ref name="Moore and Pappalardo 2011">{{استشهاد بدورية محكمة | doi = 10.1016/j.icarus.2011.01.019| عنوان = Titan: An exogenic world?| صحيفة = Icarus| المجلد = 212| العدد = 2| صفحات = 790–806| سنة = 2011| مؤلف1-الأخير = Moore | مؤلف1-الأول = J. M. | مؤلف2-الأخير = Pappalardo | مؤلف2-الأول = R. T. |bibcode = 2011Icar..212..790M }}</ref>

[[ملف:PIA18309-SaturnMoonTitan-SenkyoRegion-20150108.jpg|تصغير|منطقة سينكيو]]
هناك أيضًا معالم مُخَططة، بعضها يصل طولها إلى مئات الكيلومترات والتي يبدو أنها حدثت بسبب جسيمات الرياح.<ref>{{استشهاد ويب |الأخير=Battersby |الأول=Stephen |تاريخ=October 29, 2004 |عنوان=Titan's complex and strange world revealed |ناشر=[[نيو ساينتست]] |مسار=https://www.newscientist.com/article/dn6598-titans-complex-and-strange-world-revealed/ |تاريخ الوصول=2007-08-31 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20141205064014/http://www.newscientist.com/article/dn6598 | تاريخ أرشيف = 5 ديسمبر 2014 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب |مسار=https://solarsystem.nasa.gov/missions/cassini/mission/spacecraft/cassini-orbiter/ |عنوان=Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR |عمل=Cassini–Huygens Mission to Saturn & Titan |ناشر=NASA, Jet Propulsion Laboratory |تاريخ الوصول=2007-08-31 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160421232642/http://saturn.jpl.nasa.gov:80/spacecraft/overview/ | تاريخ أرشيف = 21 أبريل 2016 }}</ref> وقد أظهر الفحص أيضًا أن السطح قد يكون أملس نسبيًا؛ وهناك أشياء قليلة تبدو وكأنها [[فوهة صدمية|فوهات صدمية]] تم ملؤها، ربما عن طريق أمطار الهيدروكربونات أو البراكين. ويشير مقياس الارتفاع الراداري إلى أن تباين الارتفاع منخفض ولا يزيد عادةً عن 150 متر. وتم اكتشاف تغييرات عرضية على ارتفاع 500 متر، تيتان لديه جبال يصل ارتفاعها أحيانًا إلى عدة مئات من الأمتار وإلى أكثر من 1 كيلومتر.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |مؤلف1-الأخير=Lorenz |مؤلف1-الأول=R. D. |مؤلف2-الأخير=Callahan |مؤلف2-الأول=P. S. |مؤلف3-الأخير=Gim |مؤلف3-الأول=Y. |مؤلف4-الأخير=Alberti |مؤلف4-الأول=G. |مؤلف5-الأخير=Flamini |مؤلف5-الأول=E. |مؤلف6-الأخير=Seu |مؤلف6-الأول=R. |مؤلف7-الأخير=Picardi |مؤلف7-الأول=G. |مؤلف8-الأخير=Orosei |مؤلف8-الأول=R. |مؤلف9-الأخير=Zebker |مؤلف9-الأول=H. |الأخير10=Lunine |الأول10=J. |الأخير11=Hamilton |الأول11=G. |الأخير12=Hensley |الأول12=S. |الأخير13=Johnson |الأول13=W. T. K. |الأخير14=Schaffer |الأول14=S. |الأخير15=Wall |الأول15=S. |الأخير16=West |الأول16=R. |الأخير17=Francescetti |الأول17=G. | إظهار المؤلفين=1 |تاريخ=2007 |عنوان=Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry |صحيفة=Lunar and Planetary Science Conference |المجلد=38 |مسار=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf |صيغة=PDF |bibcode=2007LPI....38.1329L |صفحة=1329 |تاريخ الوصول=2007-08-27 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160604005238/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1329.pdf | تاريخ أرشيف = 4 يونيو 2016 }}</ref>

يتسم سطح تيتان بمناطق واسعة من التضاريس الساطعة والداكنة. هذه المناطق تتضمن [[زانادو (تيتان)|زانادو]]، وهي منطقة استوائية [[انعكاس (فيزياء)|عاكسة]] كبيرة في حجم أستراليا تقريبًا. تم تحديدها لأول مرة من صور [[الأشعة تحت الحمراء]] التقطها [[مقراب هابل الفضائي|تلسكوپ هابل الفضائي]] في 1994، ثم تم تصويرها لاحقًا بواسطة المسبار كاسيني. تمتلئ المناطق الملتوية بالتلال وتقطعها الوديان والشقوق.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=https://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm |عنوان=Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land |تاريخ=July 23, 2006 |ناشر=Science Daily |تاريخ الوصول=2007-08-27 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181106182625/https://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm | تاريخ أرشيف = 6 نوفمبر 2018 }}</ref> وهي متقاطعة في أماكن بواسطة خطوط داكنة—معالم طوبوجرافية متعرجة تشبه النتوءات الجبلية والصدوع. هذه ربما تمثل النشاط [[تكتونيات|التكتوني]]، والتي من الممكن أنها تشير إلى أن زانادو هي منطقة حديثة جيولوجيًا، وبدلًا من ذلك قد تكون هذه الخطوط قنوات تكونت بواسطة سوائل، وهو ما يشير إلى تضاريس قديمة تم قطعها بواسطة أنظمة تدفقية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |إظهار المؤلفين=8 |مؤلف1-الأخير=Barnes |مؤلف1-الأول=Jason W. |مؤلف2-الأخير=Brown |مؤلف2-الأول=Robert H. |مؤلف3-الأخير=Soderblom |مؤلف3-الأول=Laurence |مؤلف4-الأخير=Buratti |مؤلف4-الأول=Bonnie J. |مؤلف5-الأخير=Sotin |مؤلف5-الأول=Christophe |مؤلف6-الأخير=Rodriguez |مؤلف6-الأول=Sebastien |مؤلف7-الأخير=Le Mouèlic |مؤلف7-الأول=Stephane |مؤلف8-الأخير=Baines |مؤلف8-الأول=Kevin H. |مؤلف9-الأخير=Clark |مؤلف9-الأول=Roger |الأخير10=Nicholson |الأول10=Phil |تاريخ=2006 |عنوان=Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS |doi=10.1016/j.icarus.2006.08.021 |صحيفة=Icarus |العدد=1 |المجلد=186 |مسار=http://c3po.barnesos.net/publications/papers/Titan.spectral.diversity.pdf |صيغة=PDF |تاريخ أرشيف=2011-07-25 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20110725155935/http://c3po.barnesos.net/publications/papers/Titan.spectral.diversity.pdf |تاريخ الوصول=2007-08-27 |صفحات=242–258 |bibcode=2007Icar..186..242B |url-status=dead}}</ref> هناك مناطق داكنة ذات أحجام مماثلة في أماكن أخرى على تيتان تم رصدها من على الأرض وبواسطة كاسيني؛ واحدة منها على الأقل هي [[لايجيا ماري]]، ثاني أكبر بحر على تيتان، وهو تقريبًا بحر من الميثان النقي.<ref name="methane sea">{{استشهاد بخبر |الأخير=Klotz |الأول=Irene |مسار=http://www.space.com/32741-one-of-titans-strange-seas-is-nearly-pure-methane.html |عنوان=One of Titan |عمل=Discovery News |ناشر=Space.com |تاريخ=28 April 2016 |تاريخ الوصول=2016-05-01 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170404044600/http://www.space.com/32741-one-of-titans-strange-seas-is-nearly-pure-methane.html?utm_content=bufferff5c1&utm_medium=social&utm_source=facebook.com&utm_campaign=buffer&cmpid=514630 | تاريخ أرشيف = 04 أبريل 2017 }}</ref><ref name="Le Gall 2016">{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission |صحيفة=Journal of Geophysical Research |تاريخ=25 February 2016 |الأخير=Le Gall |الأول=A. |مؤلف2-الأخير=Malaska |مؤلف2-الأول=M. J. |doi=10.1002/2015JE004920 |مسار=https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1002/2015JE004920 |تاريخ الوصول=2016-05-01 |bibcode = 2016JGRE..121..233L |إظهار المؤلفين=etal |المجلد=121 |صفحات=233–251| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180104222121/http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2015JE004920/full | تاريخ أرشيف = 4 يناير 2018 }}</ref>

{|class="wikitable"
|- style="text-align:center"
|[[ملف:Titan2005.jpg|مركز|تصغير]]
|[[ملف:Titan multi spectral overlay.jpg|مركز|تصغير]]
|[[ملف:Titan globe m.jpg|مركز|تصغير]]
|[[ملف:PIA20016-SaturnMoon-Titan-20151113.jpg|مركز|تصغير]]
|-
|فسيفساء تيتان من كاسيني في فبراير 2005. المنطقة الداكنة الكبيرة هي [[شانجري-لا (تيتان)|شانجري-لا]].
|صورة تيتان بالألوان الزائفة تُظهر تفاصيل السطح والغلاف الجوي مع [[زانادو (تيتان)|زانادو]] في المنطقة الساطعة في الوسط-اليمين.
|صورة عالمية لتيتان، فسيفساء من صور الأشعة تحت الحمراء مع التسميات.
|تيتان كما يُرى بواسطة الأشعة تحت الحمراء.
|}

=== البحيرات ===
{{مفصلة|بحيرات تيتان}}
[[ملف:PIA10008 Seas and Lakes on Titan.jpg|تصغير|فسيفساء رادارية بالألوان الزائفة للمنطقة القطبية الشمالية لتيتان. اللون الأزرق يشير إلى انعكاسية الرادار المنخفضة المتسبب فيها البحار ال[[هيدروكربون]]ية والبحيرات وشبكات [[رافد (نهر)|الرافد]] المملوءة بال[[إيثان]] السائل وال[[ميثان]] وال[[نيتروجين]] المتحلل.<ref name="Coustenis155" /> البحر [[كراكن ماري]] يظهر نصفه تقريبًا أسفل اليسار، بينما [[لايجيا ماري]] في أسفل اليمين.]]
[[ملف:HRICoastLineMoasic H.jpg|تصغير|فسيفساء لثلاثة صور التقطها المسبار [[هويجنز (مسبار فضائي)|هويجنز]] لنظام القنوات على تيتان.]]
تم اقتراح احتمالية وجود بحار [[هيدروكربون]]ية على تيتان بناءً على بيانات [[برنامج فوياجر|ڤوياجر]] [[فوياجر 1|1]] و[[فوياجر 2|2]] التي أظهرت أن تيتان لديه غلاف جوي سميك مُكَوَّن تقريبًا من درجة الحرارة والمُرَكَّبات المناسبة لدعمه، ولكن لم يتم الحصول على أدلة مباشرة حتى 1995 عندما أشارت بيانات من هابل ومراصد أخرى إلى وجود الميثان السائل على تيتان، إما في جيوب منفصلة أو على نطاق محيطات بعرض القمر، بشكل مماثل للمياه على الأرض.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Dermott |الأول=S. F. |مؤلف-وصلة=Carl Sagan |مؤلف2-الأخير=Sagan |مؤلف2-الأول=C. |تاريخ=1995 |عنوان=Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan |صحيفة=Nature |المجلد=374 |صفحات=238–240 |doi=10.1038/374238a0 |pmid=7885443 |العدد=6519 |bibcode=1995Natur.374..238D }}</ref>

وقد أكدت مهمة كاسيني الفرضية السابقة، فعندما وصل المسبار إلى نظام زحل 2004 كان من المأمول أن يتم الكشف عن البحيرات والمحيطات الهيدروكربونية من خلال انعكاس ضوء الشمس على سطحها، ولكن لم يتم رصد أية [[انعكاس منتظم|انعكاسات منتظمة]] في البداية.<ref>{{استشهاد ويب |الأول=Henry |الأخير=Bortman |مسار=http://saturn.astrobio.net/news/article81.html |عنوان=Titan: Where's the Wet Stuff? |تاريخ=November 2, 2004 |ناشر=Astrobiology Magazine |تاريخ أرشيف=2006-11-03 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20061103235110/http://saturn.astrobio.net/news/article81.html |تاريخ الوصول=2007-08-28 }}</ref> وبالقرب من القطب الجنوبي لتيتان تم التعرف على مَعلم داكن مبهم تمت تسميته [[أونتاريو لاكوس]]<ref>{{استشهاد بخبر |مسار=https://www.planetary.org/news/2005/0628_Dark_Spot_Near_the_South_Pole_A.html |عنوان=Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan? |الأخير=Lakdawalla |الأول=Emily |مؤلف-وصلة=Emily Lakdawalla |ناشر=The Planetary Society |تاريخ=June 28, 2005 |تاريخ أرشيف=2011-06-05 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20110605101239/http://www.planetary.org/news/2005/0628_Dark_Spot_Near_the_South_Pole_A.html |تاريخ الوصول=2006-10-14 |url-status=dead}}</ref> (تم التأكد فيما بعد من أنه بحيرة).<ref name="NASA.20080730">{{استشهاد ويب |عنوان=NASA Confirms Liquid Lake On Saturn Moon |تاريخ=2008 |ناشر=NASA |مسار=https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20080730.html |تاريخ الوصول=2009-12-20 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190109125729/https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20080730.html | تاريخ أرشيف = 9 يناير 2019 }}</ref> كما تم تحديد ضفة محتملة بالقرب من القطب بواسطة التصوير الراداري.<ref>{{استشهاد ببيان صحفي |مسار=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829 |عنوان=NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan |تاريخ=September 16, 2005 |ناشر=Jet Propulsion Laboratory |تاريخ الوصول=2006-10-14 |تاريخ أرشيف=30 مايو 2012 |مسار أرشيف=https://archive.today/20120530031240/http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829 |url-status=dead }}</ref> بعد طيران منخفض في 22 يوليو 2006 حيث صور رادار المسبار كاسيني خطوط العرض الشمالية (التي كانت في ذلك الوقت في فصل الشتاء)، كما شوهدت عدة بقع كبيرة ملساء (وبالتالي داكنة بالنسبة للرادار) تُنَقط السطح بالقرب من القطب.<ref name="PIA08630">{{استشهاد ويب |مسار=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08630 |عنوان=PIA08630: Lakes on Titan |ناشر=NASA/JPL |عمل=Planetary Photojournal |تاريخ الوصول=2006-10-14 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180723184748/https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08630 | تاريخ أرشيف = 23 يوليو 2018 }}</ref> وبناءً على الرصد، أعلن العلماء «دليل نهائي على بحيرات مملوءة بالميثان على قمر زحل تيتان» في يناير 2007.<ref name="NatureDefinitive">{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=The lakes of Titan |الأخير=Stofan |الأول=E. R. |مؤلف2-الأخير=Elachi |مؤلف2-الأول=C. |مؤلف3-الأخير=Lunine |مؤلف3-الأول=J. I. |مؤلف4-الأخير=Lorenz |مؤلف4-الأول=R. D. |مؤلف5-الأخير=Stiles |مؤلف5-الأول=B. |مؤلف6-الأخير=Mitchell |مؤلف6-الأول=K. L. |مؤلف7-الأخير=Ostro |مؤلف7-الأول=S. |مؤلف8-الأخير=Soderblom |مؤلف8-الأول=L. |مؤلف9-الأخير=Wood |مؤلف9-الأول=C. | إظهار المؤلفين=8 |العدد=1 |المجلد=445 |صفحات=61–64 |صحيفة=Nature |تاريخ=2007 |doi=10.1038/nature05438 |pmid=17203056 |bibcode=2007Natur.445...61S  }}</ref><ref>{{استشهاد ويب |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=1258 |عنوان=Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature |ناشر=NASA/JPL |تاريخ=January 3, 2007 |تاريخ الوصول=2007-01-08 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20100226133405/http://www.jpl.nasa.gov:80/news/features.cfm?feature=1258 | تاريخ أرشيف = 26 فبراير 2010 }}</ref> وخلص فريق كاسيني-هويجنز إلى أن المعالم المصورة هي بالتأكيد تقريبًا البحيرات الهيدروكربونية التي طال البحث عنها، وهي أول أجسام مستقرة لسطح سائل يتم العثور عليها خارج الأرض.<ref name="NatureDefinitive" /> ويبدو أن بعضها يمتلك قنوات مرتبطة بالسائل كامنة في الانخفاضات الطوبوجرافية.<ref name="NatureDefinitive" /> ويبدو أن عوامل ال[[تعرية]] السائلة قد حدثت مؤخرًا، فالقنوات في بعض المناطق تسببت بشكل مفاجئ في تعرية ضئيلة، مما يشير إلى أن التعرية على تيتان بطيئة جدًا، أو أن بعض الظواهر الحديثة ربما تكون قد محت مجاري الأنهار القديمة والمعالم الأرضية.<!--<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.saturntoday.com/news/viewpr.html?pid=37865 |عنوان=River networks on Titan point to a puzzling geologic history |ناشر=MIT |تاريخ=July 20, 2012 |تاريخ الوصول=2012-07-23 | مسار أرشيف = http://web.archive.org/web/20121006025915/http://www.saturntoday.com/news/viewpr.html?pid=37865 | تاريخ أرشيف = 06 أكتوبر 2012 }}</ref>--><ref name="puzzling geologic" /> وقد أظهر رصد رادار كاسيني أن البحيرات تغطي فقط بضعة في المئة من السطح، مما يجعل تيتان أكثر جفافًا من الأرض.<ref>{{استشهاد بخبر |مسار=https://www.newscientist.com/article/mg21128201-600-ethane-lakes-in-a-red-haze-titans-uncanny-moonscape/?ignored=irrelevant |عنوان=Ethane lakes in a red haze: Titan's uncanny moonscape |عمل=New Scientist |الأخير=Hecht |الأول=Jeff |تاريخ=July 11, 2011 |تاريخ الوصول=2011-07-25 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140819105301/http://www.newscientist.com/article/mg21128201.600-ethane-lakes-in-a-red-haze-titans-uncanny-moonscape.html?page=2 | تاريخ أرشيف = 19 أغسطس 2014 }}</ref> معظم البحيرات تتركز بالقرب من القطبين (حيث أن النقص النسبي في ضوء الشمس يمنع التبخر)، ولكن تم اكتشاف العديد من البحيرات الهيدروكربونية طويلة الأمد في المناطق الاستوائية الصحراوية، بما في ذلك واحدة بالقرب من موقع هبوط المسبار هويجنز في منطقة [[شانجري-لا (تيتان)|شانجري-لا]]، وهي تقارب نصف حجم [[البحيرة المالحة الكبرى]] في ولاية يوتا الأمريكية. البحيرات الاستوائية هي «[[واحة|واحات]]» على الأرجح، أي أنها موارد [[طبقة المياه الجوفية|جوفية]] محتملة تحت الأرض.<ref>{{استشهاد ببيان صحفي |عنوان=Tropical Methane Lakes on Saturn's Moon Titan |مؤلف=Jet Propulsion Laboratory |ناشر=SpaceRef |تاريخ=2012 |مسار=http://spaceref.com/news/viewpr.html?pid=37429 |تاريخ الوصول=2014-03-02 |تاريخ أرشيف=26 يوليو 2020 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20200726093924/http://spaceref.com/news/viewpr.html?pid=37429 |url-status=dead }}</ref>

{{عدة صور|caption_align=center
 | align             = right
 | direction         = vertical
 | background color  =
 | header_background = 
 | header_align      = <!-- center (default), left, right -->
 | header            = 
 | width             = 400
 | image1            = PIA18430-SaturnMoon-Titan-EvolvingFeature-20140821.jpg
 | width1            =
 | alt1              = 
 | link1             = File:PIA18430-SaturnMoon-Titan-EvolvingFeature-20140821.jpg
 | caption1          = 
 | image2            = PIA20021-SaturnMoonTitan-MagicIsland-20160302.jpg
 | width2            =
 | alt2              = 
 | link2             = File:PIA20021-SaturnMoonTitan-MagicIsland-20160302.jpg
 | caption2          = 
 | footer_background = 
 | footer_align      = center
 | footer            = تطور مَعلم في [[لايجيا ماري]].
}}
وفي يونيو 2008 أكد مطياف رسم الخرائط البصرية والأشعة تحت الحمراء (Visible and Infrared Mapping Spectrometer-VIMS) على كاسيني وجود الإيثان السائل بدون شك في أونتاريو لاكوس.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Scientists Confirm Liquid Lake, Beach on Saturn's Moon Titan |الأخير=Hadhazy |الأول=Adam |مسار=https://www.scientificamerican.com/article/liquid-lake-on-titan/ |عمل=Scientific American |تاريخ=2008 |تاريخ الوصول=2008-07-30 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160831014948/http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=liquid-lake-on-titan | تاريخ أرشيف = 31 أغسطس 2016 }}</ref> وفي 21 ديسمبر 2008 مرت كاسيني مباشرة فوق أونتاريو لاكوس ورصدت انعكاس منتظم في الرادار. وقد أشبعت قوة الانعكاس مستقبِل المسبار، مما يشير إلى أن مستوى البحيرة لم يتغير بأكثر من 3 مم (مما يعني إما أن الرياح السطحية كانت ضئيلة، أو أن السائل الهيدروكربوني للبحيرة لزج).<ref name="New Scientist">{{استشهاد بخبر |الأخير=Grossman |الأول=Lisa |عنوان=Saturn moon's mirror-smooth lake 'good for skipping rocks' |عمل=New Scientist |تاريخ=August 21, 2009 |مسار=https://www.newscientist.com/article/dn17665-saturn-moons-mirror-smooth-lake-good-for-skipping-rocks/ |تاريخ الوصول=2009-11-25 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150427005027/http://www.newscientist.com/article/dn17665-saturn-moons-mirrorsmooth-lake-good-for-skipping-rocks.html | تاريخ أرشيف = 27 أبريل 2015 }}</ref><ref name="Wye">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Wye |الأول=L. C. |مؤلف2-الأخير=Zebker |مؤلف2-الأول=H. A. |مؤلف3-الأخير=Lorenz |مؤلف3-الأول=R. D. |عنوان=Smoothness of Titan's Ontario Lacus: Constraints from Cassini RADAR specular reflection data |صحيفة=Geophysical Research Letters |المجلد=36 |العدد=16 |صفحات=L16201 |تاريخ=2009 |doi=10.1029/2009GL039588 |bibcode=2009GeoRL..3616201W }}</ref>

إن الانعكاسات المنتظمة تدل على وجود سطح أملس يشبه المرآة، وبالتالي فإن الرصد يؤكد الاستنتاج بشأن وجود جسم سائل كبير من تصوير الرادار. وقد تم عمل هذا الرصد بعد فترة وجيزة من ظهور المنطقة القطبية الشمالية بعد 15 عامًا من الظلام الشتوي.
[[ملف:Specular Spectacular (PIA18432).jpg|تصغير|الإشعاع القريب من الأشعة تحت الحمراء من الشمس ينعكس من بحار تيتان الهيدروكربونية.]]

وفي 8 يوليو 2009 رصد (VIMS) انعكاس منتظم يدل على وجود سطح أملس مثل المرآة، لما ما يسمى اليوم [[جينجبو لاكوس|چينجپو لاكوس]]، وهي بحيرة في المنطقة القطبية الشمالية بعد وقت قصير من ظهور المنطقة بعد 15 عامًا من الظلام الشتوي.<ref name="press">{{استشهاد ويب |الأخير=Cook |الأول=J.-R. C. |عنوان=Glint of Sunlight Confirms Liquid in Northern Lake District of Titan |عمل=Cassini mission page |ناشر=NASA |تاريخ=December 17, 2009 |مسار=https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini20091217.html |تاريخ الوصول=2009-12-18 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180604065928/https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini20091217.html | تاريخ أرشيف = 4 يونيو 2018 }}</ref><ref name="VIMS_specular">{{استشهاد ويب |الأخير=Lakdawalla |الأول=Emily |مؤلف-وصلة=Emily Lakdawalla |عنوان=Cassini VIMS sees the long-awaited glint off a Titan lake |عمل=The Planetary Society Blog |ناشر=Planetary Society |تاريخ=December 17, 2009 |مسار=https://www.planetary.org/articles/2267 |تاريخ الوصول=2009-12-17 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190509021408/http://planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2009/2267.html | تاريخ أرشيف = 9 مايو 2019 }}</ref>

وقد أظهرت قياسات الرادار المبكرة التي أجريت في يوليو 2009 ويناير 2010 أن أونتاريو لاكوس ضحلة للغاية، ويبلغ متوسط عمقها 0.4–3 متر، والعمق الأقصى من 3 إلى 7 أمتار (9.8 إلى 23.0 قدم).<ref name=sdc20101217/> وفي مقابل ذلك تم رسم خريطة [[لايجيا ماري]] في نصف تيتان الشمالي في البداية إلى أعماق تتجاوز 8 أمتار، وهو الحد الأقصى الذي يمكن تمييزه بواسطة جهاز الرادار وتقنيات التحليل في ذلك الوقت.<ref name=sdc20101217>{{استشهاد ويب |الأخير=Wall |الأول=Mike |عنوان=Saturn Moon's 'Lake Ontario': Shallow and Virtually Wave-free |عمل=Space.Com web site |تاريخ=December 17, 2010 |مسار=http://www.space.com/10512-saturn-moon-lake-ontario-shallow-virtually-wave-free.html |تاريخ الوصول=2010-12-19 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181106182153/https://www.space.com/10512-saturn-moon-lake-ontario-shallow-virtually-wave-free.html | تاريخ أرشيف = 6 نوفمبر 2018 }}</ref> وفي التحليل العلمي اللاحق الذي صدر في 2014 خريطة أكثر اكتمالًا لأعماق بحار تيتان الميثانية الثلاثة أظهر أعماقًا تصل لأكثر من 200 متر (660 قدم). يتراوح عمق لايجيا ماري من 20 إلى 40 متر (من 66 إلى 131 قدم)، في حين أن أجزاءً أخرى من لايجيا لم تسجل أي انعكاس راداري على الإطلاق، مما يشير إلى عمق يزيد عن 200 متر. في حين أن لايجيا ثاني أكبر بحيرة ميثانية على تيتان «تحتوي على ميثان سائل يكفي لملء ثلاثة [[بحيرة ميشيغين|بحيرات ميتشجان]]».<ref name="مولد تلقائيا1">
{{استشهاد بخبر |مؤلف1-الأخير=Crockett|مؤلف1-الأول=Christopher |عنوان=Cassini maps depths of Titan’s seas |مسار=https://www.sciencenews.org/article/cassini-maps-depths-titan%E2%80%99s-seas |تاريخ الوصول=2014-11-18 |عمل=ScienceNews |تاريخ=2014-11-17 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180809111449/https://www.sciencenews.org/article/cassini-maps-depths-titan’s-seas | تاريخ أرشيف = 09 أغسطس 2018 |url-status=dead}}</ref>

وأثناء طيران منخفض في 26 سپتمبر 2012 اكتشف رادار كاسيني في المنطقة القطبية الشمالية لتيتان ما يُحتمل أنه نهر طوله أكثر من 400 كيلومتر. وقد تمت مقارنته مع أطول نهر على الأرض [[نهر النيل|النيل]]، وهذا المَعلم متصل بلايجيا ماري.<ref name="NASA.20080730" /> ولاحقًا نُشرت ورقة («أخاديد مملوءة بالسوائل على تيتان»)<ref>Valerio Poggiali, Marco Mastrogiuseppe, Alexander G. Hayes, Roberto Seu, Samuel P. D. Birch, Ralph Lorenz, Cyril Grima, Jason D. Hofgartner, "Liquid-filled Canyons on Titan", 9 August 2016, http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL069679/abstract {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20171210224117/http://onlinelibrary.wiley.com:80/doi/10.1002/2016GL069679/abstract|date=2017-12-10}}</ref> في رسائل البحوث الجيوفيزيائية في 9 أغسطس 2016 قدمت تقريرًا عن رصد رادار كاسيني في مايو 2013 رصد مقياس الارتفاع لقنوات ڤيد فلومينا (Vid Flumina)، عُرِّفَت على أنها شبكة تصريف متصلة بلايجيا ماري. أظهر تحليل مقياس الارتفاع أن القنوات تقع في أعماق (تصل إلى ~570 م ارتفاعًا) أخاديد منحدرة الجوانب ولها انعكاسات براقة سطحية قوية تشير إلى أنها حاليًا مملوءة بالسوائل. وارتفاعات السوائل في هذه القنوات عند نفس المستوى كما في لايجيا ماري إلى داخل دِقة عمودية تبلغ حوالي 0.7 م، بما يتسق مع تفسير وديان الأنهار الغارقة، كما تم أيضًا رصد انعكاسات منتظمة في روافد مرتفعة ذات تنظيم أقل وهي أعلى من مستوى لايجيا ماري، وهو ما يتسق مع التغذية التصريفية في نظام القنوات الرئيسي. وهذا من المحتمل أنه أول دليل مباشر على وجود قنوات سائلة على تيتان وأول رصد يصل لعمق مائة متر في أخاديد تيتان. وبالتالي فأخاديد ڤيد فلومينا غرقت في البحر ولكن هناك عدد قليل من الرصد المنفصل يثبت وجود سوائل سطحية على ارتفاعات أعلى.

وخلال ستة مرات من الطيران المنخفض على تيتان من 2006 إلى 2011 جمع كاسيني تتبع القياس الإشعاعي وبيانات الملاحة البصرية والتي من خلالها يستطيع المحققين تقريبًا استنتاج تغيير شكل تيتان. كثافة تيتان متسقة مع جسمه الذي يتكون من 60% صخور و40% مياه، وتشير تحليلات الفريق إلى أن سطح تيتان يمكن أن يرتفع وينخفض بمقدار 10 أمتار خلال كل مدار. هذه الدرجة من الاعوجاج تشير إلى أن باطن تيتان لدِن نسبيًا، وأن نموذج تيتان الأكثر احتمالًا هو قشرة جليدية سُمكها عشرات الكيلومترات تطفو فوق محيط عالمي.<ref name="Tides">{{استشهاد بخبر |الأول=Sid |الأخير=Perkins |عنوان=Tides turn on Titan |تاريخ=June 28, 2012 |مسار=https://www.nature.com/news/tides-turn-on-titan-1.10917 |عمل=Nature |تاريخ الوصول=2012-06-29 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170729163300/http://www.nature.com/news/tides-turn-on-titan-1.10917 | تاريخ أرشيف = 29 يوليو 2017 }}</ref> النتائج التي توصل إليها الفريق مع نتائج الدراسات السابقة تشير إلى أن محيط تيتان ربما لا يبعد أكثر من 100 كم (62 ميل) تحت سطحه.<ref name="Tides" /><ref name="Titan ocean of water">{{استشهاد ويب |الأخير=Puiu |الأول=Tibi |عنوان=Saturn's moon Titan most likely harbors a subsurface ocean of water |عمل=zmescience.com web site |تاريخ=June 29, 2012 |مسار=https://www.zmescience.com/research/studies/titan-subsurface-ocean-of-water-23323/ |تاريخ الوصول=2012-06-29 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190111092915/https://www.zmescience.com/research/studies/titan-subsurface-ocean-of-water-23323/ | تاريخ أرشيف = 11 يناير 2019 }}</ref> وفي 2 يوليو أعلنت [[ناسا]] أن المحيط بداخل تيتان قد يكون مالحًا مثل [[البحر الميت]].<ref name="NASA-20140702">{{استشهاد ويب |الأخير=Dyches |الأول=Preston |مؤلف2-الأخير=Brown |مؤلف2-الأول=Dwayne |عنوان=Ocean on Saturn Moon Could be as Salty as the Dead Sea |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/ocean-on-saturn-moon-could-be-as-salty-as-the-dead-sea/ |تاريخ=July 2, 2014 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=July 2, 2014 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170611110631/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-217 | تاريخ أرشيف = 11 يونيو 2017 }}</ref><ref name="ICARUS-2014">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Mitri |الأول=Giuseppe |مؤلف2-الأخير=Meriggiola |مؤلف2-الأول=Rachele |مؤلف3-الأخير=Hayes |مؤلف3-الأول=Alex |مؤلف4-الأخير=Lefevree |مؤلف4-الأول=Axel |مؤلف5-الأخير=Tobie | مؤلف5-الأول=Gabriel |مؤلف6-الأخير=Genovad |مؤلف6-الأول=Antonio |مؤلف7-الأخير=Lunine |مؤلف7-الأول=Jonathan I. |مؤلف8-الأخير=Zebker |مؤلف8-الأول=Howard |عنوان=Shape, topography, gravity anomalies and tidal deformation of Titan |تاريخ= 2014 |صحيفة=[[Icarus (journal)|Icarus]] |doi=10.1016/j.icarus.2014.03.018 |المجلد=236 |صفحات=169–177 |bibcode = 2014Icar..236..169M }}</ref> وفي 3 سپتمبر 2014 أعلنت ناسا عن دراسات تشير إلى أن ال[[ميثان]] المتهاطل على تيتان ربما يتفاعل مع طبقة من المواد الجليدية تحت الأرض، سُميت «ألكانوفر» (alkanofer) لإنتاج ال[[إيثان]] و[[بروبان|الپروپان]] اللذان ربما يغذيان في النهاية الأنهار والبحيرات.<ref name="NASA-20140903">{{استشهاد ويب |الأخير=Dyches |الأول=Preston |مؤلف2-الأخير=Mousis |مؤلف2-الأول=Olivier |مؤلف3-الأخير=Altobelli |مؤلف3-الأول=Nicolas |عنوان=Icy Aquifers on Titan Transform Methane Rainfall |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/icy-aquifers-on-titan-transform-methane-rainfall/ |تاريخ=September 3, 2014 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=September 4, 2014 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170404044059/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-294 | تاريخ أرشيف = 4 أبريل 2017 }}</ref>

وفي 2016 عثرت كاسيني على أول دليل على وجود قنوات مملوءة بالسوائل على تيتان، في سلسلة من الأخاديد العميقة المنحدرة المتدفقة إلى [[لايجيا ماري]]. هذه الشبكة من الأخاديد التي يُطلق عليها اسم ڤيد فلومينا يتراوح عمقها بين 240 و570 مترًا ولها جوانب منحدرة بزاوية 40° درجة. يُعتقد أنها قد تكونت إما من خلال ارتفاع القشرة مثل [[الأخدود العظيم|الجراند كانيون]] على الأرض، أو بانخفاض مستوى سطح البحر، أو ربما مزيجًا من الاثنين. ويشير عمق التعرية إلى أن التدفقات السائلة في هذا الجزء من تيتان هي معالم طويلة الأمد وأنها تستمر لآلاف السنين.<ref>{{استشهاد ويب|عنوان=Cassini Finds Flooded Canyons on Titan|مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/cassini-finds-flooded-canyons-on-titan/|ناشر=NASA|سنة=2016|تاريخ الوصول=2016-08-12| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180909103821/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2016-207 | تاريخ أرشيف = 9 سبتمبر 2018 }}</ref>

{|class="wikitable"
|-
|[[ملف:PIA12481 Titan specular reflection.jpg|مركز|لاإطار|upright=0.75]]
|[[ملف:Liquid lakes on titan.jpg|مركز|لاإطار|upright=0.625]]
|-|
|صورة لانعكاس الأشعة تحت الحمراء المنتظم على [[جينجبو لاكوس|چينجپو لاكوس]] وهي بحيرة في المنطقة القطبية الشمالية لتيتان.
|رسم منظوري لرؤية الرادار ل[[بولسينا لاكوس]] (أسفل اليمين) وغيرها من البحيرات الهيدروكربونية في نصف تيتان الشمالي.
|-
|[[ملف:Titan 2009-01 ISS polar maps.jpg|مركز|لاإطار|upright=1.5]]
|[[ملف:Titan S. polar lake changes 2004-5.jpg|مركز|لاإطار|upright=1.5]]
|-
|صور متباينة لعددٍ من البحيرات في نصف تيتان الشمالي (يسار) ونصفه الجنوبي (يمين).
|صورتان لنصف تيتان الجنوبي تفصل بينهما سنة واحدة، تُظهران التغييرات في البحيرات القطبية الجنوبية.
|}
<!-- avoids horizontal scrollbar -->

=== الفوهات الصدمية ===
[[ملف:Titancrater.jpg|تصغير|صورة ب[[رادار الفتحة التركيبية]] لفوهة صدمية قُطرها 139 كم<ref name="Wood2009" /> على سطح تيتان، تُظهر أرضية ملساء وحافة وعرة و[[فوهة مركبة|قمة مركزية]] محتملة.]]
كشف [[رادار الفتحة التركيبية]] وبيانات التصوير من كاسيني عدد قليل من [[فوهة صدمية|الفوهات الصدمية]] على سطح تيتان.<ref name="puzzling geologic" /> ويبدو أن هذه الاصطدامات حديثة نسبيًا مقارنة بعمر تيتان.<ref name="puzzling geologic" /> عدد قليل من الفوهات الصدمية تم اكتشافها من بينها حوض صدمي مزدوج الحلقات عرضه 440 كم (270 ميل) سُميّ [[مينرفا (فوهة)|مينرڤا]] (Menrva) شوهد بواسطة (ISS) في كاسيني كنمط مركزي ساطع-داكن.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07365 |عنوان=PIA07365: Circus Maximus |ناشر=NASA |عمل=Planetary Photojournal |تاريخ الوصول=2006-05-04 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170823064435/https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07365 | تاريخ أرشيف = 23 أغسطس 2017 }}</ref> كما تم رصد أيضًا فوهة أرضية مسطحة أصغر حجمًا عرضها 60 كم (37 ميل) سُميت «سينلاپ» (Sinlap)<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07368 |عنوان=PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket |ناشر=NASA |عمل=Planetary Photojournal |تاريخ الوصول=2006-05-04 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170724000504/https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07368 | تاريخ أرشيف = 24 يوليو 2017 }}</ref> وحفرة أخرى 30 كم (19 ميل) لها [[فوهة مركبة|قمة مركزية]] وأرضية داكنة سُميت «كسا» (Ksa).<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08737 |عنوان=PIA08737: Crater Studies on Titan |ناشر=NASA |عمل=Planetary Photojournal |تاريخ الوصول=2006-09-15 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170825084813/https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08737 | تاريخ أرشيف = 25 أغسطس 2017 }}</ref> كما كشف أيضًا التصوير الراداري وكاسيني معالم «أشكال تشبه الفوهات» دائرية على سطح تيتان قد تكون لها علاقة بالاصطدامات، إلا أنها تفتقر إلى بعض المعالم التي يمكن أن تؤكد ذلك. على سبيل المثال رصد كاسيني حلقة من المواد الساطعة الوعرة عرضها 90 كم (56 ميل) عُرفت باسم [[جوابونيتو]].<ref name="Guabonito">{{استشهاد ويب |مسار=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08425 |عنوان=PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu |ناشر=NASA |عمل=Planetary Photojournal |تاريخ الوصول=2006-09-26 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170724002043/https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08425 | تاريخ أرشيف = 24 يوليو 2017 }}</ref> يُعتقد أن هذا المَعلم هو فوهة صدمية امتلأت برواسب داكنة بفعل الرياح. تم رصد أيضًا عدة معالم مماثلة في المنطقتين الداكنتين [[شانجري-لا (تيتان)|شانجري-لا]] وآرو (Aaru). ورصد الرادار العديد من المعالم الدائرية التي من المحتمل أن تكون فوهات في المنطقة الساطعة [[زانادو (تيتان)|زانادو]] أثناء طيران كاسيني المنخفض على تيتان في 30 أبريل 2006.<ref name="Xcraters">{{استشهاد ويب |مسار=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08429 |عنوان=PIA08429: Impact Craters on Xanadu |ناشر=NASA |عمل=Planetary Photojournal |تاريخ الوصول=2006-09-26 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170724002025/https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08429 | تاريخ أرشيف = 24 يوليو 2017 }}</ref>

[[ملف:PIA19052-SaturnMoon-Titan-LigeiaMare-SAR&DespeckledViews-20150212.jpg|تصغير|[[لايجيا ماري]] - [[رادار الفتحة التركيبية|SAR]] ورؤية أكثر وضوحًا وأقل ضجيجًا.<ref name="Lucas2014">{{استشهاد بدورية محكمة | مؤلف1-الأخير = Lucas | إظهار المؤلفين = 1 | مؤلف2-الأخير = et al | سنة = 2014 | عنوان = Insights into Titan's geology and hydrology based on enhanced image processing of Cassini RADAR data | صحيفة = Journal of Geophys. Research | المجلد =  119| صفحات =  2149–2166| doi = 10.1002/2013JE004584 }}</ref>]]
العديد من الفوهات أو الفوهات المحتملة على تيتان تظهر فيها أدلة على تعرية واسعة، وجميعها تُظهر دلالات على تغييرات قد طرأت عليها.<ref name="Wood2009" /> معظم الفوهات الكبيرة قد تم خرقها أو لها حواف غير مكتملة، على الرغم من حقيقة أن بعض الفوهات على تيتان لديها حواف أضخم نسبيًا من تلك الموجودة في أي مكان آخر في النظام الشمسي. هناك القليل من الأدلة على تكوين الصخر التحولي المتحفظ من خلال استرخاء المرونة اللزوجية القشرية، على عكس الأقمار الجليدية الكبيرة الأخرى.<ref name="Wood2009" /> معظم الفوهات تفتقر إلى قمم مركزية ولها أرضية ملساء، وربما يرجع ذلك إلى تأثير الاصطدام أو إلى ثوران [[بركان بارد|حمم البراكين الباردة]] لاحقًا. إن التغييرات التي تُحدثها العمليات الجيولوجية المختلفة هي أحد أسباب الانخفاض النسبي للفوهات على تيتان. كما أن الحماية التي يوفرها الغلاف الجوي هي أيضًا تلعب دورًا. ويقدر أن الغلاف الجوي لتيتان يقلل عدد الفوهات على سطحه بنسبة الثُلثين.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Ivanov |الأول=B. A. |مؤلف2-الأخير=Basilevsky |مؤلف2-الأول=A. T. |مؤلف3-الأخير=Neukum |مؤلف3-الأول=G. |تاريخ=1997 |عنوان=Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan |مسار=https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_1997-08_45_8/page/993 |صحيفة=Planetary and Space Science |المجلد=45 |العدد=8 |صفحات=993–1007 |doi=10.1016/S0032-0633(97)00044-5 |bibcode=1997P&SS...45..993I | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220603084320/https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_1997-08_45_8/page/993 | تاريخ أرشيف = 3 يونيو 2022 }}</ref>

وقد أشارت التغطية المحدودة لتيتان بواسطة الرادار عالي الدقة التي تم اجراءها خلال 2007 (22%) إلى وجود غير موحد في توزيع الفوهات. [[زانادو (تيتان)|فزانادو]] لديها 2-9 مرات فوهات أكثر من أي مكان آخر. ونصف تيتان القائد (المواجه لزحل) لديه كثافة أعلى بنسبة 30% من نصفه التابع (البعيد عن زحل). وهناك كثافة أقل للفوهات في مناطق الكثبان الاستوائية وفي المنطقة القطبية الشمالية (حيث البحيرات والبحار الهيدروكربونية أكثر انتشارًا).<ref name="Wood2009">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Wood |الأول=C. A. |مؤلف2-الأخير=Lorenz |مؤلف2-الأول=R. |مؤلف3-الأخير=Kirk |مؤلف3-الأول=R. |مؤلف4-الأخير=Lopes |مؤلف4-الأول=R. |مؤلف5-الأخير=Mitchell |مؤلف5-الأول=K. |مؤلف6-الأخير=Stofan |مؤلف6-الأول=E. |مؤلف7=The Cassini RADAR Team |عنوان=Impact craters on Titan |صحيفة=[[Icarus (journal)|Icarus]] |المجلد=206 |العدد=1 |صفحات=334–344 |ناشر=[[إلزيفير]] |تاريخ=September 6, 2009 |doi=10.1016/j.icarus.2009.08.021 |bibcode=2010Icar..206..334L }}</ref>

وتشير نماذج ما قبل كاسيني لمسارات وزوايا الاصطدامات إلى أنه عندما يضرب الجسم المصطدم القشرة الجليدية، تبقي كمية صغيرة من المقذوفات كماء سائل داخل الفوهة. ويمكن أن تستمر كسائل لقرون أو أكثر، وهذا كافٍ لـ«تركيب جزيئات طليعية بسيطة لأصل الحياة».<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Artemieva |الأول=Natalia |مؤلف2-الأخير=Lunine |مؤلف2-الأول=Jonathan |تاريخ=2003 |عنوان=Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics |صحيفة=Icarus |المجلد=164 |العدد=2 |صفحات=471–480 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00148-9 |bibcode=2003Icar..164..471A }}</ref>

=== البراكين الباردة والجبال ===
{{مفصلة|بركان بارد}}
[[ملف:Tortola Facula in infrared.jpg|تصغير|يمين|صورة قريبة من الأشعة تحت الحمراء لتورتولا فاكولا، يُعتقد أنه [[بركان بارد]] محتمل.]]
تكهن العلماء لفترة طويلة أن الظروف على تيتان تشبه تلك التي كانت موجودة على الأرض في وقت مبكر من عمرها، ولكن عند درجة حرارة أقل بكثير، وقد حدد الكشف عن الأرجون-40 في غلاف تيتان الجوي في 2004 أن البراكين قد أنشأت أعمدة من «الحمم» مُكَّوَنة من ال[[ماء]] وال[[أمونيا]]ك.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Owen |الأول=Tobias |عنوان=Planetary science: Huygens rediscovers Titan |صحيفة=Nature |المجلد=438 |صفحات=756–757 |تاريخ=2005 |doi=10.1038/438756a |pmid=16363022 |العدد=7069 |bibcode=2005Natur.438..756O }}</ref> وكشفت الخرائط العالمية لتوزيع البحيرات على سطح تيتان أنه لا يوجد ما يكفي من ال[[ميثان]] لحساب استمرار وجوده في غلافه الجوي. وبالتالي هذا جزء هام يجب إضافته من خلال العمليات البركانية.<ref name="rain">{{استشهاد ويب |عنوان=Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill The Lakes |مؤلف=Media Relations Office: Cassini Imaging Central Laboratory For Operations |ناشر=Space Science Institute, Boulder, Colorado |تاريخ=2009 |مسار=http://ciclops.org/view.php?id=5471&js=1 |تاريخ الوصول=2009-01-29 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180628233426/http://ciclops.org/view.php?id=5471&js=1 | تاريخ أرشيف = 28 يونيو 2018 }}</ref>

ومع ذلك هناك قِلة من المعالم السطحية التي يمكن تفسيرها بشكل واضح على أنها [[بركان بارد|براكين باردة]].<ref name="Moore2008">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Moore |الأول=J.M. |مؤلف2-الأخير=Pappalardo |مؤلف2-الأول=R.T. |عنوان=Titan: Callisto With Weather? |تاريخ=2008 |صحيفة=American Geophysical Union, Fall Meeting 2008 |المجلد=11 |صفحة=6 |bibcode=2008AGUFM.P11D..06M}}</ref> واحدة من أوائل المعالم التي كشف عنها رصد رادار [[كاسيني-هويجنز|كاسيني]] في 2004 يُسمى [[جانسا ماكيولا]]، وهو يشبه المعالم الجغرافية التي تُسمى [[قبة بانكيك|قبة پانكيك]] التي اكتُشفت على [[الزهرة]]، كان يُعتقد في البداية أنها براكين باردة في الأصل، حتى قام كيرك وآخرون بدحض هذه الفرضية في الاجتماع السنوي للإتحاد الجيولوجي الأمريكي في ديسمبر 2008. وقد تبين أن هذه المعالم ليست قبة على الإطلاق، ولكن يبدو أنها نتيجة لمزيج عرضي من البقع الساطعة والداكنة.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications |الأخير=Neish |الأول=C.D. |مؤلف2-الأخير=Lorenz |مؤلف2-الأول=R.D. |مؤلف3-الأخير=O'Brien |مؤلف3-الأول=D.P. |عمل=Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Observatoire de la Cote d'Azur |مسار=https://aas.org/publications/baas/v37n3/dps2005/257.htm |تاريخ=2005 |تاريخ الوصول=2007-08-27 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20070814122704/http://www.aas.org/publications/baas/v37n3/dps2005/257.htm |تاريخ أرشيف=August 14, 2007 |url-status=dead}}</ref><ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Genesa Macula Isn't A Dome |الأخير=Lakdawalla |الأول=Emily |مؤلف-وصلة=Emily Lakdawalla |ناشر=The Planetary Society |تاريخ=2008 |مسار=https://www.planetary.org/blog/article/00001771 |تاريخ الوصول=2009-01-30 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20120220053817/http://www.planetary.org/blog/article/00001771/ | تاريخ أرشيف = 20 فبراير 2012 |url-status=dead}}</ref> وفي 2004 كشف كاسيني أيضًا عن مَعلم ساطع بشكل غير عادي (سُمي «تورتولا فاكولا»، "Tortola Facula") وقد تم تفسيره على أنه قبة بركان بارد.<ref name="Sotin2005">{{استشهاد بدورية محكمة| مؤلف1-الأخير = Sotin | مؤلف1-الأول = C.| مؤلف2-الأخير = Jaumann | مؤلف2-الأول = R.| مؤلف3-الأخير = Buratti | مؤلف3-الأول = B.| مؤلف4-الأخير = Brown | مؤلف4-الأول = R.| مؤلف5-الأخير = Clark | مؤلف5-الأول = R.| مؤلف6-الأخير = Soderblom | مؤلف6-الأول = L.| مؤلف7-الأخير = Baines | مؤلف7-الأول = K.| مؤلف8-الأخير = Bellucci | مؤلف8-الأول = G.| مؤلف9-الأخير = Bibring | مؤلف9-الأول = J.| الأخير10 = Capaccioni | الأول10 = F.| الأخير11 = Cerroni | الأول11 = P.| الأخير12 = Combes | الأول12 = M.| الأخير13 = Coradini | الأول13 = A.| الأخير14 = Cruikshank | الأول14 = D. P.| الأخير15 = Drossart | الأول15 = P.| الأخير16 = Formisano | الأول16 = V.| الأخير17 = Langevin | الأول17 = Y.| الأخير18 = Matson | الأول18 = D. L.| الأخير19 = McCord | الأول19 = T. B.| last20 = Nelson | first20 = R. M.| الأخير21 = Nicholson | الأول21 = P. D.| الأخير22 = Sicardy | الأول22 = B.| الأخير23 = Lemouelic | الأول23 = S.| الأخير24 = Rodriguez | الأول24 = S.| الأخير25 = Stephan | الأول25 = K.| الأخير26 = Scholz | الأول26 = C. K.| عنوان = Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan| صحيفة = Nature| المجلد = 435| العدد = 7043| صفحات = 786–789| سنة = 2005| pmid = 15944697| doi = 10.1038/nature03596|bibcode = 2005Natur.435..786S }}</ref> ولا توجد معالم مماثلة تم تحديدها اعتبارًا من 2010.<ref name="LeCorre">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=LeCorre |الأول=L. |مؤلف2-الأخير=LeMouélic |مؤلف2-الأول=S. |مؤلف3-الأخير=Sotin |مؤلف3-الأول=C. |عنوان=Cassini/VIMS observations of cryo-volcanic features on Titan |تاريخ=2008 |مسار=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1932.pdf |صيغة=PDF |صحيفة=Lunar and Planetary Science |المجلد=XXXIX | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160303234809/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1932.pdf | تاريخ أرشيف = 3 مارس 2016 }}</ref> وفي ديسمبر 2008 أعلن علماء الفلك عن اكتشاف اثنين من «البقع الساطعة» من المفترض أنها قصيرة العمر إلا أنها طويلة العمر بشكل غير عادي في غلاف تيتان الجوي، والتي تبدو أنها دائمة جدًا على أن يتم تفسيرها على أنها مجرد نمط من أنماط الطقس، مما يشير إلى أنها كانت نتيجة لحلقات البراكين الباردة المستمرة.<ref name="longstaff">{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Is Titan (cryo)volcanically active? |الأخير=Longstaff |الأول=Alan |عمل=Royal Observatory, Greenwich ([[Astronomy Now]]) |تاريخ=February 2009 |صفحة=19 }}</ref>

وفي مارس 2009 تم الإعلان عن أشكال تشبه تدفقات الحمم البركانية في منطقة تُسمى «هوتي آركوس» (Hotei Arcus)، والتي يبدو أن درجة سطوعها تتغير على مدى عدة أشهر، بالرغم من أن هناك العديد من الظواهر المقترحة لتفسير هذا التغير، تدفقات الحمم البركانية تم العثور عليها وهي تصل لارتفاع 200 متر (660 قدم) فوق سطح تيتان، بما يتفق مع أنها ثارت من تحت السطح.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Giant 'ice flows' bolster case for Titan's volcanoes |الأخير=Shiga |الأول=David |صحيفة=NewScientist |تاريخ=March 28, 2009 }}</ref>

كما اكتشف كاسيني في 2006 سلسلة جبال طولها 150 كم (93 ميل) وعرضها 30 كم (19 ميل) وارتفاعها 1.5 كم (0.93 ميل)، هذه السلسلة موجودة في نصف تيتان الجنوبي ويُعتقد أنها تتكون من مواد جليدية ومغطاة بجليد الميثان، كما أن حركة الصفائح التكتونية ربما تكون تأثرت بحوض صدمي قريب، من الممكن أن تكون فتحت فجوة تدفقت المواد الجبلية عبرها إلى أعلى.<ref>{{استشهاد بخبر |مسار=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6174501.stm |عنوان=Mountain range spotted on Titan |عمل=BBC News |تاريخ=December 12, 2006 |تاريخ الوصول=2007-08-06 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180809111523/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6174501.stm | تاريخ أرشيف = 09 أغسطس 2018 }}</ref> قبل كاسيني افترض العلماء أن معظم الطوبوجرافيا على تيتان قد تكون تضاريس صدمية، حتى الآن هذه الاكتشافات تكشف أنها مماثلة للأرض، فالجبال تكونت من خلال العمليات الجيولوجية.<ref>{{استشهاد بخبر |مسار=https://www.newswise.com/articles/mountains-discovered-on-saturns-largest-moon |عنوان=Mountains Discovered on Saturn's Largest Moon |عمل=Newswise |تاريخ الوصول=2008-07-02 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20171014234412/http://www.newswise.com//articles/view/536441/ | تاريخ أرشيف = 14 أكتوبر 2017 }}</ref> وفي ديسمبر 2010 أعلن فريق مهمة كاسيني عن اكتشاف أكثر البراكين الباردة المحتملة أهمية حتى الآن، سُمى [[سوترا باتيرا|سوترا پاتيرا]]، وهو واحد من سلسلة مكونة من ثلاثة جبال على الأقل، ارتفاع كل منهم بين 1000 و1500 متر، منهم ما تعلوه فوهات كبيرة، والأرض حول أساساتهم تبدو مكسوة بتدفقات حمم متجمدة.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Saturn Moon Has Ice Volcano—And Maybe Life? |الأول=Richard A. |الأخير=Lovett |عمل=National Geographic |مسار=https://www.nationalgeographic.com/news/2010/12/101215-saturn-moon-titan-ice-volcano-nasa-science-pictures/ |تاريخ=2010 |تاريخ الوصول=2010-12-19 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181201005120/https://news.nationalgeographic.com/news/2010/12/101215-saturn-moon-titan-ice-volcano-nasa-science-pictures/ | تاريخ أرشيف = 1 ديسمبر 2018 }}</ref>

معظم قمم تيتان الأكثر ارتفاعًا واقعة بالقرب من خط استواءه في ما يسمى «أحزمة ريدج». ويُعتقد أنها مماثلة لجبال الأرض المطوية مثل [[جبال روكي|الروكي]] وال[[هملايا|هيمالايا]]، التي تكونت بواسطة تصادم وانبعاج الصفائح التكتونية، أو إلى [[اندساس|مناطق اندساس]] مثل ال[[أنديز]]، حيث تدفقات الحمم الباردة من صفيحة منحدرة تصعد إلى السطح. واحدة من الآليات المحتملة لتكونها هي قوة المد والجرز من زحل. لأن وشاح تيتان الجليدي أقل لزوجة من وشاح الصهارة الأرضي، ولأن صخر القاعدة الجليدي أكثر نعومة من صخر ال[[جرانيت]] الأرضي، فمن غير المرجح أن تصل الجبال إلى ارتفاعات شاهقة مثل تلك الموجودة على الأرض. وفي 2016 أعلن فريق كاسيني عن ما يعتقدون أنه أعلى جبل على تيتان. يقع في سلسلة [[جبال ميثريم]]، ارتفاعه 3,337 متر.<ref>{{استشهاد ويب|عنوان=Cassini Spies Titan's Tallest Peaks|مسار=https://www.nasa.gov/feature/jpl/cassini-spies-titans-tallest-peaks/|ناشر=NASA|سنة=2016|تاريخ الوصول=2016-08-12| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180907175714/https://www.nasa.gov/feature/jpl/cassini-spies-titans-tallest-peaks/ | تاريخ أرشيف = 7 سبتمبر 2018 }}</ref>

[[ملف:Sotra Facula.jpg|تصغير|صورة ثلاثية الأبعاد بالألوان الزائفة من VIMS للبركان البارد المحتمل [[سوترا باتيرا|سوترا پاتيرا]]، مبنية على بيانات الرادار، تُظهر قمم ارتفاعها 1000 متر وفوهة عمقها 1500 متر.]]
إذا كان النشاط البركاني على تيتان موجود بالفعل، فإن الفرضية هي أنه مدفوع من خلال الطاقة المنبعثة من انحلال العناصر المشعة داخل الوشاح، كما هو الحال على الأرض.<ref name="longstaff" /> الصهارة على الأرض مكونة من الصخور السائلة وهي أقل كثافة من القشرة الصخرية الصلبة التي تمر من خلالها عندما تثور. ولأن الجليد أقل كثافة من الماء فإن الصهارة المائية على تيتان تكون أكثر كثافة من قشرته الجليدية الصلبة. وهذا يعني أن البراكين الباردة على تيتان تتطلب قدرًا كبيرًا من الطاقة الإضافية للعمل، التي من المحتمل أنها تأتي من ثني المد والجزر من زحل المجاور.<ref name="longstaff" /> ويمكن للجليد ذو الضغط المنخفض الذي يغطي طبقة سائلة من [[كبريتات الأمونيوم]] أن يطفو صعودًا، نظام غير مستقر يمكن أن يصنع أحداثًا عمودية بشكل مفاجئ. تيتان يعاد تشكيل سطحه من خلال عملية تحدث بواسطة حُبيبات الجليد و رماد كبريتات الأمونيوم، مما يساعد على إنتاج مناظر طبيعية على [[عوامل ريحية|شكل رياح]] ومعالم الكثبان الرملية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Fortes |الأول=A. D. |مؤلف2-الأخير=Grindroda |مؤلف2-الأول=P.M. |مؤلف3-الأخير=Tricketta |مؤلف3-الأول=S. K. |مؤلف4-الأخير=Vočadloa |مؤلف4-الأول=L. |تاريخ=May 2007 |عنوان=Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism |صحيفة=Icarus |المجلد=188 |العدد=1 |صفحات=139–153 |doi=10.1016/j.icarus.2006.11.002 |bibcode=2007Icar..188..139F }}</ref>

في 2008 اقترح چيفري مور (عالم جيولوجيا الكواكب في [[مركز أميس للأبحاث]]) رؤية بديلة لجيولوجيا تيتان. ذاكرًا أنه لم يتم تحديد أي معالم بركانية بشكل لا لبس فيه على تيتان حتى الآن، وقد أكد أن تيتان هو عالم ميت جيولوجيًا وأن سطحه يتشكل فقط من خلال الاصطدامات النيزكية و[[عوامل ريحية|العوامل الريحية]] والنهرية والإهدار الجماعي بالإضافة إلى عوامل أخرى خارجية المنشأ. ووفقًا لهذه الفرضية فالميثان لا ينبعث من البراكين ولكنه ينتشر ببطء خارجًا من باطن تيتان البارد والصلب. وجانسا ماكيولا من الممكن أن تكون فوهة صدمية متآكلة بواسطة الكثبان الداكنة في مركزها. ويمكن تفسير السلاسل الجبلية التي تم رصدها في بعض المناطق على أنها منحدرات شديدة التحلل من الفوهات الصدمية متعددة الحلقات أو نتيجة للانكماش العالمي الذي يرجع لتباطؤ التبريد في المناطق الداخلية. وحتى في هذه الحالة لا زال من الممكن أن يكون لدى تيتان محيط داخلي مُكَّون من مزيج ماء-أمونياك انصهاري درجة حرارته تبلغ {{حول|176|K|C}}، وهي منخفضة بما فيه الكفاية ليتم تفسيرها بواسطة انحلال العناصر المشعة في النواة. وقد تكون تضاريس زانادو الساطعة متحللة بشكل كبير يماثل تلك التي رُصدت على سطح [[كاليستو (قمر)|كاليستو]]. وبما أن هناك نقص في الغلاف الجوي كاليستو كان من الممكن أن يساهم كنموذج لجيولوجيا تيتان في هذا السيناريو. چيفري مور حتى يسمي تيتان «كاليستو مع طقس».<ref name="Moore2008" /><ref name="Lakdawalla2008">{{استشهاد ويب |الأخير=Lakdawalla |الأول=Emily |مؤلف-وصلة=Emily Lakdawalla |عنوان=AGU: Titan: Volcanically active world, or "Callisto with weather? |مسار=https://www.planetary.org/blog/article/00001775 |تاريخ الوصول=2010-10-11 |ناشر=The Planetary Society |تاريخ=December 17, 2008 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20120318214648/http://www.planetary.org/blog/article/00001775/ | تاريخ أرشيف = 18 مارس 2012 |url-status=dead}}</ref>

العديد من الجبال والتلال الأكثر بروزًا على تيتان تم تسميتها أسماء رسمية من قبل [[الاتحاد الفلكي الدولي]]. ووفقًا ل[[مختبر الدفع النفاث]] «بموجب اتفاقية، الجبال على تيتان سُميت على أسماء الجبال في [[الأرض الوسطى]]، المكان الخيالي في الروايات الخيالية التي كتبها [[جون رونالد تولكين|جون آر. آر. تولكين]]». وقد تم تسمية كوليز (Colles) -وهي مجموعات من التلال- على أسماء شخصيات من نفس أعمال تولكين.<ref name="jrr">{{استشهاد |عنوان=Mountains of Titan Map – 2016 Update |مسار=https://solarsystem.nasa.gov/resources/10071/mountains-of-titan-map-2016-update/ |ناشر=[[مختبر الدفع النفاث]] |تاريخ=23 March 2016 |تاريخ الوصول=31 October 2016 |تاريخ أرشيف=17 يوليو 2017 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20170717082304/https://saturn.jpl.nasa.gov/resources/71/ |حالة المسار=dead }}</ref>

=== التضاريس الداكنة ===
[[ملف:Titan dunes crop.png|تصغير|يمين|الكثبان الرملية في [[صحراء ناميب]] على الأرض (الصورة العلوية) مقارنةً مع الكثبان في منطقة بيليت على تيتان.]]
في الصور الأولى لسطح تيتان التي التقطتها التلسكوپات الأرضية في السنوات الأولى من القرن الحادي والعشرين، ظهرت مناطق كبيرة من التضاريس الداكنة متداخلة مع خط الاستواء.<ref name="Roe">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Roe |الأول=H. G. |تاريخ=2004 |bibcode=2004GeoRL..3117S03R |عنوان=A new 1.6-micron map of Titan's surface |صحيفة=Geophys. Res. Lett. |المجلد=31 |العدد=17 |صفحة=L17S03 |doi=10.1029/2004GL019871 }}</ref> قبل وصول كاسيني كان يُعتقد أن هذه المناطق هي بحار من الهيدروكربونات السائلة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=The Glitter of Distant Seas |الأخير=Lorenz |الأول=R. |صحيفة=Science |تاريخ=2003 |المجلد=302 |صفحات=403–404 |doi=10.1126/science.1090464 |pmid=14526089 |العدد=5644 }}</ref> وقد أظهرت صور الرادار التي التقطها كاسيني أن بعض هذه المناطق هي سهول واسعة مغطاة [[كثيب|بكثبان]] طولية يصل ارتفاعها إلى {{حول|330|ft|m|abbr=on}}.<ref name="Saharan" /> وعرضها كيلومتر تقريبًا وطولها من عشرات إلى مئات الكيلومترات.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Lorenz |الأول=R. D. |عنوان=Winds of Change on Titan |وصلة=https://archive.org/details/sim_science_2010-07-30_329_5991/page/519 |صحيفة=Science |المجلد=329 |العدد=5991 |صفحات=519–20 |تاريخ=July 30, 2010 |pmid=20671175 |doi=10.1126/science.1192840 |bibcode=2010Sci...329..519L }}</ref> الكثبان من هذا النوع عادةً ما تتراصف مع متوسط اتجاه الرياح. في حالة تيتان تتجمع الرياح الإقليمية الثابتة (نحو الشرق) مع رياح المد والجزر المتغيرة (تُقدر بـ0.5 متر في الثانية).<ref name="Lorenz2006" /> الرياح المَدّية هي نتيجة ل[[قوة المد والجزر]] من زحل على غلاف تيتان الجوي، والتي هي أقوى بـ400 مرة من قوة المد والجزر من القمر على الأرض وتتجه إلى دفع الرياح نحو خط الاستواء. ونمط الرياح هذا، نظريًا، يدفع المواد الحُبيبية على السطح لبناء تدريجي في الكثبان المتوازية الطويلة المتراصفة من الغرب إلى الشرق. هذه الكثبان تتكسر حول الجبال حيث يتغير اتجاه الرياح.

كان يُفترض في البداية أن الكثبان الطولية (أو الخطية) تتشكل بواسطة الرياح المتغيرة المعتدلة التي تذهب في اتجاه واحد متوسط أو إلى اتجاه بديل بين اتجاهين مختلفين. ويشير الرصد اللاحق إلى أن الكثبان تشير إلى الشرق رغم أن المحاكاة المناخية تُظهر أن الرياح السطحية لتيتان تهب باتجاه الغرب عند أقل من متر واحد في الثانية، فهي ليست قوية بما فيه الكفاية لرفع ونقل المواد السطحية. وتشير محاكاة الكمبيوتر الحديثة إلى أن الكثبان ربما تكون نتيجة لرياح عاصفة نادرة تحدث مرة واحدة فقط كل خمسة عشر سنة عندما يكون تيتان في [[اعتدال شمسي|الاعتدال]].<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Violent Methane Storms on Titan May Explain Dune Direction |ناشر=Spaceref |تاريخ=2015 |مسار=http://spaceref.com/saturn/violent-methane-storms-on-titan-may-explain-dune-direction.html |تاريخ الوصول=2015-04-19 |تاريخ أرشيف=26 يوليو 2020 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20200726093914/http://spaceref.com/saturn/violent-methane-storms-on-titan-may-explain-dune-direction.html |حالة المسار=dead }}</ref> هذه العواصف ينتج عنها جيوب هوائية، وهي تتدفق نحو الشرق عند ارتفاع 10 أمتار في الثانية عندما تصل إلى السطح.

«الرمال» على تيتان من المحتمل أنها لا تتركب من الحبيبات الصغيرة من ال[[سيليكات]] مثل الرمال على الأرض.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Cassini Sees the Two Faces of Titan's Dunes |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/cassini-sees-the-two-faces-of-titans-dunes/ |ناشر=JPL, NASA | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170601014956/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2012-021 | تاريخ أرشيف = 1 يونيو 2017 }}</ref> ولكن بالأحرى ربما تكون قد تكونت عندما هطل الميثان السائل و[[حت]] صخر القاعدة الجليدي، ربما على هيئة فيضانات مفاجئة. ومن الممكن بدلًا من ذلك أن الرمال جاءت من مواد عضوية صلبة أنتجتها تفاعلات كيميائية ضوئية في غلاف تيتان الجوي.<ref name="Saharan">{{استشهاد بخبر |عنوان=Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan |مسار=http://www.space.com/2371-saharan-sand-dunes-saturn-moon-titan.html |الأول=Sara |الأخير=Goudarzi |ناشر=[[SPACE.com]] |تاريخ=May 4, 2006 |تاريخ الوصول=2007-08-06 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180822030111/https://www.space.com/2371-saharan-sand-dunes-saturn-moon-titan.html | تاريخ أرشيف = 22 أغسطس 2018 }}</ref><ref name="Lorenz2006">{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes |الأخير=Lorenz |الأول=RD |مؤلف2-الأخير=Wall |مؤلف2-الأول=S |مؤلف3-الأخير=Radebaugh |مؤلف3-الأول=J |مؤلف4-الأخير=Boubin |مؤلف4-الأول=G |مؤلف5-الأخير=Reffet |مؤلف5-الأول=E |مؤلف6-الأخير=Janssen |مؤلف6-الأول=M |مؤلف7-الأخير=Stofan |مؤلف7-الأول=E |مؤلف8-الأخير=Lopes |مؤلف8-الأول=R |مؤلف9-الأخير=Kirk |مؤلف9-الأول=R | إظهار المؤلفين=8 |صحيفة=Science |تاريخ=2006 |المجلد=312 |صفحات=724–727 |doi=10.1126/science.1123257 |pmid=16675695 |العدد=5774 |bibcode=2006Sci...312..724L }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Linear Dunes on Titan |الأخير=Lancaster |الأول=N. |صحيفة=Science |تاريخ=2006 |المجلد=312 |صفحات=702–703 |doi=10.1126/science.1126292 |pmid=16675686 |العدد=5774 }}</ref> وكشفت الدراسات التي أُجريت على تركيب الكثبان في مايو 2008 عن أنها لديها مياه أقل من بقية تيتان، وبالتالي هي على الأرجح مأخوذة من [[سناج|السخام]] العضوي مثل المبلمرات الهيدروكربونية التي تتجمع معًا بعد أن تمطر على السطح.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Titan's Smoggy Sand Grains |ناشر=JPL, NASA |تاريخ=2008 |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=1679 |تاريخ الوصول=2008-05-06 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20120331012244/http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=1679 | تاريخ أرشيف = 31 مارس 2012 }}</ref> وتشير الحسابات إلى أن الرمال على تيتان لها ثلث كثافة الرمال الأرضية.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Dunes on Titan need firm winds to move |ناشر=Spaceref |تاريخ=2015 |مسار=http://spaceref.com/saturn/dunes-on-titan-need-firm-winds-to-move.html |تاريخ الوصول=2015-04-23 |تاريخ أرشيف=26 يوليو 2020 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20200726093918/http://spaceref.com/saturn/dunes-on-titan-need-firm-winds-to-move.html |حالة المسار=dead }}</ref> إن الكثافة المنخفضة بالاشتراك مع جفاف تيتان ربما تجعل الحبيبات تتجمع معًا بسبب تراكم الكهرباء الساكنة. و«الالتصاق» قد يجعل من الصعب على النسيم المعتدل العام القريب من السطح أن ينقل الكثبان على الرغم من رياح أكثر قوة من العواصف الموسمية قد لا تزال تدفعها نحو الشرق.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |عنوان=Electrified sand could explain Titan's backward dunes |صحيفة=New Scientist |تاريخ=1 April 2017 |صفحات=18 }}</ref>

== الرصد والاستكشاف ==
[[ملف:Titan's thick haze layer-picture from voyager1.jpg|تصغير|رؤية [[فوياجر 1|ڤوياجر 1]] للغبش على طرف تيتان (1980).]]
تيتان ليس مرئيًا أبدًا للعين المجردة، ولكن يمكن رصده من خلال [[مقراب|التلسكوپات]] الصغيرة أو [[منظار|المناظير]] القوية. الرصد من قبل الهواة صعب بسبب قرب تيتان من عالَم [[زحل]] المتألق ونظامه الحلقي؛ ويمكن تحسين المشاهدة كثيرًا عن طريق تغطية العدسة العينية باستخدام شريط حاجب من أجل حجب الكوكب الساطع.<ref>{{استشهاد بكتاب |الأخير=Benton |الأول=Julius L. Jr. |صفحات=141–146 |مسار=http://www.springerlink.com/content/t7887977563172w5/ |عنوان=Saturn and How to Observe It |تاريخ=2005 |ناشر=Springer |مكان=London |isbn=978-1-84628-045-0 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200310000537/http://www.springerlink.com/content/t7887977563172w5/ | تاريخ أرشيف = 10 مارس 2020 | تاريخ الوصول =  أكتوبر 2020  |url-status=dead}}</ref> تيتان لديه [[قدر ظاهري]] +8.2،<ref name="arval">{{استشهاد ويب |عنوان=Classic Satellites of the Solar System |مسار=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm |ناشر=Observatorio ARVAL |تاريخ الوصول=2010-06-28 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181019050557/http://www.oarval.org:80/ClasSaten.htm | تاريخ أرشيف = 19 أكتوبر 2018 }}</ref> وقدر معاكس متوسط 8.4<ref name="jpl-sat">{{استشهاد ويب |عنوان=Planetary Satellite Physical Parameters |ناشر=[[مختبر الدفع النفاث]] (Solar System Dynamics) |مسار=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par |تاريخ=April 3, 2009 |تاريخ الوصول=2010-06-29 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190104060318/https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par | تاريخ أرشيف = 4 يناير 2019 }}</ref> وهذا بالمقارنة مع +4.6<ref name="jpl-sat" /> للقمر ذو الحجم المماثل [[غانيميد|جانيميد]]، في [[أقمار المشتري|نظام چوڤيان]].

كان رصد تيتان قبل عصر الفضاء محدودًا. في 1907 رصد الفلكي الإسپاني چوزيپ كوماس آي سولا [[سواد الأطراف|سواد أطراف]] تيتان، أول دليل على أن هذا الجسم لديه غلاف جوي. وفي 1944 استخدم [[جيرارد كايبر|جيرارد كايپر]] [[مطيافية|تقنية مطيافية]] للكشف عن الغلاف الجوي الميثاني.<ref name="Kuiper">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Kuiper |الأول=G. P. |تاريخ=1944 |عنوان=Titan: a Satellite with an Atmosphere |صحيفة=Astrophysical Journal |المجلد=100 |doi=10.1086/144679 |صفحة=378 |bibcode=1944ApJ...100..378K }}</ref>

[[ملف:NASA-Cassini-Saturn-TitanFlybyTests-20140617.jpg|تصغير|يمين|دراسات إشارة الراديو لطيران [[كاسيني-هويجنز|كاسيني]] المنخفض (مفهوم فنان).]]
كان أول مسبار يزور نظام زحل هو [[بيونير 11|پيونير 11]] في 1979، والذي كشف أن تيتان ربما يكون باردًا جدًا لدعم الحياة.<ref>{{استشهاد ويب |تاريخ=March 26, 2007 |عنوان=The Pioneer Missions |ناشر=NASA, Jet Propulsion Laboratory |عمل=Pioneer Project |مسار=https://www.nasa.gov/centers/ames/missions/archive/pioneer.html |تاريخ الوصول=2007-08-19 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181223151213/https://www.nasa.gov/centers/ames/missions/archive/pioneer.html | تاريخ أرشيف = 23 ديسمبر 2018 }}</ref> والتقط صورًا لتيتان، متضمنة تيتان وزحل معًا من منتصف إلى أواخر 1979.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Pioneer XI |ناشر=NASA |عمل=Photo Index |مسار=ftp://ftp.hq.nasa.gov/pub/pao/images/index/photoindex/pioneer11.htm |تاريخ الوصول=2007-08-19 }}{{وصلة مكسورة}}</ref> وسرعان ما تجاوزت الجودة بواسطة [[برنامج فوياجر|الڤوياجرين]] الاثنين.

تمت دراسة تيتان بواسطة كلٌ من ڤوياجر [[فوياجر 1|1]] و[[فوياجر 2|2]] في 1980 و1981 على التوالي، وتم تصميم مسار ڤوياجر 1 لإتاحة الفرصة للطيران المنخفض الأمثل، حيث أن المسبار الفضائي كان قادرًا على تحديد كثافة وتكوين ودرجة حرارة الغلاف الجوي والحصول على قياس دقيق لكتلة تيتان.<ref name="Bell2015">{{استشهاد بكتاب|مؤلف=Bell, Jim |عنوان=The Interstellar Age: Inside the Forty-Year Voyager Mission|مسار=https://books.google.com/books?id=KXPoAwAAQBAJ&pg=PT93|تاريخ=24 February 2015|ناشر=Penguin Publishing Group|isbn=978-0-698-18615-6|صفحة=93| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200116045543/https://books.google.com/books?id=KXPoAwAAQBAJ&pg=PT93 | تاريخ أرشيف = 16 يناير 2020 }}</ref> وقد حال ال[[غبش]] دون التصوير المباشر للسطح، على الرغم من أن المعالجة الرقمية الكثيفة للصور التي اتخذت من خلال المُرشَح البرتقالي لڤوياجر 1 كشفت عن تلميحات للمعالم الساطعة والداكنة المعروفة الآن باسم [[زانادو (تيتان)|زانادو]] و[[شانجري-لا (تيتان)|شانجري-لا]]،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Richardson |الأول=J. |مؤلف2-الأخير=Lorenz |مؤلف2-الأول=Ralph D. |مؤلف3-الأخير=McEwen |مؤلف3-الأول=Alfred |عنوان=Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images |صحيفة=Icarus |تاريخ=2004 |المجلد=170 |العدد=1 |صفحات=113–124 |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.010 |bibcode=2004Icar..170..113R }}</ref> والتي رُصدت بالأشعة تحت الحمراء من قبل تلسكوپ هابل الفضائي. بينما ڤوياجر 2 والذي كان من الممكن تحويله لتنفيذ طيران منخفض على تيتان في حال لم يتمكن ڤوياجر 1 من ذلك، لم يمر بالقرب من تيتان واستمر في طريقه إلى أورانوس ونپتون.<ref name="Bell2015"/>{{صفحات مرجع|94}}

=== كاسيني-هويجنز ===
{{مفصلة|كاسيني-هويجنز|هويجنز (مسبار فضائي)}}
{{صورة مزدوجة|يسار|Titan and rings PIA14909.jpg|125|PIA08391 Epimetheus, Rings and Titan.jpg|175|صورة التقطها كاسيني لتيتان أمام [[حلقات زحل]].|صورة التقطها كاسيني لتيتان خلف [[إبيميثيوس (قمر)|إيمثيوس]] والحلقات.}}
حتى مع البيانات التي قدمها الڤوياجران ظل تيتان جسمًا غامضًا—قمر كبير مغلف بغلاف جوي يجعل الرصد التفصيلي صعبًا. الغموض الذي أحاط بتيتان منذ رصده في القرن الـ17 بواسطة [[كريستيان هوغنس|كريستيان هويجنز]] و[[جيوفاني دومينيكو كاسيني|جيوڤاني كاسيني]] تم الكشف عنه بواسطة مسبار فضائي حمل اسميهما تكريمًا لهما.

وصل المسبار الفضائي كاسيني-هويجنز إلى زحل في 1 يوليو 2004، وبدأ عملية رسم خرائط سطح تيتان بواسطة [[رادار الفتحة التركيبية|الرادار]]. وقد حقق المشروع المشترك بين [[وكالة الفضاء الأوروبية|وكالة الفضاء الأوروپية]] و[[ناسا]] مهمة ناجحة جدًا. وقد حلّق المسبار كاسيني فوق تيتان في 26 أكتوبر 2004 والتقط صورًا هي الأعلى دقة لسطح تيتان على الإطلاق على بُعد 1,200 كم (750 ميل) فقط، بقع ساطعة وداكنة مميزة والتي هي غير مرئية لعين الإنسان.

وفي 22 يوليو 2006 تم تحقيق أول هدف لكاسيني عن طريق الطيران المنخفض على بُعد 950 كم (590 ميل) عن تيتان؛ وكان أقرب طيران منخفض عند 880 كم (550 ميل) في 21 يونيو 2010.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Cassini Equinox Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010 |ناشر=NASA/JPL |مسار=https://solarsystem.nasa.gov/missions/cassini/overview/ |تاريخ الوصول=2010-07-08 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160305005433/http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/flybys/titan20100621/ | تاريخ أرشيف = 5 مارس 2016 }}</ref> تم العثور على السوائل بوفرة على السطح في المنطقة القطبية الشمالية، على هيئة بحيرات وبحار عديدة اكتُشفت بواسطة كاسيني.<ref name="PIA08630"/>

==== هبوط هويجنز ====
{{عدة صور
| align = left
| image1 = Huygens surface color.jpg
| width1 = 150
| alt1 = 
| caption1 = صورة هويجنز [[في الموقع]] من على سطح تيتان، الصورة الوحيدة على سطح جسم أبعد من المريخ.
| image2 = Huygens_surface_color_sr.jpg
| width2 = 150
| alt2 = 
| caption2 = نفس الصورة مع تحسين التباين.
| footer = 
}}
هبط المسبار [[هويجنز (مسبار فضائي)|هويجنز]]<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأول=Steve |الأخير=Lingard |مؤلف2-الأخير=Norris |مؤلف2-الأول=Pat |مسار=http://www.ingenia.org.uk/ingenia/articles.aspx?Index=317 |عنوان=How To Land on Titan |العدد=23 |تاريخ=June 2005 |ناشر=Ingenia |تاريخ الوصول=2009-01-11 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150924035125/http://www.ingenia.org.uk/ingenia/articles.aspx?Index=317 | تاريخ أرشيف = 24 سبتمبر 2015 }}</ref> على تيتان في 14 يناير 2005، واكتشف أن العديد من المعالم السطحية تبدو أنها تشكلت بواسطة السوائل في مرحلة ما في الماضي.<ref name="huygens_picture_saturn">{{استشهاد ويب |مسار=https://solarsystem.nasa.gov/missions/cassini/overview/ |عنوان=Cassini at Saturn: Introduction |تاريخ الوصول=2007-09-06 |ناشر=NASA, Jet Propulsion Laboratory | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20090403131313/http://saturn.jpl.nasa.gov:80/operations/index.cfm | تاريخ أرشيف = 3 أبريل 2009 }}</ref> تيتان هو الجسم الأكثر بُعدًا عن الأرض الذي هبط على سطحه مسبار فضائي.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.spacetoday.org/SolSys/Saturn/SaturnHuygens.html |عنوان=Huygens Exposes Titan's Surface |تاريخ الوصول=2007-08-19 |عمل=Space Today | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161115135847/http://www.spacetoday.org:80/SolSys/Saturn/SaturnHuygens.html | تاريخ أرشيف = 15 نوفمبر 2016 }}</ref>

هبط المسبار هويجنز قبالة الطرف الشرقي الأقصى للمنطقة الساطعة التي تُسمى الآن [[أديري]]. قام المسبار بتصوير تلال شاحبة مع «أنهار» داكنة تجري إلى أسفل نحو سهل داكن. الفهم الحالي هو أن التلال (يشار إليها أيضًا بالمرتفعات) مكونة أساسًا من الجليد. المُركبات العضوية الداكنة التي تكونت في الغلاف الجوي العُلوي بواسطة أشعة الشمس فوق البنفسجية، ربما تكون قد هطلت من غلاف تيتان الجوي. وغسلت أسفل التلال بواسطة أمطار الميثان وأُودعت على السهول على المقاييس الزمنية الجيولوجية.<ref name="Seeing_Touching_Titan-ESA">{{استشهاد بخبر |مسار=http://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cassini-Huygens/Seeing_touching_and_smelling_the_extraordinarily_Earth-like_world_of_Titan |عنوان=Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan |ناشر=ESA News, European Space Agency |تاريخ=January 21, 2005 |تاريخ الوصول=2005-03-28 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121024115202/http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMHB881Y3E_0.html | تاريخ أرشيف = 24 أكتوبر 2012 }}</ref>

[[ملف:Huygens descent.ogv|تصغير|يمين|نزول المسبار [[هويجنز (مسبار فضائي)|هويجنز]]  بالمظلة وهبوطه على تيتان، في 14 يناير 2005.]]
بعد الهبوط قام هويجنز بتصوير سهل داكن مغطى بالصخور الصغيرة والحصى، والتي تتكون من الجليد.<ref name="Seeing_Touching_Titan-ESA" /> الصخرتان اللتان تقعان في أسفل منتصف الصورة هما أصغر مما قد تبدوان: التي تقع جهة اليسار يبلغ حجمها 15 سنتيمتر، أما الأخرى التي تقع في المنتصف فيبلغ حجمها 4 سنتيمترات، على مسافة حوالي 85 سنتيمتر من هويجنز. هناك أدلة على وجود تآكل في قواعد الصخور، وهي تشير إلى نشاط نهري محتمل. السطح أكثر قتامة مما كان متوقعًا في الأصل، وهو يتكون من خليط من الماء والجليد الهيدروكربوني. وتُفَسَّر «التُربة» الظاهرة في الصورة بأنها ترسيب من الغبش الهيدروكربوني العلوي.

وفي مارس 2007 قررت كلٌ من ناسا ووكالة الفضاء الأوروپية و[[لجنة أبحاث الفضاء]] (COSPAR) تسمية موقع هبوط هويجنز بمحطة [[هوبير كيريان|هوبيرت كيريان]] التذكارية في ذكرى الرئيس السابق لوكالة الفضاء الأوروپية.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cassini-Huygens/Huygens_landing_site_to_be_named_after_Hubert_Curien |عنوان=Huygens landing site to be named after Hubert Curien |ناشر=ESA |تاريخ=March 5, 2007 |تاريخ الوصول=2007-08-06 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121019015128/http://www.esa.int/esaCP/SEM9GNN0LYE_index_0.html | تاريخ أرشيف = 19 أكتوبر 2012 }}</ref>

=== دراجونفلاي ===
سيتم إطلاق مهمة [[دراغون فلاي (مركبة فضائية)|دراجونفلاي]] من تطوير وتشغيل [[مختبر الفيزياء التطبيقية|مختبر چونز هوپكنز للفيزياء التطبيقية]] سنة 2027.<ref>{{استشهاد ويب |الأخير=Foust |الأول=Jeff |مسار= https://spacenews.com/nasa-delays-dragonfly-launch-by-a-year/ |عنوان=NASA delays Dragonfly launch by a year |عمل=[[SpaceNews]] |تاريخ=September 25, 2020 |تاريخ الوصول=September 25, 2020|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230621121146/https://spacenews.com/nasa-delays-dragonfly-launch-by-a-year/|تاريخ أرشيف=2023-06-21|حالة المسار=live}}</ref> وهي تتكون من طائرة بدون طيار كبيرة مزوَّدة ب[[بطارية نظائر مشعة]] لتحلق في غلاف تيتان الجوي [[برنامج الحدود الجديدة|كنيو فرونتيرز 4]].<ref>{{استشهاد ويب|مسار=https://twitter.com/JimBridenstine/status/1144334797101260800|عنوان=New Science Mission to Explore Our Solar System|الأخير=Bridenstine|الأول=Jim|تاريخ=June 27, 2019|موقع=Twitter|تاريخ الوصول=June 27, 2019| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200918084015/https://twitter.com/JimBridenstine/status/1144334797101260800 | تاريخ أرشيف = 18 سبتمبر 2020 }}</ref><ref name="NYT-20190627">{{استشهاد بخبر |الأخير=Brown |الأول=David W. |عنوان=NASA Announces New Dragonfly Drone Mission to Explore Titan - The quadcopter was selected to study the moon of Saturn after a "Shark Tank"-like competition that lasted two and a half years. |مسار=https://www.nytimes.com/2019/06/27/science/nasa-titan-dragonfly-caesar.html |تاريخ=June 27, 2019 |عمل=[[نيويورك تايمز]] |تاريخ الوصول=June 27, 2019 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200923063643/https://www.nytimes.com/2019/06/27/science/nasa-titan-dragonfly-caesar.html | تاريخ أرشيف = 23 سبتمبر 2020 }}</ref> سوف تدرس أدواتها إلى أي مدى تقدمت [[تولد تلقائي|كيمياء ما قبل الأحياء]].<ref name="dragonfly">[http://dragonfly.jhuapl.edu/docs/DragonflyTechDigestAPL.pdf Dragonfly: A Rotorcraft Lander Concept for Scientific Exploration at Titan]. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20171222053305/http://dragonfly.jhuapl.edu/docs/DragonflyTechDigestAPL.pdf |date=December 22, 2017 }} (PDF). Ralph D. Lorenz, Elizabeth P. Turtle, Jason W. Barnes, Melissa G. Trainer, Douglas S. Adams, Kenneth E. Hibbard, Colin Z. Sheldon, Kris Zacny, Patrick N. Peplowski, David J. Lawrence, Michael A. Ravine, Timothy G. McGee, Kristin S. Sotzen, Shannon M. MacKenzie, Jack W. Langelaan, Sven Schmitz, Larry S. Wolfarth, and Peter D. Bedini. Johns Hopkins APL Technical Digest, Pre-publication draft (2017).</ref> تم التخطيط بشكل مؤقت للمهمة للوصول إلى تيتان في ديسمبر 2034.

=== المهام المقترحة أو المفاهيمية ===
[[ملف:TSSM-TandEM-Montgolfiere.jpg|تصغير|معدول|تم اقتراح منطاد ل[[مهمة نظام تيتان زحل]] (تفسير فني).]]
كانت هناك عدة مهام مفاهيمية اقتُرِحت في السنوات الأخيرة لإعادة [[مسبار فضائي]] آلي إلى تيتان. وقد تم إتمام الأعمال التصورية لمثل هذه المهام من قِبل [[ناسا]] و[[وكالة الفضاء الأوروبية|وكالة الفضاء الأوروپية]] (ESA) و[[مختبر الدفع النفاث]] (JPL). وفي الوقت الحاضر لم تصبح أي من هذه المُقترَحات مهام ممولة.

كانت [[مهمة نظام تيتان زحل]] (Titan Saturn System Mission-TSSM) مُقتَرَح مُشتَرَك لناسا ووكالة الفضاء الأوروپية لاستكشاف أقمار [[زحل]].<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Mission Summary: TANDEM/TSSM Titan and Enceladus Mission |ناشر=ESA |تاريخ=2009 |مسار=http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=106 |تاريخ الوصول=2009-01-30 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130512173618/http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=106 | تاريخ أرشيف = 12 مايو 2013 }}</ref> وتم تصور منطاد هواء ساخن يتجول في غلاف تيتان الجوي لستة أشهر. وكان ينافس ضد [[مهمة نظام أوروبا المشتري - لابليس|مهمة نظام أوروپا المشتري]] (Europa Jupiter System Mission-EJSM) من أجل التمويل. وفي فبراير تم الإعلان عن أن ناسا ووكالة الفضاء الأوروپية أعطتا الأولوية لـ(EJSM) قبل (TSSM).<ref>{{استشهاد بخبر |الأخير=Rincon |الأول=Paul |تاريخ=February 18, 2009 |عنوان=Jupiter in space agencies' sights |عمل=BBC News |مسار=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7897585.stm | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180809111927/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7897585.stm | تاريخ أرشيف = 09 أغسطس 2018 }}</ref>

كان هناك أيضًا تصور نظري ل[[تيتان ماري إكسبلورر|تيتان ماري إكسپلورر]] (Titan Mare Explorer-TiME)، الذي سيكون مسبار إنزال منخفض التكلفة والذي سينزل على بحيرة في نصف تيتان الشمالي وسيطفو على سطح البحيرة لمدة تتراوح بين ثلاثة وستة أشهر.<ref name="talk 2010">{{استشهاد ويب |مسار=https://www.kiss.caltech.edu/workshops/titan2010/presentations/aharonson.pdf |عنوان=TiME: Titan Mare Explorer |تاريخ الوصول=2011-08-17 |الأخير=Stofan |الأول=Ellen |تاريخ=2010 |صيغة=PDF |ناشر=Caltech | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161008052342/http://www.kiss.caltech.edu/workshops/titan2010/presentations/aharonson.pdf | تاريخ أرشيف = 8 أكتوبر 2016 |url-status=dead}}</ref><ref name="Taylor">{{استشهاد بخبر |الأول=Kate |الأخير=Taylor |عنوان=NASA picks project shortlist for next Discovery mission |تاريخ=May 9, 2011 |مسار=https://www.tgdaily.com/space-features/55816-nasa-picks-project-shortlist-for-next-discovery-mission |عمل=TG Daily |تاريخ الوصول=2011-05-20 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180811163200/https://www.tgdaily.com/space-features/55816-nasa-picks-project-shortlist-for-next-discovery-mission | تاريخ أرشيف = 11 أغسطس 2018 |url-status=dead}}</ref><ref name="NPR">{{استشهاد بخبر |الأول=Nell |الأخير=Greenfieldboyce |عنوان=Exploring A Moon By Boat |تاريخ=September 16, 2009 |ناشر=National Public Radio (NPR) |مسار=https://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=112835248?storyId=112835248 |تاريخ الوصول=2009-11-08 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180809180612/https://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=112835248 | تاريخ أرشيف = 09 أغسطس 2018 }}</ref>

مهمة أخرى إلى تيتان تم اقتراحها في أوائل 2012 من قِبل چيسون بارنز وهو عالم في جامعة إيداهو، هي [[أفياتر|أڤياتر]] (AVIATR) (مركبة جوية ومحمولة جوًا من أجل استطلاع تيتان في الموقع) (Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance): [[طائرة دون طيار|طائرة بدون طيار]] تطير في غلاف تيتان الجوي وتلتقط صورًا [[فيديو عالي الوضوح|عالية الوضوح]] لسطح تيتان. لم توافق ناسا على مبلغ الـ715 مليون دولار المطلوب، كما أن مستقبل المشروع غير مؤكد.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=https://www.universetoday.com/92286/aviatr-an-airplane-mission-for-titan/ |عنوان=AVIATR: An Airplane Mission for Titan |ناشر=Universetoday.com |تاريخ=January 2, 2012 |تاريخ الوصول=2013-02-26 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190305040314/https://www.universetoday.com/92286/aviatr-an-airplane-mission-for-titan/ | تاريخ أرشيف = 5 مارس 2019 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب |مسار=https://www.nbcnews.com/id/wbna45946425#.USyd4VF3_qI |عنوان=Soaring on Titan: Drone designed to scout Saturn's moon |عمل=NBC News |تاريخ=January 10, 2012 |تاريخ الوصول=2013-02-26 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180902230413/http://www.nbcnews.com/id/45946425/ns/technology_and_science-innovation/t/soaring-titan-drone-designed-scout-saturns-moon/ | تاريخ أرشيف = 2 سبتمبر 2018 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-2081685/The-plane-built-soar-clouds--Saturns-mysterious-moon-Titan.html |عنوان=The plane built to soar above the clouds – on Saturn's mysterious moon Titan |عمل=The Daily Mail |تاريخ=January 4, 2012 |تاريخ الوصول=2013-02-26 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170227202401/http://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-2081685/The-plane-built-soar-clouds--Saturns-mysterious-moon-Titan.html | تاريخ أرشيف = 27 فبراير 2017 }}</ref>

مشروع إنزال على بحيرة آخر تم اقتراحه في أواخر 2012 من قِبل شركة الهندسة الخاصة «سينير» (SENER) ومقرها [[إسبانيا|إسپانيا]]، ومركز البيولوجيا الفلكية (Centro de Astrobiología) في [[مدريد]]. المسبار المقترح يُسمى «مستكشف دفع أخذ عينات بحيرة تيتان في الموقع» (Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer-TALISE).<ref name="TALISE">{{استشهاد بكتاب|الفصل=TALISE: Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer |عنوان=European Planetary Science Congress 2012 |محرر-الأول=I. |محرر-الأخير=Urdampilleta |محرر2-الأول=O. |محرر2-الأخير=Prieto-Ballesteros |محرر3-الأول=R. |محرر3-الأخير=Rebolo |محرر4-الأول=J. |محرر4-الأخير=Sancho  |ناشر=EPSC Abstracts |تاريخ=2012|المجلد=7, EPSC2012-64 2012 |مسار=http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2012/EPSC2012-64.pdf |صيغة=PDF |تاريخ الوصول=2012-10-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181201005144/http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2012/EPSC2012-64.pdf | تاريخ أرشيف = 1 ديسمبر 2018 }}</ref><ref>{{استشهاد بخبر |الأول=Elizabeth|الأخير=Landau |عنوان=Probe would set sail on a Saturn moon |تاريخ=October 9, 2012 |مسار=https://lightyears.blogs.cnn.com/2012/10/09/probe-would-set-sail-on-a-saturn-moon/?hpt=hp_mid |عمل=CNN – Light Years |تاريخ الوصول=2012-10-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180809121420/http://lightyears.blogs.cnn.com/2012/10/09/probe-would-set-sail-on-a-saturn-moon/?hpt=hp_mid | تاريخ أرشيف = 09 أغسطس 2018 }}</ref> الفارق الرئيسي مقارنةً مع مسبار (TiME) هو أن (TALISE) يتم تصوره مع نظام دفع خاص به ومن ثم لن يقتصر على مجرد الانجراف مع التيار فوق البحيرة عندما ينزل على سطحها.

[[برنامج ديسكفري|برنامج ديسكڤري]] يعد للمهمة #13 الخاصة به هي [[رحلة إلى إنسيلادوس وتيتان]] (Journey to Enceladus and Titan-JET)، وهو مداري [[علم الأحياء الفلكي|بيولوجي فلكي]] حول زحل سوف يُقَيِّم [[قابلية سكن الكواكب|إمكانية السكن]] لكل من [[إنسيلادوس]] وتيتان.<ref name="Sotin2011">{{استشهاد بمنشورات مؤتمر |الأخير=Sotin |الأول=C. |مؤلف2-الأخير=Altwegg |مؤلف2-الأول=K. |مؤلف3-الأخير=Brown |مؤلف3-الأول=R.H. |إظهار المؤلفين=etal |عنوان=JET: Journey to Enceladus and Titan |مسار=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1326.pdf |صيغة=PDF |عنوان المؤتمر=42nd Lunar and Planetary Science Conference |ناشر=Lunar and Planetary Institute |تاريخ=2011 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160304054341/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1326.pdf | تاريخ أرشيف = 4 مارس 2016 }}</ref><ref name="LCPM-2013">{{استشهاد بمنشورات مؤتمر |الأخير=Matousek |الأول=Steve |مؤلف2-الأخير=Sotin |مؤلف2-الأول=Christophe |مؤلف3-الأخير=Goebel |مؤلف3-الأول=Dan |مؤلف4-الأخير=Lang |مؤلف4-الأول=Jared |عنوان=JET: Journey to Enceladus and Titan |مسار=http://lcpm10.caltech.edu/pdf/session-5/3_JET-LCPM-130618-Matousek-final.pdf |صيغة=PDF |عنوان المؤتمر=Low Cost Planetary Missions Conference |ناشر=California Institute of Technology |تاريخ=June 18–21, 2013 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160603070240/http://lcpm10.caltech.edu/pdf/session-5/3_JET-LCPM-130618-Matousek-final.pdf | تاريخ أرشيف = 3 يونيو 2016 }}</ref><ref name="JET 204">{{استشهاد بخبر |الأخير=Kane |الأول=Van |عنوان=Discovery Missions for an Icy Moon with Active Plumes | مسار=https://www.planetary.org/articles/20140402-discovery-missions-for-an-icy-moon-with-plumes| عمل=The Planetary Society |تاريخ=3 April 2014 |تاريخ الوصول=2015-04-09 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180822113407/http://www.planetary.org/blogs/guest-blogs/van-kane/20140402-discovery-missions-for-an-icy-moon-with-plumes.html | تاريخ أرشيف = 22 أغسطس 2018 }}</ref>

وفي 2015 منح برنامج ناسا للمفاهيم المتطورة المبتَكرة (NASA's Innovative Advanced Concepts-NIAC) مرحلة ثانية لمقتَرَح<ref>{{استشهاد ويب|مسار=https://www.nasa.gov/content/titan-submarine-exploring-the-depths-of-kraken/|عنوان=Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken|الأول=Loura|الأخير=Hall|تاريخ=May 30, 2014| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190217164245/https://www.nasa.gov/content/titan-submarine-exploring-the-depths-of-kraken/ | تاريخ أرشيف = 17 فبراير 2019 }}</ref> من أجل تطوير مفهوم الغواصة لاستكشاف بحار تيتان.<ref>{{استشهاد ويب|مسار=http://www.space.com/29953-titan-submarine-nasa-niac-proposals.html|عنوان=NASA Funds Titan Submarine, Other Far-Out Space Exploration Ideas| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181004023659/https://www.space.com/29953-titan-submarine-nasa-niac-proposals.html | تاريخ أرشيف = 4 أكتوبر 2018 }}</ref><ref>Lorenz, R. D.; Oleson, S.; Woytach, J.; Jones, R.; Colozza, A.; Schmitz, P.; Landis, G.; Paul, M.; and Walsh, J. (March 16–20, 2015). "Titan Submarine: Vehicle Design and Operations Concept for the Exploration of the Hydrocarbon Seas of Saturn's Giant Moon", ''46th Lunar and Planetary Science Conference'', The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1832, p.1259</ref><ref>Hartwig, J., ''et al.'', (June 24–26, 2015). "Titan Submarine: Exploring the Depths of Kraken Mare", 26th Space Cryogenics Workshop, Phoenix, Arizona. [https://ntrs.nasa.gov/search.jsp?R=20150023076 link to NASA Report]. Retrieved June 13, 2017. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20201123225350/https://ntrs.nasa.gov/search.jsp?R=20150023076|date=2020-11-23}}</ref>

== الحياة وظروف ما قبل الحياة ==
{{مفصلة|الحياة على تيتان}}
{{أيضا|قابلية سكن الكواكب}}
يُعتقد أن تيتان هو [[تولد تلقائي|بيئة قبل حيوية]] غنية بالكيمياء العضوية المعقدة<ref name="PhysOrg-20130403">{{استشهاد ويب |مؤلف=Staff |عنوان=NASA team investigates complex chemistry at Titan |مسار=https://phys.org/news/2013-04-nasa-team-complex-chemistry-titan.html |تاريخ=April 3, 2013 |عمل=[[فيز (موقع)]] |تاريخ الوصول=2013-04-11 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181201005310/https://phys.org/news/2013-04-nasa-team-complex-chemistry-titan.html | تاريخ أرشيف = 1 ديسمبر 2018 }}</ref> مع احتمالية وجود محيط سائل تحت السطح يساهم [[نظام بيئي|كبيئة حيوية]].<ref name="Grasset2000">Titan is thought by some scientists to be a possible host for [[ميكروب]] [[الحياة خارج الأرض|حياة خارج الأرض]].{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Grasset |الأول=O. |مؤلف2-الأخير=Sotin |مؤلف2-الأول=C. |مؤلف3-الأخير=Deschamps |مؤلف3-الأول=F. |عنوان=On the internal structure and dynamic of Titan |تاريخ=2000 |صحيفة=[[Planetary and Space Science]] |المجلد=48 |العدد=7–8 |صفحات=617–636 |doi=10.1016/S0032-0633(00)00039-8 |bibcode=2000P&SS...48..617G }}</ref><ref name="Fortes2000">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Fortes |الأول=A. D. |تاريخ=2000 |عنوان=Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan |صحيفة=[[Icarus (journal)|Icarus]] |المجلد=146 |العدد=2 |صفحات=444–452 |doi=10.1006/icar.2000.6400 |bibcode=2000Icar..146..444F }}</ref><ref name="life?">{{استشهاد ويب|عنوان= Have We Discovered Evidence For Life On Titan|مؤلف=Mckay, Chris|تاريخ=2010|مسار=http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast105/making_sense.php.html| ناشر={{وإو|جامعة نيومكسيكو الحكومية|New Mexico State University}}, College of Arts and Sciences, Department of Astronomy| تاريخ الوصول=2014-05-15| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180420161349/http://astronomy.nmsu.edu:80/tharriso/ast105/making_sense.php.html | تاريخ أرشيف = 20 أبريل 2018 |url-status=dead}}</ref>

مهمة كاسيني-هويجنز لم تكن مجهزة لتقديم أدلة على وجود [[بصمة حيوية|بصمات حيوية]] أو [[مركب عضوي|مُركبات عضوية]] معقدة؛ وقد أظهرت أن بيئة تيتان مماثلة في بعض جوانبها لتلك التي كانت عليها الأرض نظريًا في وقتٍ مُبكّر.<ref name="Raulin2005" /> فالعلماء يعتقدون أن الغلاف الجوي للأرض المُبكّرة كان تركيبه مماثلًا للغلاف الجوي الحالي على تيتان، مع استثناء مهم هو نقص بخار الماء على تيتان.<ref>{{استشهاد بخبر |مؤلف=Staff |تاريخ=October 4, 2010 |عنوان=Lakes on Saturn's Moon Titan Filled With Liquid Hydrocarbons Like Ethane and Methane, Not Water |عمل=ScienceDaily |مسار=https://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100921144133.htm |تاريخ الوصول=2010-10-05 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170830235651/https://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100921144133.htm | تاريخ أرشيف = 30 أغسطس 2017 }}</ref>

=== تكوين الجزيئات المعقدة ===
أظهرت [[تجربة ميلر-يوري]] والعديد من التجارب اللاحقة أنه في غلاف جوي مماثل لذلك الذي على تيتان مع إضافة [[الأشعة فوق البنفسجية|الإشعاع فوق البنفسجي]]، يمكن توليد جزيئات معقدة ومواد پوليمرية مثل الثولين. يبدأ التفاعل مع [[تفكك]] ال[[نيتروجين]] وال[[ميثان]] مُكونًا [[سيانيد الهيدروجين]] وال[[أسيتيلين]]. وقد تمت دراسة تفاعلات إضافية بشكلٍ موسعٍ.<ref name="Raulin2002">{{استشهاد بدورية محكمة |صحيفة=Space Science Review |المجلد=104 |العدد=1–2 |صفحات=377–394 |تاريخ=2002 |doi=10.1023/A:1023636623006 |عنوان=Organic chemistry and exobiology on Titan |الأخير=Raulin |الأول=F. |مؤلف2-الأخير=Owen |مؤلف2-الأول=T. |bibcode=2002SSRv..104..377R }}</ref>

وقد تم ذِكر أنه عندما تم تطبيق الطاقة على مزيج من الغازات مثل تلك الموجودة في [[غلاف تيتان الجوي]]، فإن [[قاعدة نووية|القواعد النووية]] الخمسة المؤسِسَة لِبِناء [[حمض نووي ريبوزي منقوص الأكسجين|الحمض النووي الريبوزي منقوص الأكسجين]] (DNA) و[[حمض نووي ريبوزي|الحمض النووي الريبوزي]] (RNA)، كانت من بين العديد من المُركّبات المُنتَجة. بالإضافة إلى ذلك تم العثور على [[حمض أميني|الأحماض الأمينية]] المؤسِسَة لِبِناء [[بروتين|الپروتين]]. وكانت هذه هي المرة الأولى التي وُجدت فيها أساسات القواعد النووية والأحماض الأمينية في مثل هذه التجربة من دون وجود ماء سائل.<ref>{{استشهاد بخبر |مؤلف=Staff |تاريخ=October 8, 2010 |عنوان=Titan's haze may hold ingredients for life |عمل=Astronomy |مسار=http://www.astronomy.com/news-observing/news/2010/10/titans%20haze%20may%20hold%20ingredients%20for%20life |تاريخ الوصول=2010-10-14 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170628203510/http://www.astronomy.com/news-observing/news/2010/10/titans%20haze%20may%20hold%20ingredients%20for%20life | تاريخ أرشيف = 28 يونيو 2017 }}</ref>

وفي 3 أبريل 2013 ذكرت ناسا أن [[مركب عضوي|المواد الكيميائية]] العضوية المعقدة يمكن أن تنشأ على تيتان بناءً على دراسات محاكاة غلاف تيتان الجوي.<ref name="PhysOrg-20130403" />

=== احتمالية السكن تحت السطح ===
أدت المحاكاة المختبرية إلى اقتراحٍ بوجود مادة عضوية كافية على تيتان لبدء تطور كيميائي مماثل لما يُعتقد أنه بدأ الحياة على الأرض. ويفترض التشابه وجود مياه سائلة لفترات أطول مما هو قابل للرصد حاليًا؛ نظريات عديدة تشير إلى امكانية وجود مياه سائلة من اصطدام نيزكي ربما تكون قد حُفظت أسفل طبقة عازلة متجمدة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Artemivia |الأول=N. |مؤلف2-الأخير=Lunine |مؤلف2-الأول=J |عنوان=Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics |تاريخ=2003 |صحيفة=Icarus |المجلد=164 |العدد=2 |صفحات=471–480 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00148-9 |bibcode=2003Icar..164..471A }}</ref> كما تم تنظير أن محيطات ال[[أمونيا]]ك السائلة يمكن تتواجد على عمق تحت السطح.<ref name="Grasset2000" /><ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Lovett |الأول=Richard A. |تاريخ=March 20, 2008 |مسار=https://www.nationalgeographic.com/news/2008/03/080320-titan-ocean_2/ |عنوان=Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean |عمل=National Geographic | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160821015412/http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080320-titan-ocean_2.html | تاريخ أرشيف = 21 أغسطس 2016 }}</ref> نموذج آخر يقترح وجود محلول ماء الأمونياك على عمق 200 كم (120 ميل) أسفل قشرة الجليد في تلك الظروف، على الرغم من قسوتها بالمقاييس الأرضية بحيث يمكن للحياة أن تستمر.<ref name="Fortes2000" /> [[انتقال الحرارة]] بين الطبقات الداخلية والعليا ربما يكون حاسمًا في دعم أي حياة محيطية تحت السطح.<ref name="Grasset2000" /> الكشف عن حياة ميكروبية على تيتان يتوقف على آثارها البيولوجية. إذا تم فحص الميثان والنيتروجين ذوي الأصل الحيوي في الغلاف الجوي، على سبيل المثال.<ref name="Fortes2000" />

=== الميثان والحياة على السطح ===
{{أيضا|افتراضيات الكيمياء الحيوية}}
اقتُرح أيضًا أن الحياة يمكن أن تتواجد في بحيرات الميثان السائل على تيتان، تمامًا مثلما تعيش الكائنات الحية على الأرض في الماء.<ref name=mckay/> هذه الكائنات ربما تتنفس ال[[هيدروجين]] بدلًا من ال[[أكسجين]]، و[[أيض]]ها ال[[أسيتيلين]] بدلًا من ال[[جلوكوز]]، وزفيرها ال[[ميثان]] بدلًا من [[ثنائي أكسيد الكربون]].<ref name="life?" /><ref name="mckay" />

جميع الكائنات التي تعيش على الأرض (بما فيها [[مولد الميثان|مولدات الميثان]]) تستخدم الماء السائل ك[[مذيب]]؛ هناك تخمين أن الحياة على تيتان قد تستخدم ال[[هيدروكربون]] السائل بدلًا منه مثل الميثان أو الإيثان.<ref name="methanesolvent">{{استشهاد ويب |عمل=Committee on the Limits of Organic Life in Planetary Systems, Committee on the Origins and Evolution of Life, National Research Council |مسار=https://www.nap.edu/read/11919/chapter/8#74 |عنوان=The Limits of Organic Life in Planetary Systems |ناشر=The National Academies Press |تاريخ=2007 |صفحة=74 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150820025541/http://books.nap.edu:80/openbook.php?record_id=11919&page=74 | تاريخ أرشيف = 20 أغسطس 2015 }}</ref> الماء هو مذيب أقوى من الميثان.<ref name="methlife" /> كما أن الماء أكثر تفاعلًا كيميائيًا، ويمكنه أن يكسر الجزيئات العضوية الكبيرة من خلال [[تحلل مائي|التحلل المائي]].<ref name="methanesolvent" /> فشكل من أشكال الحياة يكون مذيبه هو الهيدروكربون لن يواجه خطر تدمير جزيئاته الحيوية بهذه الطريقة.<ref name="methanesolvent" />

في 2005 قال [[علم الأحياء الفلكي|عالِم البيولوجيا الفلكية]] كريستوفر مكاي أنه إذا كانت حياة مولدات الميثان موجودة على سطح تيتان، فمن المحتمل أن يكون لها تأثير ملموس على نسبة المزج في تروپوسفير تيتان: مستويات الهيدروجين والأسيتيلين سوف تكون أقل بشكل ملموس خلافًا لما تم توقعه.<ref name="mckay">{{استشهاد بدورية محكمة |صحيفة=Icarus |المجلد=178 |العدد=1 |صفحات=274–276 |تاريخ=2005 |doi=10.1016/j.icarus.2005.05.018 |عنوان=Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan |الأخير=McKay |الأول=C. P. |مؤلف2-الأخير=Smith |مؤلف2-الأول=H. D. |bibcode=2005Icar..178..274M }}</ref>

وفي 2010 حدد داريل ستروبل من [[جامعة جونز هوبكينز]] وجود وفرة أكبر من الهيدروجين الجزيئي في الطبقات الجوية العليا لتيتان مقارنةً من الطبقات السلفى، متعللًا بتدفق هبوطي بمعدل 1028 جزيء في الثانية تقريبًا واختفاء الهيدروجين بالقرب من سطح تيتان؛ كما أشار ستروبل، وكانت النتائج التي توصل إليها متماشيةً مع التأثيرات التي تكهن بها مكاي في حال وجود أشكال حياة [[توليد الميثان]] على تيتان.<ref name="mckay" /><ref name="methlife">{{استشهاد ويب|عنوان=What is Consuming Hydrogen and Acetylene on Titan? |ناشر=NASA/JPL |تاريخ=2010 |تاريخ الوصول=2010-06-06 |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/?release=2010-190 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20110629185640/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-190 |تاريخ أرشيف=June 29, 2011 |url-status=live}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Molecular hydrogen in Titan's atmosphere: Implications of the measured tropospheric and thermospheric mole fractions |الأخير=Strobel |الأول=Darrell F. |صحيفة=Icarus |المجلد=208 |العدد=2 |صفحات=878–886 |تاريخ=2010 |doi=10.1016/j.icarus.2010.03.003 |مسار=http://astrobiology.jhu.edu/wp-content/uploads/2010/06/Icarus-2010-Strobel.pdf |صيغة=PDF |bibcode=2010Icar..208..878S |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20120824195338/http://astrobiology.jhu.edu/wp-content/uploads/2010/06/Icarus-2010-Strobel.pdf |تاريخ أرشيف=August 24, 2012 |url-status=dead}}</ref> وفي نفس السنة أظهرت دراسة أخرى مستويات منخفضة من الأسيتيلين على سطح تيتان، والتي فسرها مكاي بأنها تتفق مع فرضية الكائنات الحية التي تستهلك الهيدروكربونات.<ref name="methlife" /> وعلى الرغم من إعادة صياغة الفرضية البيولوجية، فقد حذر من أن هناك تفسيرات أخرى لنتائج الهيدروجين والأسيتيلين هي الأكثر احتمالًا: احتمالات العمليات الفيزيائية والكيميائية غير المحددة حتى الآن (كتقبل [[تحفيز]] السطح للهيدروكربونات أو الهيدروجين على سبيل المثال)، أو وجود أخطاء في النماذج الحالية لتدفق المواد.<ref name="life?" /> والحاجة إلى إثبات مكونات البيانات ونماذج النقل، وما إلى ذلك. وحتى على الرغم من القول بأن تفسير الحافز غير البيولوجي سيكون أقل إذهالًا من التفسير البيولوجي، ذكر مكاي إلى أن اكتشاف محفز فعال في درجة حرارة {{حول|95|K|°C|-1|abbr=on}} لا يزال شديد الأهمية.<ref name="life?" />

كما ذكرت ناسا في مقالها الإخباري عن نتائج يونيو 2010: «حتى الآن، فإن أشكال الحياة القائمة على الميثان هي افتراضية فقط، لم يكتشف العلماء حتى الآن شكل الحياة هذا في أي مكان».<ref name="methlife" /> كما قال بيان ناسا أيضًا: «بعض العلماء يعتقدون أن هذه الكيميائية تعزز الحجة لوجود شكل بدائي غريب من الحياة أو بشير للحياة على سطح تيتان».<ref name="methlife" />

وفي فبراير 2015 تمت نمذجة [[غشاء خلوي]] افتراضي قادر على العمل في الميثان السائل في ظروف تيتان. يتكون من جزيئات صغيرة تحتوي على ال[[كربون]] والهيدروجين والنيتروجين، له نفس استقرار ومرونة الأغشية الخلوية على الأرض التي تتكون من [[دهن فسفوري|الدهن الفسفوري]] ومُركَّبات الكربون والهيدروجين والأكسجين وال[[فسفور|فوسفور]]. هذا الغشاء الخلوي الافتراضي كان يُطلق عليه اسم «[[أزوتوزوم]]» (Azotosome)، من «أزوت» الاسم الفرنسي للنيتروجين و[[ليبوزوم|الليپوزوم]].<ref name=azotosomemodel>{{استشهاد ويب|مسار=https://phys.org/news/2015-02-life-saturn-moon-titan.html|عنوان=Life 'not as we know it' possible on Saturn's moon Titan| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190528200111/https://phys.org/news/2015-02-life-saturn-moon-titan.html | تاريخ أرشيف = 28 مايو 2019 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|مؤلف1-الأخير=Stevenson|مؤلف1-الأول=James|مؤلف2-الأخير=Lunine|مؤلف2-الأول=Jonathan|مؤلف3-الأخير=Clancy|مؤلف3-الأول=Paulette|عنوان=Membrane alternatives in worlds without oxygen: Creation of an azotosome|صحيفة=Science Advances|تاريخ=27 Feb 2015|المجلد=1|العدد=1|صفحات=e1400067|doi=10.1126/sciadv.1400067|pmid=26601130|bibcode = 2015SciA....114067S|pmc=4644080}}</ref>

=== العقبات ===
{{شريط جانبي المجموعة الشمسية}}
على الرغم من هذه الاحتمالات البيولوجية إلا أن هناك عقبات هائلة أمام الحياة على تيتان، وأي تشبيه بينه وبين [[الأرض]] هو غير دقيق. تيتان هو عالم شديد البرودة يبعد عن [[الشمس]] مسافة شاسعة وغلافه الجوي يفتقر إلى ثنائي أكسيد الكربون. الماء على سطح تيتان موجود فقط في هيئة صلبة. وبسبب هذه الصعوبات رأى علماء مثل چوناثان لونين أن تيتان هو أقل مسكن محتمل للحياة، أكثر من كونه تجربة للتحقق من النظريات حول الظروف التي كانت سائدة قبل ظهور الحياة على الأرض.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://www.astrobio.net/news/article1130.html |عنوان=Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory |عمل=Astrobiology Magazine |تاريخ=August 11, 2004 |تاريخ أرشيف=2004-08-28 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20040828233135/http://www.astrobio.net/news/article1130.html |تاريخ الوصول=2004-08-11 |url-status=dead}}</ref> على الرغم من أن الحياة نفسها قد لا تكون موجودة، فإن الظروف قبل الحيوية على تيتان والكيمياء العضوية المرتبطة بها لا تزال ذات أهمية كبيرة في فهم التاريخ المبكر [[محيط حيوي|للغلاف الحيوي]] الأرضي.<ref name="Raulin2005">{{استشهاد بدورية محكمة |صحيفة=Space Science Review |المجلد=116 |العدد=1–2 |صفحات=471–487 |تاريخ=2005 |doi=10.1007/s11214-005-1967-x |عنوان=Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations |الأخير=Raulin |الأول=F. |bibcode=2005SSRv..116..471R }}</ref> استخدام تيتان كتجربة قبل حيوية يتضمن ليس فقط المراقبة من خلال المسابر الفضائية، ولكن أيضًا التجارب المختبرية والنمذجة الكيميائية والكيميائية الضوئية على الأرض.<ref name="Raulin2002" />

=== فرضية التبذر الشامل ===
هي تفترض أن [[اصطدام (علم الفلك)|اصطدام]] [[كويكب]] أو [[مذنب]] كبير بسطح الأرض ربما يتسبب في هروب شظايا مُحَمَّلة بالميكروبات من [[جاذبية أرضية|جاذبية الأرض]]، وهو ما يشير إلى احتمالية [[تبذر شامل|التبذر الشامل]]. وتشير الحسابات إلى أن هذه ربما تواجه العديد من الأجسام في [[المجموعة الشمسية|النظام الشمسي]] من ضمنها تيتان.<ref>{{استشهاد بخبر |مسار=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4819370.stm |عنوان=Earth could seed Titan with life |ناشر=BBC News |تاريخ=March 18, 2006 |تاريخ الوصول=2007-03-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180808111641/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4819370.stm | تاريخ أرشيف = 08 أغسطس 2018 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Gladman |الأول=Brett |مؤلف2-الأخير=Dones |مؤلف2-الأول=Luke |مؤلف3-الأخير=Levinson |مؤلف3-الأول=Harold F. |مؤلف4-الأخير=Burns |مؤلف4-الأول=Joseph A. |عنوان=Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System |تاريخ=2005 |صحيفة=Astrobiology |المجلد=5 |صفحات=483–496 |doi=10.1089/ast.2005.5.483 |pmid=16078867 |العدد=4 |bibcode=2005AsBio...5..483G }}</ref> من ناحية أخرى قال چوناثان لونين أن أية كائنات حية في البحيرات الهيدروكربونية شديدة البرودة في تيتان، سوف تحتاج إلى أن تكون مختلفة كيميائيًا بشكلٍ كبير عن حياة الأرض وأنه لن يكون ممكنًا أن تكون إحداها سلف الآخرى.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|arxiv=0908.0762 |الأخير=Lunine |الأول=Jonathan |عنوان=Saturn's Titan: A Strict Test for Life's Cosmic Ubiquity |مسار=https://www.amphilsoc.org/sites/default/files/CCLunine1530402.pdf |صيغة=PDF |مسار أرشيف=http://www.webcitation.org/6CAHjQCnF?url=http://www.amphilsoc.org/sites/default/files/CCLunine1530402.pdf |تاريخ أرشيف=November 14, 2012 |المجلد=153 |العدد=4 |صفحة=403 |تاريخ=2008 |صحيفة=Proceedings of the American Philosophical Society |bibcode=2009arXiv0908.0762L |url-status=dead}} [https://archive.org/details/SaturnsTitan copy at archive.org] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130512013831/http://www.amphilsoc.org/sites/default/files/CCLunine1530402.pdf |date=12 مايو 2013}}</ref>

=== الظروف المستقبلية ===
من الممكن أن تصبح الظروف على تيتان أكثر [[قابلية سكن الكواكب|قابلية للسكن]] في المستقبل البعيد. بعد خمسة مليارات سنة من الآن عندما تصبح الشمس [[عملاق أحمر|عملاقًا أحمر]]، ربما ترتفع درجة حرارة سطحها بما يكفي لدعم المياه السائلة على سطح تيتان مما يجعله صالحًا للسكن.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Climate Change in the Solar System |مؤلف=The National Air and Space Museum |تاريخ=2012 |مسار=https://airandspace.si.edu/2012/03/07/climate-change-in-the-solar-system/ |تاريخ الوصول=2012-01-14 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130120185747/http://blog.nasm.si.edu/2012/03/07/climate-change-in-the-solar-system/ | تاريخ أرشيف = 20 يناير 2013 |url-status=dead}}</ref> ومع انخفاض إنتاج الأشعة فوق البنفسجية للشمس سيتم استنزاف الغبش في الغلاف الجوي العلوي لتيتان، مما يقلل من [[تأثير مضاد للبيت الزجاجي|التأثير المضاد للبيت الزجاجي]] على السطح، مما يُمَكِّن [[تأثير البيت الزجاجي]] الذي يسببه الميثان على تيتان أن يلعب دورًا أكبر بكثير. هذه الظروف معًا يمكن أن تخلق بيئة صالحة للسكن، ويمكن أن تستمر لعدة مئات الملايين من السنين. ومثل هذه المدة كانت كافية لتكاثر حياة بسيطة على الأرض؛ فإن وجود الأمونياك على تيتان قد يسبب تفاعلات كيميائية للتقدم بشكلٍ أكثر بُطأً.<ref>{{استشهاد ويب |عنوان=Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon |الأخير=Lorenz |الأول=Ralph D. |مؤلف2-الأخير=Lunine |مؤلف2-الأول=Jonathan I. |مؤلف3-الأخير=McKay |مؤلف3-الأول=Christopher P. |عمل=NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona |تاريخ=1997 |مسار=http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf |صيغة=PDF |تاريخ الوصول=2008-03-21 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181223151243/http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf | تاريخ أرشيف = 23 ديسمبر 2018 }}</ref>

== انظر أيضًا ==
* [[الحياة على تيتان]]
* [[قائمة الأقمار الطبيعية]]
*[[ثولين]]

== مراجع ==
{{مراجع|محاذاة=نعم}}

== ببليوجرافيا ==
<div dir=ltr>
* {{استشهاد بكتاب |عنوان=Titan: Exploring an Earthlike World |الأخير=Coustenis |الأول=Athéna |مؤلف2-الأخير=Taylor |مؤلف2-الأول=F. W. |ناشر=World Scientific |تاريخ=2008 |مسار= https://books.google.com/?id=j3O47dxrDAQC&printsec=frontcover |isbn=978-981-270-501-3 |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220620215403/http://books.google.com/?id=j3O47dxrDAQC&printsec=frontcover|تاريخ أرشيف=2022-06-20}}
* {{استشهاد بكتاب |مؤلف=Ralph Lorenz |عنوان=NASA/ESA/ASI Cassini-Huygens: 1997 onwards (Cassini orbiter, Huygens probe and future exploration concepts) (Owners' Workshop Manual)|ناشر=Haynes Manuals, UK |سنة=2018 |isbn=978-1785211119}}
</div>

== قراءة إضافية ==
<div dir=ltr>
* {{استشهاد بكتاب|عنوان=Lifting Titan's Veil: Exploring the Giant Moon of Saturn |سنة=2002 |مسار=https://archive.org/details/liftingtitansvei0000lore |الأول=Ralph |الأخير=Lorenz |مؤلف2-الأول=Jacqueline |مؤلف2-الأخير=Mitton |ناشر=Cambridge University Press |تاريخ=2002 |isbn=0-521-79348-3 }}
</div>

== وصلات خارجية ==
{{روابط شقيقة|commons=Titan (moon)}}
* [http://saturn.jpl.nasa.gov/ مهمة كاسيني-هويجنز إلى زحل وتيتان]. {{أيقونة إنجليزية}}
* [https://web.archive.org/web/20151107072817/https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sat_Titan ملف تيتان] في [http://solarsystem.nasa.gov/ موقع استكشاف النظام الشمسي الخاص بناسا]. {{أيقونة إنجليزية}}
* [http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMKVQOFGLE_0.html ڤيديو لنزول هويجنز] من وكالة الفضاء الأوروپية. {{أيقونة إنجليزية}}
* [http://ciclops.org/search.php?x=19&y=3&search=Titan كاسيني المختبر المركزي للعمليات (CICLOPS) بحث موقع صور تيتان]. {{أيقونة إنجليزية}}
* [[وكالة الفضاء الأوروبية|وكالة الفضاء الأوروپية]]. (2005). [http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/index.html وكالة الفضاء الأوروپية—كاسيني–هويجنز]. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005. {{أيقونة إنجليزية}}
* [[الجمعية الكوكبية]] (2005). [https://web.archive.org/web/20110605100801/http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/titan.html TPS: تيتان قمر زحل]. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005. {{أيقونة إنجليزية}}
* [[جامعة أريزونا]] المختبر القمري والكوكبي (2005). [https://web.archive.org/web/20050308093058/http://www.lpl.arizona.edu/~kholso/ المختبر القمري والكوكبي تصوير الراديومتر الطيفي لمهمة كاسيني-هويجنز إلى تيتان]. اطلع عليه بتاريخ 28 مارس 2005. {{أيقونة إنجليزية}}
* [http://esamultimedia.esa.int/images/huygens_alien_winds_descent.mp3 ضوضاء الكائنات الفضائية]. هذا التسجيل هو إعادة بناء مُختبَرية لأصوات سُمِعَت بواسطة ميكروفونات هويجنز.
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/planets/our-solar-system/ep-201-titan/ AstronomyCast: تيتان] فريزر كين وپاميلا جاي، 2010. {{أيقونة إنجليزية}}
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/TITAN/target تسميات تيتان] و [http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/Titan_comp.pdf خريطة تيتان مع أسماء المعالم] من [http://planetarynames.wr.usgs.gov/ USGS صفحة التسمية الكوكبية]. {{أيقونة إنجليزية}}
{{تيتان|state=uncollapsed}}
{{أقمار زحل}}
{{أقمار المجموعة الشمسية (مصغر)}}
{{زحل}}
{{جدول النظام الشمسي}}
{{حياة خارج الأرض}}
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|الفضاء|المجموعة الشمسية|زحل|علم الأحياء التطوري|علم الفلك}}
{{شريط محتوى متميز|مختارة|التاريخ=8 نوفمبر 2017|النسخة=25498379}}
{{لا لربط البوابات المعادل}}

[[تصنيف:تيتان (قمر)| ]]
[[تصنيف:جمهورية هولندا في 1655]]
[[تصنيف:أجرام فلكية اكتشفت في 1655]]
[[تصنيف:اكتشافات كريستيان هوغنس]]