Poprvé zahlédl tři z nich Galileo Galilei 7. ledna 1610 a v dalších dnech si všiml, jak mění polohu. Byly to největší měsíce Jupiteru a tehdy je nazval „Hvězdy Medicejské“.
Namíříme-li na největší planetu Jupitera triedr, můžeme si připadat jako objevitelé….
Kolem velkých planet obíhají desítky měsíců – ty malé jsou pouhými bezvýznamnými skalisky, avšak ty nejmohutnější si v ničem nezadají s planetami. Jak o nich napsal A. C. Clarke: „Jsou to světy, které by kdekoliv jinde měly plná práva samostatných planet, avšak zde jsou pouhými družicemi svého obrovitého pána.“
Po Slunci nejnápadnější objekt pozemské oblohy, zřejmě první, jehož existenci si pračlověk uvědomil. Po tisíciletí upoutávala magičnost periodických proměn jeho podoby; dnešního pozorovatele zaujme množství povrchových útvarů, dobře viditelných už malým dalekohledem.
Měsíc je pouhou družicí Země, avšak v mnoha ohledech s ní tvoří dvojplanetu (poměr hmotností je 1:81), pohybující se kolem společného těžiště. Zjednodušeně lze říci, že obíhá kolem Země po elipse ve vzdálenosti 356 410 až 406 740 km (laserem lze okamžitou vzdálenost určit na několik centimetrů).
Měsíční těleso se otočí kolem své osy vůči hvězdám právě jednou za dobu oběhu Měsíce kolem Země, tzn. že Měsíc k nám obrací stále jen jednu polovinu – říkáme jí přivrácená. Taková vázaná rotace je ve sluneční soustavě docela obvyklá. Dnešní stav je výsledkem slapových sil, kterými působí Země na Měsíc. Původně Měsíc natáčel k Zemi postupně obě polokoule, ale slapové síly měsíční těleso brzdily v otáčení tak dlouho, až byl dosažen stav vázané rotace.
Fáze Měsíce
vznikají tím, že Slunce postupně osvětluje kulové těleso Měsíce z různých směrů. V tzv. první čtvrti Slunce osvětluje Měsíc od západu, polokoule obrácená k Zemi je osvětlena zprava, levá polovina zůstává ve stínu. Měsíc je vidět večer jako půlměsíc v podobě D. Po týdnu vidíme úplněk – Slunce svítí „za našimi zády“ a osvětluje celou polokouli Měsíce. V poslední čtvrti je Měsíc osvětlen Sluncem od východu a má podobu C. Po týdnu se ztrácí ve slunečním světle, nastavuje nám neosvětlenou polovinu – je v novu.
Podrobnosti na povrchu Měsíce vidíme nejlépe poblíž terminátoru – tj. hranice světla a stínu, měsíčního dne a noci. Měsíční krajina je tam osvětlena šikmo a vidíme ji velmi plasticky. To je vhodná chvíle vydat se na nejbližší hvězdárnu – bude-li jasno, propadnete skutečnému kouzlu Měsíce.
Žádná voda, samý kráter
Pro své malé gravitační zrychlení nemá Měsíc atmosféru a nikdy neměl vodní obal. Výjimkou je výskyt ledových krystalků rozptýlených v měsíční hornině v okolí pólů. Život na něm nepochybně nikdy neexistoval. Místo vodní nebo větrné eroze působí eroze meteorická. Změny povrchu nastaly mohutnými otřesy při četných dopadech těles – tzv. impaktech – a vulkanickou činností. Například kráter Koperník o průměru 93 km vznikl impaktem před 900 miliony let a při tom se uvolnilo tisíckrát víc energie, než má celosvětový nukleární arsenál. Nevěříte vědcům, kteří nás straší srážkami s planetkami, jen aby vyždímali peníze na svůj výzkum, místo abychom ty prostředky věnovali rozvojovým zemím? Zadívejte se pozorně na poďobaný povrch našeho nejbližšího vesmírného souseda. Zanedlouho může být takový hezký kráter uprostřed Evropy…
Krátery jsou na Měsíci všude a všech velikostí – od metrových jamek až po stakilometrové pánve. Starší měsíční pevniny jsou světlejší a tvoří je především horniny bohaté živcem. Mladší měsíční „moře“ jsou temnější kruhovité oblasti zalité lávou a tvoří je zejména čedičové horniny. Měsíční geologie popisuje asi 100 nerostů (na Zemi přes 2 200). V měsíční „půdě“, které říkáme regolit, zanechalo své stopy 12 pozemšťanů – věřme, že ještě za našeho života přibudou další…
Měsíci a jeho významu pro nás, obyčejné smrtelníky, bychom mohli věnovat celou publikaci – což redakce vlastně udělala. Připojené CD-ROM Pavla Gabzdyla je skvělou encyklopedií, Speciálem ve Speciálu.
Charakteristické údaje
Hmotnost 0,0123 hmotnosti Země
Průměr 3474,8 km
Hustota 3341 kg/m3
Povrchová teplota -233/123 °C
Doba otočení kolem osy 27,321661 pozem. dní (655,72 h)
Odklon rotační osy od kolmice k dráze 1,53°
Přitažlivost na povrchu 0,166 Země
Doba oběhu kolem planety 27,321661 pozem. dní (655,72 h)
Velká poloosa dráhy 384,400 km (356,400 – 406,700 km)
Excentricita 0,05490
Inklinace 5,145 °
GANYMED
Největším měsícem sluneční soustavy je Jupiterův Ganymed(es??), který je větší než Merkur s Plutem a průměrem téměř dosahuje Mars. Takže kdyby se pohyboval kolem Slunce místo Jupiteru, byl by samozřejmě zařazován mezi planety (a byl pozorovatelný prostým okem).
Objevil ho Galilei 11. ledna 1610, avšak až díky úžasným snímkům z kosmických sond jsme ho poznali blíž. Už kamery sond Voyager našly překvapivé podrobnosti. Kůra ze směsi ledu a hornin je pokrytá temnými krátery, často s tmavými paprsky. Mladší světlejší plochy protínají rovnoběžné brázdy, odjinud neznámé. Družice Galileo získala snímky s rozlišením až 28 metrů!
Měsíc plný kráterů
Na geologicky složitém povrchu, tvořeném směsí hornin a ledu, jsou dva základní typy útvarů: rozsáhlé temné a světlé plochy. Velké kruhovité temné oblasti jsou starší. Krátery mají průměry několik desítek kilometrů a jsou méně husté než na Měsíci. Často se tu vyskytují krátery s paprsky, které zřejmě vznikly z hornin, vyvržených při impaktech. Ve větších strukturách jsou soustředné menší – což je typický tvar při dopadu na povrch s velkým obsahem vodního ledu.
Větší množství impaktních kráterů napovídá o větším stáří dané oblasti a není vyloučeno, že někde mohla voda nebo rozbředlý led pronikat trhlinami v ledové kůře. Dlouhé podélné linie silně připomínají lineární trhliny na sousedním měsíci Europa, u kterého se předpokládá existence hlubokého vodního oceánu.
Je na Ganymedu oceán?
Právě dostatečně silná vrstva slané vody pod ledovou kůrou by nejlépe vysvětlila záznamy magnetometru sondy Galileo. Tento měsíc má totiž vlastní poměrně silné magnetické pole (na rozdíl od ostatních měsíců), k jehož vzniku potřebuje v nitru mnohem lépe vodivý materiál než tuhý led. Mohla by to být právě několik set kilometrů silná vrstva slané vodní masy pod kůrou o tloušťce asi 100 km.
Ve 21. století tedy zbývá zjistit, zda oceán pod povrchem Ganyméda přežil do dnešních dnů, či nikoliv. „Byl bych překvapen, kdyby Ganymedes skutečně neměl oceán, ale to ještě neznamená, že jeho přítomnost jasně plyne ze získaných dat,“ prohlásil šéf vědeckého týmu Thomas McCord.
Podle současných představ by pod vrstvou tekuté vody mohl být kamenný plášť o mocnosti kolem 800 km a v centru kovové jádro o poloměru asi 1000 km, které se prozrazuje přítomností magnetického pole. Přirozená radioaktivita v nitru produkuje teplo, které udržuje podpovrchovou vodu v kapalném stavu. To by byl rozdíl oproti Europě, v jejímž nitru se teplo vytváří slapovými silami, generovanými obřím Jupiterem.
Největší z Jupiterových měsíců opusťme s informací, že je obklopen velmi řídkou atmosférou. Tvoří ji molekulární kyslík a ozón, uvolňovaný z povrchového ledu především na straně od Jupiteru odvrácené. Ovšem množství ozónu není velké – odhaduje se na 10 % ročního úbytku v zemské atmosféře nad Antarktidou.
Charakteristické údaje
Hmotnost 0,02481 hmotnosti Země
Průměr 5268 km
Hustota 1940 kg/m3
Povrchová teplota -148 °C
Doba otočení kolem osy 7,154553 pozem. dní
Doba oběhu kolem planety 7,154553 pozem. dní
Velká poloosa dráhy 1 070 000 km
Excentricita 0,002
Inklinace 0,21°
CALLISTO
(Kalisto) je nejvzdálenějším z Jupiterových měsíců objevených Galileim, pojmenovaných Simonem Mariem a zblízka poprvé zkoumaných sondou Voyager r. 1979. Jako 2. největší měsíc Jupiteru a 3. největší ve sluneční soustavě je jen o málo menší než Merkur (ovšem o třetinu méně hmotný).
Z „velké čtyřky“ má nejmenší hustotu a nejtmavší povrch. Ten považujeme za velmi starý, možná až 4 miliardy let, protože je ze všech těles nejvíc poznamenán impaktními krátery zhruba stejných rozměrů (kolem 30 kilometrů). Velmi typické jsou pánve s mnoha koncentrickými kruhovými valy, obdobného vzhledu a původu jako na Ganymedu.
10 kilometrů vody?
Největší pánví je Valhalla o průměru 600km s vnějším koncentrickým valem o průměru 3000 km – stopa po dávné kolizi s jiným velkým tělesem. Žádné mladší ani tektonické změny zjištěny nebyly a soudilo se, že kůra musí být nejméně dvakrát tak silná jako u Ganymeda.
Nicméně HST v ultrafialovém záření objevil na povrchu čerstvý led a se změnou poznatků o Ganymedu se změnily i představy o tomto měsíci. Kůru tvoří zřejmě led promísený s horninami a v hloubce přes 100 km by mohl být i slaný oceán v podobě vrstvy vody o tloušťce zhruba 10 km – v tomto případě jde však pouze o pracovní hypotézu, vyplývající z podobnosti Ganymedu s Callisto.
Podivné vlastnosti vody
Na opačné straně tělesa v případech takových impaktů, jaké vedly ke vzniku Valhally na Marsu nebo na Měsíci nacházíme boulovitý nebo rozpraskaný povrch, způsobený seismickými vlnami po dopadu, avšak na Callisto nic takového není: jako by tekutá voda absorbovala energii vesmírného projektilu. K ohřevu vody nad bod tuhnutí ve vzdálenosti Callista je slapový ohřev již dosti slabý a nestačil by, avšak není vyloučeno, že to obstará samotná viskozita vody, která dokáže zabránit zamrznutí i bez nemrznoucí směsi.
Callisto má velmi řídkou atmosféru oxidu uhličitého.
Charakteristické údaje
Hmotnost 0,018 hmotnosti Země
Průměr 5268 km
Hustota 1860 kg/m3
Povrchová teplota -148 °C
Doba otočení kolem osy 16,689 pozem. dní
Doba oběhu kolem planety 16,689 pozem. dní
Velká poloosa dráhy 1 883 000 km
Excentricita 0,007
Inklinace 0,28°
IO
Jupiterův měsíc Io není velkým světem – svým rozměrem a hustotou se blíží pozemskému Měsíci, ale přesto patří nesporně mezi nejzajímavější objekty ve sluneční soustavě (a my to po staletí ani netušili). Jak zjistily sondy Voyager roku 1979, je to vulkanicky nejaktivnější těleso, jaké známe. A díky občasným průletům sondy Galileo v jeho blízkosti i pozorováním Hubbleova kosmického teleskopu víme, že stále probíhá.
Io obíhá kolem svého pána po téměř kruhové dráze jako nejbližší z galileovských měsíců. Má tuhé železné jádro, obklopené podobně jako u Země pláštěm z tavených silikátů. Naše rodná planeta je však deformována slapovými silami Měsíce jen velmi málo, což se projevuje především přílivy a odlivy rozsáhlých vodních mas. Naopak Jupiter natahuje kůru Io mnohem drastičtěji v permanentní ovál, související s jeho rotací a slapovým působením. Vulkanismus je vyvoláván slapovým působením Jupiteru, které v kůře nebohého měsíce vytváří stometrovou přílivovou vlnu.
První reportáž z Io
Povrch Io vypadá z dálky jako paleta zkušeného malíře: tu je rozmáznuta zelená, támhle bílá, žlutá i černá a na okraji se skví nápadně červená.
Kdybychom měli na povrchu Io televizního reportéra, mohl by hlásit: „Stojím na rovince, která je tou nejpodivnější pouští, kterou jsem viděl. Není vůbec monotónní, nýbrž hraje to tu všemi barvami. Ale není tady kapka vody, jenom samá síra. Brouzdám se závějí sněhu z oxidu siřičitého a na skafandr mi padají drobné vločky pastelových barev – žluté, modravé, oranžové. Je to nádherné! Tady všude kolem mne, pode mnou i nade mnou je síra!“
Zelený materiál obsahuje sloučeniny síry, které láva přímo obsahuje nebo později vylučuje. Bílé oblasti má na svědomí pevný oxid siřičitý. Černá souvisí s usazeninami vulkanického prachu.
Měsíc plný sopek
Zdejší kaldery, tedy rozsáhlé prolákliny, vznikly pohybem magmatu a ty největší mají průměr až několik set kilometrů. Na celý povrch Ió neustále dopadá jemný prach, jehož vrstvička se v průběhu jediného roku zvětší o celý jeden centimetr! Navíc teplota některých oblastí dosahuje až 1300 stupňů Celsia, tedy více než u pozemských vulkánů.
Láva, deroucí se z hloubky mnoha desítek kilometrů, se na povrchu Ió vylévá tak často, že tu a tam vyplní celou kalderu a dokonce doteče i hodně daleko od ní. Obsahuje nezanedbatelné množství pyroxenu, který je bohatý na železo a hořčík, chladnutím se z ní odpařuje síra.
Erupce sirných plynů pak mají na svědomí difúzní červené skvrny, které často vídáme v okolí proláklin jsou výsledkem plynných erupcí.
Sopky na Io jsou naprosto odlišné od všech ostatních vulkánů ve sluneční soustavě. Mají strmé okraje a ostré tvary, což prozrazuje jejich souvislost s trhlinami v kůře tělesa.
Atmosféra plná síry
Zatímco teplota bazaltových láv na naší planetě dosahuje nejvýše 1200 C, láva uvnitř vulkánu Pelé na Io, pojmenovaného podle polynéského boha ohně (nikoliv slavného fotbalisty), dosahuje teplot kolem 1500 C. Předpokládáme, že podobně horké lávy byly i na Zemi, avšak před miliardou let. A vulkánů s tak horkou lávou je na povrchu Io více, i když některé mají mnohem menší rozměry. Celkový tepelný výkon Io je asi 13,5 W/m2, což odpovídá pětinásobku tepelného výkonu, který produkují Yellowstonské horké prameny ve Wyomingu.
Sonda Galileo potvrdila, že Io je zdrojem prachových proudů, pohybujících se rychlostí 50 až 100 km/s od Jupiteru. Zjistila také řídkou atmosféru tvořenou kyslíkem a oxidem siřičitým, obklopenou oblakem plazmatu hlavně z ionizované síry a kyslíku.
Io – průměr 3630 km, albedo 0,63, hustota 3570 kg.m-3, červenavý povrch.
Charakteristické údaje
Hmotnost 0,015 hmotnosti Země
Průměr 3630 km
Hustota 3570 kg/m3
Povrchová teplota -143 °C
Doba otočení kolem osy 1,769 pozem. dní
Doba oběhu kolem planety 1,769 pozem. dní
Velká poloosa dráhy 421 600 km
Excentricita 0,0004
Inklinace 0,04°
EUROPA
Europa je nejmenším ze čtyř měsíců planety Jupiteru. Má průměr o něco menší než Měsíc a zaujímá 17. místo v žebříčku mohutností pevných těles sluneční soustavy.
„Panuje tu věčný mráz 1450 C pod nulou. Atmosféra sice obsahuje stopy kyslíku, ale je velmi řídká, takže dýchat se nedá. Zůstává průzračná a klidná. Mezi hvězdami je na temné obloze za našimi zády přilepená obrovská barevná koule, na níž po staletí zuří prudké bouře. Ale tady je mrazivý klid, jen seismometry neustále registrují záchvěvy pukajícího ledu a srážejících se ker. Nacházíme se v blízkosti kráteru Tyre, kde má led vyšší obsah minerálních solí podobných, jaké známe z kalifornského Údolí smrti.“
Tak nějak by mohla znít reportáž z Europy. Ledový povrch má rozlohu asi jako pozemská Afrika. Nahnědlé a našedlé drsnější oblasti jsou pokryté malými pahorky. Ostatní oblasti jsou rozsáhlé víceméně hladké ledové roviny rozpraskané do ker. Trhliny v ledu, přímé i zakřivené mají šířku několik desítek kilometrů a táhnou se až několik tisíc kilometrů.
Nový oceán
Právě tento vzdálený svět nás neobyčejně zajímá, protože kosmická sonda Galileo, obíhající v letech 1995–2003 kolem Jupiteru jako jeho první umělá družice nejprve potvrdila, že povrch je tvořen ledem a posléze shromáždila řadu dokladů, že pod tímto ledem by mohla být voda v kapalném stavu.
Vycházejí především ze snímků, z nichž některé zachycují detaily mezi 6 až 10 metry. Kráterů po dopadech meteoritů je tu méně než na okolních tělesech – zřejmě proto, že jizvy po srážkách byly většinou vzápětí zality vodou. Z měření síly, jakou gravitační pole Europy působí na maličkou sondu, lze odhadnout strukturu ledového krunýře a nehomogenity nitra.
Europa se pohybuje hluboko uvnitř Jupiterova magnetického pole. Toto pole indukuje v povrchových vrstvách elektrické proudy, které zase způsobují sekundární magnetické pole satelitu. Magnetometry na sondě Galileo byly schopny měřit i toto sekundární pole.
Podle publikovaných závěrů se „magnetické pole na Europě mění právě takovým způsobem, že to lze nejlépe vysvětlit přítomností elektricky vodivé kapaliny, nejspíše slané vody“.
Uvnitř Europy je kovové jádro ze železa a niklu, obklopené plastickým křemičitanovým kamenným materiálem. Svrchní kůru tvoří voda – vespod v kapalném a nahoře v pevném skupenství…
Dvakrát více vody než na Zemi?
Pod ledovou kůrou by měl být oceán. Podle měření tvaru impaktních kráterů by tloušťka ledové vrstvy měla být větší než 3 km a menší než 20 km, ale doufejme, že někde bude ještě tenčí. Jestliže by hloubka oceánu byla skutečně odhadovaných 100 km, pak by na Europě bylo dvakrát více vody, než je ve všech oceánech a řekách na Zemi! Z analýzy solí, usazených na povrchu, by voda měla místo nám důvěrně známého chloridu sodného obsahovat především síran hořečnatý.
Zajímavé, i když zatím přímé důkazy chybí. Ty zřejmě získáme, až na Europu vyšleme specializované roboty. V každém případě jsme si jisti, že voda se pod povrchem Europy v kapalném stavu udržet může.
Kde je voda, může být život…
Přítomnost tekuté vody a stálé zahřívání nitra vzrušuje vědce víc než alkoholika pohled na půllitr piva. Vodní prostředí totiž zcela určitě bylo kolébkou života na naší planetě a oprávněně předpokládáme, že je to obecné pravidlo přírody. Kde je kapalná voda, trocha kyslíku (zpočátku ne moc), energie a světlo pro fotosyntézu, tam je šance pro vznik života.
Na Zemi a možná i na Marsu tyto podmínky kdysi, před 4 miliardami let byly na povrchu. U Europy je sice voda uzavřená v ledovém obalu a bez slunečního světla, jenže energii dodává teplo z nitra a příznivě může působit i jinak smrtící radiace od Jupiteru. Přítomnost kyseliny sírové na povrchu překvapivě zvyšuje vyhlídky na existenci života, protože kyselina může organismům sloužit jako okysličovadlo a zdroj energie.
Najdeme alespoň mikroby?
Stále víc se přesvědčujeme, že život lze najít ve velmi nezvyklých podmínkách. Extrémofilní bakterie si libují ve věčně promrzlé Antarktidě, v Mrtvém moři, kilometry pod zemským povrchem, v horkých vřídlech…. Ale především víme, že hluboko pod mořskou hladinou, na oceánském dně žijí poblíž hydrotermálních průduchů mohutné kolonie mikroorganismů, zcela odříznuté od přímého slunečního světla i od atmosférického kyslíku. Zdrojem tepelné a chemické energie jsou voda a vulkanická činnost…
Voda v kapalném stavu sama o sobě pochopitelně ještě neznamená existenci života, ale v každém případě je lákavým prostředím pro mikrobiologický výzkum. Otázku, zda na Europě nejsou podmínky pro rozvoj jednoduchého života, můžeme formulovat i sugestivněji: Je vůbec možné, aby se během několika miliard let v oceánu za těchto podmínek život vůbec nevyskytl?
Abychom to mohli zjistit, musíme se ovšem k Europě vydat. Bohužel, plány na vyslání umělé družice k tomuto měsíci museli američtí vědci z finančních důvodů odložit. V současnosti je zřejmé, že přes všechny priority neodstartuje sonda Jupiter Icy Moons Orbiter dřív než r. 2012.
Charakteristické údaje
Hmotnost 0,0080321 hmotnosti Země
Průměr 3135 km
Hustota 2970 kg/m3
Povrchová teplota -145 °C
Doba otočení kolem osy 3,551181 pozem. dní
Doba oběhu kolem planety 3,551181 pozem. dní
Velká poloosa dráhy 670 900 km
Excentricita 0,009
Inklinace 0,47°
TITAN – zamrzlá laboratoř života?
Saturnův měsíc Titan , který je po Jupiterově Ganymedu druhým největším měsícem sluneční soustavy, nesporně patří mezi planety: má větší průměr než Merkur a Pluto a jako jediný měsíc je obklopen hustou atmosférou. Každý další poznatek nás utvrzuje, že pod touto atmosférou najdeme mnohem fantastičtější svět, než jsme si kdy představovali.
Objevitelem Titanu je holandský astronom Christian Huygens (1655). Velkého překvapení jsme se dočkali začátkem roku 1944, kdy (zas Holanďan) Gerard Kuiper spektroskopicky prokázal přítomnost metanové atmosféry. Později v ní byly prokázány další organické sloučeniny.
Titan se nachází desetkrát dál od Slunce než Země a dorazí k němu jen několik procent pozemské dávky slunečního záření. Při teplotě trvale kolem -180 stupňů C musí veškerá voda zmrznout. Její roli v atmosféře tohoto bizarního světa zaujímá nejjednodušší organická sloučenina, metan. Metan zde vytváří oblačnost a zřejmě i prší na povrch.
Obraz dávné Země
Odborníci netrpělivě čekali, co ukáží snímky sondy Voyager 1 zblízka. V listopadu 1980 jsme se dočkali: nejprve zklamání, když portrét meruňkově zabarveného tělesa ze vzdálenosti pouhých 4520 km ukazoval právě tolik podrobností, jako snímek Venuše – žádné. Poté překvapení: v atmosféře dominuje dusík! Titan má tedy jako jediné těleso ve sluneční soustavě atmosféru, podobnou pozemské, nadto v dobách krátce po jejím vzniku. Během několika minut jsme se dozvěděli více než za předchozí tři století.
Na dno neprůhledných oblaků Titanu poprvé dohlédl až Hubbleův kosmický dalekohled v říjnu roku 1994 pomocí kamery, citlivé na infračervené záření. Koncem 90. let byl Titan studován obřími pozemními teleskopy s adaptivní optikou, schopnými odhalit útvary o velikosti pouze 300 km a počátkem 21. století se do výzkumu zapojil i největší radioteleskop světa.
Atmosféra
Co se tedy skrývá pod několika vrstvami organického smogu, jehož nejvyšší vrstvy dosahují vzdálenosti až 700 km od povrchu?
Atmosféru tvoří především molekuly dusíku (90–97 %) a metanu (2–10 %), které jsou neustále vystaveny demoličním účinkům ultrafialového záření ze Slunce, energetickým elektronům ze Saturnovy magnetosféry a kosmickým paprskům. Části původních molekul rekombinují a vytvářejí složitější uhlovodíky, které byly v atmosféře detekovány. Základním organickým produktem těchto reakcí je etan, dále acetylen, propan a etylen. Společně tvoří hlavní oblačnou vrstvu aerosolů ve výšce kolem 200 km na tlakové hladině 100 Pa. Vypadá jako mléčná mlha s typickým naoranžovělým zabarvením. Tady dále dochází k polymerizaci a vzniku např. kyanovodíku a kyanoacetylénu. Nedávno byly pozorovány lehké „ranní“ mlhy ve výšce kolem 80 km, tvořené patrně aminokyselinami a tuhými částicemi pevných látek.
Na povrchu jako v bazénu
Prostředí na povrchu je nevlídné. Již tak slabé sluneční osvětlení atmosféra ještě zeslabuje, takže je po celý den (trvající 16 dní pozemských) šero. Osvětlení je asi tisíckrát menší, než na Zemi za dne, ale 350krát větší, než za úplňkové noci. Panuje tu mráz trvale – 178 stupňů C a tlak o 60% vyšší, než na povrchu Země (tedy 160 kPa); takový na nás působí, když se ponoříme na dno plaveckého bazénu.
Podle nejnovějších radarových pozorování je na povrchu spíše několik velkých jezer (nebo malých moří), než souvislý oceán. Jejich břehy neomývá voda, nýbrž stabilní směs kapalného metanu a etanu. Jsou nejspíš velmi tmavé a husté („špinavá řídká kaše“). Na celý povrch se zřejmě snášejí organické látky v podobě jemného deště a sněhu a usazují se na souši.
Nejnovější pozorování ze Země nasvědčují tomu, že poprvé sledujeme koloběh jiné kapaliny, než vody. Odpařující se metan stoupá do atmosféry, kde se fotochemicky vytváří smog (ne nepodobný smogu nad velkými pozemskými městy), jeho velké organické molekuly se slepují jako dehet a prší zpět. Prudký déšť eroduje ledové hory a odhaluje velmi jasný sníh.
Kromě toho byla ve výšce 20 až 25 km nad povrchem nalezena malá kupovitá oblaka tvořená kapičkami metanu, která vznikají a zanikají během dvou hodin. Vyprší – nebo se kapičky metanu odpaří dřív, než dopadnou?
Vše nasvědčuje tomu, že na Titanu jako by pro nás příroda zmrazila podobu naší pradávné minulosti. Atmosféra totiž připomíná prvotní atmosféru Země před 4 miliardami let a Titan se nabízí jako unikátní museum, v němž bychom mohli studovat procesy, které nakonec vedly ke vzniku života.
Doufejme, že v lednu příštího roku budeme na své otázky znát odpovědi: 14. 1. 2005 dopoledne má na povrchu tajuplného tělesa přistát pouzdro Huygens, které je nyní na palubě sondy Cassini.
