Sjöarna på Titan, en av Saturnus månar, består av flytande kolväten, främst metan och etan. De större sjöarna kallas maria (hav) och de mindre kallas lacūs (sjöar). De tydligaste bevisen för dessa sjöar kom från rymdsonden Cassini-Huygens.
Upptäckt och tidiga tecken
Idén att Titan kan ha flytande kolväten som bildar sjöar föreslogs redan efter analys av data från Voyager 1 och Voyager 2, eftersom Titan visade sig ha en tät atmosfär som kan hålla kvar flytande ämnen vid låga temperaturer. I mitten av 1990‑talet gav bilder från Hubble-teleskopet och andra teleskop ytterligare indikationer på mörka, potentiellt flytande områden på ytan, men inga definitiva bevis förelåg förrän Cassini‑uppdragets närmare studier.
Cassini‑Huygens och bekräftelsen
När Cassini anlände till Saturnussystemet 2004 letade forskarna efter speglingar av solljus från kolväten på ytan, men initialt hittades inga tydliga speglingar. Fortsatta studier med radar, synligt och infrarött ljus gav dock allt starkare bevis. Radarbilder och VIMS‑spektra visade från 2006–2007 ett antal stora, släta mörka områden nära nordpolen som tolkades som sjöar och hav fyllda med kolväten. I januari 2007 meddelade teamet att det fanns definitiva bevis för sjöar fyllda med metan på Titan.
Polära koncentrationer och större vattenmassor
De flesta sjöarna och haven ligger nära Titans polarområden, särskilt i norr. Vid sydpolen identifierades det stora mörka området Ontario Lacus, en av de första sjöarna som kunde urskiljas och som sannolikt bildats av nederbörd. Vid flera överflygningar upptäcktes mycket stora bassänger — ett av dem bedömdes vara större än 100 000 km² (större än Lake Superior) — och andra områden med utsträckning i nivå med det Kaspiska havet. Bilder tagna i oktober 2007 visade liknande, men mindre, sjöar vid sydpolen.
Huygens‑landningen och ytans karaktär
En del av Huygens‑delen av sondparet nådde Titan 14 januari 2005 och tog bilder och mätningar under sitt sönderfall och efter landningen. De bilder som Huygens sände tillbaka visade inga öppna vätskeytor vid landningsplatsen vid ekvatorn, utan i stället floddalar som verkar vara uttorkade. Enheten ofta kallad penetrometer pekade mot finkornig, delvis kompakt yta som kan ha egenskaper liknande våt lera, även om forskarna noterade att mätinstrumentet kan ha landat på en sten. Ytan i närheten visade stora platta områden täckta av småsten eller klasts — sannolikt vattenis — vars avrundade former tyder på tidigare vätskeflöden.
Kemisk sammansättning och bevis för flytande kolväten
Tidig spektralanalys och senare mätningar med Cassini visade att flera av de mörka områdena verkligen innehåller vätska bestående av kolväten. Etan upptäcktes i en sjö på södra halvklotet, och i februari 2008 rapporterade forskare att Titans polarsjöar innehåller stora mängder naturgas och andra kolväten — enligt vissa uppskattningar <
Hydrologiskt kretslopp och klimat betydelse
På Titan fungerar metan och etan i princip på samma sätt som vatten på jorden: de avdunstar, bildar moln, transporteras och faller som regn, och skapar floder och sjöar. Förutsägelser och observationer visar att under ett Saturnusår kan vätska förflytta sig från ekvatorn till polerna, vilket påverkar molnbildning och nederbörd. Denna methan‑cykel gör Titan till ett mycket intressant mål för studier av atmosfärisk processer och klimat, eftersom vätskor, gaser och temperatur spelar sammanlänkade roller.
Utsträckning och ytfördelning
Sjöarna täcker inte en stor andel av Titans totala yta; uppskattningar varierar beroende på mätmetod och definition av vad som räknas som sjö eller hav. Observationer visar emellertid att de polära områdena rymmer de största sammanhängande vätskebaserade ytorna. Vissa dalar och kanaler tyder också på att flödesprocesser varit aktiva över geologisk tid.
Sammantaget har Cassini-Huygens-missionen förändrat vår bild av Titan: från en dimmig måne med en tjock atmosfär till en värld med ett aktivt kolväte‑kretslopp, stora sjöar och hav, och ytliga processer som ibland liknar jordens hydrologi — om än med helt andra vätskor.
