타이탄 (위성)

1. 개요

타이탄은 토성의 가장 큰 위성이며, 태양계에서 지구를 제외하고 유일하게 짙은 대기를 가진 천체이다. 1655년 크리스티안 호이겐스에 의해 발견되었으며, 15일 22시간 주기로 토성을 공전하고, 항상 같은 면이 토성을 향하는 조석 고정 상태에 있다. 타이탄의 지름은 수성보다 크고 달의 약 1.5배이며, 짙은 질소 대기와 메탄, 에테인 구름을 가지고 있다. 표면에는 액체 탄화수소로 이루어진 호수와 바다가 존재하며, 복잡한 유기 화합물이 풍부하여 생명체 존재 가능성이 연구되고 있다. 카시니-하위헌스 탐사선을 통해 표면의 지질학적 특징과 대기 조성이 밝혀졌으며, 2028년에는 드래곤플라이 탐사선이 발사될 예정이다.

2. 역사

네덜란드의 천문학자 크리스티안 호이겐스는 1655년 3월 25일에 타이탄을 발견했다. 호이겐스는 갈릴레오의 목성 위성 발견과 망원경 기술 발전에 영감을 받아 망원경을 제작, 토성을 공전하는 타이탄을 발견했다.

호이겐스는 자신이 발견한 위성을 Saturni Luna^라틴어(또는 Luna Saturni^라틴어, 라틴어로 "토성의 달")로 명명했다. 이후 조반니 도메니코 카시니가 토성의 위성 4개를 더 발견하면서, 천문학자들은 타이탄을 포함한 위성들을 토성 I에서 V까지로 부르기 시작했다.

존 허셜이 1847년에 발표한 논문에서 그리스 신화에 나오는 티탄족에서 따온 타이탄이라는 이름을 제안했다. 한국에서는 "타이탄" 또는 "티탄"이라는 표기가 사용된다.

2.1. 발견

네덜란드의 천문학자 크리스티안 호이겐스는 1655년 3월 25일에 타이탄을 발견했다. 호이겐스는 갈릴레오가 1610년에 목성의 4개의 가장 큰 위성을 발견한 것과 망원경 기술의 발전에 영감을 받아, 형인 콘스탄테인 호이겐스 주니어의 도움을 받아 1650년경부터 망원경을 제작하기 시작했으며, 그들이 제작한 망원경 중 하나를 사용하여 토성을 공전하는 최초로 관측된 위성을 발견했다.

호이겐스는 자신이 발견한 위성의 이름을 Saturni Luna (또는 Luna Saturni, 라틴어로 "토성의 달")로 명명하고, 1655년 논문 De Saturni Luna Observatio Nova (토성의 달에 대한 새로운 관측)에 발표했다.

2.2. 명칭

크리스티안 호이겐스는 자신이 발견한 위성의 이름을 Saturni Luna^라틴어(또는 Luna Saturni^라틴어, 라틴어로 "토성의 달")로 명명하고, 1655년 논문 De Saturni Luna Observatio Nova (토성의 달에 대한 새로운 관측)에 발표했다. 조반니 도메니코 카시니가 1673년에서 1686년 사이에 토성의 위성 4개를 더 발견한 후, 천문학자들은 이 위성들과 타이탄을 토성 I에서 V까지로 부르기 시작했다(타이탄은 당시 네 번째 위치). 초기에는 "토성의 일반적인 위성"이라는 별칭도 있었다. 국제 천문 연맹은 타이탄을 공식적으로 "토성 VI"로 번호를 매겼다.

타이탄이라는 이름과 당시 알려진 토성의 일곱 개 위성의 이름은 존 허셜(미마스와 엔켈라두스를 발견한 윌리엄 허셜의 아들)이 1847년에 발표한 Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope에서 유래했다. 타이탄이라는 이름은 그리스 신화에 나오는 불멸의 종족인 티탄족에서 유래했다.

한국에서는 "타이탄"이라는 영어식 표기나, 티탄이라는 표기가 사용된다.

3. 궤도와 자전

타이탄은 15일 22시간마다 토성을 한 바퀴 공전한다. 지구의 달과 거대 행성의 많은 위성들처럼, 타이탄의 자전 주기(하루)는 공전 주기와 동일하다. 타이탄은 토성과 조석 고정되어 동기 자전을 하며, 영구적으로 한쪽 면을 토성을 향하고 있다. 타이탄의 경도는 이 지점을 통과하는 자오선을 시작으로 서쪽으로 측정된다. 궤도 이심률은 0.0288이고, 궤도면은 토성의 적도에 대해 0.348도 기울어져 있다. 지구에서 보았을 때 타이탄은 토성 시지름의 20배 정도 거리만큼 어머니 행성에서 떨어져 있는데, 이는 실제 거리로 약 120만 킬로미터에 해당하며, 천구상에서 0.8초각 거리이다.

작고 불규칙한 모양의 위성인 히페리온은 타이탄과 3:4 궤도 공명에 갇혀 있다. 즉, 히페리온은 타이탄이 세 바퀴 공전할 때마다 네 바퀴 공전한다. 히페리온은 안정적인 궤도 섬에서 형성되었을 것이며, 반면에 거대한 타이탄은 접근하는 다른 천체들을 흡수하거나 방출했을 것이다.

4. 물리적 특징

타이탄의 지름은 약 5150km로, 수성보다 크고 달의 약 1.5배이다. 보이저 1호가 타이탄을 방문하기 전까지는 타이탄의 지름이 가니메데보다 더 큰 것으로 여겨졌었다. 이는 타이탄의 짙고 불투명한 대기가 지표 위로 두껍게 형성되어 있어 우주에서 보았을 때 겉보기 지름을 증가시켰기 때문이다.

타이탄의 밀도는 1.88g/cm³이며, 물의 얼음과 암석 물질이 거의 반반씩 섞여 있는 조성을 보인다. 이는 디오네 및 엔셀라두스와 비슷하지만, 타이탄은 자체 질량이 커 중력에 의해 뭉쳐 있어 이들보다 밀도가 크다.

타이탄의 중심부에는 지름 3400km의 암석 핵이 있으며, 이 위로 여러 다양한 형태의 얼음 결정으로 이루어진 여러 층이 존재한다. 타이탄의 내부는 아직도 뜨거우며 얼음 I_h층과 (더 깊은 곳에 있는) 고압력 얼음층 사이에 물과 암모니아로 이루어진 액체 층이 존재할 수 있다. 이러한 '바다'의 존재는 최근 카시니-하위헌스 호가 타이탄 대기의 극저주파(ELF)를 조사한 자료를 통해 밝혀졌다. 타이탄의 표면은 ELF파를 거의 반사하지 않지만, 표면 밑에 있는 액체-얼음 경계면에 의해 극저주파가 반사된 것으로 보인다. 카시니 호가 관측한 표면 지형은 2005년 10월에서 2007년 5월 사이에 구조적으로 30km 이동했는데, 이는 지각이 내부 층과 단절되어 있음을 암시하며, 내부에 액체 층이 존재할 것이라는 또 다른 단서가 된다.

5. 대기

타이탄은 태양계 위성 중 유일하게 짙은 대기를 가지고 있으며, 지구와 마찬가지로 질소가 풍부한 대기를 가진 천체이다. 보이저의 관측에 따르면 타이탄의 대기는 지구보다 고밀도이며, 표면 기압은 지구의 약 1.45배이다. 타이탄 대기의 질량은 지구 대기 전체의 1.19배이며, 동일 단위 표면적당 질량은 지구의 약 7.3배, 밀도는 4배이다. 불투명한 스모그 층은 태양 및 다른 광원에서 방출된 가시광선 대부분을 차단하여 타이탄 표면을 가린다. 타이탄의 중력이 약하기 때문에 대기는 지구보다 훨씬 상공까지 퍼져 있다.

타이탄의 대기는 광범위한 파장의 전자기파에 대해 불투명하여, 궤도상에서 표면의 완전한 반사스펙트럼을 얻는 것은 불가능했다. 2004년 카시니-하위헌스 호가 도착하고 나서야 비로소 타이탄 표면을 직접 촬영하는데 성공했다.

타이탄 대기의 주성분은 질소(97%)이며, 메탄(2.7±0.1%), 수소(0.1-0.2%)와 기타 미량의 가스로 구성되어 있다. 미량의 에탄, 다이아세틸렌, 메틸 아세틸렌, 아세틸렌 및 프로판과 같은 탄화수소와, 시아노아세틸렌, 시안화 수소, 이산화 탄소, 일산화 탄소, 시안, 아르곤, 헬륨 등의 가스도 포함되어 있다. 탄화수소는 타이탄 대기 상층에서 태양의 자외선에 의해 메탄이 분해될 때 생성되며, 짙은 주황색 안개를 형성한다고 알려져 있다. 타이탄은 공전 궤도의 95%가 토성의 자기권 내에 있기 때문에, 자기권이 타이탄 대기가 태양풍에 의해 소실되는 것을 막고 있을 가능성도 있다.

태양 에너지는 타이탄 대기 중 미량으로 존재하는 모든 메탄을, 태양계의 나이보다 짧은 5천만 년 이내에 더욱 복잡한 탄화수소로 변환시킨다. 이는 메탄이 지하 저수지 또는 타이탄 내부에서 보충되고 있음을 보여준다. 대기 중 메탄의 최종적인 기원은 얼음 화산 분화에 의해 내부에서 방출된 것일 가능성이 제시되고 있다.

타이탄의 성층권에서는 초당 200미터에 달하는 슈퍼로테이션(초회전)이 존재한다. 이는 금성에서도 관찰되며, 종종 비교되기도 한다. 이는 보이저 관측 당시 데이터에서 예측되었으며, 2005년 카시니 탐사선에서 분리된 호이겐스의 관측으로 증명되었다.

2013년 4월 3일, 미국 항공 우주국(NASA)은 타이탄 대기의 모의 연구를 바탕으로, 타이탄 대기에 솔린이라고 불리는 복잡한 유기 화합물이 생성될 가능성이 있다고 보고했다.

2013년 6월 6일, 안달루시아 천체물리학 연구소와 스페인 국립 연구 위원회의 과학자들은 타이탄 대기 상층부에서 다환 방향족 탄화수소를 검출했다고 발표했다.

2013년 9월 30일, NASA의 탐사선 카시니의 적외선 분광 광도계(CIRS)를 이용한 관측으로, 타이탄 대기 중에서 프로펜이 검출되었다. 지구 이외의 행성이나 위성에서 프로펜이 검출된 것은 처음이며, CIRS에 의해 발견된 첫 번째 화학 물질이다.

2014년 10월 24일, 타이탄의 극 부근에서 보이는 대류권과 다른 고고도의 구름 속에서 메탄 얼음이 검출되었다고 발표되었다.

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6. 기후

타이탄의 표면 온도는 약 94K(-179.2°C^영어)로 매우 낮다. 이 온도에서는 물이나 얼음의 증기압이 매우 낮기 때문에, 아주 적은 양의 수증기가 존재할 수 있는 영역은 성층권에 국한될 것으로 보인다.

대기 중 메탄은 표면에 온실 효과를 발생시키는데, 이것이 없다면 타이탄의 표면 온도는 더 낮아질 것이다. 그러나 타이탄 대기 중의 연무는 태양광을 우주 공간으로 반사하여 반온실 효과를 일으키고, 온실 효과의 일부를 상쇄하여 상층 대기보다 지표를 훨씬 저온으로 만들고 있다.

메탄이나 에탄 또는 기타 단순한 유기물로 구성되어 있다고 추정되는 타이탄의 구름은 산재해 있으며, 변화하기 쉽고, 전반적인 연무를 상쇄하고 있다. 구름은 비교적 느리게 자전 방향과 같은 동쪽으로 이동한다. 호이겐스 탐사 결과에 따르면, 타이탄의 대기는 액체 메탄이나 기타 유기 화합물을 비로 표면에 내리고 있다.

구름은 기본적으로 타이탄 표면의 1%를 덮고 있지만, 표면의 8%까지 급속히 확산되는 폭발적인 현상이 관측되기도 한다. 남쪽이 여름 동안 일사조도 상승에 의해 발생한 대류로 대기가 들어 올려진 결과, 남쪽에 구름이 형성되었다는 가설이 제시되었으나, 하지 후뿐만 아니라 봄의 절정에서도 구름 형성이 관측되고 있다는 사실을 설명하기는 어렵다. 남극의 메탄 농도 증가는 구름의 크기가 급격히 커진 것과 관련이 있을 수 있다.

타이탄에서는 29.5년 주기로 계절 변화가 있다. 2010년까지 타이탄의 남반구는 여름이었지만, 타이탄의 계절 변화를 좌우하는 토성의 궤도로 인해 타이탄의 북반구가 태양광을 받게 되었다. 계절이 바뀌면, 남극 상공에서 에탄이 응축되기 시작할 것으로 예상된다.

7. 표면 지형

타이탄의 지표면은 하천 지형 등 유체의 침식 작용으로 형성된 지형과 액체를 담은 호수가 존재한다는 특징을 보인다. 이러한 침식과 지질 활동으로 인해 지표면은 끊임없이 갱신되며, 매우 "젊다". 타이탄은 태양계 형성 시기에 탄생했지만, 현재 표면은 1억 년에서 10억 년 전에 형성된 것으로 추정된다. 다른 토성의 위성과 비교하면 타이탄 표면에는 크레이터가 매우 적다. 침식 외에도 표면 갱신 요인으로 얼음(H₂O)이 녹아 지하의 메탄이나 암모니아가 분출하는 저온 화산이 있으며, 화구와 같은 지형도 카시니 탐사선에 의해 발견되었다.

타이탄의 대기 두께는 지구의 2배이고, 오렌지색 안개로 덮여 있어 가시광선 관측이 어렵다. 카시니는 적외선 분광 광도계, 레이더 고도계, 합성 개구 레이더 (SAR) 이미징을 사용하여 표면 일부를 관측하고 부분적인 지도를 작성했다. 초기 이미지에서 타이탄 표면은 기복이 심한 영역과 매끄러운 영역이 존재하며, 지질학적으로 다양하다는 것이 밝혀졌다. 화산 활동으로 암모니아가 혼입된 물이 분출된 것으로 보이는 지형도 있다.

타이탄의 지각은 굳게 언 얼음(H₂O)으로 이루어져 있으며, 지구의 암석처럼 지표면을 형성한다. 지각은 지질학적 활동을 거의 보이지 않는다. 타이탄 적도에는 언 물이나 유기물 얼음 모래알이 바람에 의해 운반되어 만들어진 사구가 있으며, 상공에서 보면 줄무늬로 보인다. 이 사구의 능선은 큰 것은 길이 100km 이상, 고저차 100-150m에 달한다.

탐사 결과 타이탄 표면은 비교적 매끄럽고, 표고차는 일반적으로 150m 이하이다. 그러나 표고차가 500m 이상인 지형도 있으며, 수백 m에서 1,000m에 달하는 산맥도 존재한다.

타이탄 표면은 밝은 지형과 어두운 지형으로 크게 구분된다. 밝은 지형에는 적도 부근 자나두라는 오스트레일리아 대륙 크기의 고 알베도 지형이 있다. 자나두는 1994년 허블 우주 망원경의 적외선 관측으로 처음 확인되었고, 이후 카시니에서도 관측되었다. 자나두는 언덕으로 덮여 있고, 계곡이나 갈라진 틈이 표면을 가로지른다. 자나두는 기복이 심하고, 어두운 선이 십자로 교차하며, 능선, 크레바스, 하천과 비슷한 구불구불한 지형이 보인다. 자나두 지형 형성은 지질 활동에 의한 것일 수 있으며, 이 경우 지질학적으로 젊은 지형이 된다. 또는 액체에 의해 형성된 수로일 가능성도 있으며, 이 경우 유수계가 오래된 지형을 횡단하는 것이 된다. 어두운 지형은 타이탄의 다른 부분에서도 관측된다.

7.1. 개요

타이탄 표면은 지질학적으로 젊고 활동적이며, 액체의 흐름에 의한 침식 작용으로 형성된 지형이 많다. 크레이터는 상대적으로 적으며, 이는 침식, 지각 변동, 극저온 화산 활동 등에 의해 지워졌기 때문이다. 타이탄은 태양계 형성 시기에 탄생했지만, 현재 보이는 표면은 1억 년에서 10억 년 전에 형성된 것으로 추정된다.

타이탄의 대기 두께는 지구의 2배이며, 오렌지색 안개로 덮여 있어 가시광선 관측이 어렵다. 카시니 탐사선은 적외선, 레이더, 합성 개구 레이더 (SAR)를 사용하여 표면을 관측하고 부분적인 지도를 작성했다. 타이탄 표면은 기복이 심한 영역과 매끄러운 영역이 존재하며, 지질학적으로 다양하다.

타이탄의 지각은 굳게 언 얼음(H₂O)으로 이루어져 있으며, 지구의 암석처럼 지표면을 형성한다. 적도 지역에는 언 물이나 유기물 얼음으로 만들어진 모래알이 바람에 의해 운반되어 만들어진 사구가 존재한다. 탐사 결과, 타이탄 표면은 비교적 매끄럽고, 표고차는 일반적으로 150m 이하이다. 그러나 500m 이상의 표고차를 가진 지형과 수백에서 1,000m에 달하는 산맥도 존재한다.

타이탄 표면은 밝은 지형과 어두운 지형으로 크게 구분된다. 밝은 지형에는 자나두라고 불리는 오스트레일리아 대륙 크기의 고 알베도 지형이 있다. 자나두는 언덕, 계곡, 갈라진 틈 등으로 덮여 있으며, 지질 활동 또는 액체에 의해 형성된 수로일 가능성이 제기된다.

7.2. 호수와 바다

타이탄에는 극지방, 특히 북반구를 중심으로 크고 작은 호수(바다)가 존재한다. 타이탄에서 가장 큰 호수는 북반구에 있는 크라켄 해로, 면적은 40만 km²에 달하며, 이는 일본 열도의 총 면적보다 크다. 타이탄의 북극 근처에는 크라켄 해, 리게이아 해, 푼가 해가 있으며, 이들은 타이탄의 바다와 호수 면적의 총 80%를 차지한다. 세 바다(maria)의 해수면은 유사하며, 이는 이들이 수압적으로 연결되어 있을 수 있음을 시사한다. 남극 지역에는 4개의 마른 넓은 분지가 있으며, 이는 말라버린 해저를 나타낼 수 있다. 리게이아 해는 거의 순수한 메탄으로 채워진 바다(호수)로 여겨진다.

타이탄에 탄화수소의 호수 또는 바다가 존재할 가능성은 보이저 1호와 보이저 2호의 데이터를 기반으로 처음 제시되었다. 하지만 직접적인 증거는 1995년 허블 우주 망원경과 기타 관측을 통해 처음 얻어졌다. 이들은 타이탄 위에 흩어진 수역, 또는 위성 전체에 걸쳐 넓게 퍼진 해양 규모로, 지구에서의 물과 같이 액체 메탄이 존재함을 시사했다. 카시니는 보이저의 관측을 바탕으로 한 가설을 실증하는 데 성공했다. 남극 근처에서는 온타리오 호수가 확인되었다.

타이탄의 호수와 바다는 메탄 ()이 주성분이며, 소량의 에탄 ()과 용해된 질소 ()가 포함되어 있다. 리게이아 해는 부피 기준으로 71% , 12% , 17% 로 구성되어 있으며, 온타리오 호수는 49% , 41% , 10% 로 구성되어 있다.

2008년 6월, 카시니의 이온 및 중성 질량 분석기는 온타리오 호수에 액체 에탄이 존재함을 확인했다.

2013년 5월, 카시니의 레이더 고도계는 비드 플루미나(Vid Flumina)의 수로를 관측하고, 이것이 리게이아 해로 연결된 유수 구조임을 확인했다. 수로는 급경사로 깊은(최대 570m) 계곡에 위치해 있으며, 액체로 채워져 있음을 나타내는 강한 경면 반사가 나타났다.

7.3. 텍토닉과 극저온 화산

냉화산 및 구조적 특징으로 해석되는 지형들이 타이탄 표면에서 발견된다. 둠 몬스, 에레보르 몬스, 소트라 파테라, 모히니 플럭투스 등이 대표적이다. 2005년에서 2006년 사이에 소트라 파테라와 모히니 플럭투스의 일부가 주변 평원에는 변화가 없는 동안 현저하게 더 밝아졌는데, 이는 진행 중인 냉화산 활동을 나타낼 수 있다.

타이탄 대기 중 아르곤 40의 존재는 타이탄의 활발한 지질 활동을 뒷받침하며, 냉화산 활동은 동위 원소를 내부에서 끌어올리는 가능한 방법 중 하나이다.

2010년 카시니 미션 팀은 소트라 파쿨라 영역에서 최소 3개의 산맥을 확인했으며, 각각 1,000m에서 1,500m의 높이를 가지고 있으며, 일부는 큰 크레이터로 덮여 있다. 이 지형 주변의 표면은 얼어붙은 용암의 흐름처럼 보인다.

국제천문연맹의 규정에 따라 타이탄의 주요 산과 언덕에는 J. R. R. 톨킨의 판타지 소설에서 유래한 명칭이 부여된다. 산지형(Montes)에는 "중간계"의 산 이름을 따서 명명한다. 예를 들어 미스림 산맥(Mithrim Montes)에는 타이탄의 최고봉(해발 3,337m)으로 보이는 산이 있다.

만약 타이탄에 화산 활동이 존재한다면, 지구와 마찬가지로 맨틀의 방사성 원소의 방사성 붕괴에서 방출되는 에너지에 의해 일어난다는 가설이 있다. 그러나 얼음은 물보다 밀도가 낮기 때문에, 타이탄의 물 마그마는 단단한 얼음 지각보다 밀도가 높아진다. 이는 타이탄에서 얼음 화산이 형성되기 위해서는, 토성으로부터의 조석 가열을 통한 막대한 에너지가 필요하다는 것을 시사한다.

2008년, 에임스 연구 센터의 제프리 무어는 타이탄의 지질에 대해 지금까지와는 다른 견해를 제안했다. 타이탄의 표면이 충돌 크레이터와, 하상의 침식, 매스 무브먼트 및 기타 외인에 의한 과정만으로 형성된, 지질학적으로 "죽은 세계"라고 주장했다.

7.4. 충돌구

타이탄 표면에는 충돌구가 비교적 적게 발견되는데, 이는 침식, 지각 변동, 극저온 화산 활동 등에 의해 시간이 지나면서 지워졌기 때문이다. 타이탄의 충돌구는 크기와 구조가 비슷한 가니메데나 칼리스토의 충돌구보다 훨씬 얕으며, 퇴적물로 이루어진 어두운 바닥을 가진 경우가 많다. 충돌구의 지형학적 분석에 따르면 침식과 매몰이 충돌구 변형의 주요 원인이다. 타이탄의 충돌구는 균등하게 분포하지 않고, 극지방에는 거의 없는 반면 대부분 적도 사구 지대에 위치한다. 이러한 불균형은 과거 타이탄 극지방을 덮었던 바다, 강우에 의한 극지방 퇴적물 침전, 또는 극지방의 침식률 증가 때문일 수 있다.

레이더, 합성 개구 레이더 및 카시니의 이미지 데이터에 따르면 타이탄 표면에는 충돌구가 거의 없다. 이 때문에 타이탄의 표면은 젊은 것으로 추정된다. 발견된 몇 안 되는 충돌구 중에는 지름 392km의 멘르바(Menrva)가 있다. 멘르바는 이중 충돌 분지로, 카시니 이미징 과학 서브시스템(ISS)에 의해 동심원상의 명암 패턴으로 관측되었다. 더 작은 충돌구로는 지름 60km의 신랩(Sinlap)과 중앙 구릉과 어두운 표면을 가진 지름 30km의 크사(Ksa)가 있다. 레이더와 카시니 이미지에서는 운석 충돌과 관련 있을 수 있는 원형 지형도 보이지만, "운석"에 의한 것이라고 확실하게 식별하기는 어렵다. 예를 들어, 구아보니토(Guabonito)라는 지름 90km의 링 모양 지형이 관측되었는데, 이는 어두운 퇴적물로 덮인 충돌구로 추정된다. 샹그릴라나 아루(Aaru) 같은 지역에서도 비슷한 지형이 관측된다. 2006년 4월 30일 카시니가 타이탄을 플라이바이했을 때의 레이더 관측으로, 고알베도 지형 자나두에서도 충돌구로 추정되는 원형 지형이 몇 개 발견되었다.

타이탄의 충돌구와 그 가능성이 있는 지형 대부분은 심한 침식의 흔적을 보이며, 이는 지형이 모두 어떤 원인으로든 변화하고 있음을 나타낸다. 타이탄의 충돌구 중에는 태양계 내 다른 충돌구보다 가장자리가 비교적 큰 것이 있음에도 불구하고, 대부분의 대형 충돌구 가장자리는 깎여나가거나 불완전하다. 다른 큰 얼음 위성과는 달리, 팔림프세스트라고 불리는 점탄성 지각이 느슨해질 때 형성되는 지형은 거의 보이지 않는다. 대부분의 충돌구는 중앙 구릉이 없는 매끄러운 표면을 가지고 있는데, 이는 이후 얼음 화산 활동에 의한 저온 용암 분출이나 충격 발생 등이 원인으로 추정된다. 이러한 다양한 지질학적 과정에 의해 충돌구가 메워지는 것이 그 수를 적게 하는 원인 중 하나이다. 또한 대기가 표면에 대한 천체 충돌을 줄여, 표면의 충돌구 수를 대기가 없는 경우보다 절반으로 줄이는 것으로 추정된다.

2007년까지 얻어진 고해상도 레이더 관측(전체의 22%)에서는 충돌구 분포의 불균일성이 나타났다. 자나두에는 다른 영역보다 2~9배 더 많은 충돌구가 존재한다. 공전 방향을 향한 반구인 선행 반구는 공전 반대 방향인 후행 반구보다 충돌구 밀도가 30% 더 높다. 적도 부근 사구 지역이나 탄화수소 호수와 바다가 가장 흔하게 존재하는 북극 주변에서는 충돌구 수가 적다.

카시니 관측 이전의 충돌 궤도와 각도 모델에 따르면, 물 얼음으로 만들어진 천체가 지각에 충돌한 곳에서는 소량의 분출물이 충돌구 내에 액체 상태의 물로 존재할 수 있다. 물이 액체 상태로 존재하는 기간은 수백 년 이상일 수 있으며, 이는 생명 기원과 관련된 단순한 전구체 분자가 합성될 수 있는 시간이 될 가능성도 있다.

7.5. 평원과 사구

타이탄 표면의 대부분은 평원으로 덮여 있다. 그 중에서도 중위도 지역(북위 또는 남위 20~60°)에는 미분화 평원이 가장 넓게 분포하는데, 이는 바람에 의해 형성된 유기물이 풍부한 퇴적물로 구성되었을 가능성이 높다.

타이탄에는 또 다른 광대한 지형으로 사구(모래 언덕)가 있다. 사구는 북위 또는 남위 30° 이내의 광대한 "모래 바다"를 이루며, 폭은 1–2 km, 간격은 1–4 km, 길이는 100 km가 넘는 것도 있다. 레이더 관측에 따르면 사구의 높이는 80m에서 130m이다.

사구를 구성하는 모래는 타이탄 대기에서 유래된 유기 물질이 주성분이며, 강 수로나 미분화 평원에서 왔을 가능성이 있다. 산과 같은 장애물과의 상호 작용을 통해 모래는 일반적으로 서쪽에서 동쪽으로 이동한다는 것을 알 수 있다.

2000년대 초 지상 망원경 관측에서는 타이탄 적도를 가로지르는 어둡고 넓은 영역이 발견되었는데, 이는 탄화수소 바다로 추정되었다. 그러나 카시니의 레이더 관측 결과, 이 영역은 세로 방향 사구로 덮인 광대한 평원임이 밝혀졌다. 타이탄의 사구는 평균적인 풍향에 따라 정렬되며, 안정된 대역풍과 변화하는 조석풍이 결합하여 형성된다.Lorenz06^영어 조석풍은 토성의 조석력에 의해 발생하며, 지구에 대한 달의 조석력보다 400배 강하다. 이 바람은 모래를 적도 방향으로 이동시켜 서쪽에서 동쪽으로 뻗은 사구를 형성한다.

초기에는 사구가 한 방향의 바람이나 두 방향으로 번갈아 부는 바람에 의해 형성된다고 추정되었다. 그러나 이후 관측에서는 사구가 동쪽으로 향하고 있지만, 기후 모델에서는 타이탄 표면의 바람이 서쪽으로 불고 있음을 보여준다. 또한, 풍속 1 m/s 미만의 바람으로는 모래를 운반하기에 충분하지 않다. 최근 연구에서는 타이탄이 춘분을 맞이할 때 15년마다 발생하는 폭풍에 의해 사구가 형성될 가능성이 제시되었다. 이 폭풍은 강한 하강 기류를 생성하여 표면에 도달하면 최대 풍속 10 m/s로 동쪽으로 흐른다.

타이탄의 "모래"는 규산염이 아닌, 액체 메탄 비와 홍수에 의해 침식된 물 얼음 암반, 또는 대기 중 광화학 반응으로 생성된 솔린이라는 유기 고체 물질에서 유래했을 가능성이 있다. 2008년 연구에 따르면, 사구는 다른 지역보다 수분이 적고 유기물 그을음과 같은 탄화수소 중합물이 쌓여 있다. 타이탄 모래는 지구 모래 밀도의 3분의 1이며, 정전기 축적으로 인해 입자가 뭉쳐질 수 있다. 이러한 "점착성"은 약한 바람으로는 사구를 이동시키기 어렵게 하지만, 계절성 폭풍에 의한 강한 바람은 사구를 동쪽으로 이동시킬 수 있다.

춘분 전후에는 강력한 다운버스트가 유기 고체 입자를 사구에서 들어 올려 타이탄의 모래 폭풍을 발생시킬 수 있다. 이 모래 폭풍은 적외선에서 단명하고 강렬한 빛으로 관측된다.

8. 관측과 탐사

타이탄은 육안으로 관측할 수 없지만, 소형 망원경이나 강력한 쌍안경으로 관측할 수 있다. 타이탄은 밝게 빛나는 토성 본체와 고리 근처에 있어 관측이 어렵지만, 접안 렌즈 일부를 덮는 차폐봉을 사용하면 시야를 크게 개선할 수 있다. 타이탄의 최대 겉보기 등급은 8.2등급이며, 평균 겉보기 등급은 8.4등급이다. 참고로, 크기가 비슷한 목성의 위성 가니메데는 4.6등급이다.

1908년, 스페인의 천문학자 호세 코마스 솔라는 주연 감광 현상을 관측하여 타이탄에 대기가 존재한다는 최초의 증거를 제시했다. 1944년에는 제럴드 카이퍼가 분광 관측을 통해 타이탄 대기에서 메탄을 발견했다.

최초로 토성계를 방문한 탐사선은 1979년에 도착한 파이어니어 11호였다. 파이어니어 11호는 타이탄이 생명체가 존재하기에는 너무 춥다는 사실을 밝혀냈다. 1979년 중후반에 타이탄 이미지가 촬영되었지만, 이후 보이저 탐사선이 더 고해상도의 이미지를 촬영했다.

1980년 보이저 1호와 1981년 보이저 2호가 타이탄을 관측했다. 보이저 1호는 타이탄 대기의 밀도, 조성, 온도를 측정하고, 타이탄의 정확한 질량을 측정하기 위해 근접 비행을 수행했다. 대기 중 헤이즈 때문에 표면을 직접 촬영할 수는 없었지만, 2004년 보이저 1호가 오렌지 필터로 촬영한 이미지를 디지털 처리하여 자나두와 샹그릴라로 알려진 명암 특징의 단서를 발견했다. 보이저 1호의 타이탄 플라이바이가 불가능했을 경우, 보이저 2호가 대신 수행할 예정이었으나, 보이저 2호는 타이탄을 지나지 않고 천왕성과 해왕성으로 향했다.

8.1. 초기 관측

1655년 3월 25일 네덜란드의 천문학자 크리스티안 호이겐스가 타이탄을 발견했다. 호이겐스는 1610년 갈릴레오 갈릴레이가 발견한 목성의 4개 위성(갈릴레이 위성)과 망원경 기술에 영향을 받았다. 그는 형인 콘스탄테인 호이겐스 주니어와 함께 1650년대에 망원경을 만들기 시작했고, 직접 만든 망원경으로 토성을 공전하는 타이탄을 처음으로 관측했다. 타이탄은 지구의 달, 목성의 갈릴레이 위성에 이어 6번째로 발견된 위성이었다.

우주 시대 이전의 타이탄 관측은 매우 제한적이었다. 1907년, 스페인의 천문학자 호세프 코마스 이 솔라는 타이탄의 주연 감광 현상을 관측하여 타이탄에 대기가 존재한다는 최초의 증거를 제시했다. 1944년, 제라드 카이퍼는 분광 관측을 통해 타이탄 대기에서 메탄을 발견했다.

타이탄은 육안으로는 관측할 수 없지만, 소형 망원경이나 강력한 쌍안경으로 관측할 수 있다. 그러나 타이탄이 밝은 토성 본체와 고리 부근에 위치하여 관측이 어렵기 때문에, 접안렌즈 일부를 가리는 차폐봉을 사용하면 관측을 용이하게 할 수 있다. 타이탄의 최대 겉보기 등급은 +8.2, 평균 대항 등급은 8.4이다.

8.2. 파이오니어 및 보이저 탐사

토성계를 방문한 최초의 탐사선은 1979년에 발사된 파이오니어 11호였다. 파이오니어 11호는 타이탄이 생명체가 존재하기에는 너무 춥다는 사실을 밝혀냈다. 1979년 중후반에는 타이탄과 토성을 함께 촬영한 사진을 포함하여 타이탄의 이미지를 촬영했다. 그러나 이 이미지들의 품질은 곧 두 대의 보이저 탐사선에 의해 능가되었다.

타이탄은 1980년 보이저 1호와 1981년 보이저 2호에 의해 조사되었다. 보이저 1호의 궤도는 타이탄 근접 비행을 최적화하도록 설계되었으며, 이 과정에서 우주선은 대기의 밀도, 조성, 온도를 결정하고 타이탄의 질량을 정확하게 측정할 수 있었다. 대기 중의 연무 때문에 표면을 직접 촬영하는 것은 불가능했지만, 2004년 보이저 1호가 오렌지 필터를 통해 촬영한 이미지를 집중적으로 디지털 처리하여 현재 잔나두와 샹그릴라로 알려진 밝고 어두운 특징의 힌트를 발견할 수 있었다. 이 특징들은 허블 우주 망원경에 의해 적외선으로 관찰된 것이었다. 보이저 2호는 원래 보이저 1호가 타이탄 근접 비행을 수행할 수 없을 경우 이를 수행하도록 변경될 예정이었으나, 보이저 1호가 성공적으로 임무를 수행함에 따라 타이탄 근처를 지나가지 않고 천왕성과 해왕성으로 향했다.

8.3. 카시니-하위헌스 탐사

유럽 우주국(ESA)과 미국 항공우주국(NASA)의 공동 프로젝트인 카시니-하위헌스 우주선은 2004년 7월 1일에 토성에 도달하여 레이더로 타이탄 표면을 매핑하기 시작했다. 카시니 탐사선은 2004년 10월 26일에 타이탄을 지나면서 1,200km 거리에서 타이탄 표면의 최고 해상도 이미지를 촬영하여, 인간의 눈으로는 보이지 않는 밝고 어두운 반점을 식별했다.

2006년 7월 22일, 카시니는 타이탄으로부터 950km 거리에서 첫 번째 목표 근접 비행을 했으며, 2010년 6월 21일에는 880km 거리에서 가장 가까이 접근했다. 카시니는 북극 지역 표면에서 액체가 풍부하게 존재하는 호수와 바다를 발견했다.

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후이겐스는 2005년 1월 14일 타이탄에 착륙한 대기 탐사선으로, 표면의 많은 특징이 과거 어느 시점에서는 유체에 의해 형성된 것으로 보인다는 사실을 발견했다. 타이탄은 지구에서 가장 멀리 떨어진 천체로, 우주 탐사선이 표면에 착륙한 곳이다. 후이겐스 탐사선은 현재 아드리라고 불리는 밝은 지역의 동쪽 끝 바로 바깥에 착륙했다. 탐사선은 어두운 평원으로 흘러내리는 어두운 "강"이 있는 창백한 언덕을 촬영했다. 현재 이해로는 언덕(고지라고도 함)은 주로 물 얼음으로 구성되어 있다. 태양의 자외선에 의해 대기 상층에서 생성된 어두운 유기 화합물이 타이탄의 대기에서 비처럼 내릴 수 있다. 이들은 메탄 비와 함께 언덕 아래로 씻겨 내려가 지질학적 시간 척도에 걸쳐 평원에 퇴적된다.

착륙 후, 후이겐스는 작은 돌과 조약돌로 덮인 어두운 평원을 촬영했는데, 이들은 물 얼음으로 구성되어 있다. 사진 오른쪽 중앙 바로 아래에 있는 두 개의 돌은 보이는 것보다 작다. 왼쪽 돌의 너비는 15cm이고, 중앙에 있는 돌의 너비는 4cm이며, 후이겐스로부터 약 85cm 떨어져 있다. 돌 기저부에서 침식의 증거가 있어, 가능한 하천 활동을 나타낸다. 지표면은 원래 예상했던 것보다 어둡고, 물과 탄화수소 얼음의 혼합물로 구성되어 있다.

2007년 3월, 미국 항공우주국(NASA), 유럽 우주국(ESA) 및 코스파(COSPAR)는 ESA 전 회장인 위베르 퀴리앵을 기리기 위해 후이겐스 착륙 지점을 위베르 퀴리앵 기념 기지로 명명하기로 결정했다.

8.4. 드래곤플라이 탐사 (예정)

존스 홉킨스 응용물리 연구소에서 개발 및 운영하는 드래곤플라이 탐사선은 2028년 7월에 발사될 예정이다. 이 탐사선은 RTG로 구동되는 대형 드론으로, 뉴 프론티어 프로그램의 일환으로 타이탄 대기를 비행할 예정이다. 드래곤플라이는 생명 기원 화학이 얼마나 진행되었는지 연구할 것이다. 이 탐사선은 2030년대 중반에 타이탄에 도착할 예정이다.

9. 생명체 존재 가능성

타이탄은 복잡한 유기 화학 물질이 풍부하여 생물에게 원시적인 환경으로 여겨지며, 지하에 액체 해양이 존재하여 생물 환경이 조성되었을 가능성이 있다.

호이겐스 호의 자료 분석에 따르면, 타이탄 대기에서 수소가 하강하여 지표면에서 사라지는 현상이 관측되었는데, 이는 원시 생명체가 대기를 호흡하고 지표 물질을 섭취한 결과일 수 있다는 주장이 제기되었다. 타이탄의 액체는 물이 아닌 메탄이므로, 생명체가 존재한다면 메탄 기반일 것으로 추정된다. 질소가 대기의 주성분이고 유기화합물이 존재한다는 점에서, 타이탄은 과학자들 사이에서 생명체 존재 가능성이 꾸준히 언급되어 왔다.

카시니와 호이겐스는 생명 흔적이나 복잡한 유기 화합물 증거를 찾을 만큼 충분한 기능을 갖추지 못했지만, 관측 결과 타이탄 환경이 가설상의 원시 지구와 유사하다는 점이 밝혀졌다. 과학자들은 초기 지구 대기가 현재 타이탄 대기와 조성이 유사했을 것으로 추측한다.

9.1. 개요

타이탄은 외계 미생물이 살 수 있거나, 적어도 생명체 이전의 유기 화합물이 풍부한 곳으로 여겨진다. 몇몇 연구자들은 지하에 있을지도 모르는 바다가 생명체에게 적합한 환경을 제공할 수 있다고 주장한다. 타이탄은 복잡한 유기 화합물이 풍부한 생명 기원 환경으로 여겨지지만, 표면 온도가 -179°C로 매우 낮아 현재로서는 생명체가 이 차가운 표면에서 존재할 수 없는 것으로 이해되고 있다. 그러나 타이탄은 얼음 껍질 아래에 전 지구적인 바다를 가지고 있는 것으로 보이며, 이 바다 내부 환경은 미생물 생명체에게 잠재적으로 적합할 수 있다.

카시니-하위헌스 호 탐사선은 생체 신호나 복잡한 유기 화합물에 대한 증거를 제공할 장비를 갖추지 못했지만, 타이탄의 환경이 원시 지구에서 추정되는 환경과 몇 가지 면에서 유사하다는 것을 보여주었다. 과학자들은 초기 지구의 대기 조성이 현재 타이탄의 대기와 유사했을 것으로 추측하지만, 타이탄에는 수증기가 없다는 중요한 차이점이 있다.

9.2. 복잡한 분자 형성

밀러-유리 실험과 그 후의 여러 실험들을 통해, 타이탄과 유사한 대기 조건에서 자외선을 쪼이면 톨린과 같은 복잡한 분자와 고분자 물질이 생성될 수 있다는 것이 밝혀졌다. 반응은 질소와 메테인의 해리로 시작하여 시안화수소와 아세틸렌을 형성한다. 추가적인 반응에 대한 연구가 광범위하게 이루어졌다.

타이탄 대기 중의 기체 조합에 에너지를 가했을 때, DNA와 RNA의 구성 요소인 5개의 뉴클레오타이드 염기가 생성된 많은 화합물 중 하나라는 보고가 있었다. 또한, 단백질의 구성 요소인 아미노산도 발견되었다. 액체 상태의 물이 없는 상태에서 뉴클레오타이드 염기와 아미노산이 이 실험에서 발견된 것은 처음이었다.

9.3. 잠재적 지하 서식지

타이탄은 외계 미생물이 살 수 있거나, 생명체 이전의 유기 화합물이 풍부한 곳으로 알려져 있다. 몇몇 연구자들은 지하 바다가 생명체 존재에 적합한 환경을 제공할 수 있다고 주장한다.

실험실 시뮬레이션 결과 타이탄에는 지구 생명체의 기원과 유사한 화학적 진화를 시작할 수 있을 만큼 충분한 유기 물질이 존재할 수 있다는 주장이 제기되었다. 여러 가설에서는 충돌로 인한 액체 물이 얼어붙은 격리층 아래에 보존될 수 있다고 추정한다. 또한, 표면 아래 깊은 곳에 액체 암모니아 바다가 존재할 수 있다는 가설도 제기되었다. 또 다른 모델에서는 물 얼음 지각 아래 최대 200km 깊이에 암모니아-물 용액이 존재하며, 지구의 기준으로는 극심하지만 생명체가 생존할 수 있는 조건이라고 제시한다. 내부와 상층 사이의 열 전달은 지하 해양 생명체를 유지하는 데 매우 중요할 것이다.

9.4. 표면 메탄과 생명체

타이탄의 액체 메탄 호수에는 지구 생물과는 다른 방식으로 살아가는 생명체가 존재할 수 있다는 가설이 제기되었다. 이들은 산소(O₂) 대신 수소(H₂)를 호흡하고, 포도당 대신 아세틸렌을 대사하며, 이산화 탄소 대신 메탄을 배출하는 방식으로 생존할 수 있다. 그러나 이러한 가설 속 생명체는 -179.2°C의 극저온 환경에서 대사 작용을 해야 한다.

지구의 모든 생명체(메탄 생성균 포함)는 액체 물을 용매로 사용하지만, 타이탄의 생명체는 메탄이나 에테인과 같은 액체 탄화수소를 사용할 수 있다. 물은 메탄보다 더 강력한 용매이며, 화학 반응성이 더 커서 가수분해를 통해 큰 유기 분자를 분해할 수 있다. 따라서 탄화수소가 용매인 생명체는 생체 분자가 파괴될 위험이 상대적으로 적다.

2005년, 천체 생물학자 크리스 맥케이는 타이탄 표면에 메탄 생성 생명체가 존재한다면 대류권의 수소와 아세틸렌 혼합비에 측정 가능한 영향을 줄 것이라고 주장했다. 즉, 수소와 아세틸렌 농도는 예상보다 낮을 것이라는 예측이다. 지구의 메탄 생성 유기체와 비슷한 대사율을 가정하면, 분자 수소 농도는 가설적인 생물학적 흡수원(sink)으로 인해 타이탄 표면에서 1000배 감소할 수 있다. 맥케이는 생명체가 존재한다면 타이탄의 낮은 온도로 인해 대사 과정이 매우 느릴 것이며, 효소와 유사한 촉매를 사용하면 속도가 빨라질 수 있다고 언급했다. 또한 메탄에 대한 유기 화합물의 낮은 용해도는 생명체의 모든 가능한 형태에 중요한 과제를 제기하며, 능동 수송 형태와 큰 표면적 대 부피비를 가진 유기체가 이론적으로 이러한 불리함을 줄일 수 있다고 덧붙였다.

2010년, 존스 홉킨스 대학교의 다렐 스트로벨은 타이탄 상층 대기가 하층 대기보다 분자 수소 농도가 더 크다는 것을 확인하고, 초당 약 10²⁸개 분자의 속도로 하향 흐름이 발생하며 타이탄 표면 근처에서 수소가 사라진다고 주장했다. 스트로벨은 자신의 발견이 메탄 생성 생명체가 존재할 경우 맥케이가 예측한 효과와 일치한다고 언급했다. 같은 해, 다른 연구에서 타이탄 표면의 아세틸렌 농도가 낮다는 사실이 밝혀졌는데, 이는 맥케이가 제기한 유기체의 탄화수소 소비 가설과 일치하는 것으로 해석되었다. 맥케이는 생물학적 가설을 다시 언급하면서도, 수소와 아세틸렌 발견에 대한 다른 설명, 즉 아직 확인되지 않은 물리적 또는 화학적 과정(예: 탄화수소 또는 수소를 수용하는 표면 촉매)이나 현재 물질 흐름 모델의 결함 가능성이 더 높다고 경고했다. 그는 구성 데이터와 수송 모델이 입증되어야 한다고 덧붙였다. 그럼에도 불구하고 비생물학적 촉매 설명이 생물학적 설명보다 덜 놀라운 것은 아니라고 말하면서, 맥케이는 효과적인 촉매 발견이 여전히 중요할 것이라고 언급했다.

미국 항공 우주국(NASA)은 2010년 6월 발견에 대한 뉴스 기사에서 "현재까지 메탄 기반 생명체는 가설일 뿐입니다. 과학자들은 아직 이러한 형태의 생명체를 어디에서도 감지하지 못했습니다."라고 언급했다. NASA 성명은 또한 "일부 과학자들은 이러한 화학적 지표가 타이탄 표면에서 원시적이고 이국적인 형태의 생명체 또는 생명체의 전구체에 대한 주장을 강화한다고 믿습니다."라고 덧붙였다.

2015년 2월, 저온(극저온) 조건의 액체 메탄에서 기능할 수 있는 가설적 세포막이 모델링되었다. 탄소, 수소, 질소로 구성된 작은 분자로 이루어진 이 세포막은 인지질로 구성된 지구 세포막과 동일한 안정성과 유연성을 가질 수 있다. 이 가설적 세포막은 "아조토솜"이라고 명명되었는데, 이는 프랑스어로 질소를 뜻하는 "아조트(azote)"와 "리포솜"의 합성어이다.

9.5. 생명체 존재의 장애 요인

타이탄은 생명체 존재에 큰 장애를 가지고 있으며, 지구와 비슷하다고 보기 어렵다. 태양으로부터 매우 멀리 떨어져 있어 춥고, 대기에는 이산화탄소가 부족하다. 타이탄 표면에서 물은 고체 형태로만 존재한다. 이러한 어려움 때문에, 조나단 루나인과 같은 과학자들은 타이탄을 생명체가 존재할 가능성이 높은 곳이라기보다는, 지구에 생명체가 나타나기 전의 상황을 알아보는 실험 대상으로 여긴다. 생명체 자체가 존재하지 않더라도, 타이탄의 생명체 이전 환경과 관련된 유기 화학은 지구 생물권의 초기 역사를 이해하는 데 매우 중요하다.

9.6. 미래 환경 변화

지금으로부터 50억 년 후, 태양이 적색 거성으로 변하면서 타이탄의 표면 온도가 상승하여 타이탄 표면에 액체 상태의 물이 존재할 수 있게 될 것이다. 태양의 자외선 방출량이 감소함에 따라 타이탄 상층 대기의 스모그가 소멸되어 표면의 반온실 효과가 감소하고, 대기 중 메탄에 의해 생성된 온실 효과가 훨씬 더 큰 역할을 하게 될 것이다. 이러한 조건들이 결합되어 거주 가능한 환경을 조성할 수 있으며, 수억 년 동안 지속될 수 있다. 이러한 기간은 단순한 생명체가 지구에서 발생하기에 충분한 시간이었지만, 낮은 온도와 더불어 암모니아-물 용액의 높은 점성 때문에 타이탄에서는 화학 반응이 더 느리게 진행될 것이다.