Titã (satélite)

Titã foi descoberto em 25 de março de 1655 pelo astrônomo holandês Christiaan Huygens. Este foi inspirado pela descoberta de Galileu Galilei dos quatro maiores satélites de Júpiter em 1610 e por seus próprios melhoramentos na tecnologia de telescópios. Huygens, com o auxílio de seu irmão mais velho Constantijn Huygens Jr., começou a construir telescópios por volta de 1650 e descobriu Titã acidentalmente enquanto observava os anéis de Saturno. Ele nomeou sua descoberta simplesmente como Saturni Luna (latim para "Lua de Saturno"), publicando no mesmo ano um tratado chamado De Saturni Luna Observatio Nova ("Uma Nova Observação da Lua de Saturno"). Giovanni Domenico Cassini publicou sua descoberta de mais quatro satélites saturnianos entre 1673 e 1686, com os astrônomos depois disso pegando o hábito de chamar esses satélites como Saturno I ao V, com Titã sendo o número quatro. Ele foi redesignado e fixado como Saturno VI em 1789 depois de novas descobertas terem alterado a ordem estabelecida até então. O nome Titã, junto com os nomes de todos os outros sete satélites de Saturno conhecidos até então, foram dados em 1847 por sir John Herschel. Ele sugeriu que os nomes fossem tirados dos Titãs da mitologia grega, irmãos do deus Cronos, o equivalente grego de Saturno.

As luas regulares de Júpiter e Saturno provavelmente se formaram por meio de coacreção, processo similar àquele que se acredita ter originado os planetas do Sistema Solar. Conforme os jovens gigantes gasosos se formavam, eles eram cercados por discos de matéria que gradualmente se aglutinavam em luas. Enquanto as quatro luas galileanas de Júpiter se mantêm em órbitas altamente regulares e semelhantes às dos planetas, Titã domina de maneira esmagadora o sistema de Saturno e possui uma considerável excentricidade orbital que não é prontamente explicada apenas pela coacreção. Um modelo proposto para a formação de Titã sugere que o sistema de Saturno começou com um conjunto de luas similar aos satélites galileanos de Júpiter, mas que elas foram desestabilizadas por uma sucessão de impactos gigantescos, os quais culminaram na formação de Titã. As luas de tamanho médio de Saturno, tais como Jápeto e Reia, teriam se formado a partir dos escombros resultantes dessas colisões. Uma gênese tão violenta também explicaria a excentricidade orbital de Titã. Uma análise realizada em 2014 sobre o nitrogênio atmosférico de Titã sugeriu que ele possivelmente teve origem em materiais semelhantes aos encontrados na nuvem de Oort, e não a partir de fontes que estiveram presentes durante a coacreção de matéria ao redor de Saturno.

Titã possui 5.149,53 km de diâmetro; é 6% maior do que o planeta Mercúrio e 50% maior do que a Lua da Terra. Titã é o décimo maior objeto conhecido do Sistema Solar, incluindo o Sol. Antes da chegada da sonda Voyager 1 em 1980, acreditava-se que Titã fosse ligeiramente maior do que Ganimedes, que possui um diâmetro de 5.268,2 km, sendo considerado até então a maior lua do Sistema Solar. Essa superestimativa decorria da atmosfera densa e opaca de Titã, dotada de uma camada de névoa situada de 100 a 200 km acima de sua superfície, o que ampliava o seu diâmetro aparente observado. O diâmetro e a massa de Titã (e, portanto, sua densidade) são muito semelhantes aos das luas jovianas Ganimedes e Calisto. Com base em sua densidade média de 1,881 g/cm³, a composição de Titã é estimada entre 40 e 60% de rocha, consistindo o restante em gelo de água e outros compostos voláteis. Titã é provavelmente diferenciado de forma parcial em camadas concêntricas distintas, com um núcleo rochoso de cerca de 3.400 km de diâmetro. Acredita-se que esse núcleo rochoso seja envolvido por várias camadas compostas por diferentes formas cristalinas de gelo e/ou água líquida. A estrutura exata depende criticamente do fluxo térmico gerado no interior do satélite, o qual ainda é pouco delimitado. O interior pode manter calor suficiente para sustentar uma camada líquida que funciona como um "magma" composto de água e amônia, situada entre a crosta superficial de gelo Ih (gelo comum) e camadas mais profundas formadas por gelos de alta pressão. É possível inclusive que não exista uma camada de gelo de alta pressão, consistindo a porção externa do satélite predominantemente em água líquida sob uma crosta superficial de gelo ordinário. A presença de amônia permite que a água permaneça em estado líquido a temperaturas tão baixas quanto 176 K (−97 °C), em ponto de mistura eutética com a água.

Titã é maior que um dos planetas principais do Sistema Solar: Mercúrio, apesar de ser menos massivo que o mesmo. Pensava-se que era o maior satélite natural do sistema solar até recentemente, mas descobriu-se, em observações mais recentes, que a atmosfera densa reflete uma grande quantidade de luz, o que levou a que se pensasse que seria maior. Titã tem várias semelhanças com as grandes luas de Júpiter (Ganímedes e Calisto) e de Neptuno (Tritão), e é metade gelo (em sua maioria, de água) e metade matéria rochosa. Presumivelmente, possui várias camadas com um núcleo rochoso de 3 400 km rodeado por várias camadas de diferentes formas de cristais de gelo. Mas ao que tudo indica, o interior da lua pode ainda ser quente. Apesar de semelhante em composição com Reia e com o resto das luas de Saturno, é mais denso devido à compressão gravitacional.

Titã é a única lua do sistema solar com uma atmosfera completamente desenvolvida que consiste em bem mais que vestígios de gases. A presença de uma atmosfera foi primeiro vista por Gerard Kuiper em 1944. Desde então, as observações das sondas Voyager mostraram que a atmosfera titânica é mais densa que a da Terra, com uma pressão à superfície de uma vez e meia a do nosso planeta e suporta uma camada de nuvens opacas que ocultam aspectos da superfície de Titã. A atmosfera é composta por 95% de Azoto, a atmosfera mais densa e rica em azoto do sistema solar, a par da Terra - com vestígios significativos de vários hidrocarbonetos (incluindo metano, etano, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno, acetileno, propano, além de dióxido de carbono, monóxido de carbono, cianogênio, cianeto de hidrogênio e hélio). Ela apresenta química atmosférica rica e morfologia dinâmica da superfície, que é impulsionada por chuvas sazonais e ciclagem predominantemente de metano e etano.

Os espectógrafos da Voyager 1 deram a conhecer a existência de moléculas orgânicas, e em particular de hidrocarbonetos já complexos de metano, que já tinham sido detectados a partir da Terra, mas também de acetileno e outros compostos num mundo que se revelou interessante para os exobiologos. Foi também descoberto ácido cianídrico (HCN), uma molécula um tanto simples composta por três átomos, mas que são as bases azotadas do DNA, o código com que se "escreve" a vida e detectado traços de cianeto de vinil na atmosfera de nitrogênio da lua. O cianeto de vinilo é particularmente bom na formação das estruturas estáveis flexíveis necessárias para construir uma membrana celular. Como existe metano e monóxido de carbono em quantidade suficiente e Titã está suficientemente próximo do Sol, o satélite pode ser afectado pela luz ultravioleta. As radiações mais fortes do Sol, na alta atmosfera de Titã, leva a que as moléculas do Metano (CH4) formem moléculas mais complexas. Os hidrocarbonetos mais pesados aglomeram-se e produzem as opacas camadas de aerossol alaranjado com 200 km de altura, até serem demasiado pesados e, assim, descem à superfície. Lentamente e durante a história desta lua, uma contínua camada orgânica foi cobrindo toda a superfície até, pelo menos, centenas de quilómetros. Devido a isto, Titã tem semelhanças com a Terra primordial. Titã tem sido visto como uma Terra primitiva no congelador, com o embrião da vida congelado.

Acredita-se que Titã seja um ambiente pré-biótico rico em compostos orgânicos complexos, mas a sua superfície encontra-se num congelamento profundo a −179 °C (−290,2 °F; 94,1 K), pelo que se entende atualmente que a vida não pode existir na superfície gélida da lua. No entanto, Titã parece conter um oceano global abaixo da sua camada de gelo e, dentro deste oceano, as condições são potencialmente adequadas para a vida microbiana. A missão Cassini–Huygens não estava equipada para fornecer evidências de bioassinaturas ou compostos orgânicos complexos; no entanto, mostrou um ambiente em Titã que é semelhante, em alguns aspetos, aos hipotetizados para a Terra primordial. Os cientistas supõem que a atmosfera da Terra primitiva era semelhante em composição à atual atmosfera de Titã, com a importante exceção da falta de vapor de água em Titã.

Titã nunca é visível a olho nu, mas pode ser observado através de pequenos telescópios ou binóculos potentes. A observação amadora é difícil devido à proximidade de Titã com o globo brilhante e o sistema de anéis de Saturno; uma barra de ocultação, que cobre parte da ocular e é usada para bloquear o planeta brilhante, melhora consideravelmente a visualização. Titã possui uma magnitude aparente máxima de +8,2 e uma magnitude média na oposição de 8,4. Isto se compara a +4,6 para Ganimedes, de tamanho similar, no sistema joviano. As observações de Titã anteriores à era espacial eram limitadas. Em 1907, o astrônomo Josep Comas i Solà observou o escurecimento de bordo de Titã, a primeira evidência de que o corpo celeste possui uma atmosfera. Em 1944, Gerard P. Kuiper utilizou uma técnica espectroscópica para detectar uma atmosfera de metano.