Maa ürgses atmosfääris oli suures koguses süsinikdioksiidi, nagu ka iidses Marsi atmosfääris. Ka Veenuse praegune õhkkond pole erand. Miks siis Titanil selle ühendi kõrval pole? Kas see on tingitud selle asukohast Päikese suhtes?
Titani atmosfääri keemia on keeruline, reaktsioonid toimuvad süsinikdioksiidi, hapniku, süsinikmonooksiidi, hüdroksüüli ja muude ühendite vahel. See tähendab, et süsinikdioksiidi tootmine ja hävitamine toimub mitmesuguste reaktsioonide kaudu ( Samuelson et al. 1983), millest mõned on ergutatud Päikese ultraviolettkiirguse poolt (ja seega fotodisociatsioon). Teisisõnu, Titani võrdlemine Maa ja Marsiga eirab mitmesuguseid rikkalikke keemilisi protsesse; kohe ei tohiks võrdlus kehtida.
Kõik, mis öeldakse, on titaani süsinikdioksiidi kadu peamine allikas kondenseerumine, kusjuures fotolüüs mängib teisejärgulist rolli ( Horst et al. 2008). 94 Kelvini pinnatemperatuuriga on Titan palju külmem kui Maa või Marss - kõvasti alla süsinikdioksiidi külmumispunkti. Isegi kui peaksite Titanile lisama suure süsinikdioksiidi sissevoolu, kondenseeruks suur osa sellest (astronoomilisest seisukohast lähtuvalt) tahkeks ja langeks pinnale. Tõepoolest, suur osa Titani pinnast sisaldab märkimisväärses koguses kuiva jääd.