Leben auf Titan

Titan

Aufnahme im sichtbaren Licht von der Saturnsonde Cassini, Februar 2005
Entdeckung
Entdecker	Christiaan Huygens
Datum der Entdeckung	25. März 1655
Daten des Orbits
Mittlerer Bahnradius	1.221.850 km
Bahnexzentrizität	0,0292
Umlaufzeit	15,950 Tage
Inklination	0,33°
Natürlicher Satellit des	Saturn
Physikalische Daten
Mittlerer Durchmesser	5150 km
Oberfläche	8,3×10⁷ km²
Masse	1,345×10²³ kg
Dichte	1,88 g/cm³
Gravitation (a.d. Oberfl.)	1,35 m/s²
Fluchtgeschwindigkeit	2,6 km/s
Siderische Rotation	15,950 Tage
Achsneigung	1,942 °
Albedo	0,21
scheinbare Helligkeit	8,4^m
Oberflächentemperatur	94 K (−179°C)
Atmosphäre	94 % Stickstoff 6 % Methan und Argon Spuren von organischen Verbindungen
Atmosphärischer Druck	160 kPa

Titan, früher auch Saturn VI genannt, ist der mit Abstand größte Mond des Planeten Saturn und nach Ganymed zweitgrößter in unserem Sonnensystem. Er ist damit auch größer als der Planet Merkur.

Entdeckung

Titan wurde am 25. März 1655 von Christiaan Huygens entdeckt. Benannt wurde der Mond nach den Titanen, einem Geschlecht von Riesen aus der griechischen Mythologie. Dieser Name und die weiterer sieben Saturnmonde wurden von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung „Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope“ vorgeschlagen. Zuvor war er mitunter als der Huygenssche Saturnmond oder der sechste Saturnmond bezeichnet worden. Huygens selbst nannte den Mond zu Beginn einfach nur „Mein Mond“.

Erkundung

Titan wurde beim Vorbeiflug der amerikanischen Sonde Voyager 1 im Jahr 1980 ausgiebig untersucht. Jedoch konnte sie wegen der dichten Smogschicht in der Atmosphäre nicht auf die Oberfläche schauen. Voyager 1 konnte deshalb nur die Zusammensetzung der Atmosphäre untersuchen und Basisdaten wie etwa die Größe, die Masse und die Umlaufzeit bestimmen.

Am 15. Oktober 1997 wurde von der Cape Canaveral Air Force Station die Doppelsonde Cassini-Huygens, ein Gemeinschaftsprojekt der ESA, NASA und der Agenzia Spaziale Italiana (ASI), zur Erkundung von Saturn und Titan im Speziellen gestartet. Während Cassini in einer Umlaufbahn verbleibt, wurde Huygens am 25. Dezember 2004 abgekoppelt und landete am 14. Januar 2005 auf der Oberfläche des Titans.

Bahndaten

Titan umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 1.221.850 km in 15 Tagen 22 Stunden und 41 Minuten. Mit diesem Abstand befindet sich Titan weit außerhalb der Saturnringe, die nur bis zu einem Radius von etwa 480.000 km (äußerer Rand des E-Rings) hinausreichen. Die Bahn Titans weist eine Exzentrizität von 0,029 auf, was mit 3 Prozent überraschend hoch ist. Daher ist Titan starken Gezeitenkräften von Saturn ausgesetzt, was zu einer Erwärmung des Inneren führt. Titan ist 0,33° gegenüber der Äquatorebene des Saturns, und damit auch den Saturnringen, geneigt.

Aufbau und physikalische Daten

Titan besitzt einen mittleren Durchmesser von 5150 km. Damit ist er nur wenig kleiner als der Jupitermond Ganymed und damit der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Er ist sogar größer als der Planet Merkur (obgleich er weniger massereich ist).

Ursprünglich wurde davon ausgegangen, dass Titan größer als Ganymed sei, doch haben neuere Messungen gezeigt, dass Titans dichte Atmosphäre dazu geführt hatte, seinen Durchmesser zu überschätzen. Wie andere große Monde des Sonnensystems ist Titan größer und massereicher als der Zwergplanet Pluto.

Vom Aufbau her dürfte Titan den Monden Ganymed, Kallisto, Triton und möglicherweise Pluto ähnlich sein. Er besteht etwa zur Hälfte aus Wassereis und silikatischem Gestein.

Wie jetzt festgestellt wurde, besteht die Oberfläche von Titan aus Silikatgesteinen und ist teilweise von Tümpeln oder Seen aus flüssigem Methan bedeckt. Auch weist die Oberfläche gebirgsähnliche Züge auf. Titan besteht aus einem Kern aus Silikatgestein, der von mehreren Schichten Wassereis umgeben ist. Die äußere Schicht besteht aus Eis und Methanhydrat, die innere aus Hochdruckeis. Nach Modellrechnungen von 2005 könnte sich zwischen diesen beiden Schichten ein Ozean aus flüssigem Wasser befinden. Der im Wasser enthaltene Ammoniak (ca. 10 Prozent) würde als Frostschutzmittel wirken, sodass der Ozean auch bei der zu erwartenden Temperatur von -20 Grad Celsius noch flüssig wäre. Auf Titan ist auch Kryovulkanismus nachgewiesen worden. Die zähflüssige Masse, die hierbei an die Titanoberfläche tritt, besteht aus Wasser und Ammoniak, sodass der Gefrierpunkt dieses Gemisches deutlich verringert wird. Aus diesem Grund ist diese Masse annähernd flüssig. Man nimmt auf der Oberfläche Verbindungen aus Hydrocarbonen an, die man vorher nie im Labor herstellen konnte.

Titan besitzt mit 1,88 g/cm³ die höchste Dichte aller Saturnmonde, obwohl er ähnlich wie diese zusammengesetzt ist. Die hohe Dichte ergibt sich durch die gravitative Kompression, die auch eine Aufheizung des Mondinneren bewirken dürfte. Sehr wahrscheinlich ist das Innere von Titan geologisch aktiv.

Titan rotiert in 15 Tagen 22 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist um 1,942° aus der Senkrechten geneigt. Er besitzt eine niedrige Albedo von 0,21, das heißt, nur 21 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert.

Atmosphäre

Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem und überhaupt der einzige bekannte Himmelskörper seiner Größenklasse, der eine dichte und wolkenreiche Atmosphäre besitzt. Auf teleskopische Beobachtungen basierend äußerte im Jahre 1908 der Katalane José Comas Solá als erster die Vermutung, dass der Mond von einer Atmosphäre umgeben sei. Deren Existenz wurde jedoch erst im Jahre 1944 erstmals von Gerard Kuiper mittels spektroskopischer Untersuchungen nachgewiesen. Dabei wurde der Partialdruck der Kohlenwasserstoffverbindung Methan zu 100 mbar bestimmt. Seither haben Untersuchungen der Voyagersonden ergeben, dass der atmosphärische Druck auf Titans Oberfläche mehr als 1,5 bar beträgt und somit um rund 50 % höher ist als der auf der Erdoberfläche.

Die Atmosphäre besteht zu 94 % aus Stickstoff und zu etwa 6 % aus Methan und Argon. Außerdem finden sich auch Spuren von mindestens einem Dutzend anderer organischer Verbindungen (unter anderem Ethan, Propan, Ethin, Cyanwasserstoff, Kohlendioxid) sowie Helium und Wasser. Die Kohlenwasserstoffverbindungen entstehen wahrscheinlich aus Methan, das in der oberen Atmosphäre vorherrscht. Die Methanmoleküle werden durch Einwirkung der UV-Anteile der Sonnenstrahlung aufgespalten und rekombinieren dann zu anderen Verbindungen. Laut Erkenntnissen der Huygens-Sonde wird periodisch oder ständig Methan produziert [1]. Außerdem war Titans frühe Atmosphäre vermutlich reicher an Stickstoff und fünfmal dichter als die heutige.

Titans Atmosphäre rotiert schneller als der Mond selbst. In der oberen Atmosphäre herrschen starke Turbulenzen. Die Windgeschwindigkeit beträgt etwa 30 m/s in 50 km Höhe und nimmt stetig ab; unter 7 km ist die Geschwindigkeit gering. Außerdem scheint Methan auf die Oberfläche zu regnen, möglicherweise gibt es auch Blitze.

Auf Titans Oberfläche beträgt die Temperatur im Mittel -179° C (94 K). Bei diesen Temperatur- und Druckverhältnissen sublimiert Wassereis nicht, so dass nur sehr geringe Spuren von Wasser in der Atmosphäre vorhanden sind. Neben dem überall vorherrschenden orangefarbenen Dunst, der Titan einhüllt, sind Muster von Wolken zu erkennen. Diese sind möglicherweise aus Methan, Ethan oder anderen einfachen Kohlenwasserstoffverbindungen zusammengesetzt. Die orange Einfärbung wird offensichtlich von den komplexeren Molekülen verursacht, die sich in der oberen Atmosphäre bilden.

Titan besitzt kein nennenswertes Magnetfeld, so dass seine Atmosphäre direkt dem Sonnenwind ausgesetzt ist. Dadurch können Moleküle und Atome ionisiert und aus der äußeren Atmosphärenschicht weggerissen werden.

Oberfläche

Aufgrund der dichten Atmosphäre konnten bei früheren Beobachtungen im sichtbaren Licht und bei den Voyagermissionen keine Einzelheiten auf Titans Oberfläche erkannt werden. Die chemische Zusammensetzung der Oberfläche selbst ist komplex.

Neuere Daten der Raumsonde Cassini-Huygens zeigen, dass in den dunklen äquatorialen Gebieten, wo man bis vor kurzem noch Methanozeane vermutete, große Wüstengebiete mit 150 Metern hohen und Hunderte Kilometer langen Sanddünen existieren. Woraus die bis zu 0,3 Millimeter großen Sandpartikel bestehen, ist noch nicht geklärt. In Frage kommen Wassereis oder organische Feststoffe. Einer Hypothese von Donald Hunten von der Universität von Arizona nach bestehen die Sanddünen aus an feinste Staubpartikel gebundenes Ethan. Das könnte auch die fehlenden Ozeane erklären. Solche Partikel in der Größenordnung von einem knappen Mikrometer konnten vom Huygens-Lander auch in der Atmosphäre nachgewiesen werden. Der stetige Ostwind auf Titan, nach computergestützten Simulationen zufolge reicht dafür bereits eine Windgeschwindigkeit von 2 km/h, ist für die Bildung dieser Dünen verantwortlich.

Weitere Daten von der Raumsonde legen eine vulkanische Aktivität auf Titan nahe. Die dortigen Vulkane sind jedoch keine Feuervulkane wie auf dem Mars oder der Venus, sondern so genannte Kryovulkane, also Eisvulkane.

Titan ist wegen seiner bemerkenswerten Atmosphäre ein erstrangiges Forschungsobjekt der Exobiologie, weil er in mancher Hinsicht Bedingungen aufweist, die denen der Ur-Erde gleichen könnten. Ein bedeutender Unterschied ist allerdings die eisige Oberflächentemperatur, die eine weitere Entwicklung der präbiotischen Umwelt in Richtung Leben, wie wir es kennen, verhindern würde. Es erscheint jedoch nicht sicher, ob nicht vielleicht doch Titan der zweite belebte Himmelskörper im Sonnensystem ist.

Die ESA landete im Rahmen der Cassini-Huygens-Mission der NASA am 14. Januar 2005 die Raumsonde Huygens auf den Titan, wobei Bilder der Oberfläche gesammelt wurden. Durch die allmähliche Annäherung von Cassini-Huygens an das Saturnsystem wurden danach auch höher aufgelöste Bilder von Titan möglich.

Beobachtungen von NASA/ESA und Interpretation

Die auffälligen Hell-Dunkel-Kontraste, die auf Oberflächenaufnahmen im nahen Infrarot zu sehen sind, welches die Methanwolken und den organischen „Smog“ durchdringt, stehen in deutlichem Gegensatz zu den Oberflächenstrukturen, die von anderen Monden dieser Größenordnung bekannt sind. Konzentrische Strukturen (Krater und Einschlagbecken) sind hier zunächst nicht zu erkennen. Es liegt nahe, die dunklen Zonen für tiefer gelegen zu halten als die hellen Zonen. Vermutlich ist auch die stoffliche Zusammensetzung dieser Oberflächen unterschiedlich. Bei den hellen Zonen wird man eventuell an Wassereis denken müssen, wie es etwa auf den Jupitermonden häufig ist, bei den dunklen Bereichen möglicherweise an silikatische Gesteine oder organisches Material.

Inzwischen zeigen sich die Wissenschaftler der NASA überrascht davon, dass auf den bisherigen Fotos Lichtreflexe von der Oberfläche Titans zu fehlen scheinen. Diese waren in der Annahme erwartet worden, dass Teile des Mondes möglicherweise durch organische Flüssigkeiten bedeckt sind.

Die auf den ersten Bildern sichtbaren Oberflächenmerkmale werden nach ersten Auswertungen von den NASA-Wissenschaftlern für tektonische Strukturen, etwa Gräben und Krustenstörungen, gehalten, was für eine bedeutende geologische Aktivität des Himmelskörpers sprechen würde. Titan wäre wohl groß genug, um eigene Wärmequellen in Form radioaktiver Minerale zu besitzen, doch könnten, wie bei anderen Monden der großen Planeten (Jupitermond Io, Saturnmond Enceladus), hier auch Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen.

Weitere Beobachtungen der NASA: Forscher finden Berglandschaft mit Höhlen auf dem Saturnmond (Artikel in wissenschaft.de vom 22. Juli 2006)

Erdgebundene Beobachtung

Saturn mit seinem großen Mond Titan lässt sich bereits mit relativ kleinen Teleskopen gut beobachten. Im Allgemeinen sollte bereits eine 100fache Vergrößerung ausreichen, um Titan gut lokalisieren zu können. Einzelheiten Titans lassen sich wegen der Atmosphäre nicht erkennen, aber der Umlauf des Mondes um den Planeten lässt sich ohne weiteres verfolgen. Sollte ein Spektrometer zur Verfügung stehen, lassen sich außerdem Spektraluntersuchungen über die Zusammensetzung der Titanatmossphäre durchführen.

Literatur

Rüdiger Vaas: Landung auf Titan. Naturwissenschaftliche Rundschau 58(4), S. 190 - 196 (2005), ISSN 0028-1050
Ute Kehse: Titan hat einen Fleck - Cassini fotografiert merkwürdige Struktur auf dem Saturn-Mond: 31. Mai 2005, Onlineportal der Zeitschrift Bild der Wissenschaft: Artikel online abrufbar unter http://www.wissenschaft.de/wissen/news/253526.html

Weblinks

Commons: Titan – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Saturnmond Titan, Zusammenfassung aktueller Erkenntnisse
Saturnmond Titan (Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät der Universität Köln)
Cassini-Huygens-Mission der European Space Agency (ESA)
Cassini-Site, NASA
Cassini-Imaging-Team-Site
Aktuelle Cassini-Aufnahmen von Titan, eine Bildergalerie der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung an der FU Berlin unter Leitung von Cassini Team Member Prof. Dr. Gerhard Neukum
Oberflächenbilder des Titan mit dem VLT

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