Titan (Mond)

VI Titan
Titan im sichtbaren Licht. Aufgenommen von der Raumsonde Cassini.
Zentralkörper	Saturn
Eigenschaften des Orbits
Große Halbachse	1.221.850 km
Exzentrizität
Periapsis	1.186.150 km
Apoapsis	1.257.500 km
Bahnneigung zum Äquator des Zentralkörpers	0,33°
Umlaufzeit	15,950 d
Physikalische Eigenschaften
Albedo	0,21
Scheinbare Helligkeit	8,4 mag
Mittlerer Durchmesser	5150 km
Masse	1,345 × 1023 kg
Mittlere Dichte	1,88 g/cm3
Siderische Rotation	15,950 d
Achsneigung	1,942°
Fallbeschleunigung an der Oberfläche	1,35 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit	2600 m/s
Oberflächentemperatur	? - 94 - ? K
Entdeckung
Entdecker	Christiaan Huygens
Datum der Entdeckung	25. März 1655
Anmerkungen	Einfach gebundene Rotation. Titan hat eine ausgeprägte Atmosphäre: Druck: 160 kPa 94 % Stickstoff 6 % Methan und Argon Spuren organischer Verbindungen

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Titan (auch Saturn VI) ist der mit Abstand größte Mond des Planeten Saturn. Er ist in unserem Sonnensystem nach Ganymed der zweitgrößte Satellit – auch größer als der Planet Merkur – und der einzige mit einer dichten Atmosphäre.

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

Titans Atmosphäre. Fotografiert von Voyager 1.

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

Infrarot-Aufnahme der Oberfläche von Titan mithilfe des Hubble-Weltraumteleskopes, 1998.

Die ersten groben Details der Oberfläche von Titan konnten in den 1990er Jahren mit dem Orbitalteleskop Hubble gewonnen werden. Die auffälligen Kontraste zwischen hellen und dunklen Gebieten der Oberflächen, die auf diesen Aufnahmen im Spektralbereich des 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 wie Krater und Einschlagbecken waren damit zunächst nicht zu erkennen. Es lag nahe, die dunklen Zonen für tiefer gelegen zu halten als die hellen, sowie auch eine stofflich unterschiedliche Zusammensetzung dieser Oberflächen zu vermuten: Bei den hellen Zonen eventuelles Wassereis, wie es etwa auf den Jupitermonden häufig ist, und bei den dunklen Bereichen mögliche silikatische Gesteine oder organisches Material.

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, seiner Satelliten und Titan im Speziellen gestartet. Während Cassini seit der Ankunft am 1. Juli 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn 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 mit dem äußeren Rand des E-Rings nur bis zu einem Radius von etwa 480.000 km hinausreichen. Die Bahn Titans weist eine numerische Exzentrizität von 0,029 auf, was mit drei Prozent überraschend hoch ist. Daher ist Titan starken Gezeitenkräften von Saturn ausgesetzt, was zu einer Erwärmung des Inneren führt. Die Bahnebene von Titan ist 0,33° gegenüber der Äquatorebene des Saturns und 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 nach diesem der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Wie andere große Satelliten im Sonnensystem ist somit auch Titan größer und massereicher als der Zwergplanet Pluto. Er ist sogar größer als der Planet Merkur, aber weit weniger massereich als dieser.

Ursprünglich wurde davon ausgegangen, dass Titan sogar größer als Ganymed sei, doch haben spätere Messungen gezeigt, dass Titans dichte Atmosphäre dazu geführt hatte, seinen Durchmesser zu überschätzen.

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 mittels Cassini-Huygens festgestellt wurde, besteht die Oberfläche von Titan aus Wassereis, welches bei den niedrigen Temperaturen die Konsistenz von Silikatgesteinen hat. Sie 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 Eismondozean aus flüssigem Wasser befinden. Der im Wasser zu zirka zehn Prozent enthaltene Ammoniak 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, in der gleichen Zeit und mit dem gleichen Drehsinn seines Saturnumlaufs; damit hat er, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation. Seine Rotationsachse ist gegenüber der Bahnebene um 1,942° aus der Senkrechten geneigt. Er besitzt eine niedrige Albedo von 0,21; das heißt, nur 21 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert.

Überlegungen zur Entstehung Titans

Auf Titan entfallen über 95 % der Gesamtmasse aller Saturnmonde. Diese enorme Massekonzentration unter den Saturnsatelliten in einem einzelnen Körper sowie seine abweichende chemische Zusammensetzung führten zu der Überlegung, dass Titan ursprünglich nicht im Saturnorbit entstanden sein dürfte .

Atmosphäre

Durch Falschfarben kontrastverstärkte Aufnahme der Atmosphäre Titans, die von der Raumsonde Voyager 1 erstellt wurde.

Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem und der einzige bekannte Himmelskörper seiner Größenklasse, der eine dichte und wolkenreiche Atmosphäre besitzt. Auf teleskopischen 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 . 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 orange-braunen Dunst, der Titan einhüllt, sind Muster von Wolken zu erkennen. Die Einfärbung wird offensichtlich von komplexeren Molekülen verursacht, die sich in der oberen Atmosphäre bilden. Die Wolken sind aus Methan, Ethan und anderen Kohlenwasserstoffverbindungen zusammengesetzt.

Riesiger Wolkenwirbel über dem Nordpol.

Ende 2006 wurde mit Cassini ein riesiger Wolkenwirbel entdeckt, der mit einem Durchmesser von rund 2400 km einen Großteil der Nordpolregion überdeckt. Eine Wolke war dort erwartet worden, jedoch kein Gebilde von dieser Größe und Struktur. Zwei Wochen später konnte der Riesenwirbel bei der nächsten Titan-Annäherung der Sonde erneut beobachtet werden. Vermutlich besteht er schon seit einigen Jahren und wird sich erst in ein oder zwei Jahrzehnten auflösen. Nach den Modellen der Forscher unterliegt seine Bildung einem Zyklus von etwa 30 Jahren, entsprechend einem Saturnjahr. Während dieser Zeit dürfte sich die Bewölkung vom Nordpol zum Südpol verlagern.

Insgesamt sind trotz der niedrigen Temperaturen für die Kosmochemie hochinteressante Vorgänge auf diesem Mond zu vermuten, vielleicht auch Vorstufen für eine Art chemische Evolution. 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 Titan nicht vielleicht doch der zweite belebte Himmelskörper im Sonnensystem ist.

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

Karte des Titan

Datei:Huygens Landing Site.jpg

Künstlerische Darstellung des Landeplatzes von Huygens.

Speziell bearbeitete Aufnahme von der Oberfläche Titans durch Cassini.

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.

Die ESA setzte im Rahmen der Cassini-Huygens-Mission der NASA am 14. Januar 2005 auf dem Titan den Lander Huygens ab, durch den unter anderem auch Bilder der sich nähernden und schließlich erreichten Oberfläche gesendet wurden. Während des Abstiegs hat die sich unter den stürmischen Bedingungen drehende Sonde neben physikalischen, chemischen und meteorologischen Messungen auch Windgeräusche übertragen . Erst 20 Kilometer über der Oberfläche gab der Dunst den Blick auf Titan frei. Auf einigen Fotos vom Landeanflug war eine schwarze Fläche zu erkennen, in die kurze Drainage-Kanäle münden; sie wurde als möglicher See aus einer teerartigen Flüssigkeit interpretiert. Am Ende des Abstiegs durch die Atmosphäre binnen 2,5 Stunden prallte die Sonde mit einer Geschwindigkeit von 4,5 Metern pro Sekunde auf. Danach konnten ihre Signale noch für eine Stunde und zehn Minuten von Cassini empfangen werden. Die Aufnahme von der erreichten Oberfläche ähnelt auf dem ersten Blick den alten Bildern der auf den Mars gelandeten Viking-Sonden: Auf einer grau-orangefarbenen Ebene liegen bis zum Horizont zahlreiche Brocken unter einem gelb-orangen Himmel. Den ersten Analysen zufolge bestehen sie jedoch nicht aus Gestein, sondern wie auch der Boden aus Eis von Wasser und Kohlenwasserstoff. Die rundlichen Brocken in unmittelbarer Nähe der Kamera sind im Durchmesser nur bis zu 15 Zentimeter groß und gleichen damit eher Kieselsteinen .

Der Landeplatz erhielt am 14. März 2007 zu Ehren von Hubert Curien, einem der Gründerväter der europäischen Raumfahrt, den Namen „Hubert-Curien-Gedenkstätte“ .

Nach der Landung von Huygens wurden auch für Cassini durch die allmähliche Annäherung an das Mondsystem höher aufgelöste Bilder vom Titan möglich. Neuere Cassini-Daten zeigen, dass in den dunklen äquatorialen Gebieten, wo man bis vor kurzem noch Kohlenwasserstoff-Ozeane 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 gebundenem 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 ist für die Bildung dieser Dünen verantwortlich, computergestützten Simulationen zufolge reicht dafür bereits eine Windgeschwindigkeit von 2 km/h.

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.

Mögliche Seen in einem 140 km weiten Gebiet bei 80° N und 35° W in Falschfarben.

In den beiden Polarregionen finden sich auf Radaraufnahmen Hinweise auf größere Methanseen, die von Flüssen gespeist werden. Zahlreiche radardunkle Flecken, die als eindeutiger Nachweis solcher „Gewässer“ angesehen werden, wurden rund um den Nordpol gefunden, in dessen Region zu der Zeit der Cassini-Mission Polarnacht herrscht. Von den Forschern wird vermutet, dass sich die Seen hauptsächlich während des Winters auf Titan bilden und im Sommer großteils austrocknen . Diese Entdeckung passte gut zu der des riesigen nordpolaren Wolkenwirbels wenige Wochen später. Beides bestätigt die Vermutung eines Niederschlagkreislaufs von Methan, ähnlich dem Wasserkreislauf der Erde – mit Verdunstung, Wolkenbildung und erneutem Niederschlag. Die größten Methanseen erreichen mit Flächen von über 100.000 km² die Dimensionen großer irdischer Binnenseen und -meere. Bereits zu Beginn der Mission wurde am Südpol der Ontario Lacus entdeckt.

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 von organischen 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 Gasplaneten – Jupitermond Io und Saturnmond Enceladus – hier auch Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen.

Nach näheren Beobachtungen der Region Xanadu, die sich als helles Gebiet 4500 Kilometer entlang des Äquators erstreckt, deuten sie die Forscher der NASA und der ESA als eine Landschaft mit überraschend erdähnlichem Gesamtbild. Die Region wird von bis zu einem Kilometer hohen Bergrücken durchzogen, die den Radardaten zufolge aus derart porösem Wassereis bestehen, dass sie ein zu vermutender Methanregen derart ausgewaschen und zerklüftet hat, dass dadurch sogar Höhlensysteme geschaffen wurden. Dies entspricht ganz den durch Wind und Wasser geprägten Landschaften der Erde .

Erdgebundene Beobachtung

Der große Mond Titan lässt sich am Saturn bereits mit relativ kleinen Teleskopen gut beobachten. Im Allgemeinen sollte schon eine 100fache Vergrößerung ausreichen, um ihn lokalisieren zu können. Sein Umlauf um den Planeten lässt sich damit ohne weiteres verfolgen. Das Fernrohr von Christiaan Huygens, mit dem er den Mond entdeckte, vergrößerte 50fach; wobei die Neigung des die Beobachtung beeinträchtigenden Saturnrings gegenüber der Erde um das Jahr 1656 nur gering war . Einzelheiten von Titans Oberfläche lassen sich wegen der dichten Atmosphäre nicht erkennen. Sollte ein Spektrometer zur Verfügung stehen, können Spektraluntersuchungen der atmosphärischen Zusammensetzung durchgeführt werden.

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)
• ISSI Publikation Spatium Nr. 15: Titan and the Huygens Mission
• 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
• Video, Sound, Rundblick – eine gute Zusammenfassung
• Titan als Einfangkörper Saturns