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Titan (Mond)

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VI Titan
Titan im sichtbaren Licht. Aufgenommen aus einer Entfernung von 174.000 km durch die Raumsonde Cassini, 2009.
Titan im sichtbaren Licht. Aufgenommen aus einer Entfernung von 174.000 km durch die Raumsonde Cassini, 2009.
Zentralkörper Saturn
Eigenschaften des Orbits[1]
Große Halbachse 1.221.830 km
Exzentrizität 0,0292
Periapsis 1.186.150 km
Apoapsis 1.257.510 km
Bahnneigung
zum Äquator des Zentralkörpers 		0,33°
Umlaufzeit 15,945 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 5,57 km/s
Physikalische Eigenschaften[1]
Albedo 0,22
Scheinbare Helligkeit 8,4 mag
Mittlerer Durchmesser 5150 km
Masse 1,345 · 1023 kg
Oberfläche 8,3 · 107 km2
Mittlere Dichte 1,88 g/cm3
Siderische Rotation 15,945 Tage
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 Titan hat eine ausgeprägte Gashülle:
Größenvergleich zwischen Titan (unten links), Erdmond (oben links) und Erde.

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Titan (auch Saturn VI) ist mit einem Durchmesser von 5150 km der größte Mond des Planeten Saturn. Er ist nach Ganymed der zweitgrößte Mond im Sonnensystem und der einzige Satellit, der eine dichte Gashülle hat.[2] Titan wurde 1655 durch den niederländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckt.[3]

Trotz der enormen Temperaturdifferenzen zur Erde gilt Titan als der erdähnlichste Himmelskörper unseres Sonnensystems. Seine Gashülle ist fast 50 % dichter als die der Erde. Sie besteht überwiegend aus Stickstoff und enthält Kohlenwasserstoffe sowie Spuren anderer organischer Verbindungen. Der Kern des festen Körpers ist aus Silikatgestein. Der Mantel besteht aus Wassereis, da es auf der Titanoberfläche für flüssiges Wasser zu kalt ist. In größeren Tiefen wird jedoch eine flüssige Wasserschicht vermutet.[4][5]

Da Saturn und seine Trabanten weit außerhalb der habitablen Zone kreisen, ist das Entstehen von Leben unwahrscheinlich, Vorstufen werden jedoch nicht ausgeschlossen.

Das Wissen über Titan stammt einerseits aus der direkten Beobachtung von der Erde aus, insbesondere aber von Raumsonden, die seit 1979 mehrfach an dem Mond vorbei flogen. Spektakuläre Bilder und zahlreiche Messdaten lieferte die Sonde Huygens, die 2005 auf Titan landete.

Physikalische Daten

Titan ist der größte aller Saturnmonde. Er enthält 95 % der Masse aller (über 60) Monde dieses Planeten.

Titans Umlaufbahn (rot) im Vergleich zu den Bahnen der anderen größeren Saturnmonde. Die Monde außerhalb seines Orbits (von links nach rechts) sind Iapetus und Hyperion; innen folgen Rhea, Dione, Tethys und Enceladus.

Umlaufbahn

Titan umrundet Saturn in einem mittleren Abstand von 1.221.850 Kilometern (20,3 Saturnradien) und somit weit außerhalb der Saturnringe, die mit dem äußeren Rand des E-Rings einen Radius von etwa 480.000 Kilometern besitzen. Die Umlaufbahnen seiner beiden nächsten Nachbarmonde liegen 242.000 km weiter außen (Hyperion) und 695.000 km weiter innen (Rhea).

Ein Umlauf dauert 15 Tage, 22 Stunden und 41 Minuten bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 5,57 Kilometern pro Sekunde. Zu Hyperion besteht ein resonanznahes Umlaufverhältnis: Während Titan vier Mal den Saturn umläuft, tut dies Hyperion drei Mal (2,998).

Die Umlaufbahn bildet keinen exakten Kreis, sie weist eine numerische Exzentrizität von 0,029 auf. Für einen großen Mond ist eine solche Abweichung von 3 % relativ groß.[6] Die Bahnebene von Titan ist 0,33 Grad gegenüber der Äquatorebene von Saturn und seiner Ringe geneigt.

Das Baryzentrum von Saturn und Titan ist infolge der 4227-fachen Masse des Planeten nur 290 km von seinem Mittelpunkt entfernt.

Rotation

Titan hat eine an den Umlauf gebundene Rotation. Das bedeutet, dass immer dieselbe Seite dem Planeten zugewandt ist, wie dies für den Erdmond und alle anderen großen Trabanten ebenfalls gilt. Er rotiert somit in der gleichen Zeit und mit dem gleichen Drehsinn seines Saturnumlaufs in 15 Tagen, 22 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse. Seine Rotationsachse ist gegenüber der Bahnebene um 1,942 Grad geneigt.

Größe, Masse und Albedo

Bildkomposition aus vier Infrarot-Aufnahmen von Cassini, 2005.

Mit einem mittleren Durchmesser von 5150 Kilometern[7] ist Titan nur wenig kleiner als der Jupitermond Ganymed und damit der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Von der Erde aus erschien es lange Zeit so, dass Titan etwa 5550 Kilometer Durchmesser hätte und damit auch größer sei als Ganymed, doch die Erkundung durch Voyager 1 offenbarte 1980 die ausgeprägte und undurchsichtige Gashülle, durch die zuvor der Durchmesser des festen Körpers überschätzt worden war. Er ist etwa 50 % größer und 80 % massereicher als der Erdmond. Die Größe seiner Oberfläche entspricht derjenigen von Europa, Asien und Afrika zusammen. Titan ist auch sogar als der Planet Merkur, aber weit weniger massereich als dieser.

Auf Titan entfallen über 95 % der Gesamtmasse aller Saturnmonde. Diese enorme Massekonzentration unter den Saturnsatelliten in einem einzelnen Körper hat zu der vereinzelten Überlegung geführt, dass Titan ursprünglich nicht im Saturnorbit entstanden sein dürfte.[8] Titan besitzt mit 1,88 g·cm−3 auch die höchste Dichte aller Saturnmonde, obwohl er ähnlich wie diese zusammengesetzt ist. Sehr wahrscheinlich ist das Innere von Titan geologisch aktiv. An seiner Oberfläche herrscht eine Fallbeschleunigung von 1,35 m·s−2, das heißt, die Schwere dort beträgt nur knapp ein Siebtel derjenigen auf der Erde (9,81 m·s−2). Zum Vergleich: Auf dem Erdmond ist es ein Sechstel.

Mit seiner Masse, Dichte und seinem Durchmesser nimmt Titan eine Mittelstellung zwischen den Jupitermonden Ganymed und Kallisto ein.

Die Dunstschicht der Gashülle verleiht ihm eine niedrige geometrische Albedo von 0,22; das heißt, nur 22 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert.[9] Die sphärische Albedo beträgt 0,21.

Aufbau

Der feste Körper von Titan setzt sich etwa zur Hälfte aus einem Mantel von Wassereis und zur anderen Hälfte aus einem Kern von silikatischem Gestein zusammen. Damit dürfte er ähnlich aufgebaut sein wie die Jupitermonde Ganymed und Kallisto sowie der Neptunmond Triton und möglicherweise auch Pluto. Er unterscheidet sich jedoch von ihnen durch seine Gashülle.

Atmosphäre

Temperaturverlauf in Titans Atmosphäre in Abhängigkeit von Höhe und Druck neben anderen Aspekten.

Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem und der einzige bekannte Himmelskörper seiner Größenklasse mit einer dichten und wolkenreichen Atmosphäre. Der katalanische Astronom José Comas Solá äußerte nach seinen teleskopischen Beobachtungen im Jahre 1908 als erster die Vermutung, dass der Mond von einer Gashülle umgeben ist,[10] da die winzige Titanscheibe am Rand dunkler sei als im Zentrum. Der Nachweis dafür wurde jedoch erst im Jahre 1944 von dem US-amerikanischen Astronomen Gerard Kuiper mittels spektroskopischer Untersuchungen erbracht. Dabei wurde der Partialdruck des Kohlenwasserstoffs Methan zu 100 mbar bestimmt.[11]

Untersuchungen durch die Voyager-Sonden haben ergeben, dass der atmosphärische Druck auf Titans Oberfläche ca. 1,5 bar beträgt und somit um rund 50 % höher ist als der auf der Erdoberfläche. Unter Berücksichtigung der geringen Schwerkraft bedeutet dies, dass die Gasmasse der Titanatmosphäre pro Quadratmeter zehn Mal so hoch ist wie die der Erdatmosphäre und ihre Dichte in Bodennähe fünf Mal so groß.[12]

Zusammensetzung

Die einzigen Körper im Sonnensystem, deren Atmosphäre hauptsächlich aus Stickstoff besteht, sind Erde und Titan. Bei diesem sind es 98,4 % Stickstoff und etwa 1,6 % Argon sowie Methan, das in der oberen Atmosphäre aufgrund seiner geringen Dichte (57 % von Stickstoff) vorherrscht. Außerdem finden sich Spuren von mindestens einem Dutzend anderer organischer Verbindungen, unter anderem Ethan, Propan, Ethin, Cyanwasserstoff und Kohlendioxid). Helium und Wasser wurden ebenfalls gefunden, jedoch praktisch kein freier Sauerstoff.[13]

Chemie in der Atmosphäre

Da Titan kein nennenswertes Magnetfeld besitzt, ist seine Atmosphäre besonders an ihrem äußeren Rand direkt dem Sonnenwind ausgesetzt, wodurch aus Methan- und Stickstoffmolekülen reaktive Ionen und Radikale gebildet werden.[14] Diese rekombinieren einerseits zu den oben genannten anderen Kohlenstoffverbindungen (und z. B. zu Aromaten wie Benzol) sowie andererseits mit entsprechend aktiviertem Stickstoff zu komplexen organischen Stickstoffverbindungen. Auf diese Weise entstehen in der oberen Titanatmosphäre auch Polyine, die Dreifachbindungen enthalten, wofür keine Aktivierungsenergie nötig ist.[15][16][17]

Die entstandenen schwereren Moleküle sinken langsam in tiefere Schichten der Atmosphäre und bilden den orangefarbenen Nebel, der den Saturnmond einhüllt; er besteht aus organischen Verbindungen mit noch unbekannter Zusammensetzung.[18] Der Astrophysiker Carl Sagan prägte dafür den Begriff „Tholin“. Sagan vermutete eine Schicht dieser Moleküle auf der Oberfläche des Titans, in der bei Energiezufuhr chemische Reaktionen ablaufen könnten, die jenen in der Urzeit der Erde ähnlich sind und einen Beitrag zur Entstehung des Lebens auf unserem Planeten geleistet haben. Mit diesen Vermutungen wurde der Titan zu einem der interessantesten Schauplätze im Sonnensystem.[19]

Die Huygenssonde untersuchte die Atmosphäre Titans während ihres Sturzfluges auf die Oberfläche des Saturnmondes im Januar 2005. Hierbei konnte durch die Auswertung der Daten des mitgeführten Ionen-Neutral-Massenspektrometer (INMS) nachgewiesen werden, dass der orangefarbene Nebel kleinere und mittelgroße Moleküle enthält. Viel entscheidender waren allerdings die Daten des Cassini-Plasmaspektrometers (CAPS), das eigens für die Untersuchung der Tholine mitgeführt wurde und erstmals eine Erklärung für die Bildung der Orangefärbung der Atmosphäre lieferte.

Messungen der Isotopenverhältnisse durch die Huygens-Sonde legen nahe, dass Methan in der Gashülle wahrscheinlich kontinuierlich neu gebildet wird; allerdings ist die Ursache dafür noch gänzlich unbekannt.[20]

  • Cassini blickt über den Rand von Titan, und durch seine Hochatmosphäre, auf Saturns Südpol.
    Cassini blickt über den Rand von Titan, und durch seine Hochatmosphäre, auf Saturns Südpol.
  • Echtfarbaufnahme der oberen Titanatmosphäre. In der blauen Dunstschichten brechen Methanmoleküle auf, darunter liegt der orangene Dunst. Cassiniaufnahme aus 9500 km Entfernung, die Auflösung beträgt ca. 400 m pro Pixel.
    Echtfarbaufnahme der oberen Titanatmosphäre. In der blauen Dunstschichten brechen Methanmoleküle auf, darunter liegt der orangene Dunst. Cassiniaufnahme aus 9500 km Entfernung, die Auflösung beträgt ca. 400 m pro Pixel.
  • Durch Falschfarben kontrastverstärkte Aufnahme der Atmosphäre Titans, die von der Raumsonde Voyager 1 erstellt wurde.
    Durch Falschfarben kontrastverstärkte Aufnahme der Atmosphäre Titans, die von der Raumsonde Voyager 1 erstellt wurde.
  • Wolkenaktivität in hohen südlichen Breiten, Cassini 2005.
    Wolkenaktivität in hohen südlichen Breiten, Cassini 2005.

Meteorologie

Riesiger Wolkenwirbel über dem Nordpol, Cassini Ende 2006.

Die Temperatur auf Titans Oberfläche beträgt im Mittel −179 Grad Celsius (94 Kelvin).[21] Der Temperaturunterschied zwischen dem Äquator und den Polen ist durch die gleichmäßig Sonnenlicht absorbierende Atmosphäre nicht größer als drei Grad. Bei diesen Temperatur- und Druckverhältnissen sublimiert Wassereis nicht, so dass nur sehr geringe Spuren von Wasser in der Atmosphäre vorhanden sind.

In der obersten Atmosphäre führen die Methananteile zu einem Treibhauseffekt, so dass es dort ohne dieses Gas erheblich kälter wäre.[22]

Einen klimatischer Effekt hat auch der orange Nebel in der darunter liegenden oberen Atmosphäre, für den verschiedene Deutungen des Paradoxons der schwachen jungen Sonne angegeben wurden; in Bezug auf die feste Oberfläche wird jedoch mittlerweile bei Titan im Gegensatz zur Erde von einem Anti-Treibhauseffekt gesprochen.[23]

In der Atmosphäre sind außerdem Muster von Wolken zu erkennen, die überwiegend aus Methan, aber auch aus Ethan und anderen Kohlenwasserstoffen zusammengesetzt sind und auf die Oberfläche abregnen.

Die Rotationsgeschwindigkeit des Mondes selbst beträgt am Äquator knapp 12 Meter pro Sekunde. In der oberen Troposphäre rotiert Titans Atmosphäre jedoch schneller von West nach Ost als der Mond selbst. Dieses Phänomen wird „Superrotation“ genannt; es ist z. B. auch auf der Venus zu beobachten. Im oberen Bereich der bis zu 50 Kilometern Höhe reichenden Troposphäre herrschen starke Turbulenzen. Die Windgeschwindigkeit beträgt dort etwa 30 Meter pro Sekunde und nimmt nach unten hin stetig ab. Unterhalb von sieben Kilometern ist die Geschwindigkeit der Gasmassen gering.[24]

Cassinis von der Nachtseite aus gemachte UV-Aufnahme zeigt viele übereinanderliegende Dunstschichten in der Titanatmosphäre. Diese erstrecken sich hunderte Kilometer hoch. Die Aufnahme wurde nachkoloriert, um nahezu natürliche Farben zu erreichen.

Der Lander Huygens hat während seines Abstiegs die Luftströmungen gemessen. Eine Simulation auf Basis dieser Winddaten konnte zeigen, dass Titans Atmosphäre in der Stratosphäre in einer einzigen, riesigen Hadley-Zelle zirkuliert. Dabei steigt warme Luft in der südlichen Hemisphäre auf und sinkt in der nördlichen wieder ab. Dadurch strömt in großen Höhen der Stratosphäre die Luft von Süden nach Nord, in geringeren Höhen wieder von Nord nach Süd zurück. Im Gegensatz zur Erde, wo die Hadley-Zelle bzw. die innertropische Konvergenzzone aufgrund der Ozeane auf das Gebiet zwischen den Wendekreisen beschränkt wird, erstreckt sich das Einflussgebiet beim Titan von Pol zu Pol. Diese Zelle ändert sich etwa alle 12 Jahre (mit einer dreijährigen Übergangszeit) über den Zeitraum eines Saturnumlaufs, was 30 Jahren entspricht. Solch eine Hadley-Zelle ist nur auf einem langsam-rotierenden Körper, wie es auch Titan ist, möglich.[25]

Ende 2006 wurde mittels Cassini ein riesiger Wolkenwirbel entdeckt, der mit einem Durchmesser von rund 2400 Kilometern einen Großteil der Nordpolregion überdeckt. Eine Wolke wurde zwar erwartet, 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, wie das auch bei der Hadley-Zelle der Fall ist, einem 30-jährigen Zyklus (einem Saturnjahr). Während dieser Zeit dürfte sich die Bewölkung vom Nordpol zum Südpol verlagern.[26]

Oberflächenkarte der beiden Pole, erstellt aus Daten des Cassini Imaging Science Subsystems, Januar 2009.

Feste Oberfläche

Aufgrund der dunstreichen Atmosphäre konnten bei früheren Beobachtungen im sichtbaren Licht und bei den Voyagermissionen keine Einzelheiten auf Titans Oberfläche erkannt werden.

Die auf den ersten Radarbildern sichtbaren globalen und regionalen Oberflächenmerkmale werden nach ersten Auswertungen von den NASA-Wissenschaftlern für tektonische Strukturen, etwa Gräben und Krustenstörungen, gehalten, was weiter für eine bedeutende geologische Aktivität des Himmelskörpers sprechen würde.

Die Oberfläche ist im allgemeinen sehr flach; Höhenunterschiede von mehr als 150 Meter und gebirgsähnliche Züge kommen selten vor.[27] So fällt ein helles Gebiet 4500 Kilometer entlang des Äquators besonders auf: die Region Xanadu. Nach näheren Beobachtungen deuten sie NASA- und ESA-Forscher als eine Landschaft mit überraschend erdähnlichem Gesamtbild. Xanadu, das flächenmäßig etwa so groß wie Australien ist, wird von bis zu 1000 Meter hohen Bergrücken durchzogen. Radardaten zufolge bestehen diese aus derart porösem Wassereis, dass dort ein zu vermutender Methanregen durch Auswaschung und Zerklüftung sogar Höhlensysteme geschaffen haben könnte. Dies entspricht ganz den durch Wind und Wasser geprägten Landschaften der Erde.[28]

Die Zusammensetzung der Oberfläche ist komplex. Cassini-Huygens hat dort Wassereis festgestellt, das bei so niedrigen Temperaturen die Konsistenz von Silikatgestein hat und teilweise von Tümpeln oder Seen aus flüssigem Methan bedeckt ist. Es wird angenommen, dass auf der Oberfläche auch Verbindungen aus der Stoffgruppe der Kohlenwasserstoffe existieren, die bisher noch nicht im Labor hergestellt wurden.

  • Mosaik von Aufnahmen der Oberfläche Titans durch Cassini während des ersten Vorbeifluges am 26. Oktober 2004.
    Mosaik von Aufnahmen der Oberfläche Titans durch Cassini während des ersten Vorbeifluges am 26. Oktober 2004.
  • Karte des Titan von Oktober 2006 in Äquidistanzprojektion. Dieses Mosaik wurde aus Daten des Imaging Science Subsystems der Raumsonde Cassini zusammengestellt.
    Karte des Titan von Oktober 2006 in Äquidistanzprojektion. Dieses Mosaik wurde aus Daten des Imaging Science Subsystems der Raumsonde Cassini zusammengestellt.
  • Fotografie der Titanoberfläche während des Landeanflugs von Huygens. Man erkennt Hügel und topographische Merkmale, die einer Küstenregion mit Abflussgräben gleichen.
    Fotografie der Titanoberfläche während des Landeanflugs von Huygens. Man erkennt Hügel und topographische Merkmale, die einer Küstenregion mit Abflussgräben gleichen.
  • Foto von Huygens nach der Landung auf der Titan-Oberfläche, 14. Januar 2005 (nachkoloriert).
    Foto von Huygens nach der Landung auf der Titan-Oberfläche, 14. Januar 2005 (nachkoloriert).

Dünen

Dünen auf der Titan-Oberfläche (unten) verglichen mit Sanddünen auf der Erde (oben).

Neuere Cassini-Daten zeigen, dass in den dunklen äquatorialen Gebieten, wo man zunächst Kohlenwasserstoff-Ozeane vermutete, große Wüstengebiete mit 150 Meter hohen und hunderte Kilometer langen Dünen existieren, wofür der stetige Wind auf Titan verantwortlich ist. Computergestützten Simulationen zufolge reicht dafür bereits eine Windgeschwindigkeit von zwei Kilometern pro Stunde aus.

Woraus deren bis zu 0,3 Millimeter großen Partikel bestehen, ist noch nicht geklärt. In Frage kommen Wassereis oder organische Feststoffe. Nach einer Hypothese von Donald Hunten an der Universität von Arizona könnten sie aus Ethan bestehen, was an feinste Staubpartikel gebunden ist. Das würde auch erklären, warum sich hier keine Kohlenwasserstoff-Ozeane gebildet haben.[29] Partikel in der Größenordnung von einem knappen Mikrometer konnten vom Lander Huygens auch in der Atmosphäre nachgewiesen werden.

Flüssige Kohlenwasserstoffe

Mögliche Seen in einem 140 km weiten Gebiet bei 80° N und 35° W in Falschfarben. Radaraufnahme vom 22. Juli 2006.
Titans Südpol. Rechts unten sind Wolken, links der Mitte ist der Ontario Lacus zu sehen.

In den beiden Polarregionen finden sich auf den Radaraufnahmen 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 herrschte.

Von den Forschern wird vermutet, dass sich die Seen hauptsächlich während des 7½ Jahre dauernden Titan-Winters bilden und im Sommer größtenteils wieder austrocknen.[30] Diese Entdeckung passte gut zu der des riesigen nordpolaren Wolkenwirbels wenige Wochen später. Beides bestätigt die Vermutung eines Niederschlagkreislaufs von Methan, ähnlich dem Wasserkreislauf auf der Erde – mit Verdunstung, Wolkenbildung und erneutem Niederschlag (Methan ist nur im Temperaturbereich von −182 °C bis −162 °C flüssig, bei höheren Temperaturen gasförmig).

Die größten Seen Kraken Mare, Ligeia Mare und Punga Mare erreichen mit Flächen bis über 100.000 Quadratkilometer die Dimensionen großer irdischer Binnenseen und -meere. Bereits zu Beginn der Mission wurde am Südpol der Ontario Lacus als bislang einziger Methansee auf der südlichen Hemisphäre entdeckt und nach dem mit rund 20.000 km2 gleich großen Ontariosee benannt. Forscher des DLR gaben am 30. Juli 2008 bekannt, dass in ihm auch Ethan nachgewiesen wurde und er vermutlich auch noch andere Alkane enthält.[31][32] Zu den kleineren Seen zählen der Feia Lacus, der Kivu Lacus, der Koitere Lacus, der Neagh Lacus.

Die Flüssigkeiten in den seeähnlichen Gebilden sind relativ durchsichtig, so dass ein Mensch – würde er an einem solchen Ufer stehen – in diese „Gewässer“ wie in einen klaren irdischen See hinein blicken könnte. Nach Berechnungen der NASA übertrifft der Vorrat an flüssigen Kohlenwasserstoffen auf Titan den der Erde um das Hundertfache. Der atmosphärische Kreislauf, das Herabregnen, Sammeln und Fließen von Kohlenwasserstoffen, prägte die eisige Oberfläche in überraschend ähnlicher Weise, wie auf der Erde Wasser die Silikatgesteine formt. Schon auf den ersten Blick sind aus einigen Kilometern Höhe ganze Flusssysteme erkennbar, flüssiges Methan schneidet sich erosiv in die Eisoberfläche ein und bildet ein hügelig-bergiges Relief.

Auf der Erde würde dies eine (tektonische) Hebung der erodierten Gebiete über die durchschnittliche Oberflächenhöhe hinaus implizieren; das kann auf Titan nicht anders sein. Auch sehen alle diese Strukturen vergleichsweise jung aus: Die auf den meisten anderen Monden im Sonnensystem im Überfluss vorhandenen Einschlagkrater sind auf Titan nur spärlich vertreten. Der beständige, Staub tragende Wind und der Methanregen formen die Oberfläche offenbar vergleichsweise schnell.

Kryovulkane

Kryovulkan auf Titan, fotografiert von Cassini, 2004.

Auf Titan finden sich auch deutliche Anzeichen vulkanischer Aktivität. Auch wenn die erkannten Vulkane in ihrer Form und Größe denen der Erde ähnlich sind, handelt es sich bei ihnen jedoch nicht um Feuervulkane wie auf den erdähnlichen Planeten Mars oder Venus, sondern vielmehr um sogenannte Kryovulkane, also Eisvulkane.

Die zähflüssige Masse, die bei diesem Kryovulkanismus an die Titanoberfläche tritt, könnte Wasser und z. B. Ammoniak enthalten oder aus Wasser mit anderen, vielleicht kohlenwasserstoffhaltigen Gemischen bestehen, deren Gefrierpunkte weit unter dem des Wassers liegen und die somit kurzzeitig an der Oberfläche fließen können. Titan wäre wohl groß genug, um im Inneren eigene Wärmequellen in Form radioaktiver Minerale zu besitzen.

Innerer Aufbau

Schnittzeichnung zur Illustration des inneren Aufbaus.

Titan besitzt einen großen Kern aus Silikatgestein, der von mehreren Schichten Wassereis umgeben ist. Die äußere Schicht dieses Mantels besteht aus Eis und Methanhydrat, die innere aus Hochdruckeis (vgl. das Eis-Phasendiagramm). Nach Modellrechnungen von 2005 könnte sich zwischen diesen beiden Schichten ein Eismondozean aus flüssigem Wasser befinden.

Wie bei anderen Monden der Gasplaneten – Jupitermond Io und Saturnmond Enceladus – könnten aber auch hier Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen. Durch die relativ hohe Exzentrizität der Titan-Bahn und der daraus folgenden Libration in Länge pendelt die Gezeitendeformation des Mondes im Laufe seiner gebundenen Rotation entsprechend und könnte mit diesem Hin-und-her-Walken in Titans Innerem zu tektonischen Verschiebungen führen.[33]

Hypothetischer Ozean unter der Eiskruste

Radarmessungen der Cassini-Sonde deuten darauf hin, dass unter der Eiskruste ein Ozean aus flüssigem Wasser existiert.[34] Die Dicke der Eiskruste wird auf etwa 80 Kilometer geschätzt.[35]

Nach einem Modell, das vom Jupitermond Europa auf Titan übertragen wurde, kann die Wärmeentwicklung durch Gezeitenreibung auch unter seiner Eiskruste zu der Bildung dieser aufgeschmolzenen Schicht geführt haben. Sie müsste sich mit der Sonde Cassini durch Schwerefeldmessungen nachweisen lassen.

Im Wasser zu etwa 10 % enthaltenes Ammoniak würde als Frostschutzmittel (siehe Gefrierpunkterniedrigung) wirken, so dass der Ozean – zumal in Verbindung mit dem dortigen hohen Druck – auch bei der zu erwartenden Temperatur von −20 Grad Celsius noch flüssig wäre.

Die Existenz eines Ozeans in der Tiefe des Himmelskörpers bedeutet geologisch gesehen auch, dass die darüber liegende Kruste wesentlich beweglicher sein kann als auf Himmelskörpern, die durchgehend fest sind wie z. B. beim Erdmond. Die Krustenbeweglichkeit führt zu den beobachteten tektonischen Großstrukturen und auch zum Kryovulkanismus, wobei wohl vermutet werden kann, dass letztlich auch Wasser aus dem untergründigen Ozean an diesem Eisvulkanismus direkt beteiligt ist, wie Magma aus dem Mantel auf der Erde. Wie auf Enceladus bereits nachgewiesen wurde, können aber auch die Krustenbewegungen selbst allein lokal so viel Wärme erzeugen, dass bedeutende Mengen an Eis in den Bewegungszonen verflüssigt werden und Kryovulkanismus erzeugen.

Erforschung

Siehe auch: Liste der Entdeckungen der Planeten und ihrer Monde

Entdeckung und Namensgebung

Titans Entdecker Christiaan Huygens auf einem Gemälde von Caspar Netscher, 1671.

Der niederländische Mathematiker, Buchautor, Physiker und Astronom Christiaan Huygens entdeckte Titan am 25. März 1655. Dieser erste Fund eines Saturnmondes gelang ihm mit einem selbst gebauten Fernrohr, dessen Linsen er zusammen mit seinem Bruder Constantijn Jr. geschliffen hatte; es hatte einen Objektivdurchmesser von 57 Millimetern und vergrößerte 50-fach.

Damit beobachtete Huygens zuerst die Planeten Venus, Mars, Jupiter und schließlich Saturn, in dessen Nähe er einen hellen Himmelskörper bemerkte, der im Laufe von 16 Tagen einmal Saturn umkreiste. Nach vier Umdrehungen war er sich im Juni sicher, dass es sich um einen Saturnmond handeln musste. Um diese Zeit war die Neigung der Saturnringe gegenüber der Erde gering und beeinträchtigten die Beobachtungen kaum.[36] Seit der Erfindung des Fernrohrs (1608) war dies die zweite Mondentdeckung, 45 Jahre nach den erstmals von Galilei beobachteten vier Jupitermonden.[37][38][39]

Nahezu zwei Jahrhunderte blieb der Satellit namenlos. Er wurde zunächst unter anderem als der Huygenssche Saturnmond bezeichnet. Huygens selbst nannte ihn lediglich „Saturni Luna“ (oder „Luna Saturni“, lateinisch für „Saturns Mond“). Die im Laufe der Zeit bekannt gewordenen Trabanten eines Planeten wurden zunächst in der Reihenfolge ihrer Bahngrößen nummeriert, so wurde er um 1800 der sechste Saturnmond. Der Astronom John Herschel schlug in der 1847 erschienenen Veröffentlichung „Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope“ für die damals bekannten acht Saturnmonde Namen nach den Titanen vor, einem Geschlecht von Riesen aus der griechischen Mythologie. Als größter Saturnmond erhielt er daraufhin den Namen Titan.[40][41]

Hubble

Infrarot-Aufnahme der Oberfläche von Titan mittels des Weltraumteleskops Hubble, 1998.

Nachdem über 300 Jahre nur Beobachtung von der Erde aus möglich waren, konnten die ersten groben Details der Oberfläche von Titan in den 1990er Jahren von dem Orbitalteleskop Hubble mit Aufnahmen im Spektralbereich des nahen Infrarot gewonnen werden, das die Methanwolken und den organischen „Smog“ durchdringt. Die darauf sichtbaren auffälligen Kontraste zwischen hellen und dunklen Gebieten der Oberflächen stehen in deutlichem Gegensatz zu den Strukturen, die von Oberflächen anderer Monde dieser Größenordnung bekannt waren. 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 eventuell Wassereis, wie es etwa auf den Jupitermonden häufig ist, und bei den dunklen Bereichen möglicherweise silikatische Gesteine oder organisches Material.

Pioneer und Voyager

Titans Atmosphäre. Fotografiert von Voyager 1 aus einer Entfernung von 435.000 km, 1980.

Als erste Raumsonde und einfacher Späher am Saturn passierte die US-amerikanische Vorbeiflugsonde Pioneer 11 am 1. September 1979 den Planeten und machte auch eine Aufnahme von Titan.[42][43] Ausgiebige Untersuchungen des Mondes erfolgten dann durch Voyager 1, die den Saturn am 12. November 1980 passierte und sich Titan bis auf 4000 Kilometer näherte. Ihre Aufnahmen des Mondes waren jedoch wegen der undurchsichtigen Dunstschicht seiner Atmosphäre nicht viel besser. Voyager 1 konnte deshalb nur die Zusammensetzung der Atmosphäre untersuchen und Basisdaten wie etwa die Größe, die Masse und die Umlaufzeit näher bestimmen.[44]

Am 25. August 1981 passierte die Schwestersonde Voyager 2 das Saturnsystem, aber da sie im Unterschied zu ihrer Vorgängerin am Saturn einen Swing-by in Richtung Uranus absolvierte, führte ihre Flugbahn nicht in Titans Nähe.

Cassini-Huygens

Künstlerische Darstellung: Huygens verlässt Cassini in Richtung Titan.
Cassini lieferte dieses Bild, das den kleinen, verbeulten Mond Epimetheus, den mit Smog eingehüllten Titan und Saturns A- und F-Ring zeigt.

Am 15. Oktober 1997 wurde von der Cape Canaveral Air Force Station die Doppelsonde Cassini-Huygens, ein Gemeinschaftsprojekt der ESA, der NASA und der Agenzia Spaziale Italiana (ASI), zur Erkundung von Saturn, seiner Satelliten und Titan im speziellen gestartet. Cassini umrundet seit seiner Ankunft am 1. Juli 2004 Saturn.

Am 25. Dezember 2004 wurde Huygens abgekoppelt und landete am 14. Januar 2005 auf der Oberfläche des Titan.[45] Huygens ist der erste Lander auf einem anderen Mond als dem der Erde. Beim Abstieg wurden Bilder der sich nähernden und schließlich erreichten Oberfläche gesendet. Während des Absinkens hat die sich unter den stürmischen Bedingungen drehende Sonde neben physikalischen, chemischen und meteorologischen Messungen auch Windgeräusche übertragen.[46] 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.[47]

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 den ersten Blick den alten Bildern der auf dem 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 Kohlenwasserstoffen. Die rundlichen Brocken in unmittelbarer Nähe der Kamera sind im Durchmesser nur bis zu 15 Zentimeter groß und gleichen damit eher Kieselsteinen.[48][49]

Kurz vor der Landung schaltete sich ein Scheinwerfer ein, in dessen Licht das Eis des Titanbodens spektroskopisch identifiziert werden konnte. Durch die viel größere Entfernung von der Sonne und den Dunst in der Atmosphäre ist das Tageslicht auf Titan nur ungefähr ein Tausendstel so hell wie das auf der Erde.

Der Landeplatz erhielt am 14. März 2007 zu Ehren von Hubert Curien, einem der Gründerväter der europäischen Raumfahrt, den Namen „Hubert-Curien-Gedenkstätte“.[50][51]

Cassini näherte sich nach dem Abkoppeln von Huygens bei seiner weiteren Saturnumrundung ebenfalls allmählich an Titan und lieferte hoch aufgelöste Radarbilder. Cassini ist der erste Orbiter um den Saturn und soll den Planeten mindestens vier Jahre lang umrunden; während dieser Zeit sind insgesamt 74 Umläufe geplant und 45 gezielte Vorbeiflüge am Titan vorgesehen.

Um das Jahr 2030 soll der Lander der Mission TandEM auf dem Kraken Mare landen.

Geplante Missionen

Anfang 2009 wurde beim ESA-Ministerratstreffen entschieden, dass die Europa Jupiter System Mission zeitlichen Vorrang vor der Titan- und Enceladus-Erkundungsmission TandEM genießt.[52] TandEM könnte also erst nach 2020 starten. In ihrem Rahmen ist für Titan ein eigener Orbiter vorgesehen, der zu seiner näheren Erkundung sowohl verschiedene Lander als auch Penetratoren auf ihm absetzen sowie Funkkontakt zu einem sich frei in der Titanatmosphäre bewegenden Ballon halten soll.[53]

Spekulationen über Vorstufen zu Leben

Insgesamt sind trotz der niedrigen Temperaturen für die Kosmochemie sehr interessante Vorgänge auf diesem Mond zu vermuten, vielleicht auch Vorstufen für eine Art chemische Evolution. Auf Grund der dichten Atmosphäre aus Stickstoff und organischen Verbindungen ist er ein bedeutendes Forschungsobjekt der Exobiologie, da diese Bedingungen denen auf der Urerde gleichen könnten. Eine präbiotische Entwicklung in Richtung Leben, vergleichbar mit dem irdischen, würden die Oberflächentemperaturen jedoch verhindern.

Steven Benner von der University of Florida geht jedoch davon aus, dass sich Leben in seinen Seen aus flüssigen Kohlenwasserstoffen wie Methan oder Ethan bilden könnte, da diese sich ebenfalls als Lösungsmittel für chemischen Reaktionen eignen, wie sie in Lebewesen vorkommen. Die chemische Aggressivität dieser Kohlenwasserstoffe ist sogar geringer als die von Wasser. Somit wären Riesenmoleküle, wie DNA, stabiler als in Wasser.[54]

Titan könnte einen Schlüssel zum Verständnis der Entstehung des Lebens auf der Erde enthalten, da angenommen wird, dass auf der Urerde eine ähnliche Atmosphäre vorhanden war und somit ähnliche Bedingungen geherrscht haben. [55] [56] [57] [58]

Amateurastronomische Beobachtung

Mit einer scheinbaren Helligkeit der Magnitude 8,4 und einem maximalen Winkelabstand vom Saturn von circa drei Bogenminuten reicht bei günstiger Sicht schon ein gutes Fernglas, um den großen Mond Titan zu sehen. Mit relativ kleinen Teleskopen kann man ihn bereits sehr gut beobachten und seinen Umlauf um den Planeten ohne weiteres verfolgen. Seine Umlaufbahn hat den scheinbaren Durchmesser von etwa einem Fünftel der Mondscheibe. Titans Oberfläche lässt sich wegen der dichten Atmosphäre nicht erkennen. Sollte ein Spektrometer zur Verfügung stehen, können Spektraluntersuchungen der atmosphärischen Zusammensetzung durchgeführt werden.

Siehe auch

Literatur

  • Ralph Lorenz, Jacqueline Mitton: Titan Unveiled: Saturn's Mysterious Moon Explored. Princeton Univ Pr (1. April 2008), ISBN 978-0-6911-2587-9
Commons: Titan – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  2. ↑ News Features: The Story of Saturn. In: Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan. NASA & JPL, abgerufen am 8. Januar 2007.
  3. ↑ R. Nemiroff, J. Bonnell: Huygens Discovers Luna Saturni. In: Astronomy Picture of the Day. NASA, 25. März 2005, abgerufen am 18. August 2007.
  4. ↑ O. Grasset, C. Sotin, F. Deschamps: On the internal structure and dynamic of Titan. In: Planetary and Space Science. 48. Jahrgang, Nr. 7–8, 2000, S. 617–636, doi:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.
  5. ↑ A.D. Fortes: Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan. In: Icarus. 146. Jahrgang, Nr. 2, 2000, S. 444–452, doi:10.1006/icar.2000.6400.
  6. ↑ Ingo Froeschmann: Ammoniak ist der Schlüssel zur Titanatmosphäre. Raumfahrer Net e.V., 22. Februar 2005, abgerufen am 21. Oktober 2009.
  7. ↑ R. A. Jacobson et al..: The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data. In: The Astronomical Journal. 132. Jahrgang, Nr. 6, 2006, S. 2520–2526, doi:10.1086/508812.
  8. ↑ A. J. R. Prentice: Titan at the time of the Cassini spacecraft first flyby: a prediction for its origin, bulk chemical composition and internal physical structure. In: Astrophysics. 24. Februar 2006, abgerufen am 25. Oktober 2009 (englisch).
  9. ↑ D.R. Williams: Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA, 21. August 2008, abgerufen am 18. April 2000.
  10. ↑ P. Moore, G. Hunt, I. Nicolson, P. Cattermole: The Atlas of the Solar System. 1990, ISBN 0-517-00192-6.
  11. ↑ G. P. Kuiper: Titan: a Satellite with an Atmosphere. In: Astrophysical Journal. 100. Jahrgang, 1944, S. 378, doi:10.1086/144679 (harvard.edu).
  12. ↑ Elizabeth P. Turtle: Exploring the Surface of Titan with Cassini-Huygens. Smithsonian, 2007, abgerufen am 18. April 2009.
  13. ↑ H. B. Niemann, et al.: The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. In: Nature. 438. Jahrgang, 2005, S. 779–784, doi:10.1038/nature04122.
  14. ↑ Saturn's Magnetic Personality Rubs Off on Titan. NASA/JPL, 2008, abgerufen am 20. April 2009.
  15. ↑ National Academy of Science: Chemical dynamics of triacetylene formation and implications to the synthesis of polyynes in Titan's atmosphere – 12. August 2009.
  16. ↑ J. H. Waite, Jr., D. T. Young, T. E. Cravens, A. J. Coates, F. J. Crary, B. Magee, and J. Westlake: The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere. In: Science. 316. Jahrgang, 2007, S. 870, doi:10.1126/science.1139727.
  17. ↑ Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler: Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere. In: Geophys. Res. Lett. 34. Jahrgang, 2007, S. L22103, doi:10.1029/2007GL030978.
  18. ↑ John Baez: This Week's Finds in Mathematical Physics. University of California, Riverside, 25. Januar 2005, abgerufen am 22. August 2007.
  19. ↑ Hiroshi Imanaka, Bishun N. Khare, Jamie E. Elsila, Emma L.O. Bakes, Christopher P. McKay, Dale P. Cruikshank, Seiji Sugita, Takafumi Matsui und Richard N. Zare: Laboratory experiments of Titan tholin formed in cold plasma at various pressures: implications for nitrogen-containing polycyclic aromatic compounds in Titan haze. Elsevier (Icarus), 11. Dezember 2003, abgerufen am 2. November 2009 (englisch).
  20. ↑ First 'in situ' composition measurements made in Titan's atmosphere. In: ESA-News. European Space Agency, 30. November 2005, abgerufen am 25. Oktober 2009 (englisch).
  21. ↑ G. Mitri et al.: Hydrocarbon Lakes on Titan. In: Icarus. 186. Jahrgang, Nr. 2, 2007, S. 385–394, doi:10.1016/j.icarus.2006.09.004 (arizona.edu [PDF]).
  22. ↑ Space.com Staff: Titan Has More Oil Than Earth. In: Space.com. Imaginova Corp., 13. Februar 2008, abgerufen am 25. Oktober 2009 (englisch).
  23. ↑ Analytic Solutions for the Antigreenhouse Effect: Titan and the Early Earth, McKaya, Christopher P.; Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I., Icarus Bd. 137, Ausgabe 1, 1. 1. 1999, S. 56–61. doi:10.1006/icar.1998.6039
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  25. ↑ The Way the Wind Blows on Titan. Jet Propulsion Laboratory, 1. Juni 2007, abgerufen am 28. Oktober 2009 (englisch).
  26. ↑ Ulrich Dewald: Titanische Wolkenwirbel. In: wissenschaft.de. Konradin Medien GmbH, 5. Februar 2007, abgerufen am 25. Oktober 2009.
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  28. ↑ Wissenschaft.de: Forscher finden Berglandschaft mit Höhlen auf dem Saturnmond – 22. Juli 2006.
  29. ↑ Wissenschaft.de: Wo Titans Ozeane sind – 12. Oktober 2006.
  30. ↑ Wissenschaft.de: Auftritt: Titans vermisste Seen – 4. Januar 2007.
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  54. ↑ Saturnmond Titan – Forscher hält Leben ohne Wasser für denkbar. In: Spiegel Online. 2. Februar 2005, abgerufen am 17. Oktober 2009.
  55. ↑ Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory. Astrobiology Magazine, 11. August 2004, abgerufen am 11. August 2004.
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  57. ↑ Gladman, Brett; Dones, Luke; Levinson, Harold F.; Burns, Joseph A.: Impact Seeding and Reseeding in the Inner Solar System. In: Astrobiology. 5. Jahrgang, 2005, S. 483–496, doi:10.1089/ast.2005.5.483.
  58. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay: Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon. (PDF) In: NASA Ames Research Center, Lunar and Planetary Laboratory, Department of Planetary Sciences, University of Arizona. 1997, abgerufen am 21. März 2008.

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