Methansee

VI Titan
Titan im sichtbaren Licht. Aufgenommen aus einer Entfernung von 229.000 km durch die Raumsonde Cassini, 2005.
Zentralkörper	Saturn
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse	1.221.830 km
Periapsis	1.186.150 km
Apoapsis	1.257.510 km
Exzentrizität	0,0292
Bahnneigung	0,33°
Umlaufzeit	15,945 Tage
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 Atmosphäre: Druck: 1467 hPa 98,4 % Stickstoff 1,6 % Methan und Argon Spuren organischer Verbindungen
Größenvergleich zwischen Titan (unten links), Erdmond (oben links) und Erde in maßstabsgerechter Fotomontage.

Titan (auch Saturn VI) ist der mit Abstand größte Mond des Planeten Saturn. Er ist in unserem Sonnensystem nach Ganymed mit einem Durchmesser von 5150 km der zweitgrößte Satellit – auch größer als der Planet Merkur – und der einzige mit einer dichten Atmosphäre.

Titans Atmosphäre ist durch eine Dunstschicht undurchsichtig und besteht wie die der Erde hauptsächlich aus Stickstoff. Mit ihren Spuren von Kohlenwasserstoffverbindungen könnte sie den Bedingungen der Urerde ähneln und einen Schlüssel zum Verständnis der Entstehung des Lebens enthalten.

Entdeckung

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

Titan wurde am 25. März 1655 von dem niederländischen Mathematiker, Physiker und Astronom Christiaan Huygens als erster der Saturnmonde entdeckt. Der Fund gelang ihm mit einem selbstgebauten Fernrohr, dessen Linsen er zusammen mit seinem Bruder Constantijn geschliffen hatte und das im selben Monat gerade fertiggestellt war. Nachdem er damit erst die Planeten Venus, Mars und Jupiter, und dann Saturn beobachtet hatte, bemerkte er in dessen Nähe einen hellen Himmelskörper. Dieser bewegte sich im Laufe von 16 Tagen einmal um Saturn und nach vier Umdrehungen war sich Huygens im Juni sicher, dass es ein Saturnmond sein muss.^[2]

Benannt wurde der Mond erst nahezu zwei Jahrhunderte später nach den Titanen, einem Geschlecht von Riesen aus der griechischen Mythologie. Dieser und die Namen 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. Die zu jener Zeit bekannten Trabanten wurden je Planet noch in der Reihenfolge ihrer Bahngrößen nummeriert. Huygens selbst nannte den Mond zu Beginn einfach nur „Mein Mond“.

Seit der Erfindung des Fernrohrs waren 45 Jahre zuvor lediglich die vier Galileischen Monde des Jupiter gefunden worden.

Siehe auch: Liste der Entdeckungen der Planeten und ihrer Monde

Umlaufbahn und Rotation

Titan umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 1.221.850 Kilometern in 15 Tagen, 22 Stunden und 41 Minuten; das heißt, er bewegt sich durchschnittlich 20,3 Saturnradien vom Baryzentrum entfernt und mit einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 5,57 Kilometern pro Sekunde beziehungsweise einem Titandurchmesser in 15 Minuten. Mit seinem 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 Kilometern hinausreichen. Er läuft zwischen der rund 694.810 Kilometer von ihm entfernten Umlaufbahn seines inneren Nachbarmondes Rhea und der mit 242.250 Kilometer ihm viel näheren Bahn seines äußeren Nachbarn Hyperion. Zu diesen nächsten Satelliten bestehen jeweils resonanznahe Umlaufverhältnisse: Während Titan zweimal den Saturn umläuft, umrundet ihn Rhea 7,058 Mal – und während vier Umläufe von Titan absolviert Hyperion 2,998.

Die Bahn Titans weist eine numerische Exzentrizität von 0,029 auf, was mit drei Prozent für einen großen Mond überraschend hoch ist.^[3] Die Bahnebene von Titan ist 0,33 Grad gegenüber der Äquatorebene des Saturns und den Saturnringen geneigt.

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 auch der Erdmond und alle anderen großen Trabanten – eine an den Umlauf gebundene Rotation. Seine Rotationsachse ist gegenüber der Bahnebene um 1,942 Grad geneigt.

Physikalische Eigenschaften

Titan besitzt einen mittleren Durchmesser von 5150 Kilometern. Damit ist er nur wenig kleiner als der Jupitermond Ganymed und der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Wie andere große Satelliten im Sonnensystem ist auch Titan größer und massereicher als der Zwergplanet Pluto. Er ist sogar größer als der Planet Merkur, aber weit weniger massereich als dieser. Ursprünglich schien es von der Erde aus lange Zeit so, dass Titan etwa 5550 Kilometer durchmisst und damit auch größer sei als Ganymed, doch die Erkundung durch Voyager 1 offenbarte 1980 die ausgeprägte und undurchsichtige Atmosphäre, durch die sein Durchmesser überschätzt worden war. Die Dunstschicht der Gashülle verleiht ihm eine niedrige geometrische Albedo von 0,22; das heißt, nur 22 Prozent des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert. Die sphärische Albedo beträgt 0,21.

Auf Titan entfallen über 95 Prozent 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.^[4] Titan besitzt mit 1,88 Gramm pro Kubikzentimeter auch 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. An seiner Oberfläche herrscht eine Fallbeschleunigung von 1,35 Metern pro Quadratsekunde, das heißt, die Schwere dort beträgt nur knapp ein Siebentel von der auf der Erde; 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. Von seinem Aufbau her dürfte er außer diesen beiden auch dem Neptunmond Triton und möglicherweise dem Pluto ähnlich sein. Er besteht etwa zur Hälfte aus Wassereis und silikatischem Gestein.

Oberfläche

Mosaik von Aufnahmen der Oberfläche Titans durch Cassini während des ersten Vorbeifluges am 26. Oktober 2004.

Karte des Titan von Oktober 2006 in Äquidistanzprojektion.

Aufgrund der dunstreichen 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.

Fotografie der Titanoberfläche während des Landeanflugs von Huygens. Man erkennt Hügel und topographische Merkmale, die einer Küstenregion mit Abflussgräben gleichen.

Huygens' Foto von der Titan-Oberfläche.

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.^[5] 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.^[6]

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“.^[7]

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

Flüssiges Methan

In den beiden Polarregionen finden sich auf den 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.^[8] 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 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 entdeckt. Forscher des DLR gaben am 30. Juli 2008 bekannt, dass in ihm Ethan nachgewiesen wurde, das vermutlich auch mit anderen Alkanen versetzt ist.^[9][10] Zu den kleineren Seen zählen der Feia Lacus, der Kivu Lacus, der Koitere Lacus, der Neagh Lacus.

Man nimmt auf der Oberfläche auch Verbindungen aus Kohlenwasserstoffen an, die man vorher nie im Labor herstellen konnte.

Die Flüssigkeiten in den See-ähnlichen Gebilden sind relativ durchsichtig, so dass ein Mensch - würde er an einem Titan-Ufer stehen - in diese "Gewässer" wie in einen klaren irdischen See hineinblicken 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, prägt 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 und 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 Impaktkrater sind auf Titan nur spärlich verteilt. Der beständige staubtragende Wind und der Methanregen formen die Oberfläche offenbar vergleichsweise schnell.

Hypothetische Ozeane und Ostwind

Nach der Landung von Huygens wurden für Cassini durch die allmähliche Annäherung an das Mondsystem höher aufgelöste Radarbilder 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 Eismondozeane erklären.^[11] Solche Partikel in der Größenordnung von einem knappen Mikrometer konnten vom Lander Huygens 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 zwei Kilometern pro Stunde.

Mögliche Seen in einem 140 km weiten Gebiet bei 80° N und 35° W in Falschfarben. Radaraufnahme vom 22. Juli 2006.

Innerer Aufbau

Schnittzeichnung zur Illustration des inneren Aufbaus.

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 besitzt einen großen 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. Neue Forschungsergebnisse deuten in der Tat darauf hin, dass ein Ozean unter der Eiskruste existiert, wie die Cassini-Sonde anhand von Radarmessungen herausgefunden hat.^[12]

Die Existenz eines Ozeans aus flüssigem Wasser in der Tiefe des Himmelskörpers bedeutet geologisch gesehen auch, dass die darüberliegende Kruste wesentlich beweglicher sein kann, als auf Himmelskörpern, die, wie z. B. der Mond, durchgehend fest sind. 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 soviel Wärme erzeugen, dass bedeutende Mengen an Eis in den Bewegungszonen verflüssigt werden und Kryovulkanismus erzeugen.

Atmosphäre

Allgemeines

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

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, der eine dichte und wolkenreiche Atmosphäre besitzt. Als erster äußerte der katalanische Astronom José Comas Solá nach seinen teleskopischen Beobachtungen im Jahre 1908 die Vermutung, dass der Mond von einer Atmosphäre umgeben ist, da die winzige Titanscheibe am Rand dunkler sei als im Zentrum. Der Nachweis einer Atmosphäre wurde jedoch erst im Jahre 1944 von dem US-amerikanischen Astronom Gerard Kuiper mittels spektroskopischer Untersuchungen geführt. Dabei wurde der Partialdruck der Kohlenwasserstoffverbindung Methan zu 100 Millibar bestimmt.

Die Untersuchungen durch die Voyager-Sonden haben ergeben, dass der atmosphärische Druck auf Titans Oberfläche ca. 1,5 Bar beträgt und somit um rund 50 Prozent höher ist als der auf der Erdoberfläche. Auf Grund der geringen Schwerkraft auf Titan bedeutet das je Quadratmeter eine rund zehnfach größere Gasmasse, als ein Quadratmeter der Erde trägt. Die Dichte der Titanatmosphäre ist in Bodennähe fünfmal so groß wie die Dichte der Erdatmosphäre.

Titan und die Erde sind die einzigen Körper im Sonnensystem, deren Atmosphäre hauptsächlich aus Stickstoff besteht. Titans Atmosphäre besteht zu 98,4 Prozent aus Stickstoff und zu etwa 1,6 Prozent 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. Jedoch enthält sie praktisch keinen freien Sauerstoff. 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. Messungen der Isotopenverhältnisse durch die Huygens-Sonde legen nahe, dass das Methan in der Atmosphäre wahrscheinlich kontinuierlich erneuert wird, allerdings ist die Ursache dafür noch gänzlich unbekannt.^[13]

Titans Atmosphäre rotiert schneller als der Mond selbst, dessen Rotationsgeschwindigkeit am Äquator knapp 12 Meter pro Sekunde beträgt. In der oberen Atmosphäre herrschen starke Turbulenzen. In 50 Kilometern Höhe beträgt die Windgeschwindigkeit etwa 30 Meter pro Sekunde und nimmt stetig ab; unterhalb von sieben Kilometern ist die Geschwindigkeit gering. Außerdem scheint Methan auf die Oberfläche zu regnen.

Auf Titans Oberfläche beträgt die Temperatur im Mittel -179 Grad Celsius (94 Kelvin). Der Temperaturunterschied zwischen dem Äquator und den Polen ist durch die gleichmäßig das 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. 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 Kilometern 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.^[14]

Insgesamt sind trotz der niedrigen Temperaturen für die Kosmochemie hochinteressante Vorgänge auf diesem Mond zu vermuten, vielleicht auch Vorstufen für eine Art chemische Evolution. Auf Grund der dichten Stickstoffatmosphäre mit ihren organischen Verbindungen ist er ein bedeutendes Forschungsobjekt der Exobiologie, da dies den Bedingungen der Urerde gleichen könnte. Eine präbiotische Entwicklung in Richtung Leben, wie wir es kennen, würden die Oberflächentemperaturen jedoch verhindern.

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.

Chemie der Atmosphäre

Der orangefarbene Nebel, der den Saturnmond einhüllt, besteht aus einer interessanten Zusammensetzung organischer Verbindungen. Der Astrophysiker Carl Sagan prägte den Begriff „Tholin“ für die in der Atmosphäre gemutmaßten organischen Moleküle. Sagan vermutete eine Schicht dieser Moleküle auf der Oberfläche des Titans und dass durch Energie in dieser Schicht chemische Reaktionen ablaufen könnten, die jenen in der Urzeit unseres Planeten 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 in unserem Sonnensystem.

Die Huygenssonde untersuchte die Atmosphäre des 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), welches eigens für die Untersuchung der Tholine mitgeführt wurde. Die Auswertung der Daten lieferte erstmals eine Erklärung für die Bildung der Orangefärbung der Atmosphäre.

Chemische Reaktionen in der Atmosphäre finden besonders an ihrem äußeren Rand statt. Hier werden kleine Moleküle durch die UV-Strahlung der Sonne sowie durch interstellare energiereiche Teilchen so aktiviert, dass sich reaktive Ionen bilden. Diese führen in einer Reaktionsfolge zur Bildung von Aromaten, komplexen Stickstoffverbindungen und Benzol. Die auf diese Weise entstandenen schwereren Teilchen sinken langsam in tiefere Schichten der Atmosphäre und bilden das sogenannte Tholin.

Mit Ausnahme des Ontario Lacus befinden sich alle zur Zeit bekannten und mit Namen versehenen Methanseen auf der nördlichen Hemisphäre.

Erkundung

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

Künstlerische Darstellung: Huygens verlässt Cassini in Richtung Titan.

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. 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.

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, konnte ihre Flugbahn nicht in Titans Nähe führen.

Infrarot-Aufnahme der Oberfläche von Titan mithilfe des Weltraumteleskops Hubble, 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. Huygens ist der erste Lander auf einem anderen Mond als dem der Erde. Cassini ist der erste Orbiter am 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.

Anfang 2009 wird bei dem ESA-Ministerratstreffen entschieden, ob diese geplante Mission TANDEM oder Laplace (Jupiter) durchgeführt wird.^[15] TANDEM könnte frühestens 2020 starten. In ihrem Rahmen ist für den Mond 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.

Weitere Forschungsergebnisse

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. 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 aus Gemischen von Wasser und z. B. Ammoniak oder anderen, vielleicht kohlenwasserstoffhaltigen Gemischen bestehen, deren Gefrierpunkt weit unter dem des Wassers liegt und die somit kurzzeitig auch an der Oberfläche fließen können. Titan wäre wohl groß genug, um eigene Wärmequellen in Form radioaktiver Minerale zu besitzen.

Cassini lieferte dieses Bild, das den kleinen, verbeulten Mond Epimetheus, den mit Smog eingehüllten Titan und Saturns A und F Ringe zeigt.

Wie bei anderen Monden der Gasplaneten – Jupitermond Io und Saturnmond Enceladus – könnten aber auch hier Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle spielen bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren. 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.^[16]

Nach einem Modell, das vom Jupitermond Europa auf Titan übertragen wurde, hat die Wärmeentwicklung durch Gezeitenreibung auch unter seiner Eiskruste zu der Bildung einer aufgeschmolzenen Schicht geführt. Sie müsste sich mit der Sonde Cassini durch Schwerefeldmessungen nachweisen lassen. Die Dicke der Eiskruste über dem darunter verborgenen Ozean wird auf etwa 80 Kilometer geschätzt.^[17]

Als helles Gebiet 4.500 Kilometer entlang des Äquators erstreckt sich die Region Xanadu. Nach näheren Beobachtungen deuten sie NASA- und ESA-Forscher als eine Landschaft mit überraschend erdähnlichem Gesamtbild. Xanadu wird von bis zu einem Kilometer hohen Bergrücken durchzogen. Radardaten zufolge bestehen diese aus derart porösem Wassereis, dass dort ein zu vermutender Methanregen durch Auswaschung und Zerklüftung sogar Höhlensysteme schaffen könnte. Dies entspricht ganz den durch Wind und Wasser geprägten Landschaften der Erde.^[18]

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. Das Fernrohr von Christiaan Huygens, mit dem er den Mond entdeckte, hatte einen Objektivdurchmesser von 57 Millimetern und vergrößerte 50-fach; die Neigung des die Beobachtung beeinträchtigenden Saturnrings gegenüber der Erde war um das Jahr 1656 nur gering.^[2] 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

• Methan außerhalb der Erde
• Liste von Methanseen auf dem Titan

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b} NASA Factsheet on Saturn's moons (Englisch) und elementare Berechnungen aus diesen Daten
2. ↑ ^{a b} Tetsuya Tokano: Wie sah Huygens Titan?
3. ↑ Ingo Froeschmann: Ammoniak ist der Schlüssel zur Titanatmosphäre. Raumfahrer.net, 22. Februar 2005. Abgerufen am 26. Dezember 2008.
4. ↑ 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 – 24. Februar 2006
5. ↑ ESA-News: Sounds of an alien world – 15. Januar 2005
6. ↑ Wissenschaft.de: Endlich am Ziel: Das Ende der langen Reise von Huygens – 19. Januar 2005
7. ↑ ESA-Pressemitteilung N° 13-2007: Landeplatz von Huygens wird nach Hubert Curien benannt
8. ↑ Wissenschaft.de: Auftritt: Titans vermisste Seen – 4. Januar 2007
9. ↑ http://www.dlr.de/DesktopDefault.aspx/tabid-1/86_read-13154/ DLR: Saturnmond Titan - Ströme und Seen aus flüssigen Kohlenwasserstoffen
10. ↑ http://www.dlr.de/desktopdefault.aspx/tabid-1/86_read-13154/gallery-1/51_read-3/ DLR: Bild des Ontario Lacus
11. ↑ Wissenschaft.de: Wo Titans Ozeane sind – 12. Oktober 2006
12. ↑ extrasolar-planets.com Existiert ein Ozean unter Titans Kruste? – 21. März 2008
13. ↑ ESA-News: Results from Mars Express and Huygens – 30. November 2005
14. ↑ Wissenschaft.de: Titanischer Wolkenwirbel – 5. Februar 2007
15. ↑ TANDEM Mission Summary. esa. Abgerufen am 29. Dezember 2008.
16. ↑ Wissenschaft-online.de: Vulkan auf Titan enthüllt – 10. Juni 2005
17. ↑ H. Hußmann, T. Spohn, F. Sohl: Gezeiten, Rotation und Bahnenetwicklung – 16. April 2003
18. ↑ Wissenschaft.de: Forscher finden Berglandschaft mit Höhlen auf dem Saturnmond – 22. Juli 2006

Medien

Weblinks

• Saturn's Known Satellites (engl.)
• Titan im Planetary Photojournal der NASA
• Saturnmonde.de: Titan – Neueste Erkenntnisse und Nachrichten
• Saturnmond Titan (Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät der Universität Köln)
• ISSI Publikation Spatium Nr. 15: Titan and the Huygens Mission PDF (englisch)
• Video, Sound, Rundblick – eine gute Zusammenfassung (Deutsch)

Monde des Planeten Saturn

Benannt:  Aegir | Albiorix | Anthe | Atlas | Bebhionn | Bergelmir | Bestla | Calypso | Daphnis | Dione | Enceladus | Epimetheus | Erriapus | Farbauti | Fenrir | Fornjot | Greip | Hati | Helene | Hyperion | Hyrrokkin | Iapetus | Ijiraq | Janus | Jarnsaxa | Kari | Kiviuq | Loge | Methone | Mimas | Mundilfari | Narvi | Paaliaq | Pan | Pallene | Pandora | Phoebe | Polydeuces | Prometheus | Rhea | Siarnaq | Skathi | Skoll | Surtur | Suttungr | Tarqeq | Tarvos | Telesto | Tethys | Thrymr | Titan | Ymir

Unbenannt:  S/2004 S 7 | S/2004 S 12 | S/2004 S 13 | S/2004 S 17 | S/2006 S 1 | S/2006 S 3 | S/2007 S 2 | S/2007 S 3 | S/2008 S 1

Gruppen:  Schäfermonde | koorbitale Monde | Trojaner-Monde | irreguläre Monde:  Gallische Gruppe | Inuit-Gruppe | Nordische Gruppe

Siehe auch: Liste der Saturnmonde | Liste der natürlichen Satelliten von Planeten