Saturnmond Titan (Quelle: NASA/JPL, Aufnahme: Voyager 2)
Saturnmond Titan (Quelle: NASA/JPL, Aufnahme: Voyager 2)
Titan ist der mit Abstand größte Mond des Planeten Saturn. Mit seinen 5.150 km Durchmesser ist er nur wenig kleiner als der Jupitermond Ganymed und damit der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Er ist größer als die Planeten Merkur und Pluto. Er ist bereits mit einem Feldstecher zu erkennen. Entdeckt wurde Titan am 23. März 1665 von Christian Huygens. Er ist etwa 1,2 Millionen km vom Mutterplaneten entfernt und umkreist ihn in knapp 16 Tagen.
Der Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem und überhaupt der einzige bekannte Himmelskörper seiner Größenklasse, der eine dichte und wolkenreiche Atmosphäre besitzt. Sie besteht hauptsächlich aus Stickstoff, etwa 6 % Argon und Methan. Außerdem finden sich auch Spuren von mindestens einem Dutzend anderer organischer Verbindungen (beispielsweise Ethan, Cyanwasserstoff, Kohlendioxid) und Wasser. Die genannten Kohlenwasserstoffe entstehen wahrscheinlich aus Methan, welches in der oberen Atmosphäre vorherrscht und vom Sonnenlicht aufgespalten wird um zu höheren Organika zu rekombinieren. Auf der Oberfläche beträgt der Druck bei einer Temperatur von -140 °C mehr als 1,5 bar, d.h. das Eineinhalbfache des atmosphärischen Drucks auf der Erde.
Titan ist wegen dieser 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.
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| Titans Atmosphäre, smog-ähnlicher brauner Dunst aus Kohlenwasserstoffen und hochstehende Wolkenbänder aus Methan. Foto der Raumsonde Voyager 2 | Titans Wolken, die hellen Flecken am Südpol sind Methanwolken, aus denen es möglicherweise Methan regnet. Adaptive-Optics-Aufnahme des Keck-Observatoriums auf Hawaii. | Titans Oberfläche, der helle Fleck wurde als Kontinent aus Eis, die dunklen als mögliche Ozeane aus Kohlenwasserstoffen gedeutet. Infrarot-Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. |
Die ESA wird im Rahmen der laufenden Cassini-Huygens-Mission der NASA Anfang 2005 versuchen, den Lander Huygens mittels Fallschirm auf dem Mond abzusetzen. (Text und Bildtitel teilweise aus (1))
Daten
Entfernung zu Saturn: 1.2 Mio km
Durchmesser: 5.150 km
Umlaufzeit um Saturn: 16 Tage
Rotationszeit: 16 Tage
Masse: 1.345×1023 kg
Oberfläche: 83×106 km²
Dichte: 1,88 g/cm³ (Wasser = 1)
Gravitation (Oberflauml;che) 1,35 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 2,6 km/s
Scheinbare Helligkeit: 8,4m
Albedo 0,21
Bahnneigungswinkel zur Ekliptik: 0,3°
numerische Bahnexzentrizität: 0,029
Aufbau
Der innere Aufbau des Titan wird sich von dem der terrestrischen Planeten doch stark unterscheiden.
Die Gesamtdichte beträgt mit 1,9 g/cm³ nur etwas mehr als ein Drittel der Erddichte bzw. etwas mehr als
die Häfte der Monddichte. An seinem Aufbau muss daher verhältnismässig viel sehr
leichtes Material beteiligt sein: Eis! Die dichte, in ihrer Herkunft ziemlich rätselhafte Atmosphäre
kann Titan trotz seiner geringen Schwerkraft nur deshalb halten, weil die Sonneneinstrahlung eine
Milliarde Kilometer vom Zentralstern entfernt nur noch gering ist. Stickstoff könnte auch als Eis oder Clathrat
am Krustenaufbau des Himmelskörpers beteiligt sein. Womöglich sind kryovulkanische Vorgänge änlich
denen auf dem Neptunmond Triton für die Entstehung
und vielleicht sogar für die Aufrechterhaltung der Atmosphäre wichtig.
Einfaches Strukturmodell des Titan (Quelle: Planetologie.de)
wie es sich aus der Dichte und einem Zwei-Schalen-Aufbau berechnet.
(1) 22. 06. 2004: Tektonische Strukturen auf dem Titan
Tektonische Strukturen auf dem Titan (Quelle: NASA/JPL, Cassini, 2004)
Nach den neuesten Aufnahmen 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 (s. Bild oben), was für eine bedeutende geologische Aktivität des Himmelskörpers sprechen würde. Titan wäre wohl groß genug, um eigene Wärmequellen in Form radioaktiver Minerale im Mondkern zu besitzen, doch könnten, wie bei anderen Monden der großen Planeten auch (Jupitermond Io, Saturnmond Enceladus), hier Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen.
(2) 27. 10. 2004: Rezente geologische Vorgänge
Saturnmond Titan (Quelle: NASA/JPL, Cassini, 2004, Mosaik aus 4 Aufnahmen: links s/w, rechts Falschfarben(!))
Oben zeigen wir die neuesten spektakulären Aufnahme des Mondes von Cassini im Radarspektrum vom 26. 10. 2004. Besonders auffällig sind das Fehlen grosser Einschlagsbecken und der sehr deutliche Kontrast zwischen dem kontinentgrossen hellen, stark strukturierten "Hochland" (inzwischen Xanadu benannt) in der Mitte und dem dunklen, scheinbar glatten "Flachland" links oben auf dem Bild. Bisher sind sich auch die NASA-Wissenschaftler nicht im Klaren darüber, was die abgebildeten Strukturen darstellen könnten. Sie gleichen weiterhin nichts, was bisher von anderen Himmelskörpern bekannt ist. Das Fehlen grosser Krater deutet immer sicherer darauf hin, dass mit einer anhaltend bewegten geologischen Geschichte des Titan zu rechnen ist. Etwas rechts unterhalb der Mitte des Bildmosaiks (s. oben, am besten auf dem Schwarz-Weiss-Bild zu sehen), erkennt man einen kleinen dunklen Fleck, der von stark strukturierten, sehr hellen Bereichen umgeben ist. Dies allerdings mag ein jüngerer Einschlagkrater in der Art des Kopernikus auf unserem Mond sein, bei dem der Kraterboden hier dunkel ist, während die Auswurfmassen hell und chaotisch strukturiert erscheinen würden. Vielleicht aber kann es sich aber auch um eine vulkanische Struktur handeln.
Einige der dunklen Gebiete scheinen so glatt zu sein, dass man vermeint, in ihnen die bisher auch immer wieder erwarteten Meere oder Seen aus Methan, Ethan oder anderen flüssig vorkommenden Organika zu sehen. Die spektakuläre Vorstellung von in langsamen hohen Wellen unter rotem, methanwolken-verhangenem Himmel im Stickstoff-Wind an eisige Küsten schlagenden "Benzinseen" ist damit weiterhin durchaus realistisch.
Rechts: Die Umgebung der voraussichtlichen Huygens-Landestelle. Die Fließrichtung des
terrainformenden Mediums, Wind oder Flüssigkeiten, verlief oder verläuft von links oben
nach rechts unten. Detailaufnahmen von Titan (Quelle: NASA/JPL, Cassini, 2004, Ausschnitte je etwa 300 km breit)
Links: Streifenförmige Gebilde auf der Oberfläche mit unterschiedlicher Orientierung (Pfeile) erinnern
an Windverwehungen auf Erde und Mars.
Streifenförmige Gebilde auf den neuesten Radarbildern sind vielleicht für "Verwehungen" vorerst nicht näher bezeichenbarer Materialien, etwa Eis- oder Silikatstaub, zu halten, wie man sie auch auf dem Mars kennt. Solche Verwehungen würden belegen, dass die Oberfläche des Titan nicht nur durch innere Prozesse dynamisch umgewandelt wird, sondern natürlich auch durch "Wind und Wetter" oder gar rezente Fließvorgänge geprägt ist.
Der sehr helle, weisse "Fleck" am Südpol des Mondes ist ein 600 km weites Wolkenfeld, das inzwischen ebenfalls Rätsel aufgibt. Hatte man zunächst erwartet, dass die Wolken aus Methan bestehen sollten, das, analog zum Wettergeschehen auf der Erde, in der Sonneneinstrahlung von der Oberfläche möglicher Methanseen am Boden verdampft und in kälteren Schichten der oberen Atmosphäre zu Wolken kondensiert, musste man jetzt feststellen, dass die Partikel, aus denen die Wolken bestehen, zu gross für Methan sind. Ethan-Wolken sind aus physikalischen Gründen kaum zu erwarten, möglicherweise bestehen die Wolken aus Ethan-umhülltem Methan oder vielleicht sogar aus höherpolymeren organischen Partikeln. Erst weitere Daten und die sehr aufwendige Untersuchung der gewonnenen Spektren wird die stoffliche Zusammensetzung der verschiedenen Oberflächen- und Atmosphärenstrukturen enthüllen.
Der nahe Vorbeiflug am Titan im Abstand von nur 1200 km hat die Bahn der Sonde plangemäß so weit veraendert, dass die naechste Annäherung bereits am 13. Dezember 2004 stattfinden wird. Die Huygens-Sonde wird damit wahrscheinlich am 25. Dezember abgesetzt werden können und Anfang 2005 auf der Oberfläche aufsetzen. Huygens hat auch ein Mikrophon an Bord, um die zu erwarteten atmosphärischen Geräusche aufzunehmen. Dies wird die erste Gelegenheit in der Geschichte sein, einen fremden Himmelskörper zu "hören". Am 28. 10. 2004 findet ein weiteres Highlight der Cassini-Mission statt, der Flyby an Thetys.
(3) 29. 10. 2004: Topographie des Titan
Diese topographische Messreihe zeigt ein überraschend flaches Relief auf Titan.
Zum Vergleich in rot ein masstabsgleiches Profil der Topographie zwischen Holzminden und Cuxhaven.
Höhenskala auf die Durchschnittshöhe der Messreihe auf Titan bezogen, stark überhöht.
(Bild verändert nach: NASA/JPL, 2004).
Radarhöhenmessungen von Cassini zeigen ein überraschend flaches Relief. Die Höhenunterschiede betragen auf insgesamt fast 400 km vermessener Strecke weniger als 200 m. Diese Oberfläche läßt sich etwa mit der der norddeutschen Tiefebene vergleichen. Eine solche Ebene kann durch verschiedene Massenverlagerungsprozesse entstehen, etwa durch Erosion, bei der über der Durchschnittshöhe herausragende Bereiche abgetragen und Senken verfüllt werden. Des weiteren kann weniger starre Kruste, etwa Eis, durch hydrostatische Ausgleichsbewegungen auf duktilerem Untergrund nivelliert werden. Aus dem Untergrund hervorquellendes flüssiges oder zähflüssiges Material kann eine Landschaft überfluten. Die beobachteten Höhenunterschiede sind besonders im rechten Teil des Höhenprofils (s. Bild unten) so gering, dass hier auch eine Flüssigkeitsoberfläche vielleicht nicht ausgeschlossen werden kann. So ist berechnet worden, dass organische Flüssigkeiten unter den zu erwartenden Bedingungen auf Titan mit starken Winden und geringer Schwerkraft sehr hohe Wellen im Bereich bis 15 Meter Amplitude und mehr bilden könnten (2), was mit den gezeigten Messwerten unter Berücksichtigung von Messungenauigkeiten ("Rauschen") wahrscheinlich noch konsistent wäre.
(4) 19. 12. 2004: Überraschend stark differenzierte Atmosphäre
Die Ultraviolettaufnahme links zeigt bereits im Original feine Lagen von Smog innerhalb der oberen Atmosphäre von Titan.
(Bild aus: NASA/JPL, 2004). Besonders deutlich ist die lagige Feinstruktur im kontrastverstärkten Bild rechts zu erkennen.
Der Bildausschnitt ist etwa 500 km breit.
Diese globalen Aufnahmen zeigen schnelle Wetterveränderungen. Links: Am 16. Oktober beschränkten sich die Wolken
ganz auf den Südpol des Mondes. Rechts: Bereits am 13. Dezember hat sich ein weiteres großes Wolkenfeld in mittleren südlichen Breiten
entwickelt (linker Pfeil). Auch das Wolkenfeld am Pol hat sich verändert (rechter Pfeil). Die Wolken stehen sehr hoch, etwa 30 km
über der Oberfläche (Bild verändert nach: NASA/JPL, 2004).
Während des Fly-bys vom 13. Dezember 2004 wurde nach der Naherkundung von Dione diesmal
besonders die Atmosphäre des Titan näher untersucht. Im Ultraviolett konnte festgestellt werden, dass die obere
Atmosphäre bis mehrere hundert Kilometer über die Mondoberfläche hinausreicht und uberraschend stark differenziert
ist. Es konnten viele einzelne dünne Lagen unterschiedlicher Smogschichten erkannt werden. Am Südpol wurden erneut
helle Wolken beobachtet, die ihre Form im Vergleich zum letzten Fly-by im Oktober deutlich verändert hatten. Damit
ist gezeigt worden, dass das "Wetter" auf dem Titan sehr aktiv ist. Die grösste Annäherung an Titan betrug diesmal
1200 km. Technischerseits sollte mit der Atmosphärenerkundung auch festgestellt werden, wie nahe weitere Flybys dem
Himmelskörper kommen können, ohne die Sonde durch den Zusammenstoß mit den höchsten Partikel der Atmosphäre zu
gefährden. Die Entsendung von Huygens Richtung Titan-Oberfläche ist inzwischen auf den 24. Dezember 2004 festgesetzt.
Am 14. Januar 2005 soll der Lander den Mond erreichen.
Nachtrag vom 26. 12. 2004: Am 25. 12. 2004 ist die Huygens-Sonde erfolgreich abgekoppelt worden und befindet sich
auf dem Weg zur Titanoberfläche. Alle Systeme funktionieren.
(5) 14. 01. 2005: Green Bank empfängt um 11 Uhr 20 MEZ das Trägersignal von Huygens!
Das Green Bank Radio-Teleskop in West Virginia, USA, hat um 11:20 MEZ das extrem schwache Trägersignal der Huygens-Sonde auf der Erde empfangen. Das bedeutet, dass Huygens offenbar weiterhin nominell funktioniert und zu diesem Zeitpunkt bereits erfolgreich den Hitzeschild abgeworfen und die ersten Fallschirme geöffnet hat. Abstrahlung und Empfang des Trägersignals bei noch geschlossener Kapsel wären nicht möglich gewesen. Dem Trägersignal selbst sind keine weiteren Informationen beigegeben. In wenigen Stunden wird die Sonde ihre Messdaten an ihr Mutterschiff Cassini gefunkt haben, das sie sofort an die Erde weitergibt. Die Übertragung selbst wird 10 Mal wiederholt, um eine komplette Datenübergabe sicherzustellen. Die erwartete Datenmenge beläuft sich auf etwa 500 MB und wird physikalisch-chemische Messwerte, Bilder und Geräusche enthalten. Bereits heute Nacht sollte abzusehen sein, wie erfolgreich die Huygens-Mission war. Es ist die mit Abstand am weitesten jemals von der Erde entfernt durchgeführte Landung auf einem fremden Himmelskörper.
(6) 14. 01. 2005: ESA empfängt um 17:19 MEZ die ersten Daten von Huygens!
Die ESA teilt mit, dass Huygens sicher auf Titan gelandet ist. Erste Daten wurden um 17:19 MEZ in Darmstadt empfangen. Es gibt Hinweise darauf, dass am Landeplatz fester Untergrund besteht. Mit den ersten Bildern ist noch heute Nacht zu rechnen.
(7) 15. 01. 2005: Die ersten Bilder von der Oberfläche Titans
Titan aus 16 km Höhe. Links ein helleres, höher liegendes Terrain mit Ent"wässerungs"kanälen,
rechts eine "Küsten"linie und ein dunkles, flaches, tiefliegenderes Terrain, das vielleicht einen "See" aus
Kohlenwasserstoffen darstellt. Die Bildbreite beträgt etwa 20 km (Bild aus: NASA/JPL, 2005).
Titan aus 8 km Höhe im 360-Grad-Panorama (hier ein grosser Ausschnitt von etwa 300 Grad gezeigt).
Was das Bild genau zeigt, ist vorerst nicht bekannt, der erste Eindruck ist der einer "Fjord"-Landschaft mit
höherliegendem hellen Terrain und flachen, tieferliegenden Oberflächen, die die erwarteten "Seen" sein könnten.
Das Bild dürfte etwa einem 20 km breiten Ausschnitt entsprechen.
(Bild aus: NASA/JPL, 2005).
Titan aus 8 km Höhe (Ausschnitt), im Vordergrund wieder die dunkle, glatte Oberfläche und die
"Küstenlinie" mit dahinterliegendem rauhen Terrain. Unklar ist, ob die weissen Flecken, die an "Schneefelder"
erinnern, eine Art "Nebel" oder aber feste, freigelegte Eisoberflächen sind. Irgendwelche Impaktstrukturen
sind zunächst weder hier noch auf den anderen Fotos evident, was sofort ein geringes Alter der Oberflächen und
damit eine aktive rezente Geologie nahelegt (Bild aus: NASA/JPL, 2005).
Auf der Oberfläche von Titan. An der Landestelle fotografierte Huygens die unmittelbare Umgebung. Im Vordergrund helle Brocken,
die vermutlich nicht Gestein sondern Eis darstellen. Die vordersten messen etwa 15 cm. Weiter im Hintergrund
eine blockübersäte Ebene, die unscharf in den Horizont übergeht: es ist dunstig in Titans dichter Atmosphäre! Der
Himmel ist in ein neblig-düsteres Gelborange getaucht. Dies ist das erste veröffentlichte Farbbild und
entspricht in etwa dem, was ein auf Titan stehender Astronaut sehen würde. Der große helle Brocken ist etwa 1 m entfernt,
der vordere Rand des Blockfeldes im Hintergrund etwa 2.5 m, der Horizont knapp 100 m.
Es fällt auf, dass die "Eis"blöcke im Vordergrund
deutlich gerundet aussehen. Ob das möglicherweise Gerölle sind, ist unklar, vielleicht kann es auf Titan auch andere
als mechanische Vorgänge geben, die solche Formen herbeiführen, etwa Sublimation von Eis oder Clathraten.
Die Verteilung der Blöcke über die ganze Ebene legt jedenfalls nahe, dass sie, durch welchen Mechanismus auch immer, hierher transportiert wurden.
Vielleicht ist die ganze Landschaft als Überflutungsgebiet zu verstehen.
Des weiteren ist genau in der Bildmitte auf einer blockfreien Fläche eine etwas dunklere Textur zu erkennen, die wie ein "Rinnsal"
oder eine steile, kleine Kante aussieht. Wahrscheinlich liegt hier in mesoskopischer Form das vor, was makroskopisch im Luftbild als
System von "Flüssen" erscheint.
Der Untergrund, auf dem die Sonde steht, scheint weich zu sein, die ESA-Wissenschaftler sprechen von der Konsistenz von "nassem Sand", denn
die Sonde muss relativ weich gelandet sein, um fast eineinhalb Stunden länger zu überleben als geplant. Vielleicht ist der
Boden tatsächlich mit flüssigen Organika, wie Methan, Ethan und/oder höheren Kohlenwasserstoffen getränkt, wobei weiter nicht klar ist,
woraus das Substrat nun wirklich besteht. Insgesamt ist die Oberfläche an der Landestelle dunkler als erwartet, was bedeuten kann, dass
sehr viel organische Stoffe vorhanden sind. Ob oder wie weit Silikate (Gesteinsstaub) am Aufbau der oberen Bodenschichten beteiligt sind, muss sich bei
der näheren Untersuchung der Daten erweisen.
(Bild aus: NASA/JPL, 2005).
Die ersten Bilder von der Oberfläche Titans sind spektakulär genug. Eine Interpretation ist wegen der äußerst exotischen
Umwelt Titans vorerst kaum möglich, darum werden wir an dieser Stelle sehr vorsichtig sein und weiteres abwarten.
Einige vorläufige Hinweise sind den Bildunterschriften zu entnehmen. Die gezeigten Fotos sind so genannte "raw-images",
die noch ohne Bearbeitung und Korrekturen sind. Eine wesentlich verbesserte Qualität und damit Interpretierbarkeit darf
demnächst von prozessierten Bildern erwartet werden.
Neben den Fotos sind zum ersten Mal in der Geschichte auch Geräusche
eines fremden Himmelskörpers verfügbar, die Huygens mit dem mitgeführten Mikrofon aufgenommen hat.
Vorerst ist nur der Abstieg der Sonde in die Atmosphäre zu hören, zu erwarten sind aber auch Audio-Dateien von Windgeräuschen
an der Landestelle. Die genaue Auswertung der Geräusche wird den Wissenschaftlern Hinweise auf physikalische Eigenschaften der
Gashülle des Mondes geben, etwa darüber, ob Gewitter vorkommen, deren Donner aufgenommen worden sein könnte.
Obwohl einer der Übertragungskanäle von Huygens zu Cassini ausgefallen war, konnten durch ein weltweites Netz erdgestützter
Radioteleskope alle gesendeten Daten der Sonde empfangen werden. Sie werden ausreichen, um einen ganzen neuen Wissenszweig zu
begründen, eine "Titanologie", denn die geologischen und meteorologischen Verhältnisse auf diesem Mond sind hochgradig anders,
als die auf allen anderen Himmelskörpern des Sonnensystems und gleichzeitig aber in ihrer sich abzeichnenden Komplexität
nur noch mit denen auf der Erde zu vergleichen. Die Huygens-Mission kann jetzt bereits als größter und historischer Erfolg der
ESA bezeichnet werden. Die Untersuchungsergebnisse werden im übrigen eine derartige Flut neuer Fragen aufkommen lassen, dass
weitere Missionen zum Titan in der Zukunft unausweichlich sein werden!
(8) 17. 01. 2005: Eine erste Interpretation der Luftbilder vom Titan
Links: Um 90° rotiertes kontrastverstärktes Negativbild der Aufnahme aus 16 km Höhe. Durch
Nachzeichnen des Ent"wässer"ungssystems, hier weiss, wird deutlich, dass die "Kanäle" radial von Punkt A
wegstreben: hier liegt ein topographischer Gipfel, ein Berg, Hügel oder eine domförmige Aufwölbung. Bei B
und C liegen flache Streifen, die sich aber farblich und texturell deutlich vom umgebenden "Meer" abheben.
Das könnten der "Küste" vorgelagerte "Inseln" oder "Sandbänke" sein. Sie sind gestreckt und verlaufen parallel zur "Uferlinie".
Bei D zeichnet sich eine ringförmige Struktur ab, die womöglich doch ein Impaktkrater sein könnte. Die Ränder
oder Wände der Struktur scheinen von Ent"wässerungs"kanälen durchbrochen zu sein, wären also älter als dieses.
Einige der "Kanäle" münden trichterförmig ins "Meer".
Rechts: Kontrastverstärktes Negativbild der Aufnahme aus 8 km Höhe. Deutlich sind die Formationen aus dem
linken Bild wiederzuerkennen, wir blicken nunmehr nicht mehr nahezu senkrecht sondern seitlich nach unten aus
wesentlich geringerer Entfernung auf die Landschaft, etwa aus der Höhe in der ein Verkehrsflugzeug fliegt. Der
erste Eindruck ist, dass die Erhebungen des rauhen Terrains relativ hoch über das flache Terrain oder "Meer" herausragen
könnten, möglicherweise einige hundert Meter oder sogar weit mehr. Aus dieser Perspektive sind die "Flußläufe"
schlechter zu erkennen, die größeren liegen ohnehin hinter der bei A aufragenden Struktur. Stattdessen
treten bei 1 und 2 sehr gerade Lineamente hervor, die als Verwerfung (1) oder auch als Schichtausbiss
am Hang (2) gedeutet werden können. Sie gehören jedenfalls sicher nicht zum Kanalsystem. Weiter im Hintergrund
liegen Strukturen, die wie Schicht- oder tektonische Stufen aussehen. Die offenbar am höchsten gelegenen Partien
der Landschaft scheinen Tafelbergen ähnlich. Die kreisförmige Struktur D ist aus dieser Perspektive nicht mehr
erkennbar (© hsu 2005).
Grobes topographisches Modell zur Aufnahme aus 8 km Höhe. Sind obige Annahmen zur Topographie annähernd
richtig, so sehen wir ein recht hohes, von canyonartigen Talsystemen zerfurchtes Plateau an einer Küste aufragen. Eine
solche Situation impliziert eine weiträumige tektonische Hebung grosser Areale dessen, was wir hier als "Festland"
bezeichnen wollen.
(© hsu 2005).
Inzwischen sind alle Bilder im Rohformat von der ESA veröffentlicht worden. Es fällt vor allem bei den Luftbildern schwer, zu erkennen,
was sie zeigen, auch weil Analogien zu irdischen Satellitenbildern schnell bei der Hand, angesichts der titanischen Verhältnisse aber
mit Vorsicht zu gebrauchen sind. So ist z.B. die Konsistenz dessen, was hier mangels genauerer Kenntnis und mangels jedes Beispiels
einfach als "Meer" bezeichnet wird, unklar. Wenn die "Festlandsmasse", wovon auszugehen ist, hauptsächlich aus Wassereis besteht, wie
schneiden sich Erosionsläufe dort ein? Überwiegend mechanisch, wie auf der Erde? Oder durch Lösungvorgänge? Löst sich Wassereis bei
170°C unter Null und 1,5 Bar in flüssigem Methan? Fällt es im Methan-Meer als chemisches Sediment wieder aus? Sind die auf dem Luftbild
im Hintergrund schemenhaft beobachteten Strukturen tatsächlich Schichtstufen, vielleicht sogar solche von so sedimentiertem Eis? Gibt
es also auf Titan eine Art Kreislauf der "Gesteine"? Wie tief könnte das Methan-Meer sein? Ist es durchsichtig? Oder wenigstens
durchscheinend? Auf einigen der Fotos vermeint man "unterseeische" Strukturen rund um die "Inseln" zu erkennen. Wie konnten sich diese
Inseln bilden? Sind das strömungsbedingte "Sandbänke"? Sie sehen so aus. Aus was aber bestehen sie? Gibt es Ooide aus Eis? Sogar die
Bodenbeschaffenheit am Landeplatz der Sonde ist bisher rätselhaft. So stellt sich vor allem die Frage, woraus der Boden zwischen den
vermuteten Eisblöcken eigentlich bestehen soll. Silikatstaub? Methanschnee? Teer?
(9) 20. 01. 2005: Landeplatz am Strand des Titan-Meeres
Die Sequenz der am Ende des Abstiegs kurz vor der Landung aufgenommenen Bilder zeigt die ausgedehnte
Oberfläche einer dunklen Flüssigkeit in unmittelbarer Nähe des Landeplatzes. Der Aufschlag des Gerätes
war, wie oben bereits ausgeführt, sehr weich, der Untergrund demnach von wenig fester Konsistenz. Aus
den bisher vorliegenden Beobachtungen schließen die Wissenschaftler, dass das Gerät offenbar direkt am
Ufersaum des Titan-Meeres auf dem Strand gelandet ist, in jeder Hinsicht wahrscheinlich der interessanteste
Landeplatz überhaupt, der zu treffen war. Und in der Tat, mit diesen Informationen im Blick,
vermeint man auf dem ersten Farbbild wirklich einen Strand erkennen zu können! Die abgerundeten Blöcke
im Vordergrund wären somit wie vermutet Gerölle, die in einer Brandung aufgearbeitet werden. Die feine
Textur in der Mitte des Bildes, oben noch als "Rinnsal oder steile, kleine Kante" bezeichnet, ist eine
Struktur, die eine auslaufende Welle im weichen Untergrund des Strandes hinterlassen hat. Die letzten
Bilder der Sonde zeigen Schlieren oder Verdunklungen auf der Linse der Bordkamera, es wird vermutet, dass
dies vielleicht Flüssigkeitsspritzer sein könnten oder dass die Sonde mit ihrem Gewicht von über 200 kg
womöglich sogar langsam im weichen Untergrund versunken ist. Die Wissenschaftler sind noch dabei
festzustellen, an welchem Ort genau Huygens gelandet ist. Eine Pressekonferenz der ESA mit Bekanntgabe der
ersten Ergebnisse findet morgen, am Freitag den 21. Januar 2005 statt.
(10) 22. 01. 2005: Sehr unterschiedliche Geländeformen auf Titan
Links: Ein hellerer Höhenzug wird von dunklen Abflußrinnen zerschnitten, die von rechts nach links ent"wässern". Offensichtlich liegt das Gelände
rechts des hellen Streifens höher als links davon.
Rechts: Grobe topographische Interpretation des Gebiets aus dem Luftbild. Die Pfeile zeigen die Fließrichtung
des terrainformenden Agens an.
(© hsu 2005, Foto: ESA).
Links: Ausfließendes Eis an tektonischen Brüchen bildet langgestreckte Eiswälle (durch Pfeile markiert), eine Art kryovulkanischer Dikes, die von ausquellendem Methan begleitet sind.
Rechts: Schematische Blockbilder Schichtstufenlandschaft mit Methanregen (zu Luftbild 1 und topographischer Interpretation oben) und kryovulkanische Dikes mit Methanquellen (zu Luftbild 2).
(© hsu 2005, Foto: ESA).
Huygens Aufnahmen der Oberfläche Titans zeigen, dass der Mond ein Mosaik äußerst
differenzierter Landschaften besitzt. Hier sind zwei Luftbilder ausgewählt, die
einmal einen hellen Höhenzug zeigen, der von Abflußrinnen zerfurcht ist und
vielleicht als eine Schichtstufe zu interpretieren ist. Wie hoch diese Stufe sein kann,
bleibt allerdings völlig offen, da Radarmessungen vorerst fehlen Das zweite Luftbild zeigt
Eiswälle und Methanquellen, die an ähnliche kryovulkanische Formationen auf
anderen Eismonden erinnern (siehe hierzu auch die kryovulkanischen Modelle auf
den Seite zu Enceladus und Dione)
(11) 22. 01. 2005: Amateurwissenschaftler überholt ESA und NASA
Computergeneriertes Panorama der Oberfläche Titans. Dieses Bild hat Mike
Zawistowski, Amateurwissenschaftler aus Boston anhand der
ESA-Rohbilder mit Hilfe kommerzieller Bildbearbeitungssoftware
errechnen lassen. Die Berechnung basiert auf den Helligkeitsstufen
der Luftbilder, die in topographische Information umgesetzt und
dann zu einem 3-D-Bild zusammengesetzt wird. Wie nahe dieses Bild
der Realität kommt, müssen Radardaten von Cassini noch erweisen. Wir
schätzen das Bild als gelungen Annäherung an die Verhältnisse ein.
(12) 03. 02. 2005: Ein trockenes Meer
Inzwischen wird deutlich, dass die Analogien zur Erde auf dem Titan
schnell zu kurz greifen und die oben gezeigte Vorsicht hinsichtlich der
Bezeichnung von Oberflächenstrukturen ganz richtig war. Was kurzzeitig
als See, Ozean oder Fluss gegolten hatte, erweist sich jetzt in Wahrheit
als ausgetrocknete Oberfläche. Flüssigkeitskörper scheint es auf dem Titan
immer nur kurzfristig zu geben. Was wir in den dunklen Flächen sehen, sind
keine Seen oder Flüsse, sondern deren Ablagerungen, eine Art atmosphärisches
Sediment aus organischen Molekülen. Da sich der Vorgang des Niederschlagens
und Austrocknens in der Geschichte des Titans viele Male wiederholt haben muss,
wäre damit zu rechnen, dass die abgelagerten Stoffe Schichtkörper aufgebaut haben,
in denen vielleicht immer wieder auch Eis und Staub eingelagert worden sind.
Die Vermutung liegt nahe, dass das, was ursprünglich als "Ozean" interpretiert
worden ist, ein womöglich sogar sehr mächtiges Beckensediment darstellt, das
topographisch niedriger gelegene Bereiche des Mondes verfüllt und damit nivelliert
hat. Solche Formationen könnten auch die feine Schichtung erklären, die man immer
wieder andeutungsweise auf den Luftbildern zu sehen vermeint. Wird ein älteres
Sedimentpaket durch vertikale Krustenbewegungen zerteilt, könnten auch Strukturen
entstehen, wie jene, die oben als "Schichtstufenlandschaft" bezeichnet wird.
Wo die Hauptmasse des Niederschlags bleibt ist unklar. Vielleicht verdampft sie
schnell wieder oder versickert im Boden.
(13) 15. 03. 2005: Großes Impaktbecken entdeckt
Impaktbecken auf Titan im Radarbild (Quelle: NASA/JPL, Aufnahmemosaik: Cassini, 2005)
Was bisher auf der Oberfläche Titans zu fehlen schien, ist am
15. 02. 2005 beim dritten Cassini-fly-by aus einer Entfernung
von knapp 1600 km entdeckt worden: eine riesige Impaktstruktur
in der Art der Einschlagbecken Imbrium auf dem Mond oder
Caloris
auf dem Merkur. Die Struktur ist laut ESA flächenmäßig "so gross
wie die Niederlande", was einem Durchmesser von etwa 450 km
entsprechen würde. Deutlich zu sehen ist der typisch konzentrische
Aufbau der Impaktstruktur mit mehreren Ringgebirgen und Zentralerhebung.
Im Gegensatz zu Mond oder Merkur haben hier auf Titan die Wirkungen
der Erosion die Struktur bereits erheblich verändert.
(14) 22. 03. 2005: Erste Ergebnisse zur Titan-Chemie
Inzwischen liegen erste Auswertungen der Messungen von Huygens vor. Sie
bieten einige unerwartete Überraschungen, die vorerst schwer zu erklären sind.
Sowohl Ethan als auch Aminosäuren scheinen in der Atmosphäre zu fehlen. Mit dem
Vorkommen von Ethan als wichtigem Bestandteil der Gashülle und der Meteorologie
neben Methan war fest gerechnet worden. Aminosäuren sollten durch die UV-Bestrahlung
des Tholin-Niederschlags entstehen. Offensichtlich können die zahlreichen bisher
durchgeführten Laborsimulationen die titanische Umwelt noch nicht richtig darstellen.
Vielleicht kann dies teilweise auch auf jahreszeitliche Einflüsse zurückzuführen sein, immerhin
dauern Frühling, Sommer Herbst und Winter auf Titan jeweils etwa siebeneinhalb Jahre.
Wahrscheinlich ist, dass auf Titan ein Wechsel von "Regen"- und "Trocken"zeiten
stattfindet. Der Untergrund an der Landestelle von Huygens jedenfalls war mit
flüssigem Methan so weit durchtränkt bis gesättigt, dass kurz nach dem relativ sanften
Aufsetzen der Sonde im weichen Untergrund so viel Methan freigesetzt wurde, daas ein
kurzzeitiger Anstieg des Methangehaltes in der Umgebungs"luft" um 30% beobachtet werden
konnte. Das stoßweise Entweichen von Methan aus dem Boden bewirkte sogar mehrfach
registrierte leichte Kippbewegungen der Sonde, die vermutlich bis zu 20 cm in den
Untergrund eingesunken war.
Die Untersuchung der Argon-Isotop-Verhältnisse in der Atmosphäre zeigt, dass Argon
überwiegend als Zerfallsprodukt radioaktiven Kaliums vorkommt, während primordiale
Argon-Isotope fehlen, was bedeutet, dass die jetzige Atmosphäre keineswegs eine ursprüngliche
Zusammensetzung aus den Anfängen des Sonnensystems widerspiegelt, sondern dass mit
einer komplizierten geschichtlichen Entwicklung zu rechnen ist und die rezente Gashülle
aus dem Inneren des Mondes stammen muss. Dies wiederum beweist, dass der Himmelskörper
eine weitgehende Differentiation erfahren haben muss, wie sie letztlich aufgrund seiner
Grösse auch zu erwarten ist und auch durch die offenkundig sehr aktive Geologie Titans
bestätigt wird.
Falschfarben-Radarbild der Oberfläche Titans
Im Ausschnitt rechts oben ist eine schüsselförmige dunkle
Struktur am linken Bildrand zu erkennen, rechts eine "Zunge"
hellen Materials, dass dort aus dem Mondinneren auszufliessen
scheint. Die Ausschnittbreite beträgt etwa 20 km (Bild aus: NASA/JPL, 2005).
Die Radarbilder, die Cassini bei einem der letzten Vorbeiflüge aufgenommen hatte,
zeigen eine grössere Struktur an der Oberfläche des Mondes, die von den
Wissenschaftlern als Vulkan gedeutet wird. Dort fliesst weiches Eis oder Wasser
in Schloten aus dem Mondmantel an die Oberfläche und bildet junge Materialströme,
die hell erscheinen.
Es zeichnet sich ab, dass der hohe Methangehalt der Atmosphäre auch auf dem beständigen
Nachschub aus rezent aktivem Vulkanismus bezieht. Der atmosphärische Methankreislauf
dürfte weniger wichtig sein, als gedacht, die früher vermuteten Methanmeere und Seen
fehlen wohl weitgehend. Das flüssige Methan der Oberfläche ist eher in Sümpfen und
im Substrat zu finden. Desgleichen fehlen indessen auch Einschlagskrater fast vollständig,
was anderswo und hier zur mehrfachen Feststellung geführt haben, dass Titan geologisch
bis heute sehr aktiv ist.
Falschfarben-Radarbild der Nordpolregion des Titan, dunkle
unstrukturierte Oberflächen ergeben das Bild einer Seen-Platte. Die
Ausschnittbreite beträgt etwa 10 km (Bild aus: NASA/JPL, 2007).
Die fast schwarzen glatten Flecken sind mit hoher Wahrscheinlichkeit tatsächlich
Oberflächen von Flüssigkeiten. Nur flüssige Medien erscheinen im Radarbild
derartig dunkel und spiegelglatt. Die ganze Anordnung auf dem Bild legt nahe,
dass diese Seen den an der Oberfläche aufgeschlossene Teil eines "Methanspiegels"
darstellen und der feste Untergrund somit einem irdischen Grundwasserleiter ähnelt,
nur dass hier selbstverständlich flüssiges Methan und eventuell auch Ethan die Rolle
des Wassers und Eis und Staub die des Gesteins einnehmen. An einigen Stellen sind bis
zu 100 km lange schmale gewundene Strukturen zu erkennen, die in die Seen einmünden und
damit offensichtlich Zuflüsse von Kohlenwasserstoffen sind, die sich als Flusstäler in
die eisige Oberfläche eingeschnitten haben. Die ganze Szenerie erinnert in verblüffendem
Maße an eine beliebige Seenplatte auf der Erde, etwa in Finnland oder Kanada.
Analog zu den irdischen Verhältnissen könnte ein Betrachter auf der Oberfläche des
Titan in diese Seen hineinblicken und je nach Tiefe den Untergrund erkennen, da die
Flüssigkeiten wie Wasser auch durchsichtig sind.
Aus: http://www.dlr.de/saturn/desktopdefault.aspx/tabid-208/440_read-2825/
(Flashplayer muss installiert sein um die Animation abspielen zu können)
Aus globalen Infrarotaufnahmen konnte diese Animation zusammengesetzt werden.
Infrarotwellen durchdringen die dichte Atmosphäre besonders gut, im sichtbaren
Licht bleibt die Oberfläche unter dem Dunst der dichten Atmosphäre verborgen.
NASA-JPL-Cassini Homepage
CYCLOPS Cassini Image Diary
ESA Huygens-Cassini Homepage
Alle Huygens Rohbilder (raw images)
(1) Sulzer, H., de.wikipedia.org/wiki/Titan_(Mond)
(2) Ghafoor, N.A.-L., Modelling Titan's Surface and Dynamic Simulation and Testing of the
Huygens Surface Science Package Tiltsensor (TIL). Ph.D. Thesis, University of Kent at Canterbury, 2003.
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Übersicht über die Saturnmonde
© Dr. H. Sulzer 2004/2007