Titan (Mond)
Titan ist der mit Abstand größte Mond des Planeten Saturn. Mit seinen 5.150 km Durchmesser ist er nur wenig kleiner als der Jupitermondmond 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. Insgesamt sind derzeit 30 Monde des Saturn bekannt.
Entdeckt wurde Titan am 23. März 1665 von Christian Huygens. Er ist 1.221.850 km von Saturn 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 aufgespaltet wird um zu rekombinieren. Auf der Oberfläche beträgt der Druck bei einer Temperatur von -140 °C mehr als 1,5 bar (50 % höher als der 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.
Beobachtungen und Analogieschlüsse lassen erwarten, dass auf Titan möglicherweise Ozeane aus Kohlenwasserstoffen existieren und dass eine entwickelte Meteorologie Methan vom Himmel regnen lässt. Auf Aufnahmen des Hubble-Teleskops und bodengestützten Radaraufnahmen zeigt sich in der Nähe des Äquators ein heller Bereich in etwa von der Größe Australiens, der als vielleicht aus Wassereis bestehender Kontinent gedeutet wird, dessen Küsten diese Ozeane umspülen. Infrarotbilder mit dem Very Large Telescope der ESO zeigen weitere Oberflächenstrukturen im Äquatorbereich mit einer Auflösung von 360 km, die als mögliche Ozeane vorläufig "Liegendes H", "Ball", "Hund" und "Drachenkopf" genannt wurden.
Links: Titans Atmosphäre, smog-ähnlicher brauner Dunst aus Kohlenwasserstoffen und hochstehende Wolkenbänder aus Methan. Foto der Raumsonde Voyager 2 | Mitte: Titans Wolken, die hellen Flecken am Südpol sind Methanwolken, aus denen es möglicherweise Methan regnet. Adaptive-Optics-Aufnahme des Keck-Observatoriums auf Hawaii. | Rechts: Titans Oberfläche, der helle Fleck wird als Kontinent aus Eis, die dunklen als mögliche Ozeane aus Kohlenwasserstoffen gedeutet. Infrarot-Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. |
Die ESA wird im Rahmen der Cassini-Huygens-Mission der NASA Anfang 2005 den Lander Huygens auf dem Titan absetzen. Durch die allmähliche Annäherung von Cassini-Huygens an das Saturnsystem sind mittlerweile auch höher aufgelöste Bilder von Titan möglich, die eine bessere Suche nach einer Landeregion für Huygens möglich macht.
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Inzwischen zeigen sich die Wissenschaftler der NASA überrascht davon, dass auf den bisherigen Fotos Lichtreflexe von der Oberfläche Titans zu fehlen scheinen. Diese waren in der Annahme erwartet worden, dass Teile des Mondes möglicherweise durch organische Flüssigkeiten bedeckt sind.
Die auf den ersten Bildern sichtbaren oben beschriebenen Oberflächenmerkmale werden nach ersten Auswertungen von den NASA-Wissenschaftlern für tektonische Strukturen, etwa Gräben und Krustenstörungen, gehalten, was für eine bedeutende geologische Aktivität des Himmelskörpers sprechen würde. Titan wäre wohl groß genug, um eigene Wärmequellen in Form radioaktiver Minerale zu besitzen, doch könnten, wie bei anderen Monden der großen Planeten (Jupitermond Io, Saturnmond Enceladus), hier auch Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen.
Beobachtungen und Interpretation
Das neueste hier gezeigte Bild von der Oberfläche des Mondes wurde durch eine Aufnahme im nahen Infrarot gewonnen, das die Methanwolken und den organischen "Smog" durchdringt. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war Cassini immerhin noch etwa zehn Millionen Kilometer weit entfernt, doch ist bereits diese Aufnahme drei Mal höher auflösend als bisherige Fotos (etwa 60 km/Pixel). Zu erkennen ist eine sehr helle Fläche rechts unten im Bild, an deren oberen Rand in deutlichem Kontrast unvermittelt ein dunkler, schmaler Streifen anschließt. Ein weiterer, etwas weniger deutlicher und breiterer dunkler Streifen liegt annähernd parallel darüber und ist durch eine dunkle "Brücke" mit dem ersten Streifen verbunden. Schon auf den ersten Blick steht diese auffällige Anordnung in deutlichem Gegensatz zu den Oberflächenstrukturen, die von anderen Monden dieser Größenordnung bekannt sind. Konzentrische Strukturen (Krater und Einschlagbecken) sind hier zunächst nicht zu erkennen (linkes Bild). Eine starke Kontrastverstärkung im Negativ bringt allerdings links oben im Bild möglicherweise die Hälfte einer annähernd runden Struktur zutage (Pfeil). Es liegt nahe, die dunklen Zonen für tiefer gelegen zu halten als die hellen Zonen. Vermutlich ist auch die stoffliche Zusammensetzung dieser Oberflächen unterschiedlich. Bei den hellen Zonen wird man eventuell an Wassereis denken müssen, wie es etwa auf den Jupitermonden häufig ist, bei den dunklen Bereichen möglicherweise an silikatische Gesteine oder organisches Material. Bereits in den nächsten Monaten werden weitere Vorbeiflüge mit größerer Annäherung eine ganz wesentlich verbesserte Interpretation dessen, was auf diesen Fotos zu sehen ist, erlauben.Daten
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