14. September 2017

Erd­gas­re­gen bei mi­nus 180 Grad: Die Er­for­schung des Ti­tan

Spie­geln­de Ober­flä­che ei­nes Me­than­sees auf Ti­tan
Bild 1/7, Credit: NASA/JPL/University of Arizona/DLR.

Spiegelnde Oberfläche eines Methansees auf Titan

Am 8. Ju­li 2008 re­gis­trier­te das ab­bil­den­de Spek­tro­me­ter VIMS auf dem Ti­tan bei 71 Grad nörd­li­cher Brei­te aus 200.000 Ki­lo­me­ter Ent­fer­nung in drei der die dich­te At­mo­sphä­re am bes­ten durch­drin­gen­den Wel­len­län­gen ein star­kes Auf­leuch­ten. Die Auf­nah­me wur­de so ge­plant, dass der Ein­falls­win­kel des Son­nen­lichts gleich dem Be­ob­ach­tungs­win­kel war. Die glat­te Ober­flä­che des mit flüs­si­gem Me­than ge­füll­ten Fjords im Wes­ten des Kra­ken Ma­re, ei­nem See der Grö­ße des Kas­pi­schen Meers, wirk­te wie ein Spie­gel. Die Auf­nah­me - hier die Re­fle­xi­on bei ei­ner Wel­len­län­ge von fünf Mi­kro­me­tern – ist ein Be­weis da­für, dass es auf dem Ti­tan ste­hen­de Ge­wäs­ser gibt.
Ti­tan - Gift­kü­che bei mi­nus 180 Grad Cel­si­us
Bild 2/7, Credit: NASA/JPL (Michael Carroll).

Titan - Giftküche bei minus 180 Grad Celsius

So stellt sich der NA­SA-Künst­ler Mi­cha­el Car­roll ei­ne ty­pi­sche Land­schaft auf Ti­tan vor, ba­sie­rend auf den Er­kennt­nis­sen, die Wis­sen­schaft­ler mit Spek­tro­me­tern, Ra­dar, Ka­me­ras und nicht zu­letzt den Be­ob­ach­tun­gen der eu­ro­päi­schen Huy­gens-Lan­des­on­de ge­won­nen ha­ben: Aus dich­ten Wol­ken in der Stick­stof­fat­mo­sphä­re er­gießt sich bei Tem­pe­ra­tu­ren von mi­nus 170 bis 180 Grad Cel­si­us ein Schau­er von Me­than- und Ethan­trop­fen. Auf der hart ge­fro­re­nen Ei­so­ber­flä­che sam­meln sich die Flüs­sig­kei­ten in Bä­chen und Flüs­sen und flie­ßen die Berg­hän­ge hin­ab, um an­dern­orts Seen zu fül­len, die ver­mut­lich im Win­ter­halb­jahr zu­frie­ren. Aus Fels­s­pal­ten ver­dampft ein Ge­misch aus Koh­len­was­ser­stof­fen und Was­ser­dampf, das sich als zäh­flüs­si­ger, hel­ler "La­va­strom" aus­brei­tet.
Cas­si­ni ent­lockt dem Sa­turn­mond Ti­tan sei­ne Ge­heim­nis­se
Bild 3/7, Credit: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona/Univ. of Idaho.

Cassini entlockt dem Saturnmond Titan seine Geheimnisse

Die Ober­flä­che von Ti­tan ver­schließt sich Ka­me­ras, die im sicht­ba­ren Licht auf­neh­men - das ab­bil­den­de Spek­tro­me­ter VIMS auf der Raum­son­de Cas­si­ni konn­te je­doch in ei­ni­gen Wel­len­län­gen des na­hen In­fra­rot un­ter die Dunst­glo­cke aus Stick­stoff, Me­than und Ethan bli­cken und ei­nen gro­ben Blick auf die Land­schaf­ten des Mon­des wer­fen. Die Auf­nah­men sind aus Be­ob­ach­tun­gen in Wel­len­län­gen von 1,3 Mi­kro­me­ter, 2,0 Mi­kro­me­ter und 5,0 Mi­kro­me­ter zu­sam­men­ge­setzt. Links die dem Sa­turn zu­ge­wand­te Sei­te Ti­tans mit dunk­len Dü­nen­fel­dern – im Nor­den Fen­sal, im Sü­den Azt­lan. In der Mit­te ein Blick in Rich­tung des Nord­pols mit un­ge­wöhn­lich oran­ge­far­be­nen Flä­chen, die als Über­bleib­sel ver­duns­te­ter Salz­seen in­ter­pre­tiert wer­den. Im Bild rechts die glei­ßen­de Re­fle­xi­on auf der das Son­nen­licht spie­geln­den Ober­flä­che im Sü­den des Kra­ken Ma­re, des größ­ten Sees auf Ti­tan.
Ei­ne In­sel in Li­geia Ma­re, die ver­schwin­det und wie­der auf­taucht
Bild 4/7, Credit: NASA/JPL-Caltech/ASI/Cornell University.

Eine Insel in Ligeia Mare, die verschwindet und wieder auftaucht

Cas­si­ni-Ra­dar Auf­nah­men vom Ju­li 2012 zeig­ten Ge­bie­te an ei­ner Art In­sel, die je­doch in spä­te­ren Auf­nah­men ei­nen ver­än­der­ten Um­riss hat­te. Es han­del­te sich um ei­ne 260 Qua­drat­ki­lo­me­ter große Flä­che am Ufer von Li­geia Ma­re, dem zweit­größ­ten Ge­wäs­ser auf Ti­tan. Erst im Au­gust 2014 konn­te die In­sel wie­der mit den Um­ris­sen wie 2012 be­ob­ach­tet wer­den. Von den Wis­sen­schaft­lern „Ma­gic Is­land“ ge­tauft, zeigt dies, dass sich die Ge­wäs­ser auf Ti­tan ver­än­dern und dy­na­mi­sche Struk­tu­ren sind. Wor­auf die Ver­än­de­run­gen tat­säch­lich be­ru­hen, ist noch nicht ge­klärt. Wis­sen­schaft­ler des Ra­dar-Teams könn­ten sich vor­stel­len, dass un­ter­schied­lich star­ker Wel­len­gang, der die "Rau­ig­keit" der die Ra­dar­strah­len re­flek­tie­ren­den Ober­flä­che des Sees ver­än­dert, da­für ver­ant­wort­lich ist.
Die Huygens-Landesonde auf der Titanoberfläche
Die Huy­gens-Lan­des­on­de auf der Ti­ta­no­ber­flä­che
Bild 5/7, Credit: ESA.

Die Huygens-Landesonde auf der Titanoberfläche

Zwei Stun­den und 28 Mi­nu­ten schweb­te die Huy­gens-Lan­des­on­de der Eu­ro­päi­schen Welt­rau­m­or­ga­ni­sa­ti­on ESA am 14. Ja­nu­ar 2005 durch den dich­ten Dunst der Ti­tanat­mo­sphä­re, mach­te Wind- und Tem­pe­ra­tur­mes­sun­gen, be­stimm­te die Zu­sam­men­set­zung der Ti­tanat­mo­sphä­re und fo­to­gra­fier­te die Land­schaft, auf die das Lan­de­mo­dul zu­steu­er­te. Dann lan­de­te sie sanft auf der mi­nus 180 Grad Cel­si­us kal­ten Ober­flä­che. Huy­gens war schwimm­fä­hig, denn als die Wis­sen­schaft­ler das ehr­gei­zi­ge Pro­jekt ei­ner Lan­dung auf Ti­tan in den 90er-Jah­ren vor­be­rei­te­ten, war nicht be­kannt, ob die Ober­flä­che Ti­tans ge­fro­ren sein wür­de oder von ei­nem Oze­an aus öli­gen Koh­len­was­ser­stof­fen be­deckt. An der Lan­des­tel­le fo­to­gra­fier­te Huy­gens ge­run­de­te Eis­bro­cken: Das ist ein Hin­weis dar­auf, dass dort Ver­wit­te­rungs- und Ero­si­ons­pro­zes­se statt­fin­den.
Ein ver­zweig­tes Sys­tem von Bä­chen und Flüs­sen auf Ti­tan
Bild 6/7, Credit: NASA-JPL/ESA/University of Arizona.

Ein verzweigtes System von Bächen und Flüssen auf Titan

Die­ses Mo­sa­ik der Ti­ta­no­ber­flä­che aus Auf­nah­men der ESA-Lan­des­on­de Huy­gens, die als "1. Klas­se-Pas­sa­gier" an Bord der NA­SA-Missi­on Cas­si­ni zum Sa­turn trans­por­tiert wur­de, gilt schon heu­te als Iko­ne der Pla­ne­ten­for­schung: Es zeigt aus Hö­hen zwi­schen 20 und 8 Ki­lo­me­tern über Grund ein Netz­werk aus Rin­nen und Tä­lern von meh­re­ren hun­dert Me­tern bis über ei­nem Ki­lo­me­ter Brei­te. Sie bil­den ein so­ge­nann­tes „den­dri­ti­sches“, al­so ver­zweig­tes, Ab­fluss­sys­tem auf der mi­nus 180 Grad Cel­si­us kal­ten Ti­ta­no­ber­flä­che, das in ein ste­hen­des Ge­wäs­ser mün­det. Ganz of­fen­sicht­lich gibt es al­so auf dem Sa­turn­mond ei­nen Flüs­sig­keits­zy­klus von Ver­duns­tung, Nie­der­schlag, Ab­fluss und Sam­meln der Flüs­sig­kei­ten - Me­than und Ethan – in ste­hen­den Ge­wäs­sern. Die­se Er­kennt­nis war ei­ne der großen wis­sen­schaft­li­chen Über­ra­schun­gen der Missi­on Cas­si­ni-Huy­gens.
Kon­zen­tra­ti­on von ste­hen­den Ge­wäs­sern am Ti­tan-Nord­pol
Bild 7/7, Credit: NASA/JPL/ASI/USGS.

Konzentration von stehenden Gewässern am Titan-Nordpol

Die­se far­bi­ge Kar­te zeigt Ti­tans "Land der Seen und Mee­re" na­he des Nord­pols (links im Bild). Die der Kar­te zu­grun­de lie­gen­den Da­ten wur­den zwi­schen 2004 und 2013 mit dem Ra­dar­ex­pe­ri­ment auf Cas­si­ni auf­ge­zeich­net. Die Me­than- und Ethan­seen sind in blau und schwarz dar­ge­stellt, je nach­dem, wie das Ra­dar von der Ober­flä­che re­flek­tiert wur­de. Land­flä­chen er­schei­nen gelb bis weiß. Kra­ken Ma­re, Ti­tans größ­tes Meer, ist et­wa so groß wie das Kas­pi­sche Meer auf der Er­de. Nur mit dem Ra­dar­ex­pe­ri­ment war es mög­lich, ei­ne de­tail­lier­te Kar­te von Ti­tan zu er­stel­len, weil die dich­te At­mo­sphä­re Auf­nah­men im sicht­ba­ren Licht un­mög­lich macht.

Neben dem Saturn selbst und seinen Ringen war Titan ein wichtiges Ziel der Mission Cassini-Huygens. Der Saturnmond ist mit seinen 5150 Kilometern Durchmesser der größte Mond des Saturnsystems und zugleich der zweitgrößte Mond unseres Sonnensystems. Er ist von einer undurchsichtigen Atmosphäre eingehüllt - deshalb sollte Cassini-Huygens endlich das Geheimnis lüften und zeigen, wie seine Oberfläche aussieht.

Insgesamt stattete die Sonde dem Mond, 132 Besuche ab: 45 während der nominalen Mission, 21 während der Equinox-Verlängerung und 56 Vorbeiflüge im Zuge der Sonnenwende-Mission (Solstice) von 2010 bis 2017. Vor allem aber gelang am Titan eine herausragende raumfahrttechnische Leistung: Am 14. Januar 2005 landete die europäische Forschungssonde Huygens auf dem Eispanzer des Titan. Es war das erste Mal, dass ein menschengemachtes Gerät mit einem Körper des äußeren Sonnensystems Kontakt hatte. Huygens sendete via Cassini Bilder und Messdaten aus einer bizarren Welt zur Erde.

Titan ist der einzige Mond unseres Sonnensystems, den eine Atmosphäre umgibt, die wegen ihrer Zusammensetzung und Dichte in den Wellenlängen des sichtbaren Lichts, also auch für herkömmliche Kameras und das menschliche Auge, keine Blicke auf die Oberfläche gestattet. Titan und unsere Erde sind zudem die einzigen Körper im Sonnensystem, deren Atmosphären hauptsächlich aus molekularem Stickstoff bestehen. Ein direkter Vergleich der chemischen und physikalischen Vorgänge in diesen beiden Atmosphären war deshalb von großer wissenschaftlicher Bedeutung.

Für die Cassini-Mission, in der die Untersuchung von Titan eine Schlüsselrolle spielte, bedeutete dies aber auch, dass spezielle Instrumente zur Anwendung kommen mussten, um auch die Oberfläche von Titan beobachten zu können. Aufnahmen der ISS-Kamera zeigten nur in den Wellenlängen des nahen Infrarot schemenhaft die Strukturen der Titanoberfläche. Das Spektrometers VIMS, das auch in Infrarot-Wellenlängen bis fünf Mikrometer arbeitete, und insbesondere des RADAR-Experiments an Bord von Cassini ermöglichten jedoch erstmals einen Blick auf die Titanoberfläche. Zwar sind die Auflösung der Aufnahmen des abbildenden Spektrometers und auch der Reflexionssignale des Radarexperiments nicht so hoch wie die des Cassini-Kamerasystems. Dennoch gelang es, die Oberfläche Titans erstmals sehr genau zu charakterisieren.

Mit den Jahreszeiten gehender Flüssigkeitskreislauf

Im Vergleich zu den anderen Saturnmonden wurden auf Titan nur wenige Einschlagskrater beobachtet. Das bedeutet, dass die Oberfläche in geologischen Maßstäben sehr jung sein muss, und dass es Prozesse gibt, die im Laufe der Jahrmillionen immer wieder neu entstehende Einschlagskrater erodieren und die Landschaft erneuern. Die Oberfläche Titans ist geprägt von Bergen, ausgedehnten Wüsten mit Dünen, Tälern und Flüssen, wie sie von der Erde bekannt sind und die Wechselwirkung zwischen Sonne, Atmosphäre und Oberfläche widerspiegelt. Ähnlich dem Wasserkreislauf der Erde besitzt auch Titan einen Flüssigkeitskreislauf, der allerdings auf Methan beruht. Die globale Abdeckung Titans mit Radardaten deutet darauf hin, dass die hellen bergigen Regionen aus porösem Wassereis bestehen. Vermutlich wäscht Methanregen das Material aus und strömt entlang der sich in den Bildern dunkel abzeichnenden Flussläufe in die Täler und Niederungen. Aufgrund der tiefen Temperaturen von minus 170 bis minus 180 Grad Celsius auf dem Titan kann kein flüssiges Wasser vorkommen. Daher muss es flüssiges Methan sein, das die Flussläufe hinabströmt. Die dunklen äquatorialen Gebiete, wo zunächst ein Ozean aus flüssigen Kohlenwasserstoffen vermutet wurde, sind stattdessen geprägt von riesigen, hunderte von Kilometern langen Dünenfeldern, die vermutlich aus Wassereiskörnchen und organischen Partikeln bestehen. Verantwortlich für diese bis zu 150 Meter hohen Dünen ist der stetig wehende Wind auf Titan.

Flüssige Kohlenwasserstoffe finden sich dagegen in den zahlreichen von Flüssen gespeisten Seen, welche sich vorwiegend in höheren geographischen Breiten befinden - auf der Nordhalbkugel in größerer Häufigkeit als auf der Südhalbkugel. In Ontario Lacus, dem bislang einzigen See im Süden, konnte mittels VIMS-Daten zudem flüssiges Ethan nachgewiesen werden. Die meisten dunklen Flecken auf den Radaraufnahmen, die als eindeutiger Nachweis solcher Seen angesehen werden, wurden jedoch rund um den Nordpol gefunden. Das VIMS-Spektrometer registrierte ferner Spiegelungen, die nur durch Reflexionen der Sonnenstrahlung an der Oberfläche eines großen Sees entstehen können.

Die Radaraufzeichnungen und VIMS-Aufnahmen entstanden am Ende der dort herrschenden Polarnacht. Forscher vermuten, dass sich die Seen hauptsächlich während des siebeneinhalb Jahre dauernden Winters bilden und im Sommer größtenteils wieder austrocknen. Dies würde die ungleiche Verteilung der Methanseen auf der Titanoberfläche erklären. Mittlerweile herrscht am Nordpol Frühling, gleichzeitig kehrt auf der südlichen Hemisphäre der Herbst ein. Während es mit dem Beginn des Winters im Süden feuchter wird, fangen die Seen am Nordpol an auszutrocknen. Erste Veränderungen sind bereits zu sehen: So haben sich die in ISS- und VIMS-Daten sichtbare Wolken von Titans Nordpol mittlerweile zum Südpol verlagert. Eine riesige, die ganze Südpolregion bedeckende Wolke aus gefrorener Blausäure deutet auf einen extremen Temperatursturz hin. Ein möglicher Zusammenhang mit dem derzeitigen Jahreswechsel auf Titan wird auch als Ursache für das Erscheinen einer Insel ("Magic Island") in einem der nördlichen großen Seen (Ligaeia Mare) vermutet.

Flug durch eine Dunstglocke aus Stickstoff mit Methanwolken - und Tholinen

All diese Beobachtungen bestätigen die Vermutung eines Niederschlagkreislaufs von Methan, ähnlich dem Wasserkreislauf auf der Erde - mit Regen, Abfließen, Verdunstung, Wolkenbildung und erneutem Niederschlag. Methan ist nämlich nur im Temperaturbereich von minus 182 bis minus 162 Grad Celsius flüssig, bei höheren Temperaturen ist es gasförmig. Wesentliche Erkenntnisse zur Dynamik und den Eigenschaften der Atmosphäre lieferte die europäische Landesonde Huygens. Sie wurde am Morgen des Weihnachstages 2004 sanft von der Cassini-Muttersonde weggedrückt und flog anschließend drei Wochen lang auf einer ballistischen Flugbahn auf den Titan zu. Am 14. Januar 2005 wurde in einer Entfernung von 80.000 Kilometern die Elektronik aktiviert, kurze Zeit später drang die 320 Kilogramm schwere Kapsel mit 20.000 Kilometern pro Stunde 1270 Kilometer über der Oberfläche in die obersten Schichten der Atmosphäre Titans ein. Innerhalb weniger Minuten bremste Huygens auf 1400 Kilometer pro Stunde ab, durch die Reibung der Luftmoleküle wurde der Hitzeschild bis zu 1500 Grad Celsius heiß.

In 160 Kilometer Höhe wurde der Hitzeschild abgesprengt und Huygens begann, an einem großen Fallschirm hängend, mit den Messungen. Winde mit Geschwindigkeiten von bis zu 125 Kilometern pro Stunde schüttelten die Raumsonde kräftig durch, erst in tieferen Regionen beruhigte sich der Flug. Die während der Abstiegsphase und am Boden des Titan aufgenommenen Messdaten wurden über die Sonde Cassini zur Erde gesendet. Fast vier Stunden dauerte der langsame Abstieg von Huygens. Dabei wurden 474 Megabit Daten, davon über 600 Bilder, gesendet.

In 20 Kilometern Höhe flog die Sonde durch Methanwolken, die als Nebel bis zur Oberfläche reichten. Die Messgeräte registrierten das Isotop Argon 40, aber keine leichteren Isotope des Elements, was die Vermutung stützte, dass es auf Titan Kryovulkanismus geben müsste, weil das Verhältnis der Argon-Isotopen auf eine grundlegende Veränderung der Atmosphäre gegenüber dem solaren Anfangszustand hinwies. Titans Gashülle besteht zu 98,4 Prozent aus Stickstoff und zu 1,4 Prozent aus Methan, ferner enthält sie Spuren von Ethan, Acetylen, Propan, Diacetylen, Methylacetylen, Wasserstoff, Cyanid, Cyanoacetylen, Kohlendioxid und -monoxid. Der Atmosphärendruck an der Oberfläche ist mit 1,5 bar anderthalbmal so hoch wie auf der Erde.

Die Titanatmosphäre ist in Ermangelung eines Magnetfeldes an ihrer Obergrenze dem Sonnenwind direkt ausgesetzt. Zusammen mit dem Sonnenlicht und der kosmischen Strahlung spaltet die Strahlung die Stickstoff- und Methanmoleküle in Ionen und sehr reaktive Moleküle auf, die mit anderen Molekülen neue Verbindungen eingehen. Dabei entstehen komplexe Kohlenstoff- und Stickstoffmoleküle wie polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe, die teilweise auch Stickstoff enthalten. Diese schwereren Moleküle sinken langsam in tiefere Schichten der Atmosphäre und bilden den orangefarbenen Dunst, der für die Titanatmosphäre charakteristisch ist. Der Astrophysiker Carl Sagan führte für diese Stickstoff-Kohlenstoffverbindungen den Begriff Tholine ein. Tholine finden sich auch auf dem Neptunmond Triton oder auf Pluto und dessen Mond Charon. Ihre genaue Zusammensetzung ist allerdings noch unbekannt.

Ein Europäer auf Titan: Huygens ist gelandet

Ab einer Höhe von etwa 20 Kilometern übertrug die Huygens-Abstiegskamera erste detailreiche Bilder der Titanoberfläche und der Region, in der die Landung stattfinden würde. Was die Wissenschaftler auf diesen Bildern sahen, kam einer kleinen Sensation gleich: Ein Netzwerk aus Rinnen und Tälern von mehreren hundert Metern bis über einem Kilometer Breite, die ein sogenanntes "dendritisches", also verzweigtes Abflusssystem auf der Titanoberfläche bilden, das in ein stehendes Gewässer, einem See mündet. Eine weitere Bestätigung für einen Flüssigkeitszyklus mit Verdunstung, Niederschlag, Abfluss und Sammeln der Flüssigkeiten - vorwiegend Methan - in stehenden Gewässern.

Die Landung erfolgte bei 10 Grad südlicher Breite und 168 Grad östlicher Länge auf der dem Saturn abgewandten Hemisphäre mit der Geschwindigkeit eines Fußgängers. Eine ingenieurstechnische Meisterleistung und ein "Ritterschlag" für die europäische Raumfahrt. Die Oberfläche war fest und hatte die Konsistenz von feuchtem Sand. Huygens war in einer von rundlichen, deshalb wohl von einem Verwitterungsprozess geformten Eisbrocken übersäten Ebene gelandet. Der orangefarbene Dunst tauchte die Szenerie in ein diffuses Licht, das nur etwa ein Tausendstel so hell ist wie auf der Erde. Huygens sendete für 70 Minuten Bilder, Messdaten und Orientierungssignale, ehe der Cassini-Orbiter, der als Funkrelaisstation diente, hinter dem Horizont verschwand. Als "Hubert-Curien-Gedenkstätte", die an einen Pionier der europäischen Raumfahrt erinnert, steht Huygens seither funktionslos als technisches Denkmal für die Nachwelt auf der eisigen Oberfläche des Titan.

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