Titan (Mond) -Titan (moon)

Titan
Titan in Echtfarbe.jpg
Abgebildet im Jahr 2012 in Naturfarbe. Die dichte Atmosphäre ist aufgrund eines dichten Organstickstoffnebels orange .
Entdeckung
Entdeckt von Christian Huygens
Entdeckungsdatum 25. März 1655
Bezeichnungen
Bezeichnung
SaturnVI
Aussprache / ˈ t t ən / ( hören )Audio-Lautsprecher-Symbol
Benannt nach
Τῑτάν Titan
Adjektive Titanian oder Titanean (beide / t ˈ t n i ə n / )
Orbitale Eigenschaften
Periapsis 1.186.680  km _ _
Apoapsis 1.257.060  km _ _
1.221.870  km _ _
Exzentrizität 0,0288
15.945 d
Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit
5,57 km/s (berechnet)
Neigung 0,348 54 ° (zum Äquator des Saturn)
Satellit von Saturn
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Radius
2 574,73 ± 0,09 km (0,404 Erde ) (1,480 Monde )
8,3 × 10 7  km 2 (0,163 Erde) (2,188 Monde)
Volumen 7,16 × 10 10  km 3 (0,066 Erde) (3,3 Monde)
Masse (1,3452 ± 0,0002) × 10 23  kg
(0,0225 Erde) (1,829 Mond)
Mittlere Dichte
1,8798 ± 0,0044 g/ cm3
1,352 m/ (0,138  g ) (0,835 Monde)
0,3414 ± 0,0005 (Schätzung)
2,639 km/s (0,236 der Erde) (1,11 der Monde)
Synchron
Null
Albedo 0,22
Temperatur 93,7 K (–179,5 °C)
8,2 bis 9,0
Atmosphäre
Oberflächendruck _
146,7  kPa (1,45  ATM )
Zusammensetzung nach Volumen Variable

Stratosphäre :
98,4 % Stickstoff ( N
2
),
1,4 % Methan ( CH
4
),
0,2 % Wasserstoff ( H
2
);

Untere Troposphäre :
95,0 % N
2
, 4,9 % CH
4
;
97 % N
2
,
2,7 ± 0,1 % CH
4
,
0,1–0,2 % H
2

Titan ist der größte Saturnmond und der zweitgrößte natürliche Satellit im Sonnensystem . Es ist der einzige Mond , von dem bekannt ist, dass er eine dichte Atmosphäre hat, und das einzige bekannte Objekt im Weltraum außer der Erde, auf dem eindeutige Beweise für stabile Körper aus Oberflächenflüssigkeit gefunden wurden.

Titan ist einer von sieben gravitativ abgerundeten Monden im Orbit um Saturn und der am zweitweitesten von Saturn entfernte dieser sieben. Titan wird häufig als planetenähnlicher Mond beschrieben und ist 50 % größer (im Durchmesser) als der Erdmond und 80 % massiver. Er ist nach dem Jupitermond Ganymed der zweitgrößte Mond im Sonnensystem und größer als der Planet Merkur , aber nur 40 % so massereich .

Titan wurde 1655 vom niederländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckt und war der erste bekannte Mond des Saturn und der sechste bekannte planetarische Satellit (nach dem Erdmond und den vier Galileischen Monden des Jupiter ). Titan umkreist Saturn in 20 Saturnradien. Von der Oberfläche Titans erstreckt sich Saturn über einen Bogen von 5,09 Grad, und wenn er durch die dichte Atmosphäre des Mondes sichtbar wäre, würde er am Himmel 11,4-mal größer erscheinen als der Mond von der Erde aus.

Titan besteht hauptsächlich aus Eis und felsigem Material, das wahrscheinlich in einen felsigen Kern unterteilt ist, der von verschiedenen Eisschichten umgeben ist, einschließlich einer Eiskruste I h und einer unterirdischen Schicht aus ammoniakreichem flüssigem Wasser. Ähnlich wie bei der Venus vor dem Weltraumzeitalter verhinderte die dichte undurchsichtige Atmosphäre das Verständnis der Oberfläche von Titan, bis die Cassini-Huygens- Mission im Jahr 2004 neue Informationen lieferte, einschließlich der Entdeckung von flüssigen Kohlenwasserstoffseen in den Polarregionen von Titan. Die geologisch junge Oberfläche ist im Allgemeinen glatt, mit wenigen Einschlagskratern , obwohl Berge und mehrere mögliche Kryovulkane gefunden wurden.

Die Atmosphäre von Titan besteht größtenteils aus Stickstoff ; Nebenbestandteile führen zur Bildung von Methan- und Ethanwolken und starker stickstofforganischer Trübung . Das Klima – einschließlich Wind und Regen – erzeugt Oberflächenmerkmale, die denen der Erde ähnlich sind, wie Dünen, Flüsse, Seen, Meere (wahrscheinlich aus flüssigem Methan und Ethan) und Deltas, und wird wie auf der Erde von saisonalen Wettermustern dominiert. Mit seinen Flüssigkeiten (sowohl an der Oberfläche als auch unter der Oberfläche) und der robusten Stickstoffatmosphäre weist der Methankreislauf von Titan eine bemerkenswerte Ähnlichkeit mit dem Wasserkreislauf der Erde auf , wenn auch bei der viel niedrigeren Temperatur von etwa 94 K (–179,2 ° C; –290,5 ° F).

Geschichte

Entdeckung

Christiaan Huygens entdeckte 1655 Titan.

Titan wurde am 25. März 1655 vom holländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckt . Huygens wurde von Galileos Entdeckung der vier größten Jupitermonde im Jahr 1610 und seinen Verbesserungen in der Teleskoptechnologie inspiriert . Christiaan begann mit der Hilfe seines älteren Bruders Constantijn Huygens Jr. um 1650 mit dem Bau von Teleskopen und entdeckte mit einem der von ihnen gebauten Teleskope den ersten beobachteten Mond, der den Saturn umkreist. Es war der sechste Mond, der je entdeckt wurde, nach dem Erdmond und den galiläischen Jupitermonden.

Benennung

Huygens nannte seine Entdeckung Saturni Luna (oder Luna Saturni , lateinisch für „Saturnmond“) und veröffentlichte sie 1655 in dem Traktat De Saturni Luna Observatio Nova ( Eine neue Beobachtung des Saturnmondes ). Nachdem Giovanni Domenico Cassini zwischen 1673 und 1686 seine Entdeckungen von vier weiteren Saturnmonden veröffentlicht hatte, gewöhnten sich Astronomen daran, diese und Titan als Saturn I bis V zu bezeichnen (mit Titan damals an vierter Stelle). Andere frühe Beinamen für Titan sind „Saturns gewöhnlicher Satellit“. Die Internationale Astronomische Union nummeriert Titan offiziell als Saturn VI .

Der Name Titan und die Namen aller sieben damals bekannten Saturnmonde stammen von John Herschel (Sohn von William Herschel , Entdecker von zwei anderen Saturnmonden, Mimas und Enceladus ), in seiner 1847 veröffentlichten Veröffentlichung Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, am Kap der Guten Hoffnung . Seitdem wurden zahlreiche kleine Monde um den Saturn herum entdeckt. Saturnmonde sind nach mythologischen Riesen benannt. Der Name Titan kommt von den Titanen , einer Rasse von Unsterblichen in der griechischen Mythologie.

Umlaufbahn und Rotation

Titans Umlaufbahn (rot hervorgehoben) zwischen den anderen großen inneren Monden des Saturn. Die Monde außerhalb seiner Umlaufbahn sind (von außen nach innen) Iapetus und Hyperion; die drinnen sind Rhea, Dione, Tethys, Enceladus und Mimas.

Titan umkreist Saturn einmal alle 15 Tage 22 Stunden. Wie der Erdmond und viele der Satelliten der Riesenplaneten ist seine Rotationsperiode (sein Tag) identisch mit seiner Umlaufzeit; Titan ist gezeitenbedingt in synchroner Rotation mit Saturn gefangen und zeigt dem Planeten permanent ein Gesicht. Die Längengrade auf Titan werden nach Westen gemessen, beginnend mit dem Meridian, der durch diesen Punkt verläuft. Seine Orbitalexzentrizität beträgt 0,0288, und die Orbitalebene ist relativ zum Saturnäquator um 0,348 Grad geneigt. Von der Erde aus gesehen erreicht Titan einen Winkelabstand von etwa 20 Saturnradien (etwas mehr als 1.200.000 Kilometer (750.000 Meilen)) vom Saturn und unterlagert eine Scheibe mit einem Durchmesser von 0,8 Bogensekunden .

Der kleine, unregelmäßig geformte Satellit Hyperion befindet sich in einer 3:4 -Orbitalresonanz mit Titan. Eine "langsame und reibungslose" Entwicklung der Resonanz - bei der Hyperion aus einer chaotischen Umlaufbahn migriert ist - wird basierend auf Modellen als unwahrscheinlich angesehen. Hyperion bildete sich wahrscheinlich auf einer stabilen orbitalen Insel, während der massive Titan Körper absorbierte oder ausstieß, die sich nah näherten.

Bulk-Eigenschaften

Größenvergleich: Titan ( unten links ) mit Mond und Erde ( oben und rechts )
Ein Modell der inneren Struktur von Titan, das die Eis-Sechs- Schicht zeigt

Titan hat einen Durchmesser von 5.149,46 Kilometern (3.199,73 Meilen), das 1,06-fache des Planeten Merkur , das 1,48-fache des Mondes und das 0,40-fache des Erddurchmessers. Titan ist das zehntgrößte Objekt im Sonnensystem, einschließlich der Sonne . Vor der Ankunft von Voyager 1 im Jahr 1980 wurde Titan für etwas größer als Ganymed (Durchmesser 5.262 Kilometer (3.270 Meilen)) und damit für den größten Mond im Sonnensystem gehalten. Dies war eine Überschätzung, die durch die dichte, undurchsichtige Atmosphäre von Titan mit einer Dunstschicht 100 bis 200 Kilometer über seiner Oberfläche verursacht wurde. Dadurch vergrößert sich sein scheinbarer Durchmesser. Titans Durchmesser und Masse (und damit seine Dichte) ähneln denen der Jupitermonde Ganymed und Callisto . Basierend auf seiner Schüttdichte von 1,88 g/cm 3 besteht die Zusammensetzung von Titan zur Hälfte aus Eis und zur Hälfte aus Gesteinsmaterial. Obwohl es in seiner Zusammensetzung Dione und Enceladus ähnlich ist, ist es aufgrund der Gravitationskompression dichter . Er hat eine Masse von 1/4226 der des Saturn und ist damit der größte Mond der Gasriesen im Verhältnis zur Masse seines Primärmondes. In Bezug auf den relativen Durchmesser von Monden ist es nach einem Gasriesen an zweiter Stelle; Titan hat einen Durchmesser von 1/22,609 des Saturn, Triton hat einen größeren Durchmesser im Vergleich zu Neptun mit 1/18,092.

Titan ist wahrscheinlich teilweise in verschiedene Schichten mit einem 3.400 Kilometer langen felsigen Zentrum differenziert. Dieses felsige Zentrum ist von mehreren Schichten umgeben, die aus verschiedenen kristallinen Eisformen bestehen. Sein Inneres kann noch so heiß sein, dass sich zwischen der Eiskruste und tieferen Eisschichten aus Hochdruckeis eine flüssige Schicht aus einem „ Magma “ aus Wasser und Ammoniak bildet. Durch das Vorhandensein von Ammoniak bleibt Wasser auch bei einer Temperatur von nur 176 K (–97 ° C) flüssig (bei eutektischer Mischung mit Wasser). Die Cassini -Sonde entdeckte den Beweis für die Schichtstruktur in Form natürlicher extrem niederfrequenter Radiowellen in der Atmosphäre von Titan. Es wird angenommen, dass die Oberfläche von Titan ein schlechter Reflektor für extrem niederfrequente Radiowellen ist, daher könnten sie stattdessen von der Flüssig-Eis-Grenze eines unterirdischen Ozeans reflektiert werden . Von der Raumsonde Cassini wurde beobachtet, dass sich Oberflächenmerkmale zwischen Oktober 2005 und Mai 2007 systematisch um bis zu 30 Kilometer (19 Meilen) verschieben, was darauf hindeutet, dass die Kruste vom Inneren entkoppelt ist, und zusätzliche Beweise für eine innere Flüssigkeitsschicht liefert. Weitere unterstützende Beweise für eine vom festen Kern entkoppelte Flüssigkeitsschicht und Eishülle ergeben sich aus der Art und Weise, wie sich das Gravitationsfeld ändert, wenn Titan Saturn umkreist. Der Vergleich des Gravitationsfeldes mit den RADAR-basierten Topographiebeobachtungen deutet auch darauf hin, dass die Eishülle im Wesentlichen starr sein könnte.

Formation

Es wird angenommen, dass sich die Monde von Jupiter und Saturn durch Co-Akkretion gebildet haben , ein ähnlicher Prozess wie der, von dem angenommen wird, dass er die Planeten im Sonnensystem gebildet hat. Als sich die jungen Gasriesen bildeten, waren sie von Materialscheiben umgeben, die allmählich zu Monden verschmolzen. Während Jupiter vier große Satelliten in hochgradig regelmäßigen, planetenähnlichen Umlaufbahnen besitzt, dominiert Titan das Saturnsystem mit überwältigender Mehrheit und besitzt eine hohe orbitale Exzentrizität, die nicht unmittelbar durch Co-Akkretion allein erklärt werden kann. Ein vorgeschlagenes Modell für die Bildung von Titan ist, dass das Saturnsystem mit einer Gruppe von Monden begann, die Jupiters galiläischen Satelliten ähnelten , aber dass sie durch eine Reihe riesiger Einschläge zerstört wurden, die Titan bilden würden. Die mittelgroßen Saturnmonde wie Iapetus und Rhea wurden aus den Trümmern dieser Kollisionen gebildet. Ein solch heftiger Beginn würde auch die Exzentrizität der Umlaufbahn von Titan erklären.

Eine Analyse des atmosphärischen Stickstoffs von Titan aus dem Jahr 2014 deutete darauf hin, dass er möglicherweise aus Material stammt, das dem in der Oort-Wolke gefundenen ähnelt, und nicht aus Quellen, die während der Koakkretion von Materialien um Saturn herum vorhanden waren.

Atmosphäre

Echtfarbenbild von Dunstschichten in Titans Atmosphäre

Titan ist der einzige bekannte Mond mit einer signifikanten Atmosphäre , und seine Atmosphäre ist neben der Erde die einzige stickstoffreiche dichte Atmosphäre im Sonnensystem. Beobachtungen von Cassini im Jahr 2004 deuten darauf hin, dass Titan ein "Superrotator" ist, wie die Venus, mit einer Atmosphäre, die viel schneller rotiert als seine Oberfläche. Beobachtungen der Voyager -Raumsonden haben gezeigt, dass die Atmosphäre von Titan mit einem Oberflächendruck von etwa 1,45 atm dichter ist als die der Erde . Es ist auch etwa 1,19-mal so massiv wie die Erde insgesamt oder etwa 7,3-mal so massiv pro Oberfläche. Undurchsichtige Schleierschichten blockieren das meiste sichtbare Licht von der Sonne und anderen Quellen und verdecken die Oberflächenmerkmale von Titan. Die geringere Schwerkraft von Titan bedeutet, dass seine Atmosphäre weitaus ausgedehnter ist als die der Erde. Die Atmosphäre von Titan ist bei vielen Wellenlängen undurchsichtig , und daher ist es unmöglich, ein vollständiges Reflexionsspektrum der Oberfläche aus dem Orbit zu erfassen. Erst mit der Ankunft der Cassini-Huygens- Raumsonde im Jahr 2004 wurden die ersten direkten Bilder von Titans Oberfläche erhalten.

Die atmosphärische Zusammensetzung von Titan besteht aus Stickstoff (97 %), Methan (2,7 ± 0,1 %) und Wasserstoff (0,1–0,2 %), mit Spuren anderer Gase. Es gibt Spuren von anderen Kohlenwasserstoffen wie Ethan , Diacetylen , Methylacetylen , Acetylen und Propan und von anderen Gasen wie Cyanoacetylen , Cyanwasserstoff , Kohlendioxid , Kohlenmonoxid , Dicyan , Argon und Helium . Es wird angenommen, dass sich die Kohlenwasserstoffe in der oberen Atmosphäre von Titan in Reaktionen bilden, die aus der Aufspaltung von Methan durch das ultraviolette Licht der Sonne resultieren und einen dicken orangefarbenen Smog erzeugen. Titan verbringt 95 % seiner Zeit in der Magnetosphäre des Saturn, was dazu beitragen könnte, ihn vor dem Sonnenwind zu schützen .

Energie von der Sonne hätte innerhalb von 50 Millionen Jahren alle Spuren von Methan in Titans Atmosphäre in komplexere Kohlenwasserstoffe umwandeln sollen – eine kurze Zeit im Vergleich zum Alter des Sonnensystems. Dies deutet darauf hin, dass Methan durch ein Reservoir auf oder in Titan selbst aufgefüllt werden muss. Der letztendliche Ursprung des Methans in seiner Atmosphäre könnte sein Inneres sein, das durch Ausbrüche von Kryovulkanen freigesetzt wird .

Organische Spurengase in Titans AtmosphäreHNC (links) und HC 3 N (rechts).

Am 3. April 2013 berichtete die NASA, dass komplexe organische Chemikalien , die zusammen als Tholins bezeichnet werden , wahrscheinlich auf Titan entstehen, basierend auf Studien, die die Atmosphäre von Titan simulieren.

Am 6. Juni 2013 berichteten Wissenschaftler des IAA-CSIC über den Nachweis von polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen in der oberen Atmosphäre von Titan.

Am 30. September 2013 wurde Propen in der Atmosphäre von Titan von der NASA - Raumsonde Cassini unter Verwendung ihres Komposit-Infrarot-Spektrometers (CIRS) nachgewiesen. Dies ist das erste Mal, dass Propen auf einem anderen Mond oder Planeten als der Erde gefunden wurde, und es ist die erste Chemikalie, die vom CIRS gefunden wurde. Der Nachweis von Propen füllt eine mysteriöse Lücke in Beobachtungen, die auf den ersten nahen planetarischen Vorbeiflug der NASA- Raumsonde Voyager 1 an Titan im Jahr 1980 zurückgehen, bei dem entdeckt wurde, dass viele der Gase, aus denen Titans brauner Schleier besteht, Kohlenwasserstoffe waren, die theoretisch über die gebildet wurden Rekombination von Radikalen, die durch die ultraviolette Photolyse von Methan durch die Sonne erzeugt werden.

Am 24. Oktober 2014 wurde Methan in Polarwolken auf Titan gefunden.

Polarwolken aus Methan auf Titan (links) im Vergleich zu Polarwolken auf der Erde (rechts), die aus Wasser oder Wassereis bestehen.

Klima

Atmosphärischer Polarwirbel über dem Südpol von Titan

Die Oberflächentemperatur von Titan beträgt etwa 94 K (–179,2 ° C). Bei dieser Temperatur hat Wassereis einen extrem niedrigen Dampfdruck , sodass der wenige vorhandene Wasserdampf auf die Stratosphäre beschränkt zu sein scheint. Titan erhält etwa 1% so viel Sonnenlicht wie die Erde. Bevor das Sonnenlicht die Oberfläche erreicht, wurden etwa 90 % von der dicken Atmosphäre absorbiert, sodass nur 0,1 % der Lichtmenge übrig bleibt, die die Erde empfängt.

Atmosphärisches Methan erzeugt einen Treibhauseffekt auf der Oberfläche von Titan, ohne den Titan viel kälter wäre. Umgekehrt trägt Dunst in Titans Atmosphäre zu einem Anti-Treibhauseffekt bei, indem er Sonnenlicht zurück in den Weltraum reflektiert, einen Teil des Treibhauseffekts aufhebt und seine Oberfläche deutlich kälter macht als seine obere Atmosphäre.

Methanwolken (animiert; Juli 2014).

Titans Wolken, die wahrscheinlich aus Methan, Ethan oder anderen einfachen organischen Stoffen bestehen, sind verstreut und variabel und unterstreichen den gesamten Dunst. Die Ergebnisse der Huygens -Sonde deuten darauf hin, dass Titans Atmosphäre regelmäßig flüssiges Methan und andere organische Verbindungen auf seine Oberfläche regnet.

Wolken bedecken normalerweise 1 % der Scheibe von Titan, obwohl Ausbruchsereignisse beobachtet wurden, bei denen sich die Wolkendecke schnell auf bis zu 8 % ausdehnt. Eine Hypothese besagt, dass die südlichen Wolken gebildet werden, wenn erhöhte Sonneneinstrahlung während des südlichen Sommers eine Hebung der Atmosphäre erzeugt, was zu Konvektion führt . Diese Erklärung wird durch die Tatsache erschwert, dass Wolkenbildung nicht nur nach der südlichen Sommersonnenwende, sondern auch während der Frühlingsmitte beobachtet wurde. Erhöhte Methanfeuchtigkeit am Südpol trägt möglicherweise zu der schnellen Zunahme der Wolkengröße bei. Es war Sommer auf der Südhalbkugel von Titan bis 2010, als die Umlaufbahn des Saturn, die die Bewegung von Titan bestimmt, die Nordhalbkugel von Titan ins Sonnenlicht rückte. Wenn die Jahreszeiten wechseln, wird erwartet, dass Ethan über dem Südpol zu kondensieren beginnt.

Oberflächenmerkmale

Globale geologische Karte von Titan (2019)

Die Oberfläche von Titan wurde als „komplex, flüssigkeitsverarbeitet, [und] geologisch jung“ beschrieben. Titan existiert seit der Entstehung des Sonnensystems, aber seine Oberfläche ist viel jünger, zwischen 100 Millionen und 1 Milliarde Jahre alt. Geologische Prozesse könnten die Oberfläche von Titan umgestaltet haben. Titans Atmosphäre ist viermal so dick wie die der Erde, was es für astronomische Instrumente schwierig macht, seine Oberfläche im sichtbaren Lichtspektrum abzubilden. Die Cassini -Raumsonde verwendete Infrarotinstrumente, Radaraltimetrie und SAR-Bildgebung ( Synthetic Aperture Radar ), um Teile von Titan während ihrer nahen Vorbeiflüge zu kartieren. Die ersten Bilder zeigten eine vielfältige Geologie mit sowohl rauen als auch glatten Bereichen. Es gibt Merkmale, die möglicherweise vulkanischen Ursprungs sind und mit Ammoniak vermischtes Wasser an die Oberfläche ausstoßen. Es gibt auch Hinweise darauf, dass die Eishülle von Titan im Wesentlichen starr sein könnte, was auf geringe geologische Aktivität hindeuten würde. Es gibt auch streifige Merkmale, einige von ihnen Hunderte von Kilometern lang, die anscheinend von windgeblasenen Partikeln verursacht werden. Die Untersuchung hat auch gezeigt, dass die Oberfläche relativ glatt ist; Die wenigen Objekte, die Einschlagskrater zu sein scheinen, schienen ausgefüllt worden zu sein, vielleicht durch den Regen von Kohlenwasserstoffen oder Vulkanen. Die Radaraltimetrie weist darauf hin, dass die Höhenvariation gering ist, typischerweise nicht mehr als 150 Meter. Gelegentliche Höhenunterschiede von 500 Metern wurden entdeckt und Titan hat Berge, die manchmal mehrere hundert Meter bis über 1 Kilometer hoch sind.

Die Oberfläche von Titan ist durch weite Regionen mit hellem und dunklem Terrain gekennzeichnet. Dazu gehört Xanadu , ein großes, reflektierendes Äquatorialgebiet, etwa so groß wie Australien. Es wurde erstmals 1994 auf Infrarotbildern des Hubble-Weltraumteleskops identifiziert und später von der Raumsonde Cassini beobachtet . Die verschlungene Region ist mit Hügeln gefüllt und von Tälern und Abgründen durchschnitten. Es ist stellenweise von dunklen Linien durchzogen – gewundenen topografischen Merkmalen, die Graten oder Spalten ähneln. Diese könnten tektonische Aktivität darstellen, was darauf hindeuten würde, dass Xanadu geologisch jung ist. Alternativ können die Lineamente flüssigkeitsgeformte Kanäle sein, was auf altes Gelände hindeutet, das von Bachsystemen durchschnitten wurde. An anderer Stelle auf Titan gibt es dunkle Bereiche ähnlicher Größe, die vom Boden aus und von Cassini beobachtet wurden ; mindestens eines davon, Ligeia Mare , Titans zweitgrößtes Meer, ist fast ein reines Methanmeer.

Titan-Mosaik aus einem Cassini -Vorbeiflug. Die große dunkle Region ist Shangri-La .
Titan in Falschfarbe mit Oberflächendetails und Atmosphäre. Xanadu ist die helle Region unten in der Mitte.
Titan zusammengesetztes Bild im Infrarot. Es umfasst die dunklen, mit Dünen gefüllten Regionen Fensal (Norden) und Aztlan (Süden).

Seen

Titanseen (11. September 2017)
Falschfarben- Cassini -Radarmosaik der Nordpolregion von Titan. Die blaue Färbung weist auf eine geringe Radarreflexion hin, die durch Kohlenwasserstoffmeere, Seen und Nebenflüsse verursacht wird, die mit flüssigem Ethan, Methan und gelöstem N gefüllt sind
2
. Ungefähr die Hälfte des großen Körpers unten links, Kraken Mare , wird gezeigt. Ligeia Mare ist unten rechts.
Mosaik aus drei Huygens -Bildern des Kanalsystems auf Titan
Umrandete Titanseen
(Künstlerkonzept)

Die Möglichkeit von Kohlenwasserstoffmeeren auf Titan wurde zuerst basierend auf Daten von Voyager 1 und 2 vorgeschlagen , die zeigten, dass Titan eine dicke Atmosphäre mit ungefähr der richtigen Temperatur und Zusammensetzung hat, um sie zu unterstützen, aber direkte Beweise wurden erst 1995 erhalten, als Daten von Hubble und anderen Beobachtungen deuteten auf die Existenz von flüssigem Methan auf Titan hin, entweder in getrennten Taschen oder in der Größenordnung satellitenweiter Ozeane, ähnlich dem Wasser auf der Erde.

Die Cassini- Mission bestätigte die frühere Hypothese. Als die Sonde 2004 im Saturnsystem ankam, hoffte man, Kohlenwasserstoffseen oder -ozeane anhand des von ihrer Oberfläche reflektierten Sonnenlichts erkennen zu können, aber zunächst wurden keine spiegelnden Reflexionen beobachtet. In der Nähe des Südpols von Titan wurde ein rätselhaftes dunkles Merkmal namens Ontario Lacus identifiziert (und später als See bestätigt). Über Radarbilder wurde auch eine mögliche Küstenlinie in der Nähe des Pols identifiziert. Nach einem Vorbeiflug am 22. Juli 2006, bei dem das Radar der Raumsonde Cassini die nördlichen Breiten (damals im Winter) abbildete, waren mehrere große, glatte (und daher für das Radar dunkle) Flecken zu sehen, die die Oberfläche in der Nähe des Pols punktierten. Basierend auf den Beobachtungen kündigten Wissenschaftler im Januar 2007 „endgültige Beweise für mit Methan gefüllte Seen auf dem Saturnmond Titan“ an. Das Cassini-Huygens- Team kam zu dem Schluss, dass die abgebildeten Merkmale mit ziemlicher Sicherheit die lang gesuchten Kohlenwasserstoffseen sind, die ersten stabilen Oberflächenkörper Flüssigkeit außerhalb der Erde gefunden. Einige scheinen Kanäle zu haben, die mit Flüssigkeit verbunden sind, und liegen in topografischen Vertiefungen. Die Merkmale der Flüssigkeitserosion scheinen ein sehr junges Ereignis zu sein: Kanäle in einigen Regionen haben überraschend wenig Erosion verursacht, was darauf hindeutet, dass die Erosion auf Titan extrem langsam ist, oder einige andere neuere Phänomene könnten ältere Flussbetten und Landformen ausgelöscht haben. Insgesamt haben die Cassini -Radarbeobachtungen gezeigt, dass Seen nur einen kleinen Prozentsatz der Oberfläche bedecken, wodurch Titan viel trockener ist als die Erde. Die meisten Seen konzentrieren sich in der Nähe der Pole (wo der relative Mangel an Sonnenlicht die Verdunstung verhindert), aber auch mehrere seit langem bestehende Kohlenwasserstoffseen in den äquatorialen Wüstenregionen wurden entdeckt, darunter einer in der Nähe des Landeplatzes von Huygens in der Shangri-La-Region , der etwa halb so groß ist wie der Great Salt Lake in Utah , USA. Die äquatorialen Seen sind wahrscheinlich „ Oasen “, dh der wahrscheinliche Lieferant sind unterirdische Grundwasserleiter .

Sich entwickelndes Feature in Ligeia Mare

Im Juni 2008 bestätigte das Visual and Infrared Mapping Spectrometer auf Cassini zweifelsfrei das Vorhandensein von flüssigem Ethan in Ontario Lacus. Am 21. Dezember 2008 passierte Cassini direkt den Ontario Lacus und beobachtete Spiegelreflexionen im Radar. Die Stärke der Reflexion sättigte den Empfänger der Sonde, was darauf hindeutet, dass der Seespiegel um nicht mehr als 3 mm schwankte (was entweder darauf hindeutet, dass die Oberflächenwinde minimal waren oder dass die Kohlenwasserstoffflüssigkeit des Sees viskos ist).

Nahinfrarotstrahlung der Sonne, die von Titans Kohlenwasserstoffmeeren reflektiert wird

Am 8. Juli 2009 beobachtete Cassinis VIMS eine spiegelnde Reflexion, die auf eine glatte, spiegelähnliche Oberfläche hinweist, auf dem See, der heute als Jingpo Lacus bezeichnet wird, einem See in der Nordpolregion, kurz nachdem das Gebiet aus 15 Jahren Winterdunkelheit hervorgegangen war. Spiegelnde Reflexionen weisen auf eine glatte, spiegelähnliche Oberfläche hin, sodass die Beobachtung die Schlussfolgerung auf das Vorhandensein eines großen flüssigen Körpers bestätigte, die aus der Radarbildgebung gezogen wurde.

Frühe Radarmessungen im Juli 2009 und Januar 2010 zeigten, dass Ontario Lacus mit einer durchschnittlichen Tiefe von 0,4 bis 3 m und einer maximalen Tiefe von 3 bis 7 m (9,8 bis 23,0 ft) extrem flach war. Im Gegensatz dazu wurde die Ligeia Mare der nördlichen Hemisphäre ursprünglich in Tiefen von mehr als 8 m kartiert, dem Maximum, das vom Radarinstrument und den damaligen Analysetechniken erkannt werden konnte. Spätere wissenschaftliche Analysen, die 2014 veröffentlicht wurden, kartierten die Tiefen der drei Methanmeere von Titan vollständiger und zeigten Tiefen von mehr als 200 Metern (660 Fuß). Ligeia Mare hat eine durchschnittliche Tiefe von 20 bis 40 m (66 bis 131 Fuß), während andere Teile von Ligeia überhaupt keine Radarreflexion registrierten, was auf eine Tiefe von mehr als 200 m (660 Fuß) hinweist. Ligeia ist zwar nur das zweitgrößte der Methanmeere Titans, enthält aber „genug flüssiges Methan, um drei Lake Michigans zu füllen “.

Im Mai 2013 beobachtete Cassinis Radar-Höhenmesser Titans Vid Flumina-Kanäle, definiert als ein Entwässerungsnetz, das mit Titans zweitgrößtem Kohlenwasserstoffmeer, Ligeia Mare, verbunden ist. Die Analyse der empfangenen Höhenmesserechos zeigte, dass sich die Kanäle in tiefen (bis zu ~570 m), steilen Schluchten befinden und starke spiegelnde Oberflächenreflexionen aufweisen, die darauf hindeuten, dass sie derzeit mit Flüssigkeit gefüllt sind. Die Erhebungen der Flüssigkeit in diesen Kanälen liegen auf dem gleichen Niveau wie Ligeia Mare mit einer vertikalen Genauigkeit von etwa 0,7 m, was mit der Interpretation von ertrunkenen Flusstälern übereinstimmt. Spiegelreflexionen werden auch in Nebenflüssen niedrigerer Ordnung beobachtet, die über dem Niveau von Ligeia Mare liegen, was mit der Entwässerung übereinstimmt, die in das Hauptkanalsystem mündet. Dies ist wahrscheinlich der erste direkte Beweis für das Vorhandensein von Flüssigkeitskanälen auf Titan und die erste Beobachtung hundert Meter tiefer Schluchten auf Titan. Die Schluchten von Vid Flumina werden daher vom Meer überflutet, aber es gibt einige isolierte Beobachtungen, die das Vorhandensein von Oberflächenflüssigkeiten in höheren Lagen belegen.

Während sechs Vorbeiflügen an Titan von 2006 bis 2011 sammelte Cassini radiometrische Tracking- und optische Navigationsdaten, aus denen die Ermittler grob auf die sich ändernde Form von Titan schließen konnten. Die Dichte von Titan stimmt mit einem Körper überein, der zu etwa 60 % aus Gestein und zu 40 % aus Wasser besteht. Die Analysen des Teams legen nahe, dass die Oberfläche von Titan während jeder Umlaufbahn um bis zu 10 Meter steigen und fallen kann. Dieser Grad an Verkrümmung deutet darauf hin, dass das Innere von Titan relativ verformbar ist und dass das wahrscheinlichste Modell von Titan eines ist, in dem eine Dutzende Kilometer dicke Eishülle auf einem globalen Ozean schwimmt. Die Ergebnisse des Teams deuten zusammen mit den Ergebnissen früherer Studien darauf hin, dass der Ozean des Titans möglicherweise nicht mehr als 100 Kilometer (62 Meilen) unter seiner Oberfläche liegt. Am 2. Juli 2014 berichtete die NASA, dass der Ozean im Inneren von Titan so salzig sein könnte wie das Tote Meer . Am 3. September 2014 berichtete die NASA über Studien, die darauf hindeuten , dass Methanniederschläge auf Titan mit einer unterirdischen Schicht aus eisigem Material, einem sogenannten "Alkanofer", interagieren könnten, um Ethan und Propan zu produzieren , die schließlich in Flüsse und Seen münden könnten.

Im Jahr 2016 fand Cassini den ersten Hinweis auf flüssigkeitsgefüllte Kanäle auf Titan in einer Reihe tiefer Schluchten mit steilen Seiten, die in Ligeia Mare münden . Dieses Netzwerk von Schluchten, Vid Flumina genannt, ist zwischen 240 und 570 m tief und hat bis zu 40° steile Seiten. Es wird angenommen, dass sie entweder durch eine Anhebung der Kruste entstanden sind, wie der Grand Canyon der Erde , oder durch ein Absinken des Meeresspiegels oder vielleicht durch eine Kombination aus beidem. Die Tiefe der Erosion deutet darauf hin, dass Flüssigkeitsströme in diesem Teil von Titan langfristige Merkmale sind, die Tausende von Jahren bestehen bleiben.

PIA12481 Titanspiegelung.jpg
Flüssige Seen auf titan.jpg
Foto einer spiegelnden Infrarotreflexion am Jingpo Lacus , einem See in der Nordpolregion Perspektivische Radaransicht des Bolsena Lacus (unten rechts) und anderer Kohlenwasserstoffseen der nördlichen Hemisphäre
Titan 2009-01 ISS-Polarkarten.jpg
Titan S. Polarsee ändert 2004-5.jpg
Kontrastierende Bilder der Anzahl der Seen auf Titans Nordhalbkugel (links) und Südhalbkugel (rechts) Zwei Bilder der südlichen Hemisphäre von Titan, die im Abstand von einem Jahr aufgenommen wurden, zeigen Veränderungen in südpolaren Seen

Einschlagskrater

Radarbild eines Einschlagskraters mit 139 km Durchmesser auf der Oberfläche von Titan, der einen glatten Boden, einen schroffen Rand und möglicherweise einen zentralen Gipfel zeigt .

Radar-, SAR- und Bildgebungsdaten von Cassini haben nur wenige Einschlagskrater auf der Oberfläche von Titan offenbart. Diese Einschläge scheinen im Vergleich zum Alter von Titan relativ jung zu sein. Zu den wenigen entdeckten Einschlagskratern gehört ein 440 Kilometer breites Einschlagsbecken mit zwei Ringen namens Menrva, das von Cassinis ISS als konzentrisches Hell-Dunkel-Muster gesehen wird. Ein kleinerer, 60 Kilometer breiter (37 Meilen) Krater mit flachem Boden namens Sinlap und ein 30 Kilometer (19 Meilen) Krater mit einem zentralen Gipfel und dunklem Boden namens Ksa wurden ebenfalls beobachtet. Radar- und Cassini -Bildgebung haben auch "Kraterformen" entdeckt, kreisförmige Merkmale auf der Oberfläche von Titan, die möglicherweise mit dem Aufprall zusammenhängen, denen jedoch bestimmte Merkmale fehlen, die eine sichere Identifizierung ermöglichen würden. Zum Beispiel wurde von Cassini ein 90 Kilometer breiter (56 Meilen) Ring aus hellem, rauem Material, bekannt als Guabonito , beobachtet . Es wird angenommen, dass es sich bei diesem Merkmal um einen Einschlagskrater handelt, der von dunklen, vom Wind verwehten Sedimenten ausgefüllt ist. Mehrere andere ähnliche Merkmale wurden in den dunklen Regionen Shangri-la und Aaru beobachtet. Radar beobachtete während Cassinis Vorbeiflug an Titan am 30. April 2006 mehrere kreisförmige Merkmale, die Krater in der hellen Region Xanadu sein könnten.

Ligeia MareSAR und klarere entfleckte Ansichten.

Viele von Titans Kratern oder wahrscheinlichen Kratern weisen Anzeichen einer ausgedehnten Erosion auf, und alle weisen Anzeichen einer Modifikation auf. Die meisten großen Krater haben durchbrochene oder unvollständige Ränder, obwohl einige Krater auf Titan relativ massivere Ränder haben als die überall sonst im Sonnensystem. Anders als bei anderen großen Eismonden gibt es kaum Hinweise auf die Bildung von Palimpsesten durch viskoelastische Krustenrelaxation. Den meisten Kratern fehlen zentrale Spitzen und sie haben glatte Böden, möglicherweise aufgrund der Erzeugung von Einschlägen oder späteren Eruptionen kryovulkanischer Lava . Die Füllung aus verschiedenen geologischen Prozessen ist ein Grund für den relativen Mangel an Kratern auf Titan; Auch die atmosphärische Abschirmung spielt eine Rolle. Es wird geschätzt, dass die Atmosphäre von Titan die Anzahl der Krater auf seiner Oberfläche um den Faktor zwei reduziert.

Die begrenzte hochauflösende Radarabdeckung von Titan, die bis 2007 erhalten wurde (22 %), deutete auf das Vorhandensein von Ungleichmäßigkeiten in seiner Kraterverteilung hin. Xanadu hat 2- bis 9-mal mehr Krater als anderswo. Die vordere Hemisphäre hat eine um 30 % höhere Dichte als die hintere Hemisphäre. In Gebieten mit äquatorialen Dünen und in der Nordpolregion (wo Kohlenwasserstoffseen und -meere am häufigsten vorkommen) gibt es geringere Kraterdichten.

Pre - Cassini -Modelle von Einschlagsbahnen und -winkeln legen nahe, dass dort, wo der Impaktor auf die Wassereiskruste trifft, eine kleine Menge Auswurfmaterial als flüssiges Wasser im Krater verbleibt. Es kann Jahrhunderte oder länger als Flüssigkeit bestehen bleiben, was für "die Synthese einfacher Vorläufermoleküle für den Ursprung des Lebens" ausreicht.

Kryovulkanismus und Berge

Nahinfrarotbild von Tortola Facula, vermutlich ein möglicher Kryovulkan

Wissenschaftler haben lange spekuliert, dass die Bedingungen auf Titan denen der frühen Erde ähneln, wenn auch bei viel niedrigeren Temperaturen. Der Nachweis von Argon-40 in der Atmosphäre im Jahr 2004 deutete darauf hin, dass Vulkane „Lavaschwaden“ hervorgebracht hatten, die aus Wasser und Ammoniak bestanden. Globale Karten der Seeverteilung auf der Oberfläche von Titan zeigten, dass es nicht genug Oberflächenmethan gibt, um seine fortgesetzte Präsenz in seiner Atmosphäre zu erklären, und dass daher ein erheblicher Teil durch vulkanische Prozesse hinzugefügt werden muss.

Dennoch gibt es einen Mangel an Oberflächenmerkmalen, die eindeutig als Kryovulkane interpretiert werden können. Eines der ersten dieser Merkmale, das 2004 durch Cassini -Radarbeobachtungen enthüllt wurde, namens Ganesa Macula , ähnelt den auf der Venus gefundenen geografischen Merkmalen, die als „ Pfannkuchenkuppeln “ bezeichnet werden, und wurde daher zunächst für kryovulkanischen Ursprungs gehalten, bis Kirk et al. widerlegte diese Hypothese auf der Jahrestagung der American Geophysical Union im Dezember 2008. Es stellte sich heraus, dass es sich bei dem Merkmal überhaupt nicht um eine Kuppel handelte, sondern anscheinend aus einer zufälligen Kombination heller und dunkler Flecken resultierte. Im Jahr 2004 entdeckte Cassini auch ein ungewöhnlich helles Merkmal (genannt Tortola Facula ), das als kryovulkanischer Dom interpretiert wurde. Bis 2010 wurden keine ähnlichen Merkmale identifiziert. Im Dezember 2008 gaben Astronomen die Entdeckung von zwei vorübergehenden, aber ungewöhnlich langlebigen "hellen Flecken" in der Atmosphäre von Titan bekannt, die zu hartnäckig erscheinen, um durch bloße Wettermuster erklärt zu werden, was darauf hindeutet, dass sie es waren Ergebnis ausgedehnter kryovulkanischer Episoden.

Eine Bergkette mit einer Länge von 150 Kilometern, einer Breite von 30 Kilometern und einer Höhe von 1,5 Kilometern wurde 2006 ebenfalls von Cassini entdeckt . Diese Bergkette liegt auf der Südhalbkugel und besteht vermutlich aus Eis Material und mit Methanschnee bedeckt. Die Bewegung der tektonischen Platten, möglicherweise beeinflusst durch ein nahe gelegenes Einschlagbecken, könnte eine Lücke geöffnet haben, durch die das Material des Berges aufstieg. Vor Cassini gingen Wissenschaftler davon aus, dass der größte Teil der Topographie auf Titan Einschlagsstrukturen sein würde, doch diese Ergebnisse zeigen, dass die Berge ähnlich wie auf der Erde durch geologische Prozesse entstanden sind.

Im Jahr 2008 schlug Jeffrey Moore (Planetengeologe des Ames Research Center ) eine alternative Ansicht der Geologie von Titan vor. Unter Hinweis darauf, dass auf Titan bisher keine vulkanischen Merkmale eindeutig identifiziert worden seien, behauptete er, Titan sei eine geologisch tote Welt, deren Oberfläche nur durch Einschlagskraterbildung, fluviale und äolische Erosion, Massenverschwendung und andere exogene Prozesse geformt werde. Nach dieser Hypothese wird Methan nicht von Vulkanen emittiert, sondern diffundiert langsam aus dem kalten und steifen Inneren des Titans. Ganesa Macula könnte ein erodierter Einschlagskrater mit einer dunklen Düne in der Mitte sein. Die in einigen Regionen beobachteten Gebirgskämme lassen sich als stark degradierte Steilhänge großer Mehrring -Impaktstrukturen oder als Ergebnis der globalen Kontraktion aufgrund der langsamen Abkühlung des Inneren erklären. Selbst in diesem Fall kann Titan immer noch einen inneren Ozean aus dem eutektischen Wasser-Ammoniak-Gemisch mit einer Temperatur von 176 K (–97 ° C) haben, was niedrig genug ist, um durch den Zerfall radioaktiver Elemente im Kern erklärt zu werden. Das helle Xanadu-Terrain könnte ein degradiertes, stark mit Kratern übersätes Terrain sein, ähnlich dem, das auf der Oberfläche von Callisto beobachtet wurde. In der Tat könnte Callisto in diesem Szenario als Modell für Titans Geologie dienen, wenn es keine Atmosphäre gäbe. Jeffrey Moore rief sogar Titan Callisto mit dem Wetter an .

Im März 2009 wurden Strukturen, die Lavaströmen ähneln, in einer Region von Titan namens Hotei Arcus bekannt gegeben, deren Helligkeit über mehrere Monate zu schwanken scheint. Obwohl viele Phänomene vorgeschlagen wurden, um diese Fluktuation zu erklären, wurde festgestellt, dass die Lavaströme 200 Meter (660 Fuß) über die Oberfläche von Titan steigen, was damit übereinstimmt, dass sie unter der Oberfläche ausgebrochen sind.

Im Dezember 2010 gab das Cassini -Missionsteam den überzeugendsten Kryovulkan bekannt, der bisher gefunden wurde. Er heißt Sotra Patera und gehört zu einer Kette von mindestens drei Bergen, die jeweils zwischen 1000 und 1500 m hoch sind und von denen einige von großen Kratern gekrönt werden. Der Boden um ihre Basen scheint von gefrorenen Lavaströmen überzogen zu sein.

In den Polarregionen von Titan wurden kraterähnliche Landformen identifiziert , die möglicherweise durch explosive, maarähnliche oder calderabildende Kryovulkanausbrüche entstanden sind. Diese Formationen sind manchmal verschachtelt oder überlappen sich und weisen Merkmale auf, die auf Explosionen und Einbrüche hindeuten, wie z. B. erhöhte Ränder, Lichthöfe und innere Hügel oder Berge. Die polare Lage dieser Merkmale und ihre Kolokalisation mit Titans Seen und Meeren legen nahe, dass flüchtige Stoffe wie Methan dazu beitragen könnten, sie mit Energie zu versorgen. Einige dieser Merkmale erscheinen ziemlich frisch, was darauf hindeutet, dass diese vulkanische Aktivität bis in die Gegenwart anhält.

Die meisten der höchsten Gipfel des Titans treten in der Nähe seines Äquators in sogenannten "Kammgürteln" auf. Es wird angenommen, dass sie analog zu den Faltenbergen der Erde wie den Rocky Mountains oder dem Himalaya sind, die durch die Kollision und Krümmung tektonischer Platten gebildet wurden, oder zu Subduktionszonen wie den Anden , wo aufsteigende Lava (oder Kryolava ) von einer schmelzenden absteigenden Platte aufsteigt die Oberfläche. Ein möglicher Mechanismus für ihre Bildung sind Gezeitenkräfte von Saturn. Da der Eismantel von Titan weniger viskos ist als der Magmamantel der Erde und sein eisiges Grundgestein weicher als das Granitgrundgestein der Erde ist, werden Berge wahrscheinlich nicht so große Höhen wie die auf der Erde erreichen. Im Jahr 2016 gab das Cassini-Team bekannt, was sie für den höchsten Berg auf Titan halten. Er liegt in der Mithrim-Montes-Kette und ist 3.337 m hoch.

Falschfarben- VIMS - Bild des möglichen Kryovulkans Sotra Patera , kombiniert mit einer 3D-Karte auf Basis von Radardaten, die 1000 Meter hohe Gipfel und einen 1500 Meter tiefen Krater zeigt.

Wenn Vulkanismus auf Titan wirklich existiert, ist die Hypothese, dass er durch Energie angetrieben wird, die aus dem Zerfall radioaktiver Elemente im Mantel freigesetzt wird, wie es auf der Erde der Fall ist. Magma auf der Erde besteht aus flüssigem Gestein, das weniger dicht ist als die feste Gesteinskruste, durch die es ausbricht. Da Eis weniger dicht als Wasser ist, wäre Titans wässriges Magma dichter als seine feste Eiskruste. Dies bedeutet, dass der Kryovulkanismus auf Titan eine große Menge zusätzlicher Energie benötigen würde, um zu funktionieren, möglicherweise durch Gezeitenbewegungen des nahen Saturn. Das Niederdruckeis, das eine flüssige Schicht aus Ammoniumsulfat überlagert , steigt schwimmfähig auf, und das instabile System kann dramatische Schwadenereignisse erzeugen. Titan wird durch den Prozess durch korngroßes Eis und Ammoniumsulfatasche wieder aufgetaucht, was dazu beiträgt, eine windgeformte Landschaft und Sanddünenmerkmale zu erzeugen. Titan war in der Vergangenheit möglicherweise geologisch viel aktiver; Modelle der inneren Evolution von Titan deuten darauf hin, dass die Kruste von Titan bis vor etwa 500 Millionen Jahren nur 10 Kilometer dick war, was es ermöglichte, dass ein heftiger Kryovulkanismus mit Wassermagmen mit geringer Viskosität alle vor dieser Zeit gebildeten Oberflächenmerkmale auslöschte. Die moderne Geologie von Titan hätte sich erst gebildet, nachdem sich die Kruste auf 50 Kilometer verdickt und somit eine konstante Kryovulkan-Erneuerung verhindert hätte, wobei jeder seit dieser Zeit auftretende Kryovulkanismus viel viskoseres Wassermagma mit größeren Anteilen an Ammoniak und Methanol produziert hätte; dies würde auch darauf hindeuten, dass Titans Methan seiner Atmosphäre nicht mehr aktiv hinzugefügt wird und innerhalb weniger zehn Millionen Jahre vollständig aufgebraucht sein könnte.

Vielen der markanteren Berge und Hügel wurden von der Internationalen Astronomischen Union offizielle Namen gegeben . Laut JPL werden Berge auf dem Titan nach Konventionen nach Bergen aus Mittelerde benannt , der fiktiven Kulisse in Fantasy-Romanen von JRR Tolkien . Colles (Hügelansammlungen) sind nach Charakteren aus denselben Tolkien-Werken benannt.

Dunkles äquatoriales Gelände

Sanddünen in der Namib-Wüste auf der Erde (oben), verglichen mit den Dünen in Belet auf Titan

In den ersten Bildern der Oberfläche von Titan, die Anfang der 2000er Jahre von erdgestützten Teleskopen aufgenommen wurden, wurden große Regionen mit dunklem Gelände entdeckt, die den Äquator von Titan überspannen. Vor der Ankunft von Cassini galten diese Regionen als Meere aus flüssigen Kohlenwasserstoffen. Radarbilder, die von der Raumsonde Cassini aufgenommen wurden, haben stattdessen gezeigt, dass einige dieser Regionen ausgedehnte Ebenen sind, die mit Längsdünen bedeckt sind , die bis zu 100 m hoch, etwa einen Kilometer breit und zehn bis hundert Kilometer lang sind. Dünen dieser Art sind immer auf die durchschnittliche Windrichtung ausgerichtet. Im Fall von Titan verbinden sich stetige Zonenwinde (nach Osten) mit variablen Gezeitenwinden (ungefähr 0,5 Meter pro Sekunde). Die Gezeitenwinde sind das Ergebnis der Gezeitenkräfte von Saturn auf die Atmosphäre von Titan, die 400-mal stärker sind als die Gezeitenkräfte des Mondes auf der Erde und dazu neigen, den Wind in Richtung Äquator zu treiben. Es wurde angenommen, dass dieses Windmuster dazu führt, dass sich körniges Material an der Oberfläche allmählich in langen parallelen Dünen aufbaut, die von West nach Ost ausgerichtet sind. Die Dünen brechen um Berge herum auf, wo sich die Windrichtung ändert.

Es wurde ursprünglich angenommen, dass die Längs- (oder linearen) Dünen von mäßig variablen Winden gebildet wurden, die entweder einer mittleren Richtung folgen oder zwischen zwei verschiedenen Richtungen wechseln. Nachfolgende Beobachtungen deuten darauf hin, dass die Dünen nach Osten zeigen, obwohl Klimasimulationen zeigen, dass die Oberflächenwinde auf Titan nach Westen wehen. Mit weniger als 1 Meter pro Sekunde sind sie nicht stark genug, um Oberflächenmaterial anzuheben und zu transportieren. Jüngste Computersimulationen deuten darauf hin, dass die Dünen das Ergebnis seltener Sturmwinde sein könnten, die nur alle fünfzehn Jahre auftreten, wenn Titan im Äquinoktium steht . Diese Stürme erzeugen starke Abwinde, die mit bis zu 10 Metern pro Sekunde nach Osten strömen, wenn sie die Oberfläche erreichen.

Der „Sand“ auf Titan besteht wahrscheinlich nicht aus kleinen Silikatkörnern wie der Sand auf der Erde, sondern könnte sich gebildet haben, als flüssiges Methan regnete und das Grundgestein aus Wassereis erodierte, möglicherweise in Form von Sturzfluten. Alternativ könnte der Sand auch aus organischen Feststoffen namens Tholinen stammen , die durch photochemische Reaktionen in Titans Atmosphäre entstehen. Studien zur Zusammensetzung der Dünen im Mai 2008 ergaben, dass sie weniger Wasser als der Rest von Titan enthielten und daher höchstwahrscheinlich von organischem Ruß wie Kohlenwasserstoffpolymeren stammen, die nach dem Regen auf die Oberfläche zusammenklumpen. Berechnungen zeigen, dass der Sand auf Titan ein Drittel der Dichte von terrestrischem Sand hat. Die geringe Dichte in Kombination mit der Trockenheit der Titanatmosphäre könnte dazu führen, dass die Körner aufgrund statischer Elektrizität zusammenklumpen. Die „Klebrigkeit“ könnte es der allgemein milden Brise in der Nähe von Titans Oberfläche erschweren, die Dünen zu bewegen, obwohl stärkere Winde von saisonalen Stürmen sie immer noch nach Osten blasen könnten.

Um die Tagundnachtgleiche herum können starke Downburst-Winde mikrometergroße feste organische Partikel aus den Dünen heben, um titanische Staubstürme zu erzeugen, die als intensive und kurzlebige Aufhellungen im Infrarot beobachtet werden.

Titan - drei Staubstürme in den Jahren 2009–2010 entdeckt.

Beobachtung und Erkundung

Voyager 1 -Ansicht von Dunst auf Titans Glied (1980)

Titan ist nie mit bloßem Auge sichtbar, kann aber durch kleine Teleskope oder starke Ferngläser beobachtet werden. Amateurbeobachtungen sind aufgrund der Nähe von Titan zu Saturns brillantem Kugel- und Ringsystem schwierig; Ein Verdunkelungsstab, der einen Teil des Okulars abdeckt und dazu verwendet wird, den hellen Planeten zu blockieren, verbessert die Sicht erheblich. Titan hat eine maximale scheinbare Helligkeit von +8,2 und eine mittlere Oppositionshelligkeit von 8,4. Dies steht im Vergleich zu +4,6 für den ähnlich großen Ganymed im Jupiter-System.

Beobachtungen von Titan vor dem Weltraumzeitalter waren begrenzt. 1907 beobachtete der spanische Astronom Josep Comas i Solà eine Verdunkelung der Gliedmaßen von Titan, der erste Beweis dafür, dass der Körper eine Atmosphäre hat. 1944 verwendete Gerard P. Kuiper eine spektroskopische Technik , um eine Methanatmosphäre nachzuweisen.

Fly-by-Missionen: Pioneer und Voyager

Die erste Sonde, die das Saturnsystem besuchte, war Pioneer 11 im Jahr 1979, die enthüllte, dass Titan wahrscheinlich zu kalt war, um Leben zu ermöglichen. Sie machte Mitte bis Ende 1979 Bilder von Titan, einschließlich Titan und Saturn zusammen. Die Qualität wurde bald von den beiden Voyagers übertroffen .

Titan wurde 1980 bzw. 1981 von Voyager 1 und 2 untersucht. Die Flugbahn von Voyager 1 wurde entwickelt, um einen optimierten Titan-Vorbeiflug zu ermöglichen, während dessen das Raumschiff in der Lage war, die Dichte, Zusammensetzung und Temperatur der Atmosphäre zu bestimmen und eine genaue Messung der Masse von Titan zu erhalten. Atmosphärischer Dunst verhinderte eine direkte Abbildung der Oberfläche, obwohl im Jahr 2004 eine intensive digitale Verarbeitung von Bildern, die durch den Orangefilter von Voyager 1 aufgenommen wurden, Hinweise auf die hellen und dunklen Merkmale enthüllten, die jetzt als Xanadu und Shangri-la bekannt sind und im Infraroten beobachtet wurden durch das Hubble-Weltraumteleskop. Voyager 2 , die umgeleitet worden wäre, um den Titan-Vorbeiflug durchzuführen, wenn Voyager 1 nicht dazu in der Lage gewesen wäre, kam nicht an Titan vorbei und fuhr weiter zu Uranus und Neptun.

Cassini 's Titan Flyby Funksignalstudien (Künstlerkonzept)

Cassini-Huygens

Cassini -Bild von Titan vor den Ringen des Saturn
Cassini -Bild von Titan, hinter Epimetheus und den Ringen

Trotz der von den Voyagern gelieferten Daten blieb Titan ein mysteriöser Körper – ein großer Satellit, eingehüllt in eine Atmosphäre, die eine detaillierte Beobachtung erschwert.

Die Cassini-Huygens- Raumsonde erreichte Saturn am 1. Juli 2004 und begann mit der Radarkartierung der Titanoberfläche . Cassini-Huygens , ein gemeinsames Projekt der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und der NASA , erwies sich als sehr erfolgreiche Mission. Die Cassini -Sonde flog am 26. Oktober 2004 an Titan vorbei und machte mit nur 1.200 Kilometern (750 Meilen) die höchstauflösenden Bilder von Titans Oberfläche, wobei sie helle und dunkle Flecken erkannte, die für das menschliche Auge unsichtbar wären.

Am 22. Juli 2006 machte Cassini seinen ersten gezielten, nahen Vorbeiflug in 950 Kilometern Entfernung von Titan. Der nächste Vorbeiflug war am 21. Juni 2010 bei 880 Kilometern (550 Meilen). Auf der Oberfläche der Nordpolregion wurde Flüssigkeit in Hülle und Fülle in Form vieler Seen und Meere gefunden, die von Cassini entdeckt wurden .

Huygens -Landung

Huygens - In-situ -Bild von Titans Oberfläche – das einzige Bild von der Oberfläche eines Körpers, der weiter entfernt ist als der Mars
Gleiches Bild mit verstärktem Kontrast

Huygens war eine atmosphärische Sonde, die am 14. Januar 2005 auf Titan landete und entdeckte, dass viele seiner Oberflächenmerkmale anscheinend irgendwann in der Vergangenheit von Flüssigkeiten geformt wurden. Titan ist der am weitesten von der Erde entfernte Körper, auf dessen Oberfläche eine Raumsonde gelandet ist.

Die Huygens -Sonde steigt mit einem Fallschirm herab und landet am 14. Januar 2005 auf Titan

Die Huygens -Sonde landete direkt vor der östlichsten Spitze einer hellen Region, die jetzt Adiri genannt wird . Die Sonde fotografierte blasse Hügel mit dunklen "Flüssen", die in eine dunkle Ebene fließen. Nach heutigem Verständnis bestehen die Hügel (auch als Hochland bezeichnet) hauptsächlich aus Wassereis. Dunkle organische Verbindungen, die in der oberen Atmosphäre durch die ultraviolette Strahlung der Sonne erzeugt werden, können aus der Titan-Atmosphäre regnen. Sie werden mit dem Methanregen die Hügel hinuntergespült und über geologische Zeitskalen in den Ebenen abgelagert.

Nach der Landung fotografierte Huygens eine dunkle Ebene, die mit kleinen Felsen und Kieselsteinen bedeckt war, die aus Wassereis bestehen. Die beiden Felsen direkt unter der Bildmitte rechts sind kleiner, als sie erscheinen mögen: Der linke hat einen Durchmesser von 15 Zentimetern und der in der Mitte einen Durchmesser von 4 Zentimetern, in einer Entfernung von etwa 85 Zentimetern von Huygens . Es gibt Hinweise auf Erosion am Fuß der Felsen, was auf eine mögliche Flussaktivität hinweist. Die Bodenoberfläche ist dunkler als ursprünglich erwartet und besteht aus einer Mischung aus Wasser und Kohlenwasserstoffeis.

Im März 2007 beschlossen NASA, ESA und COSPAR , den Landeplatz von Huygens in Gedenken an den ehemaligen Präsidenten der ESA Hubert Curien Memorial Station zu nennen.

Libelle

Die Dragonfly - Mission, die vom Johns Hopkins Applied Physics Laboratory entwickelt und betrieben wird , wird im Juni 2027 starten. Sie besteht aus einer großen Drohne, die von einem RTG angetrieben wird, um als New Frontiers 4 in der Atmosphäre von Titan zu fliegen. Ihre Instrumente werden untersuchen, wie weit präbiotisch Die Chemie kann fortgeschritten sein. Die Mission soll 2034 Titan erreichen.

Vorgeschlagene oder konzeptionelle Missionen

Der Ballon, der für die Mission des Titan-Saturn-Systems vorgeschlagen wurde (künstlerische Wiedergabe)

In den letzten Jahren wurden mehrere konzeptionelle Missionen vorgeschlagen, um eine Roboter -Raumsonde zum Titan zurückzubringen. Erste konzeptionelle Arbeiten für solche Missionen wurden von der NASA, der ESA und dem JPL abgeschlossen . Derzeit ist keiner dieser Vorschläge zu finanzierten Missionen geworden.

Die Titan Saturn System Mission (TSSM) war ein gemeinsamer Vorschlag von NASA und ESA zur Erforschung der Saturnmonde . Es sieht einen Heißluftballon vor, der sechs Monate lang in der Atmosphäre von Titan schwebt. Es konkurrierte mit dem Finanzierungsvorschlag der Europa Jupiter System Mission (EJSM). Im Februar 2009 wurde bekannt gegeben, dass die ESA/NASA der EJSM-Mission Vorrang vor der TSSM gegeben hatte.

Der vorgeschlagene Titan Mare Explorer (TiME) war ein kostengünstiger Lander, der in einem See auf der Nordhalbkugel von Titan landen und drei bis sechs Monate lang auf der Oberfläche des Sees schwimmen würde. Es wurde 2011 für eine Phase-A-Designstudie als Kandidatenmission für die Gelegenheit des 12. NASA -Entdeckungsprogramms ausgewählt, aber nicht für den Flug ausgewählt.

Eine weitere Mission zum Titan, die Anfang 2012 von Jason Barnes, einem Wissenschaftler an der University of Idaho , vorgeschlagen wurde, ist das Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR): ein unbemanntes Flugzeug (oder eine Drohne ), das durch die Atmosphäre des Titan fliegen und Nehmen Sie hochauflösende Bilder der Oberfläche von Titan auf. Die NASA hat die angeforderten 715 Millionen US-Dollar nicht genehmigt, und die Zukunft des Projekts ist ungewiss.

Ein Konzeptentwurf für einen weiteren Seelander wurde Ende 2012 von dem in Spanien ansässigen privaten Ingenieurbüro SENER und dem Centro de Astrobiología in Madrid vorgeschlagen . Die Konzeptsonde heißt Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). Der große Unterschied zur TiME-Sonde wäre, dass TALISE mit einem eigenen Antriebssystem vorgesehen ist und daher nicht darauf beschränkt wäre, beim Herunterspritzen einfach auf dem See zu treiben.

Ein Kandidat für das Discovery-Programm für seine Mission Nr. 13 ist Journey to Enceladus and Titan (JET), ein astrobiologischer Saturn-Orbiter, der das Bewohnbarkeitspotenzial von Enceladus und Titan bewerten würde.

Im Jahr 2015 vergab das NASA Innovative Advanced Concepts Program (NIAC) einen Phase-II-Zuschuss für eine Designstudie eines Titan-U-Bootes zur Erforschung der Meere von Titan.

Präbiotische Zustände und Leben

Es wird angenommen, dass Titan eine präbiotische Umgebung ist, die reich an komplexen organischen Verbindungen ist, aber seine Oberfläche befindet sich in einem Tiefkühlzustand bei –179 ° C (–290,2 ° F; 94,1 K), sodass Leben, wie wir es kennen, auf der kalten Oberfläche des Mondes nicht existieren kann. Titan scheint jedoch einen globalen Ozean unter seiner Eishülle zu enthalten, und innerhalb dieses Ozeans sind die Bedingungen möglicherweise für mikrobielles Leben geeignet.

Die Cassini-Huygens- Mission war nicht ausgerüstet, um Beweise für Biosignaturen oder komplexe organische Verbindungen zu liefern ; Es zeigte eine Umgebung auf Titan, die in gewisser Weise derjenigen ähnelt, die für die Urerde angenommen wurde. Wissenschaftler vermuten, dass die Zusammensetzung der Atmosphäre der frühen Erde der heutigen Atmosphäre auf Titan ähnlich war, mit der wichtigen Ausnahme, dass auf Titan kein Wasserdampf vorhanden ist.

Bildung komplexer Moleküle

Das Miller-Urey-Experiment und mehrere nachfolgende Experimente haben gezeigt, dass mit einer Atmosphäre ähnlich der von Titan und der Zugabe von UV-Strahlung komplexe Moleküle und polymere Substanzen wie Tholin erzeugt werden können. Die Reaktion beginnt mit der Dissoziation von Stickstoff und Methan unter Bildung von Blausäure und Acetylen. Weitere Reaktionen wurden ausführlich untersucht.

Es wurde berichtet, dass, wenn Energie auf eine Kombination von Gasen wie denen in Titans Atmosphäre angewendet wurde, fünf Nukleotidbasen , die Bausteine ​​von DNA und RNA , unter den vielen produzierten Verbindungen waren. Außerdem wurden Aminosäuren , die Bausteine ​​des Proteins , gefunden. Es war das erste Mal, dass in einem solchen Experiment Nukleotidbasen und Aminosäuren gefunden wurden, ohne dass flüssiges Wasser vorhanden war.

Am 3. April 2013 berichtete die NASA, dass komplexe organische Chemikalien auf Titan entstehen könnten, basierend auf Studien, die die Atmosphäre von Titan simulieren.

Am 6. Juni 2013 berichteten Wissenschaftler des IAA-CSIC über den Nachweis von polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK) in der oberen Atmosphäre von Titan.

Am 26. Juli 2017 identifizierten Cassini-Wissenschaftler eindeutig das Vorhandensein von Kohlenstoffkettenanionen in der oberen Atmosphäre von Titan, die anscheinend an der Produktion großer komplexer organischer Stoffe beteiligt sind. Von diesen hochreaktiven Molekülen war zuvor bekannt, dass sie zum Aufbau komplexer organischer Stoffe im interstellaren Medium beitragen, wodurch ein möglicherweise universelles Sprungbrett für die Herstellung komplexer organischer Materialien hervorgehoben wird.

Am 28. Juli 2017 berichteten Wissenschaftler, dass Acrylnitril oder Vinylcyanid (C 2 H 3 CN), möglicherweise lebensnotwendig , da es mit der Bildung von Zellmembranen und Vesikelstrukturen zusammenhängt , auf Titan gefunden wurde.

Im Oktober 2018 berichteten Forscher über chemische Wege bei niedrigen Temperaturen von einfachen organischen Verbindungen zu komplexen polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK). Solche chemischen Wege können dabei helfen, das Vorhandensein von PAHs in der Niedrigtemperaturatmosphäre von Titan zu erklären, und können im Sinne der PAH-Welthypothese bedeutende Wege bei der Herstellung von Vorläufern für Biochemikalien sein, die mit dem Leben, wie wir es kennen, verwandt sind.

Mögliche unterirdische Lebensräume

Laborsimulationen haben zu der Vermutung geführt, dass auf Titan genügend organisches Material vorhanden ist, um eine chemische Evolution zu starten, die der Entstehung des Lebens auf der Erde entspricht. Die Analogie setzt das Vorhandensein von flüssigem Wasser für längere Zeiträume voraus, als derzeit beobachtbar ist; Mehrere Hypothesen gehen davon aus, dass flüssiges Wasser von einem Aufprall unter einer gefrorenen Isolationsschicht aufbewahrt werden könnte. Es wurde auch die Hypothese aufgestellt, dass Ozeane aus flüssigem Ammoniak tief unter der Oberfläche existieren könnten. Ein anderes Modell schlägt eine Ammoniak-Wasser-Lösung vor, die bis zu 200 Kilometer (120 Meilen) tief unter einer Wassereiskruste unter Bedingungen liegt, die, obwohl sie für terrestrische Verhältnisse extrem sind, so sind, dass das Leben überleben könnte. Die Wärmeübertragung zwischen den inneren und oberen Schichten wäre entscheidend für die Aufrechterhaltung jeglichen Meereslebens unter der Oberfläche. Der Nachweis von mikrobiellem Leben auf Titan würde von seinen biogenen Wirkungen abhängen, wobei das atmosphärische Methan und der Stickstoff untersucht würden.

Methan und Leben an der Oberfläche

Es wurde spekuliert, dass in den Seen aus flüssigem Methan auf Titan Leben existieren könnte, so wie Organismen auf der Erde im Wasser leben. Solche Organismen würden H 2 anstelle von O 2 einatmen, es mit Acetylen anstelle von Glukose verstoffwechseln und Methan anstelle von Kohlendioxid ausatmen. Solche hypothetischen Organismen müssten jedoch bei einer Tiefkühltemperatur von –179,2 ° C (–290,6 ° F; 94,0 K) metabolisieren.

Alle Lebensformen auf der Erde (einschließlich Methanogene ) verwenden flüssiges Wasser als Lösungsmittel; Es wird spekuliert, dass das Leben auf Titan stattdessen einen flüssigen Kohlenwasserstoff wie Methan oder Ethan verwenden könnte, obwohl Wasser ein stärkeres Lösungsmittel als Methan ist. Wasser ist auch chemisch reaktiver und kann große organische Moleküle durch Hydrolyse abbauen . Eine Lebensform, deren Lösungsmittel ein Kohlenwasserstoff wäre, wäre nicht dem Risiko ausgesetzt, dass seine Biomoleküle auf diese Weise zerstört werden.

Im Jahr 2005 argumentierte der Astrobiologe Chris McKay , dass, wenn methanogenes Leben auf der Oberfläche von Titan existieren würde, dies wahrscheinlich einen messbaren Einfluss auf das Mischungsverhältnis in der Titan-Troposphäre haben würde: Die Konzentrationen von Wasserstoff und Acetylen wären messbar niedriger als sonst erwartet. Geht man von ähnlichen Stoffwechselraten wie von methanogenen Organismen auf der Erde aus, würde die Konzentration von molekularem Wasserstoff allein aufgrund einer hypothetischen biologischen Senke auf der Oberfläche Titans um den Faktor 1000 sinken. McKay stellte fest, dass die niedrigen Temperaturen auf Titan, wenn tatsächlich Leben vorhanden ist, zu sehr langsamen Stoffwechselprozessen führen würden, die möglicherweise durch den Einsatz von enzymähnlichen Katalysatoren beschleunigt werden könnten. Er stellte auch fest, dass die geringe Löslichkeit organischer Verbindungen in Methan eine größere Herausforderung für jede mögliche Lebensform darstellt. Formen des aktiven Transports und Organismen mit großen Oberfläche-zu-Volumen-Verhältnissen könnten die Nachteile, die sich aus dieser Tatsache ergeben, theoretisch verringern.

Im Jahr 2010 identifizierte Darrell Strobel von der Johns Hopkins University eine größere Häufigkeit von molekularem Wasserstoff in den oberen atmosphärischen Schichten von Titan im Vergleich zu den unteren Schichten und argumentierte für eine Abwärtsströmung mit einer Geschwindigkeit von etwa 10 28 Molekülen pro Sekunde und ein Verschwinden von Wasserstoff in der Nähe von Titans Oberfläche; Wie Strobel feststellte, stimmten seine Ergebnisse mit den Auswirkungen überein, die McKay vorhergesagt hatte, wenn methanogene Lebensformen vorhanden waren. Im selben Jahr zeigte eine andere Studie niedrige Acetylenspiegel auf der Oberfläche von Titan, die von McKay als konsistent mit der Hypothese interpretiert wurden, dass Organismen Kohlenwasserstoffe verbrauchen. Obwohl er die biologische Hypothese wiederholte, warnte er davor, dass andere Erklärungen für die Wasserstoff- und Acetylen-Ergebnisse wahrscheinlicher sind: die Möglichkeiten noch nicht identifizierter physikalischer oder chemischer Prozesse (z. B. ein Oberflächenkatalysator , der Kohlenwasserstoffe oder Wasserstoff aufnimmt) oder Mängel in den aktuellen Modellen des Materialflusses . Zusammensetzungsdaten und Transportmodelle müssen begründet werden usw. Obwohl McKay sagte, dass eine nicht-biologische katalytische Erklärung weniger verblüffend wäre als eine biologische, bemerkte McKay, dass die Entdeckung eines Katalysators, der bei 95 K (–180 °C) wirksam ist ) wäre immer noch von Bedeutung.

Wie die NASA in ihrem Nachrichtenartikel über die Ergebnisse vom Juni 2010 feststellt: „Bis heute sind auf Methan basierende Lebensformen nur hypothetisch. Wissenschaftler haben diese Lebensform noch nirgendwo entdeckt.“ Wie es auch in der NASA-Erklärung heißt: "Einige Wissenschaftler glauben, dass diese chemischen Signaturen das Argument für eine primitive, exotische Lebensform oder einen Vorläufer des Lebens auf der Oberfläche von Titan untermauern."

Im Februar 2015 wurde eine hypothetische Zellmembran modelliert, die in flüssigem Methan bei kryogenen Temperaturen (Tiefkühlbedingungen) funktionieren kann. Bestehend aus kleinen Molekülen, die Kohlenstoff, Wasserstoff und Stickstoff enthalten, hätte es die gleiche Stabilität und Flexibilität wie Zellmembranen auf der Erde, die aus Phospholipiden , Verbindungen aus Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff und Phosphor bestehen . Diese hypothetische Zellmembran wurde als „ Azotosom “ bezeichnet, eine Kombination aus „Azote“, französisch für Stickstoff, und „ Liposom “.

Hindernis

Trotz dieser biologischen Möglichkeiten gibt es gewaltige Hindernisse für das Leben auf Titan, und jede Analogie zur Erde ist ungenau. In großer Entfernung von der Sonne ist Titan eiskalt und seiner Atmosphäre fehlt CO 2 . An der Oberfläche von Titan existiert Wasser nur in fester Form. Aufgrund dieser Schwierigkeiten haben Wissenschaftler wie Jonathan Lunine Titan weniger als wahrscheinlichen Lebensraum für Leben denn als Experiment zur Untersuchung von Hypothesen über die Bedingungen betrachtet, die vor dem Erscheinen von Leben auf der Erde geherrscht haben. Obwohl Leben selbst möglicherweise nicht existiert, bleiben die präbiotischen Bedingungen auf Titan und die damit verbundene organische Chemie von großem Interesse für das Verständnis der frühen Geschichte der terrestrischen Biosphäre. Die Verwendung von Titan als präbiotisches Experiment beinhaltet nicht nur die Beobachtung durch Raumfahrzeuge, sondern auch Laborexperimente und chemische und photochemische Modellierung auf der Erde.

Panspermie-Hypothese

Es wird die Hypothese aufgestellt, dass große Asteroiden- und Kometeneinschläge auf der Erdoberfläche dazu geführt haben könnten, dass Fragmente von mikrobenbeladenem Gestein der Schwerkraft der Erde entkommen sind, was auf die Möglichkeit einer Panspermie hindeutet . Berechnungen deuten darauf hin, dass diese auf viele Körper im Sonnensystem treffen würden, einschließlich Titan. Auf der anderen Seite hat Jonathan Lunine argumentiert, dass alle Lebewesen in Titans kryogenen Kohlenwasserstoffseen sich chemisch so sehr vom Leben auf der Erde unterscheiden müssten, dass es nicht möglich wäre, dass eines der Vorfahre des anderen ist.

Zukünftige Bedingungen

Die Bedingungen auf Titan könnten in ferner Zukunft weitaus bewohnbarer werden. In fünf Milliarden Jahren, wenn die Sonne zu einem roten Riesen wird, könnte ihre Oberflächentemperatur so weit ansteigen, dass Titan flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche aufnehmen und ihn bewohnbar machen kann. Wenn die UV-Strahlung der Sonne abnimmt, wird der Dunst in der oberen Atmosphäre von Titan abgebaut, was den Anti-Treibhauseffekt auf der Oberfläche verringert und es dem durch atmosphärisches Methan erzeugten Treibhaus ermöglicht, eine weitaus größere Rolle zu spielen. Diese Bedingungen zusammen könnten eine bewohnbare Umgebung schaffen und mehrere hundert Millionen Jahre bestehen bleiben. Es wird angenommen, dass dies ausreichend Zeit war, um einfaches Leben auf der Erde hervorzubringen, obwohl das Vorhandensein von Ammoniak auf Titan dazu führen würde, dass chemische Reaktionen langsamer ablaufen.

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Verweise

Literaturverzeichnis

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