Titan (Mond)

Dr **Titan** (oder Saturn VI) isch dr mit Abstand grösst Mond vum Planet Saturn un nooch Ganymed dr zweitgrösst in unserem Sunnesystem. Au dr Titan isch grösser, aber masseärmer, wie dr Planet Merkur. Er isch dr einzig Planetemond mit ere dichte Atmosphäri. S'Hauptgas vu dr Titanluft isch debi wie bi dr Erde dr Stickstoff, molekulare Süürstoff fählt degege erwartigsgmäss ganz.

Wasser chummt uffem Titan in Form vu Iis sehr hüffig vor, isch aber bi dr herrschende Oberflächetemperature um -180&nbsp;°C hert wie Granit un bildet Berge.
D'Rolle vum Wasser uf dr Erde ibernimmt defir s'Methan, wo uffem Titan flüssig, fest un gasförmig vorchu cha. Im optische Beriich isch d'Titanatmosphäri udursichtig, im nooche Infrarot aber transparent. D'Titanoberflächi isch dorum e höchst fremdartigi un doch irgendwo vertrauti Welt.

Obwohl dr Titan, wil er um dr Saturn chreist, e Mond isch, isch er fer sich ällei betrachtet e usgwaxene Planet mit ere wesetlich aktivere Geologi un komplexere Atmosphäri wie bi dr Planete Merkur oder Mars.

## Entdeckig

Dr Titan isch am 25. März 1655 vum Christiaan Huygens entdeckt worre. Daift worre isch er uf d'Titane, eme Gschlecht vu Riise us dr grichische Mythologi. Säller Namme un der vu wittere sibe Saturnmönd isch vu im Wilhelm Herschel sinem Sohn, dr Astronom John Herschel, in ere 1847 erschinene Veröffetlichig (*Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope*) vorgschlage worre. Devor isch er mitunter als dr *Huygenssch Saturnmond* oder dr *sext Saturnmond* bezeichnet worre. Dr Huygens selber het en am Afang schlicht *Mi Mo* gnennt.

### Erchundig

Die erst Undersuechig us dr Nächi isch anno 1979 dur die amerikanisch Sonde Pioneer XI erfolgt, aber erst bim Vorbiflueg vu dr amerikanische Sonde Voyager 1 anno 1980 in numme 2000 km Höchi iber dr Titanoberflächi isch er usgibig undersuecht worre. Wege dr dichte Smogschicht isch d'Atmosphäri aber im optische Deil vum Spektrum udursichtig, si dass mer d'Oberflächi nit gsähe het. Voyager 1 het dorum numme d'Zämmesetzig vu dr Atmosphäri undersueche un Basisdate wie Grössi, Masse, Umlaufzitt etc. bestimme chänne.

Am 15. Oktober 1997 isch vu dr Cape Canaveral Air Force Station d'Doppelsonde Cassini-Huygens, e Gmeinschaftsprojekt vu dr ESA, NASA un dr Agenzia Spaziale Italiana (ASI), fer d'Erchundig vum Saturn un vum Titan im Spezielle gstartet worre. D'Huygens-Sonde isch am 25. Dezember 2004 abchopplet worre un am 14. Jänner 2005 uf dr Oberflächi vum Titan glandet. D'Cassini-Sonde isch degege in ere Saturnumlaufbahn verblibe, wo us himmelsmechanische Gründe immer wiider am Titan vorbi got, wil nur dr Titan gnueg Masse het, um d'Umlaufbahn eso z'ändere, dass Cassini nooch un nooch au die andere grössere Saturnmond afliege cha.

D'Cassini-Sonde cha dr Titan au im noche Infrarot beobachte, wo d'Atmosphäri dursichtig isch, so dass inzwische detaillierteri Charte vu Titan vorlige.

## Bahndate

Dr Titan umchreist dr Saturn ime middlere Abstand vu 1.221.850 km in 15 Däg 22 Stunde un 41 Minute. Mit dem Abstand befindet sich dr Titan witt usserhalb vu dr Saturnringe, wo numme bis zu eme Radius vu ca. 480.000 km (usserer Rand vum E-Ring) nusreiche. D'Bahn vum Titan wiist e Exzentrizität vu 0,029 uf, was mit 3 Prozent iberraschend hoch isch. Doher isch dr Titan starche Gezittechräfte vum Saturn usgsetzt, was zue ere Erwärmig vum Innere füehrt. D'Titanbahn isch 0,33° gegeniber dr Äquatorebeni vum Saturn, un demit au dr Saturnringe, gneigt.

## Ufbau un physikalischi Date

Dr Titan besitzt e middlere Durmesser vu 5.150&nbsp;km. Demit isch er numme e bitzili chleiner wie dr Jupitermond Ganymed un demit dr zweitgrösst Mond im Sunnesystem. Er isch grösser wie dr Planet Merkur (aber wie au Ganymed wäniger masseriich wie säller).

Ursprünglich isch mer devu usgange, dass dr Titan grösser wie dr Ganymed sei, doch het e Dunstschicht in dr Titan-Atmosphäri in 250 km Höchi defir gsorgt, dass dr dur erdbundeni Beobachtigi vor dr Ruumsondevorbiflüeg gmesse Durmesser um ebba 500 km z'hoch gläge isch. Wie alli vier Galileische Mönd vum Jupiter, dr Erdmo un dr Neptunmond Triton isch dr Titan grösser un masseriicher wie s'erst bekannt transneptunisch Objekt Pluto, wo als Zwergplanet klassifiziert wird.

Vum Ufbau her dürft dr Titan dr Mönd Ganymed, Kallisto, Triton un möglicherwiise im Pluto ähnlich si. Er bestot ebba zuer Hälfti us Wasseriis un silikatischem Gstei. 

An dr Titanoberflächi ibernimmt Wasseriis d'Rolle vum Gstei uf dr Erde, Methan d'Rolle vum irdische Wasser. Tümpel oder See us flüssigem Methan het mer aber nit noochgwiise, wohl aber Gebiite, wo usdrichnete Methansee un Methanflüss ähnle. D'Date len druf schliesse, dass es dicht under dr Oberflächi grossi Reservoire vu flüssigem Methan gä muess. Au wiist d'Oberflächi gebirgsähnlichi Züg uf, isch aber trotzdem vu relativ gringe Höcheunderschiide. 

Dr Titan bestot us eme Chern us Silikatgstei, wo vu mehrere Schichte Wasseriis umgä isch. Die usser Schicht bestot us Iis un Methanhydrat, die inner us Hochdruckiis. Nooch Modellrechnige vu 2005 chännte sich zwische dene beide Schichte e Ozean us flüssigem Wasser befinde. Dr im Wasser enthalte Ammoniak (ca. 10 Prozent) dät als Frostschutzmittel wirke, sodass dr Ozean au bi dr zue erwartende Temperatur vu -20 Grad Celsius noch flüssig wär. Uf Titan isch au Kryovulkanismus noochgwiise worre. Die zähflüssig Masse, wo debi an d'Titanoberflächi trättet, bestot us Wasser un Ammoniak, sodass dr Gefrierpunkt vum Gmisch dütlich verringeret wird. Us sällem Grund isch die Masse annächerend flüssig. 

Dr Titan besitzt mit 1,88&nbsp;g/cm³ die höchst Dichti vu allene Saturnmönd, obwohl er ähnlich wie sälli zämmegsetzt isch. Die höcher Dichti ergit sich dur die gravitativ Kompression, wo au e Ufheizig vum Mondinnere bewirke dürft. Sehr wohrschinlich isch s'Inner vum Titan geologisch aktiv.

Dr Titan rotiert in 15 Däg 22 Stunde un 41 Minute um die eige Ax un wiist demit, wie dr Erdmo, e bundeni Rotation uf. D'Rotationsax isch um 1,942° us dr Senkrechte gneigt. Dr Titan besitzt e nidrigi Albedo vu 0,21, des heisst, numme 21 % vum igstrahlte Sunneliecht werre reflektiert.

## Atmosphäri

Dr Titan isch dr einzige Mond im Sunnesystem un iberhaupt dr einzige bekannt Himmelskörper vu sinere Grösseklassi, wo e dichti un wolkeriichi Atmosphäri het. D'Existenz vu ere Atmosphäri isch scho anno 1944 vu Gerard Kuiper mit spektroskopischi Undersuechige noochgwiise worre. Debi isch dr Partialdruck vu dr Chohlewasserstoffverbindig Methan zue 100 mbar bestimmt worre.

Undersuechige vu dr Voyagersonde hän bi ihrene Vorbiflueg ergä, dass dr atmosphärisch Druck auf dr Oberflächi vum Titan ebba 1,56&nbsp;bar betrait un somit um ebba 50 % höcher wie säller uf dr Erdoberflächi isch. Wie au d'Erdatmosphäri bestot au d'Titanatmosphäri hauptsächlich us molekularem Stickstoff. Dr Stickstoff het mer vu dr Erdoberflächi us aber nit spektroskopisch noochwiise chänne.

### Ergebnisse vu dr ''Huygens''-Mission
D'Atmosphäri bestot nooch Messige vu dr *Huygens*-Sonde an dr Oberflächi zue chnapp 98 % us Stickstoff und zue chnapp 2 % us Methan. Argon, wo mer nooch dr Voyagermission mit eme nenneswerte Adeil erwartet gha het, schint degege numme in Spure vorzchu. Usserdem finde sich au Spure vu mindistens eim Dutzend andere organische Verbindige (under anderem Ethan, Propan, Ethin, Cyanwasserstoff, Chohledioxid) sowie Helium un Wasser. D' Chohlewasserstoffverbindige entsten wohrschins us Methan, wo in dr obere Atmosphäri e dütlich höcher Adeil vu ebba 10% het. D'Methanmoleküle werre dur Iwirkig vu dr UV-Adeile vu dr Sunnestrahlig ufgspalte un rekombiniere no zue andere Verbindige. Nooch Erchenntnisse vu dr *Huygens*-Sonde wird periodisch oder ständig Methan ussem Mondinnere produziert. http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEMK1TULWFE_0.html. In dr hütige Titanatmopshäri isch dr Adeil vu schere Stickstoffisotope dütlich höcher wie im solare Urnäbel agnumme wird. D.&nbsp;h. dr Titan het die liichtere Stickstoffisotope liichter an dr Weltruum verlore wie die schwer. Us em hütige Isotopeverhältnis schliesst mer dorum, dass di früeh Titanatmosphäri ebba fümfmol dichter wie die hütig gsi si dürft.

Im Titan si Atmosphäri rotiert schneller wie dr Mond un zeigt demit starchi Parallele zue dr ebba 600 Grad heissere Venus. In dr obere Atmosphäri herrsche starchi Turbulenze. D'Windgschwindigkeit betrait ebba 30&nbsp;m/s in 50&nbsp;km Höchi un nimmt stetig ab; under 7&nbsp;km isch d'Gschwindigkeit gring. Usserdem chönnt s'Methan uf d'Oberfläche rägne, möglicherwiis git's au Blitz.

## Oberflächi
### allgmeini Topographi

D' *Cassini*-Mission het enthüllt, dass im Titan si Oberflächi relativ glatt isch. Die wänige Objekte wo Ischlagskrater z'si schine, schine ufgfüllt worre z'si, villiicht dur rabrägnendi Kohlewasserstoffe oder aber vulkanischi Aktivität. Die bisher mit Radar-Höchemessig kartographierte Regione wiise numme Höcheunderschide vu wäniger wie 50 Meter uf ; allerdings isch uf die Art bisher numme e Deil vu dr Nordpolarregion ufgnumme worre. 

D'Titanoberflächi isch charakterisiert dur grossi Gebiite vu hellem un dunklem Gelände. Säll schliesst e grossi, hoch reflektierendi Region vu dr Grössi vu Australie i, wo sowohl uf Infrarotbilder vum *Hubble Weltruumteleskop* als au dr *Cassini*-Sonde usgmacht werre cha. Die Xanadu daift Region schint e höcher gläges Gebiit darzstelle. Es git dunkli Regione vu ähnlicher Grössi anderstwo uffem Mond, wo sowohl vu dr Erde us als au vu *Cassini* beobachtet worre sin. Mer het spekuliert, säll seie Methan- oder Ethan-See, aber *Cassini*-Beobachtige schine e anderi Schlussfolgerig z'verlange (lueg witter unde). *Cassini* het au einigi rätselhafti lineare Strukture entdeckt, vu dene menki Wisseschaftler anämme, si däte e tektonischi Aktivität azeige, sowie au Gebite vu hellem Material, wo vu dunkle Linie gschnitte werre, innerhalb vum dunkle Terrain.

Um d'Titanoberflächi detailliert undersueche z'chänne, setzt d' *Cassini*-Sonde Radarhöchemessig un e Synthetic Aperture Radar (SAR) i, um Deile vum Titan während dr nooche Vorbiflüeg am Mond z'kartiere. Die erste Bilder hän e viilfältigi, underschidlichi Geologi enthüllt mit sowohl rauhe als au glatte Gebiite. Es git Oberflächestrukture wo vu Kryovulkanismus verursacht z'si schine un wo wohrschinlich e Ammoniak-Wasser-Gmisch usträttet. Es git au striifeförmige Formatione wo dur vom Wind hergwaihte Partikel entstande si chännte.

RADAR-SAR-Date wo währendem Vorbiflueg am 15. Februar 2005 gwunne worre sin, hän no meh erstaunlichi Oberflächeformatione enthüllt, bispilswiis e 440-km witts Ischlagsbecke mit mehrere Ringe (vum ISS als e abwexlend hell un dunkles konzenrischs Muster ufgnu), e chleinere 60 km witte Krater mit ebenem Bode, un Regione vu annächerend parallele helle un dunkle Liniestrukture wo iis- oder chohlewasserstoffrichi Sanddüne sin. Die 'Sanddüne' dominiere die dunkle Gebiite, wo mer vorher fer zitwiis druchegfalleni See us Chohlewasserstoff ghalde het un sin ebba 150 m hoch un viili hundert Kilometer lang.

D' *Huygens*-Sonde isch in dr Nächi vu ere helle, jetz Adiri daifte Region glandet un et fahli Hüegel mit dunkle Flüsse photographiert wo in e dunkli Ebeni fliesse z'schine. Die augeblicklich Interpretation isch, dass die Hüegel (au als Hochländer bezeichnet) hauptsächlich us Wasseriis bestehe. Dunkli organischi Verbindige, wo in dr obere Atmosphäre dur Iwirkig vum UV-Liecht vu dr Sunne entstehe, möge us dr Titan-Atmosphäri rägne. Si werre no dur dr Methanräge vu dr Hügel abgwäsche un iber geologischi Zittrüüm in dr Ebene abglageret .

### Flüssigkeite uf em Titan
Mer het lang agnumme, dass uffem Titan See oder gar Meere us Methan an dr Oberflächi existiere chännte. Aber obwohl viili Oberflächeformatione als Ergebnisse vu dr Iwirkig vu Flüssigkeite erchlärt werre chännte, het mer - bis uf d'Usnahm um d'Pole - keini iberzügende Azeiche fer d'Gegewart vu Flüssigkeite an dr Titanoberflächi in dr jetzige Zitt finde chänne. 

Wo d' *Cassini*-Sonde im Saturnsystem achumme isch, het mer ghofft, dass See oder gar Ozeane us Chohlewasserstoffe anhand vu reflektiertem Sunneliecht an dr Oberflächi vu jedeweder flüssige Region erchennbar si müesste, aber mer het keini sonigi Reflektione beobachtet.

D'Beobachtige bi dr Landig vu dr *Huygens*-Sonde am 14. Jänner 2005 uffem Titan hän keini Gebiite mit Flüssigkeite zeigt, obwohl si zimli starch d'Gegewart vu Flüssigkeite in dr jüngste Vergangeheit nohlege. D' *Huygens*-Bilder zeige fahli Hüegel, wo vu dunkle Abflusskanäl durschnitte werre. D'Kanäl füehre in e witti, ebeni, dunkleri Region. Am Afang het mer glaubt, dass es sich debi um e See us ere Flüssigkeit oder zuemindist us ere teerartige Substanz handelet. Aber inzwische weiss mer, dass Huygens in dere dunkle Region glandet isch - un sälli isch fest.

Es git keini umittelbare Spure vu Flüssigkeite an dr *Huygens*-Landestelle. E Penetrometer het d'Zämmesetzig vu dr Oberflächi undersuecht, wo d'Sonde ufgschlage isch un es isch z'erst berichtet worre, dass d'Oberflächi ähnlich wie lockere Sand sei, nasse Ton oder viliicht wie e crème brûlée (säll isch e herti Chruste, wo e chlebrigs Material iberziegt). Allerdings het e witteri Analyse vu dr Date ergä. dass die Interpretation wohrschinlich dur e vu dr Huygens-Landig verschobene grössere 'Chisel' verursacht worre isch un d'Oberflächi eher als 'Sand' us Iischörner beschriibe werre muess . Die nooch dr Landig gmachte Bilder zeige e flachi Ebeni wo vu flache 'Chisel' bedeckt isch. D'Chisel, wo wohl us Wasseriis bestehn, sin abgrundet, was e Indiz fer d'Iwirkig vu Flüssigkeite uf si si dürft .

D'Existenz vu offene Gwässer uffem Titan blibt doher ubestätigt, un einige Wissenschaftler nämme jetz a, dass viili vu dr Oberflächeformatione eher vu Kryovulkanismus denn vu strömende Flüssigkeite verursacht worre sin. Allerdings isch au agnu worre, dass *Huygens* grad während ere Druchezitt glandet sei un dass sich in Zitte vu starchem Methanräge See bilde chännte, wo no zug um zug wiider verdampfe. D'Längi vu dr Zit zwische dr Rägeperiode isch ubekannt un d'Wisseschaftler betone, dass *Huygens* numme e chleini Gegend uf dem planetegrosse Mond undersuecht heb, wo dorum nit repräsentativ fer dr gesamt Himmelschörper agsähe werre chännt .

Zwei Entdeckige anno 2005 hän d'Wohrschinlichkeit vu titanische See wiider erhöht. So sin am Titan-Südpol Wolkefelder entdeckt worre, wo sich zämmeballe. E rätselhafti dunkli Region am Pol, wo Ontario Lacus daift worre isch, het mer als e mögliche See identifiziert, wo dur d'Niderschläg vu dr am Pol bildete Wolke bildet worre sei. http://www.planetary.org/news/2005/titan_lake_0628.html. E möglichi Chütselinie isch ebefalls dur Radarbilder am Pol usgmacht worre http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829. Die Erchlärige vu dene Phänomene sin aber gegewärtig numme spekulativ.

Neieri Erchenntnisse dien d'Regione mit mögliche See aber uf d'Polregione ischränke.

### Kryovulkanischi Regione
Es isch möglich, dass d'Bedingige uffem Titan dene uf dr früehe Erde ähnle, aber bi viil diefere Temperature. Azeiche vu kryovulkanischer Aktivität, wie si bi dr Cassini-Vorbiflüeg 2005 entdeckt worre sin, len anämme, dass d'Temperature in dr kryovulkanische Regione erheblich iber dr durschnittliche Oberflächetemperatur (aber immer no witt under 0&nbsp;°C) lige. D'Entdeckig vu Argon 40 zeigt a, dass us Vulkane e Wasser-Ammoniak-Gmisch usträttet.

### Oberflächestrukture bi dr Huygens-Landestell
*Huygens* isch uf ere dunkle Ebeni glandet, wo vu chleine Felsbrocke oder Chisel bedeckt isch, wo us Wasseriis besto düen . Die beide Felsbrocke underhalb vu dr Bildmiddi in dr rächte Ufnahm sin chleiner wie si erschine düen. Dr link isch vu 15 cm Durmesser un säller in dr Middi vu 4 cm, un ere Entfernig vu 85 cm vu *Huygens*. Es git Azeiche vu Erosion an dr Undersite vu dr Stei, was e Indiz fer e möglichi Aktivität vu Flüssigkeite isch. D'Oberflächi isch dunkler wie ursprünglich erwartet un bestot us ere Mischig us Wasser- un Chohlewasserstoffiis. Mer nimmt a, dass dr uf dr Bilder sichtbar Bode vu Niderschläge ussem Cholewasserstoffdunst vu dr Atmosphäri bedeckt isch.

Lueg au d'Liste vu dr Oberflächeformatione uf em Titan.

## Erdbundeni Beobachtig

Dr Saturn mit sinem grosse Mond Titan losst sich scho mit relativ chleine Teleskope guet beobachte. Im Allgmeine sott scho e 100fachi Vergrösserig länge, um dr Titan guet ufspüere z'chänne. Einzelheite vum Titan len sich wäge dr Atmosphäri nit erchenne, aber dr Umlauf vum Mond um dr Planet losst sich ohni witters verfolge. Sott e Spektrometer verfüegbar si, len sich usserdem Spektralundersuechige iber d'Zämmesetzig vu dr Titanatmosphäri durfüehre.

## Literatur
* Rüdiger Vaas: *Landung auf Titan*. Naturwissenschaftliche Rundschau 58(4), S. 190 - 196 (2005), ISSN 0028-1050
* Ute Kehse: *Titan hat einen Fleck - Cassini fotografiert merkwürdige Struktur auf dem Saturn-Mond*: 31. Mai 2005, Onlineportal vu dr Zitschrift Bild der Wissenschaft: Artikel online abruefbar under https://web.archive.org/web/20060213134935/http://www.wissenschaft.de/wissen/news/253526.html

## Quelle


## Weblink
* Saturnmond Titan, Zämmefassig vu aktuelle Erchenntnisse
* Saturnmond Titan (Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät vu dr Universität Köln)
* Cassini-Huygens-Mission vu dr European Space Agency (ESA)
* Cassini-Site, NASA
* Cassini-Imaging-Team-Site
* Oberflächebilder vum Titan mit em VLT