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Dossier: Raumsonde Cassini bei Saturn
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Die seit Juli 2004 um den Ringplaneten Saturn kreisende Raumsonde Cassini ist am 26. Oktober 2004, um 17.30 MESZ, dem ungewöhnlichen Mond Titan begegnet. Die Oberfläche dieses von einer dichten Stickstoffatmosphäre umhüllten Mondes ist noch kaum erforscht. Rötliche Aerosole verhindern im sichtbaren Licht den Blick auf die Oberfläche. Man erhofft bei diesem engen Vorbeiflug (Abstand zur Oberfläche beträgt nur 1200 km) mit Infrarotkameras und Radar 100x bessere Bilder als die bisher besten. Die Bilder wurden am frühen Morgen des 27. Oktobers zur Erde zurückgefunkt. Die europäische Titan-Landesonde Huygens wird erst im Januar 2005 eingesetzt.
Titan ist der mit Abstand grösste Saturnmond. Bereits in einem besseren Fernglas ist er als oranges Sternchen neben Saturn erkennbar. In älteren Büchern wird er mit bis zu 5300 km für den grössten Mond im Sonnensystem gehalten. Teleskop-Beobachtungen zeigten in den 70er Jahren, dass Titan eine Atmosphäre haben muss. Methan wurde nachgewiesen, jedoch hielt man die Dichte zunächst für relativ gering; d.h. höchstens mit Mars vergleichbar.
Mit den Vorbeiflügen der beiden Voyager-Sonden Anfang der 1980er Jahre kam die Überraschung. Man entdeckte, dass der Mond eine dichte Stickstoff-Atmosphäre besitzt. Eine Aerosolschicht (kleine Schwebeteilchen, Smog) hoch über der eigentlichen Oberfläche verhindert den direkten Blick auf die Oberfläche und täuscht einen zu grossen Durchmesser vor. So wurde der Durchmesser auf die heute gültigen 5150 km nach unten korrigiert. Da der Jupitermond Ganymed mit 5262 km Durchmesser noch etwas grösser ist, wurde Titan zum zweitgrössten Mond im Sonnensystem. Mars ist 6794 km und die Erde 12756 km gross.
Die Voyagersonden konnten neben dem Hauptanteil Stickstoff auch Methan und Ethan in der Atmosphäre von Titan finden. Der Druck an der Oberfläche übertrifft den Atmosphärendruck an der Erdoberfläche um das 1.5-fache. Diese Kohlenwasserstoffe (Methan) können in der Hochatmosphäre vom ultravioletten Licht der Sonne aufgebrochen werden, so dass sie zu komplizierteren organischen (d.h. kohlenstoffhaltigen) Verbindungen rekombinieren können. So entsteht vermutlich der Smog (Aerosol).
Die Temperatur an der Oberfläche ist im Bereich von minus 180 Grad Celsius. Bei dem herrschenden Atmosphärendruck könnte Methan und Ethan als Flüssigkeit vorkommen und möglicherweise Seen bilden. Vielleicht gäbe es sogar ein Wetter mit Methanregen auf Titan. Die Voyagersonden konnten keine Beweise für oder gegen Methanseen bringen. Bei diesen Temperaturen ist Wassereis wie ein Gestein. Es bildet vermutlich das „Grundgestein“ der Oberfläche. Echte Gesteine gibt es tiefer im Inneren von Titan verborgen. Zumindest legt die mittlere Dichte von Titan diese Vorstellung nahe.
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Die ersten groben Oberflächendetails konnten mit Hilfe des Weltraumteleskop Hubble erkannt werden. Infrarotes Licht bestimmter Wellenlängen wird von der Aerosolschicht durchgelassen, so dass hier die Oberfläche beobachtbar wurde. Zur spannenden Frage nach den Ozeanen aus Methan oder Ethan konnte Hubble nicht viel entscheidendes beitragen.
Die Kameras von Cassini sind ebenfalls in der Lage, Titan in geeigneten Infrarot-Wellenlängen zu beobachten. Zusätzlich wurde noch ein Radarsystem mitgenommen, dass weitere Details der Oberfläche enthüllen kann. Kurz nach dem Erreichen der Umlaufbahn um Saturn wurden die ersten Bilder von Titan gemacht, allerdings noch aus relativ grosser Entfernung. Diese ersten Bilder, die nun deutlich mehr als Hubble zeigten, dämpften die Hoffnungen, eine sehr wetteraktive Welt anzutreffen. Nur am Südpol konnten einige Methanwolken ausgemacht werden. Trotzdem war ungewiss, was die Kameras beim ersten wirklich nahen Vorbeiflug von Cassini auf Titan zeigen würden.
Die erste Sichtung der Daten zeigte den Wissenschaftler, dass einfache, schnelle Erklärungen hier versagen. Es gibt kein vergleichbarer Körper im Sonnensystem. Trotzdem können ein paar erste Aussagen wenige Stunden nach dem ersten nahen Vorbeiflug (1200 km) gemacht werden.
Es gibt unter der Dunstschicht Wolken, jedoch viel weniger als man sich erhofft hatte. Nur in Südpolnähe gibt es einen knapp 1000 km grosses bewölktes Gebiet. Dies ist offenbar seit den aller ersten Aufnahmen vom Juli 2004 deutlich gewachsen. Sonst sind nur ganz vereinzelt Wolken auszumachen. Aus was die Wolken bestehen ist unklar, jedenfalls muss die Tröpfchen- oder Partikelgrösse die Grösse der Dunstteilchen (Grössenordnung Mikrometer) deutlich übertreffen.
Auf der Oberfläche sind dunkle und helle Gebiete auszumachen, die z.T. durch scharfe Grenzen geteilt sind. Einschlagkrater sind kaum zu sehen. Ebenso deutliche Schatten. Dies bedeutet, dass die Titanoberfläche an keiner der beobachteten Stellen eine hügelige Topografie aufweist. Die Oberfläche ist geologisch gesehen jung. Linienartige Strukturen konnten auch beobachtet werden, doch müssen erst Stereodaten und Radardaten die Oberflächentopografie genauer vermessen, bevor genauere Aussagen über die Oberfläche und ihre Umgestaltungsprozesse gemacht werden können. Möglicherweise werden Krater durch aus der Atmosphäre ausfallende Partikel mit der Zeit zugedeckt.
Die hellen und dunklen Gebiete scheinen in den Infrarotspektren ähnlich auszusehen. Dies würde auf eine mindestens im Grundsatz ähnliche chemische Zusammensetzung schliessen lassen. Die Wissenschaftler werden jedoch Zeit brauchen um in den Spektren zwischen Oberfläche und Atmosphäre unterscheiden zu können.
Während der grössten Annäherung von 1200 km durchflog Cassini die äussersten Bereiche der Titanatmosphäre. So konnte mit einem Massenspektrometer einige Moleküle beobachtet werden. Die Isotopenverteilung lässt als vorläufiges Resultat darauf schliessen, dass Titan in seiner Geschichte ¾ seiner Ursprünglichen Atmosphäre bereits verloren hat.
Cassini ist in der Lage seine Hauptantenne − die im Ku-Band bei 13.78 GHz sendet − als abbildender Radar (sog. synthetic aperture radar, SAR) und als Höhenmessgerät zu benützen. Mit dem SAR werden Bodenauflösungen von 0.35 bis 1.7 km erreicht. Höhenunterschiede können auf etwa 100 m genau bestimmt werden, allerdings nur über ein Gebiet von etwa 25 x 25 km gemittelt.
Der bei diesem ersten Vorbeiflug mit dem Höhenmesser abgetastete Streifen hat eine Länge von 400 km. In diesem Gebiet scheint es kaum markante Höhenunterschiede zu geben. Alle gemessenen Höhen sind innerhalb 150 m Unterschied gleich.
Im Radarbild treten unterschiedliche Oberflächenarten zu Tage. In einem Radarbild erscheinen verschiedene Oberflächen verschieden hell. Offenbar gibt es im abgetasteten Gebiet von 150 x 250 km eine Vielfalt an Oberflächenarten. Jedoch erst wenn diese Gebiete bei zukünftigen Vorbeiflügen von den Infrarotkameras und vom Höhenmesser untersucht werden können, kann eine schlüssige Interpretation erfolgen.
Mitte Januar 2005 wird die europäische Landesonde in die Titanatmosphäre eindringen. Der wesentliche Teil der Mission wird während des etwa zweieinhalb Stunden dauernden Abstiegs an Fallschirmen ausgeführt. Ein Gaschromatograph und ein Massenspektrometer werden die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre in Abhängigkeit der Höhe bestimmen. Die Höhe wird mit einem Radar dauernd kontrolliert. Auch die Smogteilchen (Aerosole), die im sichtbaren Licht den Blick auf die Oberfläche verhindern, sollen untersucht werden, indem sie eingefangen, erhitzt und die Verdampfungsgase dem Spektrometer zugeführt werden.
Eine Kamera soll allfällige Methan-Wolken abbilden, jedoch zeigte der Vorbeiflug von Cassini, dass solche nur am Südpol und nicht im Landegebiet vorkommen. Somit wird es eher um die Frage gehen, wann kommt der Boden in das Blickfeld der Kamera, d.h. wie dunstig sind die unteren Schichten der Titanatmosphäre. Kurz vor dem Aufsetzen an der Oberfläche wird ein Scheinwerfer eingeschaltet, der die Oberfläche beleuchtet.
Mit etwa 25 km/h wird Huygens auf die Titanoberfläche auftreffen. Für den nun eher unwahrscheinlichen Fall, dass die Sonde in ein See aus flüssigem Methan oder Ethan fällt, würde sie nur wenige Minuten weiter senden können. Von einer festen Oberfläche könnten noch für etwa 30 Minuten Daten gesendet werden, bis die Batterien erschöpft sind und Cassini − der alle Signale von Huygens aufzeichnet − keinen Blickkontakt mehr zur Landestelle hat.
Man erhofft sich mit den Messungen von Huygens auch die von Cassini aufgezeichneten Bilder und anderen wissenschaftlichen Daten besser interpretieren zu können. Nach dem ersten nahen Vorbeiflug von Cassini erscheint Titan rätselhafter den je.
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