1 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Österreichische Akademie der Wissenschaften Titan Vor der Ankunft der ESA-Landesonde Huygens Georg Fischer und Helmut.

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1 1 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Österreichische Akademie der Wissenschaften Titan Vor der Ankunft der ESA-Landesonde Huygens Georg Fischer und Helmut Lammer Institut für Weltraumforschung 14. Jänner 2005, IWF-Huygens-Event

2 2 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Bisherige Titan-Vorbeiflüge Voyager 1, 12. November 1980: in 4400 km Höhe 1. naher Titan-Vorbeiflug von Cassini/Huygens (TA): 26. Oktober 2004 in 1200 km Höhe 2. Titan-Vorbeiflug (TB): 13. Dezember 2004, ebenso 1200 km 3. Titan-Vorbeiflug (TC): 14. Jänner 2005, 60000 km Distanz 2004-2008: Cassini macht 74 Orbits um den Saturn

3 3 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Daten zu Titan Größter Mond des Saturn, zweitgrößter Mond im Sonnensystem, größer als Merkur und Pluto Radius: 2575 km (Erdmond: 1737 km) Masse:1,3510 23 kg (2,3 % der Erdmasse) Dichte: 1.8 g/cm³ (Erde: 5.5 g/cm³) Titan besteht zu ca. 52:48 aus Gestein/Eis Gravitation auf der Oberfläche: 1.35 m/s² (14% von g) Entfernung zu Saturn: 1,22 Mio. km (20 Saturnradien) Orbit: 1 Titantag dauert einen Orbit um Saturn: 15.95 Tage Oberflächentemperatur u. Druck: -179 °C (94 K), 1.5 bar Atmosphäre aus N 2 (>88%), CH 4 u. Kohlenwasserstoffe Distanz zur Sonne: 9.5 AU (wie Saturn) und dadurch nur 1.1% des solaren Energieflußes verglichen zur Erde Erde Mond Titan

4 4 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 N 2 0.88-0.98 Ar < 0.07 (?) CH 4 0.02-0.10 H 2 1.1 10 -3 C 2 H 6 2.0 10 -5 CO 3 - 6 10 -5 CH 3 D 1.1 10 -5 D/H ratio 8.7 10 -6 C 2 H 2 5.5 10 -6 HC 3 N 3.0 10 -7 HCN 2.0 10 -7 C 3 H 8 2.0 10 -7 C 2 H 4 1.2 10 -7 C0 2 2.0 10 -8 C 3 H 4 1.2 10 -8 H 2 O 8.0 10 -9 C 4 H 2 2.0 10 -9 CH 3 CN 1.5 10 -9 C 6 H 6 4.0 10 -10 C 3 H 4 < 2.0 10 -9 C 2 N 2 < 1.0 10 -9 Die Titanatmosphäre

5 5 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Interessante Frage: Warum hat Titan eine Atmosphäre, während andere ähnlich große Monde (von Jupiter) keine haben? Während Bildung des Titan aus dem Proto-Saturnnebel wurde Atmosphäre eingefangen Ausgasen der Klathrate (Gas- einschlüsse im Eis, NH 3, CH 4 ) Verdampfung von einschlag- enden Kometen Titanatmosphäre könnte noch dichter gewesen sein, frühe Sonne hat stärkeren XUV-Fluß ( 15 N/ 14 N- Verhältnis) und hat Atmosphäre weggeblasen, Jupiter näher als Saturn (XUV intensiver) Evolution der Titanatmosphäre

6 6 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Bilder von Titan (1) Voyager: im sichtbaren Licht zeigt sich oranger (gelber) Dunst Cassini: Falschfarbenbild, zusammengesetzt aus 4 Bildern im UV und IR

7 7 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Titan in Saturnmagnetosphäre Titan kann sich innerhalb oder außerhalb der Saturn- magnetosphäre aufhalten Titan besitzt kein eigenes Magnetfeld Mitrotierendes Saturnplasma wird mit Titanplasma beladen u. langsamer Titan verliert Materie und Ausbildung eines Wasserstofftorus

8 8 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Cassini im Saturnsystem

9 9 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Gibt es Blitze auf Titan? Huygens ist so konstruiert, dass es einen Blitzschlag überleben würde Theoretische Studien zeigen, dass es erdähnliche Blitze in Methanwolken geben könnte Atmosphärenchemie legt Existenz von Blitzen nahe (Erzeugung von Hydrocarbonen und Nitrilen durch Entladungen) Titans Atmosphäre gilt als natürliches Labor zum Studium der präbiotischen Evolution Erde vor 3.5 Mrd. Jahren

10 10 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Beobachtung von Titanwolken Beobachtungen von Cassini bestätigen Methan-Wolkenstudien Bisher nur theoretische Wolkenmodelle und Hinweise durch Infrarot-Teleskope von der Erde aus Aktuelle Bilder (© NASA) von Cassini/ISS) zeigen eine Wolkenformation (Methan) am Südpol von Titan! Wahrscheinlichster Ort für Blitze am Titan Detektion mit Cassini RPWS (MHz-Bereich) oder Huygens HASI (Schumann ELF, kHz-Bereich)

11 11 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Bilder von Titan (2) Existiert ein Ethan/Methan Ozean? 2 Bilder vom gleichen Gebiet mit unterschiedlichen Wellen- längen im IR aufgenommen

12 12 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Huygens-Landestelle Geplante Landung bei 10.6° S, 191° W, Tagseite Huygens Probe fotografiert von Cassini am 25.12. 2004 aus 18 km Entfernung

13 13 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Bilder von Titan (3) Xanadu Zusammengesetzes Bild vom Vorbeiflug 26.10. 2004 Nahaufnahme der Dunstschichten (UV)

14 14 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Cassini-Radarbilder Gibt es Kryo- vulkanismus? Bild ca. 100 km x 250 km

15 15 Fischer und Lammer, IWF Graz, 2005 Erforschung des Titan 25. Dez. Trennung von Huygengs und.28. Dez. 2004 ODM=Orbiter Deflection Manoveur, Cassini aus dem Kollisionskurs mit Titan Weitere Erforschung des Titan mit Orbiter bei 45 Vorbeiflügen Zahlreiche Modelle von Titan, bisher nur remote sensing, erste in-situ Messungen durch Huygens Titans Atmosphäre gilt als natürliches Labor zum Studium der präbiotischen Evolution Huygens raw data volume: 173 MB (Cassini: 3 TB) Vieles auf den Bildern ist noch unverstanden, Huygens liefert unschätzbaren Beitrag zur Klärung ESA-Beteiligung an Cassini/Huygens: 287 Millionen Euro