Je leest:

Titan: ‘jong’ oppervlak onder dicht wolkendek

Titan: ‘jong’ oppervlak onder dicht wolkendek

Auteur: | 1 december 2004

Op 26 oktober jl. vloog de Amerikaanse ruimtesonde Cassini dicht langs de grootste Saturnusmaan, Titan. Daarbij werd het maanoppervlak tot op 1174 kilometer genaderd. Voor het eerst kon een glimp worden opgevangen van wat er onder het dichte wolkendek van dit bijzondere hemellichaam schuilgaat.

Titan werd in 1655 ontdekt door de Nederlandse geleerde Christiaan Huygens. De maan bevindt zich op een gemiddelde afstand van 1,2 miljoen kilometer van het middelpunt van de planeet Saturnus en draait daar in iets minder dan zestien dagen omheen. In dezelfde tijd wentelt Titan ook éénmaal om zijn as.

Gedetailleerde opnamen van delen van Titan. De donkere en lichte plekken op het oppervlak zijn het gevolg van nog onbekende geologische processen. Het gebrek aan inslagkraters duidt erop dat deze processen zich nog steeds afspelen. De drie kleinere foto’s (boven) zijn deeluitvergrotingen van de grote opname (onder), die een ongeveer 2000 km breed gebied laat zien. De opnamen zijn gemaakt met behulp van nabij-infraroodfilters. ( Foto: NASA/JPL/Space Science Institute)

Met een middellijn van goed 5150 kilometer is Titan de op één na grootste maan van het zonnestelsel. (De grootste is de Jupitermaan Ganymedes, die ruim honderd kilometer groter is.) Daarmee is Titan ruimschoots groot genoeg om een atmosfeer aan zich te binden. De eerste aanwijzing dat de grote Saturnusmaan ook daadwerkelijk een atmosfeer heeft, werd alweer bijna honderd jaar geleden gevonden door de Spaanse (of eigenlijk Catalaanse) sterrenkundige José Comas-Solá. Deze constateerde in 1908 dat het ‘schijfje’ van Titan, zoals dat door een telescoop te zien is, naar de rand toe donkerder lijkt. Deze zogeheten randverzwakking was een sterke aanwijzing dat de buitenste delen van Titan gedeeltelijk doorzichtig zijn.

Titan in ‘valse’ kleuren. Deze foto is opgebouwd uit vier Cassini-opnamen door verschillende filters. Rood en groen geven infrarode golflengten weer, blauw ultraviolette golflengten. Hierdoor zijn zowel (zwakke) oppervlaktedetails te zien als de smoglagen hoog in de atmosfeer. Alle foto’s bij dit artikel zijn – tenzij anders aangegeven – gemaakt op 26 oktober jl., toen de ruimtesonde Cassini de Saturnusmaan tot op iets meer dan duizend kilometer naderde. ( Foto: NASA/JPL/Space Science Institute)

Het eerste ‘harde’ bewijs dat Titan een atmosfeer heeft werd echter pas in de winter van 1943/44 verkregen door Gerard Kuiper. Kuiper deed met de 2,08-m telescoop van de McDonald-sterrenwacht spectroscopisch onderzoek van Titan en toonde daarbij onder meer de aanwezigheid van methaan aan.

Deze Cassini-opname van 23 september 2004 toont Titan vanaf grote afstand (7,1 miljoen km). Een opmerkelijk detail is de witte wolkenband nabij de zuidpool. De (oranjekleurige) dampkring van de grote Saturnusmaan vertoont doorgaans zeer weinig structuur. ( Foto: NASA/JPL/Space Science Institute)

Het was lange tijd onzeker in hoeverre methaan ook het hoofdbestanddeel van de Titan-atmosfeer was. Pas eind jaren zeventig ontstond het idee dat deze atmosfeer wel eens grotendeels uit stikstof zou kunnen bestaan. De bevestiging daarvan kwam in 1980/81, toen achtereenvolgens de ruimtesondes Voyager 1 en 2 langs Titan vlogen. Vooraf hoopte men nog dat de atmosfeer van de maan doorzichtig genoeg zou zijn om iets van het oppervlak te kunnen zien. Maar helaas toonden de Voyager-opnamen slechts een ondoorschijnend, vrijwel detailloos, oranjebruin wolkendek. Het enige opmerkelijke detail was de ‘smoglaag’ die een kilometer of honderd boven het wolkendek zweefde. Wat er onder dat wolkendek schuilging bleef een raadsel.

Tijdens zijn scheervlucht langs Titan werden met de massaspectrometer van Cassini gegevens verzameld over de aanwezigheid van koolwaterstoffen, hoog in de atmosfeer van deze maan. Daarbij zijn onder meer benzeen en diacetyleen aangetoond. ( Grafiek: NASA/JPL/University of Michigan)

Onze kennis van het Titan-oppervlak was tot nog toe gebaseerd op waarnemingen vanaf de aarde: in het (nabij-)infrarood en met behulp van radar. Daaruit bleek al dat het landschap grote variaties moet vertonen. Radarwaarnemingen toonden aan dat delen van het oppervlak vrij glad zijn, wat op de aanwezigheid van meren of zeeën van vloeibaar methaan zou kunnen duiden (de temperatuur op Titan bedraagt 180 graden onder nul). Nabij-infrarode Hubble-opnamen die begin jaren ‘90 zijn gemaakt, laten allerlei lichte en donkere gebieden zien, waaronder een mogelijk ’continent’ ter grootte van Australië. Daaruit blijkt al dat eventuele ‘methaanzeeën’ niet de hele maan kunnen bedekken, zoals sommige onderzoekers mogelijk achtten.

Uit het onderzoek met de massaspectrometer van Cassini blijkt ook dat de hoge atmosfeer van Titan relatief arm is aan ‘lichte’ stikstof (N14). Volgens onderzoekers duidt dit erop dat Titan stikstof aan het kwijtraken is, maar de oorzaak daarvan is nog onbekend. ( Grafiek: NASA/JPL/University of Michigan)

Een stapje verder

Dankzij het onderzoek met Cassini zijn we weer een stapje verder gekomen, maar nog steeds is niet precies duidelijk wat er onder het wolkendek van Titan schuilgaat. De nabij-infraroodopnamen die nu zijn gemaakt, geven een detailrijk beeld van het oppervlak. Er zijn scherp omlijnde donkere gebieden, die talrijke licht getinte ‘vegen’ vertonen die ruwweg oost-west georiënteerd zijn. Dat zou kunnen betekenen dat ze door de wind zijn gevormd, maar helemaal zeker is dat niet: het zouden bijvoorbeeld ook een soort gletsjers kunnen zijn. De hoogteverschillen op Titan lijken echter weer aan de kleine kant. Andere structuren doen aan vulkanische stromingen denken, maar waarschijnlijk gaat het daarbij niet om lavastromen. Het zou de uitstroom van een halfvloeibare brij van water en ammoniak kunnen zijn geweest, opgewarmd door de getijdenwerking van Saturnus, die deze structuren heeft veroorzaakt.

Tweemaal hetzelfde stukje Titan, gezien vanaf een hoogte van 1200 km, op twee verschillende infrarode golflengten. Op 2 ìm (rechts) zijn de meeste details te zien. De 1 mm-opname links laat het beeld zien zoals dat ongeveer met een gewone digitale camera zou worden vastgelegd. ( Foto: NASA/JPL/University of Arizona)

Dat er op de opnamen weinig inslagkraters te zien zijn, kan erop duiden dat het oppervlak van Titan geologisch behoorlijk actief is. Maar evengoed kan de hele bodem bedekt zijn met een dikke smurrie van organische materialen – iets dat door radiometrische gegevens lijkt te worden bevestigd. Dat er zeeën van vloeibaar methaan worden gevonden, wordt inmiddels echter niet waarschijnlijk meer geacht.

Deze radaropname van Titan is van een hoogte van ongeveer 1600 km gemaakt. Heldere gebieden bestaan uit ruw oppervlaktemateriaal, donkere gebieden zijn gladder. Het grote donkere gebied, dat vanwege zijn vorm wel de ‘Zwarte Kat’ wordt genoemd, zou een soort meer kunnen zijn. Het afgebeelde gedeelte van het Titan-oppervlak is ongeveer 478 km breed en 250 km hoog. ( Foto: NASA/JPL) 8 Opnamen van de stratosferische ‘smog’ van Titan, kort voor (links) en na (rechts) de dichtste nadering van Cassini. ( Foto: NASA/JPL/Space Science Institute)

Radar

Bij de scheervlucht van 26 oktober is voor het eerst ook het radarinstrument van Cassini gebruikt om Titan te bestuderen. Dit instrument zendt radiogolven naar het maanoppervlak en vangt vervolgens de ’echo’s’ op om deze in een voor de mens herkenbaar beeld om te zetten. (Radiogolven gaan vrijwel ongehinderd door de dichte dampkring heen.)

Voorlopige meetgegevens duiden erop dat de hoogteverschillen op Titan vrij gering zijn: langs dit 400 km lange meettraject niet meer dan ongeveer 150 m. ( Grafiek: NASA/JPL)

De radarbeelden die nu door Cassini zijn gemaakt beslaan slechts ongeveer één procent van het Titan-oppervlak. Ze laten details zien tot afmetingen van ongeveer driehonderd meter. Ook deze ‘opnamen’ vertonen een rijke schakering van details, mar geen inslagkraters. Eén donkere plek zou een meer kunnen zijn, maar het is nog te vroeg om deze conclusie te mogen trekken. ‘Het is alsof je een legpuzzel zonder voorbeeld in elkaar moet passen,’ aldus onderzoeker Jonathan Lunine van de universiteit van Arizona in een NASA-persbericht. ‘Het zal nog jaren kosten om de stukjes die Cassini en Huygens afleveren in elkaar te zetten.’

Vergelijkend terreinonderzoek op Titan (links) en Mars (rechts). Van de lichte structuren op Mars is bekend dat ze door de wind (komend van rechts) zijn gevormd. Het is verleidelijk om te denken dat de gelijkvormige structuren op Titan op dezelfde manier zijn ontstaan. Maar er zijn ook andere scenario’s denkbaar, zoals gletsjeractiviteit. ( Foto: NASA/JPL/Space Science Institute)

De meeste stukjes moeten overigens nog verzameld worden, want in de loop van de komende vier jaar zal Cassini nog maar liefst 44 keer langs de grote Saturnusmaan scheren. Daarbij zal het oppervlak veelal tot op een afstand van iets minder dan duizend kilometer worden genaderd. De eerstvolgende passage is al op 13 december a.s. en die daarna op 14 januari 2005. Bij deze laatste gelegenheid zal de eind december afgekoppelde kleine Huygens-sonde aan een parachute in de atmosfeer van Titan afdalen (zie ook Zenit, juli/augustus 2004, blz. 328-331). IJs en weder dienende zullen we dan eindelijk te weten komen wat zich op Titan afspeelt.

Radaropname van een 150 bij 250 kilometer groot gebied op Titan. Lichte gebieden zijn minder ‘glad’ dan donkere. Geheel links is een ronde structuur te zien, die een inslagkrater zou kunnen zijn. Maar kraters zijn hoe dan ook schaars op Titan. De kleinst zichtbare details op deze opname zijn ongeveer 300 m groot. ( Foto: NASA/JPL)

Zie ook:

Dit artikel is een publicatie van Zenit.
© Zenit, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 december 2004

Discussieer mee

0

Vragen, opmerkingen of bijdragen over dit artikel of het onderwerp? Neem deel aan de discussie.

NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.