Auf dem Saturnmond Titan gibt es tiefe Schluchten, in denen flüssiges Methan fließt. Radarmessungen der NASA-Raumsonde Cassini enthüllen, dass die verzweigten Canyons bis zu 570 Meter tief und knapp einen Kilometer breit sind. Dies ist erste Nachweis einer solchen Landschaftsform auf dem Titan. Durch welche geologischen Prozesse diese Schluchten entstanden und wie schnell, muss nun noch erforscht werden.
Der Saturnmond Titan ist eine eiskalte, aber trotzdem erstaunlich dynamische Welt: Auf ihm gibt es Vulkane, Wolken, Regen und Seen und sogar ein subglaziales Salzmeer. Regen, Eis und Seen bestehen jedoch nicht aus Wasser, sondern aus den Kohlenwasserstoffen Ethan und Methan.
Jetzt hat die NASA-Raumsonde Cassini eine weitere verblüffend erdähnliche Landschaftsform auf Titan enthüllt: tiefe, von einem Fluss durchzogene Schluchten. Bereits vor einigen Jahren hatten Radarbilder gezeigt, dass der zweitgrößte See auf Titan, Ligeia Mare, einen mehr als 400 Kilometer lange Zufluss besitzt, Vid Flumina. Seitlich dieses methangefüllten Flusses waren damals verzweigte, dunkle Linien zu erkennen – mögliche Canyons.
Tiefe, steile Schluchten
Doch wie tief diese potenziellen Canyons waren und ob sie flüssigkeitsgefüllt waren, ließ sich anhand dieser Aufnahmen nicht feststellen. Jetzt haben Valerie Poggiali von der Universität Rom und seine Kollegen den Radar der Cassini-Sonde wie eine Art Sonar eingesetzt, um diese Schluchten näher zu untersuchen. Aus der Laufzeit der reflektierten Radarpulse konnten sie Tiefe und Füllung der Canyons ermitteln.
Das Ergebnis: Beidseits des Flusses Vid Flumina gibt es auf Titan mindestens acht tiefe Canyons. Sie sind bis zu 570 Meter tief und knapp einen Kilometer breit. Ihre Wände sind mit mindestens 40 Grad Neigung relativ steil, wie die Forscher berichten.
Methanflüsse am Grund der Canyons
Und noch etwas klärten die neuen Cassini-Messungen: „Wir wussten nicht, ob in diesen Zuflüssen noch Flüssigkeit fließt oder nicht“, sagt Rosaly Lopes vom Jet Propulsion Laboratory der NASA. Doch in den Radarreflexionen war zu erkennen, dass es am Grund einiger Schluchten eine extrem glatte, spiegelnde Oberfläche gibt – und das spricht für die Existenz flüssigen Methans in diesen Canyons.
Wie tief diese Methanflüsse sind, ist bisher unklar. Allein die Präsenz von Flüssigkeit am Grund der Canyons aber macht Titan zu etwas Besonderem: „Wir haben schon auf anderen Himmelskörpern riefe Schluchten gesehen, Valles Marineris auf dem Mars ist ein Beispiel“, sagt Lopes. „Aber auf dem Titan sind die Canyons noch immer flüssigkeitsgefüllt und diese Flüsse sind möglicherweise noch immer dabei, diese Schluchten zu vertiefen.“
Wie entstanden die Schluchten?
Die Existenz solcher tiefen Einschnitte in der eisigen Landschaft des Saturnmonds spricht dafür, dass hier entweder über lange Zeit erodierende Kräfte wirkten oder dass eine solche Erosion auf Titan viel schneller abläuft als auf der Erde. Theoretisch könnte das Eingraben solcher Schluchten durch zwei Prozesse gefördert werden: eine Anhebung des Untergrunds, wie beim irdischen Grand Canyon, oder aber wechselnde Wasserspiegel im Fluss, ähnlich wie beim Lake Powell in Arizona.
„Wahrscheinlich trug eine Kombination beider zu Bildung der Canyons auf Titan bei“, sagt Poggiali. „Zurzeit wissen wir noch nicht, in welchem Ausmaß jeder dieser Prozesse beteiligt war.“ Die Radarmessungen zeigen, dass der Methanspiegel in einigen Canyons dem im See Ligeia Mare entspricht, in anderen liegt der Pegel dagegen höher. Das könnte darauf hindeuten, dass es ein Gefälle gibt und das Methan mit Strömung von höher gelegenen Canyons in die Hauptschluchten und dann in den Fluss und den See strömt.
„Es ist bemerkenswert: Die Erde ist warm und felsig mit Flüssen aus Wasser, während der kalt und eisig ist und Flüsse aus Methan besitzt – dennoch finden wir ähnliche Landschaftsformen auf beiden Welten“, sagt Koautor Alex Hayes von der Cornell University in Ithaca. Was genau die Schluchten des Saturnmonds schuf, wollen die Forscher nun durch Untersuchungen weiterer Canyons ergründen. (Geophysical Research Letters, 2016; doi: 10.1002/2016GL069679)
(NASA/JPL, AGU, 11.08.2016 – NPO)
