Saturnmond Titan

Kann die Falcon Heavy weit genug fliegen um den Saturn-Mond Titan zu ereichen?

Die Falcon Heavy ist eine Rakete. Die meisten Teile von ihr fallen zur Erde zurück, im Idealfall alle. Eine Nutzlast nebst Beschleunigungsstufe hingegen kann auf den Weg zum Saturn gebracht werden. Die Masse der Nutzlast dürfte in der Größenordnung von ca. 5 t liegen. Cassini hatte 2,5 t auf einer Titan IV B. Die Falcon Heavy dürfte etwa doppelt so viel schaffen, je nach Verwendung einer guten Oberstufe.

Hallo Zusammen,

Die Polarkarte 2015 von Titan
Die nördlichen und südlichen Hemisphäre von Titan sind in diesen stereographische Karten zu sehen. Sie wurden mit den besten verfügbaren Bilder der Kameras von der Sonde Cassini vom Saturnmond Titan zusammen gestellt. Dazu wurde ein Spektralfilter zentriert bei  938 Nanometer benutzt, um die Veränderung im Albedo über der Oberfläche von Titan zu untersuchen. Die Aufnahmen für die Karten wurden bei Cassinis "T100" Vorbeiflug am 7.04.2014 aufgenommen.
Da Cassini im Winter der  nördlichen Hemisphäre von Titan im Saturnsystem angekommen war, war der Nordpol von Titan bei früheren Cassini-Missionen nicht so gut beleuchtet. Auf Grund der saisonalen Veränderungen der Sonnenbeleuchtung konnte Cassini in den letzten Jahren  die nördlichen Breiten besser beobachten.
Auf den Karten besteht eine Lücke der bildgebenden Deckung in der gleichmäßige Grauzone der nördlichen Hemisphäre der Titan-Oberfläche. Die fehlenden Daten werden von Cassini während der Vorbeiflüge am 15. Dezember 2016 und 5. März 2017 abgebildet werden.
Jede Karte wird auf einem der Pole zentriert und Oberflächenabdeckung erstreckt sich nach Süden bis 60 Grad Breite. Die  Rasterlinien zeigen in der Breite in 10-Grad-Schritten und Länge in 30-Grad-Schritten an. Die Skala in den Vollversionen dieser Karten ist 1.400 m pro Pixel. Der mittlere Radius von Titan für die Projektion dieser Karten beträgt 2.575 Kilometer.

Der Nord-Polarbereich von Titan

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Der südliche Polarbereich
In der Karte der südlichen Hemisphäre sind auch Seen zu sehen, aber sie sind viel seltener als in der Nordpolarregion. Nur ein See wurde im Süden bestätigt. Der dunkle Fußabdruck-förmige See bei 180 Grad West ist der Ontario Lacus. Der sehr dunkle Fleck oberhalb vom Ontario Lacus ist der kleine See Crveno Lacus. Der stark dunkle Bereich an der Spitze der südlichen Hemisphäre Karte (bei 0 Grad West) ist der Bereich Mezzoramia.

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http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19657

Die globale Karte 2015 von Titan
Diese globale digitale Karte ist eine äquidistante Projektion und hat einen Maßstab von 4 km pro Pixel. Tatsächliche Auflösung ist sehr unterschiedlich über die Karte verteilt. Die besten Abdeckung befindet sich in der Nähe der Kartenmaßstabes, entlang des Äquators in der Nähe der Mitte der Karte bei 180 Grad westlicher Länge. Die niedrigste Auflösung ist in den nördlichen mittleren Breiten auf der Sub-Saturn Hemisphäre zu sehen.
Mit den großen dunklen Bereiche sind die jetzt bekannten, mit flüssigen Kohlenwasserstoff-gefüllte Seen und Meere dokumentiert. Diese Karte ist ein Update der vorherigen Versionen von April 2011 und Februar 2009. Mit den Daten aus den vergangenen vier Jahren (die neuesten Daten in der Karte sind von April 2014) wurde komplett die fehlenden Daten in der Nordpolarregion gefüllt und ersetzt die früheren Bildern der Region Xanadu mit höheren Qualitätsdaten. Ein Datenlücke von etwa 3 bis 5 Prozent der Titan-Oberfläche ist in den nördlichen mittleren Breiten auf der Sub-Saturn Hemisphäre des Titan vorhanden.

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http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19658
Credit aller Bilder: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
 
Mit den besten Grüßen
Gertrud

Hallo Zusammen,

Cassini beobachtete auch wieder die Wolken über den Mond Titan. Interessanter ist für mich und vielleicht auch für Euch der Titan ohne Wolken. Durch die Filterwahl kann man etwas von den Seen und Meeren auf Titan erkennen. Die Aufnahme wurde am 27.10. 2015 mit den Filtern CL1 und CB3 aufgenommen. 

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http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/raw/rawimagedetails/index.cfm?imageID=342855
Auf dieser Seite sind gerade einige Aufnahmen von Titan zu sehen.
http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/raw/?start=1

Nachtrag:
Bei diesen Bild ist Norden auf Titan unten.
Der dunkle, H-förmigen Bereich sind zwei dünengefüllten Zonen, Fensal (im Norden, unten) und Aztlan (oben, im Süden).
Eine ältere Aufnahme von dem Gebiet wurde heute veröffentlicht.
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA18341

Mit den besten Grüßen
Gertrud
Edit: Beschreibung hinzugefügt.

Hallo Zusammen,

Die Sicht durch die Dunstschicht auf die Titanoberfläche

Diese Ansicht zeigt Titan mit dem Infrarot-Blick des Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) von Cassini während des  "T-114" Vorbeifluges am 13.11.2015. Die Nah-Infrarot-Wellenlängen, Blau steht für Wellenlängen um 1,3 Mikron zentriert, Grün für 2,0 Mikrometer, und Rot für 5,0 Mikron, ermöglichen es Cassini die Dunstschicht zu durchdringen und so die Oberfläche des Mondes Titan zu zeigen. Während des Titan-Vorbeifluges betrug die Höhe der größtmögliche Annäherung 10.000 Kilometer. Das ist deutlich höher als die sonst typische Höhe von 1.200 Kilometer. Der hohe Vorbeiflug ermöglichte es VIMS einen gut auflösenden Blick, nur wenige Kilometer pro Pixel, über weite Gebiete zu erlangen.
 Die Ansicht blickt zu der Saturn zugewandte Hemisphäre des Titan.  Die Szene zeigt die parallelen, dunklen, dünengefüllten Zonen, Fensal im Norden und Aztlan im Süden, die die Form des Buchstabe "H" bilden. Auf der linken Seite, etwas über die Mitte ist der größte bestätigte Einschlagkrater Menrva zu sehen. Weiter links sind in den Rahmen das östliche Xanadu, das Becken Hotei Regi und die Kanäle innerhalb des hellem Gelände östlich von Xanadu zu erkennen.  Auf Grund der wechselnden Jahreszeiten im Saturnsystem ist die Sonne in der Nordhalbkugel von Titan höher am Himmel und beleuchtet die Oberfläche mehr. Die südlichen Breiten erscheinen dunkler.

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Kredit: NASA / JPL / University of Arizona / University of Idaho
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20016

Titanmosaike von drei Vorbeiflügen
Die drei Mosaike wurden mit den Daten des Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) von Cassini während der Vorbeiflüge am 28.10.2005, linkes Bild, der 26.12.2005 ist das mittleres Bild und rechts vom 15.01.2006  zusammengestellt. Diese Falschfarbenbilder wurden bei folgenden Wellenlängen, 1,6 Mikrometer (blau), 2,01 (Grün) und 5 Mikrometer (rot) aufgenommen. Die Blickgeometrie des Dezember-Vorbeifluges ist in der gegenüberliegende  Hemisphäre der Vorbeiflüge im Oktober und Januar. Es gibt mehrere wichtige Merkmale auf den Bildern zu sehen.
Im Dezember- Vorbeiflug ist das Wolkensystem beim Südpol sehr hell. Während der Oktober und Januar Vorbeiflüge ist es kaum zu sehen. Das weißt darauf hin, dass die Atmosphäre vom Südpol  auf  Titan sehr dynamisch ist. Auf dem Dezember(Mitte) Mosaik ist die nordpolare Haube bei den 5 Mikrometern sehr hell sichtbar. Im Oktober und im Januar ist die  Nordpolarhaube kaum zu sehen. Sichtbar sind in den Oktober und Januar Bildern südlich des Äquators die Tui Reggio. Diese Region ist  auf 5 Mikrometer sehr hell und zählt zu den hellsten Funktionen auf Titan bei dieser Wellenlänge. Die Tui Reggio könnte eine Oberflächenablagerung mit wahrscheinlich vulkanischen Ursprungs sein und kann gefrorenen Wasser und /oder Kohlendioxid Vapor sein. Die rechten Januar-Vorbeiflug Daten zeigen, dass der westliche Rand der Tui Reggio einen komplexen Strömungscharakter im Einklang mit eruptive Phänomene hat.

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Credit: NASA/JPL/University of Arizona
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02145

Für alle interessierten Leser 
Die Namen der Gebiete und Funktionen auf Titan

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http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/TITAN/target

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Hallo Zusammen,

Die Oberflächentemperatur von Titan.

Die Karten zeigen die Daten in zweijahres Schritten von 2004 bis 2016 von den Messungen mit dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), ein Instrument auf der Raumsonde Cassini.
Die Karten zeigen die  thermische Infrarotstrahlung (Wärme) von  der Titan-Oberfläche bei einer Wellenlänge von 19 Mikrometern, einer spektrales Fenster der sonst undurchsichtigen Atmosphäre des Mondes. Die Temperaturen vermitteln den Durchschnitt auf dem ganzen Titan von Ost nach West (in Längsrichtung)  und unterstreichen die saisonalen Unterschiede zwischen den Breitengraden (von Norden nach Süden) gemittelt. Schwarzen Regionen in den Karten sind Bereiche, für die es keine Daten gab.
Die Titan-Oberfläche Temperatur ändert sich langsam im Laufe der langen Jahreszeiten des Saturn-System, die jeweils siebeneinhalb Jahren dauern.  Bei der Ankunft von Cassini im Saturnsystem im Jahr 2004 befand sich die  südlichen Hemisphäre von Titan im Spätsommer. Kurz nach der Tag- und Nachtgleiche 2009 im Jahr 2010 lagen die Temperaturen symmetrisch über die nördlichen und südlichen Hemisphäre. Als sich der südlichen Winter näherte, fielen die Temperaturen im Süden und sie stiegen im Norden.
Während der allgemeine Trend der Verschiebung in der Temperatur deutlich in diesen Karten zu sehen ist, gibt es an mehreren Stellen schmale Streifenbildung, die ein Artefakt zur Herstellung der Beobachtungen durch die Atmosphäre des Titan ist. Die dichte Atmosphäre fügt ein Rauschen zu den schwierigen Messungen hinzu.

Die Animation oben zeigt ein vereinfachtes Modell der unterschiedlichen Temperaturdaten in jährlichen Abständen. Die breite Streifenbildung wurde deutlich geglättet und  zeigt wie sich  die  Titan-Spitzentemperatur von 19 Grad nach Süden bis 16 Grad nördlicher Breite zwischen 2004 und 2016 bewegt. Die kleine Kugel in der rechten oberen Ecke der Ansicht von Titan zeigt, die Richtung der Sonne. Die Breite auf dem Titan, wo sich die Sonne im Zenit (der subsolaren Breitengrad) befindet, wird durch einen gelben Stern gekennzeichnet.

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Die maximal gemessene Temperatur auf Titan bewegen sich um -179,6 Grad Celsius, mit einer Minimaltemperatur, bei der der Winter Pol nur 3,5 Grad Celsius kälter ist. Dies ist ein sehr viel kleinerer Kontrast, als es zwischen den wärmsten und kältesten Temperaturen der Erde existiert, die um mehr als 200 Grad **Celsius Fahrenheit oder mehr als 100 Grad Celsius schwanken.
Diese Titan Oberflächentemperatur Karten ist sind eine Visualisierung der Messwerte, die in der Publikation erschien als: DE Jennings et al., Astrophysical Journal Letters , 816, L17, 2016  http://dx.doi.org/10.3847/2041-8205/816/1/L17

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Kredit: NASA / JPL-Caltech / GSFC

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20020

http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/816/1/L17/meta;jsessionid=220AEC77FBC72AAE1F72727B0F132590.c1.iopscience.cld.iop.org

Edit:** Temperaturbezeichnung berichtigt

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Naja die sonne ist weit und der Saturn kein Jupiter - da kann sich es wohl doch bei kleineren Temp.Differenzen einpegeln. Für den Bau eines "vielleicht doch mal" Landers gut zu wissen. 

Sorry Gertrud, aber was meinst du mit dem letzten Teil von diesem Text:

Die maximal gemessene Temperatur auf Titan bewegen sich um -179,6 Grad Celsius, mit einer Minimaltemperatur, bei der der Winter Pol nur 3,5 Grad Celsius kälter ist. Dies ist ein sehr viel kleinerer Kontrast, als es zwischen den wärmsten und kältesten Temperaturen der Erde existiert, die um mehr als 200 Grad Celsius oder mehr als 100 Grad Celsius schwanken.

Die höchste Temperatur der Erde ist +58°C (death valley) und die tiefste -89°C (Wostok Station Antarktis). (Laut https://de.wikipedia.org/wiki/Erde)
Das macht 147K unterschied.

Hallo @ Madscientist,
Danke Dir,
da bin ich wieder dem Angaben in "Fahrenheit" auf dem Leim gegangen.  
Hatte mich beim Schreiben schon selber über die Temperaturangaben gewundert, aber mein Kleinhirn wollte nicht funken.   

Werde es gleich ändern.
Mit den besten Grüßen
Gertrud

Hallo Zusammen,

Das Phänomen, die „Zauberinsel“ im  Ligeia Mare auf Titan.

Die linken Radarbilder zeigen die gleiche Region vom Ligeia Mare während des Vorbeifluges von Cassini in den Jahren 2007,2013,2014 und 2015. Cassini hat ähnlich vorübergehende Merkmale auch an anderer Stelle vom Ligeia Mare und auch im Kraken Mare beobachtet. Die Analyse der Cassini Wissenschaftler ergeben, das die hellen Merkmale, das Phänomen die "Zauberinsel", sich im Laufe der Zeit verändert.  Die Wissenschaftler schließen daraus, das die Aufhellung entweder auf Wellen zurückzuführen ist, oder das Feststoffe auf oder unterhalb der Oberfläche durch Blasen zu sehen sind. Die Wellen sind die wahrscheinlichste Erklärung. Die Forscher halten die Gezeiten, Meereshöhe und Meeresbodenveränderungen für die Aufhellung für unwahrscheinlich. 
Diese hellen Funktionen sind die ersten Beobachtungen von aktiven Prozessen in Titan Seen und Meeren und sie konnten durch mehrmaligen Erkennungen bestätigt werden. Ihre sich verändernde Natur zeigt , dass die Meere auf Titan  nicht stagnieren sondern  das sie eine dynamische Veränderung hervorbringen.
Die Wissenschaftler wollen beim nächsten Vorbeiflug von Cassini bei Titan im April 2017 besonders diese Region im Ligeia Mare ein weiteres Mal beobachten.
Das große Bild zeigt das gesamte Ligeia Mare. Das Ligeia Mare ist das zweitgrößte flüssigen Kohlenwasserstoff Meer auf Titan und verfügt über eine Gesamtfläche von 130.000 Quadratkilometer. Es ist um 50% größer als der Lake Superior auf der Erde. Die Größe der Region der kleinen, linken Einschübe beträgt  530 mal 490 Kilometer. Die Bilder wurden für die bessere Ansicht  koloriert.

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Kredit: NASA / JPL-Caltech / ASI / Cornell
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20021

Aus älteren Beiträgen setzte ich die Aufnahmen dazu.
Bei der Beobachtung des Radarsystem von Cassini am 10.7. 2013 erschien die Funktion auf den Bildern. Am 26.07.2013 war "Magic Island" auf den Bild des  VIMS verschwunden.

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http://news.cornell.edu/stories/2014/06/mysterious-magic-island-appears-saturn-moon

Das Falschfarben-Mosaikbild entstand aus den Radardaten, die Cassini zwischen Februar 2006 und April 2007 erworben hatte. Die dunklen Bereiche sind durch die schwache Radarechosignale  schwarz gefärbt. Die hellen Bereiche in gelb bis weiß zeigen eine hohe Radar-Rückstrahlung an. Mit diesem Farbschema werden die Flüssigkeiten durch den Radar dunkel angezeigt. Die festen Oberflächen von Titan wird durch das Radar hell wiedergegeben.

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http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA17031

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Hallo Zusammen,

Die Radaransicht der höchsten Berge auf Titan.

Die drei Grate auf Titan sind als die Mithrim Montes bekannt und die Höhe eines Berges beträgt  3.337 Meter und liegt in der unteren Bergkette.
Die Radarwellen können die undurchsichtige Atmosphäre von Titan durchdringen und werden von der Titanoberfläche reflektiert.  Helle Bereiche zeigen Materialien, die rau sind oder die den Strahl streuen. Die dunklen Bereiche zeigen Materialien, die relativ glatt sind oder die Radarwellen absorbieren. Ein Nebeneffekt dieser Technik ist das körnige Muster "Speckle", welches für die Radarbilder von Cassini typisch sind. Diese Ansicht wurde unter Verwendung einer Technik, die die „Flecken“ entfernte, zur klarerer Sicht hergestellt. 
Titan eisige Kruste befindet sich auf einem tiefen Ozean aus flüssigem Wasser, das wahrscheinlich wirkt wie der obere Mantel der Erde. Es gibt eine Schicht mit heißen unter Druck stehende Felsen unterhalb der Kruste, die langsam fließt und sich mit der Zeit verformt. Nach der beendeten Gebirgsbildung beginnt die Zeit, wo die Fluidschichten der Kruste nachgeben,
so wie es einem Menschen ergeht, wenn er sich auf ein Wasserbett legt.
Auch in großer Tiefe ist das  Wasser-Eis-Grundgestein von Titan weicher als die Felsen auf der Erde.  Aufgrund dieser Eigenschaften hatten die  Wissenschaftler nicht erwartet, dass die Berge auf Titan so hoch wie auf der Erde sein würden. Sie  können bis in Höhen von knapp 9 km ansteigen.
Die Tatsache, dass Titan überhaupt bedeutende Berge hat, könnte auf einige aktive tektonische Kräfte, die die Oberfläche beeinflussen, hindeuten. Sie könnten im Zusammenhang mit der Titan-Rotation, Gezeitenkräfte von Saturn oder Abkühlung der Kruste entstehen.

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Kredit: NASA / JPL-Caltech / ASI
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20023
 
      Neue Karte der Berge auf Titan
Diese Karte des Saturnmondes Titan identifiziert die Orte der Berge , die von der Internationalen Astronomischen Union genannt wurden. Zu der früheren Version von 2012 enthält die Karte ein zusätzliches Berggebiet (Moria Montes), zusammen mit einigen "Colles", die eine Sammlungen von Hügel sind.
Nach der Konvention wurden die Berge auf Titan nach den Bergen von Mittelerde, aus den Fantasy-Romanen von JRR Tolkien benannt. Leider wurde für die  "Herr der Ringe"-Fans der höchste Gipfel auf Titan nicht „Doom Mons“benannt. „Colles“ sind nach Charaktere aus den gleichen Werken von Tolkien benannt worden. Die Karte verwendet Daten von dem visuellen und Infrarot-Mapping-Spektrometer (VIMS) und Radargeräten auf der Raumsonde Cassini.

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Credit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/USGS
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20024

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Hallo zusammen,

Infrarotkarten von Titan

Beide Montagen zeigen Daten des Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) auf Cassini zwischen 2004 und 2015. Die VIMS Beobachtungen wurden unter einer Vielzahl von unterschiedlichen  Licht- und Sichtbedingungen gemacht. Bei den  monatlichen Vorbeiflügen von Cassini hatte VIMS eine kurze Gelegenheit, ein kleines Gebiet der Gesamtkartenabdeckung von Titan hinzuzufügen. Eine nahtlose globale Karte von Titan zu erstellen ist eine anspruchsvolle Aufgabe, da die Beobachtungsbedingungen zwischen den einzelnen Vorbeiflügen stark variieren können. Unter diesen Variationen gibt es Änderungen in den Winkel der Sonne in Bezug auf die Oberfläche und in die Blickrichtung des Raumfahrzeugs. Solche Veränderungen können es noch schwieriger machen, die Auswirkungen der Streuung und Absorption von Licht durch die trübe Atmosphäre von Titan zu entfernen. Diese Effekte beeinflussen auch, wie hell verschiedene Bereiche der Oberfläche erscheinen. Saisonale Veränderungen können auch eine Rolle bei der Veränderung der Erscheinung der Titan-Oberfläche im Laufe der langen Mission von Cassini spielen. Diese Faktoren schaffen ein komplexes Problem, an deren Lösung die Forscher noch arbeiten.
Auf den Bildern sind von links nach rechts die verschiedene Ansichten der breiten spektralen Fähigkeit von VIMS zu sehen. Auf der oberen Reihe ist der  80 Kilometer breite „Sinlap Einschlagskrater“ sichtbar. Die andere Region konzentriert sich auf den Landeplatz von der Sonde Huygens. Die untere Reihe der Karten zeigen die Hemisphären, die sich in diesen Regionen befinden.
Die Bilder ganz links zeigen die Oberfläche bei einer Wellenlänge von 2 microns, bei der die  Atmosphäre für Infrarotlicht ziemlich transparent ist.
Die nächste Position zeigt das  Spektralverhältnis von verschiedenen Bildern. Mit dieser Technik können subtile spektrale Variationen auf der Oberfläche hervorgehoben werden, um die Unterschiede in der Zusammensetzung zu erkennen.
Die dritte Ansicht ist eine Farbzusammensetzung mit Licht bei 5 Mikron in rot, 2 microns in grün und 1,27 Mikron in blau dargestellt.(Bei allen Komponentenbilder wurden die atmosphärische und photometrischer Effekte korrigiert.)
Die letzten (ganz rechts) Ansichten sind verschiedene  Farbkomposite, die die Helligkeit der Oberfläche in einem Satz von Wellenlängen durch einen anderen Satz unterteilen, um  die roten, grünen und blauen Kanäle eines zusammengesetzten Farbbild zu erzeugen. Die Spektralverhältnisse diese Bilder zeigen Unterschiede in der Art der Oberflächenmaterialien.

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Kredit: NASA / JPL-Caltech / University of Arizona / LPGNantes
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20022

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Ist zwar schon ein paar Tage alt, aber doch interessant.
Das größte Meer auf Titan Kraken Mare besteht aus Methan und nicht wie man bisher dachte aus aus Ethan, zumindest an der Oberfläche.
Jetzt rätseln die Wissenschaftler, ob das Ethan (aus der Atmosphäre) sich am Grund des Meeres sammelt oder in die benachbarten Seen abfließt:
http://www.heise.de/newsticker/meldung/NASA-Sonde-Cassini-Grosses-Meer-auf-Titan-besteht-aus-purem-Methan-3189736.html?hg=1&hgi=0&hgf=false

LG
Rücksturz

Hallo Zusammen,

Die Beiträge über Methan als Treibstoff habe ich in folgenden Thread verschoben.

https://forum.raumfahrer.net/index.php?topic=7578.msg364529#new

Bitte hier nur Themenbezogen diskutieren.

Danke Euch,
Gertrud

Hallo Zusammen,

Tiefe Schluchten auf Titan
Die Raumsonde Cassini analysierte während eines Vorbeifluges mit dem Radargerät die Kanäle, die sich vom großen nördlichen Ligeia Mare abzweigen. Die 240 bis 570 Meter  tiefen, steilen Schluchten des Vid Flumina sind vermutlich mit flüssigen Kohlenwasserstoffen  gefüllt. Das Netzwerk Vid Flumina ist weniger als einen Kilometer breit und die Hänge sind steiler als 40 Grad.

Details

  Credit: NASA/JPL-Caltech/ASI
Quelle:
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6589

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Hallo Zusammen,

es ist eine neue globale Karte mit vielen, aber nicht allen, Namen von Titan veröffentlicht worden. Sie wurden von der Internationalen Astronomischen Union genehmigt. Die Karte zeigt Cassini Imaging-Abdeckung von Titan ab Juni 2015.
Die Größe der Karte beträgt 8546 × 4442 und 3.04 MB.

Details

Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/USGS
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20713

Die Karte von 2015 ohne Bezeichnungen.

Details

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Bemerkenswerte Eiswolke auf Titan "wiederentdeckt".

Mit dem Cassini Composite-Infrarot-Spektrometer entdeckten Forscher eine große, hochgelegene Eiswolke aus Dicyanoacetylen (C4N2). Eine solche Eiswolke wurde bereits durch Voyager 1 nachgewiesen. Was die Wissenschaftler dabei verwirrt ist, dass nur knapp 1 Prozent des für die Wolkenkondensation notwendigen Dicyanoacetylen-Gases detektiert wurden. Als Erklärung wird eine Wolkenbildung nicht durch Kondensation, sondern durch die Reaktion mit anderen Eispartikeln, also durch sogenannte "Festkörperchemie", vorgeschlagen.
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6625

The appearance of this ice cloud goes against everything we know about the way clouds form on Titan,” said Carrie Anderson, a CIRS co-investigator at NASA’s Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, and lead author of the study.

Hallo Zusammen,

Cassini beobachtete Wolken aus Methan über Titan.

In der Zeit vom 29.10 und 30.10.2016 beobachtete Cassini Wolken aus Methan, die sich über die nördlichen Regionen von Titan bewegten.
Im Zeitrafferfilm sind mehrere Wolkenaktivitäten, die sich über der Oberfläche bewegen und im Laufe der 11 Stunden verblassen, zusehen. Die Aufnahmen wurden alle 20 Minuten mit der Narrow-Angle Camera (NAC) unter der Verwendung von Infrarotfiltern aufgenommen. Damit kann die Oberfläche und die troposphärischen Methanwolken sichtbar gemacht werden.
Die langen Wolkenstreifen liegen zwischen  49 und 55 Grad nördlicher Breite. Während der allgemeine Bereich der Wolkenaktivität im Verlauf der Beobachtung persistent ist, scheinen sich einzelne Streifen zu entwickeln und dann zu verblassen. Diese Wolken mit einer Geschwindigkeit von etwa 14 bis 22 Meilen pro Stunde (7 bis 10 Meter) pro Sekunde gemessen.
Es gibt auch einige kleine Wolken über der Region der kleinen Seen weiter nördlich, einschließlich einer hellen Wolke zwischen Neagh Lacus und Punga Mare, die im den Verlauf des Films verblassen. Diese kleine Gruppierung von Wolken bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 0,7 bis 2,2 Meilen pro Stunde (1 bis 2 Meter) pro Sekunde.
Der Zeitraffer-Film kann zwischen Rauschen in Bildern (z. B. von kosmischen Strahlen, die auf den Detektor treffen) und schwachen Wolken oder Nebel zu unterscheiden helfen.
Da die Modelle des Titan-Klimas während des frühen nördlichen Sommer mehr Wolkenaktivitäten, als Cassini bisher beobachtete, vorhergesagt hatten, deutet es darauf hin, dass das aktuelle Verständnis der veränderten Jahreszeiten von Titan  unvollständig ist.
 

https://www.youtube.com/watch?v=0seT55Jk4Ko
Der Link zum Gif:
https://forum.raumfahrer.net/index.php?action=media;sa=item;in=47805
Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA21051

Mit den besten Grüßen
Gertrud
Edit: Gif gelöscht und das Video eingesetzt.

Hallo Zusammen,

Warum sind die Wolken auf Titan auf einem Bild sichtbar und auf dem anderen nicht.?

Auf dem ersten  Nah-Infrarot-Bild der ISS-Camera auf Cassini  erscheint der Himmel über dem Titan relativ wolkenfrei. Auf der unteren Ansicht ist bei den längeren Infrarot-Wellenlängen vom VIMS ein großes Feld von hellen Wolken zu sehen. Die Forscher hatten in dem oberen Bild einen Hinweis auf Wolken erwartet, aber nur wenige kleine, isolierte Wolken sind zu erkennen. Die Beobachtungen wurden im gleichen, ungefähr 24 Std., Zeitraum gemacht, so das es kaum Unterschiede in der Beleuchtungsgeometrie oder Veränderungen in den Wolken selbst die Ursache für die  offensichtliche Diskrepanz sind.
Die Wissenschaftler vermuten, das die Diskrepanz durch die diffuse Atmosphäre verursacht wird. Dies wird bei den längeren Infrarotwellenlängen von dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS ) ,der empfindlich bis zu 5 Mikron ist, viel leichter zu sehen, als bei der kürzeren verwendeten Nahinfrarotwellenlängen. VIMS zeigt anhaltende atmosphärische Eigenschaften über den gesamten Beobachtungszeitraum und ISS erkennt konstante Oberflächenmerkmale mit gerade ein paar lokalisierte Wolken. Mit dem Imaging Science Subsystem( ISS) wird die Titanoberfläche und die  untere Atmosphäre abgebildet.
 Diese beiden Bilder wurden als Teil des T120 flyby am 7. Juni 2016 (VIMS) und 8. Juni 2016 (ISS) aufgenommen. Die Entfernung zum Titan betrug für das VIMS-Bild etwa 45.000 Kilometer und etwa 640.000 Kilometer für das ISS-Bild.   
In dem Falschfarbenbild erscheinen die Wolken fast weiß, die atmosphärische Dunstfarbe ist rosa und die Oberflächen erscheinen grün.

Details

Credit: NASA/JPL-Caltech/SSI/Univ. Arizona/Univ. Idaho
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA21054

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Für Titan wurden für acht Labyrinth Namen genehmigt.
Damit sind es jetzt dreizehn benannte "Gebiete mit sich
überlagernden und schneidenden Tälern und Rücken."

Tleilax Labyrinthus / 48°S 16°W / Ø 207km
 Anbus Labyrinthus / 39°N 215°W / Ø 120km
Kronin Labyrinthus /  36°S 96°W / Ø 270km
Grumman Labyrinthus / 35°S, 107°W / Ø 540km
Lankiveil Labyrinthus / 48°S 150°W / Ø 450km
Junction Labyrinthus / 48°S 215°W / Ø 484km
Gamont Labyrinthus / 57°N 75°W / Ø 130km
Ginaz Labyrinthus / 83°N 262°W / Ø 160km

https://astrogeology.usgs.gov/news/nomenclature/names-approved-for-eight-labyrinthi-on-titan

Dieses Bild (siehe: https://www.flickr.com/photos/kevinmgill/32493566733/)wurde von Kevin M. Gill aus 4 nicht kalibrierten Rohbildern zusammengesetzt, die Cassini am 6. März 2017 gemacht hat.

Bearbeitung: Tiefpass-Filter und nachgeschärft für mehr Kontrast.

Die "IAU Working Group for Planetary System Nomenclature" hat weitere
Labyrinthe benannt. Alle sieben befinden sich in der südlichen Hälfte des Titan.

https://astrogeology.usgs.gov/news/nomenclature/names-approved-for-seven-labyrinthi-on-titan

Hallo Zusammen,

Kraken Mare und Ligeia Mare in der nördlichen Polarregion.
Mehrere Wolkenstreifen sind auf der rechten Seite des Bildes in den mittleren Breiten zwischen 45 und 55 Grad nördlicher Breite sichtbar. Kleinere helle Wolken sind direkt oberhalb des Punga Mare (etwa in der Mitte) zu sehen.  Die Wissenschaftler sehen zunehmende Wolkenaktivität in der nordpolaren Region von Titan, da sich dort die Jahreszeiten von Frühjahr zu Sommer ändern. In den verschiedenen Modellen der Titan-Atmosphäre wurde eine stärkere Veränderung vorhergesagt.
Die Bilder in diesem Mosaik wurden mit der Narrow-Angle Camera (NAC) auf Cassini mit einem Spektralfilter aufgenommen, der für Wellenlängen im Nah-Infrarot-Licht, das bei 938 Nanometern zentriert ist, empfindlich ist.
Die Ansicht wurde aus einer Entfernung von ca. 242.500 Kilometer von Titan aufgenommen. Bildmaßstab beträgt ungefähr 2,6 Kilometer pro Pixel.  Die Ansicht ist eine orthographische Projektion, die auf 68 Grad nördlicher Breite, 225 Grad westlicher Länge zentriert ist. Eine orthographische Ansicht ähnelt der Ansicht eines Beobachters, der durch ein Teleskop schaut.
Dies war einer von mehreren "nicht-zielgerichteten" Cassini-Titan-Flybys im Jahr 2017, die die Mission erlauben, die nordpolare Region und die Wolken des Mondes zu beobachten. "Nicht-zielgerichtet" bedeutet, dass Cassini keine zusätzlichen Zündungen der Triebwerke verwenden mußte, um den Flyby zu lenken.

Details

Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA21434

Mit den besten Grüßen
Gertrud

Schad daß man Geräten kein Denkmal setzen kann. Opyy und Cassini wären schon mal Anwärter.

Schad daß man Geräten kein Denkmal setzen kann. Opyy und Cassini wären schon mal Anwärter.

Können kann man schon. Es gibt alte Fördertürme, Dampfmaschinen, Loks, Walzen, ..., ..., Saturnraketen^^ und neuerdings eine Falcon-9-Erststufe als Denkmäler. Man brauchte sogar noch nicht mal einem Künstler einen Auftrag zu geben, die alten Relikte taugten schon wunderbar als Denkmäler ihrer selbst.

Im Falle von erfolgreichen Raumsonden oder Raumschiffen müsste man eben mal wieder jemanden beauftragen... aber denkbar ist das doch allemal. Ich wäre auch sofort bereit, dafür zu spenden.

(Vom legendären Sputnik könnte ich mir schon gut vorstellen, dass in Russland ein paar Denkmäler herumstehen?)

Naja ich hoffe ja auch, daß die jew. Zweitgeräte noch existieren und dann in einer hübschen Vitrine zu sehn sein werden....