Titania

Titania ist der größte Mond des Uranus und der achtgrößte natürliche Satellit im Sonnensystem – eine Welt aus etwa gleichen Teilen Gestein und Wassereis, rund 1,578 km im Durchmesser, die den seitwärts geneigten Eisriesen alle 8.7 Tage umkreist. Es ist ein kalter, dämmriger Ort, beleuchtet von einer Sonne, die rund neunzehnmal weiter entfernt ist als von der Erde, doch seine rissige, verwerfungsdurchzogene Oberfläche zeichnet eine gewaltsame geologische Vergangenheit auf, als sein Inneres fror, sich ausdehnte und seine eigene Kruste aufriss.

Benannt nicht nach einer griechischen Göttin, sondern nach der Feenkönigin in Shakespeares Ein Sommernachtstraum, gehört Titania zu einer Familie von Uranusmonden, die vollständig mit der klassischen Benennungstradition brechen. Er wurde nur einmal aus der Nähe gesehen, bei einem einzigen flüchtigen Vorbeiflug, und selbst dabei wurde nur die Hälfte von ihm je im Sonnenlicht erfasst.

Entdeckt vom Mann, der Uranus fand

William Herschel fand Titania am 11. Januar 1787, zusammen mit Oberon – dem zweitgrößten Uranusmond – in derselben Nacht, sechs Jahre nach seiner Entdeckung von Uranus selbst 1781. Jahrzehntelang blieb das Paar die einzigen bekannten Monde des Planeten, und erst später wurde Titania als der größte der Uranus-Satelliten bestätigt.

Der Name des Mondes stammt aus einer für Uranus einzigartigen Tradition. Wo die meisten Körper des Sonnensystems Namen aus der griechischen und römischen Sage tragen, sind Uranus' Monde nach Figuren aus den Theaterstücken Shakespeares und der Dichtung Alexander Popes benannt. Titania, Oberon, Miranda, Ariel und Umbriel folgen alle diesem literarischen Schema, und Titanias eigene Oberflächenmerkmale führen es fort: Ihre Canyons und Krater tragen Namen wie Ursula, Gertrude, Belmont und Messina, entlehnt dem Shakespeareschen Drama.

Gestein, Eis und ein möglicher verborgener Ozean

Titania hat einen Radius von 788.4 km und eine Masse von etwa 3.5 × 10²¹ kg, was ihr eine Dichte von nahezu 1.68 g/cm³ verleiht – ein Wert, der auf einen Körper hindeutet, der aus etwa gleichen Mengen Gestein und Wassereis aufgebaut ist. Planetenforscher modellieren sein Inneres als differenziert: ein dichter felsiger Kern, umhüllt von einem eisigen Mantel, wobei sich die beiden trennten, als die Wärme des Mondes das schwerere Material nach innen trieb.

Wenn dieses Innere einst genug innere Wärme besaß – aus radioaktivem Zerfall im Gestein, möglicherweise unterstützt von Ammoniak als Frostschutzmittel –, könnte eine Schicht aus flüssigem Wasser an der Kern-Mantel-Grenze überdauert haben. Ob ein solcher unterirdischer Ozean heute noch existiert, ist unbekannt; Titania ist klein und alt, und er wurde nie eng genug untersucht, um dies zu sagen.

Eine aufgerissene Kruste: Messina Chasmata

Titanias prägende Landform ist Messina Chasmata, ein gewaltiges Canyonsystem, das sich über rund 1,490 km über die südliche Hemisphäre des Mondes zieht – nahezu die Länge des gesamten sichtbaren Antlitzes. Dies sind keine Erosionscanyons wie jene, die Wasser auf der Erde formt; es sind Graben, Krustenblöcke, die zwischen parallelen Verwerfungen abgesackt sind, während die Oberfläche auseinandergezogen wurde.

Dieses Dehnungsaufreißen soll das eigene Gefrieren des Mondes dokumentieren. Als Titanias inneres Wassereis erstarrte, dehnte es sich aus und streckte die äußere Schale, bis sie in langen, steilwandigen Trögen aufriss. Voyager 2 fotografierte helle Ablagerungen – wahrscheinlich Frost – die an den sonnenzugewandten Wänden dieser Täler haften, und die Überschneidung von Kratern durch die Chasmata zeigt, dass das Aufbrechen relativ spät in der Geschichte des Mondes erfolgte, was auf geologische Aktivität lange nach seiner Entstehung hindeutet.

Krater und Steilhänge

Neben seinen Canyons trägt Titania die Einschlagnarben von Milliarden Jahren. Sein größter Krater, Gertrude, misst etwa 326 km, während Ursula, mit rund 135 km Durchmesser, in einem Flecken glatterer Ebenen liegt, aufgeteilt durch den Graben Belmont Chasma – ein klarer Beweis dafür, dass die Kraterbildung zuerst kam und die tektonische Rissbildung folgte. Lange Klippen, oder Rupes, wie die 402 km lange Rousillon Rupes, markieren weitere Linien, an denen sich die Kruste verschoben hat. Insgesamt wirkt Titania weniger stark verkratert als sein Nachbar Oberon, was nahelegt, dass seine Oberfläche nach der Ära des schwersten Bombardements teilweise erneuert oder umgestaltet wurde.

Eine Spur von Kohlendioxid

Titanias Oberfläche ist eine Mischung aus Wassereis und dunklerem, felsigem Material, mit einer Temperatur zwischen etwa 60 und 89 K (rund −213 bis −184 °C). Infrarotbeobachtungen von der Erde in den frühen 2000er-Jahren entdeckten zudem gefrorenes Kohlendioxid, konzentriert auf der nachlaufenden Hemisphäre des Mondes – der Seite, die rückwärts entlang seiner Umlaufbahn weist.

Dieses CO₂-Eis könnte im Sonnenlicht leicht sublimieren und Titania so eine außerordentlich dünne, jahreszeitliche Atmosphäre verleihen. Sternbedeckungsmessungen liefern nur eine Obergrenze für einen etwaigen Oberflächendruck – nicht mehr als etwa ein bis zwei Millipascal, oder zehn bis zwanzig Nanobar, einige zig Millionen Mal schwächer als die Luft der Erde. Es ist kaum eine Atmosphäre überhaupt, doch unter den Uranusmonden ist selbst dieser Hauch von Gas ungewöhnlich.

Nur einmal gesehen, und nur zur Hälfte

Alles, was wir je von Titania abgebildet haben, stammt von einer einzigen Raumsonde. Die NASA-Sonde Voyager 2 zog im Januar 1986 durch das Uranussystem und näherte sich Titania bis auf etwa 365,200 km. Da Uranus fast vollständig auf der Seite lag, schien die Sonne nahezu senkrecht auf die südlichen Hemisphären der Monde, sodass Voyager 2 nur etwa 40 Prozent von Titanias Oberfläche fotografieren konnte – die nördliche Hälfte lag in jahrzehntelanger polarer Dunkelheit.

Seither ist keine Mission zurückgekehrt. Titania bleibt eine halb kartierte Welt, und vieles von dem, was wir am liebsten wüssten – die ferne Hemisphäre, der wahre Zustand ihres Inneren, ob darunter flüssiges Wasser fortbesteht – wartet auf einen künftigen Uranus-Orbiter, eine Mission, die wiederholt unter die höchsten Prioritäten der Erforschung der äußeren Planeten eingestuft, aber noch nicht geflogen wurde.