Cassini-Huygens: Eine Reise zum Saturn und seinen Monden
Mission Cassini-Huygens
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Ein Blick unter das Eis: Die Ozeane von Titan und Enceladus

Montag, 11. September 2017

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  • Ozeane unter Eiskruste von Enceladus
    Ozeane unter Eiskruste von Enceladus

    Verborgen unter einer 30 bis 40 Kilometer mächtigen Eiskruste beherbergt der Saturnmond Enceladus einen globalen Ozean. Unter hohem Druck wird von dort Wasser entlang von Spalten aus dem Ozean an die Oberfläche gepresst, wo es sofort gefriert und als Schnee auf den Boden rieselt. Oder es geht ins All verloren und versorgt so den äußersten Ring des Saturn, den E-Ring, mit Eispartikeln. Das warme Wasser im Innern von Enceladus zirkuliert auch im Gesteinsmantel des Mondes und löst dort Salze und Minerale heraus.

  • Der Südpol von Enceladus
    Der Südpol von Enceladus

    Aufnahmen der Voyager-Raumsonden in niedriger Bildauflösung aus den 80er-Jahren zeigten große Gebiete auf der kleinen, weißen Eiskugel, die fast frei von Kratern sind: ein Zeichen für eine geologisch junge Oberfläche. Cassini fand schon bald die Ursache, welche die Krater auf den Eisflächen einebnete: Eis- oder Kryovulkanismus, der sich aus einer wasserführenden Schicht speist, einem Ozean unter der minus 180 Grad Celsius kalten Eiskruste. Entlang von über 100 Kilometer langen Spalten, von den Wissenschaftlern "Tigerstreifen" getauft, ereignen sich die eisigen Vulkanausbrüche.

  • Geysire auf Enceladus
    Geysire auf Enceladus

    Dieses Blockdiagramm zeigt einen regionalen Querschnitt der Eiskruste am Südpol von Enceladus und die gegenwärtig gültige Vorstellung über den dort beobachteten Eisvulkanismus. Durch die 30 bis 40 Kilometer dicke (in größerer Tiefe plastische, an der Oberfläche spröde) Eiskruste ziehen sich Bruchstrukturen, entlang derer Wasser durch den im Ozean herrschenden Überdruck nach oben gepresst wird. An der Oberfläche entstehen entlang dieser Bruchlinien Geysire. Das Wasser hält diese Wassergänge auch über lange Zeiträume offen. Die vom Ozean in das an der Oberfläche minus 180 Grad kalte Eis eingebrachte Wärme wird durch Konvektion seitlich abgeleitet - die erhöhten Temperaturen entlang der Spalten konnten vom Cassini-Experiment CIRS gemessen werden.

  • Eisfontänen am Südpol von Enceladus
    Eisfontänen am Südpol von Enceladus

    Am besten lassen sich die Geysire am Südpol von Enceladus mit dem Kamerasystem von Cassini im Gegenlicht fotografieren, wenn die winzigen Eispartikel vom Sonnenlicht von hinten angestrahlt werden. Bei dieser Beobachtung vom Mai 2015 entstanden die Aufnahmen über einen Zeitraum von sechseinhalb Stunden während eines Cassini-Vorbeiflugs in etwa 350.000 Kilometern Entfernung. Die Bildauflösung beträgt etwa zwei Kilometer pro Bildpunkt (Pixel).

  • Das "Land der Seen und Meere" am Titan%2dNordpol
    Das "Land der Seen und Meere" am Titan-Nordpol

    Dieses farbige Mosaik zeigt eine Karte von Titans nördlichem „Land der Seen und Meere“. Titan ist der einzige Körper im Sonnensystem außer der Erde, auf dem eine Flüssigkeit an der Oberfläche stabil ist - flüssiges Methan und Ethan. Neben diesen Flüssigkeiten dürfte auf Titan auch einen globalen Wasserozean unter der minus 170 Grad kalten Eiskruste existieren. Bei diesen tiefen Temperaturen ist Wasser an der Oberfläche nur als Eis existent. Die Daten wurden zwischen 2004 bis 2013 mit dem Radarexperiment auf Cassini aufgezeichnet. In dieser Projektion befindet sich der Nordpol etwas oberhalb der Bildmitte. Gewässer sind in blau und schwarz dargestellt, je nachdem, wie das Radar von der Oberfläche reflektiert wurde. Landflächen erscheinen gelb bis weiß. Kraken Mare, Titans größtes Meer, ist etwa so groß wie das Kaspische Meer auf der Erde.

  • Der innere Aufbau von Titan
    Der innere Aufbau von Titan

    Diese Grafik zeigt ein mögliches Modell des inneren Aufbaus von Titan. Es beruht auf Daten des Radio Science-Subsystem-Experiments, bei dem die Dehnung und Stauchung von Radiowellen während des Funkverkehrs zwischen Erde und der Raumsonde Cassini untersucht werden. In diesem Modell ist Titan differenziert, das bedeutet, dass der dichtere, aus wasserführenden Gesteinen bestehende Kern des Mondes sich von seinen äußeren Teilen getrennt hat. Ein auf denselben Daten beruhendes Modell schlägt vor, dass sich im Inneren von Titan die schwereren Bestandteile nicht vollständig von den leichteren getrennt hatten. Beiden Modellen gemeinsam ist allerdings ein globaler Ozean unmittelbar unter der Eiskruste. Oben im Bild ein Modell des Cassini-Orbiters und rechts oben der Eismond Enceladus vor dem Saturn.

Die Vorstellungen davon, wie das Innere der Eismonde im äußeren Sonnensystem beschaffen sein könnte, haben sich seit Ende der 70er und Mitte der 80er Jahre beständig weiterentwickelt. Nach den Vorbeiflügen der Pioneer- und Voyager-Raumsonden an Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun folgte die Mission Galileo im Jupitersystem (1995-2003). Die Mission Cassini-Huygens lieferte schließlich die meisten neuen Erkenntnisse. Die teils sehr engen Vorbeiflüge der Raumsonde Cassini an den Saturnmonden erlaubten eine genauere Vermessung ihrer Schwere- und Magnetfelder. Diese ermöglichten wichtige Rückschlüsse auf die innere Masseverteilung und stoffliche Zusammensetzung des jeweiligen Mondinneren.

Während eines frühen Entwicklungsstadiums der Monde haben in ihrem Inneren großräumige Umwälzungen stattgefunden. Diese wurden in erster Linie dadurch ausgelöst, dass Wärme aus dem Inneren des Mondes nach außen abgeführt wurde. Dies hinterließ auf den eisreichen Oberflächen der Monde charakteristische Spuren geologischer und tektonischer Aktivität, beispielsweise in Form ausgedehnter Grabenbrüche. Aufgrund seiner großen Masse übt Saturn auf die ihm näheren Monde enorme Gezeitenkräfte aus. Diese "Reibungsenergie" kann auch noch heute das Innere der Monde teils erheblich aufheizen. Dem Gezeiteneinfluss ist es auch zu verdanken, dass schon rasch nach ihrer Entstehung Rotations- und Umlaufdauer der Monde synchronisiert wurden, sodass alle großen Saturnmonde eine "gekoppelte Rotation" haben (d.h. für eine Eigenrotation benötigen sie die Zeit eines Saturnumlaufs) und, ähnlich wie im Erde-Mond-System, immer dieselbe Hemisphäre der Monde in Richtung Saturn weist.

Gestein und Eis im Inneren Titans - auch Ozeane?

Zwei Trabanten des Saturn genossen naturgemäß hinsichtlich der Frage nach ihrem "Innenleben" besondere Aufmerksamkeit: Titan und Enceladus. Titan, der mit einem Durchmesser von 5150 Kilometern größte Saturnmond, ist von einer dichten, dynamischen Atmosphäre eingehüllt. Seine Seen aus Kohlenwasserstoffen werfen die Frage auf, woher diese Flüssigkeiten ursprünglich stammen. Und am Südpol des Mondes Enceladus wurde aktiver Wasser-/Eisvulkanismus identifiziert.

Nach den ersten nahen Vorbeiflügen und vor allem mit der Landung der europäischen Sonde Huygens auf Titan im Januar 2005 konnte der Mond bei fast 70 Saturnumrundungen aus der Nähe beobachtet werden. Einen tieferen Einblick in das Innere Titans ermöglichte dabei das Radio Science Subsystem-Experiment (RSS) der italienischen Weltraumagentur ASI. Es wertet den Funkverkehr zwischen Sonde und Erde mit der vier Meter großen Hauptantenne von Cassini aus. Die Radiosignale der Muttersonde Cassini, die mit Hilfe des Deep Space Network (drei großer 70-Meter-Antennen auf der Erde) aufgezeichnet wurden, dienten in erster Linie der Kommunikation und Datenübertragung. Die Signale lassen sich zudem nutzen, um geringfügige Positions- und Geschwindigkeitsänderungen einer Raumsonde zu erfassen, wenn diese beim Vorbeiflug im Schwerefeld eines Planeten oder Mondes abgelenkt wird.

Abweichungen der Flugbahn verraten den Ozean

Anhand der Rekonstruktion der tatsächlichen Flugbahn ergaben sich wichtige Anhaltspunkte für die großräumige Masseverteilung im Inneren Titans. Auf diese Weise fand das Team um Luciano Iess von der Universita La Sapienza in Rom heraus, dass das Titaninnere vorwiegend aus einer Mischung aus Gestein und Eis besteht. Offenbar hat sich Titan im Laufe seiner frühen Entwicklung also nicht ausreichend stark aufgeheizt, um in seinem Inneren schweres Gestein und leichtes Eis vollständig voneinander trennen zu können. Dieser, Differentiation genannte Prozess sorgte beispielsweise bei den vier inneren Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars für einen inneren Aufbau aus sehr schwerem metallischem Kern, schwerem Gesteinsmantel und leichterer Kruste. Mit Blick auf die vergleichbar großen Eismonde im Jupitersystem ähnelt Titan somit eher Callisto und weniger dem vollständig in Kern, Mantel und Eiskruste unterteilen Ganymed, der im Fokus der zukünftigen europäischen Mission JUICE stehen wird.

Anhand speziell ausgewählter Vorbeiflüge konnten Luciano Iess und sein Team im weiteren Verlauf der Cassini-Mission ebenfalls nachweisen, dass das Schwerefeld Titans regelmäßigen, gezeitenbedingten Schwankungen unterliegt. Die entsprechenden Anhebungen und Absenkungen der äußeren Kruste um stellenweise mehr als zehn Meter lassen sich am ehesten durch einen relativ dichten Ozean erklären, der von einer etwa 50 Kilometer mächtigen Eiskruste überlagert wird. Die hohe Dichtekönnte beispielweise durch die Anreicherung von Salz oder Tonmineralen im Ozean erklärt werden.

An dieser Stelle schließt sich ein Kreis, denn schon die Huygens-Landesonde erbrachte den ersten Hinweis auf die mögliche Existenz eines solchen Ozeans im Inneren Titans. Während ihres Abstiegs durch die Titanatmosphäre entdeckte Huygens Stromsysteme, die auf einen elektrisch leitfähigen Ozean hindeuteten, der unter einer bis zu 80 Kilometer mächtigen Eiskruste verborgen ist. Die elektrische Leitfähigkeit rührt von den im Wasser gelösten Salzen mit ihren ionisierten Elementen her. Nach heutiger Einschätzung könnte ein Großteil der Eismonde und eisreichen Körper im äußeren Sonnensystem über flüssige Reservoires in größerer Tiefe besitzen. Denn trotz geringer Oberflächentemperaturen sind genügend flüchtige Bestandteile wie Ammoniak und Methan oder Salze verfügbar, um den Schmelzpunkt in den Ozeanen entsprechend abzusenken. Animationen: Das "Land der Seen und Meere" am Titan-Nordpol.

Enceladus - eisige Billardkugel mit globalem Ozean

Ähnlich wie am Titan verlief die Entschlüsselung des inneren Aufbaus des kleinen, aber geologisch sehr aktiven Mondes Enceladus. Anhand der Radiosignale, die bei insgesamt 23 nahen Vorbeiflügen der Cassini-Sonde aufgezeichnet wurden, wurde klar, dass die Masse von Enceladus trotz seines geringen Durchmessers von nur 500 Kilometern stark zum Zentrum hin konzentriert ist. Das spricht für eine vollständige Trennung von Gestein und Eis im Inneren. Dies steht im Einklang mit der Entdeckung von aktivem Wasservulkanismus durch Cassini.

Erste Hinweise auf die in späteren Aufnahmen sichtbaren, beeindruckenden Eruptionsfontänen erbrachte überraschenderweise das Magnetometer-Experiment MAG, das von Michele Dougherty am University College London geleitet wird. Die beständige Freisetzung von Wasserdampf und Eispartikeln entlang der sogenannten Tigerstreifen (Grabenbrüche in der tektonisch stark beanspruchten Südpolregion), veränderte den Verlauf der Feldlinien des Saturnmagnetfeldes. Mit Hilfe weiterer Instrumente an Bord des Cassini-Orbiters wurden etwa einhundert Geysire ausgemacht, die sich entlang von vier Förderspalten anordnen. Anhand der Abstände voneinander konnte abgeschätzt werden, dass die Dicke der Eiskruste in der Südpolregion maximal 35 Kilometer beträgt, und rasch wurde vermutet, dass die Geysire durch ein darunter befindliches Reservoir mit Flüssigkeit versorgt werden.

Da in der nördlichen Hemisphäre keine Spuren gegenwärtiger geologischer Aktivität zu finden sind, gingen die Planetenforscher zunächst von einer auf die Südhemisphäre begrenzten Wasserlinse aus, die für die mechanische Entkopplung von Gesteinskern und Eiskruste sorgt. Heute weiß man aber, dass es sich vielmehr um einen globalen Ozean handeln muss, der die gesamte äußere Eisschale von dem Gesteinskern trennt. Die Beobachtungen der Cassini-Sonde zeigen, dass die Rotation des Trabanten während seines Umlaufs um Saturn geringfügigen, regelmäßigen Schwankungen unterliegt. Deren Amplitude ist deutlich größer, als wenn Eiskruste und Gesteinskern aneinander festhaften würden, wie dies beim Modell einer isolierten Wasserlinse der Fall wäre. Die Existenz eines solchen globalen Ozeans setzt freilich eine beständige Energiequelle im Inneren voraus, da dieser ansonsten innerhalb weniger Millionen Jahre ausfrieren würde. Langlebige radioaktive Wärmequellen wie Uran, Thorium und Kalium im Gesteinskern scheiden aus, sodass die Erwärmung durch Gezeiten und die Freisetzung chemischer Energie durch hydrothermale Austauschprozesse diskutiert werden. Animation: Geysire auf Enceladus.

Zuletzt geändert am:
13.09.2017 22:11:14 Uhr

Kontakte

 

Dr. Frank Sohl
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-311
Ulrich Köhler
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

DLR-Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-215

Fax: +49 30 67055-402
Elke Heinemann
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

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