Das äußere Sonnensystem jenseits des Asteroidengürtels beherbergt ein große Zahl mittelgroßer und planeten-großer Monde in Umlaufbahnen um die vier Riesenplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Einerseits sind diese Monde den terrestrischen Planeten im inneren Sonnensystem ähnlich, da sie wie diese feste Oberflächen aufweisen und Geländeformen zeigen, die durch dieselben geologischen Prozesse wie Impakt, Erosion, Tektonik und Vulkanismus entstanden [Schenk und Moore, 1998; Hauber und Wagner, 2009; Prockter et al., 2010]. Andererseits sind sie von ihnen wesentlich verschieden:
- Die spektralen Eigenschaften ihrer Oberflächen werden dominiert durch das Vorhandensein von Wassereis-Absorptionsbanden [Dalton et al., 2010; Stephan, 2009].
- Ihre mittlere Dichte liegt in der Größenordnung von < 2 gcm-3, weniger als die mittleren Dichten der terrestrischen Planeten, die sich etwa zwischen 3 und 5.5 gcm-3 bewegen [Hussmann et al., 2009].
Da Substanzen niedriger Dichte wie H2O-Eis wesentliche Bestandteile ihrer Oberflächen wie auch ihres Inneren sind, werden diese Monde einer Klasse von Objekten zugeordnet, die man als Eis-Satelliten bezeichnet. Die einzigen Ausnahmen sind die beiden Jupitermonde Io und Europa: Io ist wie die terrestrischen Planeten ein vorwiegend aus Silikaten zusammengesetztes felsiges Objekt, und Europa enthält felsiges Material im Inneren, umgeben von einem massiven Eismantel und einer äußeren Eiskruste. Trotz dieses Unterschieds wird Europa im Allgemeinen ebenfalls zu den Eismonden gezählt. Alle diese Monde – mit Ausnahme von Saturn’s größtem Mond Titan – sind mehr oder weniger atmosphärelose Körper. Einige von ihnen sind zumindest von einer sehr dünnen Atmosphäre umgeben.
Im Hinblick auf ihre geologischen Entwicklungen sind drei Klassen (oder Entwicklungsgrade) von Eismonden zu unterscheiden, wie von Johnson [1998] vorgeschlagen:
- Unmodifizierte Eis-Satelliten, charakterisiert durch Oberflächen mit wenig erkennbarer geologischer Entwicklung. Im Allgemeinen weisen diese Körper alte Oberflächen mit hohen Kraterdichten auf;-> Figure: unmodified_satellites_germ.png
- intermediäre Eis-Satelliten, deren Oberflächen alte, dicht bekraterte Regionen neben jüngeren, weniger dicht bekraterten Regionen aufweisen die zudem durch Tektonik und/oder Kryovulkanismus modifiziert sind;-> Figure: intermediate_satellites_germ.png
- sehr stark modifizierte Eis-Satelliten die überwiegend durch junge, wenig bekraterte Gebiete und weit verbreitete, stark durch Tektonik und/oder Kryovulkanismus modifizierte Regionen charakterisiert sind. Einige dieser Satelliten sind gegenwärtig tektonisch oder kryovulkanisch aktiv. -> Figure: modified_satellites_germ.png
Der Begriff Kryovulkanismus wurde von Croft [1989] geprägt um eine Unterscheidung zu treffen zwischen Vulkanismus auf den terrestrischen Planeten mit der Eruption geschmolzener Silikate und Vulkanismus auf Eismonden mit der Eruption flüssiger volatiler Bestandteile (z.B. H2O, NH3 oder CH4) als kryogene „Laven“ und ihrer Ablagerung auf einem Eiskörper bei niedrigen Temperaturen, wobei ähnliche vulkanische Geländeformen wie bei Vulkanismus auf den terrestrischen Planeten entstehen können [Schenk und Moore, 1998; Hauber und Wagner, 2009; Prockter et al., 2010].
In der Abteilung Planetengeologie werden Geomorphologie, spektrale Eigenschaften, geologische Prozesse und Oberflächenalter von Eismonden, basierend auf Kamera- und Spektrometerdaten der Missionen Voyager, Galileo und Cassini untersucht.