11. September 2017

Ein Blick un­ter das Eis: Die Ozea­ne von Ti­tan und Ence­la­dus

Ozea­ne un­ter Eis­krus­te von Ence­la­dus
Bild 1/6, Credit: NASA/JPL-Caltech.

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
Bild 2/6, Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

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
Bild 3/6, Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute (Ron Miller).

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
Bild 4/6, Credit: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

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-Nord­pol
Bild 5/6, Credit: NASA/JPL/ASI/USGS.

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
Bild 6/6, Credit: A.D. Fortes/UCL/STFC.

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.

Nach 20 Jahren wird die erfolgreiche NASA/ESA-Mission Cassini-Huygens am 15. September 2017 ihr Ende finden. Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) war und ist an der Mission von Anfang an technisch, wissenschaftlich und als im Auftrag des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie (BMWi) projektförderndes Raumfahrtmanagement beteiligt.

In einer Serie von Beiträgen stellen wir noch einmal die Mission, ihre Experimente, den wissenschaftlichen Kontext, ihre wichtigsten Ergebnisse und die dabei geleisteten Beiträge des DLR und anderer wissenschaftlicher Einrichtungen in Deutschland vor.

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.

Kontakt
  • Elke Heinemann
    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)

    Kom­mu­ni­ka­ti­on und Pres­se
    Telefon: +49 2203 601-2867
    Linder Höhe
    51147 Köln
    Kontaktieren
  • Dr. Frank Sohl
    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
    In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung
    In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung
    Telefon: +49 30 67055-311
    Rutherfordstraße 2
    12489 Berlin
    Kontaktieren
  • Ulrich Köhler
    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
    In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung
    Rutherfordstraße 2
    12489 Berlin
    Kontaktieren
Neueste Nachrichten

Hauptmenü