Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 5. September 2024.

5. September 2024 – Der Zwergplanet Ceres könnte seinen Ursprung im Asteroidengürtel haben – und muss nicht zwingend dorthin vom Rand des Sonnensystems „zugewandert“ sein. Darauf deuten helle, ammoniumreiche Ablagerungen im Consus Krater hin, wie ein Forscherteam unter Leitung des Göttinger Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) heute in der Fachzeitschrift Journal of Geophysical Research Planets argumentiert. Die Forschenden haben Messdaten der NASA-Raumsonde Dawn ausgewertet. Dawn hatte schon vor Jahren auf der Ceres-Oberfläche weit verbreitete Ammoniumvorkommen entdeckt. Dies lege nach Meinung einiger Wissenschaftler*innen nahe, dass gefrorenes Ammonium bei der Entstehung des Zwergplaneten eine Rolle gespielt hat. Ammonium ist nur im äußeren Sonnensystem stabil. Die neue Studie findet eine weitere Möglichkeit: Wie auch andere helle Ablagerungen auf Ceres könnte das ammoniumreiche Material im Consus Krater durch Ceres‘ kuriosen Kryovulkanismus aus der Tiefe des Zwergplaneten an die Oberfläche gelangt sein.

Der Zwergplanet Ceres ist ein außergewöhnlicher „Bewohner“ des Asteroidengürtels. Mit einem Durchmesser von etwa 960 Kilometern ist er nicht nur der größte Körper zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter; er zeichnet sich auch – anderes als seine eher schlichten „Mitbewohner“ – durch eine äußerst komplexe und vielseitige Geologie aus. Dies weist auf eine bewegte Vergangenheit hin, in der sich Ceres über viele Milliarden Jahre veränderte und weiterentwickelte. Daten der NASA-Raumsonde Dawn, die Ceres von 2015 bis 2018 aus der Nähe untersucht hat, haben unter anderem Hinweise darauf geliefert, dass Ceres bis in jüngste Vergangenheit Schauplatz eines einzigartigen Kryovulkanismus war – und wahrscheinlich noch immer ist. In mehreren Einschlagskratern finden sich helle, weißliche Salzablagerungen. Forschende halten sie für Überbleibsel einer Sole, die über viele Milliarden Jahre aus einer flüssigen Schicht zwischen Mantel und Kruste an die Oberfläche gedrungen ist. Auch in Aufnahmen und Messdaten vom Consus Krater, die das Forscherteam nun so detailliert wie nie zuvor ausgewertet hat, zeigt sich solch helles Material, allerdings zum Teil in gelblicherer Färbung.

Ein Krater im Krater
Der Conus-Krater liegt auf der Südhalbkugel des Zwergplaneten Ceres. Mit einem Durchmesser von etwa 64 Kilometern zählt er nicht zu den besonders großen Einschlagkratern. In Aufnahmen des wissenschaftlichen Kamerasystems von Dawn, das unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut wurde, zeigt sich eine umlaufende Kraterwand, die etwa 4,5 Kilometer vom Kraterboden in die Höhe ragt und zum Teil nach innen abgerutscht ist. Als auffälligste Struktur umschließt sie einen kleineren Krater, der mit einer Fläche von etwa 15 Kilometern mal elf Kilometern die östliche Hälfte des Consus Kraterbodens dominiert. Das gelbliche, helle Material findet sich in vereinzelten Sprenkeln ausschließlich am Rand des kleineren Kraters und in einem Bereich etwas östlich davon.

Wie die aktuellen Auswertungen von Daten des Kamerasystems und des Spektrometers VIR nahelegen, ist das gelbliche helle Material im Consus-Krater reich an Ammonium. Die Verbindung, die sich von Ammoniak durch eine zusätzliches Wasserstoff-Ion unterscheidet, ist in Form ammoniumreicher Gesteine in Spuren auf der Ceres-Oberfläche beinahe allgegenwärtig. In der Vergangenheit glaubten Wissenschaftler*innen, dass dieses Gestein nur durch Kontakt mit Ammonium-Eis in der Kälte am äußeren Rand des Sonnensystems entstanden sein könne. Nur dort ist gefrorenes Ammonium über längere Zeiträume stabil; in größerer Nähe zur Sonne verdunstet es rasch. Ceres müsse deshalb am Rand des Sonnensystems entstanden und erst später in den Asteroidengürtel „umgesiedelt“ sein. Die aktuelle Studie zeigt nun erstmals eine Verbindung auf zwischen Ammonium und der salzhaltigen Sole aus dem Inneren der Ceres. Der Ursprung des Zwergplaneten, so argumentiert das Team, müsse deshalb nicht zwingend im äußeren Sonnensystem liegen. Ceres könnte auch ein echtes Kind des Asteroidengürtels sein.

Ammonium aus der Tiefe
Die Forschenden gehen davon aus, dass die Bausteine von Ammonium bereits im ursprünglichen Baumaterial der Ceres enthalten waren. Da Ammonium sich nicht mit den typischen Mineralien im Ceres‘ Mantel verbindet, reicherte es sich nach und nach in einer mächtigen Soleschicht an, die sich global zwischen Mantel und Kruste des Zwergplaneten erstreckte. Durch kryovulkanische Aktivität stieg die ammoniumreiche Sole im Laufe der Jahrmilliarden immer wieder auf und das darin enthaltene Ammonium wechselte nach und nach den „Wirt“: Es drang in die großräumig vorhandenen Schichtsilikate der Ceres-Kruste ein. Schichtsilikate, die sich durch eine lagenartige Kristallstruktur auszeichnen, sind auch auf der Erde etwa in tonhaltigen Böden weitverbreitet. In Kontakt mit einer ammoniumreichen Sole lagern sich bevorzugt Ammonium-Ionen an. „Das Gestein könnte das Ammonium über viele Milliarden Jahre wie eine Art Schwamm aufgenommen haben“, erklärt MPS-Wissenschaftler Dr. Andreas Nathues, Erstautor der aktuellen Studie und früherer Leiter des Kamerateams von Dawn.

Vieles spricht dafür, dass die Konzentration des Ammoniums in tieferliegenden Schichten der Kruste größer ist als nahe der Oberfläche. Die wenigen Stellen auf der Ceres-Oberfläche, an denen sich außerhalb des Consus Kraters auffällige Flecken des gelblich-hellen Materials finden, liegen ebenfalls innerhalb tiefer Krater. Im Consus Krater dürfte – wie die aktuelle Studie detailliert zeigt – der Einschlag, der vor nur 280 Millionen Jahren den kleinen östlichen Krater schuf, Material aus den tiefliegenden, besonders ammoniumhaltigen Schichten freigelegt haben. Bei den gelblich-hellen Sprenkeln östlich des kleineren Kraters handelt es sich um Material, das der Einschlag aus großer Tiefe herausgeschleudert hat.

„Mit seinen 450 Millionen Jahren ist der Consus Krater nach geologischen Maßstäben nicht besonders alt, allerdings ist er einer der ältesten noch erhaltenen Strukturen auf Ceres. Durch seinen tiefen Aushub verschafft er uns Zugang zu Prozessen, die sich über viele Milliarden Jahre im Innern der Ceres abgespielt haben – und ist so eine Art Fenster in die Vergangenheit des Zwergplaneten“, so MPS-Forscher Dr. Ranjan Sarkar, ein Co-Autor der Studie.

Originalveröffentlichung
Andreas Nathues et al.:
Consus Crater on Ceres: ammonium-enriched brines in exchange with phyllosilicates?,
Journal of Geophysical Research: Planets, 5. September 2024
https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2023JE008150

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• Zwergplanet Ceres

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Pluto ist eine beliebte Welt. Spätestens seit am 14. Juli 2015 die NASA-Raumsonde New Horizons an dem Zwergplaneten vorbeigerauscht war, flogen ihm die Herzen vieler Menschen zu. Es zeigte sich auch, dass auf seiner Oberfläche selbst ein Herz sitzt, wenn auch ein sehr kaltes. Denn die mittlere Temperatur auf Plutos Oberfläche mit seinem gewaltigen herzförmigen Gletscher aus Stickstoffeis liegt bei gerade einmal minus 229 °C.

Karl taucht in dieser Folge des Podcasts in die Geologie des Plutos ein. Schon lange vor dem Vorbeiflug von New Horizons gab es einige Kenntnisse über die ferne Welt. Doch erst die Daten der Sonde zeigten, wie dynamisch sich der Zwergplanet im Laufe eines 248 Erdjahre langen Sonnenumlaufs verändert. Gleich vier Eissorten spielen dabei eine wesentliche Rolle: Sie gleiten als Gletscher über die Oberfläche, sublimieren in eine dünne Atmsphäre, bilden steile Berghänge oder brechen aus Kryovulkanen als eisige Lava empor.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle zwei Wochen eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast von Die Weltraumreporter, einem Magazin der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement die Weltraumreporter für 3,49 Euro pro Monat oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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• Plutoid Pluto
• New Horizons Mission
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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

22. Februar 2022 – Der drittgrößte Krater auf dem Zwergplaneten Ceres war viele Millionen Jahre nach seiner Entstehung noch mindestens einmal geologisch aktiv. In einer aktuellen Studie, die heute in der Fachzeitschrift Nature Communications erscheint, legen Forscher des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, der Westfälischen Wilhelms-Universität Münster (WWU) und des National Institute of Science Education and Research (NISER) in Indien die bisher detailreichste Untersuchung des Urvara-Kraters vor. Dafür werteten sie erstmals Kamera-Aufnahmen aus der letzten Phase der NASA-Weltraummission Dawn aus, die geologische Strukturen von nur einigen Metern Größe erkennen lässt. Die Raumsonde Dawn war 2015 in eine Umlaufbahn um den Zwergplaneten eingeschwenkt und hatte ihn etwa dreieinhalb Jahre lang aus der Nähe untersucht.

Zahlreiche große Krater zeigen sich auf der Oberfläche des Zwergplaneten Ceres, der mit einem Durchmesser von etwa 960 Kilometern der größte Körper im Asteroidengürtel ist. Der wohl auffälligste dieser Krater heißt Occator und liegt auf der Nordhalbkugel. Die hellen Flecken in seinem Innern, die sich schon in der Anflugphase deutlich zeigten, entpuppten sich als salzhaltige Überbleibsel einer unterirdischen Sole, die bis in jüngster geologischer Zeit durch kryovulkanische Prozesse an die Oberfläche drangen. In einem anderen großen Krater, genannt Ernutet, finden sich Hinweise auf freiliegende organische Verbindungen und somit auf eine sehr komplexe Chemie. In ihrer jüngsten Veröffentlichung wenden sich die Forscher unter Leitung des MPS nun dem Urvara-Krater zu. Auf der Südhalbkugel gelegen, ist er mit einem Durchmesser von 170 Kilometern der drittgrößte Ceres-Krater. Der Einschlag, durch den er vor etwa 250 Millionen Jahren entstand, dürfte Material aus bis zu 50 Kilometern Tiefe zu Tage gefördert haben.

„Die großen Impaktstrukturen auf Ceres verschaffen uns Zugang zu den tieferliegenden Schichten des Zwergplaneten“, erklärt Dr. Andreas Nathues vom MPS, Erstautor der aktuellen Studie und wissenschaftlicher Leiter des Kamera-Teams von Dawn. „Wie sich zeigt, ist die heutige Topographie und mineralogische Zusammensetzung einiger großer Ceres-Krater das Ergebnis komplexer und langanhaltender geologischer Prozesse, die die Oberfläche des Zwergplaneten verändert haben“, fügt er hinzu.

Um diese Prozesse möglichst genau nachvollziehen zu können, sind hochaufgelöste Aufnahmen und spektroskopische Daten notwendig. Die präzisesten Messdaten des Urvara-Kraters entstanden in der „Verlängerung“ der Dawn-Mission: Nach Ablauf der zunächst auf zwei Jahre ausgelegten Primärmission, reichten die verbleibenden Treibstoffreste, um auf wagemutigeren, stark elliptischen Bahnen die Oberfläche des Zwergplaneten stellenweise in einem Abstand von nur 35 Kilometern zu überfliegen. Mit Hilfe der beiden Dawn Framing Cameras, dem wissenschaftlichen Kamerasystem der Mission, entstanden dabei Aufnahmen, in denen sich Strukturen von einigen Metern Größe erkennen lassen. Das Kamerasystem wurde unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut und während der Mission betrieben.

Steilhänge, Senken und helles Material
Die hochaufgelösten Aufnahmen des Urvara-Kraters offenbaren eine geologisch ausgesprochen vielfältige Landschaft. Mehrfach terrassierte Steilhänge umschließen das Einschlagsbecken; als markantestes Merkmal ragt etwas abseits der Kratermitte eine etwa 25 Kilometer lange und 3 Kilometer hohe Bergkette empor. An ihrer südlichen Flanke finden sich schroffe Klippen, ausgedehnte Geröllfelder – und vereinzelt helles Material, das an die berühmten Flecken des Occator-Kraters erinnert. Des Weiteren zeigen die Bilder eine tiefe Senke, Gebiete mit auffallend glatter Oberfläche und solche, die von zahlreichen kleineren, runden Vertiefungen übersät sind.

„Unsere Auswertungen ergeben, dass verschiedene Bereiche des Kraters sehr unterschiedlich alt sind“, so Dr. Nico Schmedemann vom Institut für Planetologie der WWU. „Der Altersunterschied beträgt bis zu 100 Millionen Jahre. Das deutet darauf hin, dass dort Prozesse am Werk waren, die noch lange nach der eigentlichen Entstehung des Kraters gewirkt haben“, fügt er hinzu. Für Untersuchungen dieser Art zählen Forscherinnen und Forscher die kleinen Krater, die jede Oberfläche atmosphäreloser Körper überziehen. Da ältere Oberflächen mehr Zeit hatten, solche Einschläge kleinerer Brocken aus dem Weltall „anzusammeln“, weisen sie mehr Krater auf als jüngere. Bei der genauen Altersbestimmung spielen zudem Modelle von der Stärke des Bombardements zu verschiedenen Zeiten eine Rolle.

Die ursprünglichsten Gebiete im Urvara-Krater sind demnach etwa 250 Millionen Jahre alt. Dieser Zeitpunkt markiert die Entstehung des Kraters selbst. Zu den jüngeren Oberflächen innerhalb des Kraters zählen ausgedehnte glatte, dunkle Gebiete sowie Senktrichter, die wahrscheinlich durch Gasaustritt im Untergrund entstanden sind.

Salze und organische Verbindungen aus der Tiefe
Weitere Hinweise auf die bewegte Vergangenheit des Kraters enthalten die Bilder, die mit Hilfe der Farbfilter des Kamerasystems aufgenommen wurden. Sie erlauben Rückschlüsse darauf, welche Wellenlängenbereiche des sichtbaren Lichtes bestimmte Oberflächen ins All reflektieren – und damit auf ihre mineralogische Zusammensetzung. Wie sich zeigt, handelt es sich bei dem hellen Material um Salze. Daten des Dawn-Spektrometers VIR, das von der italienischen Weltraumagentur ASI zur Mission beigesteuert wurde, deuten zudem darauf hin, dass sich an einem Hang westlich der zentralen Bergkette organische Verbindungen zusammen mit Salzen abgelagert haben. Eine solche Kombination aus markanten Salzablagerungen und organischen Verbindungen wurde zuvor noch nicht beobachtet. Auch die Ablagerungen organischer Verbindungen sind offenbar vergleichsweise jung.

„Die Frage nach dem Ursprung und der Entstehung organischer Stoffe auf Ceres ist nach wie vor offen. Ihre Antwort hat Auswirkungen auf unser Verständnis der gesamten geologischen Geschichte von Ceres und mögliche Verbindungen zu Fragen der Astrobiologie und Habitabilität“, erklärt NISER-Wissenschaftler Dr. Guneshwar Thangjam. „Die organischen Verbindungen, die wir möglicherweise im Urvara-Krater auf der Südhalbkugel gefunden haben, unterschieden sich deutlich von den Gebieten im Ernutet-Krater auf der Nordhalbkugel, die reich an organischen Verbindungen sind“, fügt er hinzu. Und weiter: „Das Team arbeitet an diesen Fragen, indem es sowohl FC- als auch VIR-Spektraldaten auswertet.“

„Insgesamt zeigt sich uns im Urvara-Krater ein ausgesprochen komplexes Bild, das wir noch nicht vollständig verstehen und das Raum für zwei Interpretationen lässt“, fasst Andreas Nathues die Ergebnisse zusammen. So könnte etwa der Einschlag, der den Urvara-Krater formte, Salze aus dem Innern des Zwergplaneten an die Oberfläche befördert haben. Einiges spricht jedoch dafür, dass stattdessen eine salzhaltige Sole im Spiel war, die aus dem Innern nach oben stieg und weitere Prozesse in Gang setzte. Ob die Sole die Oberfläche erreichte oder sich lediglich dicht darunter anreicherte, ist unklar.

Unabhängig von der genauen Interpretation bekräftigen die aktuellen Ergebnisse das Bild des Zwergplaneten, das die Dawn-Mission in den vergangenen Jahren von Ceres gezeichnet hat: ein geologisch aktiver Körper, unter dessen Kruste sich in verschiedenen Tiefen salzhaltige Schichten erstrecken. Diese könnten in Verbindung stehen mit einem früheren, in der Tiefe gelegenen Ozean, der auch organische Verbindungen enthielt. Trotz Ceres‘ gewaltigen Sonnenabstandes und der damit verbundenen Kälte könnte diese Sole dank der gelösten Salze noch heute in großen flüssigen Reservoirs in etwa 40 Kilometern Tiefe überdauern.

Originalveröffentlichung
A. Nathues, M. Hoffmann, N. Schmedemann, R. Sakar, G. Thangjam, K. Mengel, J. Hernandez, H. Hiesinger, J.H. Pasckert:
The Urvara basin on Ceres – brine residues and organics,
Nature Communications, 22. Februar 2022
https://www.nature.com/articles/s41467-022-28570-8
https://dx.doi.org/10.1038/s41467-022-28570-8

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• Zwergplanet Ceres

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Der Zwergplanet Ceres, der größte Körper im Asteroidengürtel, war bis vor eine Million Jahren Schauplatz kryovulkanischer Ausbrüche: Unterhalb des Einschlagskraters Occator drängte unterirdische Sole an die Oberfläche; das Wasser verdunstete und hinterließ helle, salzhaltige Ablagerungen. Dieser Prozess dauert wahrscheinlich noch immer an. Zu diesem Schluss kommt ein Forscherteam unter Federführung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen nach Auswertung hochaufgelöster Kamera-Aufnahmen von Ceres aus der letzten Phase der NASA-Mission Dawn. Die Fachzeitschriften Nature Astronomy, Nature Geoscience und Nature Communications widmen diesen und weiteren Ergebnissen der Dawn-Mission heute insgesamt sieben Artikel. Die Veröffentlichungen zeichnen das Bild einer einzigartigen Welt, in deren Innern sich bis heute Reste eines globalen Ozeans finden und dessen sonderbarer Kryovulkanismus wahrscheinlich noch immer aktiv ist.

Kryovulkanismus galt lange Zeit als ein Phänomen des äußeren Sonnensystems, das ausschließlich auf einigen Eismonden von Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun auftritt. Durchgewalkt von den gewaltigen Gravitationskräften ihrer Mutterplaneten bieten diese Monde in ihrem Innern so viel Wärme, dass dort Wasser trotz der beachtlichen Entfernung von der Sonne nicht vollständig gefriert und in zum Teil spektakulären Fontänen ins Weltall sprüht. Ganz anders dürfte es im Asteroidengürtel zugehen. Die vielen Millionen größerer und kleinerer Brocken, die dort zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter um die Sonne kreisen, gelten gemeinhin als einfach aufgebaute, wasserlose und inaktive Körper.

Dass sich diese Sichtweise nicht aufrechterhalten lässt, beweisen jetzt die aktuellen Veröffentlichungen. Ceres, der mit einem Durchmesser von 950 Kilometern größte Bewohner des Asteroidengürtels, entpuppt sich darin als rätselhafter Sonderling. Die Ergebnisse der Forscherinnen und Forscher beruhen in erster Linie auf Messdaten aus der letzten Phase der NASA-Mission Dawn, die Ceres von 2015 bis 2018 aus der Nähe untersuchte. Auf einer stark elliptischen Umlaufbahn wagte sich die Raumsonde in ihren letzten fünf Monaten bis auf 35 Kilometer an die Oberfläche heran – näher als je zuvor. Dem wissenschaftlichen Kamerasystem der Dawn-Sonde, das unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut wurde, gelangen in dieser Zeit einzigartige Aufnahmen.

Besonderes Augenmerk richteten die Autorinnen und Autoren der aktuellen Veröffentlichungen, zu denen auch Forscher der Westfälischen Wilhelms-Universität (WWU) in Münster und des National Institute of Science Education and Research in Bhubaneswar (Indien) zählen, auf den Occator-Krater, einen markanten Einschlagskrater auf der Nordhalbkugel von Ceres. Mit einem Durchmesser von etwa 92 Kilometern übertreffen seine Ausmaße selbst die der allermeisten irdischen Krater. Noch auffälliger ist seine zum Teil leuchtend weiße Färbung, die bereits in der Anflugphase auf Ceres zu Spekulationen um etwaige Wasservorkommen anregte. „Genau betrachtet hat der Occator-Krater eine sehr komplexe Struktur mit Erhöhungen, Absenkungen, Ablagerungen, Rissen und Furchen. In allen Einzelheiten ist dies erst in der letzten Missionsphase deutlich geworden“, erklärt Dr. Andreas Nathues vom MPS, wissenschaftlicher Leiter des Kamerateams von Dawn. „Aus der heutigen Morphologie des Kraters können wir seine Entstehungsgeschichte rekonstruieren – und so einen Blick in die bewegte Vergangenheit von Ceres werfen“, fügt er hinzu.

Die hochaufgelösten Aufnahmen lassen es zu, das Alter der einzelnen Kraterbereiche zu bestimmen. Zu diesem Zweck analysieren die Forscher Anzahl und Beschaffenheit kleinerer Einschläge, die jeden Körper im Sonnensystem überziehen. Je jünger eine Oberfläche ist, desto weniger Mini-Krater weist sie auf.

Wie sich zeigte, entstand der Occator-Krater vor etwa 22 Millionen Jahren durch einen großen Einschlag. Wie in vielen anderen Einschlagskratern auf der Erde und auf anderen Planeten bildete sich dabei ein Zentralberg, der allerdings nach einiger Zeit wieder einstürzte. Vor etwa 7,5 Millionen Jahren stieg unter den Resten des Zentralbergs Sole aus dem Innern an die Oberfläche empor. Das Wasser verdunstete und bestimmte Salze, so genannte Karbonate, lagerten sich ab. Sie sind für die markanten hellen Ablagerungen, genannt Cerealia Facula, im Zentrum des Occator-Kraters verantwortlich. Durch den Materialverlust im Innern sackte der innere Teil des Kraters ab. Es bildete sich eine runde Vertiefung mit einem Durchmesser von etwa 15 Kilometern.

In den folgenden Jahrmillionen konzentrierte sich die Aktivität vor allem auf den östlichen Bereich des Kraterbodens. Durch Risse und Furchen quoll auch dort Sole an die Oberfläche und erzeugte weitere helle Ablagerungen, die Vinalia Faculae. Vor etwa 2 Millionen Jahren wachte das Zentrum des Kraters wieder auf: Erneut drang Sole an die Oberfläche, innerhalb der zentralen Vertiefung wölbte sich eine Kuppe aus hellem Material nach oben. „Dieser Prozess dürfte mindestens bis vor einer Million Jahre angedauert haben“, fasst Dr. Nico Schmedemann von der WWU die Ergebnisse zusammen.

„Bemerkenswert ist vor allem, wie lange der Occator-Krater aktiv war und möglicherweise noch immer ist“, so Nathues. Theorien, wonach die ausgetretene Flüssigkeit ausschließlich auf Schmelzwasser vom ursprünglichen Einschlag zurückzuführen ist, sieht er dadurch widerlegt. Die Wärme, die bei einem solchen Einschlag entsteht, hätte sich nicht über so viele Millionen Jahre im Inneren halten können.

Stattdessen deuten die Ergebnisse darauf hin, dass sich tief unterhalb des Occator-Kraters Reste eines globalen, salzigen Ozeans finden. Ähnlich wie Streusalz im Winter sorgt das gelöste Salz dafür, dass die Sole trotz der tiefen Temperaturen im Inneren des Körpers flüssig bleibt. Diese Interpretation stützt ein zweiter Artikel, der heute veröffentlicht wurde und an dem ebenfalls das MPS beteiligt ist. Darin werten Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler unter Leitung des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA Dawns Gravitationsmessungen aus. Ihrer Analyse zu Folge liegt eine Blase aus flüssiger Sole etwa 40 Kilometer unterhalb des Occator-Kraters.

Möglich ist sogar, dass aus dem Zwergplaneten noch immer Wasser austritt und verdampft. Bereits 2014 hatten Messungen mit dem Weltraumteleskop Herschel Anzeichen einer extrem dünnen, wasserhaltigen und möglicherweise nur sporadisch auftretenden Exosphäre gefunden. Im Zuge der späteren Dawn-Mission fanden Nathues und sein Team Hinweise auf eine Art dünnen Dunst, der täglich über dem Occator-Krater liegt. Zu diesen Puzzlestücken gesellt sich nun die Veröffentlichung des Spektrometer-Teams von Dawn unter Leitung des Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica in Rom. Die Forscherinnen und Forscher konnten in dem hellen, abgelagerten Material unter anderem Salzverbindungen nachweisen, die Wasser enthalten. Das nur leicht gebundene Wasser verdunstet an der Oberfläche von Ceres jedoch innerhalb von Wochen; die Ablagerungen können somit nicht alt sein.

„Wir gehen davon aus, dass Ceres noch immer gelegentlich kryovulkanisch aktiv ist“, folgert Nathues. Während einiges dafür spricht, dass die Ausbrüche in der frühen Entwicklungsphase des Occator-Vulkanismus teilweise geradezu explosiv waren, dürfte sich Ceres‘ Kryovulkanismus mittlerweile deutlich beruhigt haben. Die Forscherinnen und Forscher vermuten, dass Wasser nun in erster Linie durch Verdampfen entweicht. „Ein solcher Kryovulkanismus ist nach bisherigem Kenntnisstand im Sonnensystem einzigartig“, so Schmedemann.

Originalveröffentlichungen mit MPS-Beteiligung
1.
Andreas Nathues, Nico Schmedemann, Guneshwar Thangjam et al.: Recent cryovolcanic activity at Occator on Ceres,
Nature Astronomy, 10. August 2020
DOI

2.
Carol A. Raymond et al.: Impact-Driven Mobilization of Deep Crustal Brines on Dwarf Planet Ceres,
Nature Astronomy, 10. August 2020
DOI

3.
Paul Schenk et al.: Impact heat driven volatile redistribution at Occator crater on Ceres as a comparative planetary process,
Nature Communications, 10. August 2020
DOI

4.
Britney Schmidt et al.: Post-impact cryo-hydrologic formation of small mounds and hills in Ceres’s Occator crater,
Nature Geoscience, 10. August 2020
DOI

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• Zwergplanet Ceres

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Quelle: MPS.

Während eines Vorbeiflugs der NASA-Raumsonde Galileo am Jupitermond Europa vor zwanzig Jahren hat der Trabant möglicherweise eine Wasserfontäne ins All gespuckt. Eine Gruppe von Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler, zu denen auch Forscher des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen zählen, haben jetzt neue Hinweise auf dieses Schauspiel gefunden. Am Computer versuchten sie, die damaligen Messdaten des Teilchendetektors, der am MPS und in den USA entwickelt und gebaut wurde, zu reproduzieren. Das gelang nur unter der Annahme, dass eine Wasserfontäne im Spiel war. Mit ihrer Kruste aus gefrorenem Wasser und ihrem unterirdischen Ozean weist Europa Umweltbedingungen auf, die einfaches Leben zulassen könnten. Wasserfontänen böten zukünftigen Jupitermissionen die Möglichkeit, das Wasser des Mondes direkt zu untersuchen.

Innerer Schalenaufbau mit Eisenkern, dünne sauerstoffreiche Atmosphäre, induziertes Magnetfeld – der Jupitermond Europa gleicht eher einem Planeten denn einem primitiven Mond. Eine weitere Besonderheit: Unter der bis zu 18 Kilometern dicken äußeren Kruste aus gefrorenem Wasser verbirgt sich ein unterirdischer, flüssiger Ozean. Mit den neuesten Rechnungen der Forscherinnen und Forscher unter Leitung der europäischen Weltraumagentur (ESA) und des MPS mehren sich nun die Hinweise, dass der viertgrößte der knapp 80 Jupitermonde dieses Wasser zumindest gelegentlich in kryovulkanischen Ausbrüchen ins All abgibt. Ein solches Verhalten ist etwa vom Saturnmond Enceladus bekannt, von dessen Wasserfontänen die NASA-Raumsonde Cassini spektakuläre Aufnahmen einfing.

Vergleichbar überzeugende Beweise dafür, dass auch Europa zu den kryovulkanischen Körpern im Sonnensystem zählt, gibt es bisher nicht. „Verschiedene Theorien, Modellrechnungen und sporadische Beobachtungen legen jedoch nahe, dass auch Europa unterirdisches Wasser ins All schießt“, so Dr. Elias Roussos vom MPS. Hinweise auf eine konkrete Eruption fanden Forscher aus Europa und den USA unabhängig von einander in den vergangenen Jahren. Einige dieser Gruppen werteten Daten des Magnetometers an Bord der NASA-Raumsonde Galileo aus, die ab 1995 acht Jahre lang das Jupitersystem erkundete. Bei einem Vorbeiflug an Europa im Jahre 2000 zeigten die Messdaten Abweichungen im Jupiter-Magnetfeld in der Nähe des Mondes. Diese könnten auf eine Wasserfontäne zurückzuführen sein, die sich während des Vorbeifluges ereignete.

Zusammen mit seinen Kollegen nahm sich ESA-Wissenschaftler Dr. Hans Huybrighs die Messdaten des Vorbeifluges erneut vor – dieses Mal allerdings die des Teilchendetektors EPD (Energetic Particles Detector). Das Instrument wurde am Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins Universität (USA) und am MPS entwickelt und gebaut. EPD zeichnete unter anderem die Verteilung hochenergetischer Protonen auf, die im Jupiter-Magnetfeld gefangen sind.

„Das Magnetfeld des Jupiters ist bis zu zwanzigmal so stark wie das der Erde und reicht mehrere Millionen Kilometer ins All hinaus“, beschreibt MPS-Forscher Dr. Norbert Krupp die Bedingungen im Jupitersystem. Der Jupitermond Europa zieht seine Bahnen innerhalb dieses gewaltigen magnetischen Schutzschildes. Beim Vorbeiflug an Europa im Jahre 2000 verzeichnete EPD deutlich weniger Protonen in der Nähe des Mondes als erwartet. Bisher hatten Forscherinnen und Forscher angenommen, dass der Mond selbst die Sicht des Detektors verstellt hatte.

Die aktuellen Ergebnisse deuten jedoch auf eine weitere Ursache hin. In aufwändigen Computersimulationen modellierten die Forscherinnen und Forscher unter Leitung der ESA und des MPS die Bewegungen der hochenergetischen Protonen während des Vorbeifluges und versuchten so, die Messdaten von EPD zu reproduzieren. Dies gelang jedoch nur unter der Annahme, dass eine Wasserfontäne die Umgebung von Europa beeinflusst hatte. Wenn hochenergetische Protonen auf ungeladene Teilchen aus der Atmosphäre des Mondes oder einer Wasserfontäne treffen, nehmen sie Elektronen von diesen auf und werden so selbst zu ungeladenen Teilchen. „Dadurch sind sie nicht länger im Magnetfeld des Jupiters gefangen und können das System mit hoher Geschwindigkeit verlassen“, erklärt Erstautor Dr. Hans Huybrighs von der ESA.

Für künftige Jupitermissionen böten Europas Wasserfontänen die Möglichkeit, in direkten Kontakt mit dem unterirdischen Wasserreservoir des Mondes zu treten und dieses zu charakterisieren. 2022 startet die ESA-Mission JUICE (Jupiter Icy Moon Explorer) auf ihre Reise zum Jupitersystem. Das MPS stellt für die Mission das Instrument SWI (Submillimeter Wave Instrument) sowie das Jupiter Elektronen- und Ionen-Spektrometer JEI, einen von insgesamt sechs Sensoren von PEP (Particle Environment Package), zur Verfügung. Weiterhin bereitet die NASA die Mission Europa-Clipper vor, die 2023 zum Jupitersystem starten soll. Auch an dieser Mission ist das MPS wissenschaftlich beteiligt.

Originalveröffentlichung

H.L.F. Huybrighs, E. Roussos et al.: An active plume eruption on Europa during Galileo flyby E26 as indivcated by energetic proton depletions, Geophysical Research Lettres,
version of record published online on12 May, 2020. Source DOI

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• Jupitermond Europa

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL.

Bereits am 6. März 2015 erreichte die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN ihr zweites und finales Forschungsziel – den im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres (Raumfahrer.net berichtete). Seit diesem erfolgreichen Eintritt in das Gravitationsfeld von Ceres war es der Raumsonde jedoch zunächst nicht möglich, weitere Fotos von ihrem Forschungsziel anzufertigen. Da sich DAWN ihrem Ziel von dessen sonnenabgewandten Seite her annäherte, lag der Zwergplanet aus der Sicht der Raumsonde über mehrere Wochen hinweg im Dunkeln. Bereits die letzte Aufnahme der Raumsonde, welche noch vor der ‚Ankunft‘ bereits am 2. März 2015 entstand, zeigte Ceres nur noch als eine schmale Sichel.

„Dennoch haben wir die Zeit genutzt“, so Dr. Andreas Nathues vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, der wissenschaftlicher Leiter des aus zwei identischen Optiken bestehenden Framing Camera-Experiments an Bord von DAWN. „Die Daten aus der Anflugphase auf Ceres enthalten bereits wertvolle Informationen, die wir nun weiter ausgewertet haben.“

Deshalb haben sich die Wissenschaftler des MPS in den vergangenen Wochen in erster Linie den Aufnahmen zugewandt, welche zuvor mit Hilfe der sieben Farbfilter des Kamerasystems angefertigt wurden. Diese Aufnahmen erlauben es, einzelne Wellenlängenbereiche des Sonnenlichts, welches Ceres in das Weltall reflektiert, gesondert zu betrachten. Auf diese Weise werden Unterschiede in der Zusammensetzung der Oberfläche deutlich, welche sich mit dem bloßen Auge nicht erkennen lassen. Aus diesen Daten erzeugten die beteiligten Wissenschaftler Falschfarbenkarten der Ceres-Oberfläche.

Diese Karten zeigen, dass sich die Oberflächenzusammensetzung des Zwergplaneten Ceres deutlich abwechslungsreicher gestaltet als das bloße Auge erkennen lässt. Welche Stoffe sich im reflektierten Licht bemerkbar machen, konnte bisher allerdings noch nicht geklärt werden. Die Karten verdeutlichen jedoch eindrucksvoll, dass sich die Oberfläche des Zwergplaneten offenbar aus verschiedenen Materialien zusammensetzt. Die Oberfläche besteht zwar überwiegend aus kohlenstoffreichen Materialen – die exakte Zusammensetzung variiert dabei jedoch regional. Dies deutet darauf hin, dass sich die Oberfläche von Ceres im Verlauf der vergangenen 4,6 Milliarden Jahre immer wieder verändert haben muss.

„Ceres war nicht bloß ein toter Brocken. Er war aktiv und die entsprechenden Prozesse führten dazu, dass heute verschiedene Materialien auf verschiedene Regionen verteilt sind“, so Christopher Russell von der University of California in Los Angeles, der wissenschaftlicher Leiter der DAWN-Mission.
„Ceres offenbart immer mehr, dass wir einen spannenden und vielfältigen Himmelskörper untersuchen“, so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der Mitarbeiter des Kamerateams der Mission. Für ihre weiteren Analysen benötigen die Wissenschaftler jedoch weiter Aufnahmen.

Neue Fotos von Ceres
In den vergangenen Wochen hat sich die Raumsonde DAWN dem Zwergplaneten immer weiter genähert und dabei schließlich auch eine Position erreicht, aus der sich der Framing Camera wieder ein lohnender Blick auf Ceres bot. Am 10. April konnte die Framing Camera wissenschaftlich relevante Aufnahmen anfertigen, welche aus einer Entfernung von rund 33.000 Kilometern auch erstmals die Nordpolregion von Ceres zeigten. Bis zum 23. April wird sich DAWN der Oberfläche von Ceres bis auf eine Distanz von dann nur noch 13.500 Kilometern nähern. Aus dieser Höhe heraus beginnt eine weitere wissenschaftliche Beobachtungs- und Kartierungsphase (bezeichnet als „RC3“ – kurz für „Rotation Characterization 3“). Bis zum 9. Mai sollen dabei rund 2.500 weitere Aufnahmen angefertigt werden, welche über eine Auflösung von etwa 1,3 Kilometern pro Pixel verfügen.

Das Rätsel der ‚Weißen Flecken‘
Aber bereits auf den während der letzten Tage angefertigten Aufnahmen, welche übrigens erstmals einen senkrechten Blick auf die Nordpolregion von Ceres ermöglichten, sind erneut mehrere der ungewöhnlichen Flecken zu erkennen, die sich deutlich von ihrer dunkleren Umgebung abheben. Zwei dieser Strukturen befinden sich in einem etwa 92 Kilometer durchmessenden Krater. Die Entdeckung dieser ‚weißen Flecken‘ auf Ceres stellte für die Planetologen eine kleine Sensation dar, denn bisher wurden vergleichbare Strukturen auf keinem anderen Himmelskörper unseres Sonnensystems beobachtet.

„Seit wir diese ausgesprochen hellen Flecken beobachten, haben sie sich nicht verändert“, so Prof. Jaumann. „Ihre Herkunft ist ein Rätsel. Bisher können wir über ihre Struktur oder Zusammensetzung noch nichts sagen. Eigentlich sind es zurzeit noch eher helle Punkte, die kleiner als vier Kilometer sein müssen.“ Erste Vermutungen der Wissenschaftler gehen dahin, dass es sich hierbei um direkt auf der Oberfläche befindliche Ablagerungen von Wassereis handeln könnte. Aber auch ein kryovulkanischer Ursprung wird für denkbar gehalten. Noch ist die Raumsonde DAWN zu weit entfernt, um die Form dieser Strukturen im Detail aufzulösen.

Allerdings konnte ein weiteres der insgesamt drei wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde – das im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitende „Visible and Infrared Mapping Spectrometer“ (kurz „VIR“) – bereits im Februar 2015 aus einer damaligen Entfernung von etwa 46.000 Kilometern zu Ceres erste Informationen zu den Temperaturen liefern, welche im Bereich dieser Flecke auf der Oberfläche von Ceres vorherrschen.

Einer der Flecken, von den Wissenschaftlern als „Spot 1“ bezeichnet, stellte sich dabei als ausgesprochen ‚kalt‘ heraus. Im Bereich des infraroten Lichts hebt es sich dunkel von seiner Umgebung ab und muss somit deutlich kälter als das umgebende Terrain sein. Während die Umgebung von dunklem Regolith-Staub bedeckt zu sein scheint, so eine Interpretation, könnte es sich bei dem Fleck um direkt an der Oberfläche abgelagertes Eis handeln. Die beiden eng beieinander liegenden Flecken im Inneren eines Kraters – bezeichnet als „Spot 5“ – verfügen dagegen in etwa über die gleiche Temperatur wie ihre Umgebung.

Durch die bis zum 9. Mai durchzuführenden Untersuchungen werden sich den Wissenschaftlern weitere Möglichkeiten für die Analyse dieser Flecken ergeben. Vielleicht, so Prof. Jaumann, lässt sich dann schon Genaueres zu der Natur dieser ungewöhnlichen weißen Flecken sagen.

Anschließend wird sich die Raumsonde DAWN der Oberfläche von Ceres noch weiter nähern. Aus einer Entfernung von 4.400 Kilometern soll dann ab dem 6. Juni über mehrere Wochen hinweg die Oberfläche von Ceres zunächst mit einer Auflösung von etwa 400 Metern pro Pixel abgebildet werden. Nach dem Abschluss dieser „Survey Phase“ wird sich DAWN der Oberfläche des Zwergplaneten nach dem derzeitigen Planungsstand bis zum 15. Dezember 2015 schrittweise auf bis zu 375 Kilometer nähern.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.
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NASA Press-Kit:

• DAWN at Ceres (4,2 MB, engl.)

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

Der Beitrag Raumsonde DAWN – Neue Aufnahmen von Ceres erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Universität Heidelberg, JPL, University of Colorado at Boulder, Nature.

Bereits seit dem Sommer 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn und untersucht die Atmosphäre, das Ringsystem und die 62 bisher bekannten Monde dieses zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten. Dabei konnte während eines nahen Vorbeifluges an dem Mond Enceladus am 14. Juli 2005 zur Verwunderung der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler die Existenz einer extrem dünnen Atmosphäre um diesen Himmelskörper nachgewiesen werden. Mit einem mittleren Durchmesser von lediglich 504 Kilometern verfügt der sechstgrößte Mond des Saturn immerhin über eine viel zu geringe Masse, um die detektierten Gaspartikel über einen längeren Zeitraum in seinem Gravitationsfeld zu binden

Die Tatsache, dass die Dichte der beobachteten Atmosphäre mit zunehmender Höhe stark abnimmt, wurde als ein Indiz dafür interpretiert, dass eine Quelle direkt auf der Oberfläche des Eismondes für deren Existenz verantwortlich sein muss. Hierfür, so die Wissenschaftler im Jahr 2005, käme unter anderem ein geothermaler Hotspot in Frage, welcher durch vulkanische Aktivität gespeist wird. Aufgrund von Messdaten, welche mit verschiedenen Magnetometern, Spektrometern und einem Gerät zur Staubanalyse gewonnen werden konnten, wurde dieser Hotspot im Bereich der Südpolregion von Enceladus vermutet.

Am 27. November 2005 gelang den Wissenschaftlern der Cassini-Mission dann schließlich auch tatsächlich dessen direkter Nachweis. Auf den an diesem Tag im Gegenlicht angefertigten Enceladus-Aufnahmen der ISS-Kamera waren eine Vielzahl von feinen Jets erkennbar, welche von der Südpolregion ausgingen und die sich bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstreckten. Als Ausgangspunkt für diese feinen Strahlen aus Staubpartikeln, Wasserdampf und Eis konnten bei späteren dichten Vorbeiflügen an Enceladus vier nahezu parallel verlaufende Einschnitte in der Mondoberfläche ausgemacht werden, welche sich direkt über dem dortigen Südpol befinden (Raumfahrer.net berichtete). Die „Tigerstreifen“, so die Bezeichnung dieser Formationen, erstrecken sich über eine Länge von jeweils 130 Kilometern und erreichen eine Breite von bis zu zwei Kilometern. Diese von der Mondoberfläche ausgehenden Jets gelten als die hauptsächlichen Materiallieferanten für den E-Ring des Saturn.

Ungewissheit bestand jedoch zunächst darüber, woher das in diesen Jets enthaltene Wasser stammt. Manche Wissenschaftler favorisierten hierfür einen Zersetzungsprozess von gefrorenem Eis. Andere Forscher gingen dagegen davon aus, dass sich unter der Oberfläche des Mondes ein Ozean oder zumindestens ein ausgedehnter See aus flüssigem Wasser befinden muss. So zeigte eine im Jahr 2009 publizierte Studie der chemischen Zusammensetzung von Eispartikeln im E-Ring des Saturn, dass sich dort drei verschiedene Sorten von Eispartikeln befinden. Eine dieser Eissorten, vertreten mit einem Masseanteil von rund sechs Prozent, enthält verschiedene Salze, deren Menge und Zusammensetzung auf das Vorhandensein von einem Ozean zwischen der Eiskruste auf der Oberfläche von Enceladus und dessen felsigem Kern hindeutete. Mittlerweile gilt es als gesichert, dass sich unter der Oberfläche des Mondes Enceladus tatsächlich ein ausgedehnter Ozean erstreckt (Raumfahrer.net berichtete).

Ein Ozean unter der Oberfläche von Enceladus
Bei jedem dichten Vorbeiflug an einem der Monde des Saturn wird die Flugbahn der Raumsonde Cassini zwar minimal, aber doch deutlich messbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt. Diese Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit der Radiosignale bemerkbar, welche Cassini während eines solchen Vorbeifluges konstant zur Erde aussendet. Durch die Auswertung dieser auf dem Doppler-Effekt basierenden Daten lässt sich nicht nur die Masse eines Mondes und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den genauen inneren Aufbau des betreffenden Körpers getätigt werden.

Die Auswertung der Daten, welche bei drei dichten Enceladus-Vorbeiflügen bei Überflughöhen von weniger als 100 Kilometern in den Jahren 2010 und 2012 gewonnen wurden, haben erst kürzlich die bereits zuvor vermutete Existenz eines Ozeans unter der Oberfläche von Enceladus bestätigt. Dieser bis zu zehn Kilometer tiefe Ozean ist demzufolge unter einem 30 bis 40 Kilometer dicken Eispanzer verborgen und erstreckt sich vermutlich bis zum 50. Breitengrad unter der südlichen Hemisphäre von Enceladus – so die beteiligten Wissenschaftler in einer entsprechenden Publikation, welche am 4. April 2014 in der Fachzeitschrift „Science“ veröffentlicht wurde.

Nach den Ergebnissen der Wissenschaftler müssen in der Eiskruste von Enceladus ‚Bruchlinien‘ existieren, in denen flüssiges Wasser aus diesem Ozean bis an die Oberfläche aufsteigen kann. Dieser Ozean ist demzufolge von einer Schicht aus ‚weichem‘ Wassereis überdeckt, welches sich – bedingt durch Konvektionsprozesse – bewegt. Diese Bewegungen haben auch Einflüsse über die darüber liegende Schicht aus tiefgefrorenem Eis, in der sich im Rahmen dieses Prozesses tiefe Risse und Spalten bilden.

Diese Spalten werden von dem Wasser aufgefüllt, welches auf diese Weise bis zur Oberfläche des Mondes vordringen kann. Aufgrund des Vakuums und der niedrigen Temperaturen, welche auf der Oberfläche von Enceladus herrschen, verwandelt sich das Wasser dort in eine Mischung aus Wasserdampf und feinsten Tröpfchen aus Salzwasser, welche letztendlich zu Eiskristallen erstarren und in Form von Jets in das Weltall entweichen. Die Partikel, die es schaffen, das Gravitationsfeld des Enceladus zu verlassen, bilden anschließend mit den beigemengten Staubpartikeln die primäre Quelle für den E-Ring des Saturn.

Hinweise auf eine hydrothermale Aktivität
Speziell diese Staubpartikel waren das Untersuchungsobjekt einer weiteren Studie, welche auf den Messergebnissen des Cosmic Dust Analyzer (kurz „CDA“) – einem der Instrumente von Cassini – basieren. Mit diesem Instrument gelang in der Vergangenheit mehrfach der Nachweis von extrem kleinen Gesteinspartikeln, welche im Bereich des E-Rings in derselben Entfernung wie der Mond Enceladus um den Saturn kreisen und deren Ursprungsregion sich somit auf diesem Mond befinden dürfte. In einem Ausschlussverfahren ermittelten die beteiligten Wissenschaftler, dass es sich bei diesen Partikeln um Siliziumdioxid-Körner handeln muss, welche auf der Erde in Sand und in dem Mineral Quarz vorkommen.

Zugleich lieferte die immer gleiche Größe dieser Staubkörner – der Durchmesser der von dem CDA detektierten Partikel reicht von lediglich vier bis hin zu 16 Nanometern – auch Hinweise auf den Prozess, welcher der Bildung dieser Körner zugrunde liegen könnte. Auf unserem Heimatplaneten bilden sich Siliziumdioxid-Körner dieser Größenordnung in der Regel im Rahmen einer hydrothermale Aktivität unter einer Reihe von bestimmten Bedingungen. Dabei muss leicht alkalisches Wasser mit einem nur mäßigem Salzgehalt, welches zugleich mit Siliziumdioxid übersättigt ist, einem großen Temperaturgefälle ausgesetzt sein.

„Wir haben methodisch nach anderen Erklärungen für die winzigen Siliziumdioxid-Körnchen gesucht, aber jedes neue Ergebnis war ein Hinweis auf einen einzigen, sehr wahrscheinlichen Ursprung“, erklärt Dr. Frank Postberg, einer der an den Untersuchungen beteiligten Wissenschaftler und Zweitautor der damit verbundenen und kürzlich veröffentlichten Publikation.

Die Wissenschaftler kamen zu dem Ergebnis, dass sich die besagten Siliziumdioxid-Partikel sehr wahrscheinlich dann formen, wenn das ‚Meerwasser‘ von Enceladus in den Gesteinskern eindringt und anschließend mit gelösten Mineralen angereichertes heißes Wasser wieder aus dem felsigen Inneren des Mondes nach oben wandert und dort in Kontakt mit kälteren Wasserschichten gelangt. Für diese Wechselwirkungen, in deren Rahmen dann die winzigen Gesteinskörnchen entstehen, werden Temperaturen von mindestens 90 Grad Celsius benötigt. Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass diese Bedingungen, welche auf unserem Heimatplaneten auch im Bereich der „Weißen“ beziehungsweise „Schwarzen Raucher“ auftreten und wo heißes Wasser aus dem Inneren auf das relativ kalte Wasser des Ozeanbodens trifft, auch auf dem Meeresboden von Enceladus vorherrschen.

„Es ist sehr aufregend, dass diese winzigen Gesteinskörner, die von Geysiren ins All gespuckt wurden, uns etwas über die Bedingungen auf und unter dem Meeresboden eines eisbedeckten Mondes erzählen können“, so Dr. Hsiang-Wen Hsu, der Erstautor der Studie von der University of Colorado in Boulder/Colorado. Die extrem geringe Größe der Siliziumdioxid-Partikel legt zudem nahe, dass diese relativ schnell von ihrem hydrothermalen Ursprung in Richtung Oberfläche und dort zu den Quellen der Geysire des Mondes ‚wandern‘. Die dabei zu überbrückende Distanz von etwa 50 Kilometern muss innerhalb von einigen Monaten bis einigen Jahren zurückgelegt werden. Andernfalls würden die Partikel deutlich größer werden.

Eine ‚habitable Zone‘ im Untergrund von Enceladus?
Spätestens seit dem erstmaligen Nachweis eines dort stattfindenden Kryovulkanismus hat der Saturnmond Enceladus auch das Interesse der Exobiologen erweckt.

Bisher ist immer noch unklar, wann genau und unter welchen dabei vorherrschenden Umweltbedingungen sich einstmals das Leben auf unserem Heimatplaneten entwickelt hat. Nicht wenige Wissenschaftler halten es jedoch für wahrscheinlich, dass das Leben auf der Erde vor Milliarden von Jahren im Bereich der hier in der Tiefsee befindlichen hydrothermalen Quellen ‚entstand‘ und von dort ausgehend in der Folgezeit den gesamten Planeten ‚eroberte‘. Das mögliche Auftreten einer hydrothermalen Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus erhöht somit möglicherweise auch die Wahrscheinlichkeit, dass dieser Mond an manchen Stellen geeignete Umweltbedingungen für die Entstehung und Weiterentwicklung von dort lebenden Organismen bieten könnte.

„Diese Erkenntnisse erweitern die Möglichkeit, dass Enceladus, der einen unterirdischen Ozean beherbergt und zudem eine bemerkenswerte geologische Aktivität aufweist, über Umweltbedingungen verfügt, die für die Existenz von lebenden Organismen geeignet sind“, so John Grumsfield von der NASA. „Die Identifizierung von Orten, wo in unserem Sonnensystem Leben existieren könnte, bringt uns näher an die Beantwortung der Frage: Sind wir alleine im Universum.“

Die hier kurz angerissenen Forschungsergebnisse sind das Resultat einer umfangreichen vierjährigen Analyse von Daten der Raumsonde Cassini sowie von Computersimulationen und Laborexperimenten. Die aus diesen Arbeiten resultierende Studie wurde am 11. März 2015 von Dr. Hsiang-Wen Hsu et al. unter dem Titel „Ongoing hydrothermal activities within Enceladus“ in der Fachzeitschrift „Nature“ publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden (Raumfahrer.net berichtete).

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Fachartikel von Hsiang-Wen Hsu et al.:

• Ongoing hydrothermal activities within Enceladus (Abstract, engl.)

Fachartikel von Alexis Bouquet et al.:

• Possible evidence for a methane source in Enceladus‘ ocean (Abstract, engl.)

Der Beitrag Hydrothermale Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, CICLOPS.

Bereits seit mehr als zehn Jahren befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems – den Saturn. Die von Cassini mitgeführten 12 wissenschaftlichen Instrumente liefern seitdem regelmäßig Daten und hochaufgelöste Bilder von der Planetenatmosphäre, dem Ringsystem und den vielfältigen Monden des Saturn, welche sowohl die interessierte Öffentlichkeit als auch die Fachwelt begeistern. Die Ziele der Cassini-Mission sind vielschichtig und oftmals miteinander verknüpft. Neben der Erforschung des Saturn und seines größten Mondes, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, werden auch das Ringsystem des Planeten, dessen Magnetosphäre und die weiteren 61 derzeit bekannten Saturnmonde regelmäßig von den verschiedenen Instrumenten abgebildet und analysiert.
Eines dieser Untersuchungsobjekte ist der Mond Enceladus. Im Rahmen eines nahen Vorbeifluges an diesem Mond konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler am 14. Juli 2005 die Existenz einer extrem dünnen Atmosphäre um diesen Himmelskörper nachweisen. Mit einem mittleren Durchmesser von lediglich 504 Kilometern verfügt der sechstgrößte Mond des Saturn aber über eine viel zu geringe Masse, um diese Gaspartikel über einen längeren Zeitraum in seinem Gravitationsfeld festzuhalten. Die Gashülle müsste eigentlich bereits nach einer relativ kurzen Zeit in den Weltraum entweichen.

Die Tatsache, dass die so schon geringe Dichte der beobachteten Atmosphäre mit zunehmender Höhe stark abnimmt, wurde als ein Indiz dafür interpretiert, dass eine permanent aktive Quelle direkt auf oder unmittelbar unterhalb der Oberfläche des Eismondes für deren Existenz verantwortlich sein muss. Hierfür, so die Wissenschaftler im Jahr 2005, käme unter anderem ein geothermaler Hotspot in Frage, welcher durch vulkanische Aktivität gespeist wird. Aufgrund von Messdaten, welche mit verschiedenen Magnetometern, Spektrometern und einem Gerät zur Staubanalyse gewonnen werden konnten, wurde dieser Hotspot im Bereich der Südpolregion von Enceladus vermutet.

Kryovulkanismus
Am 27. November 2005 gelang den Wissenschaftlern der Cassini-Mission dann schließlich auch tatsächlich dessen direkter Nachweis. Auf den an diesem Tag im Gegenlicht angefertigten Enceladus-Aufnahmen der ISS-Kamera von Cassini waren eine Vielzahl von feinen ‚Jets‘ erkennbar, welche von der Südpolregion ausgingen und die sich bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstreckten. Als Ausgangspunkt für diese feinen Strahlen aus Wasserdampf und Eispartikeln konnten bei späteren dichten Vorbeiflügen an Enceladus vier nahezu parallel verlaufende Einschnitte in der Mondoberfläche ausgemacht werden, welche sich direkt über dem Südpol befinden. Diese „Tigerstreifen“, so die Bezeichnung für diese Formationen, erstrecken sich über eine Länge von jeweils 130 Kilometern und erreichen eine Breite von bis zu zwei Kilometern. Die von der Mondoberfläche ausgehende ‚Jets‘ gelten mittlerweile als die hauptsächlichen Materiallieferanten für den E-Ring des Saturn.

Nicht gesichert war dagegen bisher die Ursache für diesen Kryovulkanismus. Manche Wissenschaftler stellten eine Verbindung zwischen den Geysiren und der gravitativ bedingten Gezeitenkraft her, welche der massereiche Saturn auf den in einer Entfernung von im Mittel lediglich etwa 238.000 Kilometer entfernt umlaufenden Mond ausübt. Laut dieser Theorie wird das Innere von Enceladus regelrecht ‚durchgeknetet‘, wobei die dabei auftretenden Reibungen eine Erwärmung verursachen, was letztendlich das Schmelzen von Eis und die Freigabe von Wasserdampf zur Folge hat.

Andere Theorien besagen, dass sich im Bereich der Tigerstreifen durch die Gezeitenwirkungen Öffnungen bilden, durch welche dann Wasser aus tieferen Regionen an die Oberfläche gelangen kann. Als Quelle für dieses Wasserreservoir dient dabei ein Salzwasserozean, welcher sich unter der Oberfläche von Enceladus befindet.

101 aktive Geysire
Ein von Dr. Carolyn C. Porco vom Space Science Institute in Boulder/Colorado – der für den Betrieb des ISS-Kameraexperiments an Bord von Cassini verantwortlichen Wissenschaftlerin – geleitetes Team hat jetzt die Daten ausgewertet, welche die Raumsonde in einem Zeitraum von über 6,5 Jahren von der Südpolregion des Mondes gesammelt hat. Im Rahmen dieser Arbeit konnte zunächst eine Karte erstellt werden, auf der die Ausgangsregionen von 101 individuellen Geysiren eingezeichnet sind. All diese aktiven Geysire, so die Planetenforscher, haben ihren Ursprung demzufolge direkt in einem der vier mit den Namen Damascus, Baghdad, Cairo und Alexandria Sulcus belegten Tigerstreifen.

Aus der Studie geht zudem hervor, dass sehr wahrscheinlich tatsächlich Wasser aus dem Inneren des Mondes bis an die Oberfläche aufsteigt und dort in Form von Wasserdampf und Eispartikeln in das umgebende Weltall entweicht. Der hierfür entscheidende Hinweis stammt von verschiedenen Spektrometern der Raumsonde Cassini, mit denen im Jahr 2010 die Oberflächentemperatur im Bereich des Südpols von Enceladus ermittelt wurde.

Bei der Auswertung dieser Daten stellte sich heraus, dass die kartierten Geysire durchweg von Bereichen ausgehen, an denen leicht erhöhte Umgebungstemperaturen herrschen. Die höchste Geysir-Aktivität ist dabei in den Regionen zu beobachten, wo auch die höchsten Oberflächentemperaturen zu messen sind. Diese „Hot Spots“ verfügen allerdings lediglich über Durchmesser von maximal wenigen Dutzend Metern. Derartig eng begrenzte Bereiche lassen sich jedoch nicht durch eine von Gezeitenkräften verursachte Reibung erklären. Vielmehr ist davon auszugehen, dass sich der Ursprung der Geysire in größeren Tiefen befinden muss.

„Nachdem wir diese Ergebnisse in unseren Händen hielten, wurde uns klar, dass die Wärme nicht etwa die Geysire verursacht, sondern das vielmehr genau das Gegenteil der Fall ist“, so Carolyn Porco. „Dies verriet uns auch, dass die Geysire kein Oberflächenphänomen darstellen, sondern dass sie eine viel tiefer liegende Quelle haben müssen.“

Ein Ozean unter der Oberfläche
Bei jedem dichten Vorbeiflug an einem der Monde des Saturn wird die Flugbahn von Cassini zwar minimal, aber doch deutlich messbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt. Diese Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit der Radiosignale bemerkbar, welche Cassini während eines solchen Vorbeifluges konstant zur Erde aussendet. Durch die Auswertung dieser auf dem Doppler-Effekt basierenden Daten lässt sich nicht nur die Masse eines Mondes und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den genauen inneren Aufbau des betreffenden Körpers getätigt werden.

Die Auswertung der Daten, welche bei drei dichten Enceladus-Vorbeiflügen bei Überflughöhen von weniger als 100 Kilometern in den Jahren 2010 und 2012 gewonnen wurden, haben erst kürzlich die bereits zuvor vermutete Existenz eines Ozeans unter der Oberfläche von Enceladus bestätigt. Dieser Ozean ist demzufolge unter einem 30 bis 40 Kilometer dicken Eispanzer verborgen und erstreckt sich vermutlich bis zum 50. Breitengrad unter der südlichen Hemisphäre von Enceladus – so die beteiligten Wissenschaftler in einer entsprechenden Publikation, welche am 4. April 2014 in der Fachzeitschrift „Science“ veröffentlicht wurde.

Nach den Ergebnissen der Wissenschaftler um Carolyn Porco müssen ‚Bruchlinien‘ in der Eiskruste von Enceladus existieren, in denen flüssiges Wasser aus diesem Ozean bis an die Oberfläche aufsteigen kann. Dieser Ozean ist demzufolge von einer Schicht aus ‚weichem‘ Wassereis überdeckt, welches sich – bedingt durch Konvektion – bewegt. Diese Bewegungen haben auch Einflüsse über die darüber liegende Schicht aus tiefgefrorenem Eis, in der sich im Rahmen dieses Prozesses tiefe Risse und Spalten bilden.

Diese Spalten werden von dem Wasser aufgefüllt, welches auf diese Weise bis zur Oberfläche des Mondes vordringen kann. Aufgrund des Vakuums, welches auf der Oberfläche von Enceladus herrscht, verwandelt sich dieses in eine Mischung aus Wasserdampf und feinsten Tröpfchen aus Salzwasser, welche letztendlich zu Eiskristallen erstarren. Ein Teil des Wasserdampfes ‚kondensiert‘ zudem an den Öffnungen der Geysire und gibt dabei Wärmeenergie ab, was zur Bildung der beobachteten ‚Hot Spots‘ führt. Die Partikel, die es schaffen, das Gravitationsfeld des Enceladus zu verlassen, bilden dagegen die primäre Quelle für den E-Ring des Saturn.

Variierende Geysir-Aktivität ist abhängig von der Entfernung zum Saturn
Im Rahmen ihrer Studie untersuchten die Wissenschaftler auch die Veränderungen in der Menge der von den Geysiren freigegebenen Partikel. Dabei zeigte sich, dass diese von der Entfernung abhängig ist, in der sich Enceladus zum Saturn befindet. Enceladus umkreist den Saturn auf einer nur leicht elliptischen Umlaufbahn, welche in einer Entfernung zwischen 236.830 und 239.066 Kilometern zu dem Planeten verläuft. Für eine vollständige Umrundung wird dabei eine Zeitspanne von knapp 33 Stunden benötigt.

Die höchste Freisetzungsrate wurde immer dann beobachtet, wenn Enceladus den Punkt der größten Entfernung zum Saturn überschritten hatte. Dies deutet darauf hin, dass die vom Saturn ausgehenden Gezeitenkräfte die ‚Ausdehnung‘ der Spalten beeinflussen, durch welche das Wasser an die Oberfläche gelangt.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden kürzlich im Rahmen von zwei Fachartikeln von Carolyn Porco et al. und Francis Nimmo et al. in der Zeitschrift „The Astronomical Journal“ publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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• Raumsonde CASSINI

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Fachartikel von Carolyn Porco et al.:

• How the Geysers, Tidal Stresses, and Thermal Emission across the South Polar Terrain of Enceladus are Related (Abstract, engl.)

Fachartikel von Francis Nimmo et al.:

• Tidally modulated Eruptions on Enceladus: Cassini ISS Observations and Models (Abstract, engl.)

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