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

Am 16. Mai 2013 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 2.30 Uhr MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 191. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt Cassini auf ihrer Umlaufbahn um den Saturn immer noch über eine Inklination von 61,7 Grad.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des erneut 9,6 Tage andauernden Orbits – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 190“ – insgesamt 26 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Die meisten dieser Kampagnen werden sich auf den größten der derzeit 62 bekannten Monde des Saturn, den 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, konzentrieren, welcher am 23. Mai im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges von der Raumsonde passiert werden wird.

Die erste beiden Beobachtungen werden bereits mehrere Stunden nach dem Beginn des neuen Orbits erfolgen, wobei die ISS-Kamera zuerst den Saturn und dann den Mond Titan aus mehreren Millionen Kilometern Entfernung abbilden wird.

Mittels der hierbei geplanten Abbildungen der Atmosphären dieser beiden Himmelskörper durch die WAC-Kamera, welche Bestandteile von langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagnen“ sind, sollen erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden. Durch die Beobachtung von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen in den Atmosphären des Ringplaneten und des Titan lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

Als nächstes steht der G-Ring des Saturn auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera, welcher in erster Linie durch Material gespeist wird, das von der Oberfläche des Mondes Anthe stammt.

Im Anschluss an diese Beobachtungskampagne sollen mehrere der kleineren inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern.

Am 17. Mai wird die ISS-Kamera dann den äußeren Bereich des A-Ringes abbilden. Mit den entsprechenden Aufnahmen sollen zum wiederholten Mal sogenannte „Propellerstrukturen“ in diesem Ring dokumentiert werden. Bei diesen entfernt an Flugzeugpropeller erinnernden, lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine „Hohlräume“ innerhalb des A-Ringes, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden (Raumfahrer.net berichtete über den bei der Entstehung solcher „Propellerstrukturen“ zugrunde liegenden Prozess). Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Am 18. Mai wird sich die ISS-Kamera erneut auf den Saturn richten. In Zusammenarbeit mit einem der Spektrometer der Raumsonde, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), soll die ISS-Kamera hierbei die Südpolregion des Saturn abbilden. Neben der Suche nach Polarlichtern dienen diese Beobachtungen dazu, die Rotationsperiode des Saturn-Magnetfeldes näher zu bestimmen.

Am 20. Mai wird Cassini schließlich um 21.22 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 191 erreichen und den Planeten in einer Höhe von 316.000 Kilometer über dessen oberster Wolkenschicht passieren. Neben verschiedenen Abbildungen der Monde Titan und Mimas ist in dieser Phase des Orbits Nummer 191 die Dokumentation einer Sternokkultation vorgesehen.

Hierbei wird der Stern Theta Carinae von Teilen den Ringsystems bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von Theta Carinae erhoffen sich die an dieser Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche den Stern bei dieser Okkultation bedecken.

Drei Tage nach dem Passieren der Periapsis wird Cassini am 23. Mai 2013 schließlich den Saturnmond Titan mit einer Geschwindigkeit von 5,9 Kilometern pro Sekunde überfliegen. Dieser mittlerweile 92. gesteuerte Vorbeiflug der Raumsonde am Titan, das Manöver trägt die Bezeichnung „T-91“, ist der dritte von insgesamt acht in diesem Jahr erfolgenden Vorbeiflügen am Titan. Die dichteste Annäherung an den Titan, welche diesmal 970 Kilometer betragen wird, soll die Raumsonde dabei um 19.33 MESZ erreichen.

Während der Anflugphase wird eines der Spektrometer der Raumsonde, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), aktiv sein und die Nachtseite des Titan abtasten. Hierbei sollen Daten über die zu diesem Zeitpunkt auf der Oberfläche und in der Stratosphäre vorherrschenden Temperaturen gesammelt werden. Weitere Messungen des CIRS, welche im mittleren und Fern-Infrarotbereich erfolgen, dienen unter anderem dazu, um die Verteilung von Aerosolen und verschiedener chemischer Verbindungen in den oberen Schichten der Titanatmosphäre zu bestimmen.

Parallel zu diesen Messungen wird auch die ISS-Kamera aktiv sein, welche sowohl mit der WAC-Kamera als auch mit der NAC-Kamera diverse Aufnahmen der nördlichen Hemisphäre des Titan erstellen soll. Das „Zielgebiet“ der NAC-Kamera wird einige der größten Methan-Seen in dieser Region – nämlich Bolsena Lacus, Neagh Lacus und Ladoga Lacus – beinhalten.

In der Phase der dichtesten Annäherung wird schließlich das RADAR-Instrument von Cassini die wissenschaftlichen Arbeiten der Raumsonde dominieren. Unmittelbar vor der dichtesten Annäherung soll das Instrument die südlichen und östlichen Bereiche des Kraken Mare, des mit einer Fläche von etwa 400.000 Quadratkilometer größten Methansees auf dem Titan im SAR-Modus abtasten. Kurz darauf wird das Ligeia Mare, ein weiterer mit Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllter See, in den Aufnahmebereich des RADAR rücken.

Durch die Messungen, so die Erwartungen der Wissenschaftler der Cassini-Mission, können minimalste Höhenunterschiede auf der Oberfläche dieser Seen erkannt werden, welche sich im Millimeterbereich bewegen und die durch Wellenbewegungen ausgelöst werden, welche ihren Ursprung in Windeinflüssen, durch die Strömungen der diversen Zuflüsse von Kohlenwasserstoffverbindungen oder in Gezeitenbewegungen haben können. In der Abflugphase wird sich das RADAR dann unter anderem auf die Region Ardiri – hierbei handelt es sich um ein ausgedehntes Dünenfeld im Bereich des Äquators des Titan – richten.

Im Anschluss an diese Beobachtungen wird sich erneut die ISS-Kamera auf den Titan ausrichten und diesen bis zum 25. Mai mehrfach abbilden. Die dabei anzufertigenden Aufnahmen sollen genutzt werden, um eine bereits bestehende topografische Karte der Titanoberfläche noch weiter zu verfeinern. Zudem wird die ISS-Kamera einen über dem Südpol des Titan befindlichen Wolkenwirbel mit einer zuvor nicht erreichten Auflösung abbilden.

Am 26. Mai 2013 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 9.38 MESZ in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und damit auch diesen 191. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den dann beginnenden Orbit Nummer 192 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen.

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

In den letzten Jahren haben sich die Hinweise darauf verdichtet, dass auf dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dem größten der 62 bisher bekannten Saturnmonde, ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus den Wolken ab, welche sich anschließend in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden. Derzeit sind den Planetenforschern etwa 400 Seen auf der Titanoberfläche bekannt, welche sich größtenteils auf der nördlichen Hemisphäre des Mondes befinden.

Somit hat sich der Titan neben der Erde als der einzige bekannte Ort innerhalb unseres Sonnensystems herauskristallisiert, an dem auch gegenwärtig ein Flüssigkeitskreislauf stattfindet. Aus den daran beteiligten Kohlenwasserstoffen könnten sich unter bestimmten Bedingungen auch komplexere organische Verbindungen bilden, welche als die „Grundbausteine des Lebens“ angesehen werden. Unter den Exobiologen gilt der Titan daher als einer der derzeit aussichtsreichsten Kandidaten für den Nachweis von extraterrestrischen Lebensformen.

„Eine der faszinierendsten Fragen in Bezug auf diese Seen ist, ob sie eventuell irgendeine exotische Form von Leben beherbergen könnten“, so Jonathan I. Lunine von der Cornell University in Ithaca/USA und Mitarbeiter der Cassini-Mission, welche den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht. Zusammen mit seinem Kollegen Jason D. Hofgartner hat er jetzt untersucht, ob sich auf der Oberfläche dieser Seen eventuell Eisschollen aus gefrorenen Kohlenwasserstoffen bilden könnten.
Die Bildung von schwimmendem Kohlenwasserstoffeis, so die beiden Wissenschaftler, könnte das Vorhandensein einer interessanten Chemie an den Übergangszonen zwischen dem flüssigen und dem festen Aggregatzustand des Methans ermöglichen. Solche „Übergangszonen“ haben eventuell auch in der Entwicklungsgeschichte unseres Heimatplaneten bei der Entstehung des irdischen Lebens eine wichtige Rolle gespielt.

Bisher gingen die Planetenforscher jedoch prinzipiell davon aus, dass sich auf der Oberfläche der Titan-Seen kein Kohlenwasserstoffeis befinden kann, da gefrorenes Methan über eine größere Dichte verfügt als flüssiges Methan. Gefrorene Kohlenwasserstoffverbindungen würden somit unmittelbar nach ihrer Bildung aufgrund ihres Gewichtes in die Tiefe absinken und sich am Grund der betroffenen Seen ablagern. In ihrem neu erstellten Modell kamen Hofgartner und Lunine jedoch zu dem Schluss, dass dieser Fall nur dann eintritt, wenn es sich dabei um kompaktes Eis ohne jegliche Porositäten oder Gaseinschlüsse handelt.

Bei den neu durchgeführten Analysen wurde speziell berechnet, unter welchen Bedingungen sich Methaneis auf dem Titan bildet und welche Eigenschaften es danach ausweist. Hierbei wurden auch die bei verschiedenen Temperaturen erfolgenden Interaktionen zwischen den Kohlenwasserstoffen, mit denen die Seen gefüllt sind, und der Titanatmosphäre berücksichtigt.

Die beiden Wissenschaftler kamen dabei zu dem Schluss, dass sich auf den Oberflächen der Titanseen anscheinend tatsächlich längerfristig existierende Eisschollen bilden könnten. Deren Fortbestehen an der Oberfläche der Seen hängt jedoch davon ab, in welchem Verhältnis die einzelnen Kohlenwasserstoffe – speziell Methan und Äthan – im Rahmen der Eisbildung miteinander vermischt wurden und ob bei dem Gefriervorgang zusätzlich gasförmiger Stickstoff – dieser ist mit einem Anteil von rund 98 Prozent der Hauptbestandteil der Titanatmosphäre – in das entstehende Eis eingebettet wurde. Der Stickstoff würde sich dabei als Gaseinschluss in Poren ablagern und dem Methaneis zusätzlichen Auftrieb verleihen. Dieser Effekt eines Auftriebes, so das Ergebnis der Studie, würde auftreten, sobald mindestens fünf Prozent Stickstoff in das Eis eingebettet sind.

Diese Ergebnisse könnten auch die bisherigen Messergebnisse des RADAR-Instrumentes an Bord des Saturnorbiters Cassini erklären, durch dessen Daten in den vergangenen Jahren der Nachweis von Methanseen auf der Oberfläche von Titan gelang. In den Radardaten der Raumsonde präsentieren sich die bisher entdeckten Seen über die letzten Jahre hinweg in einer unterschiedlichen Helligkeit. Die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler gehen mittlerweile davon aus, dass Seen, deren Oberflächen vollständig mit einer Flüssigkeit überzogen und die somit extrem „glatt“ sind, auf den Radaraufnahmen aufgrund des so entstehenden schlechteren Reflektionsvermögens sehr dunkel erscheinen. Seen, welche dagegen zu mindestens teilweise mit einer entsprechend unebenen Eisschicht überzogen sind, erscheinen dagegen etwas heller.
Das „Schwimmverhalten“ der gefrorenen Kohlenwasserstoffe, so Hofgartner und Lunine, wird dabei jedoch auch unmittelbar von der Umgebungstemperatur beeinflusst. Auf der Oberfläche schwimmendes Methaneis bildet sich, sobald die Temperatur auf der Titanoberfläche auf einen Wert von unterhalb von minus 182,75 Grad Celsius – dem Gefrierpunkt des Methans – absinkt. Fällt die Temperatur jedoch nur um wenige Grade weiter ab, so würde dieses Eis trotz der darin enthaltenen Stickstoffeinschlüsse dann ebenfalls absinken.

Bei Temperaturen, welche sich unmittelbar um den Gefrierpunkt von Methan herum bewegen, könnte es dagegen sowohl auf der Oberfläche der Seen schwimmendes Eis geben, als auch Eisablagerungen, welche sich am Grund der Seen befinden. Speziell dieses am Grund abgelagerte Eis würde dann jedoch bei einem erfolgenden Ansteigen der Temperaturen auf der Titanoberfläche und der dadurch bedingten Erwärmung der Seen wieder an deren Oberflächen aufsteigen.

Die beiden Wissenschaftler sagen aus diesem Grund voraus, dass Cassini in den nächsten Jahren parallel zu dem saisonal bedingten Wechsel der Jahreszeiten und den damit verbundenen veränderten Temperaturen beobachten könnte, wie die Seen auf der Titanoberfläche im Bereich der Radarwellen zunächst „dunkler“ werden, da das auf den Seen schwimmende Eis schmilzt. Dadurch würde die Oberfläche der Seen glatter und würde weniger Radarwellen zurück zu Cassini reflektieren. Bei einer weiteren Erwärmung der Titanoberfläche sollten die Seen dann wieder heller werden, da nun das Eis vom Grund der Seen an die Oberfläche aufsteigen müsste. Dieses würde die Oberfläche jetzt zusätzlich „aufrauhen“ und die Radarwellen somit besser reflektieren und die Seen heller erscheinen lassen. Schließlich schmilzt auch dieses Eis und die Oberfläche wird in den Radarbildern wieder dunkler.

„Der verlängerte Aufenthalt von Cassini im Saturnsystem gibt uns die einmalige Möglichkeit, die jahreszeitlichen Veränderungen auf dem Titan zu verfolgen“, so Linda Spilker, Projektwissenschaftlerin der Cassini-Mission am Jet Propulsion Laboratory der NASA. „So haben wir die Gelegenheit um zu überprüfen, ob diese Theorie richtig ist.“ Ein Fachartikel, welcher sich näher mit den möglichen Eisschollen auf den Titanseen auseinandersetzt, wurde kürzlich in der Fachzeitschrift Icarus unter dem Titel „Does ice float in Titan’s lakes and seas?“ veröffentlicht.
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 aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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

Auf der Oberfläche des Mondes Titan, dem größten der 62 bisher bekannten Saturnmonde, konnten Planetologen in den letzten Jahren etwa 400 Seen identifizieren, welche sich hauptsächlich auf der nördlichen Hemisphäre des Mondes befinden. Im Gegensatz zu den Gewässern auf der Erde sind diese Titanseen allerdings nicht mit Wasser, sondern vielmehr mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen, speziell mit Ethan, Propan und Methan, gefüllt.

Bei dem Ontario Lacus handelt es sich um einen in der Südpolregion des Titan gelegenen See, welcher über eine Fläche von etwa 15.000 Quadratkilometern verfügt. Der See befindet sich im Inneren eines flachen Beckens, welches von mehreren kleineren Gebirgszügen begrenzt wird.

Im Vergleich mit irdischen Gewässern ähnlicher Ausdehnung scheint der Ontario Lacus allerdings auffallend seicht auszufallen. Verschiedene Abtastungen mit dem RADAR-Instrument an Bord der Saturnsonde Cassini, welche im Juli 2009 und im Januar 2010 erfolgten, ergaben eine durchschnittliche Tiefe des Sees von lediglich 0,4 bis 3,2 Metern bei einer Maximaltiefe von 2,9 bis 7,4 Metern. Dies führt zu einem geschätzten Volumen von etwa 7 bis 50 Kubikkilometern, weniger als ein Dreißigstel des in Nordamerika gelegenen Ontariosees, dem Namensgeber des Ontario Lacus.
Ein Team um Thomas Cornet von der Universität Nantes/Frankreich wertete jetzt weitere Radar-, Spektrometer- und Bilddaten des Ontario Lacus aus, welche bei mehreren Titan-Vorbeiflügen der Raumsonde Cassini gesammelt wurden. Dabei entdeckten die Wissenschaftler im südlichen Bereich des Sees deutliche Hinweise auf mehrere Kanäle, welche über dessen Boden verlaufen.

„Aus diesen Beobachtungen schlussfolgern wir, dass in diesem Bereich des Sees der feste Boden des Ontario Lacus offenbar frei liegt“, so Thomas Cornet. Des Weiteren entdeckten die Wissenschaftler in der Umgebung von Ontario Lacus die Sedimente früherer Küstenlinien – ein Hinweis darauf, dass der Flüssigkeitsstand des Sees in der Vergangenheit höher als zum Zeitpunkt der Aufnahmen ausgefallen sein muss.

Die Wissenschaftler schließen aus diesen Beobachtungen, dass sich der „Wasser“-Spiegel des Ontario Lacus abhängig von dem „Grundwasser“-spiegel hebt und senkt. Solche Veränderungen des Wasserstandes können auch bei verschiedenen irdischen Gewässern beobachtet werden.

Am ehesten, so die Wissenschaftler, ist der Ontario Lacus dabei mit der Etosha-Pfanne im nördlichen Namibia vergleichbar – einer flachen Senke, welche sich nur bei starken Regenfällen aufgrund eines Anstieges des Grundwasserspiegels mit Wasser füllt.

Wie die Etosha-Pfanne in Namibia, so das Team um Thomas Cornet, hat sich auch der Ontario Lacus somit vermutlich durch die langfristige Erosion einer oberflächennahen Schicht aus leicht löslichen Mineralien gebildet. Die immer wieder aus dem Untergrund aufsteigende Flüssigkeit hat diese Mineralien im Laufe der Zeit ausgewaschen und so zur Entstehung der flachen Senke geführt, welche jetzt mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllt wird.

„Diese Ergebnisse unterstreichen die Bedeutung der vergleichenden Planetologie in der modernen Planetenforschung“, so Nicolas Altobelli, ESA-Projektwissenschaftler der Cassini-Huygens-Mission. „Die Suche nach [von der Erde her] vertrauten geologischen Besonderheiten auf fremde Welten wie Titan erlaubt es uns dabei, die Theorien zur Erklärung ihrer Entstehung zu überprüfen.“
Die hier vorgestellte Studie wurde kürzlich in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der 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.

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Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: NASA.

Das Primärziel des Vorbeifluges der Sonde am 2. Oktober war die Suche nach Seen in der südlichen Polregion. Der Flyby verlief planmäßig und so konnten in der Tat einige kleine Seen entdeckt werden.

Ein aus Radarbildern der letzten eineinhalb Jahre zusammengesetztes, neues Mosaik zeigt eine von gewaltigen Seen bedeckte Nordpolregion. Einer dieser Seen ist vergleichbar mit der Größe der beiden Bundesländer Bayern und Baden-Württemberg zusammen. Sieben Vorbeiflüge waren nötig, um dieses Mosaik erstellen zu können. Mittlerweile sind annähernd 60% der nördlichen Polarregion jenseits des 60. Breitengrades von Cassinis Radar kartographiert worden und ungefähr 14% dieses Gebietes werden von den Wissenschaftlern als Seen aus flüssigen Kohlenwasserstoffen gedeutet.
„Dies ist unsere Version der Kartographie Alaskas, der nördlichen Teile Kanadas, Grönlands, Skandinaviens und Nordrusslands“, sinniert Rosaly Lopes, zuständige Wissenschaftlerin für Cassinis Radar am Jet Propulsion Laboratory der NASA. „Es ist so, als ob man diese Gebiete der Erde erstmals kartieren würde.“
In der nördlichen Hemisphäre des Saturnmondes, auf der zur Zeit Winter herrscht, sind derartige Seen nichts Ungewöhnliches. Die Wissenschaftler meinen, dass dort Regen in Form von Methan und Ethan fiele, der die „Gewässer“ auffülle. Diese Flüssigkeiten graben auch die gewundenen Flüsse in die Mondoberfläche. Nun hingegen bewegt sich Cassini über unbekanntes Terrain, nämlich über den Südpol. „Wir wollten sehen, ob es dort noch mehr Seen gibt – und tatsächlich lachen uns drei kleine Seen an. Titan ist wahrhaftig eine Seenlandschaft“, erläutert Lopes. „Interessant wird es sein, die Unterschiede zwischen Nord- und Südpolgegend zu sehen.“

Und diese Unterschiede sind tatsächlich zu erwarten, erlebt doch der Südpol gegenwärtig seinen Sommer. Jede Jahreszeit auf dem Mond dauert knapp 7,5 Jahre – also etwa ein Viertel der Umlaufzeit des Mutterplaneten Saturn um die Sonne. Den Wandel der Jahreszeiten auf Titan zu beobachten wird den Wissenschaftlern helfen, die dort stattfindenden Prozesse besser zu verstehen.

Mittlerweile verstehen die Forscher die Entstehung der Seen besser. Auf der Erde werden Senken z.B. durch Flusswasser gefüllt, das Wasser sammelt sich und ein See entsteht. Auch können Seen dadurch entstehen, dass die lokale Topographie den Grundwasserspiegel unterschreitet. Lopes und ihre Kollegen meinen, dass sich die Senken, in denen sich die Seen befinden, durch Vulkanismus oder durch eine bestimmte Art Erosion gebildet haben könnten, die beide Vertiefungen hinterlassen, in denen sich Flüssigkeiten sammeln können. Auf der Erde sind derartige Seen weit verbreitet und es gibt derer reichlich.

„Die auf Titan beobachteten Seen scheinen zu unterschiedlichen Zeiten unterschiedlich stark gefüllt zu sein, woraus man folgern kann, dass sie in ein komplexes hydrologisches System eingebunden sind, vergleichbar mit dem Wasserkreislauf auf der Erde. Das macht Titan zu einem einzigartigen Körper im Sonnensystem“, verrät Alex Hayes, ein Student im Aufbaustudium, der die Radardaten Cassinis am California Institute of Technology in Pasadena studiert.
„Die bislang entdeckten Seen unterscheiden sich in Ihrer Größe ganz erheblich und reichen von der Beobachtungsgrenze von einem Quadratkilometer bis zu über 100.000 Quadratkilometer…“, sagt Hayes. „Von den knapp 400 beobachteten Seen beanspruchen 70% der Fläche große Seen mit mindestens 26.000 Quadratkilometern Fläche.“

Während zukünftiger Vorbeiflüge wird der Südpol noch näher heranrücken und man erwartet, noch mehr Seen zu entdecken. Man darf weiterhin gespannt und neugierig sein, welche interessanten Neuigkeiten uns von Cassini erreichen.

Der Beitrag Weitere Seen auf Saturnmond Titan erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Kirsten Müller. Quelle: NASA

In der US-amerikanischen allgemeinwissenschaftlichen Zeitschrift „Discover“ haben Cassinis Ergebnisse 2006 für drei der „Top 100 Science Stories“ gesorgt: Jeweils der Methanregen, die Geysire auf dem Mond Enceladus und das Bild, auf dem Saturn die Sonne verdunkelt, haben es in die Zeitschrift geschafft. Letzteres Bild ziert die Titelseite der Zeitschrift, ebenso wie den Titel von „National Geographic“ vom Dezember 2006.

Am 24. Dezember 2006 wurde nicht nur Heiligabend begangen, auch der zweite Jahrestag der erfolgreichen Abtrennung der Huygens-Sonde von Cassini war eine Meldung wert. Dem allgemeinen Publikum wurde das Cassini-Projekt am 26. Dezember vorgestellt, im Rahmen der jährlichen Star Party im Furnace Creek-Besucherzentrum in Death Valley, Kalifornien.

Auch hat das Composition Infrared Spectrometer (CIRS) am 26. Dezember Aufnahmen von Titans Äquator gemacht, um damit Informationen über die Zusammensetzung des Mondes zu bekommen. Es wurden die Konzentrationen von Nitrilen, Kohlenwasserstoffen und Kohlendioxid in Abhängigkeit von der Höhe gemessen. Je nach Jahreszeit und Höhe zeigt Titan bedeutende Unterschiede in seiner Gaszusammensetzung. Mit diesen Messungen wurde der nächste Titan-Vorbeiflug, zwei Tage später, vorbereitet.

Dieser Vorbeiflug, am 28. Dezember 2006, war mit seiner Höhe von 1.300 km der bisher niedrigste Flyby überhaupt. Mithilfe von Doppler- und Ranger-Daten von Titans Gravitationsfeld erhofft man sich Rückschlüsse auf einen eventuellen internen Ozean unter der Titanoberfläche. Ausserdem hat das Composition Infrared Spectrometer (CIRS) wieder Aufnahmen gemacht, diesmal zur Bestimmung der Oberflächentemperatur und wieder zum Messen der atmosphärischen Zusammensetzung. Darüber hinaus wurden sämtliche Instrumente, die Casssini für Magnetosphäre- und Plasmawissenschaften an Bord hat, gleichzeitig eingesetzt, um Titans Magnetosphäre zu untersuchen. Bei der dichtesten Annäherung nahm das Ionen- und Neutral-Massenspektrometer (INMS) Proben von Titans Atmosphäre und Ionosphäre, um deren Zusammensetzung und thermische Struktur zu bestimmen. Direkt nach dem Vorbeiflug der Sonde maß das Instrument für Radio- und Plasmawellen-Wissenschaften die Zusammensetzung von äquatorialen Plasmawellen und –staub.

Am 30. Dezember wird der 6. Jahrestag von Cassini/Huygens‘ Vorbeiflug am Jupiter gefeiert.

Nach einem guten Start ins neue Jahr ist es für die Radarwissenschaftler von Cassini nun definitiv: Es gibt Methanseen auf dem Titan. Dies berichten sie in der Ausgabe des namhaften naturwissenschaftlichen Magazins „Nature“, die am 3. Januar 2007 erscheint. Mehr darüber berichtet raumfahrer.net in einem gesonderten Artikel.

Quelle: NASA/JPL

Der Beitrag Aktivitäten um den Jahreswechsel erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Kirsten Müller. Quelle: NASA.

Methan ist der einfachste Kohlenwasserstoff. Bei den Temperaturen, die normalerweise auf der Erde herrschen, ist es gasförmig. Bei den -180°C auf dem Saturnmond Titan ist es jedoch eine Flüssigkeit.

Auf Radarbildern des Cassini-Projektes von verschiedenen Vorbeiflügen wurden dunkle Flecken beobachtet. Für die Radarwissenschaftler des Projektes ist es nun definitiv: Bei diesen Flecken handelt es sich um Seen aus Methan und Ethan. Radarbilder dieser Seen von Cassini schafften es am 3. Januar 2007 auf das Titelblatt des namhaften wissenschaftlichen Magazins „Nature“.

Die Anwesenheit solcher Seen wurde schon vor mehr als 20 Jahren vermutet. Bestätigt wurden diese Vermutungen vorläufig durch Radar-Aufnahmen eines Cassini-Vorbeifluges am 22./23. Juli 2006 (Raumfahrer.net berichtete kurz davon im Cassini/Huygens-Jahresrückblick).
Es wird vermutet, dass diese Seen für den Kohlenwasserstoffanteil der Titanatmosphäre verantwortlich sind. Beim Vorbeiflug im Juli wurden zwei Seen am Titan-Nordpol beobachtet, die 150 km breit und respektive 475 km und 420 km lang sind. Bei normalem sichtbarem Licht kann man diese Seen, durch Titans dichte Atmosphäre, nicht erkennen. Erst das Radargerät schaut durch diese dichte Atmosphäre hindurch und liefert klare Bilder. Abhängig von der Jahreszeit, ändert sich die Größe der Seen. Deshalb sollen in Zukunft regelmäßig Aufnahmen gemacht werden, um diese Veränderungen festzuhalten.

Ein weiterer Vorbeiflug, am 23. September, lieferte Aufnahmen von etwas kleineren Seen, mit einem Durchmesser von 20 bis 25 km. Eigentlich waren für diesen Vorbeiflug vorwiegend massenspektrometrische Messungen vorgesehen, so dass nur wenige Radaraufnahmen gemacht wurden. Trotzdem sind auf einer der Aufnahmen zwei Seen zu beobachten, die durch einen kleinen Kanal miteinander verbunden sind.

Größere Seen mit Ausmaßen von etwa 300 x 100 km, die aussehen wie der Stausee Lake Powell in Kalifornien, wurden beim dritten Vorbeiflug am 9. Oktober 2006 aufgenommen.

Als Beweise, dass es sich bei diesen Flecken tatsächlich um Seen handelt, führen die Cassini-Wissenschaftler die folgenden Argumente an:

Sie befinden sich topographisch in geringer Höhe und weisen kanalähnliche Verbindungen auf. Manche wirken trocken, während andere teilweise oder vollständig gefüllt wirken oder den Anschein wecken, dass sie im Laufe der Zeit teilweise verdampft sind. Variationen im Flüssigkeitsstand der Seen in Abhängigkeit von der Jahreszeit sollen gemessen werden, indem man noch öfter daran vorbeifliegt und Aufnahmen anfertigt.

Etwa 15 dieser dunklen Flecken wirken eher wie mit Flüssigkeit gefüllt und sehen nicht so aus, als seien sie durch Erosion entstanden. Diese Flecken weisen Ähnlichkeit auf mit irdischen Seen, die durch Meteoriteneinschläge entstanden sind, wie Clearwater Lakes in Kanada, oder durch vulkanische Aktivitäten, wie Crater Lake in Oregon, USA. Allerdings lässt die geringe Größe dieser Methanseen den Rückschluss zu, dass sie eher durch vulkanische Aktivitäten als durch Meteoriteneinschläge entstanden sind.

Manche der Seen haben sehr deutlich ausgeprägte steile Ufer, während andere mehr stufenartige, in Richtung Mitte des Sees niedriger werdende, Tiefenprofile aufweisen. Wieder andere Seen haben kurvige, kanalähnliche Ausbuchtungen, ähnlich wie Lake Powell in Kalifornien. Helle Flecken in der Nähe der Ufer lassen auf Inseln schließen. Die Möglichkeit, es könne sich dabei um eine Art „Eisberge“ handeln, schließen die Wissenschaftler aus, weil wenig Materialen auf flüssigen Kohlenwasserstoffen schwimmen.

Der nächste Vorbeiflug, mit einer Entfernung von 950 km, wird am 13. Januar 2007 stattfinden.

Der Beitrag Methanseen auf Titan erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: NASA/JPL.

Cassinis Vorbeiflug am Titan am 23. September 2006 war vor allem dem „Ion and Neutral Mass Spectrometer“ gewidmet. Radarmessungen wurden zwar auch durchgeführt, aber nur in kleinerem Umfang. Umso erstaunter waren die Wissenschaftler, dass bei der Auswertung der Radarbilder schon wieder Seen gefunden wurden, die denen auf der Erde vom Erscheinungsbild her verblüffend ähneln, auch wenn sie bei Titans extrem tiefen Temperaturen natürlich nicht mit Wasser gefüllt sein können, sondern sehr wahrscheinlich mit einer Mischung aus Methan und Ethan. Wahrscheinlich rührt die nun gehäufte Entdeckung von Seen, nachdem zuvor jahrelang keine gefunden worden waren, daher, dass das Cassini-Team sich mit seinen Titan-Untersuchungen derzeit auf hohe nördliche Breitengrade des Saturnmondes konzentriert.

Das erste Bild zeigt zwei dicht beieinander liegende Seen bei 73 Grad nördlicher Breite und 46 Grad westlicher Länge. Jeder ist etwa 20 mal 25 Kilometer groß. Sie sind verbunden durch einen engen Kanal, was ihnen bereits den Spitznamen „Küssende Seen“ eingetragen hat. Der rechte See zeigt einige hellere Flecken – möglicherweise ein Hinweis, dass er mit Fortschreiten des „Sommers“ auf der Nordhalbkugel des Titan im Austrocknen begriffen ist.

Das zweite Bild ist ein Ausschnitt aus einem größeren Radarbild, das Cassini während desselben Vorbeiflugs am Titan aufgenommen hat. Es zeigt einen See mit deutlich ausgeprägten Küstenlinien, die an irdische Gewässer erinnern.

Dieser See liegt bei 74 Grad nördlicher Breite und 65 Grad westlicher Länge und ist ebenfalls schätzungsweise 20 mal 25 Kilometer groß. Er weist am unteren Rand eine große Halbinsel auf, die anzeigt, dass dort höheres Terrain liegt.

Der Beitrag Neue Seen auf dem Titan entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Eric Honstrass und Axel Orth . Quelle: NASA.

Sicher ist schon lange: Die in Titans Atmosphäre reichlich vorhandenen Kohlenwasserstoffe Methan und Ethan können unter Titans Oberflächenbedingungen als Flüssigkeit stabil existieren – flüssiges Wasser hingegen kann hier nicht existieren. Wissenschaftler mutmaßten daher schon länger, dass flüssiges Methan oder Ethan Seen auf Titan bilden könnte, insbesondere nahe der etwas kälteren polaren Gebiete. Bei Huygens‘ Landung im Januar 2005 hatte man ja schon halb damit gerechnet, dass die ESA-Sonde in ein Meer aus Methan fällt…

Auf den neuen Radarbildern sind nun erstmals Ansammlungen auffallend dunkler Flecken zu sehen. Zu einigen von ihnen (oder von einigen von ihnen weg) führen Rinnen. Diese Rinnen haben Formen, die stark vermuten lassen, dass es sich bei dem aushöhlenden Material um eine Flüssigkeit handelt. Einige der dunklen Flecken und der „Verbindungskanäle“ sind vollkommen schwarz, was bedeutet, dass von diesen Gebieten effektiv kein Radar reflektiert wird und sie infolgedessen extrem glatt sein müssen – und was ist glatter als die Oberfläche einer Flüssigkeit? Dieses Phänomen ist auch von Radaraufnahmen irdischer Gewässer bekannt. In einigen Fällen können rund um die dunklen Gebiete Ränder ausgemacht werden, die Ablagerungen sein könnten, wie sie sich beim Verdunsten von Flüssigkeiten bilden. Auch beinhalten einige der schwarzen Flecken in sich wiederum hellere Flecken – Inseln?

Aus all diesen Gründen interpretieren die Cassini-Wissenschaftler die dunklen Flächen als Seen aus Methan oder Ethan, wodurch der größte Saturntrabant neben der Erde zum einzigen Körper im Sonnensystem wird, der an seiner Oberfläche dauerhaft existierende Flüssigkeitsansammlungen besitzt. (Über diese beiden hinaus gibt es auch sonst nur noch den Jupitermond Io, der wenigstens vorübergehend Flüssigkeit an seiner Oberfläche zeigt – nämlich Lava, also flüssiges Gestein.) Da Seen sich im Laufe der Zeit in ihrer Größe verändern und durch Wind die Oberflächenreflexion variieren kann, soll durch wiederholte Beobachtungen dieser Gebiete noch weiter bestätigt werden, dass es sich tatsächlich um Seen handelt.

Im Nachhinein betrachtet ist es schade, dass Huygens so früh im Laufe der Mission abgeworfen werden musste, sonst hätte man jetzt gerade ihr ideales Zielgebiet gefunden. Man braucht nicht viel Phantasie, um sich vorzustellen, wie Huygens am Ufer eines der jetzt entdeckten Seen langsam nieder trudelt, und die dabei aufgenommenen und zur Erde gefunkten Panoramen zeigen zur einen Seite hin Land und zur anderen Seite hin einen orange spiegelnden Methansee. Hätte er eine stille Oberfläche? Oder würde sie vom Wind gekräuselt? Oder zeigte sie gar richtige Wellen, die man im Mikrofon der ESA-Instrumente an den kalten Strand würde schlagen hören?

Die beiden Radaraufnahmen wurden am 21. Juli 2006 von Cassini gemacht. Das obere Bild wurde etwa bei 80 Grad Nord und 92 Grad West gemacht und erfasst einen ca. 420 mal 150 Kilometer breiten Abschnitt. Das untere Bild von 78 Grad Nord und 18 Grad West zeigt ungefähr 475 mal 150 Kilometer.

Eine noch höher aufgelöste Aufnahme finden Sie auf der Internetseite der NASA.

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Ein Beitrag von Alexander Höhn. Quelle: ESA.

Ausser beim Genuss des Badevergnügens spielt die Kenntnis der Sea Surface Temperature (SST) (Wassertemperatur an der Oberfläche des Meeres) bei der Wettervorhersage eine große Rolle. Desweiteren wird sie immer mehr als Schlüsselindikator für Klimaveränderungen angesehen. Die Temperatur ist eine wichtige physikalische Größe, die starken Einfluss auf den Wärmeaustausch zwischen Wasser und Atmosphäre hat. Weil das Wasser so lange braucht, um sich zu erwärmen oder abzukühlen, dient es als riesiger Wärmespeicher. Die obersten zwei Meter der Meere können genausoviel Energie speichern wie die gesamte Atmosphäre.

Wie Thermometer am Himmel messen eine Anzahl von Satelliten dauernd die SST. Medspiration benutzt z. B. Daten von ESA’s Envisat und Meteosat-8 und vom NOOA Polar Orbiter der USA, hierbei wird eine Auflösung von zwei Quadratkilometern erreicht. Die Idee hinter dem Medspiration-Projekt ist das Sammeln von Meeresoberflächen-Daten mithilfe verschiedener Satelliten-Systeme, um daraus Vorhersagemodelle für die Gewässer um Europa und den Atlantik zu erstellen. Die Daten aus Medspiration fließen zusätzlich in ein noch ehrgeizigeres Projekt, das alle Daten über die Wassertemperaturen weltweit zusammenfasst, das Global High-Resolution Sea Surface Temperature Pilot Projekt (GHRSST-PP).

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Ein Beitrag von ingofroeschmann. Quelle: none.

Im Folgenden lesen Sie ein Interview, welches das Astrobiology Magazine aus diesem Anlass mit Athena Coustenis vom Observatorium Paris Meudon führte.

Astrobiology Magazine (AM): Lange Zeit dachte man, dass Titan komplett von einem Ozean aus flüssigen Kohlenwasserstoffen bedeckt sei. Wann änderte sich das?

Athena Coustenis (AC): Als ich 1987 begann, auf diesem Gebiet zu arbeiten, war das von Jonathan Lunine aufgestellte Modell eines globalen Kohlenwasserstoff-Ozeans wie eine Bibel für uns. Sein Modell wurde 1983 veröffentlicht und lieferte eine sehr elegante Erklärung für das in der Atmosphäre vorhandene Methangas.

Das änderte sich erst, als Aufnahmen im nahen Infrarotbereich von Titan gemacht wurden. Bei diesen Wellenlängen sieht man etwas, was wir als „Methanfenster“ bezeichnen, also Regionen in denen wir die dicke Atmosphäre durchdringen und bis auf die Oberfläche sehen können.

Die Lichtkurve im nahen Infrarotbereich war nicht flach, wie es bei einer gleichförmigen Oberfläche wie zum Beispiel einem Ozean der Fall sein müsste. Da also die Oberfläche nicht gleichförmig war, konnte man annehmen, dass zumindest ein Teil der Oberfläche fest war. Dann, in den Neunziger Jahren, bekamen wir RADAR Daten, die eher zu einer festen Oberfläche passten. Aufnahmen mit adaptiver Optik vom Keck Observatorium, dem CFH Teleskop auf Hawaii, dem Very Large Telescope in Chile und dem Hubble Weltraumteleskop zeigten andere Oberflächen als es die Wissenschaftler erwarteten.

Die Oberfläche des Titan zeigte die seltsamen hellen und dunklen Flecken.

AM: Wissen wir was diese hellen und dunklen Flecken sind?

AC: Viele glauben, dass die dunklen Flecken Seen aus Kohlenwasserstoff sind, und die hellen Regionen demnach festes Material wie zum Beispiel Eis.

Ich denke, die dunklen Gebiete könnten Kohlenwasserstoffseen sein, denn ihr Albedo – die Fähigkeit zu reflektieren – ist sehr niedrig. Aber ich glaube nicht das alle dunklen Flecken flüssiger Kohlenwasserstoff sein müssen, denn Wassereis erscheint im Infrarotbereich zum Beispiel auch dunkel.

Es gibt auch Gebiete, in denen helle und dunkle Flecken vermischt erscheinen. Das könnte Schmutz sein, Schlamm, oder auch poröses Material mit zusätzlichen Elementen. Ich mag die Idee der porösen Oberfläche, denn selbst wenn Kohlenwasserstoffseen vorhanden sind, können sie nicht für das gesamte Methan in der Atmosphäre verantwortlich sein. Meiner Meinung nach braucht es dazu noch ein Reservoir unter der Oberfläche.

Ich denke das die hellen Stellen nur gefrorener Kohlenwasserstoff sein können. Wassereis kann es nicht sein, denn das ist in zwei der betrachteten Wellenlängen dunkel. Kohlenwasserstoffeis ist in allen Wellenlängen hell.

Die hellen Regionen könnten also mit Kohlenwasserstoffeis bedeckte Hochebenen oder Berge sein. Um Kohlenwasserstoffeis zu erhalten, sind Berge notwendig, auf denen Kohlenwasserstoff wie Schnee fallen kann.

AM: Aber bisher gibt es keine Hinweise auf Berge auf Titan.

AC: Nein, aber wir haben auch erst 0,4 Prozent der Oberfläche mit Cassini beobachtet. Das ist, als würde jemand auf der Erde nur eine Autobahn betrachten und darauf schließen, das der ganze Planet mit Autobahnen bedeckt sei. Wir müssen also weiter suchen.

Huygens wird in einem Mischgebiet landen, also an der Grenze zwischen hellen und dunklen Stellen. Vielleicht sehen wir während der Landung auf der einen Seite einen Berg, und auf der anderen einen See. Das wird sehr spannend!

AM: Huygens wird uns wahrscheinlich weitere Aufschlüsse über die Chemie auf Titan geben. Wie komplex denken Sie ist die Chemie dort?

AC: Das ist die große Frage. Mit immer größeren und immer komplexeren Molekülen kommen wir den Makromolekülen des Lebens einen Schritt näher.

AM: Den Aminosäuren?

AC: Genau. Es gibt Blausäure auf Titan, und wir wissen, dass Blausäure einer der Bausteine ist, die zu Molekülen wie Aminosäuren führen. Aber ist dieser Grad an Komplexität auf Titan erreicht? Gibt es noch andere Stoffe neben der Blausäure? Wir suchen danach, ich persönlich denke aber, dass sie nur in kleinen Mengen vorkommen. Ich bin kein Chemiker, aber ich weiß, dass chemische Reaktionen bei den niedrigen Temperaturen auf Titan anders ablaufen als auf der Erde.

Titan empfängt etwa ein hundertstel des Sonnenlichts das die Erde erreicht. Dieses Sonnenlicht erreicht hauptsächlich die oberen Schichten der Atmosphäre. Die Oberfläche ist also noch dunkler und kälter, so dass chemische Reaktionen langsamer ablaufen als auf der Erde. Vielleicht laufen diese Reaktionen trotzdem ab, aber es sind nicht genug komplexe Moleküle gebildet worden, als das wir sie entdecken könnten.

Das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) ist in der Lage, große Moleküle in geringer Konzentration aufzuspüren. Cassini wird den Saturn vier Jahre lang umkreisen, wir hoffen also, dass CIRS während dieser Zeit einige große Moleküle finden wird.

AM: Gibt es interne hitzeerzeugende Prozesse auf Titan die solche chemischen Reaktionen fördern könnten?

AC: Gute Frage. Ich glaube nicht, dass wir diese Frage schon beantworten können. Aber um die schon erwähnten Berge zu erschaffen, braucht man eine Art Vulkanismus oder auch Tektonik, etwas, das die Oberfläche verändert.

Die Oberfläche von Titan sieht jung aus, da es keine sichtbaren Einschlagskrater gibt. Es könnte also Prozesse im Inneren des Mondes geben, die die Beschaffenheit der Oberfläche erklären.

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