13.09.2017

Vielgestaltige, eisige Welten - die Monde des Saturn

Saturn wird von 62 derzeit bekannten Monden umkreist, von denen jedoch 53 kleiner als 200 Kilometer im Durchmesser sind. Der größte Saturnmond ist Titan, mit 5150 Kilometer Durchmesser der zweitgrößte Mond aller Planeten des Sonnensystems und größer als der innerste Planet Merkur. Er besitzt auch als einziger Mond im Sonnensystem eine Atmosphäre. Acht weitere Saturnmonde weisen Durchmesser zwischen 220 und 1530 Kilometern auf.

Diese neun Monde (von innen nach außen) - Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus und Phoebe - waren bereits bekannt, bevor mit Voyager 1 im November 1980 erstmals eine Raumsonde durch das Saturnsystem flog. Seit Juni 2004 werden diese Monde und auch einige der kleineren Satelliten von den Instrumenten an Bord der Cassini-Raumsonde intensiv untersucht. Bis auf Hyperion haben die acht größten Saturnmonde aufgrund ihres sogenannten hydrostatischen Gleichgewichts eine Kugelgestalt, das heißt, sie haben eine ausreichende Masse, um durch ihre Eigengravitation eine annähernd runde Form zu bilden. Die heute bekannten 55 kleineren Monde sind ungleichmäßig geformt.

Die Temperaturen auf den Oberflächen der atmosphärenlosen Saturnmonde schwanken erheblich. In einer Sonnenentfernung von etwa 1,4 Milliarden Kilometern empfangen die Monde mit durchschnittlich 15 Watt pro Quadratmeter nur etwa ein Hundertstel der Strahlungsleistung, die auf die Erde trifft. Je nach Beschaffenheit und Zusammensetzung der Eiskruste, sowie Jahres- und Tageszeit schwanken die Temperaturen erheblich: bei Mimas, Tethys, Dione und Enceladus zwischen minus 200 Grad Celsius und minus 180 Grad Celsius. Bei Rhea, Hyperion und Phoebe bewegen sie sich zwischen etwa minus 220 Grad Celsius und minus 150 Grad Celsius. Auf diesen Monden gibt es verschiedene Anteile von hellen Bestandteilen, die diese Unterschiede ausmachen. Bei Iapetus, der die stärksten Hell-Dunkel-Unterschiede aufweist, ist die Bandbreite mit Temperaturen zwischen minus 230 Grad Celsius und minus 140 Grad Celsius am größten.

Mimas

Mimas, der innerste dieser neun Hauptsatelliten, misst 396 Kilometer im (mittleren) Durchmesser. Seine eishaltige helle Oberfläche ist dicht von Kratern übersät und hat sich daher seit der Frühzeit des Saturnsystems vor etwa vier Milliarden Jahren wenig verändert. Auffälligstes Geländemerkmal ist der große Krater Herschel. Er ist zirka 140 Kilometer groß und weist einen etwa zehn Kilometer hohen Zentralberg auf. Benannt wurde der Krater nach dem britischen Astronomen Sir William Herschel, der ihn im Jahr 1789 entdeckte.

Enceladus

Enceladus, der nächste äußere Nachbarmond von Mimas, ist mit 504 Kilometer Durchmesser nur wenig größer. Die Eisoberfläche von Enceladus ist schneeweiß: Der Mond reflektiert etwa vier Fünftel des Sonnenlichts und ist damit einer der hellsten Körper des Sonnensystems. Anders als Mimas ist seine Oberfläche jedoch von großen Unterschieden in den Geländeformen geprägt, die auf eine wechselvolle geologische Geschichte hindeuten. Neben dicht bekraterten alten Gebieten kommen Regionen mit wenigen oder gar keinen Einschlagskratern vor, die offensichtlich sehr jung sein müssen. Zahlreiche lineare bis gekrümmte Grabenstrukturen und Bergrücken deuten auf tektonische Deformation hin, zumeist handelt es sich um Dehnungsstrukturen. Lokal scheint die Kruste auch gestaucht zu sein.

2005 konnte erstmals in der Südpolregion des Mondes aktiver Eisvulkanismus nachgewiesen werden. Es wurde bereits vor Cassini-Mission vermutet, dass die Entstehung des Materials eines der Saturnringe, des E-Rings, durch möglichen Vulkanismus auf Enceladus seine Ursache hat. Dies bestätigten die Daten von Cassini. Der episodische Ausstoß von Eruptionswolken ("plumes") aus Wassereispartikeln aus einer als "Tigerstreifen" bezeichneten Region am Südpol konnte seit 2005 von den Kameras an Bord von Cassini beobachtet werden. Dieser Eis- oder Kryovulkanismus speist sich aus Wasserreservoirs, die unter der Eiskruste des Mondes vorhanden sein müssen. Sowohl der Kryovulkanismus als auch die tektonischen Bewegungen werden durch Gezeitenkräfte angetrieben. In den Wassereisfontänen identifizierten die Instrumente von Cassini unter anderem auch Kohlenwasserstoffe wie Methan, Propan, Azetylen und Formaldehyd. Neben dem Jupitermond Europa und Titan ist Enceladus damit eines der interessantesten Ziele auf der Suche nach Körpern im Sonnensystem, auf denen primitives Leben existieren könnte. An den aktiven "Hotspots" wurden auch deutlich höhere Temperaturen von minus 150 Grad Celsius bis minus 115 Grad Celsius, stellenweise sogar "nur" minus 50 Grad Celsius gemessen.

Tethys

Tethys, 1066 Kilometer im Durchmesser, ist ähnlich wie Enceladus ein sehr heller Mond. Seine spektralen Eigenschaften zeigen, dass auch seine Kruste hauptsächlich aus Wassereis besteht. Bemerkenswert ist die niedrige Dichte des Mondes, mit 0,96 Gramm pro Kubikzentimeter ist sie geringer als die von Wasser. Die Oberfläche ähnelt der von Mimas. Sie ist von Tausenden von Kratern übersät und weist auf ein hohes Alter von zirka vier Milliarden Jahren und mehr hin. Ein auffallendes Geländemerkmal ist der 445 Kilometer große Einschlagskrater Odysseus. Er weist Terrassen, einen großen Zentralbergkomplex und radiale Ketten von kleineren Kratern auf, die durch den Einschlag von Auswurfsmaterial entstanden sind. Ein weiteres Geländemerkmal ist der große, beinahe den ganzen Mond umspannende, Grabenbruch Ithaca Chasma, der etwa 100 Kilometer breit und bis zu drei Kilometer tief ist. Stereobilder zeigen, dass sich die Flanken des Bruchs bis zu sechs Kilometer über die Umgebung heben.

Dione

Dione hat einen Durchmesser von 1123 Kilometern und weist in den spektralen Reflexionen wie seine Nachbarmonde charakteristische Wassereis-Absorptionsbanden auf. In den jeweiligen Wellenlängen wird jedoch weniger Licht von der Mondoberfläche absorbiert, als bei den inneren Nachbarmonden, deshalb dürfte der Wasseranteil in der Eiskruste von Dione etwas geringer sein. Spektral wurden außerdem dunklere Bestandteile, beispielsweise organische Verbindungen und Eisenoxide, an der Oberfläche nachgewiesen. Der Großteil der Oberfläche Diones ist dicht bekratert und deshalb alt. Neben Enceladus ist Dione derjenige Mond, der die meisten tektonischen Strukturen aufweist. Diese Bruchstrukturen sind vermutlich durch Dehnung entstanden, die möglicherweise mehrere hundert Millionen Jahre oder noch länger zurückliegen. Rätselhaft ist, warum sie allesamt auf der entgegen der Bahnbewegung um den Saturn gelegenen Seite zu finden sind. Die Kameras auf den Voyager-Sonden konnten 1980 dieses Gebiet nur in niedriger Auflösung aufnehmen. Dort war ein dichtes Netzwerk heller linear verlaufender Strukturen zu finden, das seinerzeit als "wispy terrain" bezeichnet wurde, was in etwa mit "büscheliges Gebiet" übersetzt werden kann. Erst die höher aufgelösten Cassini-Bilddaten zeigten die tektonische Natur dieser Strukturen.

Rhea

Rhea ist mit einem Durchmesser von 1528 Kilometern nach Titan der zweitgrößte Mond des Saturn. Ganz ähnlich wie bei Dione ist Wassereis der Hauptbestandteil der Oberfläche, dazu kommen dunklere Substanzen. Anders als bei Dione ist die Oberfläche durchweg dicht von Einschlagskratern bedeckt und alt, eher vergleichbar mit der von Tethys oder Mimas. Die der Bahnbewegung abgewandte Hemisphäre zeigt jedoch, ähnlich wie bei Dione, lineare Bruchstrukturen, allerdings in geringerer Häufigkeit und mit lediglich einer ausgeprägten Richtung, annähernd Nord-Süd verlaufend. Anders als bei Dione mit einem Netzwerk von Bruchstrukturen unterschiedlicher Richtungen zeugt dies von einer einzeln auftretenden Episode tektonischer Dehnung. Wie im Fall von Dione waren diese Brüche in niedriger aufgelösten Voyager-Aufnahmen als Netzwerk feiner Strukturen zu sehen, deren tektonische Natur erst durch Cassini erhellt wurde.

Hyperion

Hyperion ist ein irregulär geformter Eismond mit einem mittleren Durchmesser von 267 Kilometer. Seine mittlere Dichte ist sehr niedrig und deutet auf einen Körper mit hoher Porosität hin. Der Mond zeigt viele Einschlagskrater, die dem Körper ein schwammartiges Aussehen verleihen.

Iapetus

Nach der Entdeckung von Iapetus durch Giovanni Cassini im Jahr 1671 fielen schon bald die bemerkenswert großen Helligkeits- und Farbunterschiede des Mondes auf, die bei seiner Umkreisung des Saturn beobachtet werden konnten. Die in Richtung der Bahnbewegung gelegene Hemisphäre des 1472 Kilometer großen Mondes ist nur circa ein Zehntel so hell wie die der Bahnbewegung abgewandte Seite. Diese dunkle "Bugseite" reflektiert außerdem deutlich stärker die roten Wellenlängen als die blauen und grünen. Kein anderes bekanntes planetares Objekt im Sonnensystem weist einen derartigen Helligkeits- und Farbunterschied auf. Die Voyager-Kameras konnten Iapetus nur in sehr niedriger Auflösung beobachten, so dass sich die Frage nach diesen Unterschieden vor der Cassini-Mission nicht klären ließen und das Interesse an Bilddaten und spektralen Messungen aus der Nähe entsprechend groß war.

Es hat sich herausgestellt, dass die helle Hemisphäre von Wassereis geprägt ist. In den Spetren der in Bahnrichtung gelegenen Seite finden sich dagegen eine Vielzahl dunklerer Bestandteile, etwa sogenannte aliphatische und aromatische Kohlenwasserstoffverbindungen, auch eisenhaltige Verbindungen, sowie Stoffe, die als Tholine bezeichnet werden und die Stickstoff-Wasserstoff-, Kohlenstoff-Wasserstoff- und Kohlenstoff-Stickstoff-Verbindungen enthalten. Tholine sind auch vom Neptunmond Triton und von Pluto bekannt. Das dunkle Material, das sich auf dieser Hemisphäre ablagert, stammt von einer noch nicht genau bekannten externen Quelle. Vermutet werden unter anderem der Einschlag interplanetarer Mikrometeoriten, die Ablagerung rötlichen Staubs, der von den kleineren Saturnmonden stammt, oder auch Auswurfsmaterial, das sich nach einem großen Einschlag auf Iapetus oder auf einem der Nachbarmonde ablagerte.

Die Instrumente auf Cassini konnten die beiden unterschiedlichen Hemisphären genau beobachten. Sowohl im dunklen als auch im hellen Gebiet ist die Kraterhäufigkeit sehr hoch, beide Gebiete dürften damit ein Alter von mindestens vier Milliarden Jahren oder mehr aufweisen. Zusätzlich wurde eine Vielzahl alter großer Becken auf der Oberfläche entdeckt, viele erst unter Zuhilfenahme von dreidimensionalen Geländemodellen, die mit Stereobilddaten berechnet wurde. Dies zeigt, dass die Iapetus-Oberfläche die am weitesten in die Vergangenheit zurückreichende Oberfläche aller größeren Saturnmonde darstellt.

Ebenfalls erst durch die Bilddaten der Cassini-Kameras ließ sich ein fast um den ganzen Mond reichender äquatorialer Bergrücken erkennen, der Höhen von zehn bis15 Kilometer erreicht. Der Ursprung dieses Bergrückens ist nicht klar. Es wird vermutet, dass er durch tektonische Beanspruchung in Zusammenhang mit Gezeitenwirkungen in der Frühzeit des Saturnsystems entstand. Iapetus ist wegen der extremen Helligkeitsunterschiede auch der Mond mit den größten Temperaturunterschieden auf seiner Oberfläche - sie schwanken zwischen minus 230 Grad Celsius und minus 145 Grad Celsius.

Phoebe

Phoebe ist ein tri-axialer (dreiachsiger) Körper mit einem mittleren Durchmesser von 213 Kilometern. Bei den Voyager-Vorbeiflügen konnten nur Bilddaten sehr geringer Auflösung aufgenommen werden. Einige Wochen vor dem Einschwenken in eine Umlaufbahn um Saturn flog Cassini im Juni 2004 in geringer Entfernung an Phoebe vorbei und gewann Bilddaten in hoher räumlicher Auflösung. Die Oberfläche des Mondes ist geprägt durch Einschlagskrater und Anzeichen von Abtragung an Steilhängen, trotz der geringen Oberflächengravitation. Phoebe umkreist Saturn auf einer retrograden Bahn (beim Blick von oberhalb des Nordpols des Planeten) im Uhrzeigersinn, also in entgegengesetzter Richtung zu den übrigen acht großen und der Vielzahl der kleineren Monde). Es wird deshalb vermutet, dass es sich um ein in der Frühzeit des Saturnsystems eingefangenes Objekt aus den äußeren Zonen des Sonnensystems handelt.

Kleinere Monde

Einige der inneren kleineren Monde wurden im Verlauf der Cassini-Mission mehrfach von den Kameras und anderen Instrumenten untersucht. Diese Monde gehören einer Reihe unterschiedlicher Gruppen an.
Die beiden so genannten ko-orbitalen Monde Janus und Epimetheus bewegen sich annähernd auf derselben Bahn um Saturn und wechseln ihre Position von innen nach außen und umgekehrt etwa alle vier Jahre. Ihre beiden Bahnen verlaufen gewissermaßen wie ein geflochtener Zopf. Beides sind dicht bekraterte, unregelmäßig geformte Monde mit mittleren Durchmessern von 179 beziehungsweise 116 Kilometern und geringen mittleren Dichten von etwa 0,6 Gramm pro Kubikzentimeter, was bedeutet, dass es in ihrem Inneren zahlreiche Hohlräume geben muss.

Prometheus und Pandora sind die beiden sogenannten Schafhirtmonde des F-Rings, die in gravitativer Wechselwirkung mit den Ringteilchen stehen. Beide sind relativ langgezogene Objekte mit mittleren Durchmessern von 100 beziehungsweise 84 Kilometern.

Einige der neun Hauptmonde kreisen zusammen mit anderen kleinen Monden um Saturn, die sich entweder 60 Grad vor oder hinter ihnen auf der Umlaufbahn bewegen. Sie befinden sich an Positionen mit einer gravitativ stabilen Konfiguration, die als Lagrangesche Punkte bezeichnet werden. Körper nahe dieser Punkte werden Trojaner oder Lagrangesche Satelliten genannt. Telesto und Helene sind die jeweils 23 beziehungsweise 36 Kilometer großen Trojaner der Monde Tethys und Dione und bewegen sich auf ihrer Bahn vor den beiden größeren Monden um Saturn.

In der letzten Phase der Cassini-Mission konnten einige der kleineren bisher nicht detailliert beobachteten Ringmonde genauer untersucht werden. Der 28 Kilometer große Mond Pan kreist in der Encke-Lücke des A-Rings und hält diese offen. Der Mond weist eine bemerkenswerte Oberfläche auf: einerseits eine geringe Kraterdichte sowie zahlreiche Bruchstrukturen, andererseits besitzt er eine scheibenartige Struktur um seinen Äquator, deren Entstehung derzeit noch nicht geklärt ist.

Quelle: DLR