Im Verlauf ihres Orbits Nummer 126 um den Planeten Saturn untersuchte die Raumsonde Cassini am 13. Februar 2010 den Mond Mimas. Nach der ersten Auswertung der dabei gewonnenen Daten stellten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler jetzt eine Temperaturkarte des Mondes vor.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: CICLOPS, JPL, Planetary Society.
(Bild: NASA, JPL, SSI)
Am 13. Februar 2010 näherte sich die Raumsonde Cassini dem 396 Kilometer durchmessenden Saturnmond Mimas bis auf eine Distanz von 9.510 Kilometer und untersuchte diesen mit verschiedenen der 12 an Bord der Sonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumente. Im Rahmen dieser Untersuchungen wurden auch drei hochaufgelöste Mosaik-Aufnahmen der Mondoberfläche angefertigt (Raumfahrer.net berichtete). Eines der dabei eingesetzten Instrumente war das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), mit welchem das dritte Mosaik erstellt wurde. Mit diesem im Bereich des mittleren und fernen Infrarot arbeitenden Spektrometer konnte dabei eine Temperaturkarte von der Tagseite des Mondes erstellt werden. Hierfür war das CIRS nach der größten Annäherung an den Mond über einen Zeitraum von 85 Minuten aktiviert.
Im Gegensatz zu fast allen anderen annähernd kugelförmigen Saturnmonden findet man auf Mimas keinerlei Hinweise auf eine geologische Aktivität, welche aus dem Inneren heraus die Oberfläche verändern oder dessen Wärmehaushalt beeinflussen könnte. Diese Annahme wird durch Aufnahmen der Mondoberfläche belegt, welche durchweg von Impaktkratern in verschiedenen Größen geprägt ist und noch aus der Frühzeit unseres Sonnensystems stammt.
Vor der Untersuchung am 13. Februar 2010 gingen die Wissenschaftler deshalb auch von der Vermutung aus, dass Mimas eine homogene Wärmeverteilung auf seiner Oberfläche zeigen würde. Der wärmste Bereich der Mondoberfläche, so die Annahme, sollte sich dabei um den subsolaren Punkt, also jenen Ort, über welchem die Sonne senkrecht steht und somit auch am stärksten einstrahlt, sowie den Bereich östlich davon konzentrieren. Von diesem Punkt ausgehend sollte die Temperatur gleichmäßig langsam abfallen. Die Anfang dieser Woche vorgestellten Temperaturkarten, welche das CIRS-Spektrometer von Mimas anfertigte, zeigen jedoch ein komplett anderes Bild. „Normalerweise sind es andere Saturnmonde, die im Rampenlicht stehen, doch jetzt stellt sich heraus, dass auch Mimas ungewöhnlicher ist, als wir erwartet hatten“, so Linda Spilker, Cassini-Projektwissenschaftlerin am Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien. „Dieser Mond hat uns ohne Zweifel einige neue Rätsel aufgegeben.“
(Bild: NASA, JPL, GSFC, SwRI, SSI)
Laut der erstellten Infrarotkarten befinden sich die wärmsten Regionen auf Mimas in der Nähe des Morgenterminators, also in jenem Bereich, in dem die Sonne gerade erst aufgegangen war, sowie in den beiden Polarregionen. In diesen Gegenden konnte CIRS Temperaturen von durchschnittlich 92 Kelvin (–181 Grad Celsius) registrieren. Im überwiegenden restlichen Bereich der Oberfläche betrugen die Temperaturen dagegen lediglich etwa 77 Kelvin (–196 Grad Celsius). Auch der zuvor noch als der am wärmsten eingeschätzte Ort der Oberfläche befindet sich in diesem kalten Bereich. Die Grenze zwischen den beiden Bereichen ist dabei relativ scharf gezogen und hat die Form eines „V“. Die kalten Regionen befinden sich dabei in der Umgebung des markanten Herschel-Kraters, wobei allerdings im Inneren des Kraters eine „Temperaturspitze“ von etwa 84 Kelvin (–189 Grad Celsius) auftritt. Auf zeitgleich mit einem anderen Instrument, der ISS-Kamera, im sichtbaren Licht erstellten Bildern konnten dabei keine offensichtlichen Unterschiede in der Zusammensetzung und Form des abgebildeten Geländes nachgewiesen werden.
„Wir vermuten, dass die Temperaturen auf irgendwelche Unterschiede in der Oberflächenbeschaffenheit hindeuten“, so CIRS-Team-Mitglied John Spencer vom Southwest Research Institute (SwRI) in Boulder/Colorado . „Es könnte sich hierbei um Unterschiede handeln wie sie zwischen altem, dichten Schnee und frisch gefallenem Pulverschnee auftreten.“ Dichtes und somit auch festeres Eis auf der Mondoberfläche leitet die Sonnenwärme effizienter ins Innere des Mondes ab, so dass diese Bereiche während des Tages kühler bleiben. Pulveriges und locker verteiltes Eis verfügt dagegen über isolierende Eigenschaften und würde die Wärme an der Oberfläche halten, wodurch sich diese „aufheizen“ kann. Derartiges Eis fängt dabei zudem mehr Sonnenlicht ein und erwärmt sich somit auch stärker.
(Bild: NASA, JPL, GSFC, SwRI, SSI)
Aber, so fragen sich die Wissenschaftler, wenn wirklich Unterschiede in der Textur der Oberfläche für diese Zweiteilung verantwortlich sein sollten, warum sind die Grenzen zwischen den verschiedenen Regionen so scharf gezogen und wie wurde dabei der deutlich sichtbare V-förmige Ausschnitt erzeugt? Möglicherweise, so ein erster Erklärungsversuch, schmolz bei dem Impaktereignis, welches für die Entstehung des Herschel-Kraters verantwortlich war, ein Teil des Oberflächeneises und das dadurch kurzfristig freigesetzte Wasser verteilte sich im Bereich um den Krater, wo es anschließend sofort wieder gefror. Unklar ist bei dieser Erklärung jedoch, warum das Eis inzwischen nicht, wie in den anderen Gebieten der Mondoberfläche geschehen, von den Einschlägen kleiner Meteoriten wieder pulverisiert wurde. Der um sieben Grad Celsius wärmere Bereich im Inneren des Herschel-Kraters lässt sich dagegen laut John Spencer relativ einfach erklären. Der etwa 130 Kilometer durchmessende Krater wird von bis zu fünf Kilometer hohen Wällen begrenzt. Durch diese Kraterwände, so die Vermutung, könnte Wärme im Kraterinneren festgehalten werden und so die dortige Oberfläche erwärmen.
In einem nächsten Schritt wollen die Wissenschaftler des CIRS-Teams die aktuellen Daten mit Aufnahmen älteren Datums vergleichen, welche allerdings aus größeren Entfernungen angefertigt und somit auch nicht so hoch aufgelöst sind. Dabei soll auch überprüft werden, ob man den Verlauf der Temperaturgrenze näher bestimmen kann. In erster Linie erhofft man sich Aufschluss über die Ausdehnung des kälteren Gebietes auf der Seite des Mondes, welche am 13. Februar 2010 nicht abgebildet werden konnte. Auch bei zukünftigen Begegnungen zwischen Cassini und Mimas will man weitere Daten sammeln.
Eine erste Gelegenheit hierfür würde sich bereits am 7. April 2010 bieten. An diesem Tag wird Cassini Mimas in einer Entfernung von 97.284 Kilometern erneut passieren. Aufgrund der großen Distanz wird sich die Raumsonde an diesem Tag jedoch nicht auf Mimas konzentrieren. Stattdessen sind für diesen Tag die Untersuchungen von zwei anderen Saturnmonden vorgesehen. Zuerst wird ein naher Vorbeiflug an Dione mit einer Überflughöhe von lediglich 504 Kilometern erfolgen. Anschließend wird die ISS-Kamera die von Saturn abgewandte Seite des kleinen Mondes Janus aus einer Distanz von 74.597 Kilometern abbilden.
(Bild: NASA, JPL, SSI)
Mimas hielt allerdings noch eine weitere Überraschung für die Wissenschaftler bereit. Eigentlich hatte man erwartet, dass der Mond aufgrund seiner Nähe zum E-Ring des Saturn und den dadurch bedingten steten Niedergang kleiner Ringpartikel auf die Mondoberfläche über eine gleichmäßige helle Färbung verfügen muss. Auf im sichtbaren Bereich des Lichtes aufgenommenen Fotos zeigen sich jedoch an verschiedenen Kraterhängen auch Bänder aus einem dunkleren Material. Diese Ablagerungen könnten sich durch langfristige Veränderungen auf der Oberfläche des Mondes erklären lassen. Im Laufe der Zeit lagerte sich eine dünne Schicht aus Silikaten und kohlenstoffreichen Teilchen, welche durch Meteoriten dorthin transportiert wurden, auf der Mondoberfläche ab und wurde vom Eis eingeschlossen. Anschließend schmilzt das Eis und setzt die dunklen Materialien wieder frei. Durch gravitative Einflüsse konzentrieren diese sich dann an den Kraterhängen und bilden so die sichtbaren dunklen Streifen.
Ähnliche Strukturen wurden zuvor bereits auf anderen Monden des Ringplaneten beobachtet. Da Mimas aber einer steten Materialzufuhr aus dem E-Ring ausgesetzt ist, bieten die Beobachtungen nach Ansicht der Wissenschaftler eine gute Möglichkeit, die Geschwindigkeit dieser Oberflächenveränderungen zu bestimmen. „Solche Prozesse finden nicht nur auf Mimas statt, aber die hoch aufgelösten Aufnahmen, über welche wir jetzt verfügen, sind bezüglich ihrer Interpretation so etwas wie ein Rosettastein für uns“, so Paul Helfenstein, ein Mitglied des Cassini Imaging Teams von der Cornell University.
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