Enceladus (Mond)

II Enceladus

Dr Enceladus, ufgnumme vu dr Rümsonde Cassini.
Zentralchörper	Saturn
Eigeschafte vum Orbit
Grossi Halbax	238.020 km
Periapsis	236.950 km
Apoapsis	239.100 km
Exzentrizität	0,0045
Bahnneigig	0,02°
Umlaufzitt	1,370 Däg
Middleri Orbitalgschwindigkeit	12,63 km/s
Physikalischi Eigeschafte
Albedo	0,99
Schinbari Helligkeit	11,5 mag
Middlerer Durchmesser	504 km
Masse	1,08 × 10²⁰ kg
Oberflächi	800.000 km²
Middlere Dichti	1,61 g/cm³
Siderischi Rotation	1,370 Tage
Fallbeschlünigung an dr Oberflächi	0,11 m/s²
Fluchtgschwindigkeit	214 m/s
Oberflächetemperatur	33 K - 75 K - 145 K
Entdeckig
Entdecker	Wilhelm Herschel
Datum vu dr Entdeckig	28. August 1789
Amerkige	DR Enceladus het e Atmosphäri mit < 10^-6 Pa

Dialäkt: Markgräflerisch (Ebringe)

Dr Enceladus (Saturn II) isch ein vu dr middelgrosse Mönd vum Planet Saturn. Er isch dr chleinscht bekannt geologisch aktiv Himmelskörper im Sunnesystem un gliichzittig säller mit dr höchschte Albedo: 99% vum Sunneliecht werre ins All zrugggstrahlt.

Entdeckig

Dr Enceladus isch am 28. August 1789 vum Wilhelm Herschel entdeckt worre.

Daift worre isch dr Mond uf dr Namme vum Gigant Enkelados us dr grichische Mythologi. D'Nämme vum "Enceladus" un vu wittere siibe Saturnmönd sin vum im Wilhelm Herschel sinem Suhn - dr Astronom John Herschel, in ere 1847 erschinene Veröffentlichig (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) vorgschlage worre. ([1]).

Bahndate

Dr Enceladus umchreist dr Saturn ime middlere Abstand vu 238.020 km in 32 Stund un 53 Minüte. D'Bahn wiist e Exzentrizität vu 0,0045 uf un isch 0,02° gegeniber dr Äquatorebeni vum Saturn gneigt.

Die geologische Formatione uffem Enceladus sin uf Lüt un Ort üs 1001 Nacht daift, die Geländetype sin latinisch.

Physikalischi Eigeschafte

Abb. 1: Falschfarbeasicht vum Enceladus mit verschidene Geländeformatione

Innerer Ufbau

Dr Inner Ufbau vum Enceladus isch vor allem bi dr Vorbiflüeg vu dr Cassini-Mission sit 2004 erfrscht worre. Uf dr Dategrundlag vu dr Uswirkige vu im Enceladus' sinere Schwerchraft uf d'Flugbahn vu dr Cassini-Sonde bi Vorbiflüeg het d'Masse vum Enceladus zue 1.08×10²⁰ kg bestimmt werre chänne. In Verbindig mit dr bekannte Dimensione ergit des ä middleri Dichti vu 1.61 g/cm³ (Turtle et al. 2005). Sälli Dichti isch höcher als vu dr andere middelgrosse Iismond vum Saturn. Des losst druf schliesse, dass Enceladus ä höchere Silikat- un Iise-Adeil wie die andere Mond (usserem Titan) het. Sälli zuesätzliche Element hän viilliicht defir gsorgt, dass uf Enceladus meh inneri Wärmi dur radioaktive Zerfall frigsetzt worre isch wie uf andere Iismönd. Trotzdem dät die Wärmi bi wittem nit usreiche. d'Energi fer die beobachtet geologisch Aktivität z'lifere.

Wie bim Jupitermond Io nimmt mer au bim witus chleiner Enceladus Gezitteribig als Energiquelle a. Enceladus stoht in ere 2:1 Bahnresonanz mit Dione. Die so erzügt Wärmi dürft usreiche, Wasseriis ufzschmelze. Früeheri Annamme, dass dr Gfrierpunkt dur nidrig schmelzendi Materiale wie Ammoniak witt under 0° C lit un so dr Kryovulkanismus begünstigt wird, hän sich dur d'Cassini-Date degege nit bestätigt. S'us dr Geysir usträttend Material schint fast reins Wasser z'si, was nit anders heisst, als dass d'Temperature im Innere vu Enceladus bi mindistens 0 °C liige mien, was natürlich zue noch ganz andere Spekulatione Aloss git - flüssigs Wasser un ä Temperaturgradient sin nämlich d'Grundvorussetzig fer Läbe nooch Art vum irdische, un beides isch uf Enceladus vorhande. [2].

Mer nimmt us dr Interpretation vu dr Cassini-Messige a, dass s'Inner vum Enceladus' differenziert isch. Sowohl d'Photo vu aktive Geysire am Südpol vu Enceladus wie ebeso sensationell d'Entdeckig vume eigene Magnetfeld len sich am beschte mit eme Vorhandesi vu flüssige Beriiche im Mondinnere erchläre.

Abb. 2: Falschfarbebild vu Enceladus dur Cassini vum 25. Juli 2005

Oberflächi

Nomeklatur vu dr Geologi

Folgendi Geländeformatione werre in dr (ybrigens latinische) Nomeklatur vu dr Enceladus-Oberflächi underschiide:

Krater
Fossae (Gräbe)
Planitia (Ebene)
Sulci (langi paralleli Rille)

Lueg au: Nomeklatur vu dr Enceladus-Topographi.

Allgmeini Geologi

Voyager 2 isch im August 1981 die erst Ruumsonde gsi wo geologisch ussagechräftigi Beobachtigi vu Enceladus gmacht het. S'Titelbild vu dr tabularische Ibersicht zeigt s'am höchste ufglöst Photo vu Voyager 2. Bi dr Interpretation vu sällem Mosaik het mer schliesslich fimf verschidini Geländeformatione underschiide, ischliesslich einige Gebiite vu verkratertem Gelände, Region vu glattem, junge Terrain, un Bahne vu gfaltetem Gelände, wo oft an glatti Regione agrenzt (Rothery 1999). Zuesätzlich het mer usdähnti, lineari Brüch beobachtet, wo s'glatt wie's kratert Gelände chrüze.

Ufgrund vu dr fast völlige Abweseheit vu Krater im glatte Gebiit, nimmt mer a, dass sälli Regione höchstens 100 Millione Johr alt si chänne - bi so eme chleine Himmelskörper, wo scho si Milliarde Johr erchaltet si müesst, ä echti Iberraschig. Des war s'erst Indiz, dass Enceladus in geologisch sehr junger Zitt geologisch aktib gsi si muess Entweder dur ä Art "Wasservulkanismus" oder andere, d'Oberflächi ernöiernde Prozess. S'frisch, sufer Iis beherrscht im Enceladus si Oberflächi un git ihm dr höchst Albedo vu allene Körper im Sunnesystem mit 0.99 im visuelle Beriich - des heisst, es werre 99% vum ifallende Leecht reflektiert. Dur dr hoch Reflexion lit d'Temperatur bi bloss -201 °C un dodemit etwa 10-20 °C nidriger wie bi dr andere Saturnmönd.

Beobachtige während dr dri Vorbiflüeg vu dr Cassini-Sonde am 17.02, 09.03. un 04.07.2005 hän d'Oberflächi vu Enceladus viil detaillierter wie d'Voyager-Bilder zeigt. So hän sich dr vu Voyager 2 beobachtete glatte, relativ kraterlose Ebene als Gebiit voll vu chleine Bergrucke un Böschige entpuppt. Usserdem sin zahlriichi Brüch in dr Kratergebiite gfunde worre, wo nochlege, dass usdähnti Verformige sit dr Entstoig vu dr Krater erfolgt sin. Schliesslich sin einige Regione vu ganz jungem Gelände entdeckt worre, so ä bizarrs Gebiit in dr Nächi vum Südpol. [3].

Abb. 3: abgsunkeni Krater uf Enceladus, ufgnu vu Cassini am 17.02.2005

Ischlagskrater

D'Bildig vu Ischlagskrater isch dr hauptsächlich Prozess vu dr geologische Oberflächeformig uf vile Körper im Sunnesystem, un dr Enceladus bildet do kei Usnahm. Grossi Deil vu dr Enceladus-Oberflächi sin vu Krater bedeckt - in verschidener Dichti un in verschidene Erosionsstufe. Ufgrund vu dr Voyager-2-Beobachtige underschidet mer dri Type vu Kratergebiite. Typ 1 (ct1 vu englisch cratered terrain) bestot us zahlriiche, dur viskosi Entspannig verformti Krater. Typ 2 (ct2) wiist degege e gringeri Kraterdichti uf un d'Krater sin dert wäniger verformt. Dr dritt Typ sin Kraterebene (cp vu englisch cratered plains) un het noch emol wäniger Krater, wo durschnittlich au chleiner wie in dr andere Regione sin. Obwohl d'Kratergebiite vum Typ 1 die muetmasslich äldiste mit dr höchste Kraterdichti sin, isch d'Azahl vu dr Krater au dert gringer wie in dr jüngste Regione uf dr andere middelgrosse Saturnmönd wie bispilswiis Rhea. Säll isch witters Indiz defir, dass d'Oberflächi vum Enceladus die jüngst im Saturnsystem si dürft abgsähe villicht vu im Titan sinere. (Rothery 1999).

Die jüngste Beobachtige vu Cassini hän e wesentlich schärfere Blick uf die zwei Kratergebiitsforme ct2 un cp ermöglicht. Sälli hochufglöste Bilder, wie in Abb. 3, enthülle, dass viili vu im Enceladus sine Krater starch deformiert sin - dur viskosi Entspannig, Brüch oder "Ufweigig" (Turtle et al. 2005). Viskosi Entspannig sorgt defir, dass sich Krater, wo in Wasseriis bildet worre sin, iber geologischi Zittruum deformiere. D'Gschwindigkeit vu sällem Prozess isch abhängig vu dr Temperatur vum Iis. Wärmers Iis isch wäniger viskos (zäh) un dorum liichter verformbar. Viskos entspannti Krater neige dezue, ufgwölbti Böde z'ha, wo dr Oberflächekrümmig folge oder si len sich bloss dur e ringförmige Grabe als sonigi erchenne (wie mer ebba bim Krater näbem Terminator in Abb. 3 erchenne cha). Dunyazad, dr gross Krater links oberhalb vu dr Bildmiddi in Abb. 5, isch e anders Bispil fer e Krater mit ufgwölbtem Bode uffem Enceladus. Zuesätzlich sin vili Krater uffem Enceladus dur tektonischi Brüch starch veränderet worre. Dr 10km durmessend Krater rechts vu dr undere Bildmiddi in Abb. 5 isch e guets Bispil defir. In sällem Fall hän dünni Brüch, einigi hundert Meter bis ei Kilometer witt, dr Kraterand un -bode starch verformt. Nochzue alli Krater uf Enceladus wo bisher vu Cassini in dr ct2-Regione photographiert worre sin, zeige Azeiche vu tektonischer Verformig. Mindistens eini vu beide Erosionsarte trättet bi fast jedem Krater uffem Enceladus uf, so dass praktisch jeder Krater dert irgendei Stadium vu Erosion zeigt. "Kraterufweigig" cha bi Krater in dr cp-Region un dr als glatti Ebene klassifizierte Gebiite beobachtet werre (Abb. 6). Viili vu dene Krater hän e glatti Erschinig, scharfchantigi Oberflächestrukture, wo sust sehr hüfig uffem Enceladus z'beobachte sin, fähle (obwohl einigi offechundig äldere Brüch ebefalls des "erweicht" Ussähe zeige, wie z. B. in Abb. 6 obe in in höcherer Uflösig un Abb. 7). Es git bis jetz noch kei bruchbari Hypothese, was fer e Prozess es verursacht. dass Krater grad uf die Art un Wiis erodiere. Möglicherwiis sin des Vorgäng im Zämmehang mit im Enceladus sinem Regolith (Turtle et al. 2005). Aufgrund vu dr Verdeilig vu viile vu dr "erweichte" Krater schint es möglich, dass die Vorgäng, wo die Krater glättet hän, mit dr gliiche Vorgäng zämmehänge, wo viili vu dr jüngere Ebene uf Enceladus bildet hän.

Tektonik

Voyager 2 het underschidlichi Arte vu tektonische Strukture ud Enceladus vorgfunde, wie gradlinigi Rille un Gürtel vu krümmte Furche, nit ähnlich im helle, gfurchte Gebiit uf em Jupitermond Ganymed. Jüngsti Beobachtige vu Cassini len druf schliesse, dass Tektonik dr vorherrschend geologisch Prozess uf Enceladus isch. Aini vu dr spektakulärere Arte vu tektonische Strukture uf Enceladus sin Gräbe, wo bis zue 200 km lang, 5-10 km breit un bis zue 1 km dief si chänne. Abb. 4 zeigt ä typische grosse Bruch uf Enceladus wo ä älder, tektonisch verformts Gelände schnidet. Ä ander Bispil cha mer am undere Rand vu Abbildig 5 sähe. Sonigi Strukture schine relativ jung z'si, ufgrund vu dr Datsach, dass si anderi Strukture durschnide, ä scharfs topographischs Relief hän un blaui Beriich entlang vu dr Abbrüch rusluege.

Abb. 5: Falschfarbebild vu im Enceladus sinere Oberflächi mit verschidene Stadie vu tektonische Prozesse un vu Kratererosion, ufgnu vu Cassini am 9.3,2005

A witters Bispil fer Tektonik uf Enveladus sin gfurchti Gebiite. Sälli Bahne vu chrümte Rille un Rucke sin z'erst vu Voyager 2 entdeckt worre. Sälli Bänder trenne oft Gebiite mit glatte Ebene vu sonigi mit hocher Kraterdichti (Rothery 1999). Dr under Deil vu Abb. 3 un dr middler vu Abb. 7 zeige mit Samarkand Sulci ä Bispil mit vu dem Geländetyp in ä höcher uglöste Ufnahm vu Cassini. Gfurchti Gebiite wie Samarkand Sulci erinnere starch ans gfurcht Gebiit uf Ganymed, aber anderst als uf Ganymed isch s'gfurcht Gelände uf Enceladus allgmein komplexer. Anderst als die parallel agordnete Furche uf Ganymed erschine sälli Bahne uf Enceladus öfter als Bänder viu wild durchändander un änander yberchrüzende Linie. In andere Gegende schiine die Bänder ä konvexi Yberchrüzig mit längs vu ihne verlaufende Brüche oder Rucke z'ha. Cassini het au faszinierendi, dunkli, 125- bis 750-Meter witti Flecke gfunde, wo schinbar parallel zue enge Brüch verlaufe. Gegewärtig interpretiert mer dr Flecke als Ibrüch innerhalb vu dr mit Rucke durzogene Ebene (Turtle et al. 2005).

Abb. 6: Hoch ufglösti Mosaik-Ufnahn vu dr Enceladus-Oberflächi, mit unterschidliche Stufe vu Krater- un Geländeerosion. Cassini-Ufnahm vum 9. März 2005

Zuesätzlich zue diefe Brüch un grillte Bahne het Enceladus witteri Arte vu Deformatione. Abbildig 5 zeigt engi, einigi hundert meter witti Brüch, wo z'erst vu dr Cassini-Sonde entdeckt worre sin. Die Brüch neige dezue, ghüft parallel ufz'trätte un werre zahlriich in Gebiite mit viile Krater gfunde. Die Brüch zeige e Fokussierig innerhalb vu Krater, was noochlegt, dass der Furtlauf vu dene Brüch vum bi dr Bildig vu dr Krater in dr obere einigi hundert Meter dicke Schichte ufgweigte Grund starch beiflusst worre si dürft. E anders Bispiil vu ere tektonische Formation uf em Enceladus sin die z'erst vu Voyager 2 gfundene un vu Cassini lineare Furche. Bispile vu linare Furche cha mer in dr undere linke Hälfti vu dr Abbildig im Info-Chästli finde (un in höcherer Uflösig in dr undere Hälfti vu Abb. 6), so wie au in Abb. 1, wo si vu dr obere Middi in Nord-Süd-Richtig verlaufe, bevor si nooch Südwest abdrille. Sälli lineare Rille chrüze au anderu Geländeforme, wie die krummlinig grillte Bahne un die diefe Brüch und schine zue dr jüngste Formatione uf Enceladus z'ghöre. Trotzdem sin einige lineari Rille, wie sälli in Abb. 6 obe, schinbar wie d'Krater denäbe az ufgweigt. Rucke het mer ebefalls uf em Enceladzus beobachtet, aber nit anächerend in dere Usdähnig wie sälli uf Europa. Einigi Bispil cha mer in dr undere linke Ecke vu Abbildig 3 sähe. Sälli Rucke sin vu relativ begränzter Usdähnig un ebba ei Kilometer gross. Ei-Kilometer grossi Dome sin ebefalls beobachtet worre (Turtle et al. 2005). Schliesslich cha mer in einige Regione uf Enceladus verschidini Arte vu tektonischer Deformation zämme sähe. Des bsunders deformiert Terrain, am beste in Abb. 3 z'sähe, schint menkmol ähnlich zue Ebene mit Rucke uf Europa z'ha. (was Spekulatione gnährt het, dass Enceladus wie Europa e Ozean us flüssigem Wasser under dr Oberflächi häb), während anderi Gebiite. wie sälli, wo in dr Nächi vu dr obere Site vu Abb. 3 z'sähe sin, einzugartig im Sunnesystem z'si schine. Ufgrund vum uf Enceladus gfundene Usmass vu dr tektonische Oberflächeernöierig, isch es chlar, dass tektonischi Prozess e wichtigi Faktor vu dr Geologi iber e grosse Deil vu dr Geschichte vum Enceladus gsi sin.

Abb. 7: Samarkand Sulci uf Enceladus. Ufnahm vu Cassini vum 17. Februar 2005

Glatti Ebene

Schliesslich het mer noch als letschti Geländeart uf dr Voyager 2-Bilder glatti Ebene usgmacht. Glatti Ebene hän generell ä sehr schwachs Relief un numme sehr wänig Krater, was azeigt, dass sonigi Regione wohrschins relativ jung sin, numme höchstens ä baar hundert Millione Johr ald statt Milliarde. (Rothery 1999). D'Regione in dr Südpolregion sin wohrschins numme einigi hundert Johr ald. Cassini het inzwische zwei vu dr prominenteste Regione vu glatte Ebene, Sarandib Planitia un Diyar Planitia mit ere vil höchere Uflösig ufgnu. Bispil devu cha mer in Abbildig 1 uf dr linke Site un in Abbildig 7 uf dr obere Site aluege. Cassini-Bilder zeige dr Regione vu dr glatte Ebene voll vu Rucke un Brüch mit numme schachem Relief. Sälli Formatione interpretiert mer derzitt als vu Scherchräfte deformiert. (Turtle et al. 2005).

Südpolargebiit

S'Gebiit vum Südpol isch vu dr Voyager-Sonde nit photographiert worre, sundern erst vu dr Cassini-Mission. Vu Cassini währendem Vorbiflueg am 14. Juli 2005 gmachti Bilder hän e nöie Typ vu ere glatte Ebeni enthüllt. D'Region um dr Südpol bis hi zum 60. südliche Breitegrad isch bedeckt mit tektonische Brüche un Rucke [4]. Die Region isch sehr jung mit keine sichtbare grössere Krater un offesichtlich geologisch aktiv (Abb. 9). In dr Middi vu dem Glände sin viir Bruchzone, wo uf jedere Site vu Rucke begränzt werre, inoffiziell "Tiger striife" daift. Sälli Brüch schine die jüngste in dere Region z'si und si umgäbbe vu blau gfärbtem, grob-chörnigem Wasseriis, wo mer anderstwo ud fr Oberflächi innerhalb vu Usquellige un Abbruchchante sähe cha [5]. Do isch s' "blau" Iis uf ere ebene Oberflächi, was azeigt, dass die Region jung gnueg isch um no nit mit feine Partikel vum saturnische E-Ring zuedeckt z'werre. Ergebnisse vum VIMS-Instrument vu Cassini lege dr Schluss noh, dass sich des blaugfärbt Material vum Enceladus, wo d' "Tiger-Striife" umgibt sich spektroskpisch vum Rest vu dr Enceladus-Overflächi underschiidet. S'VIMS-Instrument her kristallins Iis in dr Striife entdeckt, was vermuete losst, dass sälli sehr jungs sin - wohrschinlich jünger wie 1000 Johr. [6]. Usserden het s'VIMS-Instrument eifachi organischi Molekül in dr "Tiger-Striife" entdeckt, e Chemi, wo mner suscht nigends uf dem Satellit gfunde het [7].

Eins vu dene Areale vu "blauem" Iis in dr Südpolarregion isch under sehr hocher Ufflösig bim Vorbiflueg am 14. Juli uffgnu worre. Säll het e Region vu extremer tektonische Deformation enthüllt, mit Iisblöcke vu 10 bis 100 Meter Durmesser, wo menki Gebiite bedeckt hän [8].

D'Gränze vu dr Südpolarregion wird markiert dur e Muster vu X- und Y-förmige Regione vu parallele Rucke un Däler. D'Form, Orientierig un Lag vu dene Formatione zeige a, dass si dur Änderige vu dr Form vu Enceladus sälber erzügt worre si müesse. Sälli Veränderige sin wohrschinlich dur Änderige vu im Enceladus sinere Rotationsrate und Orbitdistanz vum Saturn iber d'Äone entstande. [9].

Kryovulkanismus

Abb. 8: Enceladus losst Dampf ab un fuederet dr E-Ring demit. D'Dampffontäne schine vu dr "Tiger-Striife" us dr Nächi vum Südpol z'chu.

Us dr Erchänntnisse vu dr Voyager-Vorbiflüeg an Enceladus in dr früehe 1980er Johr hän d'Planetologe gschlosse, dass der Mond möglicherwiis kryovulkanisch aktiv isch. Indizie defir sin die relativ jugendlich Oberflächi, die extrem hoch Albedo, wo dytlich höcher gegenyber dr andere middelgrosse Iismond vum Saturn isch un si Umlaufbahn in dr Nächi vu dr maximale Dichti vum E-Ring gsi. Ufgrund vu dr Verbindig vu E-Ring un Enceladus-Bahn het mer agnu, dass Enceladus d'Quelle vum Material vum E-Ring isch, möglicherwiis, indem Wasserdampf us sinem Innere usträttet.

Date vu ere Viilzahl vu Instrumente vu dr Cassini-Sonde hän debi ghulfe, die Hypothese z'bestätige. Als erstes hän Date vum Magnetometer vu Cassini währendem Vorbiflueg Azeiche vu ere Atmosphäri bi Enceladus gfunde. S'Magnetometer het e Astiig vu dr Stärchi vu Ione-Cyclotron-Welle in dr Nächi vum Enceladus beobachtet. Sälli Welle entsten dur d'Ionisierig vu Partikel in ere Magnetosphäri un ihr Frequenz cha dezue benutzt werre, ihri Zämmesetzig z'bestimme, in dem Fall ionisierte Wasserdampf (Burton 2005). Dank de sehr niidrige Höchi vum Vorbiflueg am 14. Juli un verbesserte Modelle us dr Date vu dr vorherige Vorbiflüeg, het s'Magnetometer-Team festgstellt, dass d'Gase in dr "Atmosphäri" vum Enceladus' iber dr Südpolarregion konzentriert sin, mit ere starch abfallende atmospherische Dichti witter vum Pol ewägg. Dr Ultraviolett-Bilder-Spektrograph (UVIS) het des Ergäbnis während dr zwei Sternbedeckige bi dr Vorbiflüeg am 17. Februar un am 14. Juli bestätigt. S'UVIS isch nit imstand gsi, währendem Februar-Vorbiflueg e Atmosphäri yberem Enceladus z'entdecke, het aber Wasserdampf während ere Bedeckig iber dr Südpolarregion bim Juli-Vorbiflueg entdeckt [10]. S'Ione- und Neutrali-Masse-Spektrometer (INMS) het währendem Juli-Vorbiflueg, wo Cassini dur d'Gaswolke gfloge isch, sowohl e Konzentration vu Wasserdampf als au vu molekularem Stickstoff un Chohledioxid entdeckt [11]. Schliesslich het S'Instrument fer d'Analyse vu Kosmischem Staub (Cosmic Dust Analyzer, CDA) e starche Astiig vu dr Partikelzahl in dr Nächi vum Enceladus enteckt un demit bestätigt, dass dr Satellit d'Hauptquelle fer dr E-Ring isch. [12], [13]. D'Analyse vu dr CDA- und INMS-Date losst druf schliesse, dass s'Material, wo Cassini im Juli durgefloge isch, us dr Nächi vu dr "Tigerstriife" usgast worre isch. [14].

Abb. 9: D'Südpolregion vum Enceladus. Temperature, wie si vu Cassini gmesse worre sin, sin iber e Falschfarbebild vu dr "Tigerstriife" glegt."

E sichtbari Bestätigig vum Usgase isch im November 2005 erfolgt, wenn Cassini fontäne-ähnliche Dampfwolke vu iisige Partikel photographiert het, wo vu dr Südpolarregion vum dem Mond ufstiige [15]. Die Plume isch scho im Jänner un Februar 2005 ufgnu worre, aber zuesätzlichi Studie un witteri Uffnahme miut grosse Phasewinkel sin fer d'Bestätigig nötig gsi. D'Bilder, ufgnu im November 2005 zeige e Azahl vu Jets (villiicht us verschidene Schlote) innerhalb vu ere grössere, schwächere Komponente, wi bis zue 500 km vu dr Oberflächi vum Enceladus äwegg reicht. [16].

Was fer e Mechanismus chännt fer die Usgasig verantwortlich si? Ei Möglichkeit isch, dass Wasserdampf (un Dunst, wie mit em CDA gsähe) us under dr Oberflächi befindliche, under Druck stehende Chammere usträttet, ähnlich wie bi irdische Geysire [17]. Wil praktisch kei Ammoniak im usgaste Material durch s'INMS oder UVIS gfunde worre isch, dät so e erhitzti, under Druck gsetzti Chammere us fast reinem Wasser besto mit ere Temparatur vu mindistens 0 °C oder 273 K. Reins Wasser dät aber meh Energi zum Schmelze bruuche, entweder dur Gezitteribig oder radioaktive Zerfall, wie e Ammoniak-Wasser-Gmisch. Ä anderi Möglichkeit um e Plume z'erzüge isch d'Sublimation vu erwärmtem Oberflächeiis. Währendem Vorbiflueg am 14. Juli het s'Composite InfraRed Spectrometer (Infrarotsprektrometer, CIRS) e "warmi" Region in dr Nächi vum Südpol gfunde mit Strahligstemperature vu 85-90 Kelvin, 15 Grad wärmer wie dur Erhitzig vu Sunneistrahlig ällei erwartet. Zuesetzlich len d'Farbtemperature vu einige Formatione in dere Region chleine Gebiite mit Temperature iber 110 K vermuete - z'warm um dur Sunneleecht ällei erchlärt z'werre [18]. Chleini Gegende innerhalb vu dr "Tigerstriife" sin mit Temperature vu 140 Kelvin gfunde worre, und chleini, noch wärmeri Region erschine möglich. Säll Iis isch warm gnueg um mit ere vil höchere Rati z'sublimiere wie die ybrig Oberflächi un domit wie bi eme Komet e Plume z'erzüge. Die kometar Hypothes isch attraktiv, wil deno die s'Oberflächewasseriis erhitzend Schicht im Mondinnere e Ammoniak-Wasser-Gmisch mit Temperature un die 170 Kelvin si chönnt un deni die fer d'Bildig vu ere Plume erforderlich Energi fer d'Erzügig vu ere Plume nit so hoch si müesst. Allerdings het noch dr Uswertig vu dr Date inzwische s'Kalti-Geysire-Modell an Wohrschinlichkeit starch gwunne. [19]

Kryovulkanismus in Verbindig mit flüssigem Wasser, eme Temperaturgradient un organische Moleküle legt natürlich noh, iber d'Möglichkeit vu Läbe uf Enceladus z'spekuliere, wil säll d'Vorussetzige defir sin.

Erforschig vum Enceladus

Die erste vu Ruumsonde gmachte Bilder vu Enceladus sin vu dr zwei Voyager-Sonde gmacht worre. Während Voyager 1 im Dezember 1980 bloss us relativ grosser Entfernig Bilder het mache chänne, isch Voyager 2 im August 1981 in dr Lag gsi, mit wesentlich höchrer Uflösig z'photographiere un die jugendlich Natur vum ä Grossdeil vu sinere Oberflächi z'enthülle.

Detaillierti Beobachtige hän no aber fast ä Virteljohrhundert bis zue dr Achunft vu dr Cassini-Sonde am 30. August 2004 warte müesse, wo sälli Sonde in ä Saturnumlaufbahn igschwenkt isch. Ufgrund vu dr Erchenntnisse vu dr Voyager 2-Bilder, isch Enceladus zum ä bevorzugte Beobachtigsobjekt vu dr Planer vu dr Cassini-Mission userkore worre. Mehreri sehr nochi Vorbiflüeg under 1500 Kilometer Entfernig un zahlriichi, uziilti Beobachtigsmöglichkeite innerhalb 100000 km Entfernig sin vorgsähe worre. Sälli Begegnige sin unde ufgfüehrt. Bis November 2005 sin dri nochi Vorbifflüeg durgfüehrt worre, wo bedütendi neii Erchenntnisse iber im Enceladus si Oberflächi broocht hän, ischliesslich vu usträttendem Wasserdampf an dr geologisch aktive Südpolarregion.

Cassini-Vorbiflüeg am Enceladus
Datum	Entfernig (km)
17. Februar 2005	1,200
9. März 2005	500
29. März 2005	64,000
21. Mai 2005	93,000
14. Juli 2005	175
24. Dezember 2005	94,000
8. September 2006	40,000
9. November 2006	94,000
28. Juni 2007	90,000
30. September 2007	88,000
12. März 2008	100
30. Juni 2008	99,000

Quelle

Turtle, Elizabeth et al. Enceladus, Curiouser and Curiouser: Observations by Cassini's Imaging Science Subsystem. Cassini CHARM Telecon. 28 April 2005. (PDF).
Rothery, David A. (1999). Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right, Oxford University Press. ISBN 0-19-512555-X.
Burton, Marcia. Recent Observations of Enceladus by the Cassini Magnetometer (Site cha nüme abgrüeft wärde; Suche im Webarchiv)[20] [21] Vorlage:Toter Link/saturn.jpl.nasa.gov. Cassini CHARM Telecon. 28 April 2005. (PDF).
Cassini Nav Team. Mass solutions for Saturnian Satellites as determined by Cassini Nav team. 09. Juni 2005.
Cruikshank, D.P. et al. (2005). A spectroscopic study of the surfaces of Saturn's large satellites: H2O ice, tholins, and minor constituents, Icarus, 175: 268-283.
Anne Verbiscer and Joseph Veverka. (1994). A Photometric Study of Enceladus, Icarus, 110: 155-164.
Esposito, Larry W. Enceladus Eruptions. Cassini CHARM Telecon. 30. August 2005. (PDF).

Externi Links (englisch)

Dä Artikel basiert uff ere fräie Übersetzig vum Artikel „Enceladus_(moon)“ vu de englische Wikipedia. E Liste vu de Autore un Versione isch do z finde.