Die Schwerkraft des Titanen zeigt eine dickere, ungleichmäßige eisige Kruste an

Farbkomposit aus Titan und Dione aus Cassini-Bildern, die im Mai 2011 aufgenommen wurden. Major)

Es wurde lange spekuliert, dass der Saturnmond Titan einen globalen unterirdischen Ozean unter einer eisigen Kruste beherbergt, basierend auf Messungen seiner Rotation und Umlaufbahn durch das Cassini-Raumschiff der NASA. Titan weist eine Dichte und Form auf, die auf eine biegsame flüssige innere Schicht – einen unterirdischen Ozean – hinweist, die möglicherweise aus mit Ammoniak gemischtem Wasser besteht. Diese Kombination würde helfen, die konstante Menge an Methan in seiner dicken Atmosphäre zu erklären.

Eine weitere Analyse der Cassini-Schwerkraftmessungen durch ein Team der Stanford University hat nun gezeigt, dass die Eisschicht des Titans dicker und weniger gleichmäßig ist als ursprünglich angenommen, was auf eine komplexere innere Struktur hinweist – und auf stärkere äußere Einflüsse für seine Wärme.

Der flüssige unterirdische Ozean des Titans war zuvor schätzungsweise 100 km dick und zwischen einem felsigen Kern unten und einer eisigen Schale oben eingeklemmt. Dies beruhte auf dem Verhalten von Titan in seiner Umlaufbahn – genauer gesagt darauf, wie sich die Form von Titan im Verlauf seiner Umlaufbahn ändert, gemessen mit Cassinis Radarinstrument.

Da die 16-Tage-Umlaufbahn von Titan nicht perfekt kreisförmig ist, erfährt der Mond an bestimmten Punkten eine stärkere Anziehungskraft vom Saturn als an anderen. Infolgedessen ist es an den Polen abgeflacht und ändert ständig seine Form leicht – ein Effekt, der als Gezeitenbiegung bezeichnet wird. Zusammen mit dem Zerfall radioaktiver Materialien in seinem Kern erzeugt diese Biegung die innere Wärme, die dazu beiträgt, eine unterirdische Ozeanflüssigkeit zu halten.

Ein Forscherteam der Stanford University unter der Leitung von Howard Zebker, Professor für Geophysik und Elektrotechnik, verwendete kürzlich Cassini-Messungen der Topographie und Schwerkraft des Titanen, um festzustellen, dass die Eisschicht zwischen Mondoberfläche und Ozean bis zu doppelt so dick ist wie bisher angenommen – und am Äquator ist es deutlich dicker als an den Polen.

"Das Bild von Titan, das wir bekommen, hat einen eisigen, felsigen Kern mit einem Radius von etwas mehr als 2.000 Kilometern, einen Ozean im Bereich von 225 bis 300 Kilometern Dicke und eine Eisschicht von 200 Kilometern Dicke", sagte Zebker.

Unterschiedliche Dicken der Titan-Eisschicht würden bedeuten, dass durch den Zerfall radioaktiver Materialien im Titankern intern weniger Wärme erzeugt wird, da diese Art von Wärme mehr oder weniger global einheitlich wäre. Stattdessen muss die durch die Gravitationswechselwirkungen mit Saturn und benachbarten kleineren Monden verursachte Gezeitenbeugung eine stärkere Rolle bei der Erwärmung des Inneren von Titan spielen.

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Mit Cassinis neuen Messungen der Schwerkraft von Titan berechneten Zebker und sein Team, dass die Eisschicht unter den abgeflachten Polen von Titan 3.000 Meter dünner als der Durchschnitt ist, während sie am Äquator 3.000 Meter dicker als der Durchschnitt ist. In Kombination mit den Oberflächenmerkmalen des Mondes beträgt die durchschnittliche globale Dicke der Eisschicht eher 200 km als 100 km.

Es wird angenommen, dass die durch Gezeitenbiegung erzeugte Wärme, die an den Polen stärker zu spüren ist, die Ursache für das dünnere Eis dort ist. Dünneres Eis würde bedeuten, dass sich unter den Polen mehr flüssiges Wasser befindet, das dichter ist und somit eine stärkere Anziehungskraft ausübt… genau das, was bei Cassinis Messungen gefunden wurde.

Die Ergebnisse wurden am Dienstag, dem 4. Dezember, auf dem AGU-Kongress in San Francisco bekannt gegeben. Lesen Sie mehr auf der News-Seite der Stanford University.

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