Astronomie

Jupiter - Europa

Europa

Die Oberfläche Europas unterscheidet sich grundlegend von der von Ganymed oder Callisto , obwohl das Infrarotspektrum dieses Objekts darauf hinweist, dass auch es mit Eis bedeckt ist. Auf Europa gibt es nur wenige Einschlagkrater - die Anzahl pro Flächeneinheit ist vergleichbar mit der in den kontinentalen Regionen der Erde , was darauf hinweist, dass die Oberfläche relativ neu ist. Einige Wissenschaftler halten die Oberfläche für so jung, dass sie von Bedeutung istAuf dem Satelliten findet immer noch eine Erneuerung statt. Diese Oberflächenerneuerung besteht offensichtlich aus dem Abfließen von Wasser aus dem Inneren, um einen sofort gefrorenen Ozean zu bilden.

Modelle für das differenzierte Innere deuten auf einen eisenreichen Kern hin, der von einem Silikatmantel umgeben ist, der von einer etwa 150 km dicken Eiskruste überragt wird. Dieser Mond besitzt sowohl induzierte als auch intrinsischeMagnetfelder. Es wurde festgestellt, dass leicht gesprenkelte Bereiche auf der Oberfläche Salzablagerungen enthalten, was auf eine Verdunstung von Wasser aus einem Reservoir unterhalb der Kruste hindeutet. Die gefrorene Oberfläche Europas ist von dunklen und hellen Streifen sowie krummlinigen Graten und Rillen durchzogen. Spritzkegel entlang einiger Rillen deuten erneut auf Flüssigkeitsausbrüche von unten hin. Das Relief ist extrem niedrig, mit Kammhöhen von höchstens einigen hundert Metern. Europa hat somit die glatteste Oberfläche aller bisher im Sonnensystem untersuchten Festkörper. Spuren von Schwefel, Schwefelverbindungen , Wasserstoffperoxid und organische Verbindungen wurden an der Oberfläche identifiziert.

Die wichtigste offene Frage ist, ob sich unter Europas Eis ein globaler Ozean aus flüssigem Wasser befindet, der durch die Freisetzung von Gezeitenenergie im Inneren Europas erwärmt wird. Die Möglichkeit eines solchen Ozeans ergab sich aus Voyager- Daten, und hochauflösende Galileo- Bilder deuteten auf eine Flüssigkeitsaktivität in der Nähe der Oberfläche hin. Darüber hinaus scheint die Erklärung des induzierten Magnetfelds in Europa ein inneres, elektrisch leitendes flüssiges Medium zu erfordern, das eine salzhaltige flüssige Wasserschicht in einiger Tiefe unter dem Oberflächeneis impliziert. Wenn dieser Ozean und seine erforderliche Wärmequelle vorhanden sind, kann das Vorhandensein mindestens mikrobieller Lebensformen wahrscheinlich sein ( siehe außerirdisches Leben ).

Io

Durch ein Teleskop von der Erde aus gesehen erscheint Io rötlich-orange, während die anderen Monde neutral gefärbt sind. Das Infrarotspektrum von Io zeigt keine Hinweise auf die Absorptionseigenschaften von Wassereis. Wissenschaftler erwarteten, dass die Oberfläche von Io anders aussehen würde als die von Jupiters anderen Monden, aber die Voyager-Bilder enthüllten eine Landschaft, die noch ungewöhnlicher war als erwartet.

Vulkan Fissuren , anstelle von Kratern, dot die Oberfläche des Io. Neun Vulkane wurden beim Ausbruch beobachtet, als die beiden Voyager-Raumschiffe 1979 vorbeiflogen, während die näheren Begegnungen von Galileo darauf hinwiesen, dass bis zu 300 Vulkanschloten gleichzeitig aktiv sein können. Die aus den Öffnungen austretende Silikat- Lava ist extrem heiß (ca. 1.900 K [1.630 ° C]) und ähnelt primitiven Laven auf der frühen Erde. Dieses beispiellose Aktivitätsniveau macht Io zum tektonisch aktivsten Objekt im Sonnensystem. Die Oberfläche des Satelliten wird in nur wenigen tausend Jahren kontinuierlich und vollständig durch diesen Vulkanismus ersetzt. Verschiedene Formen (Allotrope) vonSchwefel scheint für die schwarzen, orangefarbenen und roten Bereiche auf der Mondoberfläche verantwortlich zu sein, während er fest istSchwefeldioxid ist wahrscheinlich der Hauptbestandteil der weißen Bereiche. Schwefeldioxid wurde mit dem Infrarotspektrometer von Voyager als Gas in der Nähe einer der aktiven Vulkanfahnen nachgewiesen und in UV- und Infrarotspektren, die aus Beobachtungen im Erdorbital und am Boden erhalten wurden, als Feststoff identifiziert. Diese Identifikationen bereitstellen Quellen für die Schwefel- und Sauerstoffionen in der jovianischen magnetosphere beobachtet , und beweisen , dass der Io vulkanische Aktivität die Quelle seiner Torus von Partikeln ist.

The energy for this volcanic activity requires a special explanation, since radioactive heating is inadequate for a body as small as Io. The favoured explanation is based on the observation that orbital resonances with the other Galilean satellites perturb Io into a more eccentric orbit than it would assume if only Jupiter controlled its motion. The resulting tides developed by the gravitational contest over Io between the other satellites and Jupiter release enough energy to account for the observed volcanism. The interior contains a dense, iron-rich core, which probably produces a magnetic field. The interactions of Io with Jupiter’s magnetosphere and ionosphere are so complex, however, that it has been difficult to distinguish the satellite’s own field from the current-produced fields in its vicinity.

Other satellites

The only other Jovian moon that was close enough to the trajectories of the Voyager spacecraft to allow surface features to be seen was Amalthea. So small that its gravitational field is not strong enough to deform it into a sphere, it has an irregular, oblong shape. Like Io, its surface exhibits a reddish colour that may result from a coating of sulfur compounds released by Io’s volcanoes. In addition to providing new images of Amalthea, the Galileo orbiter was able to view the effect of impacts on Thebe and Metis. All three of these inner moons are tidally locked, keeping the same face oriented toward Jupiter. All three are some 30 percent brighter on their leading sides, presumably as a result of impacts by small meteoroids. Amalthea has a remarkably low density, implying a highly porous structure that probably resulted from internal shattering by impacts.

Before the turn of the 21st century, eight outer moons were known, comprising two distinct orbital families (as can be seen in the table). The more distant group—made up of Ananke, Carme, Pasiphae, and Sinope— has retrograde orbits around Jupiter. The closer group—Leda, Himalia, Lysithea, and Elara - hat progressive Umlaufbahnen. (Bei diesen Monden ist die rückläufige Bewegung entgegengesetzt zu Jupiters Spin und Bewegung um die Sonne, which are counterclockwise as viewed from above Jupiter’s north pole, whereas prograde, or direct, motion is in the same direction.) In 1999 astronomers began a concerted effort to find new Jovian satellites using highly sensitive electronic detectors that allowed them to detect fainter—and hence smaller—objects. When in the next few years they discovered a host of additional outer moons, they recognized that the two-family division was an oversimplification. There must be well more than 100 small fragments orbiting Jupiter that can be classified into several different groups according to their orbits. Each group apparently originated from an individual body that was captured by Jupiter and then broke up. The captures could have occurred near the time of Jupiter’s formation when the planetwar selbst von einem Nebel umgeben, der Objekte, die in ihn eindrangen, verlangsamen konnte. Diese kleinen Monde können mit den sogenannten verwandt seinTrojanische Asteroiden , zwei Gruppen kleinerer Planeten, die sich Jupiters Umlaufbahn teilen. Die Trojaner besetzen Regionen 60 ° vor und hinter der Position des Planeten in seiner Umlaufbahn. Diese Regionen sind die L4- und L5- Gleichgewichtspunkte in Lagranges Lösung für das Dreikörperproblem ( siehe Himmelsmechanik: Das Dreikörperproblem ).