Extraterrestrischer Ozean
Schon lange gibt es Überlegungen über mögliche extraterrestrische Ozeane auf anderen Planeten oder Monden. Erste Theorien dazu verfasste William Whewell 1854. Er nahm aufgrund von Teleskopbeobachtungen der Marskanäle (die sich später als optische Täuschung herausstellten) an, der Mars hätte Ozeane aus Wasser.[1] Heute gibt es eine Vielzahl von Kandidaten in unserem Sonnensystem die einen Ozean besitzen könnten. Bis auf historische Überlegungen beschränkt sich die Suche jedoch nur mehr auf Monde bzw. extrasolare Planeten. Hypothetisch könnte es auch Ozeanplaneten geben, deren Oberfläche gänzlich mit Wasser bedeckt ist.
Erforschung
Die Erforschung möglicher extraterrestrischer Ozeane zählt zu einem der wichtigsten Ziele aktueller Weltraumforschungen.
Historisches
In der Frühzeit der Mondforschung hielt man die dunklen Flächen der lunar maria für Meere deshalb wurden sie nach Giovanni Riccioli als Maria bezeichnet. Galileo Galilei hegte allerdings bereits 1632 in seinem Buch Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog über die zwei wichtigsten Weltsysteme, das ptolemäische und das kopernikanische) Zweifel an dieser These.
Auch von der Venus dachte man lange Zeit das es auf ihr Ozeane aus Wasser geben würde. Frühe Astronomen konnten mit ihren rudimentären Teleskopen nur eine Welt gehüllt in Wolken erkennen. Da man Wolken mit Wasser verband, nahm man an das es unter dieser Wolkendecke unaufhörlich regnen müsse, und folglich sehr viel Wasser vorhanden war.[2] Dieser Glaube hielt sich bis in die Anfänge der Raumfahrt als die Mariner 2 Sonde am 14. Dezember 1962 erstmals Messdaten von der Venus zur Erde schickte und so zeigte das Venus kein Planet mit warmen und feuchtem Klima ist.
Ähnliches dachte man auch vom Mars da dunkle Oberflächenmerkmale, die in Teleskopen sichtbar sind, einst für Meere gehalten wurden. Sie erhielten Namen wie Mare Erythraeum, Mare Sirenum oder Aurorae Sinus, die Heute nicht mehr verwendet werden. Im späten 18. Jahrhundert beschrieb William Herschel erstmals ein auf- und absinken der Polkappen des Mars mit wechsel der Jahreszeiten auf der jeweiligen Hemisphäre. Bereits Mitte des 19. Jahrhunderts wussten die Astronomen, dass der Mars einige Ähnlichkeiten mit der Erde aufweist, etwa das die Länge eines Marstages (Sol genannt) beinahe gleich lang wie ein Tag auf der Erde ist. Auch wussten sie das seine Achsneigung ähnlich der Erde ist, was bedeutet das der Mars ebenfalls Jahreszeiten wie die Erde besitzt, diese aber fast doppelt so lange dauern da ein Marsjahr mit 687 Tagen viel länger dauert. Diese Beobachtungen führten zu einer Reihe von Spekulationen nach denen es Flüsse und Ozeane auf dem Mars gab. 1854 theoretisierte William Whewell, der das Wort scientist (Wissenschaftler) popularisierte, der Mars hätte Ozeane, Land und möglicherweise Lebensformen. Nach Teleskopbeobachtungen der Marskanäle , die sich später als optische Täuschung herausstellten, explodierten Ende des 19. Jahrunderts die Spekulationen über Leben auf dem Mars förmlich. So veröffentlichte der amerikanische Astronom Percival Lowell 1895 sein Buch Mars, gefolgt von Mars and its Canals (Mars und seine Kanäle) 1906, in denen er vorschlug das die Kanäle die Arbeiten einer längst vergangenen Zivilisation wären.[3] 1897 erschien das berühmte Werk des britischen Schriftsteller H. G. Wells; Der Krieg der Welten, das von einer außerirdischen Invasion vom Mars erzählt.
Subglaziale Seen (Erde)
Auf der Erde befindliche subglaziale Seen der Antarktis sind für die Erforschung von extraterrestrischen Ozeanen von besonderem Interesse um unter ähnlichen Bedingungen wie auf einem Eismond technische Geräte (z.B. Kryobots) entwickeln zu können, oder die Entwicklung von Leben unter ähnlich extremen Bedingungen erforschen zu können.
Eismonde
Titan
Der feste Körper von Titan setzt sich etwa zur Hälfte aus einem Mantel von Wassereis und zur anderen Hälfte aus einem Kern von silikatischem Gestein zusammen. Radarmessungen der Cassini-Sonde deuten darauf hin, dass unter der Eiskruste ein Ozean aus flüssigem Wasser existiert.[4] Die Dicke der Eiskruste wird auf etwa 80 Kilometer geschätzt.[5]
Nach einem Modell, das vom Jupitermond Europa auf Titan übertragen wurde, kann die Wärmeentwicklung durch Gezeitenreibung auch unter seiner Eiskruste zu der Bildung dieser aufgeschmolzenen Schicht geführt haben. Sie müsste sich mit der Sonde Cassini durch Schwerefeldmessungen nachweisen lassen.
Im Wasser zu etwa 10 % enthaltenes Ammoniak würde als Frostschutzmittel (siehe Gefrierpunkterniedrigung) wirken, so dass sich trotz der in dieser Tiefe zu erwartenden Temperatur von −20 °C ein flüssiger Ozean gebildet haben könnte – zumal in Verbindung mit dem dortigen hohen Druck.
Die Existenz eines Ozeans in der Tiefe bedeutet geologisch gesehen, dass die darüber liegende Kruste wesentlich beweglicher sein kann als auf Himmelskörpern, die durchgehend fest sind, wie beispielsweise der Erdmond. Die Krustenbeweglichkeit führt zu den beobachteten tektonischen Großstrukturen und ebenso zum Kryovulkanismus, wobei vermutet werden kann, dass auch Wasser aus dem untergründigen Ozean direkt am Eisvulkanismus beteiligt ist, wie es bei der Erde mit Magma aus dem Mantel der Fall ist. Wie auf Enceladus bereits nachgewiesen wurde, können die Krustenbewegungen allein lokal so viel Wärme erzeugen, dass bedeutende Mengen an Eis in den Bewegungszonen verflüssigt werden und Kryovulkanismus erzeugen.
Cassini entdeckte, dass über Titanbergen die Anziehung schwächer ist als über flachen Gegenden. Die Forscher vermuten daher, dass das Eis unter Bergen tiefer in den Ozean hineinreicht als unter Ebenen[6]. Die Auswertung von Schwerefeldmessungen von Cassini ergab, dass der vermutete Ozean sehr salzhaltig sein muss. Er ist dabei einzufrieren, weshalb die äußerste Eisschicht über ihm sehr starr sein dürfte.[7]
Enceladus
Enceladus ist vermutlich überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt, das 99 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert und ihn somit außergewöhnlich hell erscheinen lässt. Ein Teil seiner Oberfläche scheint mit einem geschätzten Alter von 100 Millionen Jahren relativ jung zu sein. Dies deutet darauf hin, dass Enceladus geologisch aktiv ist. Ursache ist offensichtlich Kryovulkanismus, bei dem Wasser aus dem Innern des Mondes austritt und sich über die Oberfläche verteilt.
Gravimetrische Messungen deuten darauf hin, dass sich unter dem Eis der Südpolregion ein Ozean aus Wasser befindet. Dabei wurden Vorbeiflüge von Cassini genutzt: Die Massenverteilung im Inneren des Mondes beeinflusst die Flugbahn der Sonde, was über die Dopplerverschiebung der Funksignale vermessen werden kann. Damit wurde eine Region höherer Dichte entdeckt, die als Wasserozean mit einer Tiefe von 10 km unter 30 bis 40 km Eis interpretiert wird.[8][9][10]
Europa
Obwohl die Temperatur auf der Oberfläche von Europa maximal −150 °C erreicht, vermutet man, dass sich unter einer Kruste aus Wassereis ein bis zu 100 km tiefer Ozean aus Wasser befinden könnte.
Europas auffälligstes Merkmal ist ein Netzwerk von kreuz und quer verlaufenden Gräben und Furchen, Lineae genannt (Einzahl: Linea), die die gesamte Oberfläche überziehen. Die Lineae haben eine starke Ähnlichkeit mit Rissen und Verwerfungen auf irdischen Eisfeldern. Die größeren sind etwa 20 Kilometern breit und besitzen undeutliche äußere Ränder sowie einen inneren Bereich aus hellem Material. Die Lineae könnten durch Kryovulkanismus oder den Ausbruch von Geysiren aus warmem Wasser entstanden sein, wodurch die Eiskruste auseinander gedrückt wurde.
Diese Lineae befinden sich außerdem zum allergrößten Teil an anderen Stellen, als man sie erwartet. Dies lässt sich möglicherweise dadurch erklären, dass sich zwischen Eiskruste und Mondoberfläche ein Ozean befindet. Dieser könnte entstanden sein, weil sich auf Grund der exzentrischen Umlaufbahn des Mondes um den Jupiter andauernd dessen Gravitationswirkung auf Europa ändert, sodass dieser ständig verformt wird. Dadurch erwärmt sich Europa und das Eis schmilzt zum Teil.
Die glatte Oberfläche und die Strukturen erinnern sehr stark an Eisfelder in Polarregionen auf der Erde. Es wird vermutet, dass sich unter Europas Eiskruste ein Ozean aus flüssigem Wasser befindet, der durch Gezeitenkräfte erwärmt wird. Bei den sehr niedrigen Oberflächentemperaturen ist Wassereis hart wie Gestein. Die größten sichtbaren Krater wurden offensichtlich mit frischem Eis ausgefüllt und eingeebnet. Dieser Mechanismus sowie Berechnungen der durch die Gezeitenkräfte verursachten Erwärmung lassen darauf schließen, dass Europas Kruste aus Wassereis etwa 10 bis 15 Kilometern stark ist. Der darunter liegende Ozean könnte eine Tiefe von bis zu 100 Kilometern aufweisen. Die Menge an flüssigem Wasser wäre damit mehr als doppelt so groß wie die der irdischen Ozeane. Ab etwa 3 Kilometern unter der Oberfläche könnte es jedoch im Eis eingeschlossene Wasserblasen geben.[11][12]
Detaillierte Aufnahmen zeigen, dass sich Teile der Eiskruste gegeneinander verschoben haben und zerbrochen sind, wobei ein Muster von Eisfeldern entstand. Die Bewegung der Kruste wird durch Gezeitenkräfte hervorgerufen, die die Oberfläche um 30 m heben und senken. Die Eisfelder müssten aufgrund der gebundenen Rotation ein bestimmtes, vorhersagbares Muster aufweisen. Weitere Aufnahmen zeigen stattdessen, dass nur die geologisch jüngsten Gebiete ein solches Muster aufweisen. Andere Gebiete weichen mit zunehmendem Alter von diesem Muster ab. Das kann damit erklärt werden, dass sich Europas Oberfläche geringfügig schneller bewegt als ihr innerer Mantel und der Kern. Die Eiskruste ist vom Mondinnern durch den dazwischen liegenden Ozean mechanisch entkoppelt und wird von Jupiters Gravitationskräften beeinflusst. Vergleiche von Aufnahmen der Raumsonden Galileo und Voyager 2 zeigen, dass sich Europas Eiskruste in etwa 10.000 Jahren einmal komplett um den Mond bewegen müsste.
Ganymed
Die Auswertung der Daten der Raumsonde Galileo weist darauf hin, dass es sich bei Ganymed um einen differenzierten Körper handelt, dessen Schalenaufbau aus vier Schichten besteht: Ein relativ kleiner Kern aus Eisen oder Eisensulfid ist von einem Mantel aus silikatischem Gestein umgeben. Darüber liegen eine etwa 800 km dicke Schicht aus weichem Wassereis und eine äußere harte Eiskruste.
Nach einem neuen Modell der Kruste wäre es auch möglich, dass sich unter der Eisoberfläche ein leicht salzhaltiger Ozean befindet, in dessen unterem Bereich durch hohen Druck sich Kristalle einer dichteren Eissorte bilden. Die enthaltenen Salze werden frei und sinken nach unten, wo sie mit Wasser einen unteren salzhaltigeren Ozeanteil bilden. Dieser schwimmt auf einer weiteren Schicht aus einer noch dichteren Eissorte, die wiederum auf einem noch salzhaltigeren und damit noch dichteren Ozean schwimmt, der auf Ganymeds Gesteinsmantel aufliegt.[13]
Kallisto
Kallisto weist die höchste Dichte an Impaktkratern im ganzen Sonnensystem auf. Krater und bei deren Einschlag entstandene konzentrische ringförmige Erhebungen prägen die Oberfläche; größere Gebirgszüge sind nicht vorhanden. Dies lässt darauf schließen, dass Kallistos Oberfläche überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die Eiskruste hat über geologische Zeiträume hinweg nachgegeben, wobei ältere Krater und Gebirgszüge eingeebnet wurden.
Die sichtbare Oberfläche liegt auf einer Eisschicht, die eine geschätzte Mächtigkeit von 200 km aufweist. Darunter befindet sich vermutlich ein 10 km tiefer Ozean aus flüssigem Salzwasser, worauf magnetische Messungen der Raumsonde Galileo hinweisen. Ein weiteres Indiz für flüssiges Wasser ist die Tatsache, dass auf der entgegengesetzten Seite des Kraters Valhalla keine Brüche und Verwerfungen sichtbar sind, wie sie auf massiven Körpern, wie dem Erdmond oder dem Planeten Merkur beobachtet werden können. Eine Schicht flüssigen Wassers hat offensichtlich die seismischen Schockwellen gedämpft, bevor sie sich durch das Mondinnere bewegten.
Triton
Vermutlich besteht Triton aus einem differenzierten Aufbau, einem Kern aus silikatischem Gestein und einer Kruste aus Wassereis. Forschungsergebnisse aus dem Jahr 2012 weisen außerdem auf die Möglichkeit hin, dass ein dünner, ammoniakreicher Ozean unter der Oberfläche existieren könnte[14]. Die Energie, um den Ozean unter der Oberfläche bei −90 °C flüssig zu halten, soll vom Zerfall radioaktiver Stoffe in Tritons Inneren und der Gezeitenreibung, die beim Umlauf um Neptun entsteht stammen[15].
Planeten
Mars
Der Mars erscheint heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war. Heute besitzt er eine sehr dünne Atmosphäre, wodurch Wasser nicht mehr in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren kann, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten.Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion des Mars, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.[16] Die schon lange gehegte Vermutung, dass sich unter der Oberfläche des Mars Wassereis befinden könnte, erwies sich 2005 durch Entdeckungen der ESA-Sonde Mars-Express als richtig.
Geologen gehen von wiederkehrenden Vereisungsperioden auf dem Mars aus, ähnlich irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies aus Orbiter-Fotos, die Spuren einstiger Gletscher in diesen äquatornahen Gebieten zeigen. Zusätzlich stützen auch Radarmessungen aus der Umlaufbahn die Existenz beträchtlicher Mengen an Bodeneis in ebendiesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet.[17]
Venus
Infrarotmessungen der Venus Express Sonde aus dem Jahr 2009 deuten darauf hin das die Venus einst Ozeane und tektonische Aktivitäten besessen haben könnte.[18][19]
Siehe auch
Einzelnachweise
- ↑ Alfred Russel Wallace: A critical examination of Professor Percival Lowell's book 'Mars and its canals,' with an alternative explanation. Macmillan, London 1907.
- ↑ Fraser Cain: Is There Water on Venus? Universe Today, 29. Juni 2009, abgerufen am 24. September 2014 (englisch).
- ↑ Alfred Russel Wallace: Is Mars habitable?: A critical examination of Professor Percival Lowell's book 'Mars and its canals,' with an alternative explanation. Macmillan, London 1907, OCLC 263175453.
- ↑ Existiert ein Ozean unter Titans Kruste? In: extrasolar-planets.com. 21. März 2008, abgerufen am 5. November 2009.
- ↑ H. Hußmann, T. Spohn, F. Sohl: Gezeiten, Rotation und Bahnenetwicklung. Universität Münster, 16. April 2003, abgerufen am 5. November 2009.
- ↑ Jia-Rui Cook, Tim Stephens: Cassini Data: Saturn Moon May Have Rigid Ice Shell. NASA, 28. August 2013, abgerufen am 24. September 2014 (englisch).
- ↑ Stefan Deiters: Sehr salziger Ozean unter der Oberfläche? astronews.com, 3. Juli 2014, abgerufen am 24. September 2014.
- ↑ Jonathan Amos: Saturn's Enceladus moon hides 'great lake' of water In: BBC News, 3. April 2014. Abgerufen am 7. April 2014
- ↑ Jane Platt, Brian Bell: NASA Space Assets Detect Ocean inside Saturn Moon. In: NASA. 3. April 2014, abgerufen am 3. April 2014.
- ↑ L. Iess, D.J. Stevenson, M. Parisi, D. Hemingway, R.A. Jacobson, J.I. Lunine, F. Nimmo, J.w. Armstrong, S.w. Asmar, M. Ducci, P. Tortora: The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus. In: Science. 344. Jahrgang, Nr. 6179, 4. April 2014, S. 78–80, doi:10.1126/science.1250551 (sciencemag.org [abgerufen am 3. April 2014]).
- ↑ Martin Vieweg: Eisiger Kandidat für außerirdische Lebensräume. wissenschaft.de, 17. November 2011, abgerufen am 24. September 2014.
- ↑ B. E. Schmidt, D. D. Blankenship, G. W. Patterson & P. M. Schenk: Active formation of ‘chaos terrain’ over shallow subsurface water on Europa. nature.com, 24. November 2011, abgerufen am 24. September 2014 (englisch).doi:10.1038/nature10608
- ↑ Whitney Clavin: Ganymede May Harbor 'Club Sandwich' of Oceans and Ice. NASA, 1. Mai 2014, abgerufen am 24. September 2014 (englisch).
- ↑ Jodi Gaeman, Saswata Hier-Majumder, James H. Roberts: Sustainability of a Subsurface Ocean within Triton’s Interior. Icarus, 2012.,ISSN 0019-1035 doi:10.1016/j.icarus.2012.05.006
- ↑ Lars-C. Depka: Ein Meer auf Triton? Raumfahrer.net, 11. Juni 2012, abgerufen am 24. September 2014.
- ↑ Mars Express-Radar misst Wassermenge am Marssüdpol. ESA, 15. März 2007, abgerufen am 18. September 2009.
- ↑ Thorsten Dambeck: Geologen staunen über Mars-Gletscher. Spiegel Online, 28. April 2008, abgerufen am 18. September 2009.
- ↑ Gab es auf der Venus einst Kontinente und Ozeane? weltderphysik.de, abgerufen am 23. September 2014.
- ↑ doi:10.1029/2008JE003316, Climate evolution of Venus, journal of geophysical research, 2009