Enceladus topografi
Enceladus är den 6:e största månen bland alla 18 som kretsar kring gasjätten Saturnus. Enceladus är relativt liten med en genomsnittlig diameter på ca 500 km, vilket bara är en sjundedel av Jordens egen månes diameter. Storleken kan jämföras med Titans diameter på 5150 km, Rheas 1530 km, Iapetus 1440 km, Diones 1120 km och Thethys 1050 km. Den är också en av de minsta av Saturnus sfäriska satelliter, eftersom alla mindre satelliter utom Mimas (390 km) har en oregelbunden form.
Enceladus yta
Voyager 2 var den första rymdfarkosten som gjorde geologiska observationer av Enceladus. Detta ägde rum i augusti 1981. Det togs då högupplösta bilder som avslöjade mycket om månen. Exempelvis påvisades fem olika terrängtyper: Flera områden med kraterterräng, områden av slät terräng och ofta gränsande därtill regioner med fåror eller åsar.
Observationer gjorda under år 2005 av Cassini gav en ännu mer detaljrik bild av Enceladus yta. Den 12 mars 2008 hade den sin närmaste förbiflygning. Avståndet mellan Enceladus och Cassini var då bara 50 km från ytan. Dessa observationer visade bland annat att de släta och kraterfria terrängerna även var ärrade av små branta stup och bergsryggar. Man upptäckte även mängder med sprickor i kraterterrängen, vilket tyder på att ytan har deformerats efter att nedslagskratrarna har bildats. Cassinis bilder visade även långa, blåaktiga sprickor som korsade månens yta. Dessa linjer är kända som ”Tiger stripes” (tigerränder), vilket är områden där vatten och värme strömmar från Enceladus innandöme och ger upphov till sprickor.
Nedslagskratrar
Nedslagskratrar är vanligt förekommande på många av solsystemets kroppar. Mycket av Enceladus yta är täckt med kratrar som är av olika utseenden och densiteter. Från Voyager 2:s observationer upptäcktes tre olika typer av ytor, detta med hjälp av nedslagskratrarnas densiteter. Områden kända som ct1 och ct2, är slätter som är täckta av kratrar som är mellan 10 och 20 km breda och dessa två områden har ungefär samma densitet. Områden kända som cp är slätter som är nästan helt släta och kraterfria. Observationer, av bland annat densitetsskillnaderna i områdena, indikerade att Enceladus yta kan ha förnyats ett flertal gånger under dess livstid. Närmare observationer av ct2 och cp områdena har även gjorts av Cassini, och dessa observationer har givit oss ännu mer information. Man har bland annat upptäckt att kratrarna är kraftigt deformerade på grund av månens viskositet. Viskositet betecknar vätskors eller gasers ”tjockhet” och kan ses som ett mått på friktion. Viskös friktion orsakar att kratrar och andra typer av topografi, som är skapad i vattenis, deformeras över en period. Detta reducerar mängden av topografi med den geologiska tiden. Viskös friktion orsakar att kratrar och andra typer av topografi, som är skapad i vattenis, deformeras över en period. Detta reducerar mängden av topografi med tiden. Takten som behövs för att detta ska hända beror på isens temperatur; varmare is är enklare att deformera än den som är kallare och hårdare.
Plattektonik
Voyager 2 hittade flera typer av tektoniska typer på Enceladus, till exempel fåror och åsar. Senaste resultaten från Cassini tyder på att tektonisk aktivitet är det som mest ändrar månens utseende på ytan. En av de mer dramatiska typer av tektoniska funktioner som finns på Enceladus är när månens skorpa töjs ut och spricker. Dessa raviner kan vara upp till 200 km långa, 5-10 km breda, och en kilometer djupa. Förutom djupa sprickor och deformerade fåror, har Enceladus flera andra typer av tektonisk terräng. Figur 3 visar uppsättningar av smala sprickor (fortfarande flera hundra meter breda) som först upptäcktes av Cassini. Många av dessa tektoniska frakturer finns i band som skär igenom kratrig terräng. Dessa frakturer tycks sprida sig ner till bara några hundra meter in i jordskorpan. Många verkar ha påverkats under bildandet av den försvagade regoliten som skapas av nedslagskratrar. Ett annat exempel på tektoniska aktiviteter på Enceladus är de linjära spåren som först hittades av Voyager 2 men som har setts i en högre upplösning av Cassini. Dessa linjära spår kan ses skära igenom andra terrängtyper, liksom grövre och deformerade åsar. Dessa tycks också finnas vid yngre terränger. Men vissa linjära spår verkar mjukas upp som kratrar i närheten, vilket tyder på att dessa kan vara äldre än vad de tros vara.
Släta slätter
Två typer av släta slätter har även observerats av Voyager 2. Dessa slätter har generellt färre kratrar än terränger med kratar, vilket kan betyda att ytan är relativt ung. I en av de släta slätt-regionerna, som heter Sarandib Planitia, finns inga synliga nedslagskratrar. En annan region som ligger sydväst om Samrakand Sulci, kan man hitta flera kratrar. Figur 4 visar området. Cassini har sedan observerat dessa släta regioner, som Sarandib Planitia, i mycket högre upplösning. De högupplösta bilderna som togs på Sarandib Planitia har avslöjat ett antal små kratrar, som möjliggör en uppskattning av ytans ålder. Ytan verkar vara antingen 170 miljoner år eller 3,7 miljarder år, beroende på hur många nedslagskratrar som finns på ytan som observerats. Enceladus södra hemisfär har även varit i fokus, och där har man också hittat släta slätter (den sida som vetter mot Saturnus). Men ytan på den södra hemisfären är till skillnad från Samrakan Sulci täckt av fåror, åsar och tigerränder vilket tyder på att den är väldigt aktiv just där.
Enceladus sydpol
Bilder tagna av Cassini under förbiflygning den 14 juli 2005 visade ett distinkt, tektoniskt deformerad område kring Enceladus sydpol. Detta område nådde så långt norrut som 60° sydlig bredd och är täckt av sprickor och åsar. Arean har ett fåtal små nedslagskratrar vilket tyder på att detta område är det yngsta området på Enceladus yta. Yngre ytor har inte hittats på de andra istäckta satelliterna. Detta kan betyda att denna yta är kring 500 000 år gammal, eller till och med yngre. Nära centrum av dessa terränger finner man även de kända "tigerränderna". Dessa verkar vara de yngsta frakturerna i denna region och är omgivna av en grönaktig (i falsk färg), grovkornig is, sett på andra ställen på ytan inom hällar och väggar av frakturer. Här är den blåfärgade isen täckt på en platt yta, vilket indikerar att regionen är ung nog att inte ha blivit påverkad av vattenisen från Saturnus E-ring. Resultat från the Visual and Infrared Spectrometer (VIMS) instrument föreslår att den grönfärgade materian som omger tigerränderna är kemiskt annorlunda än resten av materian som finns på Enceladus yra. VIMS upptäckte även kristalliserad vatten-is i ränderna, som föreslog att ytan är relativt ung (ungefär 1000 år gammal) eller att ytan har ändrats på grund av värmen från Enceladus inre. VIMS upptäckte även enkla, organiska ämnen i tigerränderna, organiska ämnen som inte har hittats någon annanstans på månen. Även gränsen till Enceladus sydpol är markerad med Y- och V-formade åsar och dalar. Dessa är väldigt tydliga på bild. Formen och placeringarna av dessa "ärr" indikerar att de är orsakade av förändringar i den övergripande formen av Enceladus.
Kryovulkaner
Man vet att Enceladus södra hemisfär är väldigt aktiv. Där har man, förutom tigerränderna, även hittat kryovulkaner (kryo kommer från grekiskans "kall"). Ett annat namn för en kryovulkan är isvulkan. Denna typ av vulkan sprutar ut en blandningar av flyktiga ämnen som vatten, metan och ammoniak. De två sistnämnda har upptäckts på Enceladus. En sådan blandning kallas ibland för kryomagma. När en kryovulkan får ett utbrott bildas plymer vid utbrotten, varefter kryomagman avdunstar till ett fast ämne eftersom den omges av en låg temperatur. Man hittar oftast kryovulkaner på ismånars ytor, men det kan även finnas liknande vulkaner på andra frusna himlakroppar som himlakropparna i Kuiperbältet. Det krävs en viss energi för att smälta is och skapa isvulkaner. Detta sker oftast på grund av tidvatteneffekter. Eftersom Saturnus har en stark gravitation, töjer den ut Enceladus och släpper sen. Detta händer under en lång period, vilket leder till att månen värms upp inifrån och blir aktiv. En annan måne i solsystemet som har påverkats av tidvatteneffeken och blivit geologiskt aktiv är Jupiters måne Io. Den 27 november 2005 fotograferade Cassini plymer på Enceladus sydpol. Dessa plymer verkar kasta ut materia som sedan samlas i Saturnus breda men diffusa E-ring. Cassini har tittat närmare på vattenplymerna och till och med passerat en när den har haft ett utbrott. Detta gjorden sonden den 14 juli 2005, då den var väldigt nära månen. Cassini använde då två instrument som heter the Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) och the Cosmic Dust Analyzer (CDA). Prover samlades tack vare dessa instrument och kunde sedan analyseras i detalj. INMS mätte sammansättningen av gasmolnet som Cassini passerade, och upptäckte mestadels vattenånga, men även mindre komponenter som molekylärt kväve, metan och koldioxid. CDA upptäckte att en stor mängd molekyler ökade snabbt nära Enceladus yta, vilket betyder att E-ringen består för det mesta av materia som kommer från månen. Ännu en observation gjordes den 12 mars 2008 av Cassini. Data efter denna förbiflygning visade ytterligare kemikalier i plymen, inklusive enkla och komplexa kolväten som propan, etan och acetylen. Detta kan betyda att det finns liv i Enceladus, en teori som forskarna har haft länge. När INS mätte sammansättningen av Enceladus plym avslöjade den att dess sammansättning liknar den som kometer brukar ha.
Inre struktur
Innan Cassini började observera Enceladus så visste man inte så mycket om månens inre struktur, men efter sondens förbiflygningar har man lärt sig mer om den. Bland annat har man räknat ut Enceladus massa och lärt sig mer om månens geokemi. När Voyager 2 observerade månen så sa man att den nästan bara består av vattenis. Men baserat på effekterna av Enceladus gravitation på Cassini, var dess massa mycket högre än man tidigare trott. Nu kunde densiteten beräknas till 1.609 6 ± 0,002 4 g/cm3. Detta betyder att Enceladus har en högre densitet än med Saturnus andra månar, vilket i sin tur betyder att den består av en stor andel av silikater och järn. Enceladus har även radioaktiva ämnen under ytan, vilket alstrar värme när de sönderfaller.
Möjlighet till en vattenocean under ytan
I slutet av 2008 observerade forskare vattenånga som lämnade Enceladus yta. Detta kan tyda på att det förekommer flytande vatten på Enceladus, vilket också kan göra det möjligt att det finns liv på Enceladus. Cassini har hittat bevis på att det kan finnas en global, flytande ocean under månens frysna yta. Partiklar av is analyserade av Cassini avslöjade att isen består av en stor mängd salt, något som man tidigare inte visste. Detta kan bara ske i en stor kropp med flytande materia (exempelvis vatten), och detta är något som Enceladus är och tycks ha. Ifall inte en stor vattenocean existerar där, så finns det åtmistone underjordiska vattenkammare utspridda på månen. Upptäckten av salt i Enceladus vattenånga gjordes den 13 augusti 2009. Dessutom upptäckte Cassini spår av organiska föreningar såsom karbonater och dammkorn. Alla dessa upptäckter gav ett större hopp om att en vattenocean finns under månens yta. Dammpartiklarna som fångades kanske kan lämna uppgifter som normalt skulle kräva borrning för att få reda på. Förekomsten av flytande vatten under skorpan innebär att det måste finnas en intern värmekälla. Forskarna tror nu att det är en kombination av radioaktivt sönderfall och tidvatteneffekten som värmer upp månen. I framtiden vill forskare skicka en landare till Enceladus, som ska borra och avslöja mer om denna fascinerande måne.
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Enceladus, 25 februari 2011.
Externa länkar
Media som används på denna webbplats
This color Voyager 2 image mosaic shows the water-ice-covered surface of Enceladus, one of Saturn's icy moons. Enceladus' diameter of just 500 km would fit across the state of Arizona, yet despite its small size Enceladus exhibits one of the most interesting surfaces of all the icy satellites. Enceladus reflects about 90% of the incident sunlight (about like fresh-fallen snow), placing it among the most reflective objects in the Solar System. Several geologic terrains have superposed crater densities that span a factor of at least 500, thereby indicating huge differences in the ages of these terrains. It is possible that the high reflectivity of Enceladus' surface results from continuous deposition of icy particles from Saturn's E-ring, which in fact may originate from icy volcanoes on Enceladus' surface. Some terrains are dominated by sinuous mountain ridges from 1 to 2 km high (3300 to 6600 feet), whereas other terrains are scarred by linear cracks, some of which show evidence for possible sideways fault motion such as that of California's infamous San Andreas fault. Some terrains appear to have formed by separation of icy plates along cracks, and other terrains are exceedingly smooth at the resolution of this image. The implication carried by Enceladus' surface is that this tiny ice ball has been geologically active and perhaps partially liquid in its interior for much of its history. The heat engine that powers geologic activity here is thought to be elastic deformation caused by tides induced by Enceladus' orbital motion around Saturn and the motion of another moon, Dione.
I converted the original, high-quality en:TIFF released by en:NASA to PNG, using en:GIMP, to replace en:Image:PIA07799.jpg. My edits are released into the public domain. —Gordon P. Hemsley→✉ 19:58, 4 August 2006 (UTC)
False-color view of Enceladus. Dunyazad crater is the large crater just left of top center.
Original caption released with image:
During its closest flyby of Saturn's wrinkled, icy moon Enceladus, Cassini obtained multi-spectral images of its cratered terrain that have been composited to create this False-color view.
To human eyes, Enceladus appears almost completely white, but false-color reveals intriguing details. This view is a composite of images taken using filters sensitive to ultraviolet (centered at 338 nanometers), green (centered at 568 nanometers), and near-infrared (centered at 930 nanometers) light, and has been processed to accentuate subtle color differences. The uppermost surface of these terrains appears uniformly grey in this picture, suggesting that they are covered with materials of homogeneous composition and grain size. However, the walls of many of the fractures appear to be somewhat bluer than typical surface materials. It is possible that the difference in color identifies outcrops of solid ice on the walls of fractures, or ice with different grain-sizes, compared to powdery surface materials. It is also possible that the color identifies some compositional difference between buried ice and ice at the surface.
The surface is peppered with craters of all sizes, from the 21-kilometer (13-mile) diameter crater at the top of the image, down to tiny craters near the limit of resolution. The prominent crater at the top contains a central, domelike structure that is over 11 kilometers (7 miles) in diameter. The dome, the crater – and indeed the entire scene – is sliced by a complex network of fractures ranging in width from hundreds of meters in some places, to over three kilometers (2 miles) in others.
The prominent, complex fracture in the bottom of the frame extends over 85 kilometers (53 miles) in length across the field of view. From Cassini's oblique vantage point, the walls of the large fracture are clearly visible. A pervasive network of narrow, parallel grooves can be seen in many places in the image, and they appear to slice the surface into parallel slabs of ice approximately 500 meters (1,600 feet) in thickness.
The image has been rotated so that north is at the top of the scene. The terrain in this scene is located on the side of Enceladus that faces away from Saturn, centered on latitude 28.7 N, longitude 192.5 W.
The image was taken during Cassini's closest-ever approach to Enceladus on March 9, 2005. The image was taken with the narrow angle camera from a distance of approximately 21,300 kilometers (13,200 miles) from Enceladus and at a Sun-Enceladus-spacecraft, or phase, angle of 45 degrees. Resolution in the image is about 130 meters (430 feet) per pixel.This image was taken during Cassini's first close approach to Enceladus, and was taken in visible light with the Narrow Angle Camera from a distance of approximately 22,330 kilometers (13,880 miles). Resolution in the image is 130 meters (427 feet) per pixel. This view shows a region of grooved terrain known as Samarkand Sulci (just right of center running up-down in the image) as well as a region of smooth (at Voyager resolution) terrain called Sarandib Planitia (upper right).