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Jupiter und seine Monde

Entdeckungen der Galileo-Mission

Trotz mancher technischer Probleme erkundet die Raumsonde Galileo seit vier Jahren erfolgreich die Monde des größten Planeten in unserem Sonnensystem. Die von ihr übermittelten Daten und Bilder enthüllen vielfältige, überraschende Eigenschaften der fernen Welten.



Um Energie zu sparen, hatte die Instrumentenkapsel ihren Sender noch nicht eingeschaltet – nur die Borduhr lief unaufhaltsam weiter. Weit über ihr, 215 000 Kilometer entfernt, befand sich der Hauptteil der Galileo-Sonde, der Orbiter. Er sollte die Funksignale der auf Jupiter zurasenden Kapsel empfangen und zur Erde weiterleiten. Dort warteten die Projektwissenschaftler und Ingenieure auf die Früchte ihrer mehr als zwanzigjährigen Arbeit. Mit Spannung fieberten sie dem erlösenden Signal entgegen: Ein einzelnes Datenbit – ein einfaches Ja oder Nein – sollte signalisieren, ob die kleine Kapsel den Sturz in die dichte Jupiteratmosphäre überstanden hatte.

Bis dorthin zu kommen war allerdings schon abenteuerlich genug gewesen für die in deutsch-amerikanischer Zusammenarbeit gebaute Galileo-Sonde. Mitte der siebziger Jahre konzipiert, sollte das unbemannte, zweiteilige Raumfahrzeug eigentlich schon 1982 mit einer US-Raumfähre in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht werden; von dort hätte sie dann die leistungsfähige Oberstufe einer Centaur-Rakete auf ihre lange Reise zum größten Planeten des Sonnensystems geschickt. Doch technische Probleme brachten den Zeitplan durcheinander. Dann explodierte auch noch Anfang 1986 die Raumfähre Challenger, wobei die gesamte Besatzung ums Leben kam. Die Startvorbereitungen für Galileo mussten deshalb abgebrochen werden. Aus Sicherheitsgründen griff man nun auf eine andere, schwächere Zusatzrakete zurück. Dem Projektteam blieb nichts anderes übrig, als den jetzt fehlenden Schub über eine raffinierte, aber viel längere Flugbahn der Sonde zu gewinnen: Durch nahe Vorbeiflüge – so genannte Swing-by-Manöver – an den Planeten Venus und Erde sollte sich Galileo den erforderlichen Schwung holen. Vom Start im Oktober 1989 bis zur Ankunft am Gasriesen Jupiter dauerte die Reise sechs Jahre.

Doch unterwegs hatte Galileo schon wieder Pech: Die regenschirmartige Hauptantenne entfaltete sich nicht vollständig und konnte deshalb nicht für die Datenübertragung genutzt werden (siehe meinen Beitrag "Die Galileo-Mission", Spektrum der Wissenschaft, Januar 1996, S. 40). Der gesamte Funkverkehr mit der Raumsonde und die Übertragung der Messdaten musste nun über eine kleinere Hilfsantenne abgewickelt werden, die nur eine geringe Datenübertragungsrate zuließ. Später klemmte dann auch noch das für die Aufzeichnung der Messdaten benötigte Bandgerät.

Als die Ingenieure schließlich das "Ja" der Instrumentenkapsel empfingen, brach im Kontrollraum Jubel aus. Doch nun musste das Team auf das zweite kritische Manöver, das Einschwenken des Orbiters in eine Umlaufbahn um Jupiter, weitere zwei Stunden warten. Um die Sonde ausreichend abzubremsen, feuerten die Bordtriebwerke 45 Minuten lang in Gegenrichtung. Auch diese Prozedur gelang: Der Orbiter war nun der erste künstliche Satellit, der den Gasriesen Jupiter umrundete.

Vor jenem Tag im Dezember 1995 hatte es lediglich kurze Stippvisiten gegeben: In den siebziger Jahren hatten die Pioneer- und Voyager-Sonden Jupiter nur im rasanten Vorbeiflug fotografiert. Nun aber eröffnete sich den Wissenschaftlern ein genauerer Einblick in das Jupitersystem mit seinen Monden. Die kleine Instrumentenkapsel drang tief in die sich ständig verändernden Wolkenschichten Jupiters ein. Damit konnte sie als erste Sonde Messdaten innerhalb der Atmosphäre eines äußeren Planeten aufnehmen und – über den Orbiter – zur Erde übertragen. Allerdings war dies ein Kamikaze-Unternehmen: Nach einer Stunde brach der Funkkontakt ab, und irgendwo in den unwirtlichen Tiefen der Jupiteratmosphäre begann die Sonde zu schmelzen.

Der Orbiter hingegen verrichtet noch heute, über vier Jahre später, seine Dienste. Inzwischen hat er einen Großteil des Riesenplaneten, dessen Ringe und die vier großen, von Galileo Galilei im Jahre 1610 entdeckten Monde erkundet. Besonders Aufsehen erregend: Es wurden weitere Indizien dafür gefunden, dass sich unter der Eisoberfläche des Jupitermonds Europa ein Ozean aus flüssigem Wasser befindet (siehe "Der verborgene Ozean des Jupitermonds Europa", Spektrum der Wissenschaft, 12/1999, S. 42). Aber auch die anderen drei Galileischen Monde hielten Überraschungen bereit:

- So ist Io – der am stärksten von Vulkanismus geprägte Körper im Sonnensystem – über einen Strom aus Elektronen mit Jupiter verbunden.

- Ganymed ist offenbar der einzige Trabant im Sonnensystem, der ein eigenes Magnetfeld aufweist.

- Kallisto scheint völlig anders aufgebaut zu sein als die anderen Galileischen Monde. Aber auch sie könnte unter ihrer Eiskruste einen Ozean verbergen.

Den neuen Theorien der Planetenentstehung zufolge entwickelten sich Jupiter und die anderen Riesenplaneten im äußeren Sonnensystem in zwei Stufen aus dem solaren Urnebel. In einem ersten Schritt lagerten sich all die eisigen Brocken zusammen, die aus der anfänglichen Gas- und Staubwolke auskondensiert waren – die so genannten Planetesimale. Dann, als der Protoplanet schon eine gewisse kritische Größe erreicht hatte, zog er selbst Gas aus dem Urnebel an.

Die Atmosphäre des Gasriesen


Die elementare Zusammensetzung Jupiters muss demnach derjenigen der Ursonne geähnelt haben. Seit jener Zeit hat sich der Planet dann langsam durch verschiedene Prozesse – wie zum Beispiel die innere Differenzierung und den kontinuierlichen Einfall von Kometenmaterie – verändert. Eines der Hauptziele der von Galileo ausgesetzten Atmosphärensonde war, Hinweise auf diese Vorgänge zu finden. Ihre vielleicht rätselhafteste Entdeckung betrifft die "kondensierbaren" Elemente wie Stickstoff, Schwefel, Sauerstoff und Kohlenstoff. Schon lange wussten die Wissenschaftler, dass Jupiter etwa dreimal so viel Kohlenstoff (in Form von Methangas) enthält wie die Sonne. Sie vermuteten, dass die anderen Elemente (in Form von Ammoniak, Ammoniumsulfid und Wasser) auskondensiert seien und Wolkenschichten in verschiedenen Höhen bilden würden. Unterschiedlich starke Phosphor- und Schwefelgehalte der Wolkentröpfchen könnten dann jeder Schicht ihre typische Farbe geben. Die Atmosphärensonde sollte noch unter die tiefste aller Wolkenschichten vorstoßen – nach der Überzeugung der Forscher Wasserdampfwolken bei fünf bis zehn Atmosphären Druck, etwa hundert Kilometer unterhalb der obersten Wolken aus Ammoniakeis. Die Wettervorhersage für diesen Bereich Jupiters: "windig, bewölkt, heiß und feucht".

Doch überraschenderweise fanden die Instrumente der Sonde kaum Anzeichen für eine dichte Bewölkung. Sie registrierten nur leichte Dunstschleier bei einem Druck von 1,6 Atmosphären. Der Anteil an Wasser und Schwefel war recht gering. Der Blitzdetektor – im Prinzip ein Mittelwellen-Empfänger, der nach statischen Entladungen Ausschau hielt – registrierte nur schwache Ereignisse. Die vorgefundene Wetterlage war also "klar und trocken".

Warum stimmte die Prognose nicht? Einen Teil der Antwort fand man rasch: Infrarot-Aufnahmen irdischer Teleskope zeigten nämlich, dass die Sonde zufällig in einen der speziellen Bereiche der Jupiteratmosphäre eingetaucht war, welche die Fachleute einen "Fünf-Mikron-Hot-Spot" nennen. Das ist sozusagen ein "Loch" in der oberen Atmosphäre, durch das Infrarotstrahlung aus tiefer gelegenen, heißeren Schichten nach oben entweicht. Allerdings hatten die Wissenschaftler auch für die Hot Spots – zumindest in den Tiefen, in die die Sonde vordringen konnte – erwartet, dass die Gaszusammensetzung dem Mittelwert der gesamten Jupiteratmosphäre entspricht. Wenn die gemessenen Werte tatsächlich repräsentativ sind, dann weist Jupiter einen anormal niedrigen Gehalt an Sauerstoff und Schwefel auf. Doch bisher hat niemand einen Mechanismus vorgeschlagen, durch den die Jupiteratmosphäre diese Elemente verloren haben könnte. Möglicherweise ist die Zusammensetzung der Jupiteratmosphäre in den Hot Spots tatsächlich eine ganz andere als in der restlichen Atmosphäre. Dann könnten zum Beispiel heftige Fallwinde kaltes, trockenes Gas aus hohen Schichten herabströmen lassen.

Trotz mancher offener Fragen erscheint die letztere Theorie als die wahrscheinlichere. Kurz bevor die Datenübertragung von der Atmosphärensonde abbrach, stiegen die Konzentrationen von Wasser, Ammoniak und Schwefelwasserstoff steil an, so als hätte die Sonde den untersten Punkt eines Fallwindes erreicht. Bilder des Orbiters von einem anderen Hot Spot zeigen zudem, dass Winde aus allen Richtungen in dessen Zentrum zusammenlaufen (Bild auf Seite 42). Der einzige Ausweg, der sich dem Gas bietet, ist folglich der nach unten. Mit dem Orbiter aufgenommene Spektren von verschiedenen Hot Spots zeigen zudem, dass die Konzentration von Wasser und Ammoniak in ihnen um einen Faktor 100 variiert. Dies könnte bedeuten, dass die lokalen Wetterbedingungen die genaue chemische Zusammensetzung der Jupiteratmosphäre bestimmen.

Nur ein Teil der Wetterprognose bestätigte sich: Es war stürmisch. Die bandartigen Strukturen in Jupiters Wolkendecke sind nämlich mit ostwärts wie auch westwärts verlaufenden Winden verknüpft, die ständig mit mehreren hundert Kilometern pro Stunde um den Planeten ziehen. Auf der Erde machen sich solche Jet-Streams nur in großer Höhe bemerkbar; zur Erdoberfläche hin flauen sie ab. Auf Jupiter gibt es jedoch keine feste Oberfläche, so dass die dortigen Windprofile davon abhängen, ob innere oder äußere Energiequellen das Geschehen dominieren – beispielsweise eine leichte Kontraktion der Atmosphäre infolge der Schwerkraft oder aber die Einstrahlung des Sonnenlichts. Im ersten Falle blieben die Winde lange Zeit sehr stark oder nähmen gar mit der Tiefe zu; im zweiten wäre es gerade umgekehrt. Aus den Daten der Atmosphärensonde konnten die Wissenschaftler ersehen, dass die Windgeschwindigkeiten mit der Tiefe rasch ansteigen und dann konstant bleiben – ein Indiz dafür, dass die Dynamik der Jupiteratmosphäre durch innere Energiequellen angetrieben wird.

Wenngleich die Atmosphärensonde nur wenige Hinweise auf elektrische Entladungen fand, registrierte der Orbiter helle Blitze in Wolkengebilden, die offenbar heftige Gewitterstürme sind (Bild auf Seite 43). Dabei bestätigte sich die Beobachtung der früheren Voyager-Mission, dass sich die Leuchterscheinungen auf nur wenige Breitengrade konzentrieren. In diesen Zonen treten antizyklonische Scherkräfte auf, das heißt, die dort von Nord nach Süd wehenden Winde können abrupt ihre Geschwindigkeit ändern, was Turbulenzen und Stürme hervorruft. Wie auf der Erde tragen dort Wassereispartikel in den Wolken mit ihrem ständigen Auf und Ab zur Ladungstrennung bei. Die Tiefe der Gewitter lässt sich aus der Größe der von ihnen beleuchteten Wolkenbereiche ableiten: Je größer das erleuchtete Areal, umso tiefer muss die Entladung stattgefunden haben. Die Ergebnisse von Galileo lassen die Schlussfolgerung zu, dass die registrierten Blitze tatsächlich aus solchen Schichten der Jupiteratmosphäre stammen, in denen man die Existenz von Wasserdampfwolken vermutet.

Die Atmosphärensonde vermochte nur weniger als 0,1 Prozent des Weges bis zum Zentrum des Gasgiganten zurückzulegen, bevor sie den hohen Drücken und Temperaturen zum Opfer fiel. Dennoch lassen einige ihrer Messergebnisse durchaus Rückschlüsse auf die Bedingungen weiter unten zu. Die Konzentration an Edelgasen – Helium (das zweithäufigste Element auf Jupiter nach dem Wasserstoff), Neon, Argon, Krypton und Xenon – ist dabei sehr aufschlussreich. Da diese Gase chemisch nicht mit anderen Elementen reagieren, sind sie eindeutige Indikatoren für die physikalischen Verhältnisse im Innern des Gasplaneten. So ist beispielsweise die Heliumkonzentration so aussagekräftig, dass die Atmosphärensonde allein zu deren Messung ein eigenes Gerät mitführte.

Infrarot-Spektren der Voyager-Missionen hatten die Vermutung genährt, die Jupiteratmosphäre enthalte viel weniger Helium als die Sonne. Das wiederum hätte bedeutet, dass dieses Element durch irgendeinen Prozess aus der oberen Atmosphäre entfernt worden sein musste. Galileo hingegen fand auf Jupiter annähernd den gleichen Gehalt an Helium wie in den äußeren Schichten der Sonne (Tabelle Seite 42). Dieser Befund bedeutet aber noch immer, dass Helium aus der Jupiteratmosphäre entwichen sein muss, denn auch die äußeren Bereiche der Sonne haben einen Teil dieses Edelgases verloren. Doch dürfte dieser Prozess erst später in der Entwicklungsgeschichte des Planeten begonnen haben als die Wissenschaftler bislang annahmen. Des Weiteren ergaben die Galileo-Daten, dass der Neon-Gehalt auf Jupiter nur einem Zehntel des Wertes der Sonne entspricht.

Beide Resultate stützen eine einst kontrovers diskutierte These, nach der das tiefste Innere des Riesenplaneten von einem wahren Heliumregen überflutet sein soll. Unter den dort herrschenden hohen Drücken (dem millionenfachen Druck der Erdatmosphäre) kann sich nämlich das Helium nicht mit dem Wasserstoff der Atmosphäre vermischen. Da es schwerer als Wasserstoff ist, sinkt es langsam in Richtung des Planetenzentrums. Unter gewissen Bedingungen löst sich dabei Neon in den Heliumtropfen, wodurch auch dieses Edelgas ins Innere des Planeten transportiert wird. Auf dem Riesenplaneten Saturn könnte sich nach gegenwärtiger Kenntnis ein ähnlicher Prozess abgespielt haben.

Kürzlich haben die Forscher auch die Konzentrationen der anderen Edelgase aus den Galileo-Daten bestimmen können. Demnach sind Argon, Krypton und Xenon in der Jupiteratmosphäre im Vergleich zur Sonne ebenso angereichert wie Kohlenstoff und Schwefel. Dies ist verwunderlich, denn nur in gefrorenem Zustand hätten solche Mengen dieser Gase auf Jupiter überdauern können. Falls sich der Glasplanet in seinem jetzigem Abstand von der Sonne gebildet haben sollte, wäre dies nicht möglich gewesen. Ein Großteil seiner Materie muss deshalb aus fernen, kälteren Regionen des Sonnensystems stammen. Hat sich Jupiter vielleicht selbst in größerem Abstand von der Sonne gebildet und ist erst dann ins innere Planetensystem gedriftet? (siehe "Schwerkraft-Billard im Sonnensystem", Spektrum der Wissenschaft, 11/1999, S. 32)

Ein weiterer Hinweis auf die Entwicklungsgeschichte Jupiters stammt aus den Messungen von Deuterium. Die Konzentration dieses schweren Wasserstoffisotops ist auf Jupiter ähnlich wie in der Sonne, unterscheidet sich aber deutlich von derjenigen in Kometen oder den irdischen Ozeanen. Obwohl der Riesenplanet im Laufe seiner Geschichte zahlreiche Kometen "aufgesaugt" haben dürfte – wie 1994 den Kometen Shoemaker-Levy 9 –, sollte seine chemische Zusammensetzung also nicht nennenswert von diesen Eisbrocken beeinflusst worden sein.

Io – der Höllenmond


Nachdem der Orbiter die Messdaten der Atmosphärensonde zur Erde weitergeleitet hatte, setzte er seine Erkundungstour durchs Jupitersystem fort. Bis heute hat er den Planeten 26-mal umrundet und ist mehrmals dicht an jedem der vier Galileischen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto vorbeigezogen.

Während der Voyager-Mission Ende der siebziger Jahre hatte Io, der innerste dieser vier Jupitertrabanten, das größte Aufsehen erregt. Die ersten aus der Nähe aufgenommenen Fotos zeigten eine geologisch bemerkenswert junge Oberfläche – die einzige im Sonnensystem, die fast frei von Einschlagskratern ist. Dann wurden auf Bildern, die eigentlich nur zu Zwecken der Navigation aufgenommen worden waren, gewaltige Eruptionsfontänen entdeckt. Spätere Untersuchungen zeigten, dass Io der vulkanisch aktivste Himmelskörper im Sonnensystem ist. Der Jupitertrabant ist nur so groß wie der Erdmond, speit aber hundertmal mehr Lava aus als alle irdischen Vulkane zusammen (siehe "Io" von Torrence V. Johnson und Laurence A. Soderblom, Spektrum der Wissenschaft, 2/1984, S. 96).

Trotz dieser Besonderheit hat Galileo Io weniger intensiv erforscht als die anderen Jupitermonde – einfach deswegen, weil Io weit innerhalb der Jupiter-Strahlungsgürtel liegt und man die Sonde nicht zu sehr gefährden wollte. Nur einmal, kurz vor dem Einschwenken in die Umlaufbahn um Jupiter 1995, flog Galileo in nur 900 Kilometer Abstand über Ios Oberfläche hinweg. Erst im letzten Oktober und dann noch einmal im Februar, als die eigentliche Mission bereits abgeschlossen war, näherte sich die Sonde dem Mond erneut. Während des Vorbeiflugs 1995 konnten wegen des beschädigten Datenrekorders keine Fotos oder Spektren aufgenommen werden; doch Teilchen- und Magnetfelddetektoren an Bord von Galileo blieben aktiv.

Es zeigte sich, dass der Weltraum rund um Io keineswegs leer ist. Es wimmelt dort nur so von subatomaren Teilchen, die durch Vulkanausbrüche auf Io hinausgeschleudert und vom Magnetfeld Jupiters ständig in Bewegung gehalten werden. Elektronenströme winden sich entlang magnetischer Feldlinien, die Io mit Jupiters Atmosphäre verbinden; dichte, kalte Plasmen dringen in das "Kielwasser" Ios ein, weil das Magnetfeld dort eine Art "Wirbelstraße" bildet. Immer dann, wenn Io in den Schatten des Riesenplaneten trat, konnte Galileo einen feinen Ring leuchtenden Gases ausmachen, der durch das Bombardement von Elektronen aus Jupiters Magnetfeld entsteht. Der Mond ist gewissermaßen über den stärksten Stromkreis im Sonnensystem mit Jupiter verbunden (Bild auf Seite 44).

Die meiste Zeit beobachtete Galileo den Mond deshalb aus sicherer Entfernung. Aus der Helligkeit der Vulkane in verschiedenen Wellenlängenbereichen im Optischen und im Infraroten wollten die Wissenschaftler ihre Temperatur ermitteln und so auch auf die Zusammensetzung der Lava schließen. Irdische Lava enthält viel Basalt – Eisen, Magnesium und Calciumsilicate, die reich an Olivin und Pyroxen sind. Solche basaltischen Schmelzen sind üblicherweise 1300 bis 1450 Kelvin heiß. Für die Laven auf Io hatten Astronomen vor einigen Jahren mittels Fernrohrbeobachtungen Werte zwischen 1500 und 1800 Kelvin gefunden. Anhand dieser Messungen konnten Substanzen mit niedrigerem Siedepunkt, wie zum Beispiel flüssiger Schwefel, die man früher als dominante Inhaltsstoffe vermutet hatte, schon von vornherein ausgeschlossen werden.

Als nun die ersten Galileo-Daten auf der Erde eintrafen, zeigte sich, dass die Laven auf Io sogar noch heißer sind: zwischen 1700 und 2000 Kelvin. Solche Werte wurden auf der Erde sicherlich seit drei Milliarden Jahren nicht mehr erreicht. Die Untersuchung des Vulkanismus auf Io gewährte den Planetologen also auch einen unerwarteten Einblick in die geologische Frühzeit der Erde – in eine Zeit, in der die Temperaturen im Inneren unseres Planeten viel höher waren als heute und sich die Zusammensetzung des oberen Erdmantels von der heutigen wesentlich unterschied.

Als sich Galileo dann zum zweiten und dritten Mal Io näherte, hoffte das Missionsteam, dass die Sonde durch die intensive Strahlung nicht zu sehr beschädigt würde. Bei einer ihrer früheren Passagen hatte die Sonde bereits vier Stunden vor der größten Annäherung die Messungen eigenmächtig abgebrochen, so dass dem Team nur wenige Minuten blieben, um die Messgeräte wieder zu aktivieren. Einige Instrumente wurden tatsächlich beschädigt, doch hielten sie alle bis zum Ende der Messungen durch und belohnten die Wissenschaftler mit spektakulären Daten. Sogar Ios aktive Vulkane konnten bei diesen Gelegenheiten in Nahaufnahme untersucht und charakterisiert werden (Bilder auf Seite 45).

Eine der bedeutendsten Entdeckungen gelang Galileo schon während des ersten Vorbeiflugs an einem der Jupitertrabanten. Etwa eine halbe Stunde, bevor die Sonde ihren kürzesten Abstand zu Ganymed erreicht hatte, schien eines der Instrumente, das nach elektrischen Feldern suchte, durchzudrehen. Während sonst im Jupitersystem nur ein relativ schwaches Hintergrundrauschen zu verzeichnen war, setzte nun abrupt ein starkes Signal mit einem komplexen Spektrum ein; gleichzeitig registrierte das Magnetometer einen Anstieg des Magnetfeldes um das Fünffache. Nach 45 Minuten heftiger Aktivität war plötzlich wieder Ruhe.

Ähnliches hatten Plasmaforscher schon erlebt, wenn Raumsonden die Magnetosphären der Planeten Erde, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun durchquerten. Zwei weitere Ganymed-Vorbeiflüge bestätigten ihre Vermutungen: Der Mond weist ein Dipol-Magnetfeld auf, ähnlich wie die großen Planeten. Es ist – wie eine russische Matrjoschka-Puppe – in die Magnetosphäre Jupiters und diese wiederum in das komplexe Magnetfeld der Sonne eingebettet. Keiner der anderen Monde im Sonnensystem besitzt ein großräumiges Magnetfeld. Der Erdmond sowie die Trabanten des Mars könnten zwar früher einmal ein solches besessen haben, doch heute weisen sie nur lokale Anomalien auf, die auf magnetisiertes Gestein im Boden zurückzuführen sind.

Indem die Galileo-Wissenschaftler die Funksignale der Raumsonde genau verfolgten, konnten sie auch das Schwerefeld von Ganymed untersuchen und so auf seinen inneren Aufbau schließen. Sie fanden, dass der Mond wohl einen dichten Kern mit einem Radius von 1500 Kilometern sowie einen ihn umgebenden Eismantel von 700 Kilometern Dicke haben müsse. Geochemische Modelle legen nahe, dass der Kern im Zentrum eine Eisen- oder Eisensulfidkugel enthält, die von Felsgestein umhüllt ist. Das metallische Innere könnte für das magnetische Dipolfeld verantwortlich sein.

Wie genau ein solches Feld entsteht, ist freilich noch nicht geklärt. Denn obwohl Forscher die Magnetfelder der Planeten gern mit den Feldern von Stabmagneten vergleichen, kann eine solche Analogie in die Irre führen. Eisen in fester Form im Zentrum eines Planeten oder größeren Mondes wäre einfach zu heiß, um ein permanentes Magnetfeld aufrechterhalten zu können. Eine auf- und absteigende, elektrisch leitfähige Schmelze ist wohl die wahrscheinlichere Ursache. Das Innere des Jupitermondes Ganymed könnte durchaus heiß genug sein, um Eisen oder Eisensulfid aufzuschmelzen. Doch die gegenwärtigen Modelle lassen allerdings auch vermuten, dass mit dem langsamen Abkühlen des Kerns eine Konvektionsbewegung schließlich zum Stillstand kommt – dies dürfte nach längstens einer Milliarde Jahren der Fall sein.

Was also liefert die zusätzliche Energie? Die Antwort liegt vermutlich in den Bahnresonanzen der innersten drei Galileischen Monde: Io umrundet Jupiter während eines Umlaufs von Ganymed genau viermal, Europa zweimal. Durch solche Resonanzen können selbst kleine Kräfte eine große Wirkung entfalten – man denke nur an das Anstoßen einer Kinderschaukel mit der "richtigen" Frequenz. Im Falle der Jupitermonde haben sich die anfänglich eher kreisförmigen Umlaufbahnen zu ihrer jetzigen elliptischen Form entwickelt, bei der die Umlaufzeiten in einem ganzzahligen Verhältnis zueinander stehen. Die Auswirkung auf die Monde ist tief greifend: Durch die periodisch wechselnde Entfernung zu Jupiter variiert die Stärke seines Schwerefeldes am Ort der Monde im selben Rhythmus. Die dadurch entstehenden Gezeitenkräfte verformen die Monde so stark, dass sie sich aufheizen. Dieser Mechanismus treibt den Vulkanismus auf Io an und verhindert, dass der auf Europa vermutete Ozean einfriert.

Bis vor kurzem hatten die Forscher angenommen, Ganymed sei wegen seines größeren Abstandes von dem Riesenplaneten kaum einer Aufheizung durch Gezeitenverformung unterworfen. Doch mittlerweile wissen sie, dass sich die Umlaufbahnen im Laufe der Zeit verändert haben. Daher könnten die Resonanzeffekte früher viel stärker gewesen sein und Ganymeds Bahn auch viel intensiver als heute gestört haben. Die enormen Verwerfungen, die auf der gesamten Oberfläche des Mondes zu erkennen sind, könnten von dieser frühen Periode intensiver Aufheizung zeugen. Dann wäre Ganymed in seinem Inneren noch heißer, als es ohne Gezeitenverformung zu erwarten wäre, so dass der "Dynamoeffekt", den das Magnetfeld erzeugt, noch immer wirken könnte.



Kallisto – alles andere als ein langweiliger Mond


Verglichen mit den farbenprächtigen Trabanten Europa, Io und Ganymed erschien der äußerste der Galileischen Monde, Kallisto, stets etwas trist. Auf Fotos der Voyager-Sonden sah er wie ein alter gefrorener, pockennarbiger Schlammhaufen aus. Doch die Aufnahmen Galileos enthüllen eine spannendere Geschichte.

Kallisto weist unzählige Einschlagsspuren auf – angefangen von kilometergroßen Kratern bis hin zu einem 1500 Kilometer messenden Palimpsest (dem Rest eines alten Ausgangsgesteins in umgewandelten Gesteinsschichten) namens Valhalla. Ihre Oberfläche ist vermutlich über vier Milliarden Jahre alt und zeugt deshalb von dem heftigen Bombardement aus meteoritischen und kometaren Brocken, dem die noch jungen Planeten und Monde kurz nach der Bildung des Sonnensystems ausgesetzt waren. In diesem Sinne ist Kallisto tatsächlich alt. Aus der Nähe betrachtet fällt jedoch auf, dass ihre Oberfläche mit feinem, dunklem Staub bedeckt ist. Kleinere Krater – auf den meisten anderen festen Himmelskörpern zuhauf vertreten – sind so gut wie nicht vorhanden. Die Oberflächenstrukturen erscheinen seltsam "weich" und erodiert, so dass die Wissenschaftler vermuten, dass auf Kallisto auch in jüngerer Zeit irgendwelche Prozesse am Werk waren. Zu den vorgeschlagenen Mechanismen gehören zum Beispiel elektrostatische Auftriebskräfte, die den feinen Staub über die gesamte Mondoberfläche verteilt haben könnten. Eine andere Hypothese machte das Verdampfen von Oberflächeneis dafür verantwortlich, da unter diesem dunkleres, nicht-flüchtiges Material vermutet wurde. Bislang ist jedoch keine dieser Erklärungen wirklich befriedigend.

Interessanterweise liefern im nahen Infrarot aufgenommene Spektren aber nicht nur, wie vermutet, Hinweise auf Wassereis und hydratisierte Mineralien, sondern zusätzlich vier ungewöhnliche Absorptionsstrukturen bei einer Wellenlänge von vier Mikrometern. Eine davon scheint auf Kohlendioxid hinzudeuten, das in Eispartikeln oder in durch Strahlungsschäden hervorgerufenen Blasen an der Oberfläche eingeschlossen sein könnte. Zwei andere stehen möglicherweise für einen gewissen Schwefelgehalt der Oberfläche, dessen Ursprung in der vulkanischen Aktivität des benachbarten Mondes Io zu finden sein könnte. Die vierte Besonderheit des Spektrums ist die bei weitem ungewöhnlichste: Ihre Wellenlänge liegt in einem Bereich, in dem sonst nur Kohlenstoff-Stickstoff-Bindungen absorbieren. Tatsächlich ähneln sie Laborspektren komplexer organischer Moleküle, die der US-amerikanische Astronom Carl Sagan "Tholine" genannt hat. Diese wiederum gleichen vermutlich organischen Materialien, wie sie auch im solaren Urnebel vorgekommen sein müssen. Wolken interstellarer Eiskörner weisen jedenfalls vergleichbare Spektren auf. Zusammengenommen deuten alle Fakten erstmals direkt darauf hin, dass auch die eisigen Monde in unserem Planetensystem genau jene Kohlenstoff-, Stickstoff- und Schwefelverbindungen enthalten könnten, wie sie bislang in Meteoriten und Kometen gefunden wurden. Gerade diese Stoffe gehören aber zu den wichtigsten Grundlagen für die Entstehung von Leben.

Auch die innere Struktur Kallistos weist sowohl auf alte als auch auf junge Eigenschaften hin. Im Gegensatz zu den anderen Galileischen Monden erscheint Kallistos Inneres eher als einheitlich dichtes Material, was darauf hindeutet, dass Gestein und Eis dort nicht getrennt, sondern vermischt vorliegen. Ein Kern hat sich somit nicht ausdifferenziert. Hieraus lässt sich schließen, dass das Innere in der Vergangenheit keiner stärkeren Aufheizung – sei es durch radioaktiven Zerfall oder durch Gezeitenheizung – ausgesetzt gewesen sein kann. Der äußerste der Galileischen Monde unterliegt auch nicht den Bahnresonanzen, welche die anderen Trabanten sozusagen durchkneten.

Andererseits ist Kallisto keineswegs "tot". Wie das Magnetometer an Bord von Galileo zeigte, prägt Kallisto dem Magnetfeld Jupiters eine bestimmte Struktur auf. Die Störungen ähneln, anders als bei Ganymed, jenen in einem Experiment der klassischen Physik: Hält man eine hohle Kupferkugel in ein sich zeitlich veränderndes Magnetfeld, werden in der Kupferschale Ströme induziert; diese erzeugen ihrerseits ein Magnetfeld, das dem Ursprungsfeld exakt entgegengerichtet ist. Kallistos Magnetfeld scheint genau auf die gleiche Weise zu entstehen.

Aber was auf Kallisto könnte der leitenden Kupferhülle im Experiment entsprechen? Gestein, Eis oder Partikel in der Ionosphäre sind nur schlechte Leiter. Das lässt Forscher an eine abenteuerliche Möglichkeit glauben: salziges Meerwasser. Eine den gesamten Mond umgebende, einige zehn Kilometer dicke Schicht aus Salzwasser könnte die beobachteten Eigenheiten Kallistos erklären. Doch für die Theoretiker ergibt sich ein Problem: Wie soll das Innere des Mondes undifferenziert sein und zugleich weiter außen ein globaler Ozean vorhanden sein können? Vielleicht wird das Innere durch den Zerfall radioaktiver Elemente gerade so weit aufgeheizt, dass Konvektionsbewegungen das Material durchmischen und eine Differenzierung verhindern. Ein anderer Konvektionsmechanismus in der dünnen eisigen Kruste könnte den Ozean von außen kühlen und so vor dem Verdampfen bewahren. Kallisto ist also keineswegs langweilig, sondern sie gibt den Forschern zahlreiche Rätsel auf.

Galileo hat auch die kleineren Mitglieder der Jupiter-Familie nicht übersehen. Die Sonde fotografierte alle vier kleinen inneren Monde des Riesenplaneten: Metis, Adrastea, Amalthea und Thebe. Wie sich zeigte, sind diese Mini-Trabanten für das Ringsystem um Jupiter direkt verantwortlich. Eine Serie von Bildern, die gewonnen wurden, als die Sonde sich gerade im Schatten des Gasgiganten befand, lassen die kleinen, sonnenbeschienenen Staubteilchen der Ringe sehr schön hervortreten. Diese zeigen nicht nur den Haupt- sowie den hauchdünnen Nebenring, welche die Voyager-Sonden 1979 entdeckten, sondern enthüllen auch die komplexe Struktur des Nebenringes. Dieser besteht in Wirklichkeit aus einer Vielzahl von Schichten, die direkt mit den Umlaufbahnen von Amalthea und Thebe in Verbindung gebracht werden können. Die Ringe bestehen dabei größtenteils aus mikroskopisch kleinen Staubkörnern, die offenbar durch den Einschlag kleiner Meteoriten aus den oberflächennahen Schichten der Monde herausgeschleu-dert wurden.

Als Folge der überaus wertvollen Daten, die Galileo übermittelt hat, sehen die Wissenschaftler in Jupiter und seinen Monden heute eher so etwas wie ein eigenes Planetensystem, das in seiner Komplexität durchaus mit dem gesamten Sonnensystem vergleichbar ist. Hatten die ersten Bilder dieser fernen Welten während der Voyager-Vorbeiflüge schon Begeisterungsstürme ausgelöst, so konnte Galileo durch eine intensive Untersuchung des gesamten Jupitersystems nun auch feine Nuancen herausarbeiten und die Grenzen einer eher einfachen Kategorienbildung wie "Gewitterwolken" oder "Eissatelliten" sichtbar machen. Der nächste Kandidat im Planetensystem, der sich einer solch intensiveren Untersuchung unterziehen muss, wird der Jupiternachbar und Ringplanet Saturn sein, den eine ebenfalls zweigeteilte Raumsonde – Cassini-Huygens – im Jahre 2004 erreichen wird. Doch auch hier werden die beteiligten Wissenschaftler vermutlich mehr ungelöste Fragen erwarten, als mit dem Besuch zu lösen sind.

Literaturhinweise

Galileo Probes Jupiter’s Atmosphere. Sonderteil in Science, Bd. 272, S. 837–860 (1996).

Galileo Orbiter. Sonderteil in Science, Bd. 274, S. 377–413 (1996).

The New Solar System. 4. Auflage. Von J. Kelly Beatty, Carolyn Collins Peterson und Andrew Chaikin (Hg.). Sky Publishing 1999.

Remote Sensing of the Galileo Orbiter Mission. Sonderausgabe von Icarus, Bd. 135, Nr. 1 (1998).

Encyclopedia of the Solar System. Von Paul R. Weissman, Lucy-Ann McFadden und Torrence V. Johnson (Hg.). Academic Press 1999.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 4 / 2000, Seite 40
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH

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