Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects (H. Hussmann, F. Sohl, T. Spohn, 2006) Karin Rainer 5. 6. 2013 Aufbau Einleitung Resultate 2-Schichten Modell 3-Schichten Modell Trans-Neptun-Objekte Schlussfolgerungen Einleitung Ganymed Callisto Europa unterirdischer Ozean gewöhnliches Phänomen? Lewis, 1971: Ozean auf Körpern mit R > 900 km } Ozean? Gestein zu Eis – Relation: Unterscheidung von 5 Gruppen große Eismonde, geringe Dichte Gesteinsmonde Objekte in Transitions-Zone mittelgroße Eismonde, niedrige Dichte kleine Monde Interne Wärmequellen radiogenes Aufheizen in der Silikatkomponente Akkretionsenergie Differenziations Energie Erwärmung durch Gezeitenkräfte Entstehung; vernachlässigbar 10% der Akkretionsenergie; vernachlässigbar nur für große Körper relevant Kriterien für Ozean deutliche H2O- und Silikatanteile Einfrieren des Ozeans verhindert Vorkommen von Ammoniak Schmelztemperatur von H2O herabgesetzt Modelle Innenleben von mittelgroßen Eismonden und großen Planeten außerhalb der Neptunbahn 2-Schichten Lösungen 3-Schichten Lösungen Love Nummern („Konsistenz“ eines Körpers, Anfälligkeit von Oberflächenveränderung) Oberfläche verhält sich bei darunterliegendem Ozean anders Resultate für: Jupiter-System Saturn-System Uranus-Syetem Neptun-System Pluto & Charon Jupiter-System Saturn-System Uranus-System Neptun-System Pluto & Charon 2-Schichten Modell Jupiter-System: 100 K Saturn-System: 80 K Uranus-System: 70 K Pluto & Charon: 40 K Gesteinsdichte: 3500 kg/m³ Eisdichte: 1000 kg/m³ 2-Schichten Modell Europa Druck an Unterseite der dünnen Eisschicht niedrig genug Trägheitsmoment: 0,346 Dichteunterschied erhöhen Silikatkern mit schwereren Elementen angereichert (Fe) kleiner Kern aus Schwefel-Eisen im Inneren Pluto und Europa keine reinen konduktiven Lösungen 2-Schichten Modell Uranus-Monde ähnlich Pluto und Charon Saturn System Akkretionsprozess für Monde sehr verschieden Thetys (Saturn) niedrigste Dichte, Wassereis 2-Schichten Modell Konvektive Lösungen: Eisschichten dick und warm genug 2 Extreme: hohe Dichte: großer Gesteinskern und dünne Eisschicht, Dichte nähert sich Kerndichte an niedrige Dichte: kleiner Gesteinskern, dicke Eisschicht, Dichte nähert sich Eisdichte an 2-Schichten Modell kaum abhängig von Oberflächentemperatur Wärmeleitung Wärmeflussparameter abhängig von radiogener Heizrate 3-Schichten Modell kein Dichteunterschied zwischen Wasser und Eis Ammoniak: setzt Schmelztemperatur herab Rhea, Oberon, Titania, Pluto, Triton, Europa nur Wärmeleitung durch Konduktion kleine Monde: Innenleben erstarrt, früher vermutlich Ozean 3-Schichten Modell Love Nummern unterscheiden sich vom 2Schichten Modell viel höher zukünftige Missionen: Ozeansuche mit Hilfe von Love Nummern Trans-Neptun-Objekte mittleren Dichten und Massen der TransNeptun-Objekte unklar Mittelwert des Silikatanteils von Pluto, Charon und Triton Temperatur: 40 K Radien nur geschätzt Xena, Sedna, 2004 DW, Quaoar, Ixion Trans-Neptun-Objekte Xena Sedna und 2004 DW größtes Objekt flüssige Schicht von 144 – 217 km Dicke möglich ähnlicher Aufbau wie Triton und Pluto R ~ 1000 km, großer Kern, hoher Gesteinsanteil, dicke flüssige Schicht (100 – 200 km) Transitions-Zone wenn, dann nur sehr dünner Ozean Wärmespeicher muss vorhanden sein Quaoar und Ixion ähnlich Charon keine 3-Schicht Modelle zu finden Schlussfolgerungen unterirdischen Ozeane gewöhnliches Phänomen Auswirkungen Orbit interne Prozesse Astrobiologie genauere Daten benötigt Danke für die Aufmerksamkeit!