Japetus (Mond)

Iapetus (Japetus) ist der drittgrößte Mond des Planeten Saturn.

Entdeckung

Iapetus wurde am 25. Oktober 1671 von Giovanni Cassini entdeckt.

Benannt wurde der Mond nach dem Titanen Japetos aus der griechischen Mythologie. Der Name "Iapetus" und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) vorgeschlagen.

Bahndaten

Iapetus umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 3.561.300 km in 79 Tagen 7 Stunden und 55 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0283 auf und ist 7,52° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt.
Iapetus ist neben dem Mond Phoebe der einzige Saturnmond, dessen Bahn eine signifikante Neigung aufweist.

Aufbau und physikalische Daten

Iapetus hat einen mittleren Durchmesser von 1.436 km. Seine geringe Dichte von 1,27 g/cm³ weist darauf hin, dass er fast vollständig aus Wassereis mit geringen Anteilen an silikatischem Gestein aufgebaut ist.
Iapetus rotiert 79 Tagen 7 Stunden und 55 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist um 14,84° aus der Senkrechten geneigt.

Iapetus´ Oberfläche kann anhand ihrer Verfärbung in zwei deutlich verschiedene Regionen unterteilt werden.
Die führende Hemisphäre ist mit einer Albedo von 0,03 bis 0,05 sehr dunkel und rötlich gefärbt. Die dunkle Region wurde nach dem Entdecker in Cassiniregion benannt.
Die folgende Hemisphäre ist mit einer Albedo von 0,5 so hell, wie der Jupitermond Europa). Sie wurde Roncevaux Terra getauft.
Der Helligkeitsunterschied ist so auffällig, dass Cassini berichtete, den Mond mit seinem Teleskop nur auf einer Seite von Saturn beobachten zu können. Wandte der Mond der Erde die dunkle Region zu, blieb er unsichtbar.
Die Raumsonde Voyager 2 passierte Iapetus am 22. August 1981 in einem Abstand von 966.000 km. Dabei konnten in der dunklen Region einzelne Strukturen aufgenommen werden. Die helle Seite ist vereist und stark verkratert. Die Polregionen sind frei von dunklen Materialien.

Die dunklen Materialien könnten Ablagerungen aus organischen Verbindungen sein, wie sie in primitiven Meteoriten (z.B. kohligen Chondriten) oder auf der Oberfläche von Kometen vorkommen. Darüber hinaus könnten sie Cyanide, wie ausgefrorene Cyanwasserstoff-polymere enthalten. Hierauf weisen erdgestützte Beobachtungen hin.
Der Ursprung des dunklen Materials ist nicht geklärt, bislang liegen mehrere Theorien vor. Die Schichtdicke des Materials ist ebenfalls unklar. In der dunklen Region finden sich keine hellen Einschlagskrater. Sollte die dunkle Schicht dünn sein, so müsste sie ständig erneuert werden, da bei einem Impakt helleres Material aus dem Untergrund ausgeworfen wird.

Das dunkle Material könnte aus dem Innern des Mondes stammen und durch eine Kombination aus Impaktereignissen und Vulkanismus an die Oberfläche gelangt sein. Diese Theorie wird durch das konzentrierte Vorkommen am Boden von Kratern gestützt.
Iapetus bildete sich in einem weiten Abstand von Saturn und war bei der Entstehung des Sonnensystems weniger hohen Temperaturen ausgesetzt, so dass er in seinem Innern leichtflüchtige Komponenten, wie Methan oder Ammoniak einbinden konnte. Diese könnten später durch geologische Prozesse, wie Kryovulkanismus (Kältevulkanismus), an die Oberfläche gelangt und durch UV-Strahlung der Sonne, ionisierte Partikel oder kosmische Strahlung in dunkle Verbindungen umgewandelt worden sein.
An der Grenze zwischen der hellen und der dunklen Hemisphäre ist ein dunkler Ring von 100 km Durchmesser erkennbar, der an Strukturen auf dem Erdmond oder Mars erinnert, bei denen vulkanische Lava in Einschlagkrater mit einem Zentralberg geflossen sind.

Einer anderen Theorie nach stammt das dunkle Material vom Mond Phoebe. Es könnte durch den Einschlag von Mikrometeoriten freigesetzt und sich auf Iapetus' führender Hemisphäre gesammelt haben. Allerdings unterscheidet sich Phoebes Färbung etwas von den Ablagerungen auf Iapetus.

Ein weiteres großes Rätsel stellt ein auf den Cassini-Bildern entdeckter Bergrücken dar, der sich bis auf wenige Breitengrade genau auf dem geografischen Äquator von Iapetus erstreckt. Auf einem der Fotos ist das Phänomen deutlich als breites Band zu erkennen, durch das der Mond fast wie aus zwei Teilen zusammengesetzt erscheint. Der Bergrücken konnte bisher auf einer Länge von 1.300 Kilometer Länge beobachtet werden. Dabei erreicht er eine Breite von bis zu 20 Kilometern und eine maximale Höhe von 13 Kilometern.

Wie der Gebirgszug entstanden ist, liegt noch im Dunkeln. Wissenschaftler halten vor allem zwei Theorien für möglich: Zum Einen hätte sich die Erhebung durch tektonische Vorgänge bilden können, also durch Auffaltung ähnlich wie die europäischen Alpen auf der Erde. Zum Zweiten könnte durch einen Riss in der Kruste des Mondes flüssiges Material aus dem Untergrund an die Oberfläche getreten sein und sich bis zum heutigen Erscheinungsbild angehäuft haben.

Am 1. Januar 2005 passierte die Raumsonde Cassini-Huygens Iapetus erstmals in einem Abstand von 123.000 km und lieferte die ersten hochauflösenden Bilder des Mondes. Ein weiterer gezielter Vorbeiflug ist für den 10. September 2007 geplant, dann soll die Sonde in nur 1.000 Kilometern Abstand an dem Mond vorbeiziehen und dabei noch detailliertere Aufnahmen machen.

Weblinks

• Raumfahrer.net: Cassini und der Mond Iapetus (dt.)
• Raumfahrer.net: Neuigkeiten zu Iapetus, inkl. neuer Bilder (dt.)
• NASA: Cassini Exposes Saturn's Two-Face Moon (engl.)
• NASA: Encountering Iapetus (engl.)
• Voyager 1 and 2 - Atlas of Six Saturnian Satellites NASA-Karten von sechs Saturnmonden nach Aufnahmen der Voyager-Sonden (engl.)

See also: Japetus (Mond), 1. Januar, 10. September, 1671, 1847, 1981