JWST Molekulare Kartierung und Charakterisierung der Wasserfahne von Enceladus, die seinen Torus speist

Enceladus ist ein Hauptziel bei der Suche nach Leben in unserem Sonnensystem, da er über eine aktive Wolke verfügt, die wahrscheinlich mit einem großen Ozean aus flüssigem Wasser unter der Oberfläche verbunden ist.

Mit dem empfindlichen NIRSpec-Instrument an Bord von JWST suchten wir nach organischen Verbindungen und charakterisierten die Zusammensetzung und Struktur der Wolke. Die Beobachtungen erfassen direkt die Fluoreszenzemissionen von H2O und zeigen eine außergewöhnlich ausgedehnte Wolke (bis zu 10.000 km oder 40 Enceladus-Radien) bei kryogenen Temperaturen (25 K), eingebettet in ein großes Emissionsbad, das vom Torus von Enceladus stammt.

Abbildung 1: Geometrische Oberflächenalbedo von Enceladus und nachgewiesene Wasserdampfemissionen. a) Geometrische Oberflächenalbedo der hinteren Hemisphäre, normalisiert in Bezug auf ein reflektiertes Sonnenmodell30. Das Spektrum zeigt mehrere starke Signaturen von H2O-Eis, während für CO2-, CO- oder NH3-Eis bei den erwarteten Wellenlängen keine Absorptionen beobachtet werden. b) Modell der beobachteten Wasserausgasung, in dem vier verschiedene Regionen identifiziert werden: die mittlere Region (orangefarbener Kreis) innerhalb von 7 Enceladus-Radien (RE); die innere Fahnenregion zwischen 7 und 30 RE; die ausgedehnte Fahnenregion (blaue Kontur) nach Süden und zwischen 30 und 38 RE; und die Torus-Hintergrundregion (rosa Kontur) nach Norden und zwischen 30 und 38 RE. c) Daten (schwarze Linien) und Modell (farbige Linien) der H2O-Fluoreszenzemissionen in den vier Regionen von Tafel b, zur besseren Verdeutlichung vertikal verschoben. Die abgerufene Anzahl der Moleküle für jede Region wird ebenfalls angezeigt. Alle Modelle sind konsistent mit einer Rotationstemperatur von 25 ±3K. — astro-ph.EP

Interessanterweise ähnelt die beobachtete Ausgasungsrate (300 kg/s) derjenigen, die aus Nahbeobachtungen mit Cassini vor 15 Jahren abgeleitet wurde, und die Torusdichte stimmt mit früheren räumlich unaufgelösten Messungen mit Herschel vor 13 Jahren überein, was darauf hindeutet, dass die Kraft von Der Gasausbruch von Enceladus verlief über Jahrzehnte hinweg relativ stabil.

Im gesamten Sichtfeld sind Wasseremissionen zu beobachten, die eine gewaltige Wasserfahne erkennen lassen, die von Enceladus ausgeht und einen ausgedehnten Hintergrundtorus um Saturn speist. a) Die Beobachtungen erfassen die hintere Hemisphäre von Enceladus und den Rand des Torus, wobei sich RS auf den mittleren Radius des Saturn bezieht. b) Bei jedem Spaxel (0,1″×0,1″) wurde die H2O-Säulendichte aus den beobachteten molekularen Fluoreszenzemissionen im Bereich von 2,62 bis 2,72 μm ermittelt. Enceladus hat einen Durchmesser von 0,07 Zoll (kleiner als ein Spaxel) und das Kontinuumsbild der Point-Spread-Function (PSF) ist im Nebenfeld dargestellt. Es sind noch einige diagonale Streifen zu beobachten, die vermutlich auf Detektoreffekte zurückzuführen sind. c ) Ein Modell30 mit zwei Komponenten, wie in Abbildung 1b dargestellt, bestehend aus einer Wolke und einer Torus-Hintergrundemission, reproduziert die Beobachtungen gut. d) Ein Restbild wurde berechnet, indem das Ausgasungsmodell von den Beobachtungen subtrahiert wurde, was eine gute Übereinstimmung mit den Daten ergab . — astro-ph.EP

Dieses Aktivitätsniveau reicht aus, um eine abgeleitete Säulendichte von 4,5×1017 m-2 für den einbettenden äquatorialen Torus aufrechtzuerhalten, und macht Enceladus zur Hauptwasserquelle im gesamten Saturnsystem. Wir haben nach mehreren Nichtwassergasen (CO2, CO, CH4, C2H6, CH3OH) gesucht, in den Spektren wurde jedoch keines identifiziert.

Auf der Oberfläche der hinteren Hemisphäre beobachten wir starke H2O-Eismerkmale, einschließlich seiner kristallinen Form, jedoch können wir aus diesen Beobachtungen keine CO2-, CO- oder NH3-Eissignaturen ermitteln. Während wir uns darauf vorbereiten, neue Raumschiffe in das äußere Sonnensystem zu schicken, zeigen diese Beobachtungen die einzigartige Fähigkeit des JWST, die Erforschung entfernter Eiskörper und kryovulkanischer Wolken entscheidend zu unterstützen.

Villanueva GL, Hammel HB, Milam SN, Kofman V, Faggi S, Glenn CR, Cartwright R, Roth L, Hand KP, Paganini L, Spencer J, Stansberry J, Holler B, Rowe N-Gurney, S. Protopope, G. Strazzulla, G. Liuzzi, G. Cruz-Mermy, M. El Moutamid, M. Hedman, K. Denny

Kommentare: Zur Veröffentlichung in Nature Astronomy am 17. Mai 2023 angenommen. Themen: Erd- und Planetenastrophysik (astro-ph.EP) Zitieren als: arXiv:2305.18678 [astro-ph.EP] (oder arXiv:2305.18678v1 [astro-ph.EP] für diese Version)EinreichungsverlaufVon: Geronimo Villanueva[v1] Di, 30. Mai 2023 01:34:57 UTC (1.373 KB)https://arxiv.org/abs/2305.18678Astrobiology

SpaceRef-Mitbegründer, Explorers Club Fellow, Ex-NASA, Auswärtsteams, Journalist, Weltraum- und Astrobiologie, ehemaliger Bergsteiger.