Iapetus er det varmeste stedet i Saturn-systemet

Av Erik Tronstad

Lengst til høyre ses et «temperaturbilde» av Saturn. Bildet er tatt i infrarødt og kodet med falske farger. I midten en versjon i svarthvitt og til venstre et bilde tatt i synlig lys. Iapetus vises her sett fra samme sted, som på de to bildene til høyre (NASA/JPL/GSFC)

Observasjonene Cassini gjorde da romfartøyet passerte vel 120 000 km fra Iapetus ved årsskiftet 2004/2005, tyder på at dette er tilfelle. Så langt ser det ut til at man ikke på noen av Saturns andre måner eller noen steder i ringene finner høyere temperaturer. Dog er det ikke slik at «varmest» betyr «varmt». Midt på dagen når temperaturen langs deler av Iapetus' ekvator opp i 130 K (omtrent -140 °C). Dette gjelder i områder på Iapetus som er dekket av meget mørkt materiale.

En slik temperatur er betydelig høyere enn på Phoebe, som Cassini passerte nær forbi i juni 2004 (se Cassini med bedre bilder av Phoebe (eRomfart 2004-129), Vellykket passering av Phoebe for Cassini/Huygens (eRomfart 2004-130), Flere «smakebiter» av Phoebe fra Cassini (eRomfart 2004-131), Flere Phoebe-bilder fra Cassini (eRomfart 2004-132) og Phoebe er et fossil fra Solsystemets dannelse (eRomfart 2004-139)). Høyeste temperatur på Phoebe var nær 112 K (omtrent -160 °C). Riktignok er Phoebe nesten like mørk som det mørke materialet på Iapetus, men Phoebe har kortere rotasjonstid. Phoebe bruker 9 timer på å rotere én gang om sin egen akse, Iapetus 79 døgn. Overflaten på Phoebe har dermed mye mindre tid på seg til å bli oppvarmet, enn overflaten på Iapetus.

Et av Cassinis instrumenter analyserte sammensetningen av Iapetus' overflate. Bildet til venstre er tatt på 4 mikrometers bølgelengde. På denne bølgelengden er det mineraler som i stor grad bestemmer overflatens refleksjonsevne. Vannis ved polene fremtrer her forholdsvis mørk. Bilde nummer to fra venstre viser fordelingen av karbondioksid på overflaten. Konsentrasjonen av karbondioksid er størst ved midlere bredder og mindre ved ekvator og polene. På tredje bilde fra venstre ses hvor sterkt vannis absorberer stråling. De lyseste områdene skyldes vannis i nordpolområdet. De gråere områdene tyder på at vannis er bundet til mineraler på overflaten. På bildet med kunstige farger fremtrer vannis som blå, karbondioksid som grønn og mineraler uten iser som rødt. (NASA/JPL/GSFC)

Under den nevnte passeringen av Iapetus var det stort sett månens mørke halvkule som var solbelyst. Dermed er det den halvkulen Cassini i hovedsak fotograferte. Den domineres av et tett kraterbesatt område kalt Cassini Regio. I hovedsak er det Cassini Regio vi ser på det tredje bildet i denne artikkelen.

Store deler av Cassini Regio er helt og jevnt dekket med et mørkt materiale, som reflekterer bare omkring 4 % av lyset som treffer det (se bildet nedenfor). Rundt 40° Nlig bredde skifter overflaten til et mye lysere, isete terreng nær nordpolen. I nordpolområdet reflekterer de lyseste flekkene over 60 % av lyset som treffer overflaten. Som man tydelig ser av bildet, er det imidlertid ikke en jevn, lys flate der. Overflaten er overstrødd med diffuse striper av mørkere materiale, som typisk er noen kilometer brede og noen ganger flere titalls kilometer lange. Disse markeringene ses godt på det femte bildet ovenfra i Cassini har observert Iapetus (eRomfart 2005-002).

Rett over midten av bildet er et gammelt, 400 km stort nedslagsbasseng. Det er tett besatt av nedslagskratere, som er dannet senere. Randen rundt bassenget avgrenses av bratte klipper, som går ned til bassengbunnen. Mange av disse klippene, samt veggene i nærliggende kratere, ser lyse ut. Forskerne mener dette kan være fremspring av forholdsvis ren is.

Særlig ved midlere bredder på Iapetus ser de lyseste klippene ut til å vende bort fra ekvator, mot polområdet. Her er det følgelig de nordvendte klippene som er lyse. Ofte er det motsatt med de sydvendte klippene, de ser ut til å være dekket av mørkere materialer.

Iapetus' mørke halvkule domineres av Cassini Regio. Midten av dette bildet ligger omtrent ved 90° V og på ekvator. Denne halvkulen peker alltid fremover i Iapetus' fartsretning rundt Saturn. (NASA/JPL/Space Science Institute)

Et markert særtrekk ved Iapetus er den lange ryggen, som ligger nesten eksakt langs månens ekvator. På bildet (ovenfor) fremtrer den som et omtrent 20 km bredt bånd. Båndet strekker seg fra den vestre (venstre) siden av måneskiven og nesten til skillet mellom dag og natt til høyre. Ved måneranden til venstre når ryggen opp til i hvert fall 13 km over omgivelsene.

Omtrent 1300 km av ryggen fremtrer på bildet. Langs hele denne delen av ryggen er den nesten eksakt parallell med Iapetus' ekvator, innenfor et avvik på et par grader. Hvordan ryggen har oppstått, vet forskerne ennå ikke. Et alternativ er at den er en fjellkjede, som er blitt presset opp som en foldning. Et annet alternativ er at det der oppstod en lang sprekk i Iapetus-overflaten. Materiale innenfra Iapetus strømmet så ut, opp på overflaten og hopet seg opp der.

Forskerne har helt siden Voyager-romfartøyene tok de første bildene av Iapetus i 1980 og 1981 diskutert hvordan Cassini Regio har oppstått. Særpreget til Cassini Regio er jo at hele området ser ut til å være dekket av et jevnt lag med mørkt materiale.

En teori går ut på at det mørke materialet har strømmet ut på overflaten innenfra. En annen teori går ut på at materialet kommer utenfra. Ifølge denne teorien kommer det mørke materialet fra nedslag på noen av Saturns mørke måner, som er i baner utenfor Iapetus. Mørkt materiale, som ble slynget ut i slike kollisjoner, har så drevet innover i Saturn-systemet og truffet Iapetus. Et slikt materiale vil i hovedsak treffe den delen av Iapetus som vender fremover i fartsretningen. Akkurat det er jo også tilfelle med Iapetus.

De nye bildene av Iapetus, som her vises, utelukker ikke helt noen av de to teoriene. Dog legger disse observasjonene nye begrensninger på teoriene.

Rundt ekvator fremtrer det mørke materialet meget uniformt. Når man beveger seg bort fra ekvator, tynnes det mørke materialedekket ut og blir mer flekkete. I overgangssonen mot det lyse polområdet opptrer så disse lange, diffuse stripene med mørkt materiale i like retninger fra kratere. Alle disse faktorene tyder på at det mørke materialet ble «strødd» utover som et dekke på overflaten.

Et viktig nytt resultat fra disse Cassini-bildene er at man ikke ser noen klare spor til at væske har trengt ut innenfra og nydannet overflaten i Cassini Regio. Den høye tettheten av nedslagskratere tyder på at overflaten under det mørke dekket er forholdsvis gammel og er senere ikke blitt erstattet av en ny overflate.

Cassini Regio kan dermed ha blitt dannet fra «vulkanutbrudd» mange steder på overflaten, der mørkt materiale fra månens indre er blitt «spydd ut». Kanskje ble ryggen langs ekvator dannet omtrent samtidig. Det jevne, mørke dekket over Cassini Regio kan imidlertid enklest forklares med nedfall av mørke stoffer utenfra.