mini|Der Saturnmond Enceladus mini|Hypothetische Querschnittszeichnung des Jupitermondes Europa Eismonde sind in der Astronomie natürliche Satelliten, deren Oberfläche vorwiegend aus Eis (meistens, jedoch nicht ausschließlich, aus Wassereis) besteht. Ein solcher Himmelskörper besitzt eine Kryosphäre, die die gesamte Oberfläche des Körpers einnimmt und mitunter sehr voluminös sein kann.
Alle bekannten Eismonde befinden sich im äußeren Sonnensystem in einem Abstand vom Zentralgestirn jenseits der sogenannten Eislinie. Bei der Entstehung der Planeten und Monde aus der protoplanetaren Scheibe resublimiert jenseits dieser Linie das Wassereis aus dem Gas der Scheibe aus.
Viele der Monde in diesem äußeren Bereich der Gasplaneten haben einen großen Anteil an Wasser, das wegen der niedrigen Temperaturen an der Oberfläche der Monde in Eisform vorliegt. In ihrem Inneren kann jedoch durch den hohen Druck sowie durch Wärmequellen wie Gezeitenkräfte oder radioaktive Nuklide Wasser in flüssiger Form vorliegen. Diese flüssigen Wasserkörper, extraterrestrische Ozeane, könnten die Voraussetzungen für außerirdisches Leben bieten.Eisiger Kandidat für außerirdische Lebensräume. Von Martin Vieweg. Auf: wissenschaft.de vom 17. November 2011, abgerufen am 10. September 2019.Karl Urban: Abschied von der habitablen Zone. Auf: spektrum.de vom 14. August 2017.AMQ: Habitable Zone und Gezeitenheizung. Auf: spektrum.de vom 14. Oktober 2008.
Das klassische Beispiel für einen Eismond ist der Jupitermond Europa.
Allgemeines mini|Phasendiagramm des Eises mit einigen der 18 bis zum Januar 2004 entdeckten Eisformen Eismonde können auf ihrer Oberfläche ähnliche Strukturen wie Gesteinsmonde haben, also etwa Krater, Gräben und Furchen. Sie können auch eine Art von „kaltem“ Vulkanismus, die man als Kryovulkanismus (Kälte- oder Eisvulkanismus) bezeichnet, sowie Geysire aufweisen.
In ihrem Inneren können Eismonde einen differenzierten Aufbau besitzen und dabei einen subglazialen Ozean unter der Eisdecke, sowie einen Gesteinskern aus silikatischem oder metallischem Material haben. Auch komplexere Schalenaufbauten sind denkbar. Durch Gezeitenkräfte (Gezeitenreibung) können sie eine innere Erwärmung erfahren.
Bei einigen Eismonden wird angenommen, dass sie unter ihrer Oberfläche Schichten aus Eismodifikationen besitzen, die nur bei hohem Druck vorkommen (Hochdruckeis).Tilmann Althaus: Planetenmond, Titan – eine Welt mit Charakter. ASTROnews, 24. Februar 2012, abgerufen am 27. Februar 2012.
Forschungsmissionen Die Raumsonde JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) der NASA wurde ab 2003 für die Erforschung der Eismonde Ganymed, Kallisto und Europa geplant. Die Mission wurde jedoch 2005 aus Budgetgründen wieder gestoppt.
Ab 2012 wurde von der ESA die Raumsonde JUICE (Jupiter Icy Moon Explorer; deutsch Jupiter-Eismond-Erkunder) zur Erforschung aller vier Galileischen Monde entwickelt. Ihr Start erfolgte im April 2023.
Eismonde des Jupiters Die meisten der bekannten 80 (Stand: 31. Juli 2022) Monde des Jupiters bestehen hauptsächlich aus silikatischem Gestein. Drei der vier galileischen Monde sind jedoch Eismonde, sowie wahrscheinlich mindestens einer der kleineren Satelliten.
Ganymed mini|Ganymeds neues Schichtenmodell mit mehreren Ozeanen und Eissorten (englische Beschriftung) Ganymed ist der größte der Jupitermonde. Die Auswertung der Daten der Raumsonde Galileo weist darauf hin, dass es sich bei ihm um einen differenzierten Körper handelt, dessen Schalenaufbau aus vier Schichten besteht: Ein relativ kleiner Kern aus Eisen oder Eisensulfid ist von einem Mantel aus silikatischem Gestein umgeben. Darüber liegen eine etwa 800 km dicke Schicht aus weichem Wassereis und eine äußere harte Eiskruste.
Nach einem neuen Modell der Kruste wäre es auch möglich, dass sich unter der Eisoberfläche ein leicht salzhaltiger Ozean befindet, in dessen unterem Bereich durch hohen Druck sich Kristalle einer dichteren Eissorte bilden. Die enthaltenen Salze werden frei und sinken nach unten, wo sie mit Wasser einen unteren salzhaltigeren Ozeanteil bilden. Dieser schwimmt auf einer weiteren Schicht aus einer noch dichteren Eissorte, die wiederum auf einem noch salzhaltigeren und damit noch dichteren Ozean schwimmt, der auf Ganymeds Gesteinsmantel aufliegt.
Kallisto mini|Innerer Aufbau von Kallisto: das Innere besteht aus Eis und Gestein, darüber ein möglicher Ozean, auf der Oberfläche befindet sich eine Eisschicht Kallisto ist der zweitgrößte der Jupitermonde und weist die höchste Dichte an Einschlagkratern im ganzen Sonnensystem auf. Bei den Einschlägen entstandene konzentrische ringförmige Erhebungen prägen die Oberfläche; größere Gebirgszüge sind nicht vorhanden. Dies lässt darauf schließen, dass Kallistos Oberfläche überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die Eiskruste hat über geologische Zeiträume hinweg nachgegeben, wobei ältere Krater und Gebirgszüge eingeebnet wurden.
Die sichtbare Oberfläche liegt auf einer Eisschicht, die eine geschätzte Mächtigkeit von 200 km aufweist. Darunter befindet sich vermutlich ein 10 km tiefer Ozean aus flüssigem Salzwasser, worauf magnetische Messungen der Raumsonde Galileo hinweisen. Ein weiteres Indiz für flüssiges Wasser ist die Tatsache, dass auf der entgegengesetzten Seite des Kraters Valhalla keine Brüche und Verwerfungen sichtbar sind, wie sie auf massiven Körpern, wie dem Erdmond oder dem Planeten Merkur beobachtet werden können. Eine Schicht flüssigen Wassers hat offensichtlich die seismischen Schockwellen gedämpft, bevor sie sich durch das Mondinnere bewegten.
Europa mini|Europa: Ein Gebiet mit Lineae, Domes und dunklen Flecken; der Ausschnitt ist 140 km × 130 km groß mini|Innerer Aufbau von Europa: der Kern besteht aus Eisen oder Nickel (grau dargestellt), umgeben von einer Gesteinsschicht (braun). Darüber befindet sich ein möglicher Ozean (blau). Die Oberfläche wird aus Eis gebildet. Europa ist der viertgrößte der Jupitermonde und hat mit einer Albedo von 0,64 eine der hellsten Oberflächen aller bekannten Monde im Sonnensystem. Europas Oberfläche besteht aus Eis. Ihr auffälligstes Merkmal ist ein Netzwerk von rötlichen kreuz und quer verlaufenden Gräben und Furchen (Lineae), die die gesamte Oberfläche überziehen. Die Lineae haben eine starke Ähnlichkeit mit Rissen und Verwerfungen auf irdischen Eisfeldern. Die größeren sind etwa 20 Kilometern breit und besitzen undeutliche äußere Ränder sowie einen inneren Bereich aus hellem Material. Die Lineae könnten durch Kryovulkanismus oder den Ausbruch von Geysiren aus warmem Wasser entstanden sein, wodurch die Eiskruste auseinander gedrückt wurde.
Diese Lineae befinden sich außerdem zum allergrößten Teil an anderen Stellen, als man sie erwartet. Dies lässt sich möglicherweise dadurch erklären, dass sich zwischen Eiskruste und Gesteinsoberfläche Wasser befindet. Dieses könnte entstanden sein, weil sich auf Grund der exzentrischen Umlaufbahn des Mondes um den Jupiter andauernd dessen Gravitationswirkung auf Europa ändert, sodass dieser ständig verformt wird. Dadurch erwärmt sich Europa und das Eis schmilzt zum Teil.
Europas Oberflächentemperatur erreicht maximal −150 °C. Die glatte Oberfläche und die Strukturen erinnern sehr stark an Eisfelder in Polarregionen auf der Erde. Es wird vermutet, dass sich unter Europas Eiskruste flüssiges Wasser befindet, das durch Gezeitenkräfte erwärmt wird. Bei den sehr niedrigen Oberflächentemperaturen ist Wassereis hart wie Gestein. Die größten sichtbaren Krater wurden offensichtlich mit frischem Eis ausgefüllt und eingeebnet. Dieser Mechanismus sowie Berechnungen der durch die Gezeitenkräfte verursachten Erwärmung lassen darauf schließen, dass Europas Kruste aus Wassereis etwa 10 bis 15 Kilometer stark ist. Die darunter liegende Wasserschicht könnte bis zu 100 Kilometern dick sein. Die Menge an flüssigem Wasser wäre damit mehr als doppelt so groß wie die der irdischen Ozeane. Ab etwa 3 Kilometern unter der Oberfläche könnte es jedoch im Eis eingeschlossene Wasserblasen geben.
Detaillierte Aufnahmen zeigen, dass sich Teile der Eiskruste gegeneinander verschoben haben und zerbrochen sind, wobei ein Muster von Eisfeldern entstand. Die Bewegung der Kruste wird durch Gezeitenkräfte hervorgerufen, die die Oberfläche um 30 m heben und senken. Die Eisfelder müssten aufgrund der gebundenen Rotation ein bestimmtes, vorhersagbares Muster aufweisen. Weitere Aufnahmen zeigen stattdessen, dass nur die geologisch jüngsten Gebiete ein solches Muster aufweisen. Andere Gebiete weichen mit zunehmendem Alter von diesem Muster ab. Das kann damit erklärt werden, dass sich Europas Oberfläche geringfügig schneller bewegt als ihr innerer Mantel und der Kern. Die Eiskruste ist vom Mondinnern durch das dazwischen liegende Wasser mechanisch entkoppelt und wird von Jupiters Gravitationskräften beeinflusst. Vergleiche von Aufnahmen der Raumsonden Galileo und Voyager 2 zeigen, dass sich Europas Eiskruste in etwa 10.000 Jahren einmal komplett um den Mond bewegen müsste.
Amalthea Amalthea ist ein sehr unregelmäßig geformter Körper mit einer geringen Dichte von nur 0,86 g/cm³. Das spricht für einen porösen Aufbau aus Wassereis. Möglicherweise handelt es sich um ein „zugelaufenes“ Objekt, das entweder aus dem äußeren Jupitersystem stammt oder in großem Sonnenabstand entstanden und durch Jupiters Anziehungskraft eingefangen worden ist.
Eismonde des Saturns Alle 83 (Stand: 26. September 2022https://solarsystem.nasa.gov/moons/saturn-moons/overview/) bekannten Monde des Saturns (deren Dichte bekannt ist) bestehen vermutlich aus einem überwiegenden Anteil an Wassereis und silikatischem Gestein. Ihre Dichte variiert von etwa 0,5 g/cm³ (Wassereis mit geringem Anteil an silikatischem Gestein) bis etwa 2,3 g/cm³ (Wassereis mit hohem Anteil an silikatischem Gestein). Da von vielen der 83 Saturnmonde kaum etwas bekannt ist, ist es nicht ausgeschlossen, dass sich darunter Monde befinden könnten, die nicht großteils aus Eis bestehen.
Titan mini|350px|Schnittzeichnung zur Illustration des inneren Aufbaus des Titan Titan ist der größte der Saturnmonde. Sein fester Körper setzt sich etwa zur Hälfte aus einem Mantel von Wassereis und zur anderen Hälfte aus einem Kern von silikatischem Gestein zusammen. Radarmessungen der Cassini-Sonde deuten darauf hin, dass unter der Eiskruste ein Ozean aus flüssigem Wasser existiert. Die Dicke der Eiskruste wird auf etwa 80 Kilometer geschätzt.
Nach einem Modell, das vom Jupitermond Europa auf Titan übertragen wurde, kann die Wärmeentwicklung durch Gezeitenreibung auch unter seiner Eiskruste zu der Bildung dieser aufgeschmolzenen Schicht geführt haben. Sie müsste sich mit der Sonde Cassini durch Schwerefeldmessungen nachweisen lassen.
Im Wasser zu etwa 10 % enthaltenes Ammoniak würde als Frostschutzmittel (siehe Gefrierpunkterniedrigung) wirken, so dass sich trotz der in dieser Tiefe zu erwartenden Temperatur von −20 °C ein flüssiger Ozean gebildet haben könnte – zumal in Verbindung mit dem dortigen hohen Druck.
Die Existenz eines Ozeans in der Tiefe bedeutet geologisch gesehen, dass die darüber liegende Kruste wesentlich beweglicher sein kann als auf Himmelskörpern, die durchgehend fest sind, wie beispielsweise der Erdmond. Die Krustenbeweglichkeit führt zu den beobachteten tektonischen Großstrukturen und ebenso zum Kryovulkanismus, wobei vermutet werden kann, dass auch Wasser aus dem untergründigen Ozean direkt am Eisvulkanismus beteiligt ist, wie es bei der Erde mit Magma aus dem Mantel der Fall ist. Wie auf Enceladus bereits nachgewiesen wurde, können die Krustenbewegungen allein lokal so viel Wärme erzeugen, dass bedeutende Mengen an Eis in den Bewegungszonen verflüssigt werden und Kryovulkanismus erzeugen.