Quantitative characterization of Enceladus' plume and its variability using hybrid simulations and Cassini magnetometer data
Final Report Abstract
Eine der spektakulärsten Entdeckungen der laufenden Cassini-Huygens-Mission der NASA und ESA war die Beobachtung einer großen Wolke aus Wasserdampf und Eispartikeln im Korngrößenbereich von Nanometern und Mikrometern von Saturns kleinem Eismond Enceladus, des sogenannten ”Plumes”. Dieser wird von geysirartigen Jets gebildet, die sich in Schluchten in der Südpolarregion, den sogenannten ”Tigerstreifen”, befinden und die vermutlich durch einen unterirdischen Ozean aus flüssigem Wasser gespeist werden. Nach dem Ausströmen werden die Neutralgasmoleküle durch Photoionisation und Saturns magnetosphärisches Plasma ionisiert, wodurch sie Ströme erzeugen, die sowohl das Plasma als auch Saturns magnetisches Dipolfeld beeinflussen. Der Stromkreis wird dabei durch ein System von feldparallelen Strömen, dem s.g. Alfven-Flügel, geschlossen, wobei sich der Alfven-Flügel bis zu Saturns polarer Ionosphäre erstreckt. Das Ziel dieses Projektes war die Charakterisierung von Enceladus’ Plume und seiner Variabilität durch die Entwicklung eines Modells der Plasmawechselwirkung und dem Vergleich mit Messungen von Cassini. Hierzu wurden sowohl das analytische Modell von Simon et al. (2011) als auch numerische Simulationen mittels des Hybrid-Codes (Adaptive Ion-Kinetic Electron-Fluid, Müller et al. (2011)) verwendet. Insbesondere werden die durch die Wechselwirkung erzeugten Magnetfeldstrukturen untersucht und die Ergebnisse mit Cassini-Magnetometer-Messungen (MAG) von den 20 Enceladus-Vorbeiflügen verglichen, die zwischen 2005 und 2015 erfolgten. Es wird gezeigt, dass unser Modell nur dann in Übereinstimmung mit den MAG-Daten ist, wenn sich der Staub-Plume mindestens 4 Enceladus-Radien nach Süden erstreckt. Da der Staub durch das umgebende Plasma aufgeladen wird, erfordert diese große Ausdehnung eine genügend große mittlere Ladungszeit. Andernfalls würde die Mehrzahl der Staubkorner bereits nah am Südpol durch die elektromagnetischen Felder beschleunigt und aus der Wechselwirkungsregion abtransportiert werden. Die benötigten Ladungszeiten können nur erreicht werden, wenn die Staubkörner die Oberfläche mit Überschallgeschwindigkeit verlassen. Diese hohen Geschwindigkeiten sind zudem mit den Geschwindigkeiten für die Gas-Jets konsistent, die aus der Modellierung von Neutralgasdichtemessungen durch Cassini folgen. Der entlang der Alfven-Flügel zu Saturns polaren Ionospharen transportierte Poynting-Fluss besitzt eine ausgeprägte Nord-Süd-Asymmetrie, da die im Plume erzeugten Ströme teilweise an der nichtleitenden Eiskruste des Mondes abgeblockt werden. Unsere Ergebnisse zeigen, dass man daher erwarten würde, Enceladus’ Fußpunkt in Saturns Aurora eher in der südlichen als in der nördlichen Hemisphäre zu detektieren. Im Gegensatz dazu hat das Ultraviolet Imaging Spectrometer immer nur den nördlichen Fußpunkt gemessen, wohingegen der südliche bis jetzt noch nicht beobachtet wurde. Diese scheinbare Diskrepanz dürfte über Saturns Jahreszeitenwechsel während der Cassini-Mission zu erklären sein. In Bezug auf die Variabilität des Plumes konnten wir zeigen, dass Magnetfeldmessungen ungeeignet sind um eindeutig zu entscheiden, ob Veränderungen in der Plasmaumgebung mit einer Variabilität in der Gas- und/oder Staubproduktionsrate oder lokalen Änderungen der Aktivität einzelner Jets in Verbindung stehen. Diese Mehrdeutigkeit gilt auch für die Variationen in der Helligkeit der Fußpunkte, die aufgrund des Staubs nichtmonoton von Produktionsrate des Plumes abhängt. Des Weiteren wurden Magnetfeldmessungen von Cassini von den zwei einzigen polaren Vorbeiflügen an Saturns zweitgrößtem Mond Rhea analysiert. In-situ-Beobachtungen von exosphärischem Neutralgas zeigen, dass Rhea von einer dünnen Neutralgashülle umgeben ist. Die Wechselwirkung des Plasmas mit dem Neutralgas verursacht jedoch keine nennenswerten Magnetfeldstörungen über Rheas Polen. Stattdessen wird gezeigt, dass die endliche Länge von Rheas Plasma-Wake zu einem diamagnetischen Strom führt. Dieser Strom erzeugt wiederum einen schwachen, auf Rheas Wake ’’reitenden” Alfven-Flügel, dessen Magnetfeldsignatur von Cassini detektiert wurde.
Publications
- (2012), Analysis of Cassini magnetic field observations over the poles of Rhea, Journal of Geophysical Research (Space Physics), 117, A07211
Simon, S., H. Kriegel, J. Saur, A. Wennmacher, F. M. Neubauer, E. Roussos, U. Motschmann, and M. K. Dougherty
(See online at https://doi.org/10.1029/2012JA017747) - (2012), Energetic electron observations of Rhea’s magnetospheric interaction, Icarus, 221, 116–134
Roussos, E., P. Kollmann, N. Krupp, C. Paranicas, S. M. Krimigis, D. G. Mitchell, A. M. Persoon, D. A. Gurnett, W. S. Kurth, H. Kriegel, S. Simon, K. K. Khurana, G. H. Jones, J. E. Wahlund, M. K. G. Holmberg
(See online at https://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.07.006) - (2013), Energetic aspects of Enceladus’ magnetospheric interaction, Journal of Geophysical Research (Space Physics), 118, 3430–3445
Simon, S., H. Kriegel, J. Saur, and A. Wennmacher
(See online at https://doi.org/10.1002/jgra.50380) - (2014), Discontinuities in the magnetic field near Enceladus, Geophysical Research Letters, 41, 3359–3366
Simon, S., J. Saur, S. C. Treeck, H. Kriegel, and M. K. Dougherty
(See online at https://doi.org/10.1002/2014GL060081) - (2014), Ion densities and magnetic signatures of dust pickup at Enceladus, Journal of Geophysical Research: Space Physics, 119 (4), 2740–2774
Kriegel, H., S. Simon, P. Meier, U. Motschmann, J. Saur, A. Wennmacher, D. F. Strobel, and M. K. Dougherty
(See online at https://doi.org/10.1002/2013JA019440)
