Kleine eisbedeckte Monde umkreisen dutzendfach die äußeren Planeten. Im Untergrund dieser Trabanten kann das Eis schmelzen, sodass sich globale Meere bilden. Sind dies Habitate für außerirdisches Leben?
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von THORSTEN DAMBECK
Der Abgrund von Verona Rupes liegt nicht in Italien, sondern auf dem Uranusmond Miranda. Obwohl dieser rund 2,9 Milliarden Kilometer entfernt ist, und somit nur 2,7 Promille unserer solaren Einstrahlung empfängt, tragen die fast senkrechten Klippen den Namen der Großstadt im sonnenverwöhnten Italien. Rund 20 Kilometer ragen sie auf der Südhalbkugel empor. Mit 472 Kilometer Durchmesser ist Miranda ein kleines Exemplar unter den Eismonden, ihr Volumen ist rund 400-mal geringer als dasjenige unseres Mondes. Dennoch hat der Minitrabant die gewaltigste bekannte Steilwand im Sonnensystem. Und trotz der geringen Schwerkraft, die dort nur 4,9 Prozent des lunaren Wertes beträgt, wäre ein Sturz von der Verona-Klippe fatal: Der freie Fall endet zwar erst nach rund 13 Minuten – doch würde der Aufprall mit rund 200 Kilometer pro Stunde erfolgen.
Im äußeren Sonnensystem sind Monde weitaus häufiger als weiter innen. Beim Uranus sind 29 bekannt, Rekordhalter Saturn umschwirren sogar 292 Trabanten. Mehrheitlich sind sie stark eishaltig. Miranda, die nach der Tochter des Zauberers in Shakespeares Drama „Sturm“ benannt wurde, ist lediglich einer von ihnen. Manche verbergen stattliche Meere zwischen der äußeren Eisschale und dem steinernen Zentrum. Ein Paradebeispiel ist der große Jupitermond Europa. Doch auch einige deutlich kleinere sonnenferne Trabanten gelten als vielversprechend bei der Suche nach außerirdischen Leben.
Schmelzendes Eis, kochende Meere
Auf der Erde wird die Geologie der Oberfläche durch die Bewegung und das Schmelzen von Gestein im Innern angetrieben. Das zeigt sich bei Erdbeben oder der Bildung von Gebirgen. So ist die Gebirgsbildung der Anden eng mit Vulkanismus verknüpft.
Die fernen Ozeanwelten hingegen werden vom Zusammenspiel zwischen Wasser und Eis geprägt. Die Gezeitenkräfte ihrer Heimatplaneten heizen die Monde auf, auch wechselwirken bisweilen Nachbarmonde miteinander, was wiederum die Umlaufbahnen temporär ändern und auch die Gezeitenkräfte beeinflussen kann.
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Eine aktuelle Analyse eines Teams um Maxwell Rudolph von der University of California in Davis beleuchtet nun die Vorgänge, die sich im Dunkel unter den Eiskrusten abspielen können. Die Forscher berechneten modellhaft den Wärmetransport durch die Eisschale, das Wachstum beziehungsweise das Ausdünnen dieser Schale sowie ihre Ausdehnung, die beim Phasenübergang vom flüssig zu fest eintritt. Das sind Prozesse über Zeiträume von vielen Jahrmillionen. Insbesondere wollte Rudolphs Team klären „wie sich das Vorhandensein eines Ozeans auf der Oberfläche dieser Welten manifestiert“. Über die Studie berichtete im November 2025 das Fachmagazin Nature Astronomy. Die Forscher hatten nicht nur Miranda im Blick. Es ging ihnen ganz allgemein um die kleinen Eismonde.
Kommt es bei einem solchen Trabanten zu längeren Phasen mit verringerter Gezeitenheizung, so frieren Teile des Ozeans aus; die äußere Eisschicht wird dicker. Dies hatten Rudolph und seine Kollegen bereits in einer Studie untersucht, die 2022 in den Geophysical Research Letters erschien.
Eis hat ein um etwa acht Prozent größeres Volumen als Wasser. Auf der Erde ist diese Eigenschaft dafür verantwortlich, dass Eisberge schwimmen und nicht untergehen. Auf den Eismonden erzeugt der Gefriervorgang eine Zugspannung, die sich auf die gesamte Eisschale auswirkt. Ein solcher Mechanismus könnte die Entstehung von Strukturen wie den sogenannten Tigerstreifen auf Saturns Mond Enceladus erklären. Die NASA-Sonde Cassini, die ab 2005 diesen Mond immer wieder nahekam, hatte solche Brüche in der Eiskruste der Südpolregion entdeckt.
Doch was geschieht, wenn die Eisschale von unten her schmilzt? Dann kocht der Ozean, lautet das Fazit der Forscher. Der Grund: Wenn Eis in Wasser übergeht, sinkt der Druck im Ozean, nach Berechnungen in den kleineren Trabanten wie Enceladus (Durchmesser: 504 Kilometer) oder dem noch kleineren Mimas (396 Kilometer), der ebenfalls Saturn umkreist, besonders stark.
Mimas ist von vielen Kratern übersät. Lange wurde er für geologisch tot gehalten. Doch seine taumelnde Drehachse deutet darauf hin, dass auch dort ein Ozean vorhanden ist (BDW 7/2024, „Ein neues Meer im Sonnensystem“). Da nicht damit zu rechnen ist, dass die mächtige Eisschale durch die Ausdünnung aufbricht, ist ein inneres Meer durchaus vereinbar mit der inaktiven Oberfläche.
Wie Coronae entstehen
An der Oberfläche Mirandas ist geologische Aktivität hingegen offensichtlich. Ihre enorme Klippe entdeckte der NASA-Späher Voyager 2 bereits 1986. Auf den Fotos sind außerdem drei Regionen aus Graten und Klippen zu erkennen. Sie werden Coronae genannt und grenzen sich durch vieleckige Linien vom umliegenden Gelände ab. Mit den gleichnamigen vulkanischen Strukturen auf der Venus dürfen sie nicht verwechselt werden. Beiden ist nur gemeinsam, dass es sich um Krustendeformationen handelt.
Mirandas Coronae weisen kaum überlappende Krater auf und gelten deshalb als geologisch jung. Bereits länger wird vermutet, dass sie einst durch Konvektionsvorgänge in der Eisschale entstanden sind.
„Unsere Idee ist, dass ein wachsender Ozean – also eine dünner werdende Eisschale – eine neue Erklärung für diese Coronae liefert“, erläutert Alyssa Rhoden vom Southwest Research Institute in Boulder im US-Bundesstaat Colorado, die an der neuen Studie beteiligt war. Die Hypothese: Schreitet der Schmelzvorgang fort, wird der Ozean größer; weiter oben überdauert eine Schicht aus festem Eis. „Durch den Volumenunterschied von Eis und Schmelzwasser entsteht dann ein kleiner Hohlraum zwischen Eis und Ozean“, meint Rhoden. „Wird die Eisschale immer dünner, übt sie weniger Druck auf den Ozean aus.“ Der Druckabfall könne sogar so weit gehen, dass der Tripelpunkt von Wasser erreicht wird. Dies ist der Punkt im Phasendiagramm, wo Eis, flüssiges Wasser und Dampf nebeneinander existieren. Die Folge: Im Hohlraum sammelt sich Wasserdampf aus dem kochenden Ozean, wodurch die Eisschale Auftrieb erhält und nicht zerbricht, argumentiert Rhoden.
Der Ozean besteht nicht nur aus Wasser. Wahrscheinlich sind darin auch Substanzen wie Salze enthalten, vermutet Rhoden. „Unsere Hypothese ist: Durch das Kochen können diese Stoffe zur Basis der Eisschale gelangen.“ Eingelagert würden sie dessen Dichte verändern und eine Konvektionsbewegung im Eis anstoßen, die wiederum die Coronae entstehen lässt. Zwar stellt man sich Konvektion meist als thermischen Prozess vor. Es sind aber auch Beispiele bekannt, wo Dichteunterschiede solche Bewegungen ermöglichen, etwa im metallischen Erdkern (BDW 4/2025, „Der eiserne Kern der Erde“).
Und was wurde aus Mirandas hypothetischem Tiefenmeer? Mangels dauerhafter Wärmequelle ist es wohl zu Eis erstarrt, vermutet Rhoden. Rudolph drückt es vorsichtiger aus: „Wir wissen nicht, ob Miranda heute einen Ozean besitzt. Geologische Belege sprechen jedoch für die Existenz eines Ozeans in ihrer Geschichte – womöglich vor 100 bis 500 Millionen Jahren.“
Im Bauch des Enceladus
Generell gilt bei Eismonden: „Size matters“ – die Ausmaße spielen also eine wichtige Rolle. So auch beim Uranusmond Titania, dessen Durchmesser mit 1.578 Kilometern erheblich größer ausfällt. Dort hat der durch schmelzendes Eis verursachte Druckabfall einst dazu geführt, dass die Eisschale aufriss, noch bevor der Tripelpunkt erreicht war, lautet das Resultat der Berechnungen von Rudolphs Team. Titanias Geologie ist demnach das Ergebnis einer Ausdünnung, auf die eine erneute Verdickung der Eisschale folgte.
Viel besser als bei den Trabanten von Uranus, die bislang nur ein einziges Mal im eiligen Vorbeiflug erkundet wurden, ist die Datenlage für das Saturnsystem. Denn während der 13 Jahre dauernden Mission der Raumsonde Cassini konnten dort viele Monde mehrfach aus der Nähe studiert werden. Dabei stand Enceladus im Fokus. Cassini hatte entdeckt, dass er permanent aktiv ist. Im Jahr 2008 raste die Sonde mit 65.000 Kilometer pro Stunde über dessen Südpol an einem aktiven Geysir vorbei, der Eis und Gas ins Weltall ausstößt.
Ein Team um Nozair Khawaja von der Universität Stuttgart hat 2025 in der Fachzeitschrift Nature Astronomy Analysen veröffentlicht, die auf den Messungen dieser mit nur 21 Kilometer Abstand zur Oberfläche engsten Begegnung von Mond und Sonde beruhen. Die dabei gesammelten Daten stammen aus frischen Eispartikeln, die sich noch wenige Minuten zuvor im Bauch des Enceladus befanden.
Dabei spürte der Staubdetektor an Bord von Cassini organische Moleküle auf. Dazu zählen beispielsweise Pyrimidine. Sie wurden bereits auf den Planetoiden Bennu und Ryugu nachgewiesen. Auf der Erde sind Pyrimidine Bestandteile des Erbmoleküls DNA. In allen zuvor analysierten Eispartikeln waren diese Verbindungen nicht gefunden worden.
„Wir vermuten, dass diese Moleküle in sogenannten hydrothermalen Feldern auf Enceladus synthetisiert werden – das sind Schlote am Grund des Ozeans, aus denen heißes Wasser aufsteigt“, sagt Khawaja. In den irdischen Meeren gibt es im Umfeld solcher Felder teils florierende Ökosysteme. Danach in den Ozeanen der Eismonde zu forschen, ist noch ein weiter Weg. ■
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