Der er flere måder at gruppere Solsystemets måner på. Nogle grupperinger er baseret på månernes rækkefælge i deres baner omkring deres planeter; andre er baseret på størrelsen eller sammensætningen af månerne. For eksempel er nogle få måner, overvejende klippeholdige objekter, nogle er mest af is, og de fleste synes at være blandinger af klippe og is. I dette kapitel, grupperer vi månerne efter mængden af og månernes historiske geologiske aktivitet.
Som med de terrestriske planeter og Jordens måne, giver overfladestrukturer vigtigt hints om månens geologiske historie. For eksempel er vandis et fælles overflademateriale blandt det ydre Solsystems måner, og isens friskhed indikerer alderen på disse overflader. Meteoritstøv gør de is-rige måners overflader mørkere, ligesom partikler af snavs gør sneen mørk i byområder. En lys overflade betyder ofte (men ikke altid), en frisk overflade.
Som vi så i kapitel 7, angiver størrelsen og antallet af nedslagskratere, det relative tidspunkt af hændelser så som vulkanisme, og dette tidspunkt gør det muligt for foskere at måle om, og hvornår, en måne tidligere har været aktiv. Ældre overflader, har flere kratere. Observationer af vulkanudbrud, der findes på Io og Enceladus, er for eksempel direkte bevis for, at nogle måner er geologisk aktive i dag.
Nogle måner i Solsystemet, er blevet fastfrosset i tid, siden de blev dannet; andre er endnu mere geologisk aktive end Jorden. Det geologiske klassifikationsskema, der anvendes i dette afsnit af kapitlet, omfatter fire kategorier af geologisk aktivitet: (1) absolut aktiv i dag, (2) sandsynligvis eller muligvis aktiv i dag, (3) aktiv tidligere men ikke i dag og (4) tilsyneladende ikke aktiv siden dannelsen.
Geologisk aktive måner: Io, Enceladus og Triton
En af de mere spektakulære overraskelser i Solsystemets udforskning, var opdagelsen af aktive vulkaner på Io, den inderste af Jupiters fire store måner. Alligevel, i en af naturvidenskabens sjældne tilfælde, gjorde de skiftende retninger og styrken af Jupiters tidevandskræfter på Io det muligt fir planetforskere, at forudse Ios vulkanisme kun 2 uger før den blev opdaget. Har du nogensinde taget et stykke metal og bøjet det frem og tilbage, til det til sidst gik i to stykker? Hvis du mærker på brudfladen, kan du brænde dine fingre. Ligesom med bøjning af metal skaber varme, genererer den kontinuerlige bøjning af Io, nok energi til at kunne smelte dele af dens kappe. På denne måde, omdannes Jupiters tidevandskræfter til termisk energi, der driver den mest aktive vulkanisme i Solsystemet.
Da Voyager 1 nærmede sig Jupiter, viste billederne at Ios overflade var dækket af vulkanske træk, som for eksempel store lavastrømme, vulkaner og vulkanske kræfter (se figur 10.6). Imidlertid, viste billederne fra Voyager 1 (og senere fra Galileo) ikke et eneste nedslagskrater, hvilket gør Io unik blandt alle de faste planetariske objekter, der hidtil er blevet observeret i planetudforskningen. Med en overflade der er så ung, skal Io være vulkansk aktiv, med lavastrømme og vulkansk aske, der kan begrave nedslagskratere, lige så hurtigt som de dannes. Billeder fra Voyager der kigger tilbage på Io efter passagen, viste eksplosive vulkanske udbrud, der sender snavs hundredvis af kilometer op over Ios overflade.
Ios overflade, viser et bredt udvalg af farver – blege nuancer af rød, gul, orange og brun. Blandinger af svovl, svovldioxid frost og svovlholdige salte af natrium og kalium på månens overflade, er den sandsynlige årsag til farverne. Lyse pletter, kan være svovldioxid-sne. Flydende svovldioxid strømmer under Ios overflade, som holdes under et højt tryk på grund af vægten af det overliggende materiale. Som vand fra en kilde, skubbes dette tryksatte svovldioxid ud gennem revner i skorpen, og danner søjler af svovldioxid-snekrystaller, som kan rejse hundrede af kilometer, før de igen falder til ro på månens overflade. En lignende proces finder sted i en brandslukker med kuldioxid. Disse ildslukkere indeholder flydende kuldioxid under højt tryk, der omgående fryser til ”tøris” sne, når det forlader dysen.
Io har hundredvis af vulkanske ventiler og aktive vulkaner, der er blevet observeret af Voyager, Galileo og New Horizons rumsonderne. De kraftigste udbrud, med udgangshastigheder på op til 1 km/s, sprøjter svovlholdige gasser og faste stoffer så højt op, som 300 km over overfladen. Noget af dette materiale undslipper helt fra Io. Aske og andre partikler, regner ned over overfladen, så langt som 600 km fra vulkanen der udsendte det, som det ses i figur 10.6. Månen er så aktiv, at der ofte forekommer flere store udbrud på samme tid. Et billede som for eksempel det i figur 10.7, viser kilden til materialet til plasmatorusen og Ios fluxrør vi hørte om i kapitel 9.
Sletterne, uregelmæssige vulkanske kratere og strømme på overfladen af Io, er alle relateret til udbrud af magma på månens overflade, hovedsageligt bestående af silikater. Billeder af Io taget fra Voyager og Galileo viser også høje bjerge, nogle næsten dobbelt så høje som Mount Everest, Jordens højeste bjerg. Enorme strukturer, næsten 65 km på tværs, viser flere vulkankratere og andre komplekse strukturer, fortæller om en lang historie med gentagne udbrud efterfulgt af sammenstyrtninger af delvist tømte magmakamre. Mange af kammergulvene er meget varme (se figur 10.8) og kan stadig indeholde smeltet materiale, der svarer til de magnesiumrige lavaer, som Jorden udsendte for 1,5 milliarder år siden. Vulkaner på Io er spredt rundt om på månen, på en langt mere tilfældig måde end de er på Jorden, hvor fordelingen af vulkanisme afspejler de tektoniske mønstre.
Io blev formodentlig dannet på samme tid som månerne ved de øvrige kæmpeplaneter. Ios nuværende vulkanske aktivitet tyder på, at hele dens masse er blevet genanvendt – vendt på vrangen – mere end en gang tidligere, hvilket fører til kemisk differentiering. Flygtige stoffer som vand og kuldoxid, blev sandsynligvis frigivet til rummet for længe siden, hvorimod de tungere materialer sank ned i den indre og dannede en kerne. Svovl og forskellige svovlforbindelser, hjulpet af silikatmagma, genbruges konstant, hvilket danner den komplekse overflade, der i dag ses på Io.
Længere ude i Solsystemet, findes en anden slags vulkanisme, som er forskellig fra den der findes på Jorden. Cryovulkanisme ligner den terrestriske vulkanisme, men drives af væsker med lav temperatur i undergrunden i stedet for at smeltet klippe. Cassini-rumsonden, der begyndte sin bane omkring Saturn i 2004, observerede tektoniske processer på Saturns is-måne, Enceladus. Det store udvalg af højderygge, forkastninger og glatte sletter, var uventet for et lille (500 km) objekt. Nogle nedslagskratere virker blødgjorte, måske af en strømning af viskøs is, der ligner den der forekommer i de nederste lag af gletschere på Jorden. Dele af månen har ingen kratere, hvilket indikerer nylig overfladeaktivitet. Terrænet nær Enceladus’ sydpol, er revnet og snoet (se figur 10.9a). Sprækkerne er varmere end deres omgivelser, hvilket tyder på, at tidevandsopvarmning og radioaktivt henfald i månens klipperige kerne, opvarmer den omgivende is og fører den op til overfladen.
Længere ude i Solsystemet, findes en anden slags vulkanisme, som er forskellig fra den der findes på Jorden. Cryovulkanisme ligner den terrestriske vulkanisme, men drives af væsker med lav temperatur i undergrunden i stedet for at smeltet klippe. Cassini-rumsonden, der begyndte sin bane omkring Saturn i 2004, observerede tektoniske processer på Saturns is-måne, Enceladus. Det store udvalg af højderygge, forkastninger og glatte sletter, var uventet for et lille (500 km) objekt. Nogle nedslagskratere virker blødgjorte, måske af en strømning af viskøs is, der ligner den der forekommer i de nederste lag af gletschere på Jorden. Dele af månen har ingen kratere, hvilket indikerer nylig overfladeaktivitet. Terrænet nær Enceladus’ sydpol, er revnet og snoet (se figur 10.9a). Sprækkerne er varmere end deres omgivelser, hvilket tyder på, at tidevandsopvarmning og radioaktivt henfald i månens klipperige kerne, opvarmer den omgivende is og fører den op til overfladen.
Aktive cryovulkanske søjler, som dem der ses på figur 10.9b, udspyr vanddamp, små iskrystaller og salte. Nogle af krystallerne, falder tilbage til overfladen som en meget fin pulversne (se figur 10.9c). Akkumulationshastigheden er meget lav – en brøkdel af en millimeter om året, men med tiden opbygges sneen. Cassini-forskerne vurderer, at sneen kan være op til 100 meter tyk i et område omkring Enceladus’ sydpol, hvilket tyder på, at søjleaktiviteten har været i gang i mindst ti millioner år. Data fra det infrarøde Herschel rumteleskop viser, at vanddamp udspyes i rummet, og danner en doughnut-formet sky omkring Saturn, der regner vand ned på Saturns ringe og atmosfære. Is-partikler udspyet i rummet, erstatter de partikler som hele tiden tabes fra Saturns E-ring (se figur 10.10).
Cryovulkanisme forekommer også i Neptunsystemet. Triton, Neptuns største måne, er en uregelmæssig måne. I et foreslået scenario, migrerede Triton sammen med et andet objekt af samme størrelse; Triton blev fanget, og følgesvenden bragte det overskydende impulsmoment væk. For at opnå sit nuværende cirkulære, synkrone omløb, må Triton have oplevet ekstreme tidevandskræfter fra Neptun efter indfangelsen. Som på Io, ville sådanne kræfter have genereret store mængder termisk energi. Det indre af Triton, kan endda have være smeltet, så Triton blev kemisk differentieret.
Som alle andre måner i Solsystemets ydre, er Triton et koldt sted. Dens overfladetemperatur er kun cirka 38 K. Triton har en tynd atmosfære, med en overflade der hovedsageligt består af frossen metan og nitrogen. Den relative mangel på kratere indikerer, at overfladen er geologisk ung. En del af Triton er dækket af ”cantaloupe terræn”, kaldt således fordi, det ligner overfladen på en cantaloupe melon (se figur 10.11). Uregelmæssige gruber og bakker, kan repræsentere overfladedeformation og ekstrudering af slush ice lignende materiale fra dens indre. Vene-lignende strukturer indbefatter riller og kamme, der kan skyldes ekstrudering af is langs frakturer. Resten af Triton, er dækket af glatte sletter af vulkansk oprindelse. Uregelmæssigt formede fordybninger så brede som 200 km (se figur 10.12) blev dannet, når blandinger af vand-, metan- og nitrogen-is smeltede i Tritons indre og blev spyet ud over månens overflade, ligesom klippemagma blev spyet ud over Månens overflade og fyldte nedslagskratere på Jordens måne.
Voyager 2 fandt fire aktive geyseriske cryovulkaner på Triton. Hver består af en søjle af gas og støv, der er op til en kilometer bred, og stiger op til 8 kilometer op over Tritons overflade, hvor søjlen bliver fanget af de øvre atmosfæriske vinde, og bliver båret hundredvis af kilometer væk langs vindes retning. Disse udbrud er forbundet med Tritons sydlige is-kappe. Nitrogen-is i sin reneste form, er gennemsigtig og giver let passage af sollys. Klar nitrogen-is kan således kunne skabe en lokal drivhuseffekt, hvor solenergi fanget under isen, kan hæve temperaturen ved islaget. En temperaturstigning på kun 4 ºC er tilstrækkelig til at fordampe nitrogen-isen. Når nitrogen-gas dannes, udøver den ekspanderende damp meget store tryk under isen. Til sidst brydes isen op og ventilerer gassen eksplosivt ud og ind i den tynde atmosfære. Mørkt støv, der måske er silikatstøv eller strålingsformørkede metan-is, bæres sammen med den ekspanderende damp op i atmosfæren, hvorfra den senere regner ned på overfladen og danner mørke pletter, spredt ud af de lokale vinde, som de ses i nederste højre hjørne af figur 10.11.
Måske aktive måner: Europa og Titan
Et af de mere interessante objekter i det yder Solsystem, er Jupiter månen Europa, en klippeverden med en ydre skal af vand, der er lidt mindre end Jordens måne. Overfladen af vandet er frosset til, men hvad ligger der under isen? Ligesom Io, oplever Europa løbende tidevandskræfter fra Jupiter, som genererer indre energi og muligvis vulkanisme (se Matematiske værktøjer 10.2). Nogle modeller viser, at opvarmningen fra tidevandskræfterne på Europa, kan være for lille til at danne vulkanisme, men stor nok til, at holde meget af undergrundsvandet i flydende tilstand. Under den lag af fast is – skønnet til at være mellem et par hundrede til mere end 10 kilometer tyk – kan Europa have et globalt hav af flydende vand.
Nogle planetforskere foreslår, at dette undergrundshav kan være op til 100 kilometer dybt, og indeholde mere vand end alle Jordens oceaner til sammen. Et sådant hav kan være salt på grund af opløste mineraler. Da fysikere tog et kig på Galileos magnetometerdata fandt de, at Europas magnetfelt er variabelt, hvilket indikerer en indre elektrisk ledende væske. Da opløste salte leder elektricitet, understøtter disse date tanken om, at Europa har et salt hav.
Europas overflade er ung, med få nedslagskratere, men den er deformeret af tektonisk aktivitet drevet af opvarmningen fra dens indre. Regioner af kaotisk terræn, som vist i figur 10.13, er steder hvor den iskolde overflade, er blevet opbrudt i plader, der er blevet båret til nye positioner. Disse plader kan samles igen, som brikkerne i et puslespil. Andre områder på overfladen, er blevet adskilt og opfyldt med nyt mørkt materiale, der er tvunget op til overfladen fra indersiden af månen i en proces, der til en vis grad ligner spredningen af havbunden på Jorden. Med tiden dækker frost det mørke materiale på Europa, hvilket giver en generel lysning af overfladen (dette er tilfældet, hvor mørkere betyder en yngre overflade). Den håndfuld af større nedslagskratere der er blevet bevaret, er alle overfladiske træk som ligner de mønstre, der dannes når en sten kastes ned i tyk mudder. Det kaotiske terræn, nedslagskratere og andre overfladestrukturer tyder alle på, at Europas is-kappe bestod af en tynd skal, der lå oven på enten flydende vand, eller varm slush ice lignende materiale, da strukturerne blev dannet.
Overfladen er geologisk ung, og sandsynligvis er der aktiv genopretning af overfladen. For nylig, genanalyserede forskere observationer af Europa, i lyset af hvad der er blevet lært om underjordiske søer på Antarktis, subglaciale vulkaner på Island og is-kapperne i begge ender af Jorden. Nogle har foreslået, at det kaotiske terræn på Europa, gennemgår en aktiv gendannelse, der kan omfatte en udveksling mellem isskorpen og flydende vand, der ligger kun et par kilometer nedenunder. Der kan være mange lavvandede ”store søer” under isen, og disse ville være de primære mål for en fremtidig undersøgelse (se figur 10.14).
Saturns måne Titan er lidt større end Merkur, og dens tæthed antyder en sammensætning, som består halvt af vand og halvt af klippeagtigt materiale. Hvad der gør Titan særligt bemærkelsesværdig, er en tyk atmosfære, der historisk har dækket for udsigten til dens overflade fra Jorden. Mens Merkurs sekundære atmosfære er gået tabt til rummet, hat Titans større masse og længere afstand til Solen, fået den til at opretholde en atmosfære med et overfladetryk på 1,5 gange det på Jorden. Ligesom Jorden, har Titan en atmosfære der hovedsageligt består af nitrogen, men observation af Titan viser atmosfæriske lag, der højst sandsynligt er fotokemisk dis. Titans atmosfære, minder om smog over en storby på en dårlig dag.
Oprindelsen af Titans nitrogenatmosfære er ukendt; forskere er stadig ved at sortere i hvilke gasser der kommer fra Titans indre, og hvilke der er fra eksterne kilder. De foretager indirekte målinger af Titans indre for at afgøre, om der nu eller engang, var varmt nok til at drive cryovulkaner, og de analyserer atmosfærens nuværende indhold for at forstå dens udvikling. Hvis atmosfæren fremkom da Titan blev dannet, vil forskerne forvente at observere en oprindelig isotop af argon sammen med nitrogen, men den isotop er ikke blevet fundet. Det er således sandsynligt, at nitrogenatmosfæren er sekundær, som den er det på Jorden.
Titans tidlige atmosfære, bestod af metan (CH4) og ammoniak (NH3), som opstod af månens indre. To muligheder kan forklare, hvordan atmosfæren ændrede sig til at være overvejende nitrogen, som den er i dag. Hvis atmosfæren var tyk, kan nitrogen være kommet fra varm udspyet ammoniak der blev nedbrudt. Ultraviolette fotoner fra Solen, har energi nok til at adskille ammoniak- og metanmolekyler – en proces kaldet fotodissociation (som vi behandlede i kapitel 8). Målinger tyder på, at den tidlige atmosfære var for tynd til fotodissociation af ammoniak til kilden for nitrogen i Titans atmosfære i dag. En anden forklaring er, at nitrogen blev bragt til Titan af massive kometer, der slog ned på månen i løbet af den periode hvor der var et voldsomt bombardement for 3,9 milliarder år siden. Energien fra disse nedslag, ville have hjulpet med omdannelsen af ammoniak til nitrogengas (N2).
Fotodissociation af metan, nedbryder molekylerne i fragmenter, der kan rekombinere sig til dannelse af komplekse carbonhydrider, som for eksempel ethan og andre organiske forbindelser. Organiske forbindelser har tendens til, at dannes i små partikler, som skaber organisk smog og giver Titans atmosfære sin karakteristiske orange nuancer (se figur 10.15a). Cassini leverede de første nærbilleder af Titans overflade (se figur 10.15b). Infrarød billeddannelse kan trænge igennem disen, og viste brede områder af mørkt og lyst terræn (se figur 10.15c). Radarbilleder af Titan, har gennemboret dens tykke skydække og afslørede uregelmæssige formede træk på dens nordlige halvkugle, som synes at være udstrakte søer af metan, ethan og måske andre carbonhydrider (se figur 10.16).
Den fotodissociative proces ved sollys, burde have fjernet al atmosfærisk metan inden for en geologisk kort tidsperiode på 30-50 millioner år. Fordi der stadig er atmosfærisk metan til stede i Titans atmosfære, må der være en proces til fornyelse af atmosfærens indhold af metan. Forskere diskuterer, om der er direkte bevis for aktiv cryovulkanisme på Titan. Som på Jorden, er radioaktivt henfald en vigtig kilde til opvarmning af det indre på Titan, og hvis Titan har tilstrækkelig med indre termisk energi, kan den forårsage frigivelsen af ”ny” metan fra undergrunden gennem cryovulkanisme, på samme måde som terrestrisk baseret vulkanisme, frigiver vanddamp og kuldioxid til Jordens atmosfære.
Titan er den eneste måne (bortset fra Jordens), der er blevet udforsket direkte. Seks måneder efter at være ankommet til Saturn, frigjorde Cassini rumsonden en lille sonde, Huygens, der faldt gennem Titans atmosfære og målte månens sammensætning, temperatur, tryk og vindhastigheder, og tog billeder under nedstigningen. Huygens bekræftede, at skypartiklerne indeholder nitrogenholdige organiske forbindelser – nøglekomponenter i dannelsen af terrestriske proteiner, der er så vigtige for søgen efter liv. Under sin nedstigning, stødte Huygens på vandhastigheder på 120 m/s, og temperaturer så lave som 88 K. Da den nåede overfladen, døde vindende hen til hastigheder på mindre end 1 m/s og temperaturen steg til 112 K.
Billeder taget under nedstigningen (se figur 10.17a), viser terræns som minder om dem der er på Jorden, med netværk af kanaler, højderygge, bakker og flade områder, som kan være tørlagte søområder. Disse terræns, tyder på en slags metan cyklus (der er lig med Jordens vandcyklus), hvor metanregn falder på overfladen, erodere højderyggene fri for de mørke kulbrinter, og opsamles herefter i flodsystemer, der tømmes i di lavtliggende, flydende metansøer. Stumpede, mørke kanaler synes at være kilder, hvor flydende metan fremkommer fra undergrunden; Lyse, krumme striber kan være vandis, der er sivet ned på overfladen og fødet gletsjere. Fraværet af næsten enhver form for nedslagskratere på Titans overflade, peger på nyere – hvis ikke nuværende – metanologiske aktiviteter. Radarobservationer indikerer også en aktiv overflade, som viser strukturer der ligner terrestriske klitter og kanaler, men kun et lejlighedsvist krater hist og her (se figur 10.17b).
Velankommet til overfladen på Titan, fortsatte Huygens med at tage billeder og lave fysiske og sammensætningsmålinger. Forskerne beskrev overfladen som at have karakteristika der svarede til sand eller let pakket sne. Overfladen var våd af flydende metan, der blev fordampet da sonden var blevet opvarmet til 2.000 K under nedstigningen gennem atmosfæren, inden den landede på den frosne jord. Overfladen var også rig på andre organiske forbindelse, som for eksempel cyanogen (CN)2 og ethan (C2H6). Som vist i figur 10.18, er overfladen omkring landingsstedet relativt flad og fyldt med afrundede ”sten” af vandis. Den mørke ”jord” er sandsynligvis en blanding af vandis og kulbrinte-is, som udfældes fra den atmosfæriske dis der ses i baggrunden.
Cassini er fortsat med at studere Titan og har observeret flydende søer af ethan og metan på overfladen (disse søers reflekterende egenskaber viser, at de er flydende, ikke frosne). En af disse søer, beliggende i ækvatorialområdet, anslås til at være km, kan få leveret flydende metan fra undergrunden. Cassini har også observeret overfladeændringer, der er tegn på nedbør efter passage af en stor sky. Titan har vejr – metan regn fra metanskyer – der sandsynligvis er årstidsbaseret og muligvis ligner tropisk vejr på Jorden. Som det er tilfældet for Saturns måne Enceladus og Jupiters måne Europa, indikerer indirekte beviser, at også Titan har et hav begravet under overfladen. Et bevis, er bevægelsen af nogle af Titans overfladestrukturer, med så meget som 35 km. Denne bevægelse antyder, at skorpen glider rundt på et underliggende flydende lag. Andre beviser, kommer fra Cassinis målinger af Titans tyngdefelt og hældning og fra tilpasninger af modellerne til dataene. En model, hvor Titan har en iskappe der er mere end ti kilometer tyk, dækker et flydende vand eller vand-ammoniak hav Titan 100 km under overfladen, og den passer bedst til dataene. Hvis det er tilfældet, tyder det på, at Titan er en differentieret måne.
Titan er den eneste måne med en signifikant atmosfære, og det eneste solsystemobjekt ud over Jorden, der har flydende væske på overfladen og en cyklus med flydende regn og fordampning. På mange måder, ligner Titan en oprindelig Jord, om end ved meget lavere temperaturer. Tilstedeværelsen af væsker og organiske forbindelser, som kan være biologiske forstadier til livet i det rigtige miljø, gør Titan til et andet højt prioriteret mål, til fortsat udforskning.
Tidligere aktive måner: Ganymedes og nogle af Saturns og Uranus’ måner
Nogle måner viser klare beviser for tidligere cryovulkanisme og tektonisk deformation, men ingen tegn på aktuel geologisk aktivitet. Jupiters måne Ganymedes, er den største måne i Solsystemet, og som Saturns måne Titan, er den større end planeten Merkur. Ganymedes’ lave massefylde (1,9 gange den af vands) indikerer, at dens massesammensætning er omkring halvt vand og halvt klipperige materialer. Dens overflade består af to fremtrædende terræns: et mørkt, kraftigt krateret (og derfor gammelt) terræn og et lyst terræn, præget af højderygge og riller. Samlet set, er Ganymedes’ overflade relativt lys. Selv de mørke terræns er lysere end de lyse områder på Jordens måne. Det høje antal nedslagskratere på Ganymedes’ mørke terræn, afspejler perioden med intenst bombardement i Solsystemets tidlige historie. Den største region af det gamle mørke terræn, omfatter et halvcirkelformet område på mere end 3.200 km i diameter (omkring samme størrelse som Australien). Smalle nedtrykninger, der forekommer i mange mørke områder, er blandt Ganymedes’ ældste overfladestrukturer. De kan repræsentere overfladedeformation fra indre processer, eller de kan være skabt af nedslag tidligere.
Ganymedes’ nedslagskratere spænder i størrelse op til hundrede kilometer i diameter; større kratere er forholdsmæssigt mere overfladiske. Med tiden blev de isede kraterrender deformeret af viskøs (meget langsom) strømning. Kraterne mister næsten alle deres varierende topografier og ender som flade, cirkulære pletter af lyst terræn, kaldet palimpsester, der er karakteristiske for Ganymedes’ iskolde lithosfære (se figur 10.19a). Palimpsester findes hovedsageligt i Ganymedes’ mørke terræn og antages af være efterladt af tidligere nedslag på en tynd, iset overflade, der ligger oven på et lag af vand eller vandis (figur 10.19b).
Det det først blev observeret på Voyager 1 billeder, blev det lyse terræn tænkt at repræsentere regioner, der var oversvømmet af vand eller vandis, der var kommet fra Ganymedes’ indre. Galileo billeder har dog ikke vist nogen tegn på en sådan oversvømmelse, undtagen på meget få steder. I kapitel 7, blev det beskrevet hvordan planetariske overflader kan blive brudt af forkastninger eller foldet ved kompression som følge af bevægelser som dem, der påbegyndes i kappen. På Ganymedes har de tektoniske processer været så intense, at brud og forsænkninger fuldstændigt har deformeret den iskolde skorpe, og har ødelagt alle tegn på ældre strukturer som for eksempel nedslagskratere. Den energi, der drev Ganymedes’ tidlige aktivitet, blev frigivet i differentieringsperioden, hvor månen var meget ung. Efter differentieringen var færdig, løb den indre energikilde ud, og den geologiske aktivitet ophørte.
Mange andre måner udviser bevis for, at de oplevede en tidlig periode med geologisk aktivitet, som har resulteret i et stort udvalg af terræn. Et 400 km stort nedslagskrater kan ses på Saturns måne Tethys, og det dækker 40 procent af månens diameter, og et enormt kløftlandskab snor sig mindst tre fjerdedele af vejen rundt om månens ækvator. Saturns måne Dione har lyse is-klipper som er op til flere hundrede meter høje, der er skabt af tektoniske opbrud. Saturns måne Iapetus- bagerste halvkugle er lys, hvilket reflekterer halvdelene af lyset der falder på den, mens meget af den forreste halvkugle er sort som tjære (se figur 10.20). Disse mørke områder, forekommer kun på Iapetus’ forreste halvkugle, hvilket tyder på, at de kan være snavs der blev udstødt af små retrograde måner omkring Saturn, af mikrometeoritiske nedslag, og efterfølgende blevet opsamlet af Iapetus, som den bevægede sig i sin prograde bane omkring Saturn.
Saturns måne Mimas, der ikke er større end den amerikanske stat Ohio, er stærkt krateret med dybe, skålformede fordybninger. Det mest slående træk på Mimas, er et stort nedslagskrater på den forreste halvkugle. Det er navngivet ”Herschel” efter astronomen Sir William Herschel, som opdagede mange af Saturns måner. Krateret er 130 km i diameter, hvilket er en tredjedel af Mimas selv (se figur 10.21). Det er tvivlsomt, om Mimas ville kunnet have overlevet et nedslag fra et objekt meget større end det, der skabte Herschel. Nogle astronomer tror, at Mimas (og måske også andre små, is-fulde måner) blev ramt mange gange af objekter, som var så store at det sprængte månen i mange små stykker. Hver gang det skete, ville de enkelte stykker, som stadig var i Mimas’ bane, samle sig og gendanne månen, måske på samme måde som Jordens måne samlede sig af fragmenter, der forblev i Jordens kredsløb, efter en stor planetesimal slog ned i Jorden tidligt i Jordens skabelseshistorie.
Områder på Uranus’ lille måne Miranda er dukket op igen, efter udbrud vandis eller gletsjerstrømme (se figur 10.22). Andre af Uranus’ måner – Oberon, Titania og Ariel – er dækket af forkastninger og andre tegn på tidlig tektonisme. Især på Ariel, synes store og gamle kratere helt at mangle, måske blevet udvisket af tidlig vulkanisme.
Geologisk døde måner
Geologisk døde måner, som for eksempel Jupiters måne Callisto, Uranus’ måne Umbriel og et stort udvalg af uregelmæssige måner, er måner for hvilke, der er ringe eller intet bevis for, at indre aktivitet har eksisteret på noget tidspunkt siden deres dannelse. Overfladerne på disse måner er stærkt kraterede, og de viser ingen tegn på andre ændringer, end den kumulative nedbrydning der er forårsaget grundet en lang historie med nedslag.
Callisto (se figur 10.23), er en lille smule mindre end Merkur. Det er også den mørkeste af de galileanske måner, men den er stadig dobbelt så reflekterende som Jordens måne. Denne lysstyrke indikerer, at Callisto er rig på vandis, men med en blanding af mørke klipperige materialer. Bortset fra områder der har oplevet store nedslag, er overfladen i det væsentlige ensartet, og består af relativt mørkt, stærkt krateret terræn. Højt opløste billeder afslører, at Callistos overflade er blevet ændret af lokale jordskred, og der er steder, hvor de små kratere er blevet fjernet af en ukendt proces. Callistos mest fremtrædende struktur, er en 2.000 kilometer stor, flerringet struktur dannet af et nedslag, og som kaldes Valhalla (den største lyse struktur, er synlig på billedet af Callisto i figur 10.23). Nedslagsobjektet kan være brudt igennem den forholdsvis tynde, stive skorpe, der ligger over det flydende indre. Væsken fra Callistos indre, fyldte herefter hurtigt den oprindelige kraterskål, og slettede næsten alle spor af nedslaget. Geofysiske målinger foretaget af Galileo sonden tyder på, at Callisto ikke er differentieret, hvilket indebærer at den aldrig gennemgik en smeltet fase, Magnetometeret ombord på Galileo sendte resultater tilbage, der tyder på, at et flydende hav kan eksistere under den stærkt kraterede overflade. Hvis det er sandt, så må månen være delvist differentieret, med klippeagtigt materiale, der udskiller sig fra is, og synker dybere ind i månens indre.
Umbriel, den mørkeste og tredjestørste af Uranus’ måner, fremstår ensartet i farve, reflektivitet og generelle overfladestrukturer, hvilket tyder på en gammel overflade. Det ægte puslespil i forhold til Umbriel, er hvorfor den er geologisk død, mens Uranus’ omkringliggende store måner i det mindste har været geologisk aktive en gang i deres fortid.