Imaging of potentially active geological regions on Saturn's moons Titan and Enceladus, using Cassini-Huygens data: With emphasis on cryovolcanism*

Since 2004, investigations, measurements and data analysis by the Cassini-Huygens mission showed that Titan, Saturn’s largest satellite, presents complex, dynamic and Earth-like geology. Endogenous, as well, as exogenous dynamic processes, have created diverse terrains with extensive ridges and grooves, impact units, caldera-like structures, layered plains and liquid hydrocarbon lakes. Observations by the Cassini Visual Infrared Spectrometer instrument (VIMS) have indicated possible cryovolcanic terrains in the areas called Tui Regio (20°S, 130°W) and Hotei Regio (26°S, 78°W). In addition, Cassini’s investigation over another icy moon of Saturn, Enceladus, identified its cryovolcanic activity and partially revealed its unique topography indicating several types of surface expressions. We present a comparative study of volcanic analogues from Earth and Enceladus that derive insight on the origin of some of these features. In this work, we focus on the analysis of VIMS data using the Principal Component Analysis technique in order to identify regions of altered chemical composition on Titan. The analysis of VIMS data suggests that possible cryovolcanic activity formed both the Tui Regio and the Hotei Regio. Key-words: Planetary geology, icy satellites, Titan, Enceladus, cryovolcanism, spectroscopy. ΠΕΡΙΛΗΨΗ: Μακροχρόνιες έρευνες, μετρήσεις και αναλύσεις δεδομένων από την αποστολή Cassini-Huygens από το 2004, έδειξαν ότι ο Τιτάνας, ο μεγαλύτερος δορυφόρος του Κρόνου, παρουσιάζει περίπλοκη, δυναμική και παρόμοια με τη Γη γεωλογία. Ενδογενείς, όσο και εξωγενείς δυναμικές διεργασίες, έχουν δημιουργήσει ποικίλα γεωλογικά πεδία με εκτεταμένες ράχες και αύλακες, κρατήρες πρόσκρουσης, δομές καλδέρας, πεδιάδες με στρωμάτωση καθώς και λίμνες υδρογονανθράκων. Παρατηρήσεις από το Cassini Visual Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) όργανο, έχουν δείξει πιθανές κρυοηφαιστειακές εκτάσεις στις περιοχές Tui Regio (20 ° Ν, 130 ° Δ) και Hotei Regio (26°Ν, 78°Δ). Επιπλέον, η έρευνα του Cassini στον παγωμένο δορυφόρο του Κρόνου, Εγκέλαδο, επιβεβαίωσε την κρυοηφαιστειακή του δραστηριότητα και αποκάλυψε μερικώς τη μοναδική του τοπογραφία, παρουσιάζοντας ποικίλους τύπους επιφανειακών εμφανίσεων. Παρουσιάζουμε μια συγκριτική μελέτη, δείχνοντας ηφαιστειακά ανάλογα της Γης και του Εγκέλαδου, που παρέχουν πληροφορίες για τη δημιουργία κάποιων σχηματισμών. Σε αυτή τη μελέτη, επικεντρωνόμαστε στην ανάλυση δεδομένων VIMS, χρησιμοποιώντας τη μέθοδο Ανάλυσης Κύριων Συνιστωσών σε περιοχές με διαφορετική χημική σύσταση. Οι αναλύσεις των VIMS δεδομένων των προαναφερθέντων εκτάσεων δείχνουν ότι τόσο η περιοχή Tui Regio όσο και η περιοχή Hotei Regio πιθανά σχηματίστηκαν από κρυοηφαιστειακή δραστηριότητα. Λέξεις-κλειδιά: Πλανητική Γεωλογία, Παγωμένοι δορυφόροι, Τιτάνας, Εγκέλαδος, κρυοηφαιστειότητα, φασματοσκοπία. * Απεικόνιση των πιθανών ενεργών γεωλογικών περιοχών στους δορυφόρους του Κρόνου Τιτάνα και Εγκέλαδο: Μελέτη για την κρυοηφαιστειότητα με τη χρήση υπέρυθρων φασματικών δεδομένων INTRODUCTION Icy moons are small celestial bodies whose surfaces are partially, if not principally, covered by ice, mostly water ice (JOHNSON, 2004). The most remarkable icy moons around the giant planets are Jupiter’s Ganymede, Neptune’s Triton, Uranus’s Miranda and Saturn’s Titan and Enceladus in a variety of sizes, composition and temperatures. It was thought that due to the abundance of water ice, the large distance from the Sun, the absence of internal energy sources and of an atmosphere in most cases, the geology of these bodies would be simple, or rather simpler than the geology of Earth; however, subsequent images have shown complex surfaces with several notable morphological formations. Furthermore, the composition, as well as, the structure of the surfaces of the icy moons depends on geological and geophysical factors (JOHNSON, 2004). Titan is the second largest moon in the Solar system after Jupiter’s Ganymede, with a radius of 2,575 km (LINDAL et al., 1983) and spherical geometry. Titan has a unique atmosphere, in that it is dense and consists mainly of N2 (98.4%), as on Earth. CH4 (1.4%), H2 (0.1%) and traces of argon, ethane, acetylene, propane and more complex hydrocarbons and nitriles, as well as condensates and organic aerosols (COUSTENIS & TAYLOR, 2008) constitute the rest of the atmosphere. The identification of such atmospheric compoProject 27 N:17 2/14/11 10:33 PM Page 257