Salt-rich icy particles within Saturn’s E-ring are thought to originate from frozen aerosolized droplets of the salty seawater of Enceladus’ subsurface ocean. They are ejected into space, through fractures in the moon’s south polar region, within a plume of gas and ice particles. Some of these icy particles can escape the gravity of Enceladus thanks to their high velocities, and become E-ring particles, which typically have relatively young (no more than 200 years) ages. Therefore, it is believed that the salt-rich grains reflect the composition of the subsurface ocean water.
The in situ mass spectra of E-ring and plume icy particles, produced by the Cosmic Dust Analyzer (CDA) impact ionization mass spectrometer onboard the Cassini spacecraft, reveal significant compositional diversity within the salt-rich population. Understanding the compositions of dissolved substance, including salt, silica, and organics, within the grains, and thus in the ocean, can provide crucial constraints for geochemical models of Enceladus’ subsurface ocean environment.
The research presented in this thesis investigates the compositional diversity of the in situ mass spectra and hence the salt-rich icy particles and attempts to quantify the variations in grain composition with the aid of analogue mass spectra generated in the laboratory.
In this work, the in situ mass spectra and thus the salt-rich icy particles are classified into various compositional groups and subtypes. The major subtype distributions of E-ring spectra/particles with respect to distance to Saturn, impact speed and size have been studied and the contrast between the E-ring population and plume population examined. The major findings are: The `sodium-rich and potassium-poor' spectra (and hence icy particles) are the majority among both E-ring and plume salt-rich populations, while `potassium-rich and sodium-poor' spectra and `both sodium and potassium-rich' spectra are rare. Carbonate and chloride-containing spectra are mutually exclusive in most cases. The `sodium-rich and potassium-poor' spectra (and hence icy particles) are further classified into Subtypes A, B, H, C, D, E and L according to the presence and relative amplitudes of carbonate and chloride related peaks. Among them Subtypes A, B, C, D and L are the majorities in E-ring spectra. A part of ice particles producing Subtype A and Subtype L spectra at lower impact speed could produce Subtype B spectra at higher impact speed. While abundances of the major sodium subtypes are comparable in the E-ring salt-rich populations, the ultra carbonate-rich subtype, which is named as Subtype A, spectra are much more frequent than the spectra of other subtypes in the plume salt-rich population, which implies that the majority of the ultra carbonate rich (Subtype A) ice particles do not have enough energy to escape from the gravity of Enceladus and reach the E-ring or that the E-ring grains are older and rapidly lose their carbonate signature. The spatial distribution of the subtypes and relative peak amplitudes implies the carbonate and chloride compounds in the ice particles are lost slowly with time. The impact speed distributions of the subtypes and relative peak amplitudes for the spectra of E-ring salt-rich ice particles imply higher impact speeds tend to break up carbonate molecules and thus lower the amplitudes of carbonate related peaks.
To quantify the grains' compositions, a Laser Induced Liquid Beam Ion Desorption (LILBID) technique was used to desorb and ionize a wide range of Enceladean ocean-like solutions containing dissolved salts. The resulting ions were then measured by a reflectron-type time of flight mass spectrometer. Since the laser desorption mechanism simulates the ice grain impact process occurring on the CDA target, spectra produced in the laboratory from a large range of well-characterized salt solutions can be used to determine the CDA-applicable spectral appearances of substances within the ice grains emitted from Enceladus’ ocean.
Firstly, the composition parameter space, with NaOH, NaCl, and Na2CO3 as endmembers, for the four major subtypes of salt-rich ice particle were explored via spectra mimicking. After this, I reconstructed the mass spectra from chloride-rich and carbonate-rich Enceladus ocean analogues, into which trace concentrations of a wide range of geochemically-relevant salts, silica and organics were been dissolved, to evaluate their detection limits for CDA impact ionization mass spectra of the frozen ocean droplets. ocean droplets.
Es wird angenommen, dass die salzhaltigen Eispartikel im E-Ring des Saturns von gefrorenen aerosolisierten Tröpfchen des salzigen unterirdischen Ozeanwassers von Enceladus stammen. Sie werden in einem Plume aus Gas und Eispartikeln durch Spalten in der südlichen Polarregion des Mondes in den Weltraum geschleudert. Aufgrund ihrer Geschwindigkeit können einige dieser eisigen Partikel Enceladus‘ Schwerkraft entkommen und werden zu E-Ring-Teilchen, die typischerweise ein relativ junges Alter (nicht mehr als 200 Jahre) haben. Daher wird angenommen, dass die salzreichen Teilchen die Zusammensetzung des unterirdischen Ozeans Wasser widerspiegeln. Die in-situ-Massenspektren von E-Ring- und Plume-Eispartikeln, die mit dem Cosmic Dust Analyzer (CDA), einem Einschlagsionisations-Massenspektrometer an Bord der Cassini-Raumsonde erstellt wurden, zeigen eine erhebliche Vielfalt in der Zusammensetzung der salzhaltigen Partikel. Das Verständnis der Zusammensetzungen der in den Eisteilchen (und damit im Ozean) gelösten Substanzen, einschließlich Salze, Siliziumdioxid und organische Komponenten, kann entscheidende Hinweise für geochemische Ozeanmodelle für Enceladus liefern. Diese Arbeit untersucht die Vielfältigkeit der in situ Massenspektren der salzreichen Eispartikel und versucht, die Variationen in der Zusammensetzung der Eispartikel mit Hilfe von Analogexperimenten im Labor zu quantifizieren. Die in situ Massenspektren und damit die salzreichen Eispartikel werden anhand ihrer Zusammensetzung in verschiedene Gruppen und Subtypen eingeteilt. Die Verteilung der wichtigsten Subtypen der E-Ring-Spektren/Partikel hinsichtlich deren Abstand zu Saturn, Einschlagsgeschwindigkeit und Größe wurden untersucht. Außerdem wurde der Unterschied zwischen der E-Ring- und der Plume-Population untersucht. Die wichtigsten Ergebnisse sind: Die „natriumreichen und kaliumarmen“ Spektren (und damit Eisteilchen) machen den größten Teil sowohl der E-Ring- als auch der Plume-Population aus, während sowohl die „kaliumreichen und natriumarmen“ Spektren als auch die „natriumreichen und kaliumreichen“ Spektren selten sind. Carbonat- und chloridhaltige Spektren schließen sich in den meisten Fällen gegenseitig aus. Die „natriumreichen und kaliumarmen“ Spektren (und damit Eisteilchen) werden basierend auf den relativen Amplituden von carbonat- und chloridbezogenen Peaks weiter in die Untertypen A, B, H, C, D, E und L unterteilt. Von diesen Untertypen sind A, B, C, D und L die häufigstens im E-Ring. Ein Teil der Eispartikel, die Subtyp A und Subtyp L Spektren bei niedrigen Einschlagsgeschwindigkeiten erzeugt, könnte bei höheren Einschlagsgeschwindigkeiten Spektren des Subtyps B erzeugen. Die Häufigkeiten der wichtigsten Natrium-Subtypen innerhalb der salzreichen E-Ring-Populationen sind vergleichbar. Die Spektren des ultrakarbonatreichen Subtyps A sind viel häufiger als die Spektren der anderen Subtypen in der salzreichen Population des Plumes zu finden, was bedeutet, dass die Energie der Mehrheit der ultrakarbonatreichen reichen (Subtyp A) Eispartikel nicht ausreicht, um der Schwerkraft von Enceladus zu entkommen, sodass sie den E-Ring erreichen könnten. Möglich ist auch, dass die E-Ring-Teilchen älter sind und rasch ihre karbonatsignatur verlieren. Die räumliche Verteilung der Subtypen und der relativen Peakamplituden legt nahe, dass die Karbonat- und Chlorid-Komponenten in den Eispartikeln mit der Zeit verloren gehen. Sowohl die Verteilung der Einschlagsgeschwindigkeiten der Subtypen als auch die der relativen Peakamplituden in den Spektren der salzreichen E-Ring Eispartikel implizieren, dass höhere Einschlagsgeschwindigkeiten tendenziell die Karbonatmoleküle aufbrechen und somit die Amplituden der karbonatbezogenen Peaks verringern. Um die Zusammensetzung der Eisteilchen zu quantifizieren, wurde eine laserinduzierte Flüssigstrahl-Desorptions (LILBID) Methode verwendet, um ein breites Spektrum von Enceladusozean-ähnlichen Lösungen zu desorbieren und zu ionisieren. Die enstandenen Ionen wurden mit einem Reflektron-Flugzeit-Massenspektrometer gemessen. Da der Laser-Desorptionsmechanismus den Einschlag der Eispartikel auf das CDA-Instrument simuliert, können im Labor erzeugte Massenspektren von einer großen Anzahl gut charakterisierter Salzlösungen verwendet werden, um deren spektrales Erscheinungsbild in CDA-Massenspektren zu bestimmen. Zunächst wurde der Parameterraum (NaOH, NaCl und Na2CO3 als Endglieder) für die vier bedeutendsten Untertypen von salzreichen Eispartikeln untersucht, indem die Massenspektren dieser Untertypen im Labor nachgestellt wurden. Danach rekonstruierte ich die Massenspektren von chloridreichen und karbonatreichen Enceladus-Ozean-Analoga, in denen Spurenkonzentrationen von einer Vielzahl von geochemisch relevanten Salzen, Siliziumdioxid und organischen Substanzen gelöst wurden, um deren Nachweisgrenzen für die CDA-Einschlagsionisationsmassenspektren der gefrorenen Ozeantröpfchen zu bestimmen.
