Анализ гравитационного поля Энцелада тоже указывает на наличие на нем жидкой воды
20-07-2014, 14:13. Разместил: Редакция ОКО ПЛАНЕТЫ
|
Анализ траекторий трех близких (менее 500 км над поверхностью) пролетов автоматической исследовательской станции «Кассини» над спутником Сатурна Энцеладом в 2010–2012 годах дал новые аргументы в пользу существавания на нем подледного океана. Скорость станции во время пролетов, отслеживаемая по допплеровскому сдвигу сигнала ее передатчика, была измерена с точностью до 90 мкм/с, что позволило вычислить отклонения гравитационного поля Энцелада от идеального. Лучше всего эти отклонения объясняются наличием прослойки жидкой воды толщиной 10 км между мантией и ядром вблизи южного полюса.
Спутник Сатурна Энцелад привлек внимание исследователей в 2005 году, когда автоматическая исследовательская станция «Кассини» прибыла в окрестности Сатурна. Поскольку Энцелад очень мал — его диаметр всего 500 км — и состоит из ледяной оболочки и каменного ядра радиусом приблизительно в две трети радиуса спутника (о чем свидетельствует плотность 1,61 г/см3), считалось, что он вряд ли может представлять интерес с геологической точки зрения: ведь чем меньше диаметр небесного тела, тем быстрее оно остывает. И если даже всемеро большая Луна к настоящему моменту остыла, то тела размером с Энцелад должны быть холодными и мертвыми, если только на их недра не действует каких-нибудь разогревающих факторов. Но вопреки ожиданиям Энцелад оказался геологически активным и весьма перспективным с точки зрения астробиологии спутником. Разнообразные свидетельства говорят в пользу того, что под ледяной корой спутника, несмотря на его малый размер, скрывается подледный резервуар жидкой воды.
Разломы и трещины
Первое свидетельство активности Энцелада — это его поверхность. Небесные тела, на которых долгое время отсутствовала геологическая активность (и нет атмосферной эрозии), покрыты кратерами, сохранности которых ничто не угрожает. Поэтому если кратеров много (как, например, на другом спутнике Сатурна — Рее; рис. 2), то, скорее всего, поверхность такого тела очень старая и уже давно не изменялась. На Энцеладе же (как и на спутника Юпитера Европе) значительную долю поверхности занимают участки со следами интенсивной тектонической активности — многочисленные складки, разломы, параллельные и пересекающиеся борозды (рис. 1), указывающие на то, что кора спутника испытывала относительно недавно интенсивные деформации (см. также: Новости из Солнечной cистемы: гейзеры на Европе и водяной пар над Церерой, «Элементы», 07.02.2014). Некоторые из этих участков почти лишены метеоритных кратеров, а значит, образовались всего несколько сот миллионов лет назад.
|
Деформация коры указывает на движение вещества внутри спутника. Что могло вызвать это движение? Энергию для него могло предоставить приливное трение или нагрев от радиации, и, судя по виду поверхности Энцелада, этот нагрев бывал очень интенсивен. Хватало ли его, чтобы растопить часть ледяной коры Энцелада? По виду поверхности ответить на этот вопрос однозначно не получается: похоже, что в недрах идут конвективные процессы, но водяной лед становится пластичным, даже если его температура остается заметно ниже нуля, и нельзя исключать, что этой пластичности хватит на то, чтобы в мантии началась конвекция и чтобы эта конвекция обеспечила отвод тепла из недр даже без плавления. Более того, многие твердые вещества становятся пластичными при температурах уже порядка 0,6 от температуры их плавления (в абсолютной шкале). Например, аналогичный процесс пластичной конвекции сейчас обеспечивает теплоперенос от ядра к коре в мантии Земли (твердое состояние вещества в ней надежно установлено сейсмометрией).
Гейзеры
С помощью «Кассини» было обнаружено еще одно проявление активности Энцелада — гейзеры на южном полюсе (рис. 3). Однако делать выводы о наличии жидкой воды даже после открытия гейзеров рано: дело тут в деталях. Мощные выбросы, поднимающиеся над южным полюсом спутника и исходящие из так называемых «тигровых полос» — четырех относительно свежих разломов около южного полюса Энцелада, — состоят из водяного пара и мельчайших ледяных кристаллов. Это и неудивительно, ведь на Энцеладе почти нет атмосферы, а жидкая вода в вакууме очень быстро испаряется и/или замерзает. Но такой состав выбросов не позволяет установить, порождены ли гейзеры жидкой водой в недрах или каким-либо другим механизмом, например приливным трением в самих трещинах, локальным разогревом льда на их стенках и его сублимацией.
|
Нагрев поверхности в районе разломов
Наблюдения Энцелада в инфракрасном диапазоне тоже указывают на то, что в его недрах залегает вода в жидком состоянии: они показывают очень сильный нагрев прилегающей к разломам поверхности (рис. 4). Места, в которых расположены гейзеры, нагреты до 113–157 К, что значительно выше температуры остальной поверхности спутника, не превышающей 75 К (−198°C). Суммарная мощность исходящего из недр Энцелада потока тепла, рассчитанная на основе этих наблюдений, составляет около 15 ГВт (для сравнения, суммарная мощность всех геотермальных станций в России в 2010 году составляла всего 80 МВт). Модель пластичной конвекции может объяснить такой поток лишь с натяжкой: ее интенсивность пропорциональна силе Архимеда, действующей на разогретые и менее плотные участки льда, а она пропорциональна силе тяжести, которая на Энцеладе в 70 раз меньше, чем на Земле.
|
Приливный разогрев
Еще один аргумент в пользу существования воды «внутри» Энцелада проистекает из сравнения его с Мимасом, другим спутником Сатурна, и из моделей, описывающих зависимость приливного разогрева небесных тел от неравномерности их орбитального движения, размера спутника и свойств вещества в его недрах. Интенсивность приливного разогрева, при прочих равных, растет с ростом эксцентриситета орбиты спутника и (на близких орбитах, как у Мимаса и Энцелада) ее наклонения к плоскости экватора центрального тела. Мимас обладает более эксцентричной и наклоненной орбитой, чем Энцелад, и лишь немного уступает ему по размеру (400 км), но не проявляет никаких признаков активности ни сейчас, ни в прошлом. Более детальное моделирование показало, что удовлетворительное объяснение такой разницы возможно только, если допустить, что в недрах Энцелада есть жидкая вода.
|
Такая разница между Энцеладом и Мимасом вызвана особенностями механики приливного разогрева. Его интенсивность (при прочих равных) пропорциональна тому, насколько хорошо может рассеиваться энергия приливных деформаций внутри тела. Здесь есть аналогия: прижатая к столу стальная линейка колеблется гораздо дольше, чем пластиковая, потому что пластик испытывает больше внутреннего трения. Поскольку упругая энергия при замедлении колебаний переходит в тепловую, и та, и другая линейка нагревается, но пластиковая замедляется быстрее: мощность нагрева выше. А в воде даже стальная линейка совершит гораздо меньше колебаний, чем пластиковая в воздухе: энергия в вязкой среде рассеивается быстрее. То есть тепловая мощность приливного нагрева возрастает, когда вещество в недрах становится пластичным, и особенно — когда жидким. «Упругий» спутник может находиться на сильно неправильной орбите и испытывать лишь слабый нагрев за счет трения в трещинах и разломах. Но если нагрева хватит на приведение недр спутника в пластичное состояние, они начнут разогреваться сильнее и расплавятся, и общая интенсивность нагрева многократно возрастет, поскольку амплитуда деформаций первое время будет оставаться такой же. Таким образом, очень похоже, что Энцелад имеет жидкость внутри, а недра Мимаса находятся в замороженном состоянии и никогда не достигали плавления.
Разное строение недр двух спутников подтверждается и особенностями их состава. Предполагается, что оба спутника образовались из смеси ледяных и каменных частиц на орбите около Сатурна в первые несколько миллионов лет после начала формирования Солнечной системы. В это время в составе алюминия, повсеместно участвующего в образовании примитивных каменных частиц, было еще достаточно радиоактивного изотопа 26Al, который обеспечивал довольно сильный нагрев тел. Мощность нагрева была пропорциональна доле скалистого материала в недрах этих тел. Но у Мимаса эта доля не более 20% (о чем говорит его плотность 1,15 г/см3), а у Энцелада — не меньше половины. Таким образом, нагрев недр Мимаса оказался недостаточным для плавления льда, а на Энцеладе его хватило, чтобы расплавить лед и привести к дифференциации на каменное ядро, ледяную оболочку и океан жидкой воды между ними. Радиоактивный алюминий быстро распался, однако тогда в действие вступил приливной разогрев. Если бы этого первичного плавления не произошло, Энцелад, скорее всего, был бы таким же мертвым телом, как и Мимас.
Здесь стоит упомянуть спутник Юпитера Каллисто диаметром 4800 км. Почему этот спутник недифференцирован, несмотря на вдесятеро больший, чем у Энцелада, радиус и неменьшую долю скалистого вещества в составе? Ответ, по-видимому, прост: Каллисто очень далека от Юпитера, а те же самые модели образования спутников предполагают, что на таких удалениях формирование спутника происходит очень медленно и может растянуться более чем на сто миллионов лет. В планетезимали, из которой образовалась Каллисто, уже не было 26Al, а темп и скорость падения частиц на прото-Каллисто были слишком медленными, чтобы вызвать плавление за счет энергии соударений.
Гравитационное поле
Несмотря на уже внушительный список независимых свидетельств существования жидкой воды на Энцеладе, ученые искали и другие подтверждения. Группа исследователей во главе с Лучано Йессом получила такое подтверждение с помощью высокоточных измерений траектории зонда «Кассини» в гравитационном поле Энцелада. Суть этого метода — в измерении отличий гравитационного поля небесного тела от поля такой же (гипотетической) точечной массы. Эти отличия зависят от распределения массы внутри тела и влияют на траекторию пролетающих мимо аппаратов и естественных малых тел, поэтому, записав траекторию с высокой точностью и анализируя ее отклонение от идеальной, можно узнать распределение массы внутри спутника или планеты — и таким образом «заглянуть» в недра.
Один из примеров такого влияния — это так называемые масконы на Луне. Пролетая над такой областью на низкой орбите, спутник испытывает дополнительное притяжение, отклоняющее его траекторию вниз (например, для станций «Lunar Obriter» эти отклонения достигали двух километров). Позже подобные отклонения научились использовать для того, чтобы исследовать структуру приповерхностных слоев Земли и Луны с высокой точностью (см. описания миссий GOCE, GRACE и GRAIL). Подробности оставим за кадром, отметив лишь, что эти методы связаны с получением карты гравитационного потенциала в пространстве около небесного тела. По ней можно узнать безразмерный момент инерции небесного тела, характеризующий степень дифференциации материала в его недрах на более плотные глубинные и менее плотные поверхностные слои, и обнаружить отклонения от равновесия (такие как участки более плотного вещества вблизи поверхности).
В обсуждаемой работе ученые использовали три пролета мимо Энцелада, совершенные зондом «Кассини» в 2010–2012 годах, траектории которых были наиболее оптимальны для построения карты его гравитационного потенциала, в особенности в южном полярном регионе. Им удалось определить скорость «Кассини» с точностью до 0,02–0,09 мм/с (для сравнения, скорость зонда относительно Сатурна и его спутников — десятки км/c). Такая потрясающая точность стала возможной во многом благодаря тщательному учету всевозможных, даже очень слабых, факторов, влияющих на скорость аппарата (например, аэродинамического торможения в выбросах гейзера и реактивной силы, возникающей за счет неравномерного испускания теплового излучения с радиаторов радиоизотопных генераторов «Кассини»).
|
Всё это позволило уточнить размеры Энцелада, а также рассчитать распределение его массы: получилось, что радиус ядра Энцелада равен 190 км, толщина мантии — 60 км. Также была локализована большая гравитационная аномалия вблизи южного полюса. Ее существование лучше всего объясняется наличием большого участка более плотного материала под южным полюсом — то есть там, где и должен быть океан, исходя из наличия гейзеров и повышенного теплового потока. Толщина этого резервуара, рассчитанная по разности плотностей воды и льда, составляет 10 км под южным полюсом и плавно сходит на нет примерно к 50° южной широты.
Таким образом, очень похоже, что океан на Энцеладе действительно существует и локализован вблизи южного полюса. В нем имеются все условия для существования жизни: наличие питательных веществ благодаря контакту с каменистым ядром и поток тепловой энергии благодаря приливному разогреву. Кроме того, давление на дне океана соответствует давлению в земных океанах на глубине всего 0,8 км, что вместе с солевым составом делает его из всех водоемов Солнечной системы наиболее похожим на земные океаны. Если и на других спутниках планет есть жидкая вода (предполагается, что на Европе, Ганимеде, Каллисто и Титане тоже существуют океаны под поверхностью), то условия там с точки зрения пригодности для жизни сильно уступают условиям на Энцеладе — прежде всего из-за высокого давления и недостатка минеральных веществ, связанного с переходом воды в льды высокого давления и отсутствием из-за этого непосредственного контакта жидкой воды с грунтом на «дне».
Источник: L. Iess et al. The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus // Science. 2014. V. 344. P. 78–80. DOI:10.1126/science.1250551.
См. также: Saturn from Cassini-Huygens — сборник статей по исследованию Сатурна и его спутников на основе данных миссии «Кассини-Гюйгенс».
Иван Лаврёнов
Вернуться назад
Рис. 1. Поверхность Энцелада несет на себе следы недавней тектонической активности. Изображение противоположного от Сатурна полушария Энцелада составлено из 21 снимка, сделанного узкоугольной камерой зонда «Кассини» 14 июля 2005 года. Эта спектрозональная мозаика (см. также False color) получена в разных участках спектра — от ультрафиолетового до инфракрасного, с разрешением от 350 до 67 метров на пиксель с расстояния от 61 300 до 11 100 км от Энцелада. Благодаря этому стали видны «тигровые полосы» (на фото — голубые) — четыре разлома около южного полюса. Различия в цвете объясняются структурой поверхности: стенки разломов покрыты гладким крупнозернистым льдом, а остальная, плоская, поверхность Энцелада покрыта порошкообразным слоем пород. В видимых цветах Энцелад почти абсолютно белый. Фото с сайта en.wikipedia.org