Внутреннее строение и химическая дифференциация спутников: Луна, системы Юпитера и Сатурна ГЕОХИ РАН

Внутреннее строение и химическая
дифференциация спутников:
Луна, системы Юпитера и Сатурна
О.Л. Кусков
ГЕОХИ РАН
VII-ая Международная школа по
наукам о Земле им. Л.Л.Перчука
Одесса, 2011
Космическая одиссея XX/XXI в.
Исследование планет
земной группы и Луны –
КА Луна, Apollo и др
Обнаружено более 150 спутников
Активное изучение внешних
областей Солнечной
системы - Pioneer, Voyager,
Galileo, Cassini-Huygens –
ледяные миры планетгигантов, Пояса Койпера,
облака Оорта, где водяной
лед – главная
составляющая
космического вещества
Обнаружены сотни экзопланет в 448
планетных системах
Планета у звезды
b-Живописца
Содержание
Основные
задачи/ограничения/
подход/методы
Луна, Ио – безводные
спутники
Ледяные спутники:
спутники:
Европа, Ганимед,
Каллисто,
Титан, Энцелад
Цель/Основные задачи/Результат
Основные задачи
Цель - моделирование состава и
основных характеристик
внутреннего строения
спутников на основе
космохимических,
геохимических, геофизических
и термодинамических данных.
К ним относятся: гравитационные,
тепловые и магнитные поля,
сейсмические данные, составы
лунных пород, обыкновенных и
углистых хондритов, аппарат
термодинамики и физики
минералов.
(1) дифференциация спутников на
оболочки – кора, мантия, ядро
(2)
существование
и
размеры
металлических ядер
(3) распределение физ-параметров:
давления,
температуры,
силы
тяжести, плотности, скоростей
(4) оценка валового состава
(5)
агрегатное состояние водноледяных
оболочек,
наличие
океанов на ледяных спутниках
Результат, к которому надо
стремиться – современные
модели внутреннего
строения спутников,
согласованные с данными
геофизики, геохимии и
космохимии.
Модели и методы: моделирование строения и
дифференциации спутников описывается системой уравнений
Термодинамическая модель
Физическая модель
Рассматриваются
5-6-слойные
строения спутников.
модели
- условия гидростатического равновесия
– уравнения теплопереноса
-
уравнения сохранения массы и момента
инерции
Метод Монте-Карло - распределение
плотности в мантии и размеры ядра
находятся в одновременном цикле
решением обратной задачи.
условия термодинамического
равновесия
ЭВМ-программы + База данных для
расчета фазовых равновесий и
физико-химических параметров
Метод минимизации свободной
энергии
Уравнения состояния минералов МиГрюнайзена-Дебая - учет
ангармонизма
Уравнения расчета плотности и
скоростей P-/S-волн
Диссипативные эффекты
- учет
неупругости мантийного вещества
Состав ядра - Фазовая диаграмма Fe-S
Состав ядра:
1- железное Fe-ядро
2 - Fe-10 wt%S ядро
3 - эвтектическое
Fe-FeS
4 - троилитовое FeS
Плотность
г/см3
от
4.7
до
8
Минералогия мантии спутников
T, oC
40
P, kbar
36
32
1000
1100
1200
1300
1400
1500
Primitive mantle
Depleted garnet
peridotite
Klemme, O'Neill, 2000
Gasparik, 1984
CMAS-this study
28
Ol+Opx+Cpx+Gar
24
20
16
Ol+Opx+Cpx+Sp
Фазовый состав мантии - система Na2OTiO2-CaO-FeO-MgO-Al2O3-SiO2 с твердыми
растворами: Оливин, Шпинель,
Ильменит, Гранат – (Mg, Fe,Ca)3Al2Si3O12
Орто/Клинопироксены – 5-6
компонентные твердые растворы
ЛУНА
Земля, вид с Луны
Селена
Harrison Schmitt – первый
геолог на Луне
Плутарх
в
трактате
«О
внешнем виде или диске
Луны» (De Facie in orbe
Lunae)
полагает,
что
поверхность
Луны
не
только усеяна множеством
морей, но и представляет
собой
местопребывание
счастливых душ!
(Фламарион)
Космические исследования Луны в XX-XXI столетиях
Первый полет
Луна-1,
2 января 1959
Lunar Reconnaissance Orbiter, LCROSS (USA)
Chandrayaan 1, India
Kaguya, Japan
Chang-e 1, China
Луна-Ресурс, Россия-Индия
Луна-Глоб, Россия
Луна: ρ =3.3437 g/cm3, R= 1738 km, I/MR2 =0.3931
данные, характеризующие
внутреннее строение Луны,
недостаточны
Требуется вывести ограничения:
(1) на хим. состав и минералогию,
мантии, валовый состав Луны
(2) распределение температур и
мантийный тепловой поток
(3) распределение плотности
Фактические данные и
известные параметры:
Плотность, масса, момент
инерции, тепловой поток,
сейсмические разрезы
Петролого-геохимические
данные – породы/метеориты
Термодинамика +
физика минералов
(4) размеры ядра
(5) прогнозные оценки по скоростям
упругих волн для космических
экспериментов
по
сейсмозондированию Луны
Лунные породы и
геохимическая специфика
Породы - Анортозит-нориттроктолитовые (АНТ) брекчии на
материках, базальты в лунных морях
Минеральный состав - Плагиоклазы
(высоко-Ca), Оливины, Пироксены,
Практическое отсутствие летучих H2O,
CO2 /но LCROSS (USA) – есть лед?
Обедненность летучими (К, Na и др.)
Обогащенность труднолетучими (Ca, Al).
Обедненность сидерофилами (Pt, Ir) –
ушли в ядро? Но размеры ядра малы.
Обедненность Луны Fe-металлом (~10%)
Обогащенность мантии FeO (~13%)
Геохимические и
геофизические модели
валового состава Луны
Существуют
противоречия
как между геофизическими и
геохимическими
классами
моделей, так и внутри обоих
классов. Одни исследователи
полагают,
что
Луна
обогащена как FeO, так и CaО
и Al2О3; другие считают, что
Луна
обогащена
FeO
по
сравнению с земной мантией,
в то время как содержания
CaО и Al2О3 почти одинаковы
в оболочках Земли и ее
спутника.
Ringwood (1979)
F e O , w t.%
14
12
Lognonne et al. (2003)
Jones and Delano Khan et al. (2007)
(1989)
Taylor (1982)
O'Neill (1991)
Galimov (2004)
Morgan et al.
(1978)
Kuskov and Kronrod (1998a)
10
Warren (2005)
McDonough and Sun (1995)
8
Earth
Geochemical models
Geophysical models
6
4
6
8
10
12
Al2O3 + CaO, wt.%
14
16
Сравнительные
оценки
состава Земли и ее спутника
необходимы для понимания
происхождения
системы
Земля-Луна.
Сейсмический эксперимент на Луне 1969
1969--1977
экипажами КА Аполлон-12, 14, 15, 16 была установлена
сейсмическая сеть из четырех станций
Мантия
Обработка 8-летнего
эксперимента позволила
определить структуру лунных
недр. Зарегистрировано
примерно 12500 сейсмических
событий, более 7000 глубокофокусные.
Определения сейсмических
свойств и электропроводности
показывают, что мантия Луны
является твердой и не
содержит включений расплава
(Sonett et al., 1971; Латем и
др., 1975). Этого же требует
факт существования масконов.
Мантия имеет высокую вязкость,
что соотносится с большой
сейсмической добротностью, Q
= 4000-7000 для P-, S-волн
(Nakamura, Koyama, 1982).
Современные сейсмические модели - зональное
строение мантии с резкими границами на разных глубинах
V P , km s -1
7,6
7,8
8,0
8,2
4
200
H, km
400
3
600
800
2
1000
1
2
3
4
-
1
Gagnepain-Beyneix et al. (2006)
Khan et al. (2007)
Kuskov et al. (2002)
Lognonne (2005)
Топологические различия профилей связаны c методикой обработки
(Lognonne, 2005 ). Необходимы дополнительные ограничения.
Предельно допустимые области скоростей и плотности в
мантии Луны, удовлетворяющие петрологическим (состав),
термическим и геофизическим (момент инерции, скорость)
ограничениям
Вариации состава мантии:
H, km
60
2 ≤CaO и Al2O3 ≤7%, 6 ≤FeO ≤20%
25 ≤MgO ≤45%, 40 ≤SiO2 ≤57%
500 1000
Seismic data
Методом Монте-Карло протестировано
несколько миллионов моделей, что
V s , k m s -1
6.50
позволило установить ограничения на
состав, скорость и плотность мантии, и
размеры ядра Луны
(Kuskov et al., 2002).
5.50
Некоторые сейсмические модели
(Khan et al., 2001) находятся за пределами
установленных ограничений
4.50
Admissible field
3.50
3.2
3.3
3.4
3.5
-3
Density, g cm
3.6
Прогнозная оценка для экспериментов
по сейсмозондированию Луны:
В нижней мантии:
8.0 ≤ VР ≤ 8.2 km/s,
4.4 ≤ VS ≤ 4.55 km/s.
Температуру нельзя измерить непосредственно. Инверсия
сейсмических моделей в термические – наиболее
перспективный путь для оценки термального режима Луны,
поскольку P/S-скорости очень сильно зависят от Т
VP, km s-1
7,4
7,6
7,8
8,0
8,2
200
Khan et al. (2000)
H, km
400
600
800
1000
Lognonne (2005)
Ключевой для геофизики Луны вопрос какая скорость «лучше», например, 7.7
или 8.0 км/с ??? Сейсмологи не могут
ответить на этот вопрос. Однако
термодинамика показывает –
Вариации в ∆Vp = 0.3 км/с (менее 4%)
∆Т ~ 800o
Ключевой для геохимии Луны вопрос какие температуры и
петрологические модели будут
соответствовать сейсмическим
данным?
Инверсия (обращение) сейсмических
моделей в температурные профили
является тем инструментом, который
позволит ответить на эти вопросы.
Инверсия сейсмических данных в верхней мантии, для составов,
обедненных и обогащенных Al, Ca (пироксенит, пиролит)
T P , oC
o
TP , C
600
500
600
700
800
100
100
200
200
300
400
500
800
1000
1200
1400
900
Pyroxenite
Gagnepain-Beyneix
et al. (2006)
Lognonne (2005)
Пироксенит, разумные Т до 500 км
H, km
H, km
400
300
400
500
Pyrolite
Gagnepain-Beyneix et al. (2006)
Lognonne (2005)
Пиролит, T – выше солидуса
(1) Пироксенитовый состав (2% CaO, Al2O3) приводит к
разумным селенотермам;
(2) Пиролитовый состав (4-5% CaO, Al2O3) не пригоден для
верхней мантии Луны.
Инверсия сейсмических данных в нижней мантии
для составов, обедненных и обогащенных Al, Ca
o
TS, C
900
1100
1300
(B)
H, km
e
Pyrolit
te
e
Pyrolit
ni
Pyroxe
900
ar
px-G
Ol-C
ar
px-G
Ol-C
800
1000
Gagnepain-Beyneix et al. (2006)
Kuskov et al. (2002)
Solidus
1500
Пироксенитовая модель,
обедненная Al, Ca (~2
мас.% CaO и Al2O3) и
пригодная для описания
состава и теплового
режима верхней
мантии, дает нереально
низкие температуры в
нижней мантии.
Напротив, составы,
обогащенные Al, Ca
(~4-5 мас.% CaO и Al2O3),
дают разумные
профили ТР и ТS на
глубинах нижней
мантии.
Температура в верхней/нижней мантии Луны
T, oC
o
T, C
500
700
900
1100
1100
1300
1300
1500
700
Heat flow estimates
400
800
H, km
H, km
us
lid
So
200
900
1000
TS
TP
us
Solid
TS
TS
TP
TS
Аппроксимация: T(C) = 351 + 1718[1 – exp(-0.00082⋅⋅H)]
Полученное распределение температур и значение теплового потока в верхней
мантии (3.6 мВт/м2) не согласуется с экспериментальными оценками (Keihm,
Langseth, 1977), основанными на измерении теплового потока и
распространенности тория, согласно которым тепловой поток в верхней
мантии находится в интервале 7-13 мВт/м2. Прямые измерения Apollo 15, 17
(Langseth et al., 1976) поверхностного теплового потока дают сильно
завышенные Т в мантии и должны быть пересмотрены в космических
экспериментах.
Валовый состав (Al2O3, FeO, MgO, SiO2) трехслойной мантии
Луны – из ограничений на тепловой режим, момент инерции
и сейсмические скорости
0.4
0.2
1
2
3
4
5
Al2O3 , мас.%
6
7
(б)
1
2
3
0.4
0.3
0.2
0.1
0
8
9 10 11 12 13 14 15 16 17
FeO, мас.%
0.5
(в)
О тносител ьная ч астота
1
2
3
О тносительная частота
(а)
0
0.4
0.5
О тносительная ч астота
О тносител ьная частота
0.6
0.3
1
2
3
0.2
0.1
0
28
30
32
34
36
MgO, мас.%
38
40
(г)
1
2
3
0.4
0.3
0.2
0.1
0
45 47 49 51 53 55 57 59
SiO2 , мас.%
Луна (кора+мантия) обогащена Al2O3, FeO, SiO2 и обеднена
MgO по сравнению с составом силикатной Земли
Состав мантии Луны
Можно вывести следующие
ограничения:
1 - Верхняя мантия имеет
пироксенитовый состав,
обедненный Ca, Al (2%
CaO, Al2O3)
2 - Нижняя мантия имеет OlCpx-Gar состав,
обогащенный Ca, Al (4-6%
CaO, Al2O3)
3 – Мантия
стратифицирована по
химическому составу 4 - Валовый состав Луны
отличен от состава
силикатной Земли.
По сейсмическим данным и
петрологическим моделям
оценки мощности
магматического океана
охватывают интервал глубин
400-600 км (Shearer, Papike,
1999; Wieczorek et al., 2006;
Кусков, Кронрод, 1998).
Ядро Луны не фиксируется сейсмическим
экспериментом Apollo
Mizutani et al., 2005
500
0.25
400
300
200
Fe
100
0
3.20
Fe-10%S
A
Fe-FeS
Rel
elative frecuency
Radius of lunar core, km
Размеры ядра по нашим данным R(Fe-FeS)=300-400 км –
из ограничений на момент инерции и скорости волн методом
Монте-Карло (n 106 моделей)
R=340±
±30 км
0.2
0.15
0.1
0.05
0
3.24
3.28
3.32
3.36
Upper mantle density, g cm-3
260
320
380
440
Radii of the Fe-FeS core, km
Кресты и квадраты - оптимизированные размеры ядра из совокупности
ограничений. Максимальные радиусы ~300 км для Fe-ядра и 400 км для
эвтектического Fe-FeS-ядра.
(Kuskov, Kronrod, Icarus, 2001; Kuskov et al., PEPI, 2002; Кронрод, Кусков, ФЗ, 2011)
Размеры ядра и плотность мантии
– конфликт интересов
Weber et al., Sci. 2011
В нижней мантии
Vp = 8.5 км/с,
Плотность 3.5 г/см3
R(Fe-6%S) ~ 330 km
Kuskov, Kronrod, Icarus, 2001
Модель с ограничениями на массу, момент
инерции и сейсмические скорости – при
плотности 3.5 г/см3 размеры ядра близки
к нулю.
Относительная частота
а
0.5
1
2
3
(б)
0.4
0.3
0.2
0.1
0
3.2
3.25
3.3
3.35
3.4
3.45
Плотность мантии, г/см
3.5
3
Кронрод, Кусков, ФЗ, 2011)
Лазерная локация – положение
пяти уголковых отражателей
В работах (Williams et al.,
2001, 2010) проведен
анализ наблюдений по
лазерной локации Луны и
изучено влияние
диссипативных эффектов
на вращение Луны,
связанных с жидким
ядром, вращение которого
отлично от твердого тела.
R(Fe) ≤ 352 км, R(Fe-FeS) ≤ 374
км (1.8-2.3% от массы Луны).
Возможны две модели
лунного ядра:
(1) жидкое ядро;
(2) тонкая жидкая оболочка,
окружающая твердое
внутреннее ядро
Размеры ядра - Вывод
Т (ядро-мантия) ~1600 C
Радиус твердого/жидкого железосульфидного ядра с 5-10% S
R(Fe-5-10%S) = 300-400 км
Масса ядра Луны ~2-3%
Масса ядра Земли ~30%
Для надежного определения агрегатного
состояния и размеров ядра Луны
необходимы прямые сейсмические
эксперименты
Системы Юпитера и Сатурна
обнаружено более 120 спутников, из них 5 крупных
Что можно узнать о строении крупных спутников?
(1) степень дифференциации спутников на оболочки –
мощность силикатной коры и мантии, состав мантии
(2) мощность и агрегатное состояние водно-ледяных
оболочек
(3) наличие океанов
(4) существование Fe-FeS ядер, масса и размеры
(5) распределение давления, температуры, силы тяжести,
плотности
(6) космохимический параметр - Fe(tot)/Si и ограничения на
процессы фракционирования металлметалл-силикат в
аккреционных дисках планетпланет-гигантов
Галилео Галилей обнаружил спутники Юпитера,
1610 г.
Из всех спутников
наиболее
интересными после
Луны являются
спутники Юпитера
Галилео Галилей
Пьер Лаплас
(Изложение системы мира)
Галилеевы спутники Юпитера
1821 km
1565
2634
2410
Плотности уменьшаются с
расстоянием от Юпитера: от
3.53 г/см3 для Ио до 1.9 г/см3
для Ганимеда и Каллисто, что
указывает на более высокое
содержание льда Н2О в составе
внешних ледяных спутников
Фактические данные КА Galileo
Galileo orbiter,
1995-2003
Уникальные сведения "Галилео"
привели к целому ряду
сенсационных сообщений о
тектонической, вулканической и
криовулканической активности
спутников, наличии магнитных
полей, океанов на ледяных
спутниках.
Ио-самое активное вулканическое тело Солнечной системы
ρ =3.53 g/cm3, R= 1821 km, I/MR2 =0.377
Цепь вулканических кальдер Twashtar
Вулканизм Ио – одно из самых больших открытий космической эпохи
– был предсказан на основе анализа взаимных возмущений
галилеевых спутников (Peale et al., 1979) и подтвержден с помощью
телекамер КА «Вояджер» и «Галилео».
Элементные отношения (Fetot/Si), (Fem/Fetot) и размеры ядер Ио
и Луны - химия спутников радикально отлична
2.0
700
Radius o
of a core, km
CM2, CV3
F e (t o ta l)/S i
1.6
Mars
H
1.2
L
Io
LL
0.8
0.4
0.0
0.0
Moon
600
R(Io) = 1821 km
500
R = 1738 km
400
0.4
0.6
0.8
Moon
300
200
3.24
0.2
Io
3.28
3.32
3.36
3.40
1.0
Fe(metal)+Fe(FeS)/Fe(total)
Density of the upper mantle, g cm
Валовый состав Ио (кора + мантия + ядро) с отношениями (Fetot/Si)
= 1-1.30 и (Fem/Fetot) = 0.36-0.55 наиболее близок к составу
обыкновенных L/LL-хондритов.
Ледяные спутники - Водяной лед H2O – главная составляющая
внешней Солнечной системы. Особенность фазовой диаграммы H2O
такова, что при определенном распределении температуры по
глубине спутника существует возможность нахождения воды под
слоем льда-I
0.01
0.1
1
10
100
T,0C
2500
2250
T, K
0.2
0.4
0.6
0.8
1
T,0C
300
2250
T, K
20
275
2000
0
2000
III
1750
-20
250
VI
V
Ih
1750
1500
-40
225
II
-60
1500
X
1250
200
2
4
6
8
10
1250
1000
1000
750
750
500
500
250
III
VII
V
0
250
VI
Ih
II
XIII XIV
XI
0
0.1
VIII
1
10
-250
100
1000
Дунаева и др. Астр. Вестн., 2010
Анцышкин и др. Геохимия, 2010
Тройная точка (вода + лед-I + лед-III)
характеризует минимальную Тпл льда-I.
Поэтому возникает возможность
существования жидкой фазы под ледяной
корой спутников. Температура плавления
плотных модификаций льдов возрастает с
увеличением давления и в области льдов-VI
и VII, устойчивых в Ганимеде, Каллисто и
Титане, может приближаться к 80оС.
Европа, ρ =2.989 g/cm3, R= 1565 km, I/MR2 =0.346
Тектоника - Поверхность спутника с гладким рельефом испещрена
сетью трещин в ледяной коре шириной до 200 км - результат
тектонических процессов (диапиризм, криовулканизм) за счет
гравитационного взаимодействия с Юпитером.
Варианты строения внешней оболочки:
1) сплошной слой льда до границы с силикатной мантией
2) Океан под ледяной корой.
Wa
ater-ice shell and core radius, km
Thick
kness of Europa's water-ice shell, km
Европа: мощность Н2О слоя и размеры ядра
80
100
120
140
160
3.00
3.20
3.40
3.60
-3
700
Radius of Fe-FeS core
600
500
400
180
H
L
LL
CM
Thickness of an outer shell
140
100
3.40
3.50
3.60
3.70
Mantle density, g/cm 3
Для L/LL хондритовой модели
1565
Chondritic models of Europa
3.30
Upper mantle density, g cm
RE, km
800
R(Fe-S) core, km
H(ice), km
450-670
130-150
методом Монте-Карло
получен спектр
ограничений на
мощность Н2Ооболочки: 80-160 км
(7%), что на порядок
превосходит глубину
земного океана.
Геохимические ограничения:
пустые области – модели Европы,
заштрихованные – хондриты.
25
Europa
H
Fe(m ) in chon
ndrites, w t.%
Fe(m ) in E uropa's ro
ock-iron core, w t.%
Элементные отношения (Fetot/Si), (Fem)
железокаменного ядра Европы
20
H
15
10
CM2-CV3
5
L/LL
0
0.6
0.8
1.0
1.2
1.4
1.6
Fe(tot)/Si, wt. ratio
1.8
2.0
Сопоставление показывает, что
количество железа, сульфида
железа и Fetot/Si-отношение
плохо согласуются с валовым
составом наиболее окисленных
углистых хондритов и не
согласуется с составом наиболее
восстановленных H-хондритов.
L/LL хондритовая модель наиболее
пригодна в качестве
строительного материала для
железокаменного ядра Европы
(Kuskov, Kronrod, Icarus, 2005).
Ганимед – самый крупный спутник Солнечной
системы, ρ =1.94 g/cm3, R= 2634 km, I/MR2 =0.3105
Результаты Галилео:
Собственное магнитное поле => океан или
жидкое ядро
древняя сильно кратерированная
поверхность, бассейн Гильгамеш возраст около 4 млрд лет.
По мнению Моррисона (Моррисон, 1985)
разнообразие геологических форм на
Ганимеде делают его самым
интересным из галилеевых спутников с
позиции планетной геологии. Низкая
средняя плотность Ганимеда (ρ
ρ ~2
г/см3) указывает, что он состоит из
смеси железокаменного материала и
водяного льда, причем последний
занимает существенную долю в составе
спутника.
Борозды на Ганимеде
Строение Ганимеда - мощность
G a n y m e d e 's F e -F e S c o re ra d iu s , k m
водно-ледяной оболочки – 800-900 км
1400
Ио
1200
Европа
Ганимед
T о,С
1000
800
600
(а)
400
0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
1000
A
800
600
400
B
200
0
700
800
900
1000
Thickness of water-ice shell, km
(H-H*)/(Rсor-H*)
(А) - модель с оболочкой из льдов высокого давления мощностью 900 км.
(В) - модель с ледяной литосферой (лед-I) мощностью до 120 км, под
которой находится слой воды и льдов высокого давления.
Радиус Fe-S ядра ~800-900 км, Т (ядро-мантия) ~1500 K (Kuskov,
Kronrod, Icarus, 2001), что согласуется с Hauck et al. (2006).
H
20
15
H
L
10
LL
5
CM2-CV3
0
1.0
1.2
1.4
1.6
1.8
2.0
Fe(tot)/Si, wt%
Fe(m) in Ganymede's
rock-iron core, wt%
25
25
H
A
20
15
10
H
5
LL
L
CM2-CV3
0
0.5 0.7 0.9 1.1 1.3 1.5 1.7 1.9
Fee(m) in Fe+FeS in chondrites
Модель с океаном
Модель без океана
Fe((m) in Fe+FeS in chondrites, wt%
Fe(m) in Ganymede's rock-iron core, wt%
Элементные отношения (Fetot/Si), (Fem) в Ганимеде
Fe(tot)/Si, wt%
Элементные отношения для железокаменного ядра (пустые области) и
хондритов (заштриховано).
Модели исключают вещество Н- и С-хондритов в качестве аналога материала
Ганимеда. Только L/LL хондритовая модель пригодна в качестве
строительного материала для железокаменного ядра. Реализуются модели
Ганимеда как с ледяной оболочкой, так и с внутренним океаном.
Источник мощного магнитного поля остается неясным. Stevenson (2003)
связывает наличие магнитного поля Ганимеда с расплавленным Fe–S
ядром. Kivelson et al. (2002) - с океаном на глубине 150 км.
Каллисто,
R=2410 км, I*=0.3549,
=0.3549, ρ=1.834 г/см3
г/см3
Поверхность Каллисто - наиболее
древняя среди галилеевых
спутников, не несет следов
вулканической активности. По
насыщенности кратерами Каллисто
превосходит Луну и Меркурий.
Наиболее заметны три
огромнейших многокольцевых
ударных бассейна: Валхалла
(Valhalla, диаметр около 4000 км),
Асгард (Asgard, 1700 км) и Адлинда
(Adlinda, 800 км). Основные черты
спутника сформировались в период
интенсивной метеоритной
бомбардировки ~4 млрд лет назад.
Фазовая диаграмма Н2О в области ледлед-I – ледлед-III – лед
лед--V
– жидкость и строение водно-ледяной оболочки Каллисто
Z, km
100
275
200
T, K
270
300
Тройная точка вода - лед
лед--I - лед
лед--III – Тпл льда
льда-I понижается до 251 K при ~2 кбар. При
этом возможно существование океана под
ледяной корой..
400
water
По нашим оценкам, при тепловом потоке 3.3 <
F < 3.7 мВт/м2 (что соответствует
хондритам) океан устойчив (не замерзает)
вплоть до настоящего времени.
265
Результаты Галилео: допускают
H(ice)=135 km
260
V
I
H(ice)=150 km
255
III
250
0
1
2
3
4
5
P, kbar
Тепловой поток = 3.3
3.3--3.7
mW/m2
6
существование океана (водного
раствора электролитов), в котором
под воздействием электромагнитного
поля Юпитера индуцируется
электрический ток, вызывая
наведенное магнитное поле (Zimmer
et al., 2000). Возмущения магнитного
поля могут быть связаны с
конвективными движениями в
морской воде.
Строение Каллисто с внутренним океаном –
чисто силикатная мантия отсутствует
Rad
dius of Callisto, km
2500
ice
ice-I
2000
water
water
ice-rock mantle
1500
1000
rock-iron core
500
0
135
145
155
165
Ice-I thickness, km
175
ice-rock
mantle
rock-iron core
Callisto
Каллисто состоит из трех химически разных оболочек
оболочек::
(1) внешней водно-ледяной оболочки. Ледяная литосфера - 150 км
км.. Океан мощностью
120 - 180 км, мощность водноводно-ледяной оболочки ~300 км
(2) каменно-ледяной мантии - смесь льдов и хондритового материала
(3) центрального железокаменного ядра - смесь силикатов + Fe-Ni-S сплав
Каллисто представляет особый случай планетарного тела, состоящего из
недифференцированной каменно-ледяной области, в которой не происходило
разделение льда и скального материала (Kuskov, Kronrod, Icarus, 2005).
Fetot/Si отношение и H2O в спутниках
Fe/Si, at
2
Mercury
Earth
EH
1
CI
H CM
Mars
L/LL
EL
CV
Galilean
satellites
Moon
0
0
1
2
3
4
5
6
Галилеевы спутники имеют
Fe/Si, близкое к L/LL
хондритам, но отличное от
C- хондритов.
Изохимичность материала
спутников подразумевает
отсутствие Fe-Si
фракционирования в
условиях аккреционного
диска Юпитера.
Distance from the Sun, au
Ио – безводный спутник.
H2O, wt.%
50
Callisto
Ganymede
40
Европа - 6-8 мас%.
30
20
10
Europa
Io
0
0
5
10
15
20
25
30
Distance from Jupiter in RJ
Содержание Н2О в виде воды,
льдов и водных минералов
в Ганимеде и Каллисто –
48-54% - нельзя объяснить
аккрецией вещества
углистых хондритов из-за
недостатка Н2О.
Система Сатурна
Орбитальный аппарат Кассини с
зондом Гюйгенс достиг системы
Сатурна в июле 2004. Титан - один
из главных объектов изучения КА
Кассини-Гюйгенс.
В январе 2005 зонд Гюйгенс выполнил спуск в атмосфере Титана .
Титан – уникальный спутник с атмосферой (Р=1.5 бар),
Х. Гюйгенс, 1655 г. T=94 K, D=5150 км, ρ=1.88 г/см3.
Атмосфера спутника является преимущественно азотной (98%) с
малым содержанием метана и некоторых других газов.
Знакомый пейзаж
ХРИСТИАН ГЮЙГЕНС
(1629–1695)
Высказано предположение о существовании озер или
морей из жидких углеводородов, возможны формы
жизни, основанные на метане (вместо воды),
дышащие водородом и питающиеся ацетиленом.
Водно-ледяные оболочки и Океаны
Оболочка, км
Каллисто
Титан
Ганимед
(Sohl, 2003)
Ледяная кора
150
70
120
Океан
150
220
140
Полная мощность
Н2О оболочки
300
900
850
Ганимед – дифференцированный спутник с Fe-S ядром.
Титан – дифференцированный спутник, Fe-S ядро неизвестно.
Каллисто - особый случай планетарного тела, состоящего из
недифференцированной каменно-ледяной области и
железокаменного ядра.
•Все три спутника предположительно имеют внутренние океаны.
Энцелад - самое белое тело в Солнечной системе
Водные плюмы Энцелада
Диаметр 500 км, плотность 1.6
г/см3. Поверхность Энцелада
имеет необычный рельеф,
связанный с разломами длиной
около 100 км - «тигровые
полосы». Предполагается, что
Энцелад имеет силикатное ядро с
радиусом 170 км и водноледяную оболочку ~80 км из
клатратов, жидкой воды,
насыщенной газами, и льда H2О.
обнаружены мощные струи водяного пара
высотой в несколько сот километров.
Поскольку спутник удержать атмосферу не
может, она имеет асимметричную форму и
напоминает газовый хвост кометы. Состав
плюмов: водяной пар - 91±3%, N2 - 4%, CO2 3.2% и CH4 - 1.6%. Сценарии происхождения
плюмов анализируются.
Океаны на телах внешней Солнечной системы присутствие воды под ледяной корой приводит к заманчивой
гипотезе существования внеземных форм примитивной жизни
Ganymede
Europa
Titan
Triton
Callisto
Pluto
Enceladus
Вместо заключения
СПАСИБО ЗА
ВНИМАНИЕ