В.Н. Жарков - Внутреннее строение Земли и планет (1119250), страница 84
Текст из файла (страница 84)
Шкала высот h приближенно равна одной десятой отрасстояния до центра облака (центра Юпитера), h ≈ 0.12r. Следовательно облакопредставляет собой дискообразное образование, которое за орбитой Каллистосоединяется (сливается) с приблизительно однородным солнечным облаком. Таккак спутники были образованы после образования планеты, то реальные условия, очевидно, были ближе к параметрам для облака с минимальной массой.Расчеты химических равновесий были выполнены в полном соответствии сэтой «номинальной» моделью. Водород является преобладающим газом в облаке солнечного состава, следовательно адиабата водорода описывает изменениетемпературы T (в K) и плотности ρ (в г/cм3 ) в адиабатической модели облака:382300025002000кийличесМеталiOMg 2S 41500Fe5)(9COCH8004FeS70020НептунN2 (9)NH3 (9)500Юпитер15600400−610)(9104/Температура, K1000900Солнечное облакоТемпература, K120025−5−4−3−2log10−101(давление, бар)234Рис.
110. Конкретные свойства системы, находящейся в химическом равновесии и имеющей солнечный состав, в зависимости от температуры и давления. Приведена адиабатадля модели протопланетного облака, две предельные адиабаты для прото-Юпитероваоблака, адиабаты, представляющие расширение современных атмосфер Юпитера и НептунаОбозначены поля устойчивости металлического Fe, форстерита (Mg2 SiO4 ), и FeS (троилита). Адиабата, выбранная как номинальная модель для Юпитерова облака, идентична таковойдля предельного случая низкой плотности. Также показаны области, где доминируют СО илиСН4 , и N2 или NH3 . Эти газы являются основными носителями углерода и азота. Линии, помеченные химическими символами CO-СН4 и N2 -NH3 , обозначают границы равных концентрацийсоответствующих газов (авторы R.G.
Prinn and B. Fegley, Jr.)(T = 450ρ8.882 ⋅ 10−5)0.4,(213);)(5.95,T = 450r(214)где r измеряется в радиусах Юпитера (RJ ). Результаты этих расчетов толькослабо чувствительны к предполагаемой модели облака. Важная особенностьзадачи состоит в том, что адиабаты облака с низкой и высокой плотностьюсдвинуты вправо вдоль оси давления на много порядков величин относительноадиабаты Солнечного облака (см. рис. 110).Температуры, рассчитанные с помощью формулы (214), в окрестностях спутниковых орбит равны: Ио ∼ 450 K, Европа (r = 9.4) ∼ 285 K, Ганимед (r = 15)383Таблица 34Температуры конденсацииКонденсатH2 О (твердый)NH4 HCO3 (твердый)NH4 CO2 NH2 (твердый)∗NH3 H2 O (твердый)HCN (твердый)CH4 7H2 O (твердый)∗Температураконденсации, K235168–190173–188160110–13094КонденсатN2 7H2 O (твердый)CO7H2 O (твердый)CH4 (твердый)N2 (твердый)∗CO (твердый)∗Температураконденсации, K48–6041–574116–1915–21См.
текст.∼ 179 K и Каллисто (r = 26.3) ∼ 103 K. Предполагается, что температура в солнечном облаке в зоне орбит Юпитера и Сатурна были ∼ 120 K и ∼ 60 K, соответственно. Температурное распределение в протоспутниковом облаке Юпитера,рассчитанное по формуле (214), в рассматриваемое время должно соединяться(сливаться) с температурами в солнечном облаке при r ∼ 22.3, т.е. вблизи орбиты Каллисто. Температурное распределение в протоспутниковом облаке Сатурнанормируется таким образом, чтобы вода могла конденсироваться в окрестностяхкольца — В, r = 1.8 (в радиусах Сатурна).)(1.8.(215)T ≈ 240rТаким образом, спутники Сатурна образовывались при существенно болеенизких температурах, чем спутники Юпитера, и не удивительно, что их средниеплотности ниже.
Прин и Фегли отмечают, что предполагаемые температурныераспределения (уравнения (214) и (215)) относятся к периоду, когда имели местопоследние важные химические реакции в этих облаках между газовой фазойи конденсатом. В результате расчетов были определены температуры переходав твердую фазу для основных компонентов низкотемпературного конденсатав окрестностях ранних Юпитера и Сатурна (табл. 34).Авторы (Прин и Фегли) включили следующие замечания о данных, приведенных в табл.
34:1. NH4 HCO3 (твердый) и NH4 CO2 NH2 (твердый) включены в табл. 34, хотяобразование одного из этих составных соединений будет извлекать весь имеющийся СО2 (газ) и таким образом предотвращать образование другого.2. N2 7H2 O (твердый) и CO7H2 O представлены в таблице, хотя исследованиераспределения массы образующихся веществ указывает, что при соответствующих температурах конденсации уже нет свободной Н2 О, так как вся384Расстояние (радиус Юпитера)30 25 201.0J4Массовая доля0.815J312109876J2J1H 2O0.61.00.80.6Серпентин0.40.20CH40“rock”0.4NH30.2100200300Температура, K4000500Рис.
111. Обилия основных компонентов в конденсате, который образовался в экваториальной плоскости, для номинальной модели прото-Юпитерового облака. При полученииэтих результатов предполагалось, что в облаке не происходило радиального перемешивания. Все силикаты и другие материалы, содержащие металлы, обозначены как “rock”.Дегазация силикатов, которые содержат гидратированные силикаты, например серпентин, в результате может приводить к образованию поверхностного слоя, состоящегоиз льда, лежащего на силикате, но не может объяснить низкие средние плотностиобогащенных льдом спутников.
На рисунке показаны температуры, шкала радиальныхрасстояний в Юпитеровом облаке и положения Ио (J1), Европы (J2), Ганимеда (J3), иКаллисто (J4). В действительности температуры на периферии Юпитерова облака, т.е.в области орбиты Каллисто, должны совпадать с температурами окружающего солнечного облака (т.е. быть равными ∼ 120 K)вода уже локализована в составных соединениях NH3 H2 O и CH4 7H2 O. Этикристаллогидраты могут образоваться, если произошло только частичное образование CH4 7H2 O.3. по тем же самым причинам N2 (твердый) и СО (твердый) могут образоваться,если только произошло неполное образование N2 7H2 O (твердый) и СО7Н2 О(твердый).Массовые фракции наиболее распространенных составляющих в низкотемпературном конденсате в прото-Юпитеровом облаке представлены на рис.
111.Состав оставшегося материала, составляющего менее чем 1%, не показан.Значение температурного распределения в прото-Сатурновом облаке (уравнение (215)) и использование рис. 111 позволяют легко определить состав конденсата, из которого формировались спутники Сатурна. Горные породы (rock)состоят (в весовых процентах) из 21.6% троилита, 12.9% тремолита, 1.5% анортита, 2.5% миллирита, 14.65% магнетита, 43.9% серпентина и 3% полевогошпата плюс нефелин.385В соответствии с результатами, которые были представлены, СН4 , вероятно,входит в конденсат, из которого образовался Титан, но не должен находитьсяв Каллисто.
Наоборот, Каллисто должен содержать ⩽ 10% аммиака, в то времякак Ганимед или вообще не содержит NH3 , или содержит только следы этогокомпонента.Носителями углерода и азота в солнечном облаке являются СО, СО2 и N2 , ив планетных облаках они присутствуют в виде NH3 и СН4 . Следовательно, еслив будущем окажется, что кометы и спутники обогащены СО2 , то тогда можнобудет заключить, что их конденсат образовался в солнечном облаке. И наоборот,если кометы и спутники окажутся обогащенными СН4 , это будет означать, чтоони образовались в облаках планет-гигантов.12.2.4.
Сценарии образования спутников. Имеется мало данных, которыеможно было бы использовать в качестве конкретных ограничений при построении сценария образования спутников. Следовательно фундаментальные вопросы о том, каким было начальное состояние спутников и каким образом ониэволюционировали к своему современному состоянию, характеризуются значительной неопределенностью.Известно, что Луна имела эффективно «горячее» происхождение. Во времяобразования и раннего периода своей эволюции Луна испытала глубокую дифференциацию и выплавила толстую силикатную кору (толщиной ∼ 60–100 км).Cоответственно недра Луны были разогреты до температур плавления базальтовых лав в безводных условиях (∼ 1200∘ C).Основные «лавы» спутников Юпитера и Сатурна должны были быть сделаны из низкотемпературного конденсата (см.
табл. 34). Составляющие низкотемпературного конденсата, Н2 О, NH3 , H2 O и СН4 7Н2 О плавятся при значительно более низких температурах (∼ 270–90 K), чем базальты. Здравыйсмысл подсказывает, что в любом случае большие спутники Юпитера и Сатурна(см. табл. 31) должны быть дифференцированными телами, просто по аналогиис Луной. Однако большинство специалистов придерживаются мнения, что спутники планет гигантов имеют эффективно «холодное» происхождение и былинедифференцированными или только слабо дифференцированными объектаминепосредственно после их образования.
Например, предполагают, что Каллистодаже сейчас — слабо дифференцированное тело.Американские планетологи Дж.И. Лунин и Д.Дж. Стивенсон (J.I. Lunine andD.J. Stevenson (1982)) разработали специальный сценарий образования галилеевых спутников в попытке доказать их «холодное образование». Ниже кратко изложена предложенная ими схема, которая, как отметили сами авторы, основанана развитии идей А.Г.В. Камерона, П.
Боденхеймера, Х. Мизуно и С.Дж. Вейденшилинга (A.G.W. Cameron, P. Bodenheimer, H. Mizuno and S.J. Weidenschillihg).386Протоспутниковое облако массой ∼ 0.1MJ (MJ — масса Юпитера) было взято как начальное состояние. Адиабата облака с такой массой будет располагаться в точности посредине между предельными адиабатами Прина и Фегли(см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
