В.Н. Жарков - Внутреннее строение Земли и планет (1119250), страница 85
Текст из файла (страница 85)
рис. 110). Таким образом, низкотемпературный конденсат рассматриваемого нами облака практически должен совпадать с данными табл. 34. Температурыв облаке распределены вдоль адиабаты, но были приняты несколько более высокими: для Ио ∼ 590 K, Европы ∼ 370 K, Ганимеда ∼ 230 K и Каллисто ∼ 150 K,так что Юпитерово облако сливается с солнечным облаком за орбитой Каллисто.Первая фаза образования спутников такая же, как и при образовании планет;пылевой компонент осаждается на фундаментальную плоскость системы Юпитера, где образуется тонкий пылевой диск плотностью большей, чем плотностьматериала в облаке.
Время конденсации равно по порядку величины временинескольких оборотов диска вокруг Юпитера. После того когда поверхностнаяплотность материала в диске становится достаточно большой, диск распадаетсяна сгущения (см. рис. 109, в), образуя неконсолидированные планетезимали первого поколения с характерными размерами ∼ 1 км. Однако вопрос о том, какимобразом пылевой диск распадается на сгущения, значительно хуже определен,чем это имеет место в случае образования планет. Нельзя исключить возможности, что эти тела первой генерации образовались путем прямого процесса слипания пыли и роста подобно снежным шарам. Высокая концентрация газа в облакеможет способствовать этому процессу, гася хаотические скорости частиц, участвующих в процессе роста путем слипания.
Дальнейший рост происходит путемобъединения сталкивающихся сгущений. Так возникают планетезимали второйгенерации (см. рис. 109, г). Здесь снова этот процесс достаточно быстрый изза присутствия достаточно плотной газовой среды. В целом временная шкалаобразования спутников в среднем ∼ 104 лет, т.е. весьма короткая.По мере роста массы формирующегося спутника сфера его гравитационноговлияния расширяется до окружающих тел.
Гравитационное влияние спутникадоминирует над таковым планеты внутри «сферы Хилла», чей радиус h определяется формулой)(m 1/3a,(216)h=3MJгде m — масса растущего спутника, MJ — масса Юпитера, и a — орбитальныйрадиус спутника. Слияние планетезималей при столкновениях продолжаетсяобычным образом до тех пор, пока масса зародыша спутника не достигнет значения ∼ 1025 г, что соответствует приблизительно одной десятой массы галилеевого спутника. Радиус такого тела равен ∼ 103 км. Соответствующий радиуссферы Хилла равен ∼ 5 ⋅ 103 км (на орбите Ио) и ∼ 2 ⋅ 104 км (на орбите Каллисто). После достижения критической массы ∼ 1025 г происходит заметная387концентрация газа внутри сферы Хилла растущего спутника.
В результате планетезимали, захваченные в сферу Хилла, быстро теряют свою кинетическуюэнергию из-за газового трения и спиралят на спутник. Планетезимали, движущиеся в газовой среде, из-за низкого значения их модуля сдвига распадаютсяна малые фрагменты, как это происходит с неконсолидированными метеоритами при их вхождении в земную атмосферу. Конечно, нужно помнить, чтометеориты входят в атмосферу Земли со скоростями, превосходящими вторуюкосмическую скорость (скорость убегания ⩾ 11 км/с), т.е. намного большими,чем скорости планетезималей, входящих в сферу Хилла растущего спутника.Фрагменты планетезималей, достигающие спутника, имеет размеры от десятковсантиметров до десятков метров. Как результат, кинетическая энергия планетезималей тратится в основном на разогрев атмосферы и только в слабой степенина нагревание растущего спутника.Удаление тепла с поверхности растущего спутника сопровождается конвекцией в окружающей газовой оболочке.
Соответственно, температурное распределение в газовой атмосфере спутника подчиняется адиабатическому закону, итемпература поверхности спутника совпадает с температурой у основания атмосферы. Рост спутника завершается после исчерпания спутникового наборапрототел.В соответствии с только что изложенным сценарием, спутники, в общемслучае сразу после аккреции, должны иметь трехслойное строение: центральное недифференцированное ядро, состоящее из смеси горных пород и льда(ТК-Л компонент), мантию из горных пород, расположенную над ядром, и ледовую кору над мантией. Верхние два слоя возникают в результате дифференциации ТК-Л-компонента из-за разогрева наружных слоев спутника во времязаключительной стадии аккреции.
Наименее дифференцированным телом после аккреции является Каллисто, чей внешний 300 км слой разделен на дваподслоя примерно равной толщины, состоящих из горных пород и льдов, соответственно. По оценкам получается, что Ганимед претерпел в три раза болееинтенсивную дифференциацию во время своего образования.Температуры в зонах образования Европы и Ио были такими, что Л-компонентне входил в состав конденсата, а оставался в газовой фазе. В результате обаспутника образовались из горных пород, состав которых более чем наполовинусоставляли гидратированные силикаты. Для этих тел наиболее фундаментальный вопрос заключается в следующем: происходила ли дегидратация силикатовво время образования этих спутников? По оценкам пост-аккреционные температуры для Европы составляют ∼ 500–600 K, хотя при условиях, имеющихсяв недрах спутника, дегидратационные температуры равны 900–1000 K.
Следовательно Европа не должна была испытывать существенной дегидратации во388время своего образования. Средняя плотность Европы в точности соответствует плотности горных пород, содержащих гидратированные силикаты. С другой стороны, средняя плотность Ио соответствует горным породам, которые несодержат гидратированных силикатов. Пост-аккреционная температура Ио пооценкам равна ∼ 800 K, и поэтому можно ожидать, что существенная дегидратация недр спутника сопровождала его образование. Последующая дегидратация Ио связана с его аномально высокой активностью (это более детальнобудет обсуждаться в разделе 12.4). Источники энергии в недрах Европы, представляется, были достаточными для дегидратации недр спутника во время егоэволюции.
Как результат образовался коровый слой из Н2 О и система глобальных разломов, обусловленная тектоническим расширением из-за дегидратациинедр Европы (это будет изучаться более детально в разделе 12.4).Количество источников радиогенной энергии в недрах Ганимеда и Каллистопримерно в 2 раза меньше, чем в недрах Ио и Европы, так как радиоактивныеэлементы концентрируются в материале горных пород. Кроме того, начальныетемпературы в недрах Ганимеда и Каллисто были на несколько сотен градусовниже, чем в Ио и Европе.Дифференциация внешних слоев Ганимеда и Каллисто на «горные породы»и «льды» привела к механически неустойчивому состоянию их недр, так чтолегкий недифференцированный материал ядра (из ТК-Л компонента) оказалсяглубже тяжелого слоя «горных пород» (ТК-компонента).
По мере того как недраспутников нагревались и возрастала текучесть материала, создавались условиядля гравитационной дифференциации ТК-Л-ядра и ТК-мантии. В результатеэтого процесса механическое состояние недр Ганимеда и Каллисто стало стабильним, так как материал горных пород мигрировал к центру этих спутникови образовал ТК-ядра, а недифференцированный ТК-Л-материал перетекал и образовал мантии спутников. Временная шкала для этого процесса составляетнесколько сотен миллионов лет.
Эволюция Ганимеда и Каллисто на этом незакончилась. После достижения значений температур в их ядрах ∼ 900–1000 Kтам должен был начаться процесс дегидратации силикатов. Согласно оценкам,ТК-ядро Ганимеда должно быть в 3 раза больше, чем ТК-ядро Каллисто. Следовательно эффект дегидратации в ядре Ганимеда должен был проявиться намногоболее энергично, чем в Каллисто. Одна из гипотез, объясняющая тектоническоерасширение Ганимеда, связывает это с дегидратацией его ядра. В этом случаевременная шкала для этого процесса должна быть равной ∼ 109 лет.
Древняякратерированная поверхность Каллисто не обнаруживает следов тектоническихизменений. Отсюда можно заключить, что недра Каллисто стабилизировалисьпрежде чем произошло заключительное формирование поверхности спутника(более подробно это будет рассматриваться в разделе 12.4). Интересное след389ствие этой схемы — наличие обширных недифференцированных оболочек наГанимеде и Каллисто.В противоположность Каллисто, Титан содержит большое количество гидрокарбонатов с низкими температурами плавления. Поэтому разумно предполагать, что Титан может быть более дифференцированным телом, чем Каллисто.Трудно сказать, являются ли ледяные спутники Сатурна дифференцированнымиили недифференцированными телами (см.
табл. 32). Если во время роста телпроисходили столкновения с относительно большими скоростями, то это приводило бы к нагреванию и дифференциации этих тел. С другой стороны, еслиэти тела росли путем объединения неконсолидированных планетезималей вовремя (в эпоху) относительно низкоскоростных столкновений, то тогда эти теладолжны быть слабо дифференцированными объектами.Читатель должен иметь в виду, что все изложенное может оказаться просто«игрой ума». Следовательно нужно запастись терпением и дождаться дополнительных данных, которые позволят нам проверить изложенные выше идеи.12.3.Физические свойства льда1Водяной лед (твердая Н2 О) играет такую же роль в физике спутников планетгигантов, как и основные породообразующие минералы, оливины, пироксены,гранаты и плагиоклазы играют в физике планет земной группы.
Из десяти известных полиморфных модификаций твердой Н2 О (рис. 112) физический интерес представляют фазы льда I, II, V, VII и VIII. Лед I существует в гексагональной (Ih) и кубической (Ic) модификациях. Плотности различных фаз (в г/см3 )при давлении 0.981 бар и при температуре 110 K равны: Ih (0.931), Ic (0.930),II (1.18), III (1.16), V (1.23), VI (1.31), VII (1.49), VIII(1.49) и IX (1.16).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
