В.Н. Жарков - Внутреннее строение Земли и планет (1119250), страница 87
Текст из файла (страница 87)
раздел 7.6), лед может течь в режиме диффузионной ползучести. Однако механизм диффузионной ползучести оказывается эффективным только при оченьнизких сдвиговых напряжениях и для очень тонкозернистого льда. Очевидно,этот механизм играет меньшую роль при физических условиях, имеющихсяв недрах спутников планет гигантов.Влияние примесей на ползучесть водяного льда еще недостаточно исследовано.
Молекулы NH3 и СН4 будут затруднять движение дислокаций в решетке Н2 Ои соответственно уменьшать ползучесть льда. Добавление силикатного песка кольду делает смесь более жесткой и, следовательно, увеличивает эффективнуювязкость среды. Однако количественная мера этих эффектов еще не установлена. Механические свойства льда Ic не изучены в области его стабильности(см.
рис. 112). Структура льда Ic аналогична структурам кремния и германия,и на основе этой аналогии, можно предположить, что лед Ic значительно менеетекуч, чем лед Ih.Мало известно об эффективной вязкости остальных фаз льда. Считается,что при одинаковых условиях вязкость льда II не должна сильно отличатьсяот вязкости льда I. Лед VI занимает широкую область на фазовой диаграмме394(см. рис. 112). Для этой фазы была получена эффективная вязкость ∼ 1013 пуазпри напряжениях в несколько сотен бар вблизи кривой плавления. Значение модуля сдвига для льда VI неизвестно, следовательно приведенное выше значениевязкости не может быть использовано для оценки вязкости в условиях эквивалентных тем, в которых известна вязкость льда I (в уравнении (217) и скоростьдеформации является функцией температуры T и отношения (σ /μ )).
Определенно модуль сдвига льда VI значительно больше, чем у льда I. Следовательно,как это уже было отмечено выше, эффективная вязкость льда VI будет весьма низкой для меньших сдвиговых напряжениях при приближении к кривойплавления. Для фаз высокой плотности (лед VII и лед VIII) ползучесть вообщене исследовалась, и можно только предполагать, что она много меньше, чему льда I. Однако не известна количественная мера этого эффекта.12.4.Характеристики внутреннего строения спутниковВ начале 1970-х годов американский космохимик Дж.С. Льюис (J.S. Leuis)заложил основы построения современных моделей спутников планет гигантов.Эта работа была продолжена его бывшими аспирантами Д.Г.
Консолмагно иМ.Дж. Лупо (J.G. Consolmagno and M.J. Lupo). В настоящее время многие планетологи вовлечены в построение моделей спутников Юпитера и Сатурна.12.4.1. Ио. Можно сказать, без опасения впасть в противоречие, что Ио —наиболее необычное тело солнечной системы. После пролетов КА «Пионер-10»и «Пионер-11» через систему Юпитера стало ясно, что поверхность Ио не похожа на какую-либо из поверхностей спутников планет или астероидов. Однако главные события в истории изучения Ио произошли при приближении КА«Вояджер-1» к системе Юпитера. Эти события были предсказаны в теоретической статье (Peale S.J., Cassen P., Reynolds R.T.
Melting of Io by tidal dissipation// Science. 1979. V. 203, No. 4383. P. 892–894). В этой статье авторы обратили внимание на тот факт, что из-за того, что орбитальные угловые скоростиИо и Европы в их движении по своим орбиталям находятся вблизи резонанса,n1 − 2n2 ≈ 0, их наведенные эксцентриситеты должны значительно «осциллировать».
В результате на обоих синхронно вращающихся спутниках возникаютбольшие приливные волны, наведенные мощным гравитационным полем Юпитера. Диссипация энергии приливов на Ио, который ближе к планете, превосходит генерацию тепла приливами на Европе приблизительно в 20 раз.На основе расчетов было сделано заключение, что источники приливнойэнергии в недрах Ио могут превосходить радиогенную генерацию на порядоквеличины. Радиогенная генерация предполагалась равной таковой для Луны.395Далее авторы процитированной работы пришли к заключению, что недра Иодолжны быть сильно разогреты и что на спутнике должны наблюдаться следывулканической активности.
Открытие вулканических извержений на Ио былонеожиданностью (это не планировалось!) и было обнаружено на фотографииспутника, сделанной КА «Вояджер-1» в 12 ч 28 мин по среднему Гринвичскомувремени 8 марта 1979 г. с расстояния 4.5 ⋅ 106 км.Открытие было сделано группой инженеров во главе с Л.А. Морабито(L.A. Morabito) из инженерной команды навигационного обслуживания КА «Вояджер».
Уникальность вулканизма на Ио заключена в его масштабе; струи светящейся пыли и газа вздымаются до высоты ∼ 270 км. Вулканическая активностьна Ио, открытая КА «Вояджер-1», продолжилась в течение четырех месяцев вовремя пролета КА «Вояджер-2». Семь из восьми вулканических плюмов, открытых КА «Вояджер-1», наблюдались КА «Вояджер-2». Ио является наиболеевулканически активным телом в солнечной системе. В этом смысле Ио является прямой противоположностью Луны. Поверхность Ио является наиболеемолодой среди всех тел солнечной системы. На поверхности Ио не обнаруженоследов кратеров, и согласно оценкам полная поверхность спутника обновляетсякаждые ∼ 106 лет.По данным широкополосных наблюдений в инфракрасной полосе спектраД.
Моррисон и К.М. Телеско (D. Morrison and K.M. Telesko) оценили значениесреднего теплового потока спутника, равного ∼ (1.5 ± 0.3) ⋅ 103 эрг/(см2 ⋅ с), чтосоответствует мощности внутреннего теплового источника ∼ (6 ± 1) ⋅ 1013 Вт.Громадность этих цифр становится очевидной при их сравнении со значениями средних тепловых потоков Земли ∼ (60–80) эрг/(см2 ⋅ с) и Луны ∼(10–20) эрг/(см2 ⋅ с).Для объяснения вулканических извержений на Ио был предложен следующиймеханизм. В силикатной коре спутника, на глубине примерно 1 км, находитсярасплавленный субкоровый океан жидкой серы мощностью несколько километров. Температура плавления серы составляет всего 395 K.
Горячая силикатнаямантия спутника расположена глубже. Периодически горячая магма поднимается из силикатной мантии с температурами ∼ 1300 K. Приходя в контакт со слоемсеры, горячая магма охлаждается из-за испарения серы. В результате высокого давления газа S2 (и в меньшей степени SO2 ) происходит его прорыв черезвышележащие слои и образование вулканических поднимающихся высоко надповерхностью спутника плюмов.Расчеты показывают, что источник приливного тепловыделения вряд ли может объяснить стационарный тепловой поток больший чем ∼ 500 эрг/(см2 ⋅ с).Отсюда можно сделать вывод, что вулканическая активность на Ио являетсянерегулярной, т.е.
она имеет прерывистый характер. Наблюдаемый в настоящее396время поток, равный ∼ 1500 эрг/(cм2 ⋅ с), является большим, чем его среднеезначение. Следовательно можно ожидать, что существуют периоды, когда тепловой поток меньше, чем среднее значение, равное ∼ 500 эрг/(см2 ⋅ с).Для того чтобы понять химический состав Ио, нужно обратиться к рис. 111,на котором приведены объемные составы низкотемпературных конденсатов, изкоторых формировались галилеевы спутники Юпитера (см. также раздел 12.2).Видно, что Ио, как и Европа, формировалась из горных пород, в то времякак ледяной компонент не принимал участия в формировании этих спутников.Состав этих горных пород приведен в конце раздела 12.2.
Важное свойство этогосостава состоит в том, что наряду с гидратированными силикатами (тремолити серпентин) эти горные породы содержат существенное количество троилита(FeS) (21.6% по весу). Средняя плотность Европы (∼ 3 г/см3 ) совпадает сосредней плотностью этих горных пород. Следовательно можно заключить, чтоЕвропа не потеряла воду, первоначально связанную в силикатах.Средняя плотность Ио (∼ 3.52 г/см3 ) указывает на то, что во время эволюцииспутник потерял воду, которая вначале была связанной в силикатах.
Это легкопонять, если мы примем во внимание необычайно большое выделение энергиив недрах спутника и его мощную вулканическую активность. Консолмагно изучал химическую эволюцию Ио. Он пришел к заключению, что разогрев недрИо приводит к потере воды силикатами и последующему периоду дифференциации. Конкретно, недра сепарируются на обычные горные породы со среднейплотностью ρ = 3.28 г/см3 и эвтектическую смесь Fe–FeS со средней плотностью ρ1 = 5 г/см3 (плотность железа равна ∼ 7.9 г/см3 и FeS ∼ 4.6 г/см3 ).Эвтектический раствор Fe–FeS в результате гравитационной дифференциацииотделяется от силикатного компонента и образует ядро радиусом r1 = 950 км.Это ядро окружено силикатной мантией.
Параметры двухслойной модели Иоприведены в табл. 31.Химическая эволюция внешнего слоя мощностью 100 км в раннем Ио отличается от эволюции недр спутника. Это связано с серой, которая отделяется (сепарируется) из этого внешнего слоя и образует субкоровый океан жидкой серы.Температуры в недрах Ио очень высокие. Они достигают ∼ 1400 K на глубинах∼ 100 км и 1600 K в центральных зонах спутника. Температура плавления эвтектики Fe–FeS при давлении 60 кбар оценивается как ⩽ 1300 K.
Следовательноядро Ио должно быть жидким.12.4.2. Европа. Поверхность Европы не так молода, как у Ио, и по оценкам не старше ∼ 108 лет. В целом на поверхности спутника идентифицированытолько три ударных кратера (диаметром ∼ 20 км). Предполагается, что радиогенная теплогенерация в Европе примерно такая же, как у Луны, в расчете наединицу массы. Хотя нельзя исключить, что приливное тепловыделение в Ев397ропе на порядок или даже больше, чем радиогенное выделение тепла. Следовательно, несомненно, недра спутника были разогреты до температур больших∼ 1000 K, и там произошла дегидратация силикатов.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
