АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2008, том 42, № 6, с. 505-520
УДК 523.4
химия ионизации в н2о-доминантных атмосферах
ледяных спутников
© 2008 г. В. И. Шематович
Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 10.04.2008
В работе рассмотрены процессы образования и динамики разреженных газовых оболочек ледяных спутников в системах планет-гигантов. Для более массивных ледяных спутников возможно образование разреженной экзосферы с относительно плотным приповерхностным слоем, как, например, у галилее-вых спутников Европа и Ганимед в системе Юпитера. Для ледяных спутников с малой массой наблюдается образование убегающей экзосферы, как, например, у ледяного спутника Энцелад в системе Сатурна. Основной родительской компонентой данных газовых оболочек являются пары воды, попадающие в атмосферу за счет процессов тепловой дегазации, нетеплового радиолиза и других активных процессов и явлений на ледяной поверхности спутника. Построена численная кинетическая модель для исследования на молекулярном уровне процессов образования, химической эволюции и динамики преимущественно Н2О-доминантных разреженных газовых оболочек. Процессы ионизации в таких разреженных газовых оболочках протекают в результате воздействия ультрафиолетового излучения Солнца и плазмы солнечного ветра и/или магнитосферной плазмы. Химическое разнообразие газовой оболочки ледяного спутника возникает вследствие первичных процессов воздействия потоков ультрафиолетовых солнечных фотонов и электронов плазмы на разреженный газ H^-доминантной атмосферы. Важная роль в формировании химического разнообразия в газовых оболочках ледяных спутников принадлежит химии ионизации, включающей ион-молекулярные реакции, диссоциативную рекомбинацию молекулярных ионов и реакции перезарядки с магнитосферными ионами. Данная модель использована для расчетов образования и развития химического разнообразия в разреженной газовой оболочке Энцелада. Выполнены сравнения результатов расчетов с данными прямых измерений, полученных при близком пролете Энцелада КА Cassini.
PACS: 96.12.Jt, 96.25.Fx, 96.30.L, 96.30.N
ВВЕДЕНИЕ
Возможность моделирования наблюдений разреженных атмосфер удаленных небесных объектов в Солнечной системе при помощи ИСЗ Hubble Space Telescope (HST) или других космических обсерваторий представляет уникальную возможность оценки скорости радиолиза поверхностей этих объектов, и химико-радиационной обстановки во внешних областях Солнечной системы. Действительно, радиолиз поверхностей небесных тел, без атмосферы или окруженных тонкой разреженной атмосферой, является одним из доминантных процессов изменения поверхностей на небесных телах во внешних областях Солнечной системы (Johnson и др., 2003), включая объекты пояса Койпера и облака Оорта. Соответственно, дистанционные и/или прямые измерения состава ионов в разреженных газовых оболочках небесных тел позволяют как оценить собственно относительные концентрации основных нейтральных компонент в исследуемой газовой оболочке, так и сделать заключение об относительном составе родительских молекул, покидающих ледяную поверхность спутника вследствие радиолиза солнечным УФ-излучением и/или маг-
нитосферной плазмой. Предлагаемая модель химии ионизации может использоваться для интерпретации результатов измерений состава нейтральных и заряженных компонент в разреженных атмосферах галилеевых спутников Юпитера, выполненных КА Galileo в системе Юпитера, полученных недавно новых измерений с КА Cassini состава экзосфер и ионосфер ледяных спутников в системе Сатурна, а также ожидаемых результатов измерений с КА New Horizons в системе Плутон-Харон.
Следует заметить, что в настоящее время экспериментальные техники определения состава ионов с низкими энергиями в целом более чувствительны, чем современные детекторы состава нейтральных частиц такие, как, например, газовые масс-спектрометры. Так, например, на КА Cassini, исследующем в настоящее время систему Сатурна, имеются два прибора для прямых измерений состава разреженных атмосфер посредством обнаружения их ионосфер - ионный и нейтральный масс-спектрометр (INMs, Waite и др., 2005) и анализатор плазмы (CAPS, Young и др., 2005). При совместном измерении эти приборы чувствительны к тяжелым ионам с низкими энергиями (от нескольких эВ до не-
скольких десятков кэВ) вплоть до плотностей ~10-2 см-3 (CAPS) и ~10-4 см-3 (INMS). В то время как порог чувствительности по нейтральным частицам не выше чем 105 см-3. Таким образом, прямые измерения ионосфер ледяных спутников в системах планет-гигантов и других небесных тел при помощи чувствительных детекторов плазмы являются сторонним подтверждением существования нейтральных газовых оболочек у исследуемых объектов. Более того, определяя концентрации основных ионов, можно сделать заключение об основных нейтральных компонентах разреженной атмосферы ледяного спутника.
В статье обсуждаются основные химические схемы процессов ионизации в ^О-доминантных атмосферах ледяных спутников в системах Юпитера и Сатурна. Химия ионизации приводит к основным ионам, образующимся в обычно очень разреженной газовой оболочке или экзосфере ледяного спутника вследствие воздействия основных ионизующих факторов - УФ-излучения Солнца и магнитосферной плазмы планет-гигантов. Химические схемы ионизации преимущественно определяются составом родительских молекул, наполняющих газовую оболочку вследствие радиолиза или дегазации поверхности ледяного спутника. Предложенные модели используются для интерпретации данных о составе и распределении нейтралов и ионов в убегающей атмосфере ледяного спутника Сатурна Энцелада.
H^-ДОМИНАНТНЫЕ АТМОСФЕРЫ ЛЕДЯНЫХ СПУТНИКОВ
Планеты-гиганты обладают протяженными магнитосферами, соответственно кольца и спутники, образующие системы таких планет, непосредственно погружены в магнитосферную плазму, поддерживаемую вращающимся магнитным полем планеты. Следовательно, поверхности ледяных спутников и ледяных частиц колец подвержены как воздействию магнитосферных ионов и электронов с высокими энергиями, так и облучению солнечным УФ-излучением. Поверхности других ледяных объектов в Солнечной системе - ядер комет, ледяных тел из пояса Койпера - также подвержены воздействию плазмы солнечного ветра. Одним из наблюдаемых проявлений данных воздействий на ледяные поверхности небесных тел является образование газовых оболочек, обычно весьма разреженных из-за малого гравитационного поля рассматриваемых небесных тел. Лабораторные данные показывают, что молекулы O2 и H2 непосредственно образуются при воздействии плазмы и излучения на водяной лед (Brown и др., 1982; Westley и др., 1995), что трактуется как процесс радиолиза водяного льда плазмой и излучением (Johnson, 2001). Воздействие высокоэнергетической компоненты магнитосферной плазмы на ледяную поверхность спутника является основным источником родительских молекул O2,
H2 и H2O, а взаимодействие низкоэнергетической компоненты плазмы с атмосферным газом является основным процессом потери нейтрального газа, поэтому, как было предсказано в теоретических исследованиях (Johnson и др., 1982), протяженная и плотная атмосфера у ледяного спутника обычно не формируется.
Атмосферы ледяных спутников в системе Юпитера
Известно, что молекулярный кислород, как следует из наблюдений соотношения кислородных эмиссий (Hall и др., 1995; 1998) в газовых оболочках галилеевых спутников Европа и Ганимед, является основной компонентой в атмосферах данных ледяных спутников, образующихся за счет индуцированного плазмой разрушения их ледяных поверхностей (Johnson и др., 1982). Из полученных оценок лучевой концентрации (усредненные по диску значения в несколько единиц ~1G14 c^2) следует, что экзобаза находится близко или на поверхности. Воздействие высокоэнергетической магнитосферной плазмы на ледяную поверхность Европы является основным источником родительских молекул O2, H2 и H2O. Известно, что относительный выход O2/H2O при разбрызгивании поверхности существенно зависит от температуры льда, типа и энергии ударяющего иона (Johnson, 199G). При выборе оценки относительного выхода O2/H2O также очень важно принять во внимание пористость ледяной поверхности, подверженной бомбардировке магнитосферной плазмой. В этом случае молекулы O2 могут образовываться в ион-молекулярных реакциях, инициируемых ионизацией льда энергичными протонами и электронами, проникающими на относительно большие глубины. Следовательно, диффузия этих молекул кислорода к поверхности является важным дополнительным источником O2 (Johnson и др., 2GG3). Так как молекулы H2 легко убегают из атмосферы ледяных спутников из-за слабости их гравитационных полей, но удерживаются в системе сильным гравитационным полем планеты-гиганта, то обычно они образуют нейтральные облака в форме тора (Shematovich и др., 2GG5; Smyth, Marconi, 2GG6) в системе Юпитера. С другой стороны, молекулы O2 характеризуются низким коэффициентом абсорбции к поверхностям из водяного льда, следовательно, у галилеевых ледяных спутников Юпитера образуются преимущественно атмосферы из молекулярного кислорода, хотя исходно разбрызгивание льда сопровождается преимущественно выбросом водяного пара. Спутники Европа и Ганимед обладают ионосферами, обнаруженными в экспериментах по радиозатмениям (Kliore и др., 1997) на КА Galileo.
Однако последующие наблюдения Европы на ИСЗ HST (McGrath и др., 2GG4) показали сложную морфологию эмиссий атомарного кислорода, не со-
ответствующую картине однородно распределенной экзосферы. Первые попытки моделирования образования O2 атмосферы у Европы (Saur и др., 1998) не смогли воспроизвести морфологию наблюдаемых кислородных эмиссий, которая, возможно, возникает вследствие либо неоднородности источников на поверхности, либо неоднородной химической активности на поверхности, либо пространственной неоднородности плазмы, возбуждающей данные эмиссии. Наблюдения КА Cassini во время пролета системы Юпитера (Hansen и др., 2005) показали, что атомарный кислород более широко распределен в экзосфере Европы по сравнению с преимущественно приповерхностным распределением молекулярного кислорода, в
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.