УДК 520.84:523.45-87+523.44
ОСОБЕННОСТИ СПЕКТРАЛЬНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК ЕВРОПЫ,
ГАНИМЕДА И КАЛЛИСТО © 2014 г. В. В. Бусарев
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ (ГАИШМГУ), Москва Поступила в редакцию 07.06.2012 г.
В статье обсуждаются результаты наземной спектрофотометрии ледяных галилеевых спутников Юпитера, Европы, Ганимеда и Каллисто, выполненной в марте 2004 г. на 1.25-м телескопе с ПЗС-спектрометром Крымской лаборатории ГАИШ МГУ в диапазоне 0.4—0.92 мкм. Отмечается, что расчетные спектры отражения спутников в основном согласуются с аналогичными данными их предшествующих наземных наблюдений и исследований с помощью космических аппаратов Voyager и Galileo. В представленной работе осуществлена идентификация новых слабых полос поглощения (с относительной интенсивностью ~3—5%) в спектрах отражения этих тел с учетом лабораторных измерений (Landau и др., 1962; Ramaprasad и др., 1978; Burns, 1993; Busarev и др., 2008). Установлено, что в спектрах всех рассматриваемых объектов имеются слабые полосы поглощения адсорбированного в водяной лед молекулярного кислорода как вероятное следствие радиационной имплантации ионов О+ в поверхностное вещество спутников в магнитосфере Юпитера. В то же время на Ганимеде и Каллисто обнаружены спектральные особенности разновалентных форм железа (Fe2+ и Fe3+), типичные для гидратированных силикатов, а на Европе — вероятные признаки адсорбированного в водяной лед метана предположительно эндогенного происхождения. Проведено сравнение спектров отражения ледяных галилеевых спутников со спектрами отражения астероидов 51 Немаузы (С-тип) и 92 Ундины (Х-тип).
DOI: 10.7868/S0320930X14010022
ВВЕДЕНИЕ
Из 63 известных спутников Юпитера самые крупные галилеевы — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто, являющиеся регулярными. Три последние из них называют ледяными, учитывая состав их поверхностного вещества. Интересной особенностью этих спутников является одновременное снижение геометрического альбедо (pv) и плотности (р) с расстоянием от Юпитера — от pv = 0.68 и р = 3.01 у Европы до pv = 0.44, р = 1.94 у Ганимеда и до pv = 0.19, р = 1.83 у Каллисто (http://nssdc.gsfc. nasa.gov/planetary/factsheet/joviansatfact.html). Наличие водяного льда на рассматриваемых телах было установлено уже при их ранних наземных спектрофотометрических и инфракрасных (ИК) наблюдениях (Мороз, 1965; Johnson, McCord, 1970; 1971; Pilcher и др., 1972). Признаки существования на Европе, Ганимеде и Каллисто не только ледяной коры, но и разогреваемых приливными возмущениями Юпитера внутренних водных океанов, были получены с помощью космических аппаратов (КА) Voyager (NASA, конец 70-х—середина 80-х годов XX в.) и Galileo (NASA, с 1995 по 2003 гг.). В частности, по снимкам с КА Galileo с разрешением до 54 м на Европе обнаружены следы глобального обновления поверхности: крайне низкая для безатмосферного тела
плотность кратеров и наличие образований типа "айсбергов", перемещавшихся по поверхности в недавнем прошлом (в геологической шкале времени).
Поскольку галилеевы спутники вместе с Юпитером образовались за границей конденсации водяного льда, их общим свойством является значительное обогащение водой и другими летучими соединениями (СО2, H2S, NH3) (см., например, Сафронов, 1969; Anders, Grevesse, 1989; Lissauer, 2005; Lunine, 2006; Кусков и др., 2009). Одним из подтверждений этого является оценочный состав вещества поверхности Европы (более 90% водяного льда), Ганимеда (не менее 50% водяного льда) и Каллисто (водяного льда не более 10%), рассчитанный по их спектрам отражения (McCord и др., 1997b). Аналогичное моделирование показало, что неледяные материалы Ганимеда и Кал-листо по спектральным характеристикам подобны углистым хондритам, хотя в них может быть больше органики и гидросиликатов типа серпентина (Calvin, Clark, 1989). (Этому обстоятельству в нашей статье уделено специальное внимание.) Значительным фактором является и общий процесс созревания поверхностного вещества безатмосферных небесных тел в космических условиях. По степени кратерированности минимальный возраст имеет поверхность Европы, который
оценивается порядка 50 млн. лет (Zahnle и др., 2003). В то же время поверхность Ганимеда старше, чем у Европы, а у Каллисто — старше, чем у Ганимеда (Passey, Shoemaker, 1982; Greenberg, 2010). Следует отметить, что по причине гравитационной фокусировки Юпитером метеоритного потока плотность и интенсивность последнего в области юпитерианских спутников могут быть такими же или даже более значительными, чем в зоне астероидов Главного пояса (Бусарев и др., 20076).
Детальные спектральные наблюдения показали, что водяной лед на галилеевых ледяных спутниках находится в кристаллической и аморфной модификациях (например, Dalton и др., 2010). Кристаллический лед отличается от аморфного наличием в его спектре отражения узкой полосы поглощения у 1.65 мкм и френелевского максимума отражения у 3.1 мкм, который считается признаком наличия кристаллической структуры в верхнем слое вещества толщиной порядка нескольких микрон (Fink, Larson, 1975; Dalton и др., 2010). Как оказалось, на поверхностях галилеевых ледяных спутников протекают два конкурирующих процесса: кристаллизация аморфного льда при нагревании и деструкция или аморфизация кристаллического льда под влиянием интенсивных потоков частиц солнечного ветра и других частиц (в основном, O+, S+ и H+) из магнитосферы и радиационных поясов Юпитера, простирающихся до 50—100 юпитерианских радиусов. Необходимо подчеркнуть, что поток корпускулярной радиации с расстоянием от Юпитера меняется значительным образом: он уменьшается примерно в 300 раз между Европой и Каллисто (Dalton и др., 2010). А изменение наибольшей температуры от 132 К на Европе (Spencer и др., 1999) до 158 К на Каллисто (Moor и др., 2004) хотя и невелико, но приводит к разнице в скорости термической кристаллизации льда между спутниками до пяти порядков величины (Dalton и др., 2010). По причине меньших поверхностных температур Европы (из-за более высокого альбедо) на ней не происходит кристаллизация аморфного льда, образовавшегося под воздействием интенсивных потоков радиации. Поэтому поверхностный ледяной слой (по крайней мере, до глубины ~1 мм) Европы может быть аморфным (Dalton и др., 2010). И, напротив, более умеренная радиация и повышенные температуры способствуют переходу льда в кристаллическое состояние на поверхности Каллисто. Тогда как на поверхности Гани-меда достаточно распространены обе ледяные модификации (Dalton и др., 2010).
По ИК-характеристикам на поверхности Европы имеются неледяные материалы и другого типа: сульфатные гидраты натрия и магния (типа MgSO4, Na2SO4) и их гидраты. Такие соединения могли возникнуть в водной среде, а также при имплантации ионов S+, Na+ и K+, переносимых магнитосферой Юпитера на Европу из окрестностей
соседнего Ио (McCord и др., 1997а; 1997b; 1998; 2010; Carr и др., 1998; Carlson и др., 1999; 2005; Orlando и др., 2005; Greenberg, 2010). Кроме того, на рассматриваемых телах были идентифицированы необычные молекулы, возникающие в условиях постоянного воздействия на льды (преимущественно K2O и CO2) солнечного ультрафиолетового излучения и высокоэнергичных потоков электронов и ионов (см., например, McCord и др., 1998; Delitsky, Lane, 1998). На этих телах обнаружены SO2 (Lane и др., 1981), CO2, H2S и H2O2 (Smythe и др., 1998; Carlson и др., 1999) и гидраты серной кислоты (H2SO4 • 8H2O, H2SO4 • 6.5H2O, H2SO4• 4H2O) (Carlson и др., 2005; McCord и др., 2010). В экспериментальных исследованиях было показано, что воздействие потоков протонов, электронов и других заряженных частиц на SO2 и H2S, вмороженных в водяной лед при температурах поверхности Европы (86—130 K), приводит к радиолизу и возникновению анионов (SOJ-, HSO-, и HSO4) и катионов (H3O+ и H5O+), которые имеют специфические полосы поглощения в ИК-диапазоне (Moore и др., 2007). Продуктом радиолиза на поверхностях ледяных галилеевых спутников является также молекулярный кислород O2 (и в некоторых случаях O3), который может быть в адсорбированном в водяной лед состоянии (Noll и др., 1995; Spencer, Calvin, 2002; Cooper и др., 2003).
Как уже говорилось, Европа, Ганимед и Кал-листо движутся достаточно близко к Юпитеру (на расстояниях в пределах 9—26 юпитерианских радиусов) и поэтому подвергаются несколько меняющимся приливным деформациям, разогревающим их недра (например, Peale, Lee, 2002; Green-berg, 2010). Благодаря этому на рассматриваемых спутниках обеспечиваются условия существования глобальных водных океанов. Модели внутреннего строения ледяных галилеевых спутников Юпитера, и в том числе их океанов, разрабатываются уже достаточно давно (напр., Lewis, 1971; Consolmagno, Lewis, 1976; Kuskov, Kronrod, 2001; 2005; Кусков и др., 2009). Например, у Каллисто имеется ряд особенностей, указывающих на его неполную дифференциацию, поэтому наличие внутреннего океана на нем считается проблематичным (Schubert и др., 1981). Но, как следует из данных КА Galileo, который обнаружил возмущения магнитного поля Юпитера в окрестностях Европы и Каллисто, косвенные признаки существования внутреннего водного слоя на последнем все же имеются (Khurana и др., 1998; Stevenson, 2003). В то же время практически не вызывает сомнений наличие внутреннего водного океана на Европе. Толщина водно-ледяной оболочки Европы оценивается от 100 до 150 км в зависимости от распределения и состава исходного вещества (напр., Кусков и др., 2009). Неоднократно высказывались предположения, что в океане Европы могла возникнуть и существует внеземная жизнь
«
s я
<D
св &
О &
<0 с
о
=s 3 я я
се <ч о л Я
л
о
Я
1.6
Европа (22-26.03.04)
1.4
1.2
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.35 0.45 0.55 0.65 0.75
Длина волны, мкм
0.85
0.95
Рис. 1. Сглаженные, нормированные (на X = 0.5503 мкм) и смещенные вдоль вертикальной оси для удобства сравнения спектры отражения спутника Юпитера Европы (1—3), полученные 22—26 марта 2004 г. Время регистрации спектров и ошибки спектров отражения указаны в табл. 1. Спектр 1 соответств
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.