В предыдущей главе мы уделили много внимания спутникам планет-гигантов, рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно затрагивались проблемы внутреннего строения и эволюции их недр, ключом к решению которых служат наблюдаемые поверхностные структуры. Особый интерес представляют галилеевы спутники Юпитера, на поверхностях которых, как мы видели, обнаружен целый ряд уникальных особенностей, а средняя плотность падает с ростом расстояния от Юпитера от 3,53 г/см3 для Ио до 1,79 г/см3 для Каллисто. Изменение плотности естественно отражает различия в составе слагающих эти спутники пород. Расчетные модели их внутренней структуры еще до полетов космических аппаратов «Вояджер» привели к представлениям о том, что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горных пород, в то время как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральные части (ядра), а внешние оболочки образованы водяным или водно-аммонийным льдом. Нужно сказать, что эти предположения в своих основных чертах оправдались, но, конечно, сейчас мы узнали об этих небесных телах несравненно больше.
В первую очередь это касается спутника Ио, о котором думали, что он потерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева за счет радиогенного тепла в его недрах, сложенных силикатными породами. Действительно, для тела таких размеров, как Ио, любой реально допустимый запас долгоживущих радиоизотопов должен был исчерпаться в сравнительно ранний период тепловой эволюции; на других галилеевых спутниках роль внутренних источников тепла также неэффективна. Тем удивительнее было обнаружение на Ио исключительно сильной вулканической активности в современную эпоху. На ее вероятный источник указали известный американский планетолог С. Пил и его сотрудники, опубликовавшие свою работу буквально за несколько месяцев до пролета первого «Вояджера»! Сейчас это предположение, подкрепленное экспериментальными фактами, кажется наиболее правдоподобным. Причиной вулканической деятельности на Ио следует, очевидно, считать приливный разогрев его недр. Дело в том, что под влиянием притяжения Европы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситета синхронной орбиты Ио вокруг Юпитера, что вызывает изменения амплитуды постоянных крупномасштабных приливов. Расчеты показали, что энерговыделение вследствие приливной деформации этого спутника достаточно, чтобы расплавить большую часть его недр. Полагают, что в настоящее время у Ио сохранилась лишь очень тонкая твердая кора толщиной в 20—30 км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярно генерируемое тепло служит источником интенсивных извержений, непрерывной вулканической деятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другой объект, сложенный в основном льдом, то из-за быстрой потери легколетучих элементов от него бы очень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путем исчезали ледяные тела, испытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера или других планет-гигантов.
Модель приливных возмущений, предложенная для Ио, предсказывает наличие небольшого разогрева также для соседней с ним Европы. Количественно этот эффект должен быть примерно на порядок меньше, однако и в этом случае он достаточен для того, чтобы поддерживать внутреннюю активность ее недр. Отражением этой продолжающейся тепловой эволюции, очевидно, служит грандиозная сетка трещин на удивительно гладкой поверхности льда, обусловленная тектоническими процессами. Европа приблизительно на 20% по массе состоит из водяного льда, сосредоточенного в толстой (≈100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протяженностью в несколько сот километров.
Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности (1,9 г/см3 и 1,8 г/см3), уже почти на 50% состоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверхностей этих двух тел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими на ранней стадии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, при большем содержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило более полную дифференциацию вещества и образование менее тонкого ледяного покрова у поверхности. У Ганимеда предполагается, таким образом, несколько большее по массе, чем у Каллисто, силикатное ядро, водно-ледяная мантия (возможно со слабыми внутренними конвективными движениями) и ледяная кора. В то же время Каллисто, видимо, обладает наиболее толстой ледяной корой и содержит наибольшее количество воды среди всех галилеевых спутников, причем в его водно-ледяной мантии, вероятно, сохранились значительные включения скальных пород.
О внутреннем строении других спутников гигантов известно еще меньше. Более или менее обоснованные предположения опираются на спектрофотометрические характеристики их поверхностей, хотя эти сведения, к сожалению, довольно ограничены. Теоретические модели внутреннего строения строились Д. Льюисом, исходя из допущений о равновесной или неравновесной конденсации вещества протопланетной туманности. Было показано, что при температурах конденсации ниже 160°К образуются тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда примерно в равном соотношении, если процесс аккумуляции протекает настолько медленно, чтобы поддерживалось химическое равновесие с окружающим газом. В случае же быстрой конденсации условия равновесия не обеспечиваются и образуются отдельные слои, химически не взаимодействующие друг с другом. Такое тело будет иметь ядро, обладающее наибольшей плотностью и окруженное мантией, состоящей из водяного льда и аммонийных гидросульфидов, а также кору из аммонийного льда. В обоих вариантах аккумуляции плотность образующихся тел оказывается приблизительно одинаковой, не сильно отличающейся от плотности водяного льда. Для больших тел, таких, как Титан, предполагаемая плотность выше (1,5—1,9 г/см3) за счет несколько большей фракции силикатов в слагающем их веществе.
От состава должен непосредственно зависеть и ход тепловой эволюции твердых тел во внешних областях Солнечной системы, что предопределяется различной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты показали, что тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда, будут проходить стадию расплавления и медленной дифференциации только при условии, если их радиус превышает 1000 км. Если же в состав слагающего вещества входят аммонийные соединения, расплавление будет иметь место и для тел меньших размеров. Поэтому, если радиус таких спутников не менее 700 км, они будут дифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии, состоящей из водяного и растворов водно-аммонийного льда, и ледяной коры толщиной в несколько сот километров. Здесь можно усмотреть определенную аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключая примесь аммонийных соединений. В целом такая структура, видимо, более характерна для сопоставимого с ними по размерам Титана. Можно предполагать, что у таких крупных тел происходит более полное расплавление вследствие выделения гравитационной энергии дифференциации.
К таким телам непосредственно примыкает и Плутон, на котором, вероятно, происходили менее активные процессы. В рамках моделей равновесной конденсации из протопланетной туманности при температуре около 40 К это тело, очевидно, аккумулировалось преимущественно из метанового льда, и слагающее его вещество не претерпело в дальнейшем заметной дифференциации. Другая возможность — формирование из гидратов метана (CH4-8H2O) при температурах конденсации ≈70К, с последующим их разложением в процессе внутренней эволюции, дегазацией СН4 и образованием метанового льда на поверхности. Отождествление его в спектре отражения Плутона благоприятствует обеим этим моделям, не позволяя, однако, сделать между ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планеты оказывается не выше 1,2 г/см3, а альбедо не менее 0,4, что соответственно уменьшает вероятный диаметр Плутона до размеров Луны, а массу ограничивает несколькими тысячными долями от массы Земли.
Список используемой литературы
1. М.Я. Маров. Планеты солнечной системы
2. И.К. Ковалев. Мир планет
3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца