Європа (супутник): відмінності між версіями
| [перевірена версія] | [перевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Jarozwj (обговорення | внесок) доповнення |
Jarozwj (обговорення | внесок) доповнення |
||
Рядок 147:
Примітна деталь рельєфу Європи — ударний кратер {{нп|Пуйл (кратер)|Пуйл|ru|Пуйл (кратер)}}<ref name="photojournal_PIA00586" />, центральна гірка якого вища, ніж кільцевий вал<ref name="photojournal_PIA01175">{{cite web|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01175|title=PIA01175: Pwyll Impact Crater: Perspective View of Topographic Model|accessdate=2011-08-26|archiveurl=http://www.webcitation.org/66BhmfOlq|archivedate=2012-03-15}} {{ref-en}}</ref>. Це може свідчити про вихід в'язкого льоду або води через отвір, пробитий астероїдом.
=== Підповерхневий океан ===
Наведені вище характеристики поверхні Європи прямо чи опосередковано свідчать про існування рідкого океану під крижаною корою. Більшість вчених вважають, що він сформувався завдяки теплу, що генерується [[приплив]]ами<ref name="Encyclopedia_2007" /><ref name="Greenberg_2005" />. Нагрівання внаслідок [[Радіоактивність|радіоактивного розпаду]], яке є майже таким же, як і на Землі (на кілограм породи), не може достатньо сильно розігріти надра Європи, тому що супутник набагато менший. Поверхнева температура Європи в середньому близько 110 К ({{nobr|−160 °C}}) на екваторі та всього 50 К ({{nobr|−220 °C}}) на полюсах, що надає поверхневому льоду високої міцності<ref name="Encyclopedia_2007"/>. Першим натяком на існування підповерхневого океану стали результати теоретичного вивчення припливного розігрівання (внаслідок [[ексцентриситет]]у орбіти Європи та [[Орбітальний резонанс|орбітального резонансу]] з іншими галілеєвими супутниками). Коли космічні апарати «Вояджер» і «Галілео» отримали знімки Європи (а другий ще й виміряв її магнітне поле), дослідники отримали нові ознаки наявності цього океану<ref name="Greenberg_2005">{{книга|автор=Greenberg, Richard.|назва=Europa: The Ocean Moon: Search for an Alien Biosphere|видавництво=Springer Praxis Books|рік=2005|isbn=978-3-540-27053-9|doi=10.1007/b138547}} {{ref-en}}</ref>. Яскравим прикладом є [[Хаос (планетологія)|«хаотичні області»]], які часто зустрічаються на поверхні Європи. Деякі вчені інтерпретують їх як місця, в яких підповерхневий океан колись розплавив крижану кірку. Однак ця інтерпретація є вельми суперечливою. Більшість планетологів, що вивчають Європу, надають перевагу моделі «товстого льоду», в якій океан рідко (якщо це взагалі ставалося) безпосередньо виходив на сучасну поверхню<ref name="Greeley_2007">{{книга|автор=Greeley, Ronald; et al.|частина=Chapter 15: Geology of Europa|назва=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|pages=329–362|видавництво=Cambridge University Press|рік=2007|isbn=978-0-521-03545-3|посилання частина=http://books.google.com/books?id=aMERHqj9ivcC&pg=PA329}} {{ref-en}}</ref>. Оцінки товщини крижаної оболонки варіюють від одиниць до десятків кілометрів<ref name="Billings_2005" />.
Найкращим доказом моделі «товстого льоду» є вивчення великих [[Метеоритний кратер|кратерів]] Європи. Найбільші з них оточені концентричними кільцями та мають плоске дно. Ймовірно, лід, що його покриває, є відносно свіжим — він з'явився після удару, який пробив крижану кору. На основі цього та розрахункової кількості тепла, згенерованого припливами, можна розрахувати, що товщина кори з твердого льоду складає близько {{s|10—30 км}}, включаючи піддатливий шар із «теплого льоду». Тоді глибина рідкого підповерхневого океану може досягати близько 100 км<ref name="Schenk_2007" />, а його об'єм — {{nobr|3{{e|18}} м<sup>3</sup>}}, що вдвічі більше об'єму [[Світовий океан|Світового океану]] Землі.
Модель «тонкого льоду» передбачає, що товщина крижаної оболонки Європи може становити всього кілька кілометрів. Однак більшість вчених дійшли до висновку, що ця модель розглядає лише верхні шари кори Європи, пружні та рухомі через дію приливів Юпітера, а не крижану кору в цілому. Одним із прикладів є аналіз на вигин, в якому кора супутника моделюється як площина чи сфера, обважнена і зігнута під впливом великого навантаження. У цій моделі вважається, що товщина зовнішньої пружної крижаної кірки може становити всього 200 м, а це означає постійні контакти підповерхневої рідини з поверхнею через відкриті борозни, що викликає формування хаотичних областей<ref name="Billings_2005" />.
У вересні 2012 року група вчених із [[Карлів університет|Карлового університету]] ([[Прага]], [[Чехія]]) на Європейському планетологічному конгресі EPSC оголосила, що області з відносно тонким крижаним щитом — доволі рідкісне та короткочасне явище: вони заростають всього за десятки тисяч років<ref>{{cite web|url=http://ria.ru/science/20120925/758616816.html|title=Вода в «полыньях» на спутнике Юпитера быстро замерзает, заявили учёные|date=25.09.2012|archiveurl=http://www.webcitation.org/6BS2aX5nV|archivedate=2012-10-16}} {{ref-ru}}</ref>.
[[Файл:NASA-JPL - PIA10149 (pd).ogg|thumb|right|Коливання форми Європи, пов'язані з припливами, які змушують її то витягуватися, то знову заокруглюватися]]
Наприкінці 2008 року виникла гіпотеза, що головна причина нагрівання надр Європи, яке підтримує її океан рідким, — не [[ексцентриситет|витягнутість її орбіти]], а [[Нахил осі обертання|нахил її осі]]. В результаті нього під дією [[приплив]]ів Юпітера виникають {{нп|хвилі Россбі||ru|Волны Россби}}, які рухаються дуже повільно (по декілька кілометрів за день), але можуть нести значну кінетичну енергію. Нахил осі Європи малий і точно невідомий, але є підстави вважати, що він досягає {{nobr|0,1°}}. У такому випадку енергія цих хвиль досягає {{nobr|7,3{{e|17}} Дж}}, що у 2000 разів більше, ніж у основних припливних деформацій<ref name="Tyler_2008" /><ref name="Zyga2008">{{cite web|title=Scientist Explains Why Jupiter's Moon Europa Could Have Energetic Liquid Oceans|url=http://phys.org/news148278114.html|author=Lisa Zyga.|work=PhysOrg.com|date=2008-12-12|accessdate=2013-11-28|archiveurl=http://www.webcitation.org/64vZnqJ3H|archivedate=2012-01-24}}</ref>. [[Дисипація]] цієї енергії може бути основним джерелом тепла для океану Європи.
Космічний апарат «Галілео» виявив, що Європа має слабкий [[магнітний момент]], який [[Електромагнітна індукція|викликаний]] змінами зовнішнього магнітного поля (оскільки [[Магнітосфера Юпітера|поле Юпітера]] в різних частинах орбіти супутника є різним). [[Магнітна індукція|Індукція магнітного поля]] Європи на її магнітному екваторі — близько {{s|120 [[Тесла|нТл]]}}. Це у 6 разів менше, ніж [[Ганімед#Магнітне поле|у Ганімеда]], і в 6 разів більше, ніж у [[Каллісто (супутник)|Каллісто]]<ref name="Zimmer_2000" />. Згідно з розрахунками, рідкий шар на цих супутниках починається глибше і має температуру суттєво нижчу від нуля (при цьому вода залишається в рідкому стані завдяки високому тиску). Існування змінного [[Магнітне поле|магнітного поля]] потребує шару [[Електропровідність|високоелектропровідного]] матеріалу під поверхнею супутника, що є додатковим підтвердженням великого підповерхневого океану із солоної води в рідкому стані<ref name="Kivelson_2000" />.
[[Спектральний аналіз]] темних ліній та плям на поверхні показав наявність солей, зокрема, [[Сульфат магнію|сульфату магнію]] («англійська сіль»)<ref name="McCord_1998">{{cite journal |title=Salts on Europa's Surface Detected by Galileo's Near Infrared Mapping Spectrometer |author=McCord, Thomas B.; Hansen, Gary B.; et al. |journal=Science |volume=280 |issue=5367 |pages=1242–1245 |year=1998 |doi=10.1126/science.280.5367.1242 |bibcode=1998Sci...280.1242M}} {{ref-en}}</ref>. Червонуватий відтінок дозволяє припустити наявність також сполук [[Залізо|заліза]] і [[Сірка|сірки]]<ref name="Calvin">{{cite journal |last=Calvin |first=Wendy M. |coauthors=Clark, Roger N.; Brown, Robert H.; and Spencer, John R. |title=Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary |journal=Journal of Geophysical Research |year=1995 |volume=100 |issue=E9 |pages=19041–19048 |bibcode=1995JGR...10019041C|doi=10.1029/94JE03349}} {{ref-en}}</ref>. Ймовірно, вони містяться в океані Європи та вивергаються на поверхню через ущелини, після чого застигають. Крім того, виявлені сліди [[Перекис водню|перекису водню]] і сильних [[Кислоти|кислот]] (наприклад, існує можливість того, що на супутнику є гідрат [[Сульфатна кислота|сірчаної кислоти]])<ref name="Carlson_2005">{{cite journal |title=Distribution of hydrate on Europa: Further evidence for sulfuric acid hydrate |url=http://people.virginia.edu/~rej/papers05/sdarticle-carlson05.pdf |author=Carlson R. W., Anderson M. S., Mehlman R., Johnson R. E. |journal=Icarus |volume=177 |issue=2 |pages=461–471 |year=2005 |doi=10.1016/j.icarus.2005.03.026 |bibcode=2005Icar..177..461C}} {{ref-en}}</ref>.
У березні 2013 року вчені з Каліфорнійського технологічного інституту висунули гіпотезу, що підлідний океан Європи не ізольований від навколишнього середовища і обмінюється газами та мінералами з покладами льоду на поверхні, що вказує на відносно багатий хімічний склад вод супутника. Це також може означати, що в океані може накопичуватися енергія, а це серйозно збільшує шанси на зародження в ньому життя. До такого висновку вчені прийшли, вивчивши [[Інфрачервона спектроскопія|інфрачервоний спектр]] Європи (в інтервалі довжин хвиль {{nobr|1,4—}}{{nobr|2,4 мкм}}) з допомогою спектроскопа OSIRIS гавайської [[Обсерваторія ім. В.М. Кека|обсерваторії Кека]]. Роздільність отриманих спектрограм приблизно в 40 разів вища, ніж у спектрограм, отриманих інфрачервоним спектрометром NIMS зонда «Галілео» наприкінці 1990-х років. Це відкриття означає, що контактні дослідження океану Європи можуть бути технологічно набагато спрощені — замість буріння крижаної кори вглиб на десятки кілометрів достатньо (як і у випадку з супутником Сатурна [[Енцелад (супутник)|Енцеладом]]) просто взяти пробу з тієї частини поверхні, яка контактує з океаном<ref name="Brown_2013" /><ref name="Keck_Observatory_2013" /><ref name="RiaNovosti_2013">{{cite web|url=http://ria.ru/science/20130305/926003670.html|title=Океан на спутнике Юпитера Европе может быть открытым, заявляют ученые|date=2013-03-05|archiveurl=http://www.webcitation.org/6EzBtttbe|archivedate=2013-03-09}} {{ref-ru}}</ref>. Орбітальний зонд Європейського космічного агентства [[Jupiter Icy Moon Explorer|JUICE]], запланований до запуску в 2022 році, у грудні 2030 року здійснить два обльоти Європи, за які просканує поверхню супутника на глибину до 9 км і виконає спектральний аналіз вибраних ділянок поверхні.
Над південною полярною областю Європи зафіксовані ознаки викидів водяної пари. Ймовірно, це результат дії гейзерів, які б'ють із тріщин її крижаної кори. Згідно з розрахунками, пара вилітає з них зі швидкістю {{nobr|~700 м/с}} на висоту до 200 км, після чого падає назад. Активність гейзерів максимальна при найбільшому віддаленні Європи від Юпітера. Відкриття зроблене за спостереженнями телескопа [[Габбл (телескоп)|«Габбл»]], виконаними у грудні 2012 року. На знімках, зроблених в інший час, ознак гейзерів немає: мабуть, вони діють рідко. З яких глибин відбуваються викиди, невідомо; можливо, що вони не стосуються надр Європи і виникають від взаємного тертя пластів льоду. Крім Європи, подібні гейзери відомі на [[Енцелад (супутник)|Енцеладі]]. Але, на відміну від гейзерів Енцелада, гейзери Європи викидають чисту водяну пару без домішки льоду і пилу<ref>{{cite web|url=http://ria.ru/space/20131212/983766478.html|title=Астрономы обнаружили "фонтаны" жидкой воды у южного полюса Европы|date=12.12.2013}} {{ref-ru}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/content/goddard/hubble-europa-water-vapor/|title=Hubble Space Telescope Sees Evidence of Water Vapor Venting off Jupiter Moon|date=12.12.2013}} {{ref-en}}</ref>. Зафіксована потужність гейзерів Європи досягала {{nobr|5 [[Тонна|т]]}} за секунду, что у 25 разів більше, ніж на Енцеладі<ref name="stp_cosmos_ru" />.
Океани, виходячи з характеру [[Магнітне поле|магнітних полів]], є також на [[Ганімед (супутник)|Ганімеді]] та [[Каллісто (супутник)|Каллісто]], але рідкий шар води там, як вважають, знаходиться ще глибше, ніж в океані Європи, температура його нижче нуля, а рідка фаза води підтримується за рахунок великого тиску.
Рядок 281 ⟶ 292:
|archivedate=2012-01-24
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Billings_2005>{{cite journal
|title=The great thickness debate: Ice shell thickness models for Europa and comparisons with estimates based on flexure at ridges
|author=Billings S. E., Kattenhorn S. A.
|journal=Icarus
|volume=177
|issue=2
|pages=397–412
|year=2005
|doi=10.1016/j.icarus.2005.03.013
|bibcode=2005Icar..177..397B
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Schenk_2007">{{книга
|автор=Schenk, Paul M.; Chapman, Clark R.; Zahnle, Kevin; and Moore, Jeffrey M.
|частина=Chapter 18: Ages and Interiors: the Cratering Record of the Galilean Satellites
|назва=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
|посилання частина=http://books.google.com/books?id=aMERHqj9ivcC&pg=PA427
|видавництво=Cambridge University Press
|рік=2007
|isbn=978-0-521-03545-3
|pages=427–456
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Tyler_2008>{{cite journal
|last=Tyler |first=Robert H.
|title=Strong ocean tidal flow and heating on moons of the outer planets
|journal=Nature
|date=2008-12-11
|volume=456
|issue=7223
|pages=770–772
|doi=10.1038/nature07571
|pmid=19079055
|bibcode=2008Natur.456..770T
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Zimmer_2000>{{cite journal
|author=Zimmer C., Khurana K. K.
|title=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations
|journal=Icarus
|year=2000
|volume=147
|issue=2
|pages=329–347
|doi=10.1006/icar.2000.6456
|bibcode=2000Icar..147..329Z
|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Kivelson_2000>{{cite journal
|last=Kivelson |first=Margaret G. |coauthors=Khurana, Krishan K.; Russell, Christopher T.; Volwerk, Martin; Walker, Raymond J.; and Zimmer, Christophe
|year=2000
|title=Galileo Magnetometer Measurements: A Stronger Case for a Subsurface Ocean at Europa
|journal=[[Science (журнал)|Science]]
|volume=289
|issue=5483
|pages=1340–1343
|doi=10.1126/science.289.5483.1340
|pmid=10958778
|bibcode=2000Sci...289.1340K
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Brown_2013>{{cite journal
|author=Brown M. E., Hand K. P.
|year=2013
|title=Salts and Radiation Products on the Surface of Europa
|journal=The Astronomical Journal
|volume=145
|issue=4
|pages=1–7
|bibcode=2013AJ....145..110B
|doi=10.1088/0004-6256/145/4/110
|arxiv=1303.0894
|url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/europa-osiris.pdf
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Keck_Observatory_2013>{{cite web
|title=Astronomers Open Window Into Europa’s Ocean
|url=http://www.keckobservatory.org/recent/entry/astronomers_open_window_into_europas_ocean
|publisher=W. M. Keck Observatory
|lang=en
|date=2013-03-05
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="stp_cosmos_ru">{{cite web
|url=http://stp.cosmos.ru/index.php?id=1137&tx_ttnews%5Btt_news%5D=5808&cHash=25aadce230214161c0d0df2e0f18460e
|title=Гейзеры на Европе выбрасывают в 25 раз больше водяного пара, чем гейзеры Энцелада
|date=2014-01-28
}} {{ref-ru}}</ref>
}}
| |||