ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЛЕТУЧИХ КОМПОНЕНТОВ В ТЕЛАХ СИСТЕМЫ САТУРНА В

ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЛЕТУЧИХ КОМПОНЕНТОВ В ТЕЛАХ СИСТЕМЫ САТУРНА В. А. Дорофеева ГЕОХИ РАН, Ун-т «Дубна»

Система Сатурна очень сложна. Помимо нескольких колец (от A до F) различных по массе и составу, система содержит множество спутников как регулярных (24), так и захваченных (38). Все они различаются между собой внутренним строением, физическими свойствами и химическим составом. Например, Титан – единственный спутник в Солнечной системе, имеющий плотную атмосферу, а Энцелад единственный спутник, на котором был открыт криовулканизм. Титан С 2005 г. система исследуется КА «Cassini-Huygens» . Наиболее исследованы ледяные кольца А и В и спутники – Титан и Энцелад

Основная задача работы - располагая имеющимся набором экспериментальных данных, сделать некоторые заключения о происхождении наиболее изученных объектов системы Сатурна – о ледяных кольцах А и В и о спутниках Сатурна Титане и Энцеладе Оказалось, что поставленную задачу помогает решить то обстоятельство, что все эти объекты содержат водяной лед.

Солнечная система образовалась их фрагмента межзвездного газопылевого облака, которое состояло из газа (Н 2+Не, 95 мас. %) и пылевых частиц, состоящих из силикатов + тугоплавких органических соединений (ядро) и разнообразных льдов, состоящих из C, O, H, и N. В околосолнечном диске, эти частицы частично или полностью испарялись. Испаряются при Т > 30 К СH 4 СО СH 3 OH Испаряется при Т > 140 К Н 2 O СО CO Ледяная мантия NH 3 CO+O→CO 2 СО 2 Тепловая и нетепловая десорбция Результаты моделирования внутренней структуры газопылевого аккреционного околосолнечного диска (Макалкин, Дорофеева, 2009), показало, что в зоне образования Сатурна максимальные температуры в диске превышали Тисп. Н 2 О 150 -140 К только в первый млн. лет эволюции. Затем Н 2 О на R = 9 -10 а. е. находилась только в твердом состоянии.

Радиальные распределения температуры в околосолнечном газо-пылевом протопланетном диске в экваториальной плоскости (толстые кривые) и на излучающей поверхности (тонкие кривые) для трех моментов времени от начала коллапса RSat=9. 5 а. е. 3 2 1 1 – 0. 5 млн. лет. Заключительный этап стадии образования диска 2 – 2 млн. лет. Последующая стадия вязкой эволюции диска вокруг Солнца на стадии Т Тельца 3 – 8 млн. лет. snowline Зона питания Сатурна Стадия образования допланетных тел во внутренней зоне диска и планетных тел во внешней зоне диска

Водяной лед в Солнечной системе характеризуется двумя важнейшими свойствами: структурой и D/H. Во внешних регионах Солнечной системы, где лед, образовавшийся в межзвездной среде, не испарялся он имеет аморфную структуру и высокое D/H: (5 -7) 10 -5. Во внутренних регионах Солнечной системы, где лед H 2 O подвергся испарению и последующей конденсации, имеет кристаллическую структуру и более низкое D/H, как результат реакции изотопного обмена HDOgas + H 2 = H 2 Ogas + HD. D/H(Н 2) < 10 -4. Кристаллический лед различных модификаций может также образовываться в больших (R > 30 км) каменно-ледяных телах при их дифференциации в результате внутреннего нагрева.

Ледяные кольца Сатурна Согласно данным КА «Cassini» , самые массивные кольца A и B с массой (0. 5 -0. 7) 1022 и (4 -7) 1022 г соответственно состоят из обломков почти чистого кристаллического льда размером от 10 см до 10 м. Такие тела не могут образоваться путем конденсации и аккумуляции. Предположение: Наиболее вероятный источник – ледяная мантия дифференцированного каменно-ледяного тела или тел, разрушенных приливным воздействием Сатурна. Условия: • • Тело должно образоваться в первые 1. 5 - 2 млн. лет эволюции Солнечной системы, чтобы пройти стадию плавления льда воды благодаря радиоактивному теплу 26 Al и дифференциации с образованием каменного ядра, ледяной мантии и внешней коры исходного каменно-ледяного состава. Масса тела должна быть достаточна, чтобы удерживать воду в жидком состоянии долгое время, достаточное для полной дифференциации. Тело должно иметь достаточно тонкую кору. Время кристаллизации должно удовлетворять современным представлениям об эволюции Солнечной системы.

Время, млн. лет 10 Время существования газа в диске 1% 26 Al Дифференциация малых тел короткоживущими РЭ - 26 Al, (60 Fe, 36 Сl) o. Al = 0. 72 млн. лет 1 Дифференциация каменных и каменно-ледяных планетезималей 0. 1

Термическая эволюция каменно-ледяного тела источник тепла – 26 Al + 60 Fe Ice/rock = 1: 1 = 1. 5 g/cm 3 R = 100 км Температура, К 500 0. 4 млн. лет 0. 6 млн. лет 300 100 0 100 км. 1. 8 млн. лет 40. 8 млн. лет 300 100 0 100 100 км. Т плавления льда достигается через 0. 5 млн. лет; Через ~ 2 млн. лет толщина внешнего слоя (H) минимальна и составляет 18%R В течение 3 -х млн. лет толщина внешнего слоя < 25%R Жидкая фаза воды сохраняется в T > 273. 15 К остается ~ 40 млн. лет

кора/радиус, % R = 200 км H/R < 13 % = 1 млн. лет Время существования жидкой фазы, млн. лет R = 200 км H/R < 20 % = 5 млн. лет T > 273. 15 К остается ~ 150 млн. лет 10 20 50 100 200 300 Радиус каменно-ледяного тела, км Наиболее вероятным источником ледяных колец Сатурна могли быть дифференцированные каменно-ледяные тела диаметром 50 -150 км, время кристаллизации которого было < ~100 млн. лет, что соизмеримо со временем существования осколочного диска.

Регулярные каменно-ледяные спутники Сатурна

Плотность ( ) – важнейшая характеристика, для тел, образовавшихся во внешней части Солнечной системы она характеризует массовое соотношение ледяной и каменной компоненты. Задача. Сравнить величины тел, полученных в результате равновесной конденсации в системе Солнечного состава с известными величинами для крупнейших внутренних спутников Сатурна Component of ice-rock body Density, g/cm 3 (Johnon, Lunine, 2005) Silicates (Mg. O, Si. O 2, Ca. O, Al 2 O 3, Na 2 O, …) 3. 36 Metal (Fe. S, Fe. O) 4. 88 Organic compounds (CHON, C 100 H 100 O 42 N 10 (Pollack et al. , 1994) 1. 70 Crystalline ice Н 2 О 0. 944 В расчете использовались таблицы солнечных обилий Lodders, 2010.

В системе солнечного состава при низких T и P (T < 600 K, P <10 -7 бар), C находится в форме CH 4, а весь кислород, не вошедший в состав каменной компоненты, находится в форме H 2 O. Тогда ice/rock 1: 1, а 1. 45 г/cм 3. Система неравновесна Существуют 2 проблемы. 1. Отсутствие равновесия в газовой фазе, т. к. CO+3 H 2=CH 4+Н 2 О кинетически ингибирована при T <~ 700 K и СО, а также СО 2 реально присутствуют в системе. 2. Фаза rock может содержать тугоплавкие органические соединения (CHON), в которые может входить до 50% от C Равновесный состав газовой фазы протопланетного газо-пылевого диска при Робщ = 10 -6 бар. Выловый состав по Lodders, 2010 Состав CHON принят C 100 H 100 O 42 N 10 (Pollack et al. , 1994)

Плотность конденсата газа солнечного состава = 1. 45 – 1. 90 г/см 3, Но более вероятно это значение варьируется в пределах 1. 45 – 1. 6 г/см 3 , считаем СО/ С = 0 0. 5 и Сorg/ С = 0 0. 5

Крупнейшие регулярные спутники Сатурна D, км Энцелад 0. 97 1120 1. 48 1530 1. 23 Титан 4. 91 1060 Рея r 3. 97 1. 61 Диона Тетис 500 Тефия Энцелад , г/см 3 5150 1. 88 Диона Рея Титан 6. 29 8. 78 20. 36 RSat

Сравнение времен образования Титана и Энцелада Титан – атмосфера состоит из 95% N 2 и СН 4 Предположим, что Н 2 Оice аккумулировался в кристаллической форме, т. е. аморфный лед испарялся. Аргументы «за» . 1 - Аккумуляция прото-Титаном летучих (NH 3, CO 2, CH 4? ) была возможна только в твердой фазе с участием Н 2 Окр С образованием кристаллогидратов 2 - Если допустить, что схема образования CH 4: силикаты + Н 2 Ож Н 2 + СО 2 СН 4 (реакция серпентинизации) то D/HСН 4 в атмосфере Титана = 1. 58 10 -4 = SMOW также свидетельствует, что лед Н 2 О, аккрецированный Титаном, испарялся. Вывод: образование каменного эмбриона Титана происходило в первые 1 – 1. 5 млн. лет эволюции Солнечной системы. Аккреция Титана завершилась за несколько млн. лет.

Сравнение времен образования Титана и Энцелада Энцелад - состав водных плюмов – ~ 90% из H 2 O, 8% - (СО 2+СН 4+углеводороды), 1. 1% N 2; 0. 8% NH 3 Такой набор компонентов и в особенности соотношение N 2 - NH 3 указывает, что их аккумуляция происходила путем сорбции аморфным льдом при Т D/H водных плюмов = 2. 9 10 -5 указывает на близость льда Энцелада кометному. Вывод: Аккумуляция спутника происходила в более поздний период, Нежели аккумуляция Титана, из вещества, поступившего в околосолнечный диск, а из него в субдиск Сатурна с б’ольших радиальных расстояний, из зон, где лед воды никогда не испарялся.

Спасибо за внимание

Основные этапы ранней эволюции Солнечной системы по данным: • астрофизических наблюдений, • физических моделей, • изотопных исследований внеземного вещества Абсолютный возраст Солнечной системы 4560 - 4570 млн. лет Время существования газопылевого протопланетного диска 10 млн. лет Время существования пылевого (осколочного) диска ~ n 100 млн. лет 0. 1 – 0. 5 млн. лет – образование диска 0. 5 – 2 млн. лет – рост пылевых частиц и оседание их к средней плоскости диска образование пылевых сгущений в результате гравитационной неустойчивости пылевого слоя 1 – 2 млн. лет – образование планетезималей 10 – 100 км 2 – (8 -10) млн. лет – образование допланетных тел (во внутренней части диска) и планет во внешней части диска 8 -10 млн. лет – диссипация газа из диска