Tin tức từ hệ thống năng lượng mặt trời: mạch nước phun trên châu Âu và hơi nước trên Ceres • Ivan Lavrenov • Tin tức khoa học về "Yếu tố" • Thiên văn học

Tin tức từ hệ mặt trời: mạch nước phun ở châu Âu và hơi nước trên Ceres

Hình 1. Vệ tinh của Jupiter Châu Âu. Miệng núi lửa Puil (Pwyll) có thể nhìn thấy được. Khu vực tăng độ mặn xuất hiện tối hơn, cho thấy một sự tiếp xúc có thể có của đại dương dưới băng với các mỏ đá trên bề mặt. Ảnh từ ru.wikipedia.org

Các quan sát trên Kính viễn vọng Không gian Hubble cho thấy rằng đại dương dưới băng trên vệ tinh của sao Mộc ở châu Âu có thể tiếp xúc với bề mặt. Hơi nước được phát hiện gần cực Nam của châu Âu, tăng cường hoặc suy yếu, tùy thuộc vào vị trí của nó trong quỹ đạo. Chúng biểu thị các vết nứt trong lớp vỏ băng, thỉnh thoảng mở theo tác động của lực thủy triều và cho phép nước bốc hơi và đi ra ngoài. Phát thải hơi nước cũng được phát hiện tại Ceres, cơ quan lớn nhất của vành đai chính của các tiểu hành tinh, nhưng ở đó chúng có thể liên quan đến sự thăng hoa (sự bay hơi) của băng bề mặt do sưởi năng lượng mặt trời.

Nước biển băng ở châu Âu

Khi các đầu dò liên hành tinh đầu tiên đạt tới vùng xung quanh sao Mộc, họ phát hiện ra rằng bề mặt của một trong các vệ tinh của nó, châu Âu, giống như băng nứt của các hồ đóng băng và biển của Trái đất (Hình 2). Châu Âu được bao phủ bởi nhiều sọc đen giao nhau,hơn nữa, các dải cũ thường giao nhau với những người trẻ hơn và hơi vỡ ở những nơi này, như thể một sự dịch chuyển song song của bề mặt xảy ra dọc theo dải mới. Ở châu Âu, hầu như không có miệng núi lửa tác động, có nghĩa là sự thay đổi cao của bề mặt của nó (được dự kiến ​​từ băng). Các nhà khoa học tin rằng các đường chủ yếu được hình thành dưới tác động của lực thủy triều gây ra bởi sự thu hút của sao Mộc.

Hình 2 Ở bên trái: làn đường ở châu Âu, bên phải: vết nứt trên băng Baikal. Hình ảnh từ các trang web solarsystem.nasa.gov và gelio-nsk.livejournal.com

Nhưng với biến dạng thủy triều, các vết nứt phải được định vị và định hướng theo một cách nhất định. Tuy nhiên, chỉ có các dải mới nhất được quan sát trùng với nhau, và những dải lớn hơn ngẫu nhiên lệch khỏi các dự đoán: cũ hơn, mạnh hơn. Điều này có nghĩa là bề mặt của châu Âu không được kết nối bằng máy với lõi và là lớp vỏ băng trên lớp chất lỏng hoặc rất dẻo. Việc duy trì lớp này ở trạng thái nóng và lỏng được cho là đạt được do sự thủy triều: với chuyển động quỹ đạo không đồng đều của vệ tinh, sóng thủy triều di chuyển dọc theo bề mặt của nó và gây biến dạng và sưởi ấm định kỳ do ma sát (ví dụ, thủy triều chịu trách nhiệm về núi lửa một vệ tinh khác của Sao Mộc – Io,cơ thể hoạt động địa chất nhất trong hệ mặt trời; xem thêm Tidal heating). Hệ thống sưởi thủy triều cũng có thể góp phần vào núi lửa ở đáy đại dương.

Một bằng chứng khác ủng hộ sự tồn tại của đại dương subglacial ở châu Âu thu được bằng cách đo từ trường. Đầu dò Galileo, đã khám phá sao Mộc và vệ tinh của nó vào những năm 1990, phát hiện một từ trường yếu ở châu Âu (khoảng 120 nT, nhỏ hơn 500 lần so với trái đất), thay đổi khi châu Âu di chuyển trong quỹ đạo. Điều này có thể được giải thích bởi thực tế là gần bề mặt của nó có một lớp dẫn điện trong đó từ trường mạnh hơn nhiều của sao Mộc tạo ra dòng điện, từ đó tạo ra trường riêng của châu Âu. Theo các tác giả của bài viết dành cho vấn đề này (xem: C. Zimmer et al., 2000. Suburface Oceans trên Europa và Callisto: Các ràng buộc từ Galileo Magnetometer Observations), lớp dẫn điện ở châu Âu không sâu hơn 200 km, và độ dẫn điện của nó không phải là nhỏ hơn 0,02 Cm / m (siemens trên mỗi mét), tương tự như nước muối. Ngay cả ở dạng băng hoặc đá dẻo nhất, ở nhiệt độ và áp suất không cao, độ dẫn điện thấp hơn nhiều.

Như vậy, mọi thứ chỉ ra rằng dưới lớp vỏ băng của châu Âu là một đại dương của nước lỏng, và trong đó, nhờ núi lửa ở phía dưới, có tất cả các điều kiện cho sự tồn tại của sự sống: nước, chất dinh dưỡng và nguồn năng lượng.Hệ sinh thái đáy (nếu chúng tồn tại, tất nhiên) có thể tương tự như hệ sinh thái của người hút thuốc lá đen trên Trái đất, trong đó sinh vật sử dụng khoáng chất hòa tan trong nước và nhiệt núi lửa. Làm thế nào để khám phá đại dương này một cách chi tiết hơn? Có cần thiết phải khoan một lớp băng, độ dày trong đó, theo các nguồn khác nhau, là từ 3 đến 30 km? Có thể tìm thấy nước lạnh đông lạnh từ độ sâu của đại dương gần các sọc tối của châu Âu (chất hữu cơ có thể vẫn còn trong đó, mà chưa bị phá hủy bởi các tác động của bức xạ vũ trụ)? Liệu đại dương tiếp xúc với bề mặt trực tiếp hoặc vật liệu tươi trên bề mặt – kết quả của sự đối lưu trong lớp vỏ nhựa, lớp vỏ thấp hơn? (Các vùng nước nóng của băng có thể tăng lên trong lớp nhựa do lực của Archimedes và tan chảy một phần để hình thành các hồ chứa nông bị cô lập – tương tự của các chùm magma.) Trong mọi trường hợp, nghiên cứu về Đại dương châu Âu tại chỗ liên quan đến các nhiệm vụ phức tạp và tốn kém. Nhưng phát hiện gần đây (xem bên dưới) cho phép chúng tôi hy vọng rằng nghiên cứu về đại dương băng hà của châu Âu và thậm chí việc phân phối các mẫu vật chất từ ​​nó tới Trái đất có thể trở nên dễ dàng hơn nhiều.

Geysers ở châu Âu

Sau khi phát hiện ra các mạch nước phun trên Enceladus, vệ tinh của Sao Thổ, các nhà khoa học bắt đầu tìm kiếm bằng chứng về hoạt động tương tự trên các cơ quan khác, chủ yếu ở châu Âu, là chủ sở hữu rất có thể của đại dương dưới băng. Sự hình thành các khu vực như hỗn loạn Connemara (Hình 3, xem thêm Conamara Chaos), và nứt của bề mặt có thể được đi kèm với tiếp xúc với nước (hoặc ít nhất là đá ấm hơn) với bề mặt và phát thải hơi nước. Đó là, sự hiện diện của các mạch nước phun sẽ đồng thời xác nhận hoạt động địa chất của lớp vỏ và một dấu hiệu cho thấy vật liệu của đại dương châu Âu có thể được tìm thấy ở đâu đó gần bề mặt hơn.

Hình 3 Khu vực Torosta Konnemarsky hỗn loạn – lớn nhất trong năm sự hỗn loạn ở châu Âu, phục vụ như là bằng chứng về sự tồn tại của đại dương dưới băng. Ảnh từ astronomycentral.co.uk

Một nhóm các nhà khoa học do Joachim Saur từ Đại học Cologne, lãnh đạo quan sát châu Âu với Kính viễn vọng Không gian Hubble trong phạm vi tia cực tím (xem bức xạ điện từ), trong các dòng phát xạ oxy nguyên tử trung tính (130,4 và 135,6 nm) và nguyên tử hydro với bước sóng 121,6 nm – cái gọi là dòng Lyman alpha.Người ta cho rằng hơi nước ở vùng lân cận châu Âu (nếu nó ở đó) sẽ bị phân tách bởi bức xạ cực tím của mặt trời (xem photodissociation) thành hydro và oxy, sẽ bị kích thích bởi cùng một bức xạ và phát quang quá mức trong những dòng này.

Ice cũng phân tách dưới tác động của bức xạ (đặc biệt là trong trường hợp không có nitơ và carbon dioxide, mà chính xác là trường hợp trong khí quyển của châu Âu), nhưng nó phân hủy chậm hơn nhiều so với hơi nước, và các nguyên tử hydro nhẹ nhanh chóng đạt được tốc độ cao hơn không gian thứ hai của châu Âu và rời khỏi khu vực của nó sự hấp dẫn Các nguyên tử oxy nặng hơn di chuyển chậm hơn, chúng nán lại quanh châu Âu, quản lý để kết hợp lại thành các phân tử O2 và hình thành một bầu không khí oxy hiếm hoi ở châu Âu (áp lực 10-7 Pa – nhỏ hơn một nghìn tỷ lần so với trái đất và tổng cộng một nghìn lần so với không gian liên hành tinh). Vì vậy, trong điều kiện bình thường, hydro không nên ở gần châu Âu: điều này đòi hỏi một lượng hơi nước đủ, tạo ra các nguyên tử hydro hiệu quả hơn nhiều so với băng. Hơi nước không thể hình thành do sự thăng hoa của băng, vì nhiệt độ ở châu Âu quá thấp (-170 ° C ở đường xích đạo, -220 ° C ở cực), và băng trên nó không bay hơi ngay cả trong chân không.Do đó, sự hình thành quá nhiều hydro và oxy nguyên tử có thể được giải thích chỉ bởi sự hiện diện của các mạch nước phun.

Các quan sát được đưa ra vào tháng 12 năm 2012 trong dòng khí hydro cho thấy một lượng phát xạ dư thừa, trung tâm nằm ở vĩ độ phía nam cực gần 90 độ kinh độ tây, và kích thước tương ứng với một đám mây hai trăm kilômét với nồng độ nước trong tầm nhìn 1,5 · 1020 phân tử / m2 (Hinh 4). Các khu vực tương tự tương ứng với sự gia tăng phát thải trong các đường oxy, xác nhận bản chất của phát xạ: nó bao gồm hơi nước. Các tác giả của bài viết được thảo luận không cho tổng lượng nước trong một đám mây, nhưng dựa trên kích thước của nó (bán cầu 200 km) và trọng lực ở châu Âu, khối lượng của nó có thể ước tính là 10 tấn và tiêu thụ hơi nước – ở mức 10 kg / s.

Hình 4 Hình ảnh của châu Âu: trong ánh sáng khả kiến ​​(hàng trên cùng) và trong tia cực tím, thu được trên Kính viễn vọng Không gian Hubble. Trong dòng Lyman-α (121,6 nm): tổng phát xạ (hàng thứ hai từ trên cùng), phát xạ sau khi trừ đi sự phản xạ ánh sáng mặt trời từ bề mặt (hàng giữa). Trong dòng oxy: 130,4 nm (hàng thứ tư) và 135,6 nm (hàng thứ năm). Cột bên trái – Tháng 10 năm 1999, trung bình – Tháng 11 năm 2012, đúng – Tháng 12 năm 2012. Các quan sát trong tháng 12 năm 2012 đã được thực hiện khi châu Âu xa nhất từ ​​sao Mộc và các vết nứt phải được phát hiện, phần còn lại của các quan sát – ở các điểm khác của quỹ đạo. Đường nét biểu thị tỷ lệ tín hiệu trên nhiễu. Hình ảnh từ bài viết trong cuộc thảo luận Khoa học

Cơ chế thủy triều

Các quan sát cho thấy hoạt động phát thải đạt đến mức tối đa khi châu Âu nằm gần apocenter (điểm xa nhất của quỹ đạo của nó từ sao Mộc), và giảm tại tâm tử, cho thấy cơ chế kích hoạt phát xạ thủy triều. Điều này phù hợp với các mô hình tác động của lực thủy triều từ sao Mộc trên lớp vỏ băng của châu Âu, các vết nứt trong nó sẽ mở gần các cực (theo cách này, được quan sát trên Enceladus, mặt trăng của sao Thổ) và ở các điểm xa nhất của quỹ đạo sao Mộc. phải "đóng".

Các nhà khoa học lưu ý tốc độ vật chất thoát ra ngoài – 700 m / s (được tính toán từ các phép đo chiều cao tối đa của phát thải và dựa trên giá trị được biết đến của gia tốc rơi tự do ở châu Âu – 1,3 m / s2). Điều này cho thấy một vụ phun trào từ các vết nứt rất hẹp và sâu.Tốc độ như vậy quá cao và khó giải thích chúng bằng cách mở rộng khi áp suất giảm trong các vết nứt từ áp suất hơi cân bằng trên nước hoặc băng ấm (hàng chục pascals) đến áp suất gần miệng geyser (đơn hàng lớn hơn áp suất trung bình trong đám mây và không thể nhỏ hơn một phần trăm pascal) , nếu không, các khu vực rộng lớn không thực tế được khai thác: hàng nghìn km2nếu nó là thứ tự của 1 μPa, và đơn vị km2nếu nó là khoảng 1 MPa). Có thể là các quy trình khác chịu trách nhiệm ép xung, ví dụ, việc phun hơi nước trong các vết nứt định kỳ, nhưng đây là chủ đề của nghiên cứu sâu hơn. Tuy nhiên, nó không phải là hoàn toàn loại trừ ra rằng hơi trong các vết nứt không được kết nối với đại dương, nhưng được hình thành khi bức tường của họ được làm nóng bằng ma sát dữ dội với nhau. Tuy nhiên, hình thức của các vết nứt và dấu hiệu của thanh niên địa chất của bề mặt cho thấy rằng tiếp xúc trực tiếp với đại dương cũng có thể. Trong thực tế, cả hai cơ chế có khả năng xảy ra.

Sự hiện diện của mạch nước phun ở châu Âu triệt để tạo điều kiện cho việc cung cấp vật liệu từ châu Âu đến Trái đất: không cần phải ngồi trên bề mặt và cất cánh từ nó, chi tiêu một lượng lớn nhiên liệu. Chỉ cần chạy đầu dò quỹ đạo,người bay qua khí thải và lấy một phần vật liệu của họ vào một cái bẫy lạnh (hoặc airgel, như trong bộ máy Stardust), và gửi nó trở lại Trái đất.

Ceres: hành tinh lùn trong vành đai tiểu hành tinh với lớp vỏ băng

Một ứng cử viên khác cho sự hiện diện của nước là Ceres, vật thể lớn nhất của vành đai tiểu hành tinh chính. Theo các nghiên cứu gần đây, nhiều vật thể của vành đai tiểu hành tinh chính không chỉ là các khối đá hoặc các mảnh kim loại, mà còn có cấu trúc khá phức tạp. Như vậy, từ tháng 7 năm 2011 đến tháng 9 năm 2012, tàu vũ trụ Dawn đã làm việc trong quỹ đạo của một tiểu hành tinh khác của vành đai này, Vesta. Hóa ra Vesta, mặc dù có kích thước nhỏ (530 km), là một cơ thể khác biệt với một lịch sử địa chất và bao gồm một lõi sắt nhỏ, một lớp vỏ bằng đá và một lớp vỏ nham thạch đông lạnh. Và trong vài triệu năm đầu tiên, có núi lửa dữ dội ở phương Tây, do sự phân hủy của các đồng vị phóng xạ tồn tại trong thời gian ngắn.

Hình 5 Ceres. Ở bên trái – hình ảnh từ Kính viễn vọng Không gian Hubble. Ở bên phải – cấu trúc bên trong: lõi đá bằng sắt, lớp phủ nước đá, vỏ của hỗn hợp băng và bụi. Hình ảnh từ en.wikipedia.org

Đường kính của Ceres gần 1000 km, tương đương với kích thước của vệ tinh Saturn trung bình; điều này cho thấy cấu trúc của nó cũng khác biệt. Điều thú vị nhất là mật độ Ceres thấp và sự hiện diện của băng, cacbonat và các khoáng chất có độ ẩm cao trên bề mặt của nó làm chứng cho sự có mặt của một lớp băng nước dày hàng chục cây số (Hình 5). Hơn nữa, cơ chế sưởi ấm của Vesta, tất nhiên, cũng có thể xảy ra trên Ceres. Người ta cho rằng trong vài triệu năm đầu tiên sau khi hình thành các cơ quan này, chúng được làm nóng mạnh bởi sự phân rã của các nguyên tố phóng xạ, kể cả các nguyên tố tương đối chết (ví dụ nhôm-26 với chu kỳ bán rã khoảng 717.000 năm. bài viết N. Moscowitz, E. Gaidos. Sự khác biệt của Planetesimals và Hậu quả nhiệt của sự di cư tan chảy). Có lẽ, vào đầu lịch sử của thiên thể này, ruột của nó đã tan chảy, có nghĩa là một phần của nước trên nó ở trong trạng thái lỏng. Tàu vũ trụ Dawn sẽ đến Ceres chỉ trong năm 2015, nhưng hiện nay các nhà khoa học thường xuyên quan sát nó trong các kính thiên văn mặt đất và không gian.

Ceres Geysers: cơ chế "cometary"

Các nhà khoa học từ Đài thiên văn Nam Âu đã nghiên cứu Ceres bằng kính viễn vọng không gian hồng ngoại Herschel. Không giống như ở châu Âu, những quan sát này được thực hiện trong dải hồng ngoại xa, trong vùng phổ rộng gần 538,3 μm (tức là hàng nghìn lần sóng ánh sáng khả kiến), nơi một trong những đường hấp thụ và phát xạ của các phân tử nước trung tính được đặt. Vì độ phân giải tối đa của kính thiên văn tỉ lệ nghịch với bước sóng, nên đĩa Ceres không phân biệt được trong các quan sát này (mặc dù khẩu độ kính thiên văn lớn hơn một lần và lớn hơn nửa lần so với kính viễn vọng Hubble). Mặc dù vậy, vị trí gần đúng của vị trí phát xạ được thiết lập bằng cách đo sự dịch chuyển Doppler của đường phổ quan sát được gây ra bởi sự quay của Ceres xung quanh trục của nó (Hình 6). Hóa ra là lượng khí thải được bản địa hoá trong các khu vực tối nhất của đĩa Ceres. Do đó, sự hình thành hơi nước, có lẽ do sưởi ấm mặt trời.

Hình 6 Sự phụ thuộc của sự dịch chuyển Doppler của dòng nước ở bước sóng 538,3 μm (theo chiều dọc) từ pha quay của Ceres (theo chiều ngang) và sự tương quan của cực đại với các chi tiết của bề mặt. Chấm có khoảng màu đỏ (không chắc chắn) – dữ liệu thử nghiệm đường màu xanh – xấp xỉ mịn; tỷ lệ phát thải đạt ~ 400 m / s. Bản đồ bề mặt có chất lượng tốt nhất hiện có, vì Ceres có một đĩa rất nhỏ. Hình ảnh từ bài viết trong thảo luận Thiên nhiên

Tỷ lệ phát thải đạt tới hàng trăm mét mỗi giây, giống như ở châu Âu, có nghĩa là giải phóng hơi nước qua các lỗ hẹp và dài. Dường như có một cơ chế phát xạ "sao chổi" trên Ceres, khi hơi nước tích lũy dưới bề mặt và thoát ra qua các vết nứt trong đó. Ceres gần với Mặt trời hơn châu Âu, và bề mặt của nó đậm hơn nhiều, vì vậy nó có thể nóng lên trên -50 ° C. Ở nhiệt độ này, nước đá có thể bay hơi đáng kể trong điều kiện chân không vũ trụ.

Các tác giả của bài báo đưa ra ước tính tốc độ bay hơi: 6 kg / giây (đầu tiên, tổng lượng hơi được tính theo cường độ của đường thẳng, sau đó chia cho thời gian trung bình đi từ thời điểm phát xạ xuống bề mặt hoặc rơi vào không gian và nhận được vật liệu cần thiết ). Nếu chúng ta chấp nhận rằng tất cả năng lượng hấp thụ bởi bề mặt từ mặt trời sẽ chuyển sang thăng hoa, thì diện tích thăng hoa hiệu quả chỉ bằng 0,6 km.2 (0,0000001 từ toàn bộ diện tích bề mặt của Ceres). Trong thực tế, tất nhiên, xa tất cả ánh sáng mặt trời được dành cho thăng hoa, và khu vực hiệu quả là hai hoặc ba đơn vị cường độ nhiều hơn, nhưng nó vẫn chiếm một phần nhỏ bề mặt Ceres. Băng có thể bay hơi từ các miệng núi lửa thiên thạch tươi đã vỡ xuyên qua lớp bụi bên ngoài, cũng như từ dưới lớp bụi. Sự trùng hợp của các nguồn hơi nước với các khu vực tối nhất của bề mặt Ceres và tỷ lệ phát thải cao dường như ủng hộ lựa chọn thứ hai, nhưng trong thực tế, sự kết hợp các cơ chế có thể xảy ra. Bạn không thể viết tắt và cryovolcanism. Không giống như các vệ tinh khổng lồ của khí, Ceres không thể nóng lên do thủy triều, nhưng theo một số mô hình, đồng vị tồn tại lâu dài và từ từ trong lõi của nó có thể duy trì nhiệt độ đủ trong lớp vỏ dưới để tạo thành băng nhựa và bắt đầu đối lưu trong đó hoặc thậm chí tan chảy một phần. Nếu không có nguồn nhiệt, nhiệt độ của lớp vỏ băng của Ceres từ lâu đã được hạ xuống đến nhiệt độ trung bình của bề mặt – đến −105 ° C. Nhưng nếu có một lượng đáng kể amoniac trong băng, nó có thể bắt đầu tan chảy ở -80 ° C, và mức độ yêu cầu của hệ thống sưởi không phải là tuyệt vời.Quan sát sâu hơn sẽ giúp hiểu cơ chế hình thành hơi nước hoạt động trên Ceres: sự thăng hoa dưới ảnh hưởng của sưởi ấm mặt trời nên thay đổi theo mùa, và cryovolcanism không phụ thuộc vào chúng.

Như vậy, Ceres đã không còn là tiểu hành tinh lớn nhất – bây giờ nó là hành tinh lùn với một số đặc điểm của sao chổi lớn nhất của Hệ mặt trời, và với một lớp băng, theo đó đại dương lỏng có thể ẩn trong quá khứ, và với dấu vết tương tác của nước và khoáng chất trên bề mặt . Cho dù đại dương vẫn còn chất lỏng cho đến nay, hơi nước đã xuất hiện trong vùng lân cận của Ceres, và chúng ta có thể sẽ học sớm hơn nhiều, khi tàu vũ trụ Dawn sẽ tiến vào quỹ đạo vào tháng 2 năm 2015.

Nguồn:
1) Lorentz Roth et al. Hơi nước thoáng qua ở cực nam của Europa // Khoa học. V. 343. P. 171.
2) Michael Küppers et al. Nguồn nước cục bộ trên hành tinh lùn (1) Ceres // Thiên nhiên V. 505. P. 525.

Ivan Lavrenov


Like this post? Please share to your friends:
Trả lời

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: