Удивительная Солнечная система - Александр Громов

Примерно столько же спутников и у Сатурна. Эта меньшая, чем Юпитер, планета обзавелась столь же пышной свитой, хотя ее спутники большей частью меньше галилеевых спутников Юпитера. Но Титан! Единственный спутник, обладающий плотной атмосферой! С этого уникума и начнем.

По размерам Титан с его диаметром 5150 км является вторым по размерам (после Ганимеда) спутником планеты Солнечной системы. Он также крупнее Меркурия, но, имея плотность 1,9 г/см3, уступает по массе и Меркурию, и Ганимеду. Сила тяжести на Титане в 7 раз меньше земной, однако масса атмосферы Титана раз в 10 превышает массу атмосферы Земли. Атмосфера Титана в полтора раза плотнее земной и простирается намного выше над поверхностью.

Казалось бы, нонсенс. Как может тело сравнительно небольшой массы удержать такую атмосферу? Ответ довольно банален: атмосфера Титана очень холодна, а значит, кинетическая энергия молекул низка, их скорости просто недостаточны для того, чтобы покинуть планету. В прошлом выдвигались гипотезы, преисполненные надежды: а вдруг метан (парниковый газ все-таки!) обеспечивает атмосфере Титана настолько сильный парниковый эффект, что поверхность этого спутника нагрета почти до земных температурных кондиций? А если так, то на Титане, возможно, есть жизнь! Правда, сторонникам этой гипотезы приходилось идти на теоретические измышления, чтобы объяснить, как у тела с параметрами Титана вообще может существовать теплая и притом плотная атмосфера.

Зонд «Гюйгенс», отделившийся от АМС «Кассини» и совершивший посадку на Титан 14 января 2005 года, послал на Землю большой объем информации и принес разочарование оптимистам. Замеренная температура атмосферы Титана составила 70,5 К в верхних слоях и 93,8 К на поверхности. Титан оказался очень холодным миром. Минус 180 °C – явно не те условия, в которых может процветать белковая жизнь. По основному химсоставу атмосфера Титана – смесь метана с азотом, причем доля метана возрастает от тропосферы до поверхности. На высоте 20 км держится метановая облачность. Вблизи поверхности условия таковы, что допускают существование метана во всех трех фазах: твердой, жидкой и газообразной. На снимках поверхности Титана (рис. 52 на цветной вклейке), сделанных «Гюйгенсом», видна довольно унылая равнина, усыпанная камнями или ледяными блоками, несущими на себе следы эрозии, вероятно, вызванной потоками жидкости, так как скорость ветра у поверхности мала. Сама поверхность по большей части состоит из ледяной смеси воды и замерзших углеводородов. Водяной лед играет роль одной из горных пород. В месте посадки грунт напоминает рыхлый песок, что, вероятно, связано с вымыванием жидким метаном вещества, цементирующего песчинки.

Позднее было проведено радиолокационное картографирование 60 % поверхности Титана. Выяснилось, что метановые (может быть, метаново-этановые) озера занимают 14 % изученной площади. Найдены русла потоков, прорезающих горные хребты и впадающих в обширные «водоемы» (рис. 53). Снимки поверхности, сделанные «Гюйгенсом» со значительной высоты, в общем напоминают некоторые районы нашей Земли, но увы – Титан далеко не Земля.

О внутреннем строении Титана можно сказать немногое. Предполагается, что оно имеет сходство с Ганимедом, но приливные воздействия на Ганимед со стороны Юпитера сильнее приливных воздействий на Титан со стороны Сатурна. Как следствие, Титан несколько «спокойнее». Однако и на нем отмечен криовулканизм: найдены вулканические кратеры, из которых периодически изливается смесь водяного льда и раствора аммиака. Некоторые участки таких «лав» покрыты слоем простых органических соединений, возможно, твердого пропана.

Рис. 53. Русла рек на Титане

Согласно расчетам, Титан имеет твердое ядро диаметром 3400 км, состоящее из силикатных пород и окруженное минимум двумя слоями льда. Нижний слой – сильно сжатый водяной лед, а верхний слой состоит из водяного льда и гидрата метана. Между слоями возможна прослойка из жидкой воды.

Это на большой глубине. Однако существует гипотеза о наличии на Титане глобального подповерхностного океана. Пока это лишь гипотеза, но сравнение снимков, сделанных «Кассини» в 2005 и 2007 годах, показало, что детали ландшафта сместились на 30 км. Если весь рельеф планеты не «плавает» и если речь не идет об ошибке, то с чего бы взяться такому смещению?

Прочие известные спутники Сатурна не так крупны, их диаметры заключены в пределах от 220 (Феба) до 1528 км (Рея). Меньшие спутники не имеют шарообразной формы: например, довольно крупный спутник Янус (194 на 154 км) все же недостаточно велик, чтобы стать шаром под действием собственного тяготения. Но если посмотреть на Юпитер и Сатурн в небольшой (скажем, 150-миллиметровый) телескоп, то вблизи Юпитера мы увидим лишь четыре растянувшихся цепочкой спутника, а вблизи Сатурна – целых шесть: Энцелад, Тефию, Диону, Рею, Титан и Япет. В несколько более крупный телескоп внимательный наблюдатель заметит Мимас. Правда, скорее всего, эти спутники не будут вытянуты в одну линию, так как подобное событие случается лишь дважды за долгий сатурнианский год, а будут представлять собой неорганизованную кучку мелких звездочек вокруг окольцованной планеты, – но это уже пустяки. Наблюдая галилеевы спутники Юпитера, неискушенный человек тоже не сразу поймет, где какой спутник. Пожалуй, будет разумно указать последовательность крупных спутников Сатурна по мере увеличения их орбит: Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан, Гиперион, Япет, Феба. У всех них низкая плотность, что говорит о высоком содержании льда.

Каждое из этих тел замечательно по-своему.

Небольшой (398 км) Мимас (рис. 54) несет на себе огромный – почти в треть диаметра планеты – ударный кратер Гершель. Странно, что Мимас не раскололся после такого удара. Кратер назван в честь У. Гершеля, открывшего Мимас в 1789 году.

Рис. 54. Мимас

Энцелад (505 км) – самое яркое тело в Солнечной системе, его поверхность сверкает, как горный ледник, и точно так же иссечена трещинами и разломами (рис. 55).

Рис. 55. Энцелад

Интереснейшее явление на Энцеладе – криовулканизм. В отличие от Ганимеда и Титана, вулканическая активность Энце-лада постоянна, «лавы» не наблюдается, зато многократно отмечены выбросы ледяного крошева и газов из разломов. Эти ледяные гейзеры подчас бьют на значительную высоту. Ничего удивительного нет в том, что выбросы с Энцелада подпитывают кольцо Е и даже, как недавно выяснилось, кольцо А. «Кассини», все еще работающий в системе Сатурна и уже совершивший более полутора десятков пролетов вблизи Энцелада, 10 октября 2008 году пролетел всего в 25 км от его южной полярной области и осуществил анализ гейзерных выбросов. Они оказались состоящими из водяного пара (65 %), водорода (20 %), а остальное приходится на азот, угарный газ и углекислый газ.

Причина высокой активности столь небольшого тела понятна – приливные воздействия со стороны Сатурна держат недра Энцелада в нагретом состоянии. Однако конкретный механизм выбросов неизвестен, хотя для его объяснения и предложено несколько гипотез. Вероятнее всего, под ледяной поверхностью имеется резервуар жидкой воды, нагреваемой снизу. Излишек тепла сбрасывается вовне при извержениях, как это происходит и с земными гейзерами в совсем других физических условиях. Возможно, в криовулканизме значительную роль играет содержащийся в ледяной оболочке Энцелада аммиак, вступающий в соединение с водой в виде моногидрата или дигидрата и снижающий температуру таяния льда.

Любопытно, что наиболее крупные разломы Энцелада расположены не хаотично, а параллельно друг другу (рис. 56). На фоне этих крупнейших разломов многочисленные прочие трещины выглядят просто морщинами. Не менее любопытно и то, что основная криовулканическая активность сосредоточена в районе полюсов. А вращается вокруг оси Энцелад так, что периоды его вращения и обращения равны, то есть он всегда повернут к Сатурну одним боком, и то его полушарие, что постоянно обращено вперед по ходу орбитального движения, называют «лидирующим», а противоположное – «задним» или «хвостовым».

Жаль, что «Кассини» с его ограниченными возможностями изучения Энцелада остается по сути единственным инструментом нашего познания этого и других спутников. Новых миссий к Сатурну с посадками на спутники пока не планирует ни одно космическое агентство.

Тефия (1066 км) в целом похожа на Луну или Меркурий с той разницей, что имеет ледяную поверхность (рис. 57). Судя по низкой средней плотности (1,2 г/см3), Тефия должна состоять преимущественно изо льда с вкраплениями горных пород.

Рис. 56. «Тигровые полосы» – система параллельных разломов на Энцеладе

Рис. 57. Тефия с кратером Одиссей