Księżyce lodowe
Księżyce lodowe (ściślej lodowo-skalne) – grupa księżyców planet, które zbudowane są z lodów (czyli zamarzniętych lotnych substancji, głównie lodu wodnego i materii o składzie chondrytów. Mogą też mieć żelazne jądro, jak planety grupy ziemskiej. Znane satelity tego rodzaju krążą wokół gazowych olbrzymów w Układzie Słonecznym. Ciała tego typu tworzą się poza tzw. linią śniegu, czyli w dostatecznie dużej odległości od Słońca, aby substancje takie jak woda, amoniak i metan mogły utworzyć ziarna lodowe.
Zawartość materii skalnej w lodowych księżycach jest różna, niektóre ciała są zbudowane niemal wyłącznie z lodu (jak Tetyda, księżyc Saturna). Jest to przeważnie heksagonalny lód Ih; najmasywniejsze księżyce (jak Ganimedes) mogą zawierać także inne odmiany, jak trygonalny lód II, trwały w wysokim ciśnieniu panującym we wnętrzu satelity.
Budowa wewnętrzna
Księżyce tego rodzaju mogą mieć bardzo różnorodną budowę, zależnie od rozmiaru i zawartości materii skalnej, a także ilości ciepła dostarczonej przez siły pływowe. Ciepło dostarczane jest także przez rozpad izotopów promieniotwórczych w materii skalnej. Niektóre z nich mają wykształcone jądro, jak największy w tej grupie Ganimedes, ale część od czasu uformowania nie otrzymała dostatecznie dużej ilości ciepła, aby doszło do podziału wnętrza na warstwy (dyferencjacji grawitacyjnej).
Na skutek działania sił pływowych pod skorupą księżyców lodowych może utworzyć się warstwa ciekłej wody, w formie zbiorników wód głębinowych lub podpowierzchniowego oceanu. Istnienie takiego oceanu jest bardzo prawdopodobne na Europie. Księżyc ten ma jednak dużą gęstość (3,01 g/cm3) i zawiera tylko ok. 8% lodu[1], przez co jest bardziej podobny do planet skalistych niż księżyców lodowych.
Aktywność powierzchniowa
Niektóre ciała z tej grupy posiadają na powierzchni ślady świadczące o aktywności w przeszłości, w szczególności doliny uformowane przez procesy tektoniczne. Część kraterów na dużych księżycach lodowych uległa przekształceniu wskutek procesów geologicznych, np. w postaci izostatycznego podniesienia dna, a nawet zniszczenia pierwotnej rzeźby terenu, w wyniku czego powstał tzw. palimpsest. Dwa księżyce w Układzie Słonecznym bezsprzecznie wykazują współczesną aktywność w formie kriowulkanizmu, są to Enceladus, księżyc Saturna i Tryton krążący wokół Neptuna. Dwa inne prawdopodobnie również są aktywne: w pobliżu Europy zaobserwowano obłok pary wodnej, który prawdopodobnie został wyrzucony przez gejzery[2], natomiast na Tytanie istnieją struktury, które mogą mieć pochodzenie kriowulkaniczne.
Tytan, największy księżyc Saturna, jest ciałem wyjątkowym w tej grupie. W odróżnieniu od innych księżyców w Układzie Słonecznym posiada on gęstą atmosferę, w której zachodzą złożone zjawiska pogodowe, jak obieg metanu i tworzą się złożone związki organiczne (tholiny). Zaobserwowano na nim rzeki i jeziora węglowodorów. Prawdopodobnie zachodzą na nim także zjawiska kriowulkaniczne, może on również posiadać ocean podpowierzchniowy[3].
Przypisy
- ↑ R.M. Canup, W.R. Ward. Origin of Europa and the Galilean Satellites. „The Astrophysical Journal”, 2008-12-30.
- ↑ Hubble Sees Evidence of Water Vapor at Jupiter Moon (ang.). JPL/NASA, 2013-12-12. [dostęp 2013-12-17].
- ↑ Titan’s mysterious radio wave. ESA Cassini-Huygens, 2007-06-01.
Linki zewnętrzne
- Institute of Planetary Research Berlin-Adlershof: Interior Structure of Planetary Bodies (ang.)
- The natural satellites of the giant outer planets (ang.)
| Księżyce planet | |
|---|---|
| Inne księżyce | |
| Największe księżyce |
Media użyte na tej stronie
Interior of Ganymede: Voyager images are used to create a global view of Ganymede. The cut-out reveals the interior structure of this icy moon. This structure consists of four layers based on measurements of Ganymede's gravity field and theoretical analyses using Ganymede's known mass, size and density. Ganymede's surface is rich in water ice and Voyager and Galileo images show features which are evidence of geological and tectonic disruption of the surface in the past. As with the Earth, these geological features reflect forces and processes deep within Ganymede's interior. Based on geochemical and geophysical models, scientists expected Ganymede's interior to either consist of: a) an undifferentiated mixture of rock and ice or b) a differentiated structure with a large lunar sized "core" of rock and possibly iron overlain by a deep layer of warm soft ice capped by a thin cold rigid ice crust. Galileo's measurement of Ganymede's gravity field during its first and second encounters with the huge moon have basically confirmed the differentiated model and allowed scientists to estimate the size of these layers more accurately. In addition the data strongly suggest that a dense metallic core exists at the center of the rock core. This metallic core suggests a greater degree of heating at sometime in Ganymede's past than had been proposed before and may be the source of Ganymede's magnetic field discovered by Galileo's space physics experiments.
Cassini color image of Rhea, showing the wispy trailing hemisphere.