Enceladus — glob pod oceanem

Enceladus — glob pod oceanem

Roman Schreiber

Misja Cassini-Huygens bardzo wzbogaciła naszą wiedzę na temat księżyców Saturna. Jednym z nich jest Enceladus, szósty co do wielkości satelita planety o średnicy zaledwie 500 km (szczegóły w ramce). W bieżącym roku pojawiła się seria ważnych prac na temat samego Enceladusa, jak i jego otoczenia. Porządkują one do pewnego stopnia szereg niejasnych do tej pory zagadnień.

Podstawowe dane dotyczące Enceladusa (JPL, NASA)

  • Odkryty w roku 1789 przez Williama Herschela
  • Odległość od Saturna (perycentrum): 237378 km
  • Okres obiegu wokół Saturna: 32,8 godz.
  • Rozmiary: 512 × 494 × 489 km
  • Masa: 1,2 × 1020 kg
  • Porusza się wewnątrz słabego, rozmytego pierścienia E rozciągające-
    go się na obszarze pomiędzy 180 000 a 480 000 km od środka Sa-
    turna

Od roku 2005 wiemy, że przez popękaną lodową powłokę księżyca na jego południowej półkuli wydostają się na zewnątrz pióropusze wodne (fot. 1, 2). Z dotychczasowych pomiarów wiadomo również, że w większych odległościach od Enceladusa napotkano na ubogie w sole kryształki wody — formują się one najprawdopodobniej z pary wodnej i znaleźć je można w obrębie rozmytego saturnowego pierścienia E, wewnątrz którego krąży księżyc.

Rys. 0 Artystyczna wizja przelotu sondy Cassini w pobliżu Enceladusa. Źródło: NASA/JPL

Problemem było pochodzenie wody. W grę wchodziło bezpośrednie wydostawanie się wody ze zbiornika znajdującego się pod zamarzniętą powierzchnią satelity (przez pęknięcia w skorupie) lub procesy takie, jak np. sublimacja lodu na powierzchni.

Ocean wodny pod skorupą Enceladusa?

Ostatnie obserwacje (prace Hansen i in. z „Geophysical Research Letters” z dnia 9 czerwca br. jak również Postberga i in. z „Nature” z 26 czerwca br. {DOI}) dostarczyły silnych argumentów na rzecz pierwszej tezy. Postberg, używając danych z analizatora pyłu na pokładzie misji Cassini otrzymanych w czasie niskiego przelotu nad satelitą (najbliżej 21 km nad powierzchnią), zaobserwował ziarenka zamarzniętego aerozolu bogate w sole potasu i sodu (stanowiące około 0,5–2% masy ziarenek). Obecność soli jest charakterystyczna dla wody, która przed wyjściem w otwartą przestrzeń miała kontakt ze skalistym jądrem Enceladusa. Mamy zatem prawdopodobnie do czynienia z oceanem wodnym pod powierzchnią księżyca. Przewaga słonych ziaren w pobliżu powierzchni Enceladusa jest związana z ich średnio większą masą w porównaniu z kryształkami czystej wody powstałymi z pary wodnej. Słone ziarna w większości przypadków nie są w stanie zawędrować zbyt daleko, mają mniejsze prędkości od lżejszych ziaren czystego lodu.

Fot. 1 Fot. 1. Powierzchnia Enceladusa sfotografowana z pokładu misji Cassini 14 lipca 2005 r. Uwagę zwracają wyraźne pęknięcia widoczne na południowej (u dołu fotografii) półkuli księżyca. Źródło: NASA/JPL/Space Science Institute

Gdybyśmy mieli do czynienia z procesami związanymi z „suchymi” źródłami takimi jak sublimacja lodu na powierzchni księżyca czy dekompozycją klatratów (w tym wypadku kryształów lodu zawierających w swojej sieci krystalicznej uwięzione gazy w rodzaju CO2), to należałoby oczekiwać dla okolic bliskich Enceladusa takiego samego procentu słonych ziaren, jaki zaobserwowano w pierścieniu E (6%), co kłóciłoby się z obserwacjami Postberga.

Okazuje się również, że pióropusze mają złożoną strukturę — Hansen w swojej pracy opisuje analizę spektroskopową gazów w otoczeniu Enceladusa przeprowadzoną w czasie zaćmienia Słońca przez jeden z pióropuszy — na tle rozmytego tła są widoczne szybkie, skolimowane strumienie pary wodnej o gęstości około 3 razy większej od rozmytej części pióropusza. Osiągają one prędkości powyżej 1000 m/s, co biorąc pod uwagę prędkość dźwięku w pióropuszu, odpowiada jej przekroczeniu od pięciu do ośmiu razy. Sumaryczny strumień pary wodnej wprowadzanej w ten sposób do magnetosfery Saturna jest oceniany na około 200 kg/s, z czego szybkie strumienie niosą około 30–50 kg/s. Same strumienie emitowane są z niewielkich obszarów o powierzchni rzędu 1 km2, natomiast rozmyta część pióropusza wymaga dla swego istnienia powierzchni znacznie większych.

Fot. 2 Fot. 2. Pióropusze wodne złożone z pary wodnej i kryształków lodu widoczne w okolicach południowego bieguna Enceladusa. Zdjęcie wykonane kamerą wąskokątną misji Cassini 21 listopada 2009 r. z odległości około 14 000 km. Źródło: NASA/JPL/Space Science Institute

Torus wzdłuż orbity

W tym miejscu pojawia się pytanie — skoro w układzie Jowisza aktywna wulkanicznie Io pozostawia wzdłuż swojej orbity plazmowy torus, to czy podobne zjawisko nie może mieć miejsca w przypadku Enceladusa? Okazuje się, że może — 14 lipca br. w „Astronomy & Astrophysics” ukazała się praca {DOI} Hartogha i in., w której zostały omówione wyniki obserwacji Enceladusa w dalekiej podczerwieni (na falach submilimetrowych) przeprowadzonych orbitalnym teleskopem Herschela. Okazało się, że Enceladus porusza się wewnątrz widocznego w absorpcji na tle tarczy Saturna torusa wypełnionego parą wodną. Nie należy mylić go ze związanym z Enceladusem najbardziej zewnętrznym, zbudowanym z drobnych kryształków lodu, rozmytym pierścieniem Saturna oznaczonym w nomenklaturze pierścieni planety literą E (fot. 3). Kryształki lodu rozpraszają światło słoneczne i dlatego pierścień E można zobaczyć w świetle widzialnym, torus złożony z pary wodnej udało się zobaczyć w podczerwieni dopiero przy pomocy teleskopu Herschel. Grubość torusa wynosi około jednego promienia Saturna, szerokość około dziesięciu. Tempo utraty wody przez Enceladusa policzone na podstawie obserwacji Herschela wynosi około 250 kg/s. Biorąc pod uwagę, że księżyc porusza się w odległości około czterech promieni Saturna od planety, można oczekiwać, że część wody trafia do atmosfery Saturna. Jest to około 3–6%, ilość niewielka, ale wystarczająca dla wyjaśnienia obserwowanej obfitości wody w górnej atmosferze planety. Dodatkowym potwierdzeniem powyższego rozumowania byłaby analiza szerokościowego rozkładu pary wodnej na tarczy Saturna, jednak przestrzenna zdolność rozdzielcza teleskopu dla najwyższej częstotliwości obserwacji (1670 GHz) wynosi 12,6'' i jest niewystarczająca dla przeprowadzenia takich pomiarów. Okazuje się, że para wodna z Enceladusa dociera również do Tytana, jednak w ilości 5–20 razy mniejszej od oczekiwanej. Problem jest ciekawy również z powodu niejasnego statusu „zewnętrznych” źródeł wody w układach planetarnych. Mogą być nimi jądra komet (jak w przypadku zderzenia Jowisza z kometą Shoemaker-Levy 9) czy cząstki pyłu mikrometeoroidowego. Przykład Enceladusa zwraca uwagę na możliwą istotną rolę „lokalnych” źródeł.

Procesy elektromagnetyczne w układzie Enceladus — Saturn

Idźmy dalej z naszymi analogiami — Io produkuje nie tylko torus, ale jest również związana z górną atmosferą Jowisza za pośrednictwem „aktywnej” linii sił pola magnetycznego — płyną przez nią silne prądy. Jednym z przejawów ich obecności jest świecący obszar (powstający na podobnych zasadach co zorza polarna) górnej atmosfery planety widoczny z zewnątrz jako plama poruszająca się wokół bieguna Jowisza w takt ruchu orbitalnego Io. Podobne zjawisko zaobserwowano również dla Ganimedesa i Europy. Enceladus wraz z otaczającym obłokiem pary wodnej porusza się wewnątrz magnetosfery Saturna, możemy zatem oczekiwać jonizacji pary wodnej i co za tym idzie, pojawienia się plazmy. To pociąga za sobą szereg zjawisk prowadzących do przyspieszania cząstek plazmy wzdłuż kierunku pola magnetycznego. Wytracając swoją energię w atmosferze Saturna powinny wywoływać w niej świecenie analogiczne do zorzy polarnej. Ponieważ Enceladus okrąża Saturna, to z upływem czasu położenie podstawy linii sił pola magnetycznego przechodzącej przez księżyc i łączącej go z atmosferą Saturna ulega zmianie — z zewnątrz powinniśmy widzieć plamkę okrążającą biegun planety.

Fot. 3 Fot. 3. Jasne wiązki złożone z kryształków lodu zasilane przez wodne pióropusze Enceladusa rozpraszają się wewnątrz pierścienia E Saturna na obszarze sięgającym dziesiątek tysięcy kilometrów. Ruch orbitalny księżyca odbywa się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Zdjęcie wykonano szerokokątną kamerą sondy Cassini w świetle widzialnym praktycznie „pod słońce” dnia 15 września 2006 r. z odległości około 2,1 mln km od Enceladusa. Sonda znajdowała się wtedy około 15° ponad płaszczyzną pierścieni. Źródło: NASA/JPL/Space Science Institute

Poszukiwania takiego świecenia trwały od odkrycia wody w okolicy Enceladusa, ale dopiero 21 kwietnia br. ukazała się w „Nature” praca {DOI}, której głównymi autorami są Wayne Pryor i Abigail Rymer, opisująca pierwsze obserwacje poszukiwanego zjawiska (fot. 4). Jak do tej pory udało się zaobserwować zorze polarne pochodzące od magnetycznego „sprzężenia” Enceladusa i Saturna jedynie na półkuli północnej. Gdy zorze są widoczne (jest to kilka procent wszystkich skanów obrazu Saturna), można zauważyć zmiany ich natężenia sięgające 300%. Przyczyna nie jest całkiem jasna, ale może być związana ze zmiennością źródeł pary wodnej na powierzchni Enceladusa. Szczegółowe monitorowanie jasności plamki mogłoby dać informacje na temat zmienności aktywności pióropuszy wodnych Enceladusa.

Fot. 4 Fot. 4. Ślad linii sił pola magnetycznego łączącej Enceladusa z atmosferą Saturna, zarejestrowany przez ultrafioletowy spektrograf obrazujący znajdujący się na pokładzie misji Cassini. Obrazy zostały uzyskane w odstępie 80 min — powstały w wyniku skanowania obszaru obserwacji za pomocą szczeliny, nie są to zatem zdjęcia w ścisłym znaczeniu, kiedy zbieramy światło z całego fotografowanego obszaru w tym samym przedziale czasowym. Plamka widoczna jest po dziennej stronie na szerokości około 65° na półkuli północnej, ma rozmiary około 1200 × 400 km. Źródło: NASA/JPL/University of Colorado/Central Arizona College

Natomiast 24 marca br. ukazała się w „Geophysical Research Letters” praca Donalda Gurnetta i współpracowników poświęcona efektom elektrodynamicznym mogącym prowadzić do powstania zorzy polarnej związanej z Enceladusem, opisanej we wspomnianej wcześniej pracy Pryora i Rymer. Gurnett pisze o podobieństwie zjawisk obserwowanych w okolicach Enceladusa do obserwowanych w ziemskich obszarach zorzowych czy w okolicach księżyca Jowisza Io. W okolicach Enceladusa udało się zaobserwować emisje radiowe, tzw. syk zorzowy (auroral hiss). Ich powstanie jest związane z obecnością elektronów przyspieszanych wzdłuż pola magnetycznego w pobliżu księżyca. Czynnikiem przyspieszającym są najprawdopodobniej pola elektryczne równoległe do kierunku pola magnetycznego i wytwarzane przez tzw. stojące fale alfvenowskie — tak jak dzieje się to w przypadku Io. Gurnett i współpracownicy nie wykluczają innych sposobów przyspieszania elektronów, związanych np. z elektrycznie naładowanymi fragmentami powierzchni księżyca czy ładowaniem się drobnych cząstek w wodnym pióropuszu.

Wydaje się, że po sześciu latach pracy misji Cassini na orbicie wokół Saturna poszczególne elementy układanki zaczynają wchodzić na swoje miejsca — wszystko to ma miejsce w przypadku małego, pozornie niczym specjalnie nie wyróżniającego się księżyca Saturna. Co nas jeszcze czeka w wyniku badań układu Saturna przez sondę Cassini? 12 sierpnia br. w „Geophysical Research Letters” pojawiła się praca Simona i in., w której analiza słabiutkich zaburzeń pola magnetycznego w pobliżu innego księżyca Saturna, Dione, doprowadziła do odkrycia jego rozrzedzonej atmosfery. Autorzy liczą na nowe dane w trakcie bliskich przelotów w roku obecnym i 2015. Kończę ten artykuł, gdy sondę dzieli 29 dni (i 7 godzin) od kolejnego zbliżenia do Tytana. Zobaczymy…

Nasz redakcyjny kolega, dr hab. Roman Schreiber, jest pracownikiem Centrum Badań Kosmicznych PAN. Zajmuje się fizyką magnetosfer planet, a w szczególności procesami prowadzącymi do generacji promieniowania radiowego w obszarach zorzowych.
(Źródło: „Urania — PA” nr 5/2011)