Ледяной спутник

Ледяные спутники — класс естественных спутников, поверхность которых состоит в основном из водяного льда, а также изо льдов других летучих молекулярных веществ, например, азота, аммиака или метана. Под поверхностью ледяных спутников могут существовать океаны, а внутри может находиться силикатное или металлическое ядро. Считается, что они могут состоять изо льда-2 или других полиморфных модификаций водяного льда^[1].

При наличии подлёдного океана ледяные спутники являются потенциально обитаемыми.

Ледяные спутники согреваются приливными силами. При наличии у них каменистых ядер энергия может, также, поступать от распада радиоактивных элементов в этих ядрах. На некоторых из них существует криовулканизм (наиболее изученный пример — спутник Сатурна Энцелад).

В Солнечной системе все известные спутники диаметром более 450 км (кроме Ио и Луны) являются ледяными.

Ледяными спутниками Солнца являются все известные карликовые планеты Солнечной системы: Церера и Хаумеа покрыты преимущественно водяным льдом, Плутон — азотным, а Макемаке и Эрида — метановым.

Свойства

Все известные ледяные спутники принадлежат планетам-гигантам, орбиты которых в Солнечной системе лежат снаружи от снеговой линии. Вдобавок, ледяные спутники не могут формироваться во внутренних областях протоспутникового диска, температура в которых (на ранних стадиях формирования планеты) слишком высока для конденсации льдов. Примером является Ио, которая не относится к ледяным спутникам (единственный крупный спутник в Солнечной системе помимо Луны, не относящийся к данной категории).

Считается, что спутник Юпитера Европа по массе на 8 % состоит изо льда и воды (и на 92 % из скальных пород)^[2]. Два внешних галилеевых спутника, Ганимед и Каллисто, содержат ещё больший процент льда, поскольку формировались дальше от горячего прото-Юпитера.

Ледяной спутник Сатурна Титан похож на Землю больше всех остальных тел Солнечной системы; на его поверхности есть стабильные моря и озёра из жидких углеводородов^[3].

См. также

Ледяной гигант

Примечания

↑ ¹ ² Chaplin, Martin. Ice-two structure (неопр.). Water Structure and Science (26 октября 2007). Дата обращения: 2 января 2008. Архивировано 27 марта 2012 года. (англ.)
↑ ¹ ² Canup, Robin M.; Ward, William R. Origin of Europa and the Galilean Satellites (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Bibcode: 2009euro.book...59C. — arXiv:0812.4995. (англ.)
↑ ¹ ² Rosaly Lopes and Robert M. Nelson. Surface features on Titan form like Earth’s, but with a frigid twist (неопр.). IAU (6 августа 2009). Дата обращения: 21 декабря 2009. Архивировано 26 сентября 2009 года. (англ.)

[Ice_II_structure-1] ¹ ² Chaplin, Martin. Ice-two structure (неопр.). Water Structure and Science (26 октября 2007). Дата обращения: 2 января 2008. Архивировано 27 марта 2012 года. (англ.)

[arxiv0812-2] ¹ ² Canup, Robin M.; Ward, William R. Origin of Europa and the Galilean Satellites (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Bibcode: 2009euro.book...59C. — arXiv:0812.4995. (англ.)

[IAU0915-3] ¹ ² Rosaly Lopes and Robert M. Nelson. Surface features on Titan form like Earth’s, but with a frigid twist (неопр.). IAU (6 августа 2009). Дата обращения: 21 декабря 2009. Архивировано 26 сентября 2009 года. (англ.)

[1]

[2]

[3]