#Спутники

Этот грандиозный утёс на Миранде, спутнике Урана, возвышается примерно на 20 километров — почти в 10 раз выше, чем знаменитый Гранд-Каньон на Земле. Его масштаб настолько впечатляет, что если бы он находился на нашей планете, вершина терялась бы в стратосфере.

Благодаря слабой гравитации Миранды падение с такой высоты заняло бы около 12 минут.

Этот спутник Сатурна выглядит немного иначе, чем остальные. В основном, он отличается огромным количеством кратеров и зазубрин. Предполагается, что они появились после огромного числа столкновений с более мелкими объектами.

Также стоило бы упомянуть, что он, вероятно, на 60% состоит из обычного водяного льда, а до 40% его внутреннего объёма занимают пустоты.

Поверхность ледяных спутников Юпитера и Сатурна оказалась совсем не такой, как мы представляли: это не гладкий каток из привычного нам льда, а экстремально пористый, «пушистый» материал, больше напоминающий свежевыпавший снег, ледяную пудру или даже пенопласт. К такому выводу пришли астрономы, проанализировавшие данные о том, как быстро нагреваются и остывают эти далёкие миры. Оказалось, что ночная сторона спутников остывает, а дневная — нагревается гораздо быстрее, чем должно быть у сплошного водяного льда. Это явление описывается параметром «тепловая инерция», и у верхнего слоя (первые миллиметры) ледяных лун он оказался аномально низким — от 9 до 20 единиц против ~2000 у монолитного льда. Единственное правдоподобное объяснение: поверхность состоит из мельчайших частиц водяного льда (меньше 1 мм), которые почти не соприкасаются друг с другом, образуя структуру с пористостью свыше 80–85%. То есть более 80% объёма — это пустоты.

При этом ситуация меняется с глубиной: уже на глубине около сантиметра тепловая инерция растёт, что указывает на уплотнение реголита. Получается своеобразная «слоёная» структура: сверху — воздушная ледяная «вата», ниже — более плотный, но всё ещё очень пористый слой (50–70% пористости даже на глубине метра у спутников Юпитера). Интересно, что гравитация на таких телах слишком мала (не более 1/7 земной), чтобы самостоятельно уплотнить материал на таких масштабах, поэтому учёные предлагают три механизма формирования такой структуры: постоянное осаждение нового мелкодисперсного материала сверху, «взбивание» поверхности микрометеоритами, которые дробят лёд в крошку, и медленную перестройку льда из-за перепадов температур (так называемая температурно-градиентная метаморфоза, похожая на процессы в земной морозилке, когда лёд испаряется и осаждается заново).

Эти открытия имеют прямое практическое значение для будущих миссий. Посадочный аппарат, ступающий на такую поверхность, рискует не столько «провалиться» (малая гравитация этому препятствует), сколько столкнуться с другими сложностями: если у спутника нет плотной атмосферы (как, например, у Европы или Каллисто), спуск будет осуществляться на ракетной тяге, а раскалённые выхлопные газы двигателей могут легко унести или разрыхлить и без того хрупкий поверхностный слой. Поэтому инженерам, возможно, придётся увеличивать площадь опор посадочных модулей и расстояние между ними. Ещё сложнее будет планетоходам: колёса могут буксовать в рыхлом льду, поднимая облака реголита, которые опасны для механизмов (опыт луноходов и марсоходов это подтверждает). Гусеничная техника тоже под вопросом: пористый лёд может набиваться между катками, со временем обездвиживая аппарат. Даже перспективные «прыгающие» роверы, разрабатываемые для Луны, могут увязать в суперрыхлой среде.

Особенно радикальна ситуация на спутниках Сатурна (например, Энцеладе или Тефии): там пористость выше 85% сохраняется уже на глубине метров, а значения 70–80% фиксируются и глубже. Это не только усложняет передвижение, но и создаёт риски при бурении — например, при попытке добраться до подлёдных океанов. Стенки скважины могут осыпаться, а рыхлый лёд — оседать в отверстие, мешая работе бура.

Пока остаётся не до конца ясным, почему между спутниками Юпитера и Сатурна наблюдается такая разница в плотности реголита: гравитация у первых выше, но моделирование показывает, что одной только силы тяжести недостаточно для столь существенного уплотнения. Также внешними наблюдениями трудно определить, насколько резок переход между слоями разной плотности и на какой именно глубине он происходит. Наконец, загадкой остаётся и сама причина экстремальной пористости: возможно, ключевую роль играет «липкая» природа водяного льда в сочетании со слабой гравитацией, которая позволяет мелким частицам формировать устойчивые, но очень рыхлые структуры, не схлопывающиеся под собственным весом.

Всё это делает ледяные спутники одновременно и чрезвычайно интересными, и технологически сложными целями для исследования. Понимание физической природы их реголита — не просто академический вопрос, а необходимое условие для успешного проектирования посадочных платформ, роверов и буровых систем будущих миссий, которые, возможно, откроют нам тайны подлёдных океанов и потенциальной жизни за пределами Земли.

У Нептуна сейчас 16 известных лун. Но миллиарды лет назад их семья выглядела совсем иначе — пока в систему не ворвался Тритон. Эта огромная луна пришла извне, с холодных задворок Солнечной системы, и устроила настоящий разгром. Изначальные спутники Нептуна одни столкнулись друг с другом, другие были выброшены прочь, третьи рухнули на саму планету. Из той первой коллекции, похоже, выжил один-единственный объект — Нереида.

К такому выводу пришла команда из Калтеха под руководством Мэттью Белякова. Учёные изучили Нереиду с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб».

Главная загадка Нереиды — её орбита. Спутник диаметром около 350 километров крутится вокруг Нептуна почти земной год по вытянутой траектории. В ближней точке он подходит к планете на 1,4 миллиона километров, в дальней уходит на 9,6 миллиона. Для нормальной луны это поведение странное, и долгое время считалось, что Нереида — захваченный гость из пояса Койпера, как многие другие спутники у внешних планет.

«Уэбб» эту версию похоронил. По спектру выяснилось, что льда в Нереиде заметно больше, чем у типичных тел пояса Койпера. Получается, она формировалась вблизи Нептуна изначально, а её сегодняшняя дикая орбита — след того самого катастрофического прихода Тритона. Беляков с коллегами выстроили модель: мигрирующий внутрь Тритон расшвырял регулярные спутники, и одному из них достался эксцентричный пинок наружу — туда, где его уже никто не достал.

Внутренние нынешние луны Нептуна, судя по всему, собрались позже из обломков той первой катастрофы. Подтвердить картину окончательно могла бы новая миссия к восьмой планете, но в планах её пока нет.

Он попал в кадр камеры аппарата Юнона (первое изображение). Съемка велась с расстояния 5000 километров, разрешение — примерно 3 километра поверхности спутника на пиксель.

Спутник недостаточно крупный, чтобы иметь шарообразную форму, и его размеры — 116×98×84 км. На поверхности четко видна единственная черта рельефа, имеющая название, — большой кратер Зетус. Его диаметр — около 40 км.

В 2005 году космический аппарат Cassini сделал этот снимок с расстояния 93 тыс. километров. Хорошо видны некоторые подробности рельефа на ледяном покрове, под которым может скрываться океан жидкой воды.

Снимки, сделанные аппаратом «Кассини», ясно демонстрируют различие между двумя лунами Сатурна. Ледяная Рея — безатмосферное тело, усеянное кратерами, тогда как Титан прячет свой лик под плотной атмосферой, насыщенной азотом, которая даже превосходит земную по плотности.

Титан — первый открытый спутник Сатурна. Его обнаружил голландский астроном Христиан Гюйгенс в 1655 году. Это крупнейший спутник Сатурна, почти вдвое превышающий Луну по размеру. Более того, он крупнее Меркурия, хотя и уступает ему по массе.

Рея была открыта в 1672 году итальянским астрономом Джованни Кассини. Она занимает второе место по размеру среди спутников Сатурна. В 2008 году, благодаря данным с аппарата «Кассини», появилось предположение, что Рея окружена системой из трёх узких, сравнительно плотных колец.

У Сатурна очень много спутников, но на фотографиях "Кассини" встретить больше нескольких штук за раз получается редко. Всё дело в их размерах и орбитах - не все спутники достаточно большие, чтобы их можно было различить, и не все находятся на таких орбитах, чтобы можно было сделать "групповое фото".

Ганимед — рекордсмен среди спутников. Крупнее Меркурия, обладает собственным магнитным полем и, по расчётам, прячет под ледяной корой океан, в котором воды больше, чем во всех земных океанах вместе взятых. К нему сейчас летит европейский аппарат JUICE, и международная команда учёных заранее определила, куда ему стоит смотреть в первую очередь.

Речь о криовулканах — аналогах земных вулканов, только вместо магмы наружу выталкивается вода и летучие соединения из подповерхностного океана. Движущая сила — приливное сжатие: гравитация Юпитера непрерывно деформирует недра спутника, и накопленная энергия выдавливает материал сквозь ледяную оболочку.

Команда переработала данные спектрометра NIMS, который стоял на борту аппарата «Галилео», исследовавшего систему Юпитера в 1995–2003 годах. Анализ выявил необычные впадины и структуры на поверхности Ганимеда, потенциально связанные с криовулканической активностью. Четыре из них — патеры, похожие на жерла, через которые вещество изливалось на поверхность, — оказались наиболее перспективными кандидатами.

Почему это важно. Если криовулканы действительно выносят воду из глубин на поверхность, в ледяных отложениях вокруг них могут сохраняться следы органических молекул и другие биосигнатуры. Проверить это смогут инструменты JUICE — спектрометр MAJIS и камера JANUS.

Помимо Ганимеда JUICE изучит Каллисто и Европу. Вместе с аппаратом NASA Europa Clipper они составят самую масштабную экспедицию к ледяным мирам Юпитера.