Молекулярное картирование JWST и характеристика водного шлейфа Энцелада, питающего его тор

Энцелад является главной целью в поисках жизни в нашей Солнечной системе, поскольку его активный шлейф, вероятно, связан с большим подземным океаном с жидкой водой.

Используя чувствительный прибор NIRSpec на борту JWST, мы провели поиск органических соединений и охарактеризовали состав и структуру шлейфа. Наблюдения напрямую отбирают флуоресцентное излучение H2O и обнаруживают чрезвычайно обширный шлейф (до 10 000 км или 40 радиусов Энцелада) при криогенных температурах (25 К), заключенный в большой ванне излучения, исходящего от тора Энцелада.

Рисунок 1: Геометрическое альбедо поверхности Энцелада и обнаруженные выбросы водяного пара. а) Геометрическое альбедо поверхности заднего полушария, нормированное по отношению к модели отраженного Солнца30. Спектр показывает несколько явных признаков льда H2O, тогда как на ожидаемых длинах волн для льда CO2, CO или NH3 поглощения не наблюдается. б) Модель наблюдаемого газовыделения воды, в которой идентифицированы 4 отдельные области: центральная область (оранжевый кружок) в пределах 7 радиусов Энцелада (RE); внутренняя область шлейфа между 7 и 30 RE; расширенная область шлейфа (синий контур) к югу и между 30 и 38 RE; и фоновая область тора (розовый контур) к северу и между 30 и 38 RE. в) Данные (черные линии) и модель (цветные линии) эмиссии флуоресценции H2O в четырех областях панели b, сдвинуты по вертикали для ясности. Также указано полученное количество молекул для каждой области. Все модели соответствуют температуре вращения 25 ± 3K. — астро-ф.ЭП

Интересно, что наблюдаемая скорость выделения газа (300 кг/с) аналогична скорости, полученной в результате наблюдений с близкого расстояния с помощью Кассини 15 лет назад, а плотность тора согласуется с предыдущими пространственно неразрешенными измерениями с Гершелем 13 лет назад, что позволяет предположить, что энергия Извержение газа на Энцеладе было относительно стабильным в течение десятилетий.

Выбросы воды наблюдаются по всему полю зрения, показывая огромный водный шлейф, исходящий от Энцелада и питающий расширенный фоновый тор вокруг Сатурна. а) Наблюдения выбирают заднее полушарие Энцелада и край тора, где RS относится к среднему радиусу Сатурна. б) В каждом спакселе (0,1″×0,1″) плотность столбца H2O определяли по наблюдаемым эмиссиям молекулярной флуоресценции в диапазоне от 2,62 до 2,72 мкм. Диаметр Энцелада составляет 0,07 дюйма (меньше спакселя), а во вставке показано непрерывное изображение функции распределения точки (PSF). Наблюдаются некоторые остаточные диагональные полосы, которые, как мы подозреваем, возникают из-за эффектов детектора. c ) Модель30 с двумя компонентами, как показано на рисунке 1b, состоящими из шлейфа и фонового излучения тора, хорошо воспроизводит наблюдения. d) Остаточное изображение было рассчитано путем вычитания модели газовыделения из наблюдений, что показало близкое соответствие данным .— астро-ф.ЭП

Этот уровень активности достаточен для поддержания расчетной плотности столба 4,5 × 1017 м-2 для вмещающего экваториального тора и делает Энцелад основным источником воды в системе Сатурна. Мы провели поиск нескольких отличных от воды газов (CO2, CO, CH4, C2H6, CH3OH), но ни один из них не был идентифицирован в спектрах.

На поверхности заднего полушария мы наблюдаем сильные особенности льда H2O, включая его кристаллическую форму, однако мы не восстанавливаем следы льда CO2, CO или NH3 на основе этих наблюдений. Пока мы готовимся отправить новый космический корабль во внешнюю Солнечную систему, эти наблюдения демонстрируют уникальную способность JWST оказывать критически важную поддержку в исследовании далеких ледяных тел и криовулканических шлейфов.

Вильянуэва Г.Л., Хаммел Х.Б., Милам С.Н., Кофман В., Фагги С., Гленн С.Р., Картрайт Р., Рот Л., Хэнд К.П., Паганини Л., Спенсер Дж., Стэнсберри Дж., Холлер Б., Роу Н.-Гурни, С. Протопоп, Дж. Страццулла, Г. Люцци, Г. Круз-Мерми, М. Эль Мутамид, М. Хедман, К. Денни

Комментарии: Принято к публикации в журнале Nature Astronomy 17 мая 2023 г. Темы: Земная и планетарная астрофизика (astro-ph.EP) Цитировать как: arXiv:2305.18678 [astro-ph.EP] (или arXiv:2305.18678v1 [astro-ph.EP] для этой версии)История отправкиОт: Джеронимо Вильянуэва[v1] Вт, 30 мая 2023 г., 01:34:57 UTC (1373 КБ)https://arxiv.org/abs/2305.18678Astrobiology