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NO.2489-目标土卫二

文字：行星不发光

校稿：辜汉膺 / 编辑：蛾

2022年10月，中国科学技术大学郝记华团队通过计算模型模拟了土卫二地下海洋的化学成分，首次揭示了土卫二海水中可能含有丰富的磷元素。

2023年5月17日，Villanueva等人利用詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）对土卫二进行观测，研究结果表明土卫二喷出的羽流长达10000km，约为土卫二直径的20倍（如图2）。

土卫二有机分子和冰粒进入羽流的过程

（图：NASA/JPL）▼

羽流的主要成分为水蒸气，其中喷射到空间中的物质中大约30%进入土星的E环，70%则散布在土星系统的其他位置。

2023年6月14日，《自然》杂志发表了关根康仁团队的研究结果。该研究分析了卡西尼号探测器收集的土星E环中粒子的化学成分，发现E环中的冰粒富含磷酸钠，并估计土卫二地下海洋的磷浓度约为1-20 mmol/kg，至少是地球海洋磷浓度的100倍。

卡西尼号的宇宙尘埃颗粒分析仪通过对9个单冰粒的分析，获得了它们的光谱图。图中右下为叠加后的光谱图，在钠盐和磷酸盐对应的位置存在明显峰值，表明E环中含有丰富的磷元素。

(图:Yasuhitoet al2023)▼

随着土卫二上磷元素的发现，行星科学家和大众开始重新关注这颗冰冷的卫星。土卫二在如此冰冷的环境中为什么会存在液态水海洋？土卫二上磷酸盐的发现意味着什么？

此外，目前人类对土卫二的了解来自哪里？科学家对可能存在地外生命的行星的关注，是否会产生进一步的探测计划？

土卫二，长这样（图：wiki）▼

卡西尼探测器与土卫二

目前，人类对土星系统的认知主要来自于卡西尼–惠更斯号（Cassini-Huygens）。该太空探测器的任务是由美国宇航局（NASA）、欧洲宇航局（ESA）和意大利宇航局（ASI）合作执行的。

卡西尼-惠更斯号于1997年10月15日发射升空，2004年7月抵达土星轨道。同年12月25日，卡西尼号和惠更斯号分离。

次年1月14日，惠更斯号成功着陆土卫六，并传回数据。而卡西尼号则在轨运行了13年，传回了大量数据，是人类目前了解土星系统的主要信息来源。

卡西尼-惠更斯号发射（图：wiki）▼

卡西尼在轨的13年间，传回了大量的数据资料，目前行星科学家仍未分析完其传回的数据。下面我们来简单梳理一下人类对土卫二的不断认识过程：

1.1980年11月，旅行者1号发现土卫二位于土星E环密度最高的位置；

2.1981年8月，旅行者2号发现土卫二表面既存在古老的撞击坑，又存在年轻的地貌构造；

土卫二上的破损撞击坑（图：wiki）▼

3.2005年2月，卡西尼号的宇宙尘埃分析仪记录了数千次来自微小尘埃或冰粒的撞击，证实了E环是由冰粒组成的宽环；

土卫二与土星E环（图：NASA）▼

4.2005年7月，卡西尼号获得了土卫二南极地区的图像。图像显示其表面存在活跃的地质活动，并发现了巨大且温度较高的裂缝，也被称为“虎纹”。

卡西尼号在12-16微米波段观测到的热成像图

土卫二南极地区存在四条温度明显较高的裂缝

（图：NASA/JPL/GSFC/SSI）▼

5.2006年，卡西尼对土星的E环进行了观测，证明了土卫二上的间歇泉喷射的物质是E环的主要物质来源。同年，卡西尼的高分辨率图像结合其他数据推测土卫二南极地下存在液态水海洋。

6.2007年10月，卡西尼号搭载的复合红外光谱仪获得数据表明几乎所有间歇泉均来自土卫二南极温度较高的四条裂纹附近。

土卫二南极地区间歇泉的形成

（示意图，图：NASA）▼

7.2008年3月，卡西尼号上的离子与中性粒子质谱仪（Ion and Neutral Mass Spectrometer, INMS）对土卫二的羽流进行分析后，检测到了水蒸气、二氧化碳、一氧化碳和有机分子

(大多为低于50原子质量单位的简单有机化合物)。

8.2008年8月，卡西尼号精确地定位了羽流从土卫二表面喷发的位置。图像显示土卫二表面的裂缝深约300 m，内壁呈V形，在裂缝外侧有大量细小物质的沉积物和数十米大小的冰块。同年12月，发现土卫二更多的地质活动，如冰壳的定向扩散。

土卫二的裂缝横截面结构示意图

（图：NASA/JPL）▼

9.2009年6月，卡西尼号在土星最外层环的冰粒中检测到了钠盐。同年9月，在羽流中发现了氨。

10.2010年2月，卡西尼团队发现土卫地表二压力最大的区域与红外地图上最热的区域并不完全重叠，推测土卫二在自转时自转轴存在轻微的摆动。

土卫二喷射出的羽状物（图：wiki）▼

11.2014年4月，Less等人利用卡西尼飞掠土卫二时的多普勒频移数据绘制了其内部结构图。研究结果表明土卫二在30-40公里的冰层下存在10公里深的液态水海洋，地下海洋从南极延伸至中南纬度地区，其含水量相当于一个苏必利尔湖。

同年7月，发现土卫二表面上的101个间歇泉与其地下海洋相连接，这些间歇泉为研究地下海洋的宜居性提供了样本。

12.2015年3月，卡西尼号的宇宙尘埃分析仪数据表明富含硅的微小岩石颗粒是土卫二中溶解了矿物质的热水向上运动与较冷的水接触时形成的。

土卫二表面的间歇泉（想象图，图：NASA）▼

13.2016年，科学家利用卡西尼号七年的观测数据精确地确定了土卫二的旋转状态，并推测土卫二冰层下存在全球液态水海洋而非局部极地液态水海洋。

14.2017年4月，卡西尼的离子和中性质谱仪在土卫二的羽流中检测到大量的氢，大量的氢气表明土卫二存在连续的加热过程。

同年9月，为了避免可能附着有地球的微生物污染土星卫星环境，卡西尼号主动坠入土星大气，燃烧殆尽。

卡西尼号的陨落（想象图，图：NASA）▼

15.2017年11月，法国南特大学的行星科学家盖尔·乔布雷特团队利用卡西尼号航天器返回的数据和在地球上的工程实验数据对土卫二的内部结构和液态水循环进行了模拟，解释了土卫二南极地区的羽流现象。

卡西尼号穿越土卫二的羽流（图：NASA）▼

16.2018年，Postberg等人分析了卡西尼号的宇宙尘埃颗粒分析仪对土卫二羽流的探测数据，发现了较复杂的高分子有机化合物（分子质量超过200原子质量单位）。

目前，行星科学家不仅确定了土卫二上具备了构成生命六大基本元素——碳、氢、氧、氮、硫和磷，而且有适合生命存在的地下液态水海洋。因此，土卫二成为太阳系中最可能存在生命的天体之一。

土卫二夜空想象图（图：wiki）▼

土卫二（Enceladus）是土星第六大的卫星，距离土星由近及远排序位居第14。

1789年8月，威廉·赫歇尔首次通过1.2m的望远镜发现的第二颗土星卫星，故被称为土卫二，其平均直径约为505公里，相对较小。

他也是天王星的发现者（图：wiki）▼

土卫二表面的几何反照率高达138%，且其处于太阳系的雪线（雪线也叫冻结线，在天文学或行星科学中，是指距离中心原恒星的特定距离，在那里足够冷，可以让会挥发的化合物，如水、氨、甲烷、二氧化碳和一氧化碳等凝结成固体冰粒。在太阳系中，雪线位于小行星带和木星轨道之间。）之外，这使其表面的平均夜间温度仅为-196℃，较其他土星卫星更冷。

另一方面，这样大小的卫星通常无法在内部存储或产生足够的热量，所以它本应该是一个完全被冻结的固体，但土卫二并非如此，在寒冷的冰壳下存在液态水海洋。

土卫二与英国的大小比较（图：NASA）▼

土卫二液态水海洋的成因

土卫二(Enceladus)存在地下液态水海洋的主要原因是潮汐

加热。当土卫二绕土星运动时，由于绕行轨道具有偏心率，土星的引力会周期性地将土卫二“搓扁捏圆”，导致其内部受到“挤压拉扯”而产生大量且持续的热能。

此外，由于土卫二形状不规则，土星引力会对其产生一个净力矩而迫使土卫二发生摆动，这也会在土卫二内部产生大量热，这股热量主要集中在南极地区。

科学家通过模型模拟了这种引力摄动，发现这种摆动的对应的表面最大应力范围正好与南极区域一致。

热成像图中，土卫二热量主要集中在南极地区

（图：NASA/JPL）▼

为了更好的解释土卫二的产热机制。2017年11月，法国南特大学的行星科学家盖尔·乔布雷特团队作出一种假设——土卫二的岩石核心是具有高孔隙率的，且是松软的，类似海绵状的核心。它在土星潮汐引力的作用下，会产生持续且稳定的摩擦热（潮汐加热是一个比较稳定的加热过程，如果岩石核心的岩浆粘稠，则潮汐引力产生更多的摩擦热，如果温度升高，岩石核心的岩浆容易流动，潮汐引力产生摩擦热则减少）。

通过计算机模拟发现，其产生的热量高达10GW，足够土卫二地下海洋保持液态持续数千万年到十亿年。

模拟还表明，核心的两极应该对应冰壳比较薄的区域。这可以很好地解释土卫二南极地区的活跃性，但无法解释为什么北极没有类似的羽流。

土卫二由于潮汐加热而产生的间歇泉

（图：NASA/JPL/SSI）▼

喷气推进实验室（JPL）的DennisMatson博士等人认为，潮汐加热仍不足以解释其可以产生液态水并形成水蒸气喷射至太空中，产生和维持卡西尼观测到的温度和喷流过程需要更多的热。

他们引进了一个新的模型。该模型认为，土卫二的热量来自于放射性衰变放热和潮汐加热。通常认为放射性衰变会在太阳系形成后不久就损失掉大部分热量，土卫二由于某种原因保留了这些热量。该模型还预言了土卫二目前仍处于一个冷却阶段，可能会持续十亿年左右。

土卫二表面的纹理（图：NASA）▼

土卫二发现磷酸盐，意味着什么？

磷元素是遗传物质DNA/RNA、储能化合物三磷酸腺苷/ATP和细胞膜的重要成分之一。而土卫二上发现磷元素，补齐了生命存在所需的最后一块拼图。这意味着土卫二具备几乎所有生命存在所必需的条件。

更重要的是，土卫二地下液态水海洋中富含可溶解的磷，这很容易孕育生命。目前，研究估计土卫二液态水海洋中磷元素的浓度是地球海洋的100–1000倍。磷元素在水体中的浓度影响着生物的生长和繁殖，例如富营养化的湖泊会导致藻类大量繁殖。

比如Landsat8拍摄的圣克莱尔湖卫星图像

图中充满了大量的绿色藻类（图：NASA）▼

在地球的海洋中，正是由于大量的生物存在，使得海洋中的磷被消耗到一个很低的浓度；如果土卫二上真的存在生命，那么为什么其液态水海洋中的磷含量如此高？

这或许暗示土卫二上根本就没有生命，或者生命只能以非常缓慢的速度代谢。

然而，这种磷含量如此高的液态水海洋对于任何潜在的外来生物都是一个好消息，未来或许也是人类最好的中转站或补给站之一。

土卫二的结构，如图所示

（图：Jihua Hao, et al. 2022）▼

需要注意的是，探测到的磷酸盐来自土星的E环，并非直接来自于土卫二的羽流或者土卫二地表。尽管基本可以确认土卫二地下液体水海洋存在磷酸盐，但我们仍需保持谨慎。

未来，如果有新的探测器对土卫二进行抵近探测和采样研究，不仅可以验证土卫二地热机制，而且能确认土卫二地下液态水海洋是否存在生命。这对寻找地外生命具有重要意义。

土卫二和地球、月球的大小（图：wiki）▼

在太阳系中，包括但不限于金星、火星、土卫二，土卫六和木卫二等，都是可能存在地外生命的天体。

在火星上发现了水，行星科学家便开展了毅力号火星探测任务；在金星上发现了磷化氢分子，行星科学家便设计了达芬奇号探测器（DAVINCI+）、金星-D任务和VERITAS任务等。

探索无止尽（图：NASA）▼

如今，在土卫二上发现了可被生命吸收的磷酸盐，而对应的探测计划尚未提上日程。在行星科学家的“新欢旧爱”中，唯一不变的就是他们探索和研究地外生命的执着。

尽管卡西尼号退役后，还没有后继者，但“冰月计划”JUICE已于2023年4月14日发射，其主要任务目标是探测木星系统，包括但不限于木卫二、木卫三和木卫四的地下液态水海洋。

“冰月计划”Juice号探测器的行程计划

（图：EAS）▼

土卫二和木卫二具有类似的环境，对木卫二的探测，将有助于人类了解这些冰卫星地下液态水海洋，以及是否存在地外生命。

参考资料：

1.Villanueva G. L., Hammel H. B., Milam S. N., et al. JWST molecular mapping and characterization of Enceladus’ water plume feeding its torus. Nature Astronomy, 2023

2.Frank P., Yasubito S., Fabian., et al. Detection of phosphates originating from Enceladus’s ocean. Nature, 2023. DOI:10.1038/s41586-023-05987-9.

3.Hao J. H., Christopher R. G., et al. Abundant phosphorus expected for possible life in Enceladus’s ocean. Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences. 2022. DOI:10.1073/pnas.2201388119

4.https://solarsystem.nasa.gov/news/12916/cassini-at-enceladus-a-decade-plus-of-discovery/

5.https://www.wikiwand.com/zh-hans/%E5%8D%A1%E8%A5%BF%E5%B0%BC%E5%8F%B7%E6%8E%A2%E6%B5%8B%E5%99%A8

6.http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4895358.stm#map

7.https://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini20100708-b.html

8.https://www.jpl.nasa.gov/news/cassini-spacecraft-reveals-101-geysers-and-more-on-icy-saturn-moon

*本文内容为作者提供，不代表地球知识局立场

封面：壹图网