Вселенной называется всё сущее на свете. Это и Земля, на которой мы живём, это и горы и моря, покрывающие её поверхность. Это наша Луна и наше Солнце и это бесчисленные звезды, пылающие над нашей головой.
«Мир» никогда не кончится: вселенная была и будет вечна в своём движении и развитии.


Спутники планет-гигантов и Плутон. Спутники планет гигантов


Спутники Планет Гигантов | Астрофизика.Ру

Система спутников Юпитера напоминает Солнечную систему в миниатюре. Четыре спутника, открытые Галилеем, называют галилеевыми спутниками. Это Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Самый большой из них - Ганимед - превосходит по размерам Меркурий (но вдвое уступает этой планете по массе). Пролетая вблизи спутников Юпитера (а потом Сатурна), американские автоматические межпланетные станции "Пионер" и "Вояджер" передали на Землю фотографии с изображением их поверхностей, которые напоминают поверхности Луны и планет земной группы.

Особенно похож на Луну Ганимед. Кроме кратеров, на Ганимеде много длинных хребтов и полос, образующих своеобразные ветвящиеся пучки.

Уникальна поверхность Ио, на которой открыты действующие вулканы, и она буквально вся залита продуктами их извержения.

Очень много кратеров на Каллисто. На фотографиях этого спутника видна многокольцевая структура ("Бычий глаз") диаметром 600 км с системой концентрических колец (до 2600 км в диаметре), вероятно, порожденная ударом метеорита.

Поверхность Европы, испещрена тянущимися на несколько тысяч километров темными и светлыми трещинами (шириной 20-40 км). Самый близкий к Юпитеру спутник Амальтея, а также все далекие спутники, находящиеся за пределами орбит галилеевых спутников, имеют неправильную форму и этим напоминают малые планеты Солнечной системы (астероиды).

Сфотографированы с близкого расстояния и некоторые спутники Сатурна. На поверхности этих небесных тел тоже обнаружено много кратеров. Некоторые из них очень велики (диаметр кратера на спутнике Тефия около 400 км, а на спутнике Мимас около 130 км). Из спутников Сатурна особый интерес представляет Титан, который обладает атмосферой. Она почти целиком состоит из азота, причем плотность и давление атмосферы у поверхности Титана превосходят соответствующие параметры атмосферы Земли. Масса Титана почти в 2 раза, а радиус (около 2580 км) в 1,5 раза больше соответственно массы и радиуса Луны. Следовательно, Титан, как и Ганимед, радиус которого около 2640 км, - очень крупный спутник.

Один из интереснейших спутников Урана - Миранда.

Замечателен и Тритон - самый большой спутник Нептуна. Диаметр Тритона 2705 км. На Тритоне имеется и атмосфера, в основном состоящая из азота. Как и многие другие спутники планет-гигантов, Тритон - силикатно-ледяное небесное тело. На нем обнаружены кратеры, полярные шапки (из замерзшего азота и, возможно, водного льда) и даже газовые гейзеры.

aphys.ru

47.Планеты гиганты –их спутники

Из четырех гигантских планет лучше всего изучен Юпитер, самая большая и ближайшая из этой группы к Солнцу планета. Он в 11 раз больше 3емли по диаметру и в 300 раз по массе. Период его обращения вокруг Солнца почти 12 лет, а расстояние от него 5,2 а.е. Ось вращения Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, и поэтому никакой смены времен года на нем нет. У всех гигантских планет вращение вокруг оси довольно быстрое, а плотность мала. Вследствие этого у них значительное сжатие. У Юпитера оно равно 1/16. и его сразу можно заметить в телескоп. У Сатурна сжатие еще больше: 1/10, но заметно оно лишь тогда, когда Земля находится в плоскости экватора планеты.

Все планеты-гиганты окружены мощными протяженными атмосферами, и мы видим в них лишь облака, вытянутые полосами, параллельными экватору. Темные облака, по-видимому, выше светлых, и яснее всего они видны на Юпитере, даже в слабый телескоп. Никаких постоянных деталей на Юпитере нет, кроме уже три столетия наблюдаемого загадочного красного пятна, имевшего красный цвет около столетия тому назад. Юпитер вращается зонами — чем ближе к полюсам, тем медленнее. На экваторе период вращения 9 ч 50 мин, а у красного пятна на 5 мин 11 сек больше. Периоды вращения на экваторе Сатурна — 10 ч 14 мин, Урана — 10 ч 49 мин, Нептуна — около 16 ч.

Поскольку планеты-гиганты сильно удалены от Солнца, их температура (по крайней мере над их облаками) очень низка: на Юпитере — 145°С, на Сатурне — 180°С, на Уране и Нептуне еще ниже.

Спектральные наблюдения показывают, что атмосферы планет-гигантов содержат в основном молекулярный водород и метан СН4, а в атмосфере Юпитера есть еще и аммиак NН3.

Единственным в своем роде образованием в солнечной системе является плоское кольцо толщиной несколько километров, окружающее Сатурн. Оно расположено в плоскости экватора планеты, которая наклонена к плоскости его орбиты на 27°. Поэтому в течение 30-летнего оборота Сатурна вокруг Солнца кольцо видно нам то довольно раскрытым, то точно с ребра, когда его можно разглядеть в виде тонкой линии лишь в большие телескопы. Ширина этого кольца такова, что по нему, будь оно сплошное, мог бы катиться земной шар.

Промежутки находятся в тех местах, где движение частиц кольца было бы неустойчивым из-за Уран и Венера — единственные планеты, вращающиеся не в ту сторону, в которую вращаются все остальные.

Все планеты-гиганты окружены сложными системами спутников. Эти системы образовались в ходе процесса, напоминающего формирование планет вокруг Солнца, но в меньшем масштабе. Несмотря на то, что мы имеем дело с очень неоднородным множеством объектов, можно отметить несколько общих закономерностей.

У одной группы спутников (диаметром менее 200 км) орбиты находятся на очень малом расстоянии от планеты (исключение – спутники Сатурна) и тесно связаны с кольцами. Пример таких спутников – "пастухи" кольца F у Сатурна. Все они похожи на астероиды: имеют неправильную форму и испещрены множеством ударных кратеров. Судя по плотности, спутники этого вида состоят из смеси силикатов и льда (водяного, аммиачного, метанового).

Другая группа представлена спутниками средних размеров (от 400 до 1500 км), особенно многочисленными у Сатурна и Урана. Они тоже сложены смесью льда и камней. Их низкая средняя плотность указывает на то, что они на 60-70% (про массе) состоят из замёрзшей воды. Из-за большого размера форма у спутников этой группы более правильная, округлая, они меньше похожи на астероиды, хотя и похожи на крупнейшие из них, такие, как Церера. Внутри этих спутников, по-видимому, уже прошли процессы дифференциации вещества (разделения по плотности), что подтверждается большим разнообразием наблюдаемых геологических структур: трещин, понижений, обрывов и т.п. У некоторых спутников этой группы поверхность гладкая, с небольшим количеством ударных кратеров, что говорит о внутреннем источнике энергии, обеспечившем пластическое изменение поверхности спутника и выравнивании кратеров.

К третьей группе относятся самые большие спутники: четыре Галилеевых спутника Юпитера (Ио, Европа, Ганимед и Каллисто) и спутник Сатурна Титан. По своим размерам они сравнимы с планетой земной группы.

К четвёртой группе относятся спутники, которые, по-видимому, представляют собой захваченные планетами-гигантами астероиды. К ней относятся, например, восемь внешних спутника Юпитера (Леда, Гималия, Лизистея, Илара, Ананке, Карме, Пасифе, Синопе). Первые четыре спутника движутся в прямом направлении (т.е. против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса), как большинство тел Солнечной системы, по круговым орбитам, наклонённым на 28º к плоскости экватора планеты. Четыре более далёких от планеты спутника движутся в обратном направлении по эксцентричным (вытянутым) орбитам с углами наклона к плоскости экватора Юпитера от 147º до 180º. Другой представитель этой группы – Феба, самый далёкий спутник Сатурна; это сферическое тело тёмно-розового цвета, которое движется в обратном направлении по орбите, наклонённой к плоскости экватора Сатурна на 150º. Всё свидетельствует о том, что это захваченные астероиды. Как ни странно, но к этой группе относится и Тритон, самый большой спутник Нептуна и седьмой по величине в Солнечной системе (после 4-х Галилеевых, Титана и Луны). Из анализа динамики этого спутника следует, что он когда-то был захвачен Нептуном и в настоящее время приближается к нему, а в отдалённом будущем упадёт на него, предварительно распавшись на множество обломков.

studfiles.net

Реферат - Планеты-гиганты - Рефераты на репетирем.ру

Управление образования Курганинского района

средняя общеобразовательная школа №2

РЕФЕРАТ: Планеты-гиганты

Учащаяся: Закора Татьяна Анатольевна

Курганинск 2002 г.

ПЛАН:

  1. Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

2. Планеты-гиганты . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

  1. Спутники планет-гигантов и Плутон . . . . . . . .

4. Состав и строение спутников планет-гигантов

5. Заключение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6. Список используемой литературы . . . . . . . . . .

7. Приложение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

ВВЕДЕНИЕ

Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун представляют юпитерову группу планет, или группу планет-гигантов, хотя их большие диаметры не единственная черта, отличающая эти планеты от планет земной группы. Планеты-гиганты имеют небольшую плотность, краткий период су­точного вращения и, следовательно, значительное сжа­тие у полюсов; их видимые поверхности хорошо отража­ют, или, иначе говоря, рассеивают солнечные лучи.

Уже довольно давно установили, что атмосферы планет-гигантов состоят из метана, аммиака, водорода, гелия. Полосы поглощения метана и аммиака в спектрах больших планет видны в огромном количестве. Причем с переходом от Юпитера к Нептуну метановые полосы постепенно усиливаются, а полосы аммиака слабеют. Основная часть атмосфер планет-гигантов заполнена густыми облаками, над которыми простирается доволь­но прозрачный газовый слой, где “плавают” мелкие частицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана.

Вполне естественно, что среди планет-гигантов луч­ше всего изучены две ближайшие к нам — Юпитер и Сатурн.

Поскольку Уран и Нептун сейчас не привлекают к себе особенного внимания ученых, остановимся более подробно на Юпитере и Сатурне. К тому же значитель­ная часть вопросов, которые можно решить в связи с описанием Юпитера и Сатурна, относится также и к Нептуну.

ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

Юпитер является одной из наиболее удивительных планет Солнечной системы, и мы уделяем ему значитель­но больше внимания, чем Сатурну. Необычайным в этой планете является не ее полосатое тело с довольно быстрым перемещением темных полос и изменением их ширины и не огромное красное пятно, диаметр которого около 60 тыс. км., изменяющее время от времени свой цвет и яркость, и, наконец, не его “господствующее” по размеру и массе положение в планетной семье. Необычайное за­ключается в том, что Юпитер, как показали радио­астрономические наблюдения, является источником не только теплового, а и так называемого нетеплового ра­диоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойные процессы, нетепловое радиоизлучение явля­ется совсем неожиданным.

То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются источниками теплового радиоизлучения, теперь твер­до установлено и не вызывает у ученых никакого сомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением планет и является “остатком”, а точнее—низкочастотным “хвостом” теплового спектра нагретого тела. Поскольку механизм теплового радио­излучения хорошо известен, такие наблюдения позво­ляют измерять температуру планет. Тепловое радиоиз­лучение регистрируется с помощью радиотелескопов сантиметрового диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на волне 3 см дали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения в ин­фракрасных лучах. В среднем эта температура составля­ет около— 150°С. Но случается, что отклонения от этой средней температуры достигают 50—70, а иногда 140°С, как, например, в апреле — мае 1958 г. К сожалению, пока не удалось выяснить, связаны ли эти отклонения радио­излучения, наблюдаемые на одной и той же волне, с вращением планеты. И дело тут, очевидно, не в том, что угловой диаметр Юпитера в два раза меньше наи­лучшей разрешающей способности крупнейших радиоте­лескопов и что, следовательно, невозможно наблюдать отдельные части поверхности. Существующие наблюде­ния еще очень немногочисленны для того, чтобы отве­тить на эти вопросы.

Что касается затруднений, связанных с низкой раз­решающей способностью радиотелескопов, то в отноше­нии Юпитера можно попробовать их обойти. Нужно только надежно установить на основании наблюдений период аномального радиоизлучения, а потом сравнить его с периодом вращения отдельных зон Юпитера. Вспомним, что период 9 час. 50 мин., — это период вращения его эквато­риальной зоны. Период для зон умеренных широт на 5—6 мин. больший (вообще на поверхности Юпитера на­считывается до 11 течений с разными периодами).

Таким образом, дальнейшие наблюдения могут привести нас к окончательному результату. Вопрос о связи аномального радиоизлучения Юпитера с периодом его вращения имеет немаловажное значение. Если, напри­мер, выяснится, что источник этого излучения не связан с поверхностью Юпитера, то возникнет необходимость в более старательных поисках его связи с солнечной ак­тивностью.

Не так давно сотрудники Калифорнийского техноло­гического института Ракхакришнан и Робертс наблюда­ли радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах (31 см). Они использовали интерферометр с двумя пара­болическими зеркалами. Это позволило им разделить угловые размеры источника, который представляет со­бой кольцо в плоскости экватора Юпитера, диаметром около трех диаметров планеты. Температура Юпитера, которую определили на дециметровых волнах, оказалась слишком высокой для того, чтобы можно было считать природу источника этого радиоизлучения тепловой. Оче­видно, тут мы имеем дело с излучением, происходящим от заряженных частиц, захваченных магнитным полем Юпитера, а также сконцентрированных вблизи планеты благодаря значительному гравитационному полю.

Итак, радиоастрономические наблюдения стали мощ­ным способом исследования физических условий в атмо­сфере Юпитера.

Мы кратко рассказали о двух видах радиоизлучения Юпитера. Это, во-первых, главным образом тепловое ра­диоизлучение атмосферы, которое наблюдается на санти­метровых волнах. Во-вторых, радиоизлучение на деци­метровых волнах, имеющее, по всей вероятности, нетеп­ловую природу.

Остановимся кратко на третьем виде радиоизлучения Юпитера, которое, как упоминалось выше, является не­обычным для планет. Этот вид радиоизлучения имеет также нетепловую природу и регистрируется на радио­волнах длиной в несколько десятков метров.

Ученым известны интенсивные шумовые бури и всплески “возмущенного” Солнца. Другой хорошо из­вестный источник такого радиоизлучения — это так называемая Крабовидная туманность. Согласно пред­ставлению о физических условиях в атмосферах и на поверхностях планет, которое существовало до 1955 г., никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоя­нии “дышать” по образцу разных по природе объектов — Солнца или Крабовидной туманности. Поэтому не удиви­тельно, что когда в 1955 г. наблюдатели за Крабовидной туманностью зарегистрировали дискретный источник радиоизлучения переменной интенсивности, они не сразу решились отнести его на счет Юпитера. Но никакого дру­гого объекта в этом направлении не было обнаружено, поэтому всю “вину” за возникновение довольно значи­тельного радиоизлучения в конце концов возложили на Юпитер.

Характерной особенностью излучения Юпитера яв­ляется то, что радиовсплески длятся недолго (0,5—1,5 сек.). Поэтому в поисках механизма радиоволн в этом случае приходится исходить из предположения либо о дис­кретном характере источника (подобного разрядам), либо о довольно узкой направленности излучения, если источник действует непрерывно. Одну из возможных причин происхождения радиовсплесков Юпитера объяс­няла гипотеза, согласно которой в атмосфере плане­ты возникают электрические разряды, напоминающие молнию. Но позднее выяснилось, что для образования столь интенсивных радиовсплесков Юпитера мощность разрядов должна быть почти в миллиард раз большей, чем на Земле. Это значит, что, если радиоизлучение Юпи­тера возникает благодаря электрическим разрядам, то последние должны носить совершенно иной характер, чем возникающие во время грозы на Земле. Из других гипо­тез заслуживает внимания предположение, что Юпитер окружен ионосферой. В этом случае источником возбуж­дения ионизованного газа с частотами 1—25 мгц могут быть ударные волны. Для того чтобы такая модель согла­совалась с периодическими кратковременными радио­всплесками, следует сделать предположение о том, что ра­диоизлучение выходит в мировое пространство в грани­цах конуса, вершина которого совпадает с положением источника, а угол у вершины составляет около 40°. Не исключено также, что ударные волны вызываются про­цессами, происходящими на поверхности планеты, или конкретнее, что тут мы имеем дело с проявлением вулка­нической деятельности. В связи с этим необходимо пере­смотреть модель внутреннего строения планет-гигантов. Что же касается окончательного выяснения механизма происхождения низкочастотного радиоизлучения Юпи­тера, то ответ на этот вопрос следует отнести к будуще­му. Теперь же можно сказать лишь то, что источники этого излучения на основании наблюдений в течение восьми лет не изменили своего положения на Юпитере. Следовательно, можно думать, что они связаны с по­верхностью планеты.

Таким образом, радионаблюдения Юпитера за по­следнее время стали одним из наиболее эффективных методов изучения этой планеты. И хотя, как это часто случается в начале нового этапа исследований, толко­вание результатов радионаблюдений Юпитера связано с большими трудностями, мнение в целом о нем как о холодной и “спокойной” планете довольно резко изме­нилось.

Наблюдения показывают, что на видимой поверх­ности Юпитера есть много пятен, различных по форме, размеру, яркости и даже цвету. Расположение и вид этих пятен изменяются довольно быстро, и не только благо­даря быстрому суточному вращению планеты. Можно назвать несколько причин, вызывающих эти изменения. Во-первых, это интенсивная атмосферная циркуляция, подобная той, которая происходит в атмосфере Земли благодаря наличию разных линейных скоростей враще­ния отдельных воздушных слоев; во-вторых, неодина­ковое нагревание солнечными лучами участков планеты, расположенных на разных широтах. Большую роль мо­жет играть также внутреннее тепло, источником которо­го является радиоактивный распад элементов.

Если фотографировать Юпитер на протяжении дли­тельного времени (скажем, в течение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий, то можно заметить изменения, происходящие на Юпи­тере, а точнее — в его атмосфере. Наблюдениям над этими изменениями (с целью их объяснения) сейчас уделяют большое внимание астрономы разных стран. Греческий астроном Фокас, сравнивая карты Юпитера, созданные в разные периоды (иногда с интервалом в десятки лет), пришел к заключению: изменения в атмо­сфере Юпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце.

Нет сомнений, что темные пятна Юпитера принадле­жат плотному слою сплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольно разрежен­ная газовая оболочка.

Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера на уровне облаков, вероятно, не превышает 20—30 мм. рт. ст. По крайней мере, газовая оболочка во время наблюдения Юпитера через синий светофильтр едва заметно уменьшает контрасты между темными пятнами и яркой окрестностью. Следовательно, в целом газовый слой атмосферы Юпитера довольно прозрачный. Об этом свидетельствуют также фотомет­рические измерения распределения яркости вдоль диа­метра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение яркости к краю изображения планеты почти одинаковое как в синих, так и в красных лучах. Следует заметить, что между слоями облаков и газа на Юпитере резкой гра­ницы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше зна­чение давления на уровне облаков надо считать при­ближенным.

Химический состав атмосферы Юпитера, как и дру­гих планет, начали изучать еще в начале XX ст. Спектр Юпитера имеет большое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и в инфракрасном участке. В 1932 г. почти каждая из этих полос была отождествлена с метаном или аммиаком.

Американские астрономы Данхем, Адель и Слайфер провели специальные лабораторные исследования и ус­тановили, что количество аммиака в атмосфере Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 м при давлении 1 атм., в то время как количество метана — 45 м при давлении 45 атм.

Основной составной частью атмосферы Юпитера яв­ляется, вероятно, водород. За последнее время это пред­положение подтверждено наблюдениями.

Сатурн, бесспорно,— самая красивая планета Сол­нечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представ­ляет собой систему трех колец. Правда, эти кольца отде­лены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удается рассмот­реть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосфер­ных условиях (при незначительном турбулентном дро­жании изображения и т.п.) и с увеличением в 700—800 раз, то даже на каждом из трех колец едва заметны тон­кие концентрические полосы, напоминающие промежут­ки между кольцами. Самое светлое и самое широкое — среднее кольцо, а самое слабое по яркости — внутрен­нее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутренний в 1,7 раза больше диаметра планеты.

За последнее время наиболее серьезным исследова­нием колец Сатурна в нашей стране занимается мос­ковский астроном М. С. Бобров. Используя данные на­блюдений изменения яркости колец в зависимости от их размещения по отношению к Земле и Солнцу или от так называемого угла фазы, он определил размеры частиц, из которых состоят кольца.

Оказалось, что частицы, входящие в состав колец, в поперечнике достигают нескольких сантиметров и да­же метров. По расчетам М. С. Боброва, толщина колец Сатурна не превышает 10—20 км.

Как и на Юпитере, на Сатурне видны темные полосы, расположенные параллельно экватору. Так же как и для Юпитера, для Сатурна характерна разная скорость вращения для зон с различными широтами. Правда, полосы на диске Сатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера.

СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН

Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких к нашему светилу. Среди другого се­мейства, расположенного за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает твердой по­верхностью в обычно понимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касается Плутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни по размерам, ни по ряду других характе­ристик. Скорее он напоминает крупный астероид (или же систему из двух астероидов), поэтому некоторые ис­следователи вообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие ши­рокий диапазон размеров — от сопоставимых с планета­ми земной группы до небольших астероидов.

К сожалению, сведения о большинстве этих тел, осно­ванные на наземных наблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешних спутни­ков Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наиболь­шими наклонениями и эксцентриситетами орбит. При­мерно четверть из них обращается вокруг своих планет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенно указывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченные астероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей не претерпели заметных изменений после захвата (за исключением возможно более интенсивной бомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела). В то же время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скорее всего, является иной, тесно связанной с периодом форми­рования самой планеты.

Можно предположить, что при очень низких темпера­турах конденсации во внешних областях Солнечной сис­темы и при сравнительно малых размерах этих тел зна­чительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, метановый и аммонийный лед, который во многих случаях должен обнаруживаться на поверхно­сти. Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда вследствие его большого содержания в Солнечной системе, а также более высокой стабильности по срав­нению с аммонийным и метановым льдом.

Что же наблюдается на самом деле? Водяной лед дей­ствительно был обнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна. Основой для этого вывода послужили спектры отраже­ния галилеевых спутников в сопоставлении со спектром льда из Н2О, которые показали, что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда, в значительно меньшей степени они проявляются у Каллисто, а у Ио вообще отсутствуют. Это привело к представлениям о су­щественных различиях поверхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции.

Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Са­турна, Покрытые водяным льдом поверхности (а неко­торые — возможно и целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана — Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. На других спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либо свидетельств присутствия водяного или обра­зующегося при еще более низких температурах конден­сации аммиачного или метанового льда не найдено. У них низкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спут­ника Сатурна Япета характерно то, что у него одна сторона (в направлении движения по орбите) светлая, с высокой отражательной способностью, а противополож­ная сторона темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено.

К сожалению, ничего не известно о поверхности са­мого большого спутника Сатурна — Титана, по размерам превышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изу­чению отражательных свойств его поверхности мешает атмосфера. Предполагали, что поверхность Титана может состоять из водяного или метанового льда. Выдвига­лась гипотеза, согласно которой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последней лежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что в метаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излучения образуются сложные угле­водороды — такие, как этан, этилен и ацетилен. Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-х годах нашего столетия близкие к этим представления о поверх­ности Венеры: ведь и на ней предполагалось обилие угле­водородов, моря нефти и даже пышная растительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзо­тические ожидания; очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой.

В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены спектральные признаки метанового конденсата. По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двух спектраль­ных областях, в одной из которых расположены полосы поглощения водяного и аммиачного льда, а в другой — сильная полоса поглощения метанового льда, оказалось равным 1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры в лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как для спутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношение существенно меньше единицы. Это явля­ется довольно сильным аргументом в пользу наличия ме­тана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшие до недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальными породами, в сторону более реальных предположений о покрываю­щем ее протяженном ледяном слое.

СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ

В предыдущей главе мы уделили много внимания спутникам планет-гигантов, рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно затрагивались проблемы внутреннего строения и эволюции их недр, ключом к ре­шению которых служат наблюдаемые поверхностные структуры. Особый интерес представляют галилеевы спутники Юпитера, на поверхностях которых, как мы видели, обнаружен целый ряд уникальных особенностей, а средняя плотность падает с ростом расстояния от Юпи­тера от 3,53 г/см3 для Ио до 1,79 г/см3 для Каллисто. Изменение плотности естественно отражает различия в составе слагающих эти спутники пород. Рас­четные модели их внутренней структуры еще до полетов космических аппаратов “Вояджер” привели к представ­лениям о том, что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горных пород, в то время как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральные части (ядра), а внешние оболочки образованы водяным или водно-аммонийным льдом. Нужно сказать, что эти пред­положения в своих основных чертах оправдались, но, конечно, сейчас мы узнали об этих небесных телах не­сравненно больше.

В первую очередь это касается спутника Ио, о кото­ром думали, что он потерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева за счет радиоген­ного тепла в его недрах, сложенных силикатными поро­дами. Действительно, для тела таких размеров, как Ио, любой реально допустимый запас долгоживущих радио­изотопов должен был исчерпаться в сравнительно ран­ний период тепловой эволюции; на других галилеевых спутниках роль внутренних источников тепла также не­эффективна. Тем удивительнее было обнаружение на Ио исключительно сильной вулканической активности в со­временную эпоху. На ее вероятный источник указали известный американский планетолог С. Пил и его со­трудники, опубликовавшие свою работу буквально за несколько месяцев до пролета первого “Вояджера”! Сей­час это предположение, подкрепленное эксперименталь­ными фактами, кажется наиболее правдоподобным. При­чиной вулканической деятельности на Ио следует, оче­видно, считать приливный разогрев его недр. Дело в том, что под влиянием притяжения Европы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситета синхронной ор­биты Ио вокруг Юпитера, что вызывает изменения амп­литуды постоянных крупномасштабных приливов. Рас­четы показали, что энерговыделение вследствие прилив­ной деформации этого спутника достаточно, чтобы рас­плавить большую часть его недр. Полагают, что в настоя­щее время у Ио сохранилась лишь очень тонкая твердая кора толщиной в 20—30 км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярно генерируемое тепло служит источником интенсивных извержений, непре­рывной вулканической деятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другой объект, сложенный в ос­новном льдом, то из-за быстрой потери легколетучих элементов от него бы очень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путем исчезали ледяные тела, ис­пытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера или других планет-гигантов.

Модель приливных возмущений, предложенная для Ио, предсказывает наличие небольшого разогрева также для соседней с ним Европы. Количественно этот эф­фект должен быть примерно на порядок меньше, одна­ко и в этом случае он достаточен для того, чтобы под­держивать внутреннюю активность ее недр. Отражением этой продолжающейся тепловой эволюции, очевидно, слу­жит грандиозная сетка трещин на удивительно гладкой поверхности льда, обусловленная тектоническими про­цессами. Европа приблизительно на 20% по массе со­стоит из водяного льда, сосредоточенного в толстой (≈100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протя­женностью в несколько сот километров.

Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности (1,9 г/см3 и 1,8 г/см3), уже почти на 50% со­стоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверх­ностей этих двух тел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими на ранней ста­дии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, при большем содержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило более полную диф­ференциацию вещества и образование менее тонкого ледяного покрова у поверхности. У Ганимеда предпола­гается, таким образом, несколько большее по массе, чем у Каллисто, силикатное ядро, водно-ледяная мантия (воз­можно со слабыми внутренними конвективными движе­ниями) и ледяная кора. В то же время Каллисто, види­мо, обладает наиболее толстой ледяной корой и содер­жит наибольшее количество воды среди всех галилее­вых спутников, причем в его водно-ледяной мантии, ве­роятно, сохранились значительные включения скаль­ных пород.

О внутреннем строении других спутников гигантов известно еще меньше. Более или менее обоснованные предположения опираются на спектрофотометрические характеристики их поверхностей, хотя эти сведения, к сожалению, довольно ограничены. Теоретические моде­ли внутреннего строения строились Д. Льюисом, исхо­дя из допущений о равновесной или неравновесной кон­денсации вещества протопланетной туманности. Было по­казано, что при температурах конденсации ниже 160°К образуются тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда примерно в равном соотношении, если процесс аккумуляции протекает настолько медлен­но, чтобы поддерживалось химическое равновесие с ок­ружающим газом. В случае же быстрой конденсации условия равновесия не обеспечиваются и образуются от­дельные слои, химически не взаимодействующие друг с другом. Такое тело будет иметь ядро, обладающее наи­большей плотностью и окруженное мантией, состоящей из водяного льда и аммонийных гидросульфидов, а так­же кору из аммонийного льда. В обоих вариантах ак­кумуляции плотность образующихся тел оказывается приблизительно одинаковой, не сильно отличающейся от плотности водяного льда. Для больших тел, таких, как Титан, предполагаемая плотность выше (1,5—1,9 г/см3) за счет несколько большей фракции силикатов в сла­гающем их веществе.

От состава должен непосредственно зависеть и ход тепловой эволюции твердых тел во внешних областях Солнечной системы, что предопределяется различной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты показали, что тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда, будут проходить стадию расплавления и медленной дифференциации только при ус­ловии, если их радиус превышает 1000 км. Если же в состав слагающего вещества входят аммонийные соеди­нения, расплавление будет иметь место и для тел мень­ших размеров. Поэтому, если радиус таких спутников не менее 700 км, они будут дифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии, состоящей из во­дяного и растворов водно-аммонийного льда, и ледяной коры толщиной в несколько сот километров. Здесь мож­но усмотреть определенную аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключая примесь аммонийных соединений. В целом такая структура, видимо, более характерна для сопоставимого с ними по размерам Титана. Можно пред­полагать, что у таких крупных тел происходит более полное расплавление вследствие выделения гравитаци­онной энергии дифференциации.

К таким телам непосредственно примыкает и Плутон, на котором, вероятно, происходили менее активные про­цессы. В рамках моделей равновесной конденсации из протопланетной туманности при температуре около 40 К это тело, очевидно, аккумулировалось преимущественно из метанового льда, и слагающее его вещество не пре­терпело в дальнейшем заметной дифференциации. Дру­гая возможность — формирование из гидратов метана (Ch5-8h3O) при температурах конденсации ≈70К, с последующим их разложением в процессе внутренней эволюции, дегазацией СН4 и образованием метанового льда на поверхности. Отождествление его в спектре от­ражения Плутона благоприятствует обеим этим моде­лям, не позволяя, однако, сделать между ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планеты оказывается не выше 1,2 г/см3, а альбедо не менее 0,4, что соответственно уменьшает вероятный диаметр Плу­тона до размеров Луны, а массу ограничивает несколь­кими тысячными долями от массы Земли.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Планеты-гиганты активно изучаются и в наше время. Но

до сих пор многие явления, происходящие на планетах-

гигантах, остаются неизведанными и привлекают внимание

ученых всего мира. И следует полагать, что мы когда-нибудь

все-таки будем иметь полное представление о этих красивых,

необычных планетах.

Вот например. Учёные еще не пришли к единому мнению о

происхождении нерегулярных спутников.( Считается , что регулярные

внутренние спутники сформировались из околопланетного

газопылевого диска в результате слипания многих мелких частиц .)

Ясно только , что важную роль в формировании внешних спутников

играл захват Юпитером астероидов. Компьютерные расчеты

показывают, что, возможно, группа Пасифе возникла в результате

систематического захвата планетой мелких частиц и астероидов на

обратные орбиты во внешней области околоюпитерианского диска.

Открытые вопросы

*Магнитная ось Нептуна проходит далеко не через центр и под большим

углом к оси вращения. Какие процессы формируют такое магнитное поле?

* В чем причина недостатка гелия и водорода на Нептуне?

* Почему на Нептуне так сильны ветры, тогда как он находится очень далеко

от Солнца, а в то же время внутренний источник тепла в недрах планеты

недостаточно силен для таких целей?

И это, конечно, не все вопросы, волнующие современную науку.

Список используемой литературы

1. М.Я. Маров. Планеты солнечной системы

2. И.К. Ковалев. Мир планет

3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца

4. Жарков В.Н. “Внутреннее строение Земли и планет”, М.: Наука, 1974 год.

5. Энциклопедия для детей. Т. 8. Астрономия /Глав. ред. М.Д. Аксенова – М.: Аванта+, 1997 год, 688с: ил.

6. "Система Сатурна", М., Мир,1990г.

7. Ф.Я. Цикл "Семья Солнца: планеты и спутники Солнечной системы", М., Мир, 1984г.

8. "Земля и Вселенная" N4, 1982г.

9. "Справочник любителя и астронома", Е.П.Куликовский, М., Наука, 1977г.

10. "Планеты открытые заново", С.Н.Коновалов, М., Наука, 1981г.

11. Ф. Умпл “Семья Солнца” М., 1984 г.

12. М.Я. Маров “Планеты Солнечной системы”2-е изд. М., 1986.

Приложение

Большое пятно на Нептуне Нептун

спутник Нептуна Протеус

спутник Нептуна Тритон

Сатурн спутник Сатурна Рея

спутник Сатурна Титан

спутник Сатурна Япет спутник Сатурна Гиперион

кольцо Сатурна

Уран Юпитер

спутник Юпитера Ио спутник Юпитера Каллисто

полярное сияние на Юпитере спутник Юпитера Ганимед

спутник Урана Оберон

спутник Урана Титания

спутник Урана Умбриэль

спутник Урана Миранда

referat.store

47.Планеты гиганты –их спутники

Из четырех гигантских планет лучше всего изучен Юпитер, самая большая и ближайшая из этой группы к Солнцу планета. Он в 11 раз больше 3емли по диаметру и в 300 раз по массе. Период его обращения вокруг Солнца почти 12 лет, а расстояние от него 5,2 а.е. Ось вращения Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, и поэтому никакой смены времен года на нем нет. У всех гигантских планет вращение вокруг оси довольно быстрое, а плотность мала. Вследствие этого у них значительное сжатие. У Юпитера оно равно 1/16. и его сразу можно заметить в телескоп. У Сатурна сжатие еще больше: 1/10, но заметно оно лишь тогда, когда Земля находится в плоскости экватора планеты.

Все планеты-гиганты окружены мощными протяженными атмосферами, и мы видим в них лишь облака, вытянутые полосами, параллельными экватору. Темные облака, по-видимому, выше светлых, и яснее всего они видны на Юпитере, даже в слабый телескоп. Никаких постоянных деталей на Юпитере нет, кроме уже три столетия наблюдаемого загадочного красного пятна, имевшего красный цвет около столетия тому назад. Юпитер вращается зонами — чем ближе к полюсам, тем медленнее. На экваторе период вращения 9 ч 50 мин, а у красного пятна на 5 мин 11 сек больше. Периоды вращения на экваторе Сатурна — 10 ч 14 мин, Урана — 10 ч 49 мин, Нептуна — около 16 ч. Поскольку планеты-гиганты сильно удалены от Солнца, их температура очень низка: на Юпитере — 145°С, на Сатурне — 180°С, на Уране и Нептуне еще ниже.

Спектральные наблюдения показывают, что атмосферы планет-гигантов содержат в основном молекулярный водород и метан СН4, а в атмосфере Юпитера есть еще и аммиак NН3.

Единственным в своем роде образованием в солнечной системе является плоское кольцо толщиной несколько километров, окружающее Сатурн. Оно расположено в плоскости экватора планеты, которая наклонена к плоскости его орбиты на 27°. Поэтому в течение 30-летнего оборота Сатурна вокруг Солнца кольцо видно нам то довольно раскрытым, то точно с ребра, когда его можно разглядеть в виде тонкой линии лишь в большие телескопы. Ширина этого кольца такова, что по нему, будь оно сплошное, мог бы катиться земной шар.

Промежутки находятся в тех местах, где движение частиц кольца было бы неустойчивым из-за Уран и Венера — единственные планеты, вращающиеся не в ту сторону, в которую вращаются все остальные.

Все планеты-гиганты окружены сложными системами спутников. Эти системы образовались в ходе процесса, напоминающего формирование планет вокруг Солнца, но в меньшем масштабе. Несмотря на то, что мы имеем дело с очень неоднородным множеством объектов, можно отметить несколько общих закономерностей.

У одной группы спутников (диаметром менее 200 км) орбиты находятся на очень малом расстоянии от планеты (исключение – спутники Сатурна) и тесно связаны с кольцами. Пример таких спутников – "пастухи" кольца F у Сатурна. Все они похожи на астероиды: имеют неправильную форму и испещрены множеством ударных кратеров. Судя по плотности, спутники этого вида состоят из смеси силикатов и льда.

Другая группа представлена спутниками средних размеров (от 400 до 1500 км), особенно многочисленными у Сатурна и Урана. Они тоже сложены смесью льда и камней. Их низкая средняя плотность указывает на то, что они на 60-70% (про массе) состоят из замёрзшей воды. Из-за большого размера форма у спутников этой группы более правильная, округлая, они меньше похожи на астероиды, хотя и похожи на крупнейшие из них, такие, как Церера. Внутри этих спутников, по-видимому, уже прошли процессы дифференциации вещества, что подтверждается большим разнообразием наблюдаемых геологических структур: трещин, понижений, обрывов и т.п. У некоторых спутников этой группы поверхность гладкая, с небольшим количеством ударных кратеров, что говорит о внутреннем источнике энергии, обеспечившем пластическое изменение поверхности спутника и выравнивании кратеров.

К третьей группе относятся самые большие спутники: четыре Галилеевых спутника Юпитера (Ио, Европа, Ганимед и Каллисто) и спутник Сатурна Титан. По своим размерам они сравнимы с планетой земной группы.

К четвёртой группе относятся спутники, которые, по-видимому, представляют собой захваченные планетами-гигантами астероиды. К ней относятся, например, восемь внешних спутника Юпитера. Первые четыре спутника движутся в прямом направлении, как большинство тел Солнечной системы, по круговым орбитам, наклонённым на 28º к плоскости экватора планеты. Четыре более далёких от планеты спутника движутся в обратном направлении по эксцентричным (вытянутым) орбитам с углами наклона к плоскости экватора Юпитера от 147º до 180º. Другой представитель этой группы – Феба, самый далёкий спутник Сатурна; это сферическое тело тёмно-розового цвета, которое движется в обратном направлении по орбите, наклонённой к плоскости экватора Сатурна на 150º. Всё свидетельствует о том, что это захваченные астероиды. Как ни странно, но к этой группе относится и Тритон, самый большой спутник Нептуна и седьмой по величине в Солнечной системе. Из анализа динамики этого спутника следует, что он когда-то был захвачен Нептуном и в настоящее время приближается к нему, а в отдалённом будущем упадёт на него, предварительно распавшись на множество обломков.

studfiles.net

47.Планеты гиганты –их спутники

Из четырех гигантских планет лучше всего изучен Юпитер, самая большая и ближайшая из этой группы к Солнцу планета. Он в 11 раз больше 3емли по диаметру и в 300 раз по массе. Период его обращения вокруг Солнца почти 12 лет, а расстояние от него 5,2 а.е. Ось вращения Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, и поэтому никакой смены времен года на нем нет. У всех гигантских планет вращение вокруг оси довольно быстрое, а плотность мала. Вследствие этого у них значительное сжатие. У Юпитера оно равно 1/16. и его сразу можно заметить в телескоп. У Сатурна сжатие еще больше: 1/10, но заметно оно лишь тогда, когда Земля находится в плоскости экватора планеты.

Все планеты-гиганты окружены мощными протяженными атмосферами, и мы видим в них лишь облака, вытянутые полосами, параллельными экватору. Поскольку планеты-гиганты сильно удалены от Солнца, их температура очень низка: на Юпитере — 145°С, на Сатурне — 180°С, на Уране и Нептуне еще ниже.Спектральные наблюдения показывают, что атмосферы планет-гигантов содержат в основном молекулярный водород и метан СН4, а в атмосфере Юпитера есть еще и аммиак NН3.

Все планеты-гиганты окружены сложными системами спутников. Эти системы образовались в ходе процесса, напоминающего формирование планет вокруг Солнца, но в меньшем масштабе. Несмотря на то, что мы имеем дело с очень неоднородным множеством объектов, можно отметить несколько общих закономерностей.

У одной группы спутников (диаметром менее 200 км) орбиты находятся на очень малом расстоянии от планеты (исключение – спутники Сатурна) и тесно связаны с кольцами. Пример таких спутников – "пастухи" кольца F у Сатурна.

Другая группа представлена спутниками средних размеров (от 400 до 1500 км), особенно многочисленными у Сатурна и Урана. У некоторых спутников этой группы поверхность гладкая, с небольшим количеством ударных кратеров, что говорит о внутреннем источнике энергии, обеспечившем пластическое изменение поверхности спутника и выравнивании кратеров.

К третьей группе относятся самые большие спутники: четыре Галилеевых спутника Юпитера (Ио, Европа, Ганимед и Каллисто) и спутник Сатурна Титан. По своим размерам они сравнимы с планетой земной группы.

К четвёртой группе относятся спутники, которые, по-видимому, представляют собой захваченные планетами-гигантами астероиды. К ней относятся, например, восемь внешних спутника Юпитера. Другой представитель этой группы – Феба, самый далёкий спутник Сатурна; это сферическое тело тёмно-розового цвета, которое движется в обратном направлении

48.Малые планеты-астероиды

АСТЕРОИД - небольшое планетоподобное тело Солнечной системы (малая планета). Самый большой из них Церера, имеющий размеры 970х930 км. Астероиды по размерам сильно различаются, самые маленькие из них не отличаются от частиц пыли. Несколько тысяч астероидов известно под собственными именами. Полагают, что насчитывается до полумиллиона астероидов с диаметром более полутора километров. Однако общая масса всех астероидов меньше одной тысячной массы Земли. Большинство орбит астероидов сконцентрировано в поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от 2,0 до 3,3 а.е. от Солнца. Имеются, однако, и астероиды, чьи орбиты лежат ближе к Солнцу, типа группы Амура, группы Аполлона и группы Атена. Кроме того, имеются и более далекие от Солнца, типа центавров. На орбите Юпитера находятся троянцы. Астероиды могут быть классифицированы по спектру отраженного солнечного света: 75% из них очень темные углистые астероиды типа С, 15% - сероватые кремнистые астероиды типа S, а оставшиеся 10% включают астероиды типа М (металлические) и ряд других редких типов. Классы астероидов связаны с известными типами метеоритов. Имеется много доказательств, что астероиды и метеориты имеют сходный состав, так что астероиды могут быть теми телами, из которых образуются метеориты. Самые темные астероиды отражают 3 - 4% падающего на них солнечного света, а самые яркие - до 40%. Многие астероиды регулярно меняют яркость при вращении. Вообще говоря, астероиды имеют неправильную форму. Самые маленькие астероиды вращаются наиболее быстро и очень сильно различаются по форме. Столкновения астероидов, происходящие на больших скоростях, постепенно приводят к тому, что они разбиваются на мелкие части.

49.Кометы.Метеоры. Метеориты. Кометы - тела Солнечной системы, имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгустком-ядром в центре и хвостом. Вдали от Солнца у комет нет никаких атмосфер и они ничем не отличаются от обычных астероидов. При сближении с Солнцем на расстояния примерно 11 а.е. у них сначала появляется газовая оболочка неправильной формы (кома). Кома вместе с ядром (телом) называется головой кометы. В телескоп такая комета наблюдается как туманное пятнышко. Затем, на расстояниях 3-4 а.е. от Солнца у кометы, под действием солнечного ветра, начинает развиваться хвост

Хвосты могут иметь разную форму, которая зависит от природы частиц, его составляющих: на частицы действует сила гравитационного притяжения, зависящая от массы частицы, и сила давления света, зависящая от площади поперечного сечения частиц. Практически вся масса вещества кометы заключена в ее ядре.

Метеоры - явления в верхней атмосфере, возникающие при вторжении в неё твёрдых частиц — метеорных тел. Вследствие взаимодействия с атмосферой метеорные тела частично или практически полностью теряют свою начальную массу; при этом возбуждается свечение и образуются ионизованные следы метеорного тела. Остатки метеорных тел, порождающих очень яркие болиды, могут выпадать на поверхность Земли в виде метеоритов.

Метеоритами называют камни или куски железа, упавшие на Землю, из межпланетного пространства. Метеориты имеют невзрачный вид: серые, черные или черно-бурые куски камней или железа. Однако метеориты - единственные внеземные тела, доступные для непосредственного изучения.

studfiles.net

План Планеты-гиганты Спутники планет-гигантов и Плутон Состав и строение спутников планет-гигантов 4

Планеты-гиганты

План 1. Планеты-гиганты 2. Спутники планет-гигантов и Плутон 3. Состав и строение спутников планет-гигантов 4. Список используемой литературы ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун представляют юпитерову группу планет, или группу планет-гигантов, хотя их большие диаметры не единственная черта, отличающая эти планеты от планет земной группы. Планеты-гиганты имеют небольшую плотность, краткий период су­точного вращения и, следовательно, значительное сжа­тие у полюсов; их видимые поверхности хорошо отража­ют, или, иначе говоря, рассеивают солнечные лучи. Уже довольно давно установили, что атмосферы планет-гигантов состоят из метана, аммиака, водорода, гелия. Полосы поглощения метана и аммиака в спектрах больших планет видны в огромном количестве. Причем с переходом от Юпитера к Нептуну метановые полосы постепенно усиливаются, а полосы аммиака слабеют. Основная часть атмосфер планет-гигантов заполнена густыми облаками, над которыми простирается доволь­но прозрачный газовый слой, где «плавают» мелкие частицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана. Вполне естественно, что среди планет-гигантов луч­ше всего изучены две ближайшие к нам — Юпитер и Сатурн. Поскольку Уран и Нептун сейчас не привлекают к себе особенного внимания ученых, остановимся более подробно на Юпитере и Сатурне. К тому же значитель­ная часть вопросов, которые можно решить в связи с описанием Юпитера и Сатурна, относится также и к Нептуну. Юпитер является одной из наиболее удивительных планет Солнечной системы, и мы уделяем ему значитель­но больше внимания, чем Сатурну. Необычайным в этой планете является не ее полосатое тело с довольно быстрым перемещением темных полос и изменением их ширины и не огромное красное пятно, диаметр которого около 60 тыс. км., изменяющее время от времени свой цвет и яркость, и, наконец, не его «господствующее» по размеру и массе положение в планетной семье. Необычайное за­ключается в том, что Юпитер, как показали радио­астрономические наблюдения, является источником не только теплового, а и так называемого нетеплового ра­диоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойные процессы, нетепловое радиоизлучение явля­ется совсем неожиданным. То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются источниками теплового радиоизлучения, теперь твер­до установлено и не вызывает у ученых никакого сомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением планет и является «остатком», а точнее—низкочастотным «хвостом» теплового спектра нагретого тела. Поскольку механизм теплового радио­излучения хорошо известен, такие наблюдения позво­ляют измерять температуру планет. Тепловое радиоиз­лучение регистрируется с помощью радиотелескопов сантиметрового диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на волне 3 см дали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения в ин­фракрасных лучах. В среднем эта температура составля­ет около— 150°С. Но случается, что отклонения от этой средней температуры достигают 50—70, а иногда 140°С, как, например, в апреле — мае 1958 г. К сожалению, пока не удалось выяснить, связаны ли эти отклонения радио­излучения, наблюдаемые на одной и той же волне, с вращением планеты. И дело тут, очевидно, не в том, что угловой диаметр Юпитера в два раза меньше наи­лучшей разрешающей способности крупнейших радиоте­лескопов и что, следовательно, невозможно наблюдать отдельные части поверхности. Существующие наблюде­ния еще очень немногочисленны для того, чтобы отве­тить на эти вопросы. Что касается затруднений, связанных с низкой раз­решающей способностью радиотелескопов, то в отноше­нии Юпитера можно попробовать их обойти. Нужно только надежно установить на основании наблюдений период аномального радиоизлучения, а потом сравнить его с периодом вращения отдельных зон Юпитера. Вспомним, что период 9 час. 50 мин., — это период вращения его эквато­риальной зоны. Период для зон умеренных широт на 5—6 мин. больший (вообще на поверхности Юпитера на­считывается до 11 течений с разными периодами). Таким образом, дальнейшие наблюдения могут привести нас к окончательному результату. Вопрос о связи аномального радиоизлучения Юпитера с периодом его вращения имеет немаловажное значение. Если, напри­мер, выяснится, что источник этого излучения не связан с поверхностью Юпитера, то возникнет необходимость в более старательных поисках его связи с солнечной ак­тивностью. Не так давно сотрудники Калифорнийского техноло­гического института Ракхакришнан и Робертс наблюда­ли радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах (31 см ). Они использовали интерферометр с двумя пара­болическими зеркалами. Это позволило им разделить угловые размеры источника, который представляет со­бой кольцо в плоскости экватора Юпитера, диаметром около трех диаметров планеты. Температура Юпитера, которую определили на дециметровых волнах, оказалась слишком высокой для того, чтобы можно было считать природу источника этого радиоизлучения тепловой. Оче­видно, тут мы имеем дело с излучением, происходящим от заряженных частиц, захваченных магнитным полем Юпитера, а также сконцентрированных вблизи планеты благодаря значительному гравитационному полю. Итак, радиоастрономические наблюдения стали мощ­ным способом исследования физических условий в атмо­сфере Юпитера. Мы кратко рассказали о двух видах радиоизлучения Юпитера. Это, во-первых, главным образом тепловое ра­диоизлучение атмосферы, которое наблюдается на санти­метровых волнах. Во-вторых, радиоизлучение на деци­метровых волнах, имеющее, по всей вероятности, нетеп­ловую природу. Остановимся кратко на третьем виде радиоизлучения Юпитера, которое, как упоминалось выше, является не­обычным для планет. Этот вид радиоизлучения имеет также нетепловую природу и регистрируется на радио­волнах длиной в несколько десятков метров. Ученым известны интенсивные шумовые бури и всплески «возмущенного» Солнца. Другой хорошо из­вестный источник такого радиоизлучения — это так называемая Крабовидная туманность. Согласно пред­ставлению о физических условиях в атмосферах и на поверхностях планет, которое существовало до 1955 г., никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоя­нии «дышать» по образцу разных по природе объектов — Солнца или Крабовидной туманности. Поэтому не удиви­тельно, что когда в 1955 г. наблюдатели за Крабовидной туманностью зарегистрировали дискретный источник радиоизлучения переменной интенсивности, они не сразу решились отнести его на счет Юпитера. Но никакого дру­гого объекта в этом направлении не было обнаружено, поэтому всю «вину» за возникновение довольно значи­тельного радиоизлучения в конце концов возложили на Юпитер. Характерной особенностью излучения Юпитера яв­ляется то, что радиовсплески длятся недолго (0,5—1,5 сек.). Поэтому в поисках механизма радиоволн в этом случае приходится исходить из предположения либо о дис­кретном характере источника (подобного разрядам), либо о довольно узкой направленности излучения, если источник действует непрерывно. Одну из возможных причин происхождения радиовсплесков Юпитера объяс­няла гипотеза, согласно которой в атмосфере плане­ты возникают электрические разряды, напоминающие молнию. Но позднее выяснилось, что для образования столь интенсивных радиовсплесков Юпитера мощность разрядов должна быть почти в миллиард раз большей, чем на Земле. Это значит, что, если радиоизлучение Юпи­тера возникает благодаря электрическим разрядам, то последние должны носить совершенно иной характер, чем возникающие во время грозы на Земле. Из других гипо­тез заслуживает внимания предположение, что Юпитер окружен ионосферой. В этом случае источником возбуж­дения ионизованного газа с частотами 1—25 мгц могут быть ударные волны. Для того чтобы такая модель согла­совалась с периодическими кратковременными радио­всплесками, следует сделать предположение о том, что ра­диоизлучение выходит в мировое пространство в грани­цах конуса, вершина которого совпадает с положением источника, а угол у вершины составляет около 40°. Не исключено также, что ударные волны вызываются про­цессами, происходящими на поверхности планеты, или конкретнее, что тут мы имеем дело с проявлением вулка­нической деятельности. В связи с этим необходимо пере­смотреть модель внутреннего строения планет-гигантов. Что же касается окончательного выяснения механизма происхождения низкочастотного радиоизлучения Юпи­тера, то ответ на этот вопрос следует отнести к будуще­му. Теперь же можно сказать лишь то, что источники этого излучения на основании наблюдений в течение восьми лет не изменили своего положения на Юпитере. Следовательно, можно думать, что они связаны с по­верхностью планеты. Таким образом, радионаблюдения Юпитера за по­следнее время стали одним из наиболее эффективных методов изучения этой планеты. И хотя, как это часто случается в начале нового этапа исследований, толко­вание результатов радионаблюдений Юпитера связано с большими трудностями, мнение в целом о нем как о холодной и «спокойной» планете довольно резко изме­нилось. Наблюдения показывают, что на видимой поверх­ности Юпитера есть много пятен, различных по форме, размеру, яркости и даже цвету. Расположение и вид этих пятен изменяются довольно быстро, и не только благо­даря быстрому суточному вращению планеты. Можно назвать несколько причин, вызывающих эти изменения. Во-первых, это интенсивная атмосферная циркуляция, подобная той, которая происходит в атмосфере Земли благодаря наличию разных линейных скоростей враще­ния отдельных воздушных слоев; во-вторых, неодина­ковое нагревание солнечными лучами участков планеты, расположенных на разных широтах. Большую роль мо­жет играть также внутреннее тепло, источником которо­го является радиоактивный распад элементов. Если фотографировать Юпитер на протяжении дли­тельного времени (скажем, в течение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий, то можно заметить изменения, происходящие на Юпи­тере, а точнее — в его атмосфере. Наблюдениям над этими изменениями

(с целью их объяснения) сейчас уделяют большое внимание астрономы разных стран. Греческий астроном Фокас, сравнивая карты Юпитера, созданные в разные периоды (иногда с интервалом в десятки лет), пришел к заключению: изменения в атмо­сфере Юпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце. Нет сомнений, что темные пятна Юпитера принадле­жат плотному слою сплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольно разрежен­ная газовая оболочка. Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера на уровне облаков, вероятно, не превышает 20—30 мм. рт. ст. По крайней мере, газовая оболочка во время наблюдения Юпитера через синий светофильтр едва заметно уменьшает контрасты между темными пятнами и яркой окрестностью. Следовательно, в целом газовый слой атмосферы Юпитера довольно прозрачный. Об этом свидетельствуют также фотомет­рические измерения распределения яркости вдоль диа­метра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение яркости к краю изображения планеты почти одинаковое как в синих, так и в красных лучах. Следует заметить, что между слоями облаков и газа на Юпитере резкой гра­ницы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше зна­чение давления на уровне облаков надо считать при­ближенным. Химический состав атмосферы Юпитера, как и дру­гих планет, начали изучать еще в начале XX ст. Спектр Юпитера имеет большое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и в инфракрасном участке. В 1932 г. почти каждая из этих полос была отождествлена с метаном или аммиаком. Американские астрономы Данхем, Адель и Слайфер провели специальные лабораторные исследования и ус­тановили, что количество аммиака в атмосфере Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 м при давлении 1 атм., в то время как количество метана — 45 м при давлении 45 атм. Основной составной частью атмосферы Юпитера яв­ляется, вероятно, водород. За последнее время это пред­положение подтверждено наблюдениями. Сатурн, бесспорно, — самая красивая планета Сол­нечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представ­ляет собой систему трех колец. Правда, эти кольца отде­лены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удается рассмот­реть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосфер­ных условиях (при незначительном турбулентном дро­жании изображения и т.п.) и с увеличением в 700—800 раз, то даже на каждом из трех колец едва заметны тон­кие концентрические полосы, напоминающие промежут­ки между кольцами. Самое светлое и самое широкое — среднее кольцо, а самое слабое по яркости — внутрен­нее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутренний в 1,7 раза больше диаметра планеты. За последнее время наиболее серьезным исследова­нием колец Сатурна в нашей стране занимается мос­ковский астроном М. С. Бобров. Используя данные на­блюдений изменения яркости колец в зависимости от их размещения по отношению к Земле и Солнцу или от так называемого угла фазы, он определил размеры частиц, из которых состоят кольца. Оказалось, что частицы, входящие в состав колец, в поперечнике достигают нескольких сантиметров и да­же метров. По расчетам М. С. Боброва, толщина колец Сатурна не превышает 10—20 км. Как и на Юпитере, на Сатурне видны темные полосы, расположенные параллельно экватору. Так же как и для Юпитера, для Сатурна характерна разная скорость вращения для зон с различными широтами. Правда, полосы на диске Сатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера. СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких к нашему светилу. Среди другого се­мейства, расположенного за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает твердой по­верхностью в обычно понимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касается Плутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни по размерам, ни по ряду других характе­ристик. Скорее он напоминает крупный астероид (или же систему из двух астероидов), поэтому некоторые ис­следователи вообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие ши­рокий диапазон размеров — от сопоставимых с планета­ми земной группы до небольших астероидов. К сожалению, сведения о большинстве этих тел, осно­ванные на наземных наблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешних спутни­ков Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наиболь­шими наклонениями и эксцентриситетами орбит. При­мерно четверть из них обращается вокруг своих планет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенно указывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченные астероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей не претерпели заметных изменений после захвата (за исключением возможно более интенсивной бомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела). В то же время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скорее всего, является иной, тесно связанной с периодом форми­рования самой планеты. Можно предположить, что при очень низких темпера­турах конденсации во внешних областях Солнечной сис­темы и при сравнительно малых размерах этих тел зна­чительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, метановый и аммонийный лед, который во многих случаях должен обнаруживаться на поверхно­сти. Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда вследствие его большого содержания в Солнечной системе, а также более высокой стабильности по срав­нению с аммонийным и метановым льдом. Что же наблюдается на самом деле? Водяной лед дей­ствительно был обнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна. Основой для этого вывода послужили спектры отраже­ния галилеевых спутников в сопоставлении со спектром льда из Н2О, которые показали, что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда, в значительно меньшей степени они проявляются у Каллисто, а у Ио вообще отсутствуют. Это привело к представлениям о су­щественных различиях поверхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции. Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Са­турна, Покрытые водяным льдом поверхности (а неко­торые — возможно и целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана — Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. На других спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либо свидетельств присутствия водяного или обра­зующегося при еще более низких температурах конден­сации аммиачного или метанового льда не найдено. У них низкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спут­ника Сатурна Япета характерно то, что у него одна сторона (в направлении движения по орбите) светлая, с высокой отражательной способностью, а противополож­ная сторона темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено. К сожалению, ничего не известно о поверхности са­мого большого спутника Сатурна — Титана, по размерам превышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изу­чению отражательных свойств его поверхности мешает атмосфера. Предполагали, что поверхность Титана может состоять из водяного или метанового льда. Выдвига­лась гипотеза, согласно которой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последней лежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что в метаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излучения образуются сложные угле­водороды — такие, как этан, этилен и ацетилен. Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-х годах нашего столетия близкие к этим представления о поверх­ности Венеры: ведь и на ней предполагалось обилие угле­водородов, моря нефти и даже пышная растительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзо­тические ожидания; очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой. В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены спектральные признаки метанового конденсата. По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двух спектраль­ных областях, в одной из которых расположены полосы поглощения водяного и аммиачного льда, а в другой — сильная полоса поглощения метанового льда, оказалось равным 1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры в лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как для спутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношение существенно меньше единицы. Это явля­ется довольно сильным аргументом в пользу наличия ме­тана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшие до недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальными породами, в сторону более реальных предположений о покрываю­щем ее протяженном ледяном слое. СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ В предыдущей главе мы уделили много внимания спутникам планет-гигантов, рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно затрагивались проблемы внутреннего строения и эволюции их недр, ключом к ре­шению которых служат наблюдаемые поверхностные структуры. Особый интерес представляют галилеевы спутники Юпитера, на поверхностях которых, как мы видели, обнаружен целый ряд уникальных особенностей, а средняя плотность падает с ростом расстояния от Юпи­тера от 3,53 г/см3 для Ио до 1,79 г/см3 для Каллисто. Изменение плотности естественно отражает различия в составе слагающих эти спутники пород. Рас­четные модели их внутренней структуры еще до полетов космических аппаратов «Вояджер» привели к представ­лениям о том, что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горных пород, в то время

как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральные части (ядра), а внешние оболочки образованы водяным или водно-аммонийным льдом. Нужно сказать, что эти пред­положения в своих основных чертах оправдались, но, конечно, сейчас мы узнали об этих небесных телах не­сравненно больше. В первую очередь это касается спутника Ио, о кото­ром думали, что он потерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева за счет радиоген­ного тепла в его недрах, сложенных силикатными поро­дами. Действительно, для тела таких размеров, как Ио, любой реально допустимый запас долгоживущих радио­изотопов должен был исчерпаться в сравнительно ран­ний период тепловой эволюции; на других галилеевых спутниках роль внутренних источников тепла также не­эффективна. Тем удивительнее было обнаружение на Ио исключительно сильной вулканической активности в со­временную эпоху. На ее вероятный источник указали известный американский планетолог С. Пил и его со­трудники, опубликовавшие свою работу буквально за несколько месяцев до пролета первого «Вояджера»! Сей­час это предположение, подкрепленное эксперименталь­ными фактами, кажется наиболее правдоподобным. При­чиной вулканической деятельности на Ио следует, оче­видно, считать приливный разогрев его недр. Дело в том, что под влиянием притяжения Европы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситета синхронной ор­биты Ио вокруг Юпитера, что вызывает изменения амп­литуды постоянных крупномасштабных приливов. Рас­четы показали, что энерговыделение вследствие прилив­ной деформации этого спутника достаточно, чтобы рас­плавить большую часть его недр. Полагают, что в настоя­щее время у Ио сохранилась лишь очень тонкая твердая кора толщиной в 20—30 км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярно генерируемое тепло служит источником интенсивных извержений, непре­рывной вулканической деятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другой объект, сложенный в ос­новном льдом, то из-за быстрой потери легколетучих элементов от него бы очень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путем исчезали ледяные тела, ис­пытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера или других планет-гигантов. Модель приливных возмущений, предложенная для Ио, предсказывает наличие небольшого разогрева также для соседней с ним Европы. Количественно этот эф­фект должен быть примерно на порядок меньше, одна­ко и в этом случае он достаточен для того, чтобы под­держивать внутреннюю активность ее недр. Отражением этой продолжающейся тепловой эволюции, очевидно, слу­жит грандиозная сетка трещин на удивительно гладкой поверхности льда, обусловленная тектоническими про­цессами. Европа приблизительно на 20% по массе со­стоит из водяного льда, сосредоточенного в толстой (?100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протя­женностью в несколько сот километров. Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности (1,9 г/см3 и 1,8 г/см3), уже почти на 50% со­стоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверх­ностей этих двух тел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими на ранней ста­дии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, при большем содержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило более полную диф­ференциацию вещества и образование менее тонкого ледяного покрова у поверхности. У Ганимеда предпола­гается, таким образом, несколько большее по массе, чем у Каллисто, силикатное ядро, водно-ледяная мантия (воз­можно со слабыми внутренними конвективными движе­ниями) и ледяная кора. В то же время Каллисто, види­мо, обладает наиболее толстой ледяной корой и содер­жит наибольшее количество воды среди всех галилее­вых спутников, причем в его водно-ледяной мантии, ве­роятно, сохранились значительные включения скаль­ных пород. О внутреннем строении других спутников гигантов известно еще меньше. Более или менее обоснованные предположения опираются на спектрофотометрические характеристики их поверхностей, хотя эти сведения, к сожалению, довольно ограничены. Теоретические моде­ли внутреннего строения строились Д. Льюисом, исхо­дя из допущений о равновесной или неравновесной кон­денсации вещества протопланетной туманности. Было по­казано, что при температурах конденсации ниже 160°К образуются тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда примерно в равном соотношении, если процесс аккумуляции протекает настолько медлен­но, чтобы поддерживалось химическое равновесие с ок­ружающим газом. В случае же быстрой конденсации условия равновесия не обеспечиваются и образуются от­дельные слои, химически не взаимодействующие друг с другом. Такое тело будет иметь ядро, обладающее наи­большей плотностью и окруженное мантией, состоящей из водяного льда и аммонийных гидросульфидов, а так­же кору из аммонийного льда. В обоих вариантах ак­кумуляции плотность образующихся тел оказывается приблизительно одинаковой, не сильно отличающейся от плотности водяного льда. Для больших тел, таких, как Титан, предполагаемая плотность выше (1,5—1,9 г/см3) за счет несколько большей фракции силикатов в сла­гающем их веществе. От состава должен непосредственно зависеть и ход тепловой эволюции твердых тел во внешних областях Солнечной системы, что предопределяется различной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты показали, что тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда, будут проходить стадию расплавления и медленной дифференциации только при ус­ловии, если их радиус превышает 1000 км. Если же в состав слагающего вещества входят аммонийные соеди­нения, расплавление будет иметь место и для тел мень­ших размеров. Поэтому, если радиус таких спутников не менее 700 км, они будут дифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии, состоящей из во­дяного и растворов водно-аммонийного льда, и ледяной коры толщиной в несколько сот километров. Здесь мож­но усмотреть определенную аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключая примесь аммонийных соединений. В целом такая структура, видимо, более характерна для сопоставимого с ними по размерам Титана. Можно пред­полагать, что у таких крупных тел происходит более полное расплавление вследствие выделения гравитаци­онной энергии дифференциации. К таким телам непосредственно примыкает и Плутон, на котором, вероятно, происходили менее активные про­цессы. В рамках моделей равновесной конденсации из протопланетной туманности при температуре около 40 К это тело, очевидно, аккумулировалось преимущественно из метанового льда, и слагающее его вещество не пре­терпело в дальнейшем заметной дифференциации. Дру­гая возможность — формирование из гидратов метана (CH5-8h4O) при температурах конденсации ?70К, с последующим их разложением в процессе внутренней эволюции, дегазацией СН4 и образованием метанового льда на поверхности. Отождествление его в спектре от­ражения Плутона благоприятствует обеим этим моде­лям, не позволяя, однако, сделать между ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планеты оказывается не выше 1,2 г/см3, а альбедо не менее 0,4, что соответственно уменьшает вероятный диаметр Плу­тона до размеров Луны, а массу ограничивает несколь­кими тысячными долями от массы Земли. Список используемой литературы 1. М.Я. Маров. Планеты солнечной системы 2. И.К. Ковалев. Мир планет 3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца

refdb.ru

Спутники планет-гигантов и Плутон, реферат — allRefers.ru

Спутники планет-гигантов и Плутон - Реферат, раздел Астрономия, - 2002 год - Планеты-гиганты

Спутники планет-гигантов и Плутон. Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких к нашему светилу. Среди другого семейства, расположенного за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает твердой поверхностью в обычно понимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касается Плутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни по размерам, ни по ряду других характеристик.

Скорее он напоминает крупный астероид или же систему из двух астероидов, поэтому некоторые исследователи вообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие широкий диапазон размеров от сопоставимых с планетами земной группы до небольших астероидов.

К сожалению, сведения о большинстве этих тел, основанные на наземных наблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешних спутников Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наибольшими наклонениями и эксцентриситетами орбит. Примерно четверть из них обращается вокруг своих планет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенно указывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченные астероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей не претерпели заметных изменений после захвата за исключением возможно более интенсивной бомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела. В то же время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скорее всего, является иной, тесно связанной с периодом формирования самой планеты. Можно предположить, что при очень низких температурах конденсации во внешних областях Солнечной системы и при сравнительно малых размерах этих тел значительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, метановый и аммонийный лед, который во многих случаях должен обнаруживаться на поверхности.

Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда вследствие его большого содержания в Солнечной системе, а также более высокой стабильности по сравнению с аммонийным и метановым льдом. Что же наблюдается на самом деле Водяной лед действительно был обнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна.

Основой для этого вывода послужили спектры отражения галилеевых спутников в сопоставлении со спектром льда из Н2О, которые показали, что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда, в значительно меньшей степени они проявляются у Каллисто, а у Ио вообще отсутствуют.

Это привело к представлениям о существенных различиях поверхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции.

Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Сатурна, Покрытые водяным льдом поверхности а некоторые возможно и целиком ледяной состав имеют все спутники внутри орбиты Титана Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. На других спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либо свидетельств присутствия водяного или образующегося при еще более низких температурах конденсации аммиачного или метанового льда не найдено.

У них низкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спутника Сатурна Япета характерно то, что у него одна сторона в направлении движения по орбите светлая, с высокой отражательной способностью, а противоположная сторона темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено. К сожалению, ничего не известно о поверхности самого большого спутника Сатурна Титана, по размерам превышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изучению отражательных свойств его поверхности мешает атмосфера.

Предполагали, что поверхность Титана может состоять из водяного или метанового льда. Выдвигалась гипотеза, согласно которой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последней лежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что в метаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излучения образуются сложные углеводороды такие, как этан, этилен и ацетилен.

Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-х годах нашего столетия близкие к этим представления о поверхности Венеры ведь и на ней предполагалось обилие углеводородов, моря нефти и даже пышная растительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзотические ожидания очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой. В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены спектральные признаки метанового конденсата. По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двух спектральных областях, в одной из которых расположены полосы поглощения водяного и аммиачного льда, а в другой сильная полоса поглощения метанового льда, оказалось равным 1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры в лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как для спутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношение существенно меньше единицы. Это является довольно сильным аргументом в пользу наличия метана.

Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшие до недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальными породами, в сторону более реальных предположений о покрывающем ее протяженном ледяном слое.

– Конец работы –

Эта тема принадлежит разделу:

Планеты-гиганты

Планеты-гиганты имеют небольшую плотность, краткий период суточного вращения и, следовательно, значительное сжатие у полюсов их видимые поверхности… Полосы поглощения метана и аммиака в спектрах больших планет видны в огромном… Поскольку Уран и Нептун сейчас не привлекают к себе особенного внимания ученых, остановимся более подробно на Юпитере…

Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Спутники планет-гигантов и Плутон

allrefers.ru