WinNavigator

Frigate

Norton Commander

WinNC

Dos Navigator

Servant Salamander

Turbo Browser

Winamp, Skins, Plugins

Необходимые Утилиты

Текстовые редакторы

Юмор

File managers and best utilites

Солнечная система. Реферат планеты

Солнечная система. Планеты Солнечной системы

Солнечная система - это система планет, в центре которой находится яркая звезда, источник энергии, тепла и света - Солнце.По одной из теорий Солнце образовалось вместе с Солнечной системой около 4,5 миллиардов лет назад в результате взрыва одной или нескольких сверхновых звезд. Изначально Солнечная система представляла собой облако из газа и частиц пыли, которые в движении и под воздействием своей массы образовали диск, в котором возникла новая звезда Солнце и вся наша Солнечная система.

В центра Солнечной системы находится Солнце, вокруг которого по орбитам вращаются девять крупных планет. Так как Солнце смещено от центра планетарных орбит, то за цикл оборота вокруг Солнца планеты то приближаются, то отдаляются по своим орбитам.

Различают две группы планет:

планеты земной группы

Планеты земной группы: Меркурий, Венера, Земля и Марс. Эти планеты небольшого размера с каменистой поверхностью, они находятся ближе других к Солнцу.

планеты гиганты

Планеты гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Это крупные планеты, состоящие в основном из газа и им характерно наличие колец, состоящих из ледяной пыли и множества скалистых кусков.

А вот Плутон не попадает ни в одну группу, т.к., несмотря на свое нахождение в Солнечной системе, слишком далеко расположен от Солнца и имеет совсем небольшой диаметр, всего 2320 км, что в два раза меньше диаметра Меркурия.

СолнцеСолнце представляет собой гигантский огненный шар очень высокой температуры, состоящий из из плазмы (ионизированного газа) в составе с водородом и гелием. Диаметр солнца 1,4 млн км, температура на поверхности 5700° C, а в ядре 14 000 000° C. Солнце удалено от Земли на 149,6 млн км и имеет жизненно важное значение для всего растительного и животного мира на Земле. Что интересно, солнце светит почти белым светом, но у поверхности планеты Земля за счет сильного рассеивания приобретает желтый цвет, а при ясной погоде вместе с голубым цветом неба лучи Солнца вновь приобретают белое освещение... подробнее

Планеты Солнечной системы

Давайте начнем увлекательное знакомство с планетами Солнечной системы по порядку их расположения от Солнца, а также рассмотрим их основные спутники и некоторые другие космические объекты (кометы, астероиды, метеориты) в гигантских просторах нашей планетарной системы.

МеркурийСамая маленькая и самая близкая к Солнцу планета. Меркурий так медленно вращается, что проходя полный круг вокруг солнца, совершает оборот вокруг своей оси всего 1,5 раза, из-за чего солнечные сутки на планете длятся 58 земных суток. Поэтому на ночной половине Меркурия температура опускается до -180° C, а на дневной половине планеты раскаляется до +430° C... подробнее

ВенераСамая близкая к Земле планета. Венеру окружает слой очень плотных облаков, вследствии парникового эффекта. Температура поверхности планеты разогрета до +470° C, процент содержания в атмосфере углекислого газа гораздо больше, чем в горных породах, при этом планета расположена совсем недалеко от Солнца, что и приводит к такому эффекту повышения температуры. На Венере постоянно происходят вспышки молний, превышающие по интенсивности на Земле, что, возможно, также связывают с вулканической деятельностью... подробнее

ЗемляПланета Земля обладает атмосферой, которую удерживают силы гравитации, в состав атмосферы входят важные элементы водорода, углерода, которые делают возможным на Земле жизнь. Атмосфера состоит из нескольких слоев, нижний из которых - тропосфера находится на 10-15 км от поверхности Земли. В этом слое формируются облака и другие природные явления, температура тропосферы -40° C -50° C. Выше расположен другой слой - стратосфера, который содержит газ озон, он поглощает волны солнечной радиации, под воздействием которых в стратосфере температура повышается до +15° C. Еще выше - ионосфера, где температура понижается до -90° C.

Поверхность Земли состоит на 2/3 из воды, остальная часть это континенты, где и в воде и на суше развивается жизнь. Кислород на Земле, не критическая температура на поверхности планеты и другие свойства дали благоприятную возможность для существования растительного, животного мира и жизни человека на Земле... подробнее

Спутник Земли: ЛунаУ планеты Земля есть свой верный спутник Луна. На ее поверхности отсутствует атмосфера, состоит из горных пород, а вся поверхность луны покрыта кратерами и тонким слоем пыли из мелкого вещества "реголита", который образовался вследствие многократных и постоянных падений метеоритов.... подробнее

МарсНебольшая планета, которая представляется невооруженным глазом, как красная планета. Наличие на планете образований, напоминающих русла рек, а также следов каньонов и океанов, говорит в пользу теории, что Марс наиболее похож по структуре на планету Земля. До сих пор, ученые подразумевают наличие воды на планете. Также, как и на нашей планете, на Марсе присутствует атмосфера, только содержание в ней кислорода ничтожно мало, всего 0,13%, а давление на поверхности гораздо ниже земного... подробнее

Спутники Марса: Фобос и ДеймосУ Марса есть два спутника - Фобос и Деймос, диаметры спутников совсем небольшие и они больше похожи на астероиды из-за неровной поверхности. Диаметр Фобоса - 27км, диаметр Деймоса - 15 км... подробнее

ЮпитерСамая крупная планета в Солнечной системе, состоящая из газа, слои которого находятся в постоянных вихреобразных движениях. Диаметр Юпитера огромный - 143 000 км (для сравнения: диаметр Земли 13 000км). Не смотря на свои крупные размеры, Юпитер очень быстро вращается вокруг своей оси (за 9ч 50 мин земных суток) из-за чего диаметры на полюсах планеты сжаты, а экватор растянут... подробнее

Кольца и спутники Юпитера: Европа, Ио, Ганимед, Каллисто и другие...Планету Юпитер окружает целое семейство из 16 спутников, причем каждый из них имеет свои, непохожие на другие особенности... подробнее

СатурнЭта удивительная и красивая планета обладает ярко-выраженными кольцами, которые легко разглядеть в обычный телескоп, а уникальность Сатурна еще и в том, что его плотность ниже средней плотности воды и, если представить, что на поверхности мог бы быть океан, то можно было бы увидеть невероятное зрелище, как его воды легко плескались бы на поверхности планеты... подробнее

Кольца и спутники Сатурна: Титан, Энцелад и другие...Характерные кольца есть не только у планеты Сатурн, но и на других планетах-гигантах. Вокруг Сатурна кольца особенно четко видно, потому что состоят из миллиардов мелких частиц, которые вращаются вокруг планеты, помимо нескольких колец у Сатурна есть 18 спутников, один из которых Титан, его диаметр 5000км, что делает его самым большим спутником Солнечной системы... подробнее

УранЭта необычная планета видна наблюдателю в синих и зеленых цветах за счет поглощения водородом и метаном инфракрасного спектра. На поверхности Урана бушуют ветры с огромной скоростью до 600 км/ч, двигаясь по ходу вращения планеты. Уникальность Урана еще в том, что его ось вращения сильно наклонена, почти параллельно к плоскости эклиптики, поэтому с Земли полюса планеты можно увидеть только наполовину и то, только на протяжении 42 лет. Пока единственная теория этого феномена такая - возможно, в истории планеты было столкновение с каким-то крупным небесным телом... подробнее

Кольца и спутники Урана: Титания, Оберон и другие...Планета Уран имеет 17 спутников и, как и другие планеты-гиганты, опоясывающие планету тонкие кольца, которые практически не имеют способности отражать свет, поэтому открыты были не так давно в 1977 году совершенно случайно... подробнее

НептунЭта планета, подобно Урану, состоит из газа в основной состав которой входят вода, метан и аммиак. Именно, от большой концентрации в атмосфере метана планета приобрела голубой цвет. Над поверхностью Нептуна простираются облака из аммиака и воды, а над ними плотный слой метановых облаков, кроме того в атмосфере планеты присутствует водород и гелий. Сама атмосфера обладает повышенной активностью, где мощные ветра дуют со скоростью свыше 2000 км/ч, образуя огромные пятна размером с нашу планету... подробнее

Кольца и спутники Нептуна: Тритон, Нереида и другие...Изначально до исследования Нептуна космическим аппаратом "Вояджер-2" было известно о двух спутников планеты - Тритон и Нерида. Интересный факт, что спутник Тритон имеет обратное направление орбитального движения, также на спутнике были обнаружены странные вулканы, которые извергали газ азот, словно гейзеры, расстилая массу темного цвета (из жидкого состояния в пар) на много километров в атмосферу. Во время своей миссии "Вояджер-2" обнаружил еще шесть спутников планеты Нептун... подробнее

Космические объекты Солнечной системы

Кометы Несущиеся на огромной скорости и путешествующие по огромным орбитам, проложенным во вселенной, кометы, так называются эти небесные тела, состоят из яркой светящейся головы и невероятно длинного (до 100 миллионов км) шлейфа хвоста. Эти одиночные странники могут удаляться на долгое время за пределы Солнечной системы и возвращаясь устремляться ближе к нашей планете, двигаясь преодолевая гигантские расстояния своей орбиты... подробнее

Астероиды Подобно планетам, только совсем небольших размеров, астероиды вращаются вокруг Солнца, они имеют каменистую структуру поверхности и по некоторым характеристикам бывают похожи на небольшие планеты, поэтому их иногда называют "малые планеты". Наибольшее скопление астероидов находится между Марсом и Юпитером, эта зона получила название "пояс астероидов". Астероиды имеют самые разные размеры: маленькие от нескольких десятков сантиметров в диаметре, как кухонная кастрюлька, и крупные диаметром до 250 и выше км. Так самый крупный из известных астероидов Церера имеет диаметр в 1000 км... подробнее

Метеориты Падающие звезды - так называют метеорный дождь, который происходит каждый год в начале августа и в другие промежутки в течении года. Иногда "падающие звезды" метеориты можно увидеть невооруженным глазом, они промелькают, словно искорка, чиркнувшая синеву ночного неба на доли секунд. Это и есть небольшие частички космической пыли, которые падают на Землю и, испаряясь в плотных слоях атмосферы, оставляют непродолжительный яркий след на звездном небе... подробнее

Далекие объекты Солнечной системы

ПлутонЭта самая далекая в Солнечной системе ледяная планета по своим характеристикам могла бы относиться к земной группе планет, но с 2006 года по решению МАС Плутон причислили к карликовым планетам наряду с Эридой и Церерой. Плутон имеет каменистое ядро с возможным содержанием льда, обледенелую мантию и кору, которая формирует поверхность планеты. Вероятней всего под верхним слоем находится толстая масса льда толщиной свыше 200 км, поэтому планета состоит в основном из компонентов воды и метана... подробнее

Спутники Плутона: Харон, Гидра, Некта и другие...На данный момент у планеты Плутон известно о 5 спутников. Это крупный спутник Харон, 2 малых спутника Гидра и Никта и ещё 2 небольших спутника P4 и P5. Спутник Плутона Харон уникален тем, что обладает в сравнении со спутниками других планет совсем маленькими размерами. Он расположен очень близко к планете и делает оборот вокруг Плутона с такой же скоростью оборота планеты вокруг своей оси, поэтому этот спутник всегда находится в одной и той же точке над планетой... подробнее

Пояс Эджворта-Койпера и облако ОортаЗа границами орбиты Нептуна находятся дальние объекты Солнечной системы, которые получили формулировку "транснептуновые объекты" среди которых объекты пояса Койпера, малые тела, планеты-карлики, например система Плутон-Харон, карликовая планета Эрида и другие объекты, чаще всего состоящие изо льда. Еще дальше находится рассеянный диск, где объекты сильно рассеяны, а еще дальше на расстоянии почти в 1 световой год расположено облако Оорта, которое, возможно, является строительным материалом для образования комет... подробнее

Карликовые планеты Солнечной системыВ нашей Солнечной системе есть место не только для восьми планет, таких планет гораздо больше. Находясь за областью орбиты Нептуна такие небесные объекты движутся по огромным орбитам, то приближаясь, то отдаляясь от Солнца на огромные астрономические величины, некоторые совершая оборот вокруг Солнца более чем за 4000 лет. Это карликовые планеты, о многих из которых сейчас хорошо известно, но таких карликовых планет может быть намного больше... подробнее

Планеты в других солнечных системах

другие планеты Планеты других солнечных системДалеко-далеко на расстоянии многих световых лет от нашего Солнца светят другие звезды, которые образуют свои планетные системы. Такие планеты получили название "экзопланеты" и у них тоже есть свои звезды, вокруг которых проходят их орбиты. Современные технологии позволяют обнаруживать все новые планеты и целые планетные системы, принадлежащие своей звезде. В одной только галактике Млечный путь таких планет может быть свыше 100 миллиардов, до 20 миллиардов планет могут иметь похожие на земные свойства поверхности, а на некоторых из них может быть даже жизнь...подробнее

xn----8sbiecm6bhdx8i.xn--p1ai

Реферат - Планеты-гиганты - Астрономия

Управление образования Курганинского района

средняя общеобразовательнаяшкола №2

РЕФЕРАТ

: Планеты-гиганты

Учащаяся: Закора Татьяна Анатольевна

<img src="/cache/referats/5015/image002.jpg" v:shapes="_x0000_s1051"> Курганинск

2002 г.

ПЛАН

1.

Введение.............................. .

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

2.

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

4. Состав и строение спутниковпланет-гигантов

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

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

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

ВВЕДЕНИЕ

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

Уже довольно давно установили, что атмосферы планет-гигантов состоят изметана, аммиака, водорода, гелия. Полосы поглощения метана и аммиака в спектрахбольших планет видны в огромном количестве. Причем с переходом от Юпитера кНептуну метановые полосы постепенно усиливаются, а полосы аммиака слабеют.Основная часть атмосфер планет-гигантов заполнена густыми облаками, надкоторыми простирается довольно прозрачный газовый слой, где «плавают» мелкиечастицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана.

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

Поскольку Уран и Нептун сейчас не привлекают к себе особенного вниманияученых, остановимся более подробно на Юпитере и Сатурне. К тому же значительнаячасть 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 этойпланете является не ее полосатое тело с довольно быстрым перемещением темныхполос и изменением их ширины и не огромное красное пятно, диаметр которогооколо 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 радиоастрономическиенаблюдения, является источником не только теплового, а и так называемогонетеплового радиоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойныепроцессы, нетепловое радиоизлучение является совсем неожиданным.

То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются источниками тепловогорадиоизлучения, теперь твердо установлено и не вызывает у ученых никакогосомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением планет иявляется «остатком», а точнее—низкочастотным«хвостом» теплового спектра нагретого тела. Поскольку механизм теплового радиоизлученияхорошо известен, такие наблюдения позволяют измерять температуру планет.Тепловое радиоизлучение регистрируется с помощью радиотелескоповсантиметрового диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на волне3 смдали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения винфракрасных лучах. В среднем эта температура составляет около— 150°С. Но случается, что отклонения от этойсредней температуры достигают50—70, аиногда140°С, как, например, в апреле— мае1958г. 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 разрешающейспособности крупнейших радиотелескопов и что, следовательно, невозможно наблюдатьотдельные части поверхности. Существующие наблюдения еще очень немногочисленныдля того, чтобы ответить на эти вопросы.

Что касается затруднений, связанных с низкой разрешающей способностьюрадиотелескопов, то в отношении Юпитера можно попробовать их обойти. Нужнотолько надежно установить на основании наблюдений период аномальногорадиоизлучения, а потом сравнить его с периодом вращения отдельных зон Юпитера.Вспомним, что период9 час.50 мин., — это период вращения его экваториальнойзоны. Период для зон умеренных широт на 5—6мин. больший (вообще на поверхности Юпитера насчитывается до11 течений с разными периодами).

Таким образом, дальнейшие наблюдения могут привести нас к окончательномурезультату. Вопрос о связи аномального радиоизлучения Юпитера с периодом еговращения имеет немаловажное значение. Если, например, выяснится, что источникэтого излучения не связан с поверхностью Юпитера, то возникнет необходимость вболее старательных поисках его связи с солнечной активностью.

Не так давно сотрудники Калифорнийского технологического институтаРакхакришнан и Робертс наблюдали радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах(31 см). Они использовали интерферометр с двумяпараболическими зеркалами. Это позволилоим разделить угловые размеры источника, который представляет собой кольцо вплоскости экватора Юпитера, диаметром около трех диаметров планеты. ТемператураЮпитера, которую определили на дециметровых волнах, оказалась слишком высокойдля того, чтобы можно было считать природу источника этого радиоизлучениятепловой. Очевидно, тут мы имеем дело с излучением, происходящим от заряженныхчастиц, захваченных магнитным полем Юпитера, а также сконцентрированных вблизипланеты благодаря значительному гравитационному полю.

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

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

Остановимся кратко на третьем виде радиоизлучения Юпитера, которое, какупоминалось выше, является необычным для планет. Этот вид радиоизлучения имееттакже нетепловую природу и регистрируется на радиоволнах длиной в несколькодесятков 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 поверхностяхпланет, которое существовало до1955 г.,никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоянии «дышать» по образцуразных по природе объектов— Солнца илиКрабовидной туманности. Поэтому не удивительно, что когда в1955 г. наблюдатели за Крабовидной туманностьюзарегистрировали дискретный источник радиоизлучения переменной интенсивности,они не сразу решились отнести его на счет Юпитера. Но никакого другого объектав этом направлении не было обнаружено, поэтому всю «вину» за возникновениедовольно значительного радиоизлучения в конце концов возложили на Юпитер.

Характерной особенностью излучения Юпитера является то, чторадиовсплески длятся недолго(0,5—1,5 сек.).Поэтому в поисках механизма радиоволн в этом случае приходится исходить изпредположения либо о дискретном характере источника (подобного разрядам), либоо довольно узкой направленности излучения, если источник действует непрерывно.Одну из возможных причин происхождения радиовсплесков Юпитера объяснялагипотеза, согласно которой в атмосфере планеты возникают электрическиеразряды, напоминающие молнию. Но позднее выяснилось, что для образования стольинтенсивных радиовсплесков Юпитера мощность разрядов должна быть почти вмиллиард раз большей, чем на Земле. Это значит, что, если радиоизлучение Юпитеравозникает благодаря электрическим разрядам, то последние должны носитьсовершенно иной характер, чем возникающие во время грозы на Земле. Из другихгипотез заслуживает внимания предположение, что Юпитер окружен ионосферой. Вэтом случае источником возбуждения ионизованного газа с частотами1—25 мгцмогут быть ударные волны. Для того чтобы такая модель согласовалась спериодическими кратковременными радиовсплесками, следует сделать предположениео том, что радиоизлучение выходит в мировое пространство в границах конуса,вершина которого совпадает с положением источника, а угол у вершины составляетоколо40°. Не исключено также, что ударныеволны вызываются процессами, происходящими на поверхности планеты, иликонкретнее, что тут мы имеем дело с проявлением вулканической деятельности. Всвязи с этим необходимо пересмотреть модель внутреннего строенияпланет-гигантов. Что же касается окончательного выяснения механизмапроисхождения низкочастотного радиоизлучения Юпитера, то ответ на этот вопросследует отнести к будущему. Теперь же можно сказать лишь то, что источникиэтого излучения на основании наблюдений в течение восьми лет не изменили своегоположения на Юпитере. Следовательно, можно думать, что они связаны с поверхностьюпланеты.

Таким образом, радионаблюдения Юпитера за последнее время стали одним изнаиболее эффективных методов изучения этой планеты. И хотя, как это часто случаетсяв начале нового этапа исследований, толкование результатов радионаблюденийЮпитера 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 многопятен, различных по форме, размеру, яркости и даже цвету. Расположение и видэтих пятен изменяются довольно быстро, и не только благодаря быстромусуточному вращению планеты. Можно назвать несколько причин, вызывающих этиизменения. Во-первых, это интенсивная атмосферная циркуляция, подобная той,которая происходит в атмосфере Земли благодаря наличию разных линейныхскоростей вращения отдельных воздушных слоев; во-вторых, неодинаковоенагревание солнечными лучами участков планеты, расположенных на разных широтах.Большую роль может играть также внутреннее тепло, источником которогоявляется радиоактивный распад элементов.

Если фотографировать Юпитер на протяжении длительного времени (скажем, втечение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий,то можно заметить изменения, происходящие на Юпитере, а точнее— в его атмосфере. Наблюдениям над этимиизменениями (с целью их объяснения) сейчас уделяют большое внимание астрономыразных стран. Греческий астроном Фокас, сравнивая карты Юпитера, созданные вразные 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 слоюсплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольноразреженная газовая оболочка.

Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера науровне облаков, вероятно, не превышает20—30мм. рт. ст. По крайней мере, газоваяоболочка во время наблюдения Юпитера через синий светофильтр едва заметноуменьшает контрасты между темными пятнами и яркой окрестностью. Следовательно,в целом газовый слой атмосферы Юпитера довольно прозрачный. Об этомсвидетельствуют также фотометрические измерения распределения яркости вдольдиаметра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение яркости к краю изображенияпланеты почти одинаковое как в синих, так и в красных лучах. Следует заметить,что между слоями облаков и газа на Юпитере резкой границы, безусловно, нет, апоэтому приведенное выше значение давления на уровне облаков надо считать приближенным.

Химический состав атмосферы Юпитера, как и других планет, начали изучатьеще в началеXX ст. Спектр Юпитера имеетбольшое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и винфракрасном участке. В1932 г. почтикаждая из этих полос была отождествлена с метаном или аммиаком.

Американские астрономы Данхем, Адель и Слайфер провели специальныелабораторные исследования и установили, что количество аммиака в атмосфереЮпитера эквивалентно слою толщиной8 м при давлении1 атм., в то время какколичество 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 Солнечнойсистемы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету,окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представляетсобой систему трех колец. Правда, эти кольца отделены друг от друга,слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удаетсярассмотреть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосферных условиях (принезначительном турбулентном дрожании изображения и т.п.) и с увеличением в700—800 раз, то даже на каждом из трех колецедва заметны тонкие концентрические полосы, напоминающие промежутки междукольцами. Самое светлое и самое широкое— среднеекольцо, а самое слабое по яркости—внутреннее. Внешний диаметр системы колец почти в2,4, а внутренний в1,7 разабольше диаметра планеты.

За последнее время наиболее серьезным исследованием колец Сатурна внашей стране занимается московский астроном М. С. Бобров. Используя данные наблюденийизменения яркости колец в зависимости от их размещения по отношению к Земле иСолнцу или от так называемого угла фазы, он определил размеры частиц, изкоторых состоят кольца.

Оказалось, что частицы, входящие в состав колец, в поперечнике достигаютнескольких сантиметров и даже метров. По расчетам М. С. Боброва, толщина колецСатурна не превышает10—20 км.

Как и на Юпитере, на Сатурне видны темные полосы, расположенныепараллельно экватору. Так же как и для Юпитера, для Сатурна характерна разнаяскорость вращения для зон с различными широтами. Правда, полосы на дискеСатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера.

СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН

Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких кнашему светилу. Среди другого семейства, расположенного за астероидным поясом,ни одна из четырех больших планет не обладает твердой поверхностью в обычнопонимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касаетсяПлутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни поразмерам, ни по ряду других характеристик. Скорее он напоминает крупныйастероид (или же систему из двух астероидов), поэтому некоторые исследователивообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планетвключает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие широкийдиапазон размеров— от сопоставимых спланетами земной группы до небольших астероидов.

К сожалению, сведения о большинстве этих тел, основанные на наземныхнаблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешнихспутников Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наибольшими наклонениями иэксцентриситетами орбит. Примерно четверть из них обращается вокруг своихпланет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенноуказывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченныеастероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей непретерпели заметных изменений после захвата (за исключением возможно более интенсивнойбомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела). В тоже время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скореевсего, является иной, тесно связанной с периодом формирования самой планеты.

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

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

Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Сатурна, Покрытые водянымльдом поверхности (а некоторые—возможно и целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана— Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. Надругих спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либосвидетельств присутствия водяного или образующегося при еще более низкихтемпературах конденсации аммиачного или метанового льда не найдено. У нихнизкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей.Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутникНептуна Тритон. В то же время для спутника Сатурна Япета характерно то, что унего одна сторона (в направлении движения по орбите) светлая, с высокойотражательной способностью, а противоположная сторона темная. Приемлемогообъяснения такой асимметрии пока не найдено.

К сожалению, ничего не известно о поверхности самого большого спутникаСатурна— Титана, по размерампревышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изучению отражательных свойствего поверхности мешает атмосфера. Предполагали, что поверхность Титана можетсостоять из водяного или метанового льда. Выдвигалась гипотеза, согласнокоторой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последнейлежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что вметаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излученияобразуются сложные углеводороды— такие,как этан, этилен и ацетилен. Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-хгодах нашего столетия близкие к этим представления о поверхности Венеры: ведьи на ней предполагалось обилие углеводородов, моря нефти и даже пышнаярастительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзотическиеожидания; очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытойхолодной азотной атмосферой.

В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены спектральные признаки метанового конденсата.По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двухспектральных областях, в одной из которых расположены полосы поглощенияводяного и аммиачного льда, а в другой— сильнаяполоса поглощения метанового льда, оказалось равным1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры влаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как дляспутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношениесущественно меньше единицы. Это является довольно сильным аргументом в пользуналичия метана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшиедо недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальнымипородами, в сторону более реальных предположений о покрывающем ее протяженномледяном слое.

СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ

В предыдущей главе мы уделили много внимания спутникам планет-гигантов,рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно затрагивались проблемывнутреннего строения и эволюции их недр, ключом к решению которых служатнаблюдаемые поверхностные структуры. Особый интерес представляют галилеевыспутники Юпитера, на поверхностях которых, как мы видели, обнаружен целый рядуникальных особенностей, а средняя плотность падает с ростом расстояния от Юпитераот3,53 г/см3 для Ио до1,79 г/см3 для Каллисто. Изменение плотности естественно отражаетразличия в составе слагающих эти спутники пород. Расчетные модели ихвнутренней структуры еще до полетов космических аппаратов «Вояджер» привели кпредставлениям о том, что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горныхпород, в то время как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральныечасти (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 онпотерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева за счетрадиогенного тепла в его недрах, сложенных силикатными породами.Действительно, для тела таких размеров, как Ио, любой реально допустимый запасдолгоживущих радиоизотопов должен был исчерпаться в сравнительно раннийпериод тепловой эволюции; на других галилеевых спутниках роль внутреннихисточников тепла также неэффективна. Тем удивительнее было обнаружение на Иоисключительно сильной вулканической активности в современную эпоху. На еевероятный 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 экспериментальнымифактами, кажется наиболее правдоподобным. Причиной вулканической деятельностина Ио следует, очевидно, считать приливный разогрев его недр. Дело в том, чтопод влиянием притяжения Европы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситетасинхронной орбиты Ио вокруг Юпитера, что вызывает изменения амплитудыпостоянных крупномасштабных приливов. Расчеты показали, что энерговыделениевследствие приливной деформации этого спутника достаточно, чтобы расплавитьбольшую часть его недр. Полагают, что в настоящее время у Ио сохранилась лишьочень тонкая твердая кора толщиной в20—30км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярно генерируемоетепло служит источником интенсивных извержений, непрерывной вулканическойдеятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другой объект, сложенный восновном льдом, то из-за быстрой потери легколетучих элементов от него быочень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путем исчезали ледяныетела, испытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера или другихпланет-гигантов.

Модель приливных возмущений, предложенная для Ио, предсказывает наличиенебольшого разогрева также для соседней с ним Европы. Количественно этот эффектдолжен быть примерно на порядок меньше, однако и в этом случае он достаточендля того, чтобы поддерживать внутреннюю активность ее недр. Отражением этойпродолжающейся тепловой эволюции, очевидно, служит грандиозная сетка трещин наудивительно гладкой поверхности льда, обусловленная тектоническими процессами.Европа приблизительно на20% по массе состоитиз водяного льда, сосредоточенного в толстой (≈100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протяженностью внесколько сот километров.

Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности(1,9 г/см3 и1,8 г/см3), уже почти на50% состоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверхностей этихдвух тел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими наранней стадии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, прибольшем содержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило болееполную дифференциацию вещества и образование менее тонкого ледяного покрова уповерхности. У Ганимеда предполагается, таким образом, несколько большее помассе, чем у Каллисто, силикатное ядро, водно-ледяная мантия (возможно сослабыми внутренними конвективными движениями) и ледяная кора. В то же времяКаллисто, видимо, обладает наиболее толстой ледяной корой и содержитнаибольшее количество воды среди всех галилеевых спутников, причем в еговодно-ледяной мантии, вероятно, сохранились значительные включения скальныхпород.

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

От состава должен непосредственно зависеть и ход тепловой эволюциитвердых тел во внешних областях Солнечной системы, что предопределяетсяразличной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты показали, чтотела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда, будут проходитьстадию расплавления и медленной дифференциации только при условии, если ихрадиус превышает1000 км. Если же всостав слагающего вещества входят аммонийные соединения, расплавление будетиметь место и для тел меньших размеров. Поэтому, если радиус таких спутниковне менее700 км, они будутдифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии, состоящей из водяногои растворов водно-аммонийного льда, и ледяной коры толщиной в несколько сот километров.Здесь можно усмотреть определенную аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключаяпримесь аммонийных соединений. В целом такая структура, видимо, болеехарактерна для сопоставимого с ними по размерам Титана. Можно предполагать,что у таких крупных тел происходит более полное расплавление вследствиевыделения гравитационной энергии дифференциации.

К таким телам непосредственно примыкает и Плутон, на котором, вероятно,происходили менее активные процессы. В рамках моделей равновесной конденсациииз протопланетной туманности при температуре около40 К это тело, очевидно, аккумулировалось преимущественно изметанового льда, и слагающее его вещество не претерпело в дальнейшем заметнойдифференциации. Другая возможность—формирование из гидратов метана (Ch5-8h3O)притемпературах конденсации≈70К, споследующим их разложением в процессе внутренней эволюции, дегазацией СН4и образованием метанового льда на поверхности. Отождествление его в спектре отраженияПлутона благоприятствует обеим этим моделям, не позволяя, однако, сделатьмежду ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планетыоказывается не выше1,2 г/см3,а альбедо не менее0,4, чтосоответственно уменьшает вероятный диаметр Плутона до размеров Луны, а массуограничивает несколькими тысячными долями от массы Земли.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Планеты-гигантыактивно изучаются и в наше время. Но

до сих пор многие явления, происходящие напланетах-

гигантах,остаются неизведанными и привлекают внимание

ученых всегомира. И следует полагать, что мы когда-нибудь

все-таки будем иметь полное представление оэтих 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 слипаниямногих мелких частиц .)

Ясно только, что важную роль в формированиивнешних спутников

играл захват Юпитером астероидов. Компьютерныерасчеты

показывают, что, возможно,группа Пасифе возникла в результате

систематического захвата планетой мелкихчастиц и астероидов на

обратные орбиты во внешней области околоюпитерианскогодиска.

Открытые вопросы

*Магнитная ось Нептуна проходит далеко не черезцентр и под большим

углом к оси вращения. Какие процессы формируют такоемагнитное поле?

* В чемпричина недостатка гелия и водорода на Нептуне?

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

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

недостаточносилен для таких целей?

И это, конечно, не все вопросы, волнующие современнуюнауку.

Списокиспользуемой 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 ипланет”, М.: Наука,1974 год.

5. Энциклопедия длядетей. 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. «Справочниклюбителя 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 Солнечнойсистемы”2-е изд. М., 1986.

Приложение

Большое пятно на Нептуне Нептун

спутник Нептуна Протеус

спутник Нептуна Тритон

Сатурн спутникСатурна Рея

www.ronl.ru

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:

Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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

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

Смотрите также

..:::Новинки:::..

Windows Commander 5.11 Свежая версия.

Новая версия
IrfanView 3.75 (рус)

Обновление текстового редактора TextEd, уже 1.75a

System mechanic 3.7f
Новая версия

Обновление плагинов для WC, смотрим :-)

Весь Winamp
Посетите новый сайт.

WinRaR 3.00
Релиз уже здесь

PowerDesk 4.0 free
Просто - напросто сильный upgrade проводника.

..:::Счетчики:::..