Нариманов Г.С. Основы теории полета космических аппаратов (1972) (1246632), страница 13
Текст из файла (страница 13)
3яюрспнп (33 тг) 37 упсреяною )3 Тролочесса тю3апгорпппья С. Тропическая С уяорсяяаэ С С уяорпяяа Г ннтг) Рис. 1. 24. Обозначение полос и зон на Юпитере 52 зоны, за ними — менее широкие северная и южная умеренные полосы, сееерные и южные умеренные эоны (рис. 1.24). Кроме того, полосы часто распадаются на две компоненты; наблюдаютсн промежуточные полосы, светлые и очень темные пятна, выступы и углубления на границах полос, мостики, соединяющие по две полосы, и т. п. Обычно такие образования сравнительно неустойчивы и существуют от нескольких дней до неснольких месяцев. Все темные детали отличаются, как правило, красноватым оттенком. Полярные области имеют сероватую окраску и лишены деталей. Два объекта на поверхности Юпитера, лежащие в южной тропической зоне, наиболее стабильны. Это Красное Пятно и Южное Тропическое Возмущение.
Красное Пятно было открыто в 1878 г., когда оно приобрело интенсивную кирпично-красную окраску, но в виде бледного образования, по-видимому, наблюдалось еше в 1660 г. [134). Пятно имеет форму овала с линейными размерами 50000Х11000 км, его центр лежит на широте — 23', а долгота от года к году меняется. Это свидетельствует о том, что Пятно плавает в атмосфере и не связано с твердой поверхностью планеты (существование такой поверхности предполагается). Высота пятна практически не отличается от высоты окружающей облачной поверхности [!32]. По-видимому, это газовое образование, содержащее аэрозоли [13!].
Южное Тропическое Возмущение наблюдается с 1901 г. Оно представляет собой темную вуаль протяженностью около 70000 км по долготе, расположенную между южной тропической и южной умеренной полосами. Оно движется быстрее Красного Пятва и соединяется с ним в среднем каждые 2 года. Во время сближения Красное Пятно несколько увеличивает скорость движения, сохраняя свой вид, а Возмущение огибает его с севера и с юга. Период осевого вращения зависит от широты.
На экваторе ои равен Оь50,5м, на средних широтах 9" 55м29,70«з-0,5». Этим значениям периода соответствуют две принятые системы отсчета долгот: ! (на экваторе) и П. Система П построена относительно средней скорости вращения Красного Пятна. Температура верхнего слоя облаков по измерениям на длинах волн -10 мкм со.
ставляет 175 — 200 К, что несколько выше температуры, соответствующей равновесию с излучением Солнца (-125 К) [140]. Яркостная температура по измерениям на длине волны Х=З см примерно равна 150 К, но с увеличением длин волн быстро растет (рис. !.25) и при 5=68 см составляет 50000 К, что свидетельствует о нетепловой природе радиоизлучения планеты П29. 138). Атмосфера характеризуется чрезвычайно плотным облачным покровом, В надоблачноч слое атмосферы обнаружены аммиак ХНз, метан СН« и молекулярный водород Нз. Их эквивалентные пути соответствуют 7,150 и 6500 и-атм [!30, 143, 144]. Вероятное количество гелия в атмосфере Юпитера сравнимо с количеством водорода. В темных полосах Юпитера содержится значительно меньше метана, чем в других его областях, что, по-видимому, объясняется различием в высоте облачного ион[зова.
Оценки верхних пределов содержания других соединений приведены в работе [1о9]. Облака состоят, вероятно, из кристаллов аммиака. Полное давление над облачным слоем составляет 0,1 — 02 МПа (! — 2 атм). В !961 г. в атмосфере Юпитера наблюдались необычно активные процессы. В южной тропической зоне появились яркие пятна и темные полосы. В экваториальной зоне образовался широкий, очень темный пояс.
В сентябре 1962 г. ои имел ясный красновато-коричневый цвет, а Красное Пятно усилило яркость н имело красно-розовую окраску. Пятно деформировалось, а светлые облака частично его экранировали. С 1О по 31 октября !962 г. его долгота увеличилась на 5,1 [14!]. Аналогичная вспышка активности наблюдалась на Юпитере с 1874 по 1880 гг. бп[л т(ц 10 У 6 1() у ур уа ур(ух Л 67 Л) а)гп а] Рнс. ! 25.
Спектр радиоизлучения Юпитера в сантиметровом диапазоне а 1О " Вт/(мз' Гц]: а †пот радиоизлучения; б †ярко«ги температура Радиоизлучение Юпитера в диапазоне 8 мм — 68 см «спокойное», его интенсивность ва времени меняется медленно. Так, например, за период с !963 по 1967 г.
интенсивность радиоизлучения Юпитера на волне Х= 11 см не изменилась более чем на 15% при спедней полной плотности потока излучения (7,3«д0,1) 1О-те Вт/мтГц (для расстояния 4,04 а е ) [137]. В декаметровом диапазоне (длины волн )!О м) радиоизлучение Юпитера имеет спорадический характер: обнаруживаются мощные всплески излучения с периодом 9"55м29,4', вероятно, связанные с процессами, происходящими на твердой поверхности планеты. Всплески декаметрового радиоизлучения Юпитера подобны по форме, вознвкают через 20 — 30 мс и не обнаруживают влияния неоднородностей межпланетной плазмы, связанных с воздействием солнечного ветра [142]. Размер источника декаметрового излучения на Юпитере не превышает 1000 кч [135] На частотах выше 35 МГц ()«=9 м) спорадичесного излучения не наблюдается. Другие всплески обнаруживают зависимость от положения спутников Юпитера Ио и Европы на орбите.
Радиоизлучение Юпитера поляризовано, направление поляризации непрерывно изменяется [!36]. В результате исследования излучения Юпитера в дециметровом диапазоне радио- спектра (на волнах от 3 до 168 см) выяснилось, что радиоволны излучаются электронами высокой энергии, локализованными в радиационных поясах планеты. Получены следующие данные о поясе радиации Юпитера и его магнитном поле[133] Пояс радиации содержит до 1О" электронов с энергией 16 !О-'з Дж (!О МэВ) н плотностью 1О-з/смз. Общая энергия электронов 1Ом — 1О" Дж (10м — 10«4 эрг.).
Полярные размеры пояса радиации примерно равны диаметру планеты, а экваториальные превышают диаметр приблизительно в 3 раза. Магнитное лоле асимметрично относительно плоскости экватора, наклон магнитной оси к оси вращения 10', напряженность поля на полюсах у диска 5 10' А/м ( 60 Гс), а на расстоянии трех радиусов планеты 80 А/м ( ! Гс). Радиолокоционнозе исследоаания Юпитера впервые были осуществлены в Советском Союзе.
Было установлено, что радиоволны практически полностью затухают а его атмосфере. 53 1.3.8. Сатурн Сатурн по размерам и массе уступает только Юпитеру, отличается от других планет наибольшим сжатием (1/10), наименьшей средней плотностью, а также наличием колец. Видимая поверхность напоминает поверхность Юпитера, но бедна деталями. Обычно различают светлую экваториальную зону и тропические полосы.
Полярные области имеют темную окраску, пятна — темную и светлую, но наблюдаются редко [149]. Некоторые пятна обладают собственным движением мо долготе. Интенсивность излучения деталей поверхности со временем изменяется. Твк, например, в период с 1947 по 1964 г.
экваториальная зона была наиболее светлой в 1952 и 1964 гг., наиболее тусклой — в 1958 — 1960 гг. [147]. Отмечается также смещение полос по широтам [148]. Период осевого вращения зависит от широты. На экваторе он составляет 1О" 12 10" 16м, а на широтах жбT он равен 11 "00 — 11"!5" [24]. Координаты северного полюса, спроектированного по оси вращения планеты на небесную сферу, а=36'12,0', 5=83'2,7' [24]. Температура верхнего слоя облаков по данным радиометрических измерений составляет 90 — 110 К [24, 140].
Суточный ход температуры по диску крайне незначителен. Атмосфера в основном состоит, по-виднмому, из водорода, а облачный слой — из кристаллов метана СН« [130, 140). В надоблачном слое атмосферы обнаружены метан СН«и аммиак )х)Н«. Их эквивалентные пути соответствуют 350 и 2 м.атм [24]. Радиационные пояса у Сатурна должны присутствовать. Это можно предположить по высокой степени линейной поляризации его радиоизлучение на волне 1О см. Кольца концентричны телу планеты и лежат в плоскости его экватора.
Они распадаются на три основных зоны (на три кольца, вложенные одно в другое) [24, 145] — зона А (внешнее кольцо); — зона В (среднее кольцо) самая яркая; — зона С (внутреннее, или креповое кольцо) полупрозрачная; разрежаяс«ь првстирается до видимой поверхности планеты. Кольца А и В разделены темным промежутком (пустой зоной), так называемой «щелью Кассини», Имеется ряд менее заметных промежутков, например «деление Энке» и др.
Расстояния от центра планеты до промежутков соответствуют таким периодам обращения, которые соизмеримы с периодом обращения близких к кольцу спутников Сатурна. Размеры колец следующие: внешний диаметр кольца А... 278600 км диаметр середины «щели Кассини» 239 400» внутренний диаметр кольца В . . 178 500 » внутренний диаметр кольца С . . 144 000 » Толщина колец не превышает 100 км, но, по-виднмому, она значительно меньше. Наиболее правдоподобно, что кольца состоят из глыб льда Н»0 поперечником в среднем около 1 и [!30]. 1.3.9. Уран, Нептун, Плутон Уран имеет вид заезды б.й величины.
Сведения о деталях на поверхности противоречивы. Одни наблюдатели различают отдельные пятна, другие — темные полосы. Ось вращения лежит почти в плоскости орбиты планеты, направление вращения— обратное. Координаты северного полюса (спроектнрованного по оси вращения планеты на небесную сферу): а = 4 ь2! "; б =248'. Период осевого вращения составляет 10"45 — 1О"49 [151, 158].
Яркостная температура видимой поверхности на волне 1=20 мкм равна примерно 65 К, на волне 1=3,75 см составляет 159ш!6 К, а на волне 1=1,9 см равна 220«с ж35 К [157). Эффективная температура на волне 1=11 см равна 130ж40 К, что превышает расчетное значение равновесной температуры. Из этих данных следует, что тем. пература верхнего слоя атмосферы, по-видимому, увеличивается с глубиной.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
