10619 (646619), страница 2
Текст из файла (страница 2)
7. Марс
Марс похож на Землю, но почти вдвое меньше ее и имеют несколько меньшую среднюю плотность. Период суточного вращения (24 ч 37 мин) и наклон оси (24°) почти не отличаются от земных.
Земному наблюдателю Марс кажется красноватой звездочкой, блеск которой заметно меняется; он максимален в периоды противостояний, повторяющиеся через два с небольшим года (например, в апреле 1999 и в июне 2001). Особенно близок и ярок Марс в периоды великих противостояний, происходящих, если он в момент противостояния проходит вблизи перигелия; это случается через каждые 15–17 лет.
В телескоп на Марсе видны яркие оранжевые области и более темные районы, тон которых меняется в зависимости от сезона. На полюсах лежат ярко-белые снежные шапки.
Красноватый цвет планеты связан с большим количеством окислов железа (ржавчины) в ее грунте.
Разреженная атмосфера Марса состоит на 95% из углекислого газа и на 3% из азота. В малом количестве присутствуют водяной пар, кислород и аргон. При таком низком давлении не может быть жидкой воды. Средняя дневная температура 240 C, а максимальная летом на экваторе достигает 290 C. Суточные колебания температуры около 100 C. Таким образом, климат Марса – это климат холодной, обезвоженной высокогорной пустыни.
В высоких широтах Марса зимой температура опускается ниже 150 C и атмосферный углекислый газ замерзает и выпадает на поверхность белым снегом, образуя полярную шапку. Периодическая конденсация и сублимация полярных шапок вызывает сезонные колебания давления атмосферы на 30%. К концу зимы граница полярной шапки опускается до 45°–50° широты, а летом от нее остается небольшая область (300 км диаметром у южного полюса и 1000 км у северного), вероятно, состоящая из водяного льда, толщина которого может достигать 1–2 км.
Иногда на Марсе дуют сильные ветры, поднимающие в воздух тучи мелкого песка. Особенно мощные пылевые бури бывают в конце весны в южном полушарии, когда Марс проходит через перигелий орбиты и солнечное тепло особенно велико. На недели и даже месяцы атмосфера становится непрозрачной от желтой пыли. Отложения пыли так сильно меняют вид марсианской поверхности от сезона к сезону, что это заметно даже с Земли при наблюдении в телескоп. В прошлом эти сезонные изменения цвета поверхности некоторые астрономы считали признаком растительности на Марсе.
Геология Марса весьма разнообразна. Большие пространства южного полушария покрыты старыми кратерами, оставшимися от эпохи древней метеоритной бомбардировки (4 млрд. лет назад). Значительная часть северного полушария покрыта более молодыми лавовыми потоками. Особенно интересна возвышенность Фарсида, на которой расположены несколько гигантских вулканических гор. Высочайшая среди них – гора Олимп – имеет поперечник у основания 600 км и высоту 25 км. Хотя признаков вулканической активности сейчас нет, возраст лавовых потоков не превышает 100 млн. лет, что немного по сравнению с возрастом планеты 4,6 млрд. лет.
Хотя древние вулканы указывают на некогда мощную активность марсианских недр, признаков тектоники плит нет: отсутствуют складчатые горные пояса и другие указатели сжатия коры. Однако есть мощные рифтовые разломы, крупнейший из которых – долины Маринера – тянется от Фарсиды к востоку на 4000 км при максимальной ширине 700 км и глубине 6 км.
Одним из интереснейших геологических открытий, сделанных по снимкам с космических аппаратов, стали разветвленные извилистые долины длиной в сотни километров, напоминающие высохшие русла земных рек. Это наводит на мысль о более благоприятном климате в прошлом, когда температура и давление могли быть выше и по поверхности Марса текли реки. Правда, расположение долин в южных, сильно кратерированных районах Марса указывает на то, что реки на Марсе были очень давно, вероятно, в первые 0,5 млрд. лет его эволюции. Теперь вода лежит на поверхности в виде льда полярных шапок и, возможно, под поверхностью в виде слоя вечной мерзлоты.
Внутреннее строение Марса изучено слабо. Его низкая средняя плотность свидетельствует об отсутствии значительного металлического ядра; во всяком случае оно не расплавлено, что следует из отсутствия у Марса магнитного поля. Сейсмометр на посадочном блоке аппарата «Викинг-2» не зафиксировал сейсмической активности планеты за 2 года работы (на «Викинге-1» сейсмометр не действовал).
Марс имеет два маленьких спутника – Фобос и Деймос. Оба они неправильной формы, покрыты метеоритными кратерами и, вероятно, являются астероидами, захваченными планетой в далеком прошлом. Фобос обращается вокруг планеты по очень низкой орбите и продолжает приближаться к Марсу под действием приливов позже он будет разрушен притяжением планеты.
8. Юпитер
Крупнейшая планета Солнечной системы, Юпитер, в 11 раз больше Земли и в 318 раз массивнее ее. Его низкая средняя плотность указывает на состав, близкий к солнечному: в основном это водород и гелий. Быстрое вращение Юпитера вокруг оси вызывает его полярное сжатие на 6,4%.
В телескоп на Юпитере видны облачные полосы, параллельные экватору; светлые зоны в них перемежаются красноватыми поясами. Вероятно, светлые зоны – это области восходящих потоков, где видны верхушки аммиачных облаков; красноватые пояса связаны с нисходящими потоками, яркий цвет которых определяют гидросульфат аммония, а также соединения красного фосфора, серы и органические полимеры. Температура на уровне верхушек аммиачных облаков 125C, но с глубиной она увеличивается на 2,5 C/км. На глубине 60 км должен быть слой водяных облаков.
Скорости движения облаков в зонах и соседних поясах существенно различаются: так, в экваториальном поясе облака движутся к востоку на 100 м/с быстрее, чем в соседних зонах. Разница скоростей вызывает сильную турбулентность на границах зон и поясов, что делает их форму весьма замысловатой. Одним из проявлений этого служат овальные вращающиеся пятна, крупнейшее из которых – Большое Красное Пятно – было открыто более 300 лет назад Кассини. Это пятно больше диска Земли, оно имеет спиральную циклоническую структуру и совершает один оборот вокруг оси за 6 сут. Остальные пятна меньшего размера и почему-то все белые.
У Юпитера нет твердой поверхности. Верхний слой планеты протяженностью 25% радиуса состоит из жидкого водорода и гелия. Ниже, где давление превышает 3 млн. бар, а температура 10 000 C, водород переходит в металлическое состояние. Возможно, вблизи центра планеты есть жидкое ядро из более тяжелых элементов с общей массой порядка 10 масс Земли. В центре давление около 100 млн. бар и температура 20–30 тыс. C.
Жидкие металлические недра и быстрое вращение планеты стали причиной ее мощного магнитного поля, которое в 15 раз сильнее земного. Огромная магнитосфера.
Юпитера с мощными радиационными поясами простирается за орбиты его четырех крупных спутников.
Температура в центре Юпитера всегда была ниже, чем необходимо для протекания термоядерных реакций. Но внутренние запасы тепла у Юпитера, оставшиеся с эпохи формирования, велики. Даже сейчас, спустя 4,6 млрд. лет, он выделяет примерно столько же тепла, сколько получает от Солнца; в первый миллион лет эволюции мощность излучения Юпитера была в 104 раз выше. Поскольку это была эпоха формирования крупных спутников планеты, не удивительно, что их состав зависит от расстояния до Юпитера: два ближайших к нему – Ио и Европа – имеют довольно высокую плотность (3,5 и 3,0 г/см3), а более далекие – Ганимед и Каллисто – содержат много водяного льда и поэтому менее плотны.
У Юпитера не менее 16 спутников и слабое кольцо: оно удалено на 53 тыс. км от верхнего слоя облаков, имеет ширину 6000 км и состоит, по-видимому, из мелких и очень темных твердых частиц. Четыре крупнейших спутника Юпитера называют галилеевыми, поскольку их открыл Галилей в 1610; независимо от него в том же году их обнаружил немецкий астроном Марий, давший им нынешние имена – Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Наименьший из спутников – Европа – чуть меньше Луны, а Ганимед больше Меркурия.
На поверхности Ио «Вояджеры» обнаружили несколько действующих вулканов, выбрасывающих вещество на сотни километров вверх. Поверхность Ио покрыта рыжеватыми отложениями серы и светлыми пятнами двуокиси серы – продуктами вулканических извержений. В виде газа двуокись серы образует крайне разреженную атмосферу Ио. Энергия вулканической деятельности черпается из приливного влияния планеты на спутник. Орбита Ио проходит в радиационных поясах Юпитера, и давно уже установлено, что спутник сильно взаимодействует с магнитосферой, вызывая в ней радиовсплески. В 1973 вдоль орбиты Ио обнаружен тор из светящихся атомов натрия; позже там были найдены ионы серы, калия и кислорода. Экати вещества выбиваются энергичными протонами радиационных поясов либо прямо из поверхности Ио, либо из газовых «плюмажей» вулканов.
Хотя приливное влияние Юпитера на Европу слабее, чем на Ио, его недра тоже могут быть частично расплавлены. Спектральные исследования показывают, что на поверхности Европы лежит водяной лед, а его красноватый оттенок, вероятно, связан с загрязнением серой от Ио. Почти полное отсутствие ударных кратеров указывает на геологическую молодость поверхности. Складки и разломы ледяной поверхности Европы напоминают ледяные поля земных полярных морей; вероятно, на Европе под слоем льда находится жидкая вода.
Ганимед – крупнейший спутник в Солнечной системе. Его плотность невелика; вероятно, он состоит наполовину из каменных пород и наполовину из льда. Его поверхность выглядит странно и хранит следы расширения коры, возможно, сопровождавшего процесс дифференциации недр. Участки древней кратерированной поверхности разделены более молодыми желобами, длиной в сотни километров и шириной 1–2 км, лежащими на расстоянии 10–20 км друг от друга. Вероятно, это более молодой лед, образовавшийся при излиянии воды сквозь трещины сразу после дифференциации около 4 млрд. лет назад.
Каллисто похож на Ганимед, но на его поверхности нет следов разломов; вся она очень старая и сильно кратерированная. Поверхность обоих спутников покрыта льдом вперемежку с горными породами типа реголита. Но если на Ганимеде лед составляет около 50%, то на Каллисто – менее 20%. Состав горных пород Ганимеда и Каллисто, вероятно, похож на состав углеродистых метеоритов.
Из дюжины малых спутников Юпитера четыре расположены ближе галилеевых к планете; крупнейший из них Амальтея – кратерированный объект неправильной формы. Его темная поверхность – очень красная – возможно, покрыта серой с Ио. Внешние малые спутники Юпитера делятся на две группы в соответствии с их орбитами: 4 более близких к планете обращаются в прямом (относительно вращения планеты) направлении, а 4 более далеких – в обратном. Все они маленькие и темные; вероятно, они захвачены Юпитером из числа астероидов группы Троянцев.
9. Cатурн
Вторая по размеру планета-гигант. Это водородно-гелиевая планета, однако относительное содержание гелия у Сатурна меньше, чем у Юпитера; ниже и его средняя плотность. Быстрое вращение Сатурна приводит к его большой сплюснутости (11%).
Верхние области его атмосферы заполнены рассеивающим свет аммиачным туманом. Сатурн дальше от Солнца, поэтому температура его верхней атмосферы на 35 C ниже, чем у Юпитера, и аммиак находится в сконденсированном состоянии. С глубиной температура атмосферы возрастает на 1,2 C/км, поэтому облачная структура напоминает юпитерианскую: под слоем облаков из гидросульфата аммония находится слой водяных облаков.
По внутреннему строению Сатурн также напоминает Юпитер, хотя из-за меньшей массы имеет меньшее давление и температуру в центре Магнитное поле Сатурна сравнимо с земным.
Как и Юпитер, Сатурн выделяет внутреннее тепло, причем вдвое больше, чем получает от Солнца. Правда, это отношение больше, чем у Юпитера, потому, что расположенный вдвое дальше Сатурн получает от Солнца вчетверо меньше тепла.
Кольца Сатурна. Сатурн опоясан уникально мощной системой колец до расстояния 2,3 радиуса планеты. Они легко различимы при наблюдении в телескоп, а при изучении с близкого расстояния демонстрируют исключительное разнообразие: от массивного кольца B до узкого кольца F, от спиральных волн плотности до совершенно неожиданных радиально вытянутых «спиц», открытых «Вояджерами».
Частицы, заполняющие кольца Сатурна, значительно лучше отражают свет, чем вещество темных колец Урана и Нептуна; их исследование в разных спектральных диапазонах показывает, что это «грязные снежки» с размерами порядка метра. Три классических кольца Сатурна по порядку от внешнего к внутреннему обозначают буквами A, B и C. Кольцо B довольно плотное: радиосигналы от «Вояджера» проходили через него с трудом. Промежуток в 4000 км между кольцами A и B, называемый делением (или щелью) Кассини, в действительности не пуст, а по плотности сравним с бледным кольцом C, которое раньше называли креповым кольцом. Вблизи внешнего края кольца A есть менее заметная щель Энке.
В 1859 Максвелл заключил, что кольца Сатурна должны состоять из отдельных частиц, обращающихся по орбитам вокруг планеты. В конце 19 в. это было подтверждено спектральными наблюдениями, показавшими, что внутренние части колец обращаются быстрее внешних. Поскольку кольца лежат в плоскости экватора планеты, а значит, наклонены к орбитальной плоскости на 27°, Земля дважды за 29,5 лет попадает в плоскость колец, и мы наблюдаем их с ребра. В этот момент кольца «пропадают», что доказывает их очень малую толщину – не более нескольких километров.
Детальные изображения колец, полученные «Пионером-11» (1979) и «Вояджерами» (1980 и 1981), показали значительно более сложную их структуру, чем ожидалось. Кольца разделены на сотни отдельных колечек с типичной шириной в несколько сотен километров. Даже в щели Кассини оказалось не менее пяти колечек. Детальный анализ показал, что кольца неоднородны как по размеру, так, возможно, и по составу частиц. Сложная структура колец, вероятно, обязана гравитационному влиянию маленьких близких к ним спутников, о которых прежде и не подозревали.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
