725 (692890), страница 2

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 2)

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 (CH₄-8H₂O) при температурах конденсации ≈70К, с последующим их разложением в процессе внутренней эволюции, дегазацией СН₄ и образованием метанового льда на поверхности. Отождествление его в спектре от­ражения Плутона благоприятствует обеим этим моде­лям, не позволяя, однако, сделать между ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планеты оказывается не выше 1,2 г/см³, а альбедо не менее 0,4, что соответственно уменьшает вероятный диаметр Плу­тона до размеров Луны, а массу ограничивает несколь­кими тысячными долями от массы Земли.

Список используемой литературы

1. М.Я. Маров. Планеты солнечной системы

2. И.К. Ковалев. Мир планет

3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца

Характеристики

Список файлов реферата