Planete gigantice, inelele lor și planetele satelit. Prezentare pe tema planetei - giganți Prezentare a planetei giganți pentru copii

ABSTRACT

DESPRE ASTRONOMIE

PE TEMA:

„Planete gigantice”

Lucrarea a fost finalizată de un elev de clasa a 11-a „B”

liceu № 4

Fomin Maxim

Am verificat Tiptyareva V.V.

Mytishchi, 2001.

Planete gigantice

Diferența dintre planete gigantice și planete grup terestru

caracteristici generale

Atmosfera

Inelul lui Jupiter

Sateliții interiori și exteriori ai lui Jupiter

Atmosferă și strat de nor

Proprietățile magnetice ale lui Saturn

lunile lui Saturn

Informații generale

Istoria descoperirii

Caracteristicile rotației lui Uranus

Compoziția chimică, condițiile fizice și structura lui Uranus

Inelele lui Uranus

Magnetosfera

Lunii lui Uranus

Informații generale

Istoria descoperirii

Compoziția chimică, condițiile fizice și structura interna

Lunii lui Neptun

Inelele lui Neptun

Magnetosfera

7. Lista literaturii folosite

PLANETE GIGANTE

Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun reprezintă grupul jovian de planete, sau grupul de planete gigantice, deși diametrele lor mari nu sunt singura caracteristică care deosebește aceste planete de planetele terestre. Planetele gigantice au densități scăzute, perioadă scurtă rotație zilnică și, în consecință, compresie semnificativă la poli; suprafețele lor vizibile reflectă bine sau, cu alte cuvinte, împrăștie razele soarelui.

S-a stabilit de mult timp că atmosferele planetelor gigantice constau din metan, amoniac, hidrogen și heliu. Benzile de absorbție de metan și amoniac sunt vizibile în număr mare în spectrele planetelor mari. Mai mult, odată cu trecerea de la Jupiter la Neptun, benzile de metan se întăresc treptat, iar benzile de amoniac slăbesc. Partea principală a atmosferei planetelor gigantice este plină de nori groși, deasupra cărora există un strat de gaz destul de transparent, unde particulele mici, probabil cristale de amoniac și metan înghețat, „plutesc”.

Este destul de firesc ca dintre planetele gigantice, cele două cele mai apropiate de noi să fie cele mai bine studiate - Jupiter și Saturn.

Deoarece Uranus și Neptun nu atrag în prezent prea multă atenție din partea oamenilor de știință, să ne oprim mai în detaliu asupra lui Jupiter și Saturn. În plus, o parte semnificativă a întrebărilor care pot fi rezolvate în legătură cu descrierea lui Jupiter și Saturn se aplică și lui Neptun.

Jupiter este unul dintre cele mai multe planete uimitoare Sistemul Solar și îi acordăm mult mai multă atenție decât lui Saturn. Ceea ce este neobișnuit la această planetă nu este corpul său în dungi, cu mișcarea destul de rapidă a dungilor întunecate și modificările lățimii lor, și nu uriașa pată roșie, al cărei diametru este de aproximativ 60 de mii. km., schimbându-și culoarea și luminozitatea din când în când și, în cele din urmă, nu poziția sa „dominantă” ca dimensiune și masă în familia planetară. Lucrul extraordinar este că Jupiter, după cum au arătat observațiile radioastronomice, este o sursă nu numai de emisii radio termice, ci și așa-numite non-termice. În general, pentru planetele caracterizate prin procese silențioase, emisia radio non-termică este complet neașteptată.

Faptul că Venus, Marte, Jupiter și Saturn sunt surse de emisie radio termică este acum ferm stabilit și nu ridică nicio îndoială în rândul oamenilor de știință. Această emisie radio coincide complet cu emisia termică a planetelor și este o „rămășiță”, sau mai precis, o „coadă” de joasă frecvență a spectrului termic al unui corp încălzit. Deoarece mecanismul emisiei radio termice este bine cunoscut, astfel de observații fac posibilă măsurarea temperaturii planetelor. Emisia radio termică este înregistrată folosind radiotelescoape cu unde centimetrice. Deja sunt primele observații ale lui Jupiter pe valul 3 cm a dat temperatura emisiei radio la fel ca și observațiile radiometrice în raze infraroșii. În medie, această temperatură este de aproximativ – 150°C. Dar se întâmplă ca abaterile de la această temperatură medie să ajungă la 50-70 și uneori la 140 ° C, ca, de exemplu, în aprilie-mai 1958. Din păcate, încă nu a fost posibil să se afle dacă aceste abateri ale emisiilor radio observate la aceeași lungime de undă sunt legate de rotația planetei. Și ideea aici, evident, nu este că diametrul unghiular al lui Jupiter este jumătate din cea mai bună rezoluție a celor mai mari radiotelescoape și că, prin urmare, este imposibil să observați părți individuale ale suprafeței. Observațiile existente sunt încă foarte puține la număr pentru a răspunde la aceste întrebări.

În ceea ce privește dificultățile asociate cu rezoluția scăzută a radiotelescoapelor, în raport cu Jupiter puteți încerca să le ocoliți. Este necesar doar să se stabilească în mod fiabil, pe baza observațiilor, perioada de emisie radio anormală și apoi să o compare cu perioada de rotație a zonelor individuale ale lui Jupiter. Să ne amintim că perioada de 9 ore și 50 de minute este perioada de rotație a zonei sale ecuatoriale. Perioada pentru zonele de latitudini temperate este de 5 - 6 min. mai mare (în general, pe suprafața lui Jupiter există până la 11 curenți cu perioade diferite).

Astfel, observațiile ulterioare ne pot conduce la un rezultat final. Problema conexiunii dintre emisia radio anormală a lui Jupiter și perioada de rotație a acestuia este de o importanță nu mică. Dacă, de exemplu, se dovedește că sursa acestei radiații nu este asociată cu suprafața lui Jupiter, atunci va fi nevoie de o căutare mai diligentă a conexiunii sale cu activitatea solară.

Nu cu mult timp în urmă, cercetătorii Institutului de Tehnologie din California, Rakhakrishnan și Roberts, au observat emisiile radio de la Jupiter la unde decimetrice (31 cm) . Au folosit un interferometru cu două oglinzi parabolice. Acest lucru le-a permis să separe dimensiunile unghiulare ale sursei, care este un inel în planul ecuatorului lui Jupiter cu un diametru de aproximativ trei ori diametrul planetei. Temperatura lui Jupiter, care a fost determinată la unde decimetrice, s-a dovedit a fi prea mare pentru ca natura sursei acestei emisii radio să fie considerată termică. Evident, aici avem de-a face cu radiații provenite din particulele încărcate capturate de câmpul magnetic al lui Jupiter, precum și concentrate în apropierea planetei din cauza câmpului gravitațional semnificativ.

Astfel, observațiile de radioastronomie au devenit o modalitate puternică de a studia condițiile fizice din atmosfera lui Jupiter.

Am vorbit pe scurt despre cele două tipuri de emisii radio de la Jupiter. Aceasta este, în primul rând, emisia radio termică a atmosferei, care se observă la unde centimetrice. În al doilea rând, emisia radio la unde decimetrice, care, după toate probabilitățile, este de natură non-termică.

Să ne oprim pe scurt asupra celui de-al treilea tip de emisie radio de la Jupiter, care, așa cum am menționat mai sus, este neobișnuită pentru planete. Acest tip de emisie radio este, de asemenea, de natură non-termică și este înregistrată la unde radio lungi de câteva zeci de metri.

Oamenii de știință cunosc furtuni intense de zgomot și explozii ale Soarelui „deranjat”. O altă sursă binecunoscută de astfel de emisii radio este așa-numita Nebuloasă a Crabului. Conform ideii de condiții fizice în atmosfere și pe suprafețele planetelor, care a existat înainte de 1955, nimeni nu spera că cel puțin una dintre planete va fi capabilă să „respire” în felul obiectelor de natură diferită - Soarele sau Nebuloasa Crabului. Prin urmare, nu este surprinzător că atunci când în 1955. Observatorii Nebuloasei Crabului au înregistrat o sursă discretă de emisie radio de intensitate variabilă, nu au decis imediat să o atribuie lui Jupiter. Dar niciun alt obiect nu a fost descoperit în această direcție, așa că toată „vina” pentru apariția unei emisii radio destul de semnificative a fost în cele din urmă pusă pe Jupiter.

O trăsătură caracteristică a radiației lui Jupiter este că exploziile radio nu durează mult (0,5 - 1,5 secunde). Prin urmare, în căutarea mecanismului undelor radio în acest caz, trebuie să pornim de la presupunerea fie a naturii discrete a sursei (). similar cu descărcările), sau o radiație de direcționalitate destul de îngustă dacă sursa funcționează continuu. Unul dintre posibilele motive pentru originea exploziilor radio ale lui Jupiter a fost explicat prin ipoteza că în atmosfera planetei apar descărcări electrice asemănătoare fulgerului. Dar mai târziu s-a dovedit că pentru formarea unor astfel de rafale radio intense pe Jupiter, puterea descărcărilor trebuie să fie de aproape un miliard de ori mai mare decât pe Pământ. Aceasta înseamnă că, dacă emisia radio a lui Jupiter apare din cauza descărcărilor electrice, atunci acestea din urmă ar trebui să fie de o natură complet diferită de cele care apar în timpul unei furtuni pe Pământ. Printre alte ipoteze, presupunerea că Jupiter este înconjurat de o ionosferă merită atenție. În acest caz, sursa de excitație a gazului ionizat cu frecvențe de 1 – 25 MHz pot fi undele de șoc. Pentru ca un astfel de model să fie în concordanță cu exploziile radio periodice pe termen scurt, ar trebui să se presupună că emisia radio iese în spațiul cosmic în limitele unui con, al cărui vârf coincide cu poziția sursei și unghiul la vârf este de aproximativ 40° Este posibil ca undele de șoc să fie cauzate de procese care au loc pe suprafața planetei, sau mai precis, că aici avem de-a face cu manifestarea activității vulcanice. În acest sens, este necesar să se reconsidere modelul structurii interne a planetelor gigantice. În ceea ce privește clarificarea finală a mecanismului de origine a emisiei radio de joasă frecvență de la Jupiter, răspunsul la această întrebare ar trebui atribuit viitorului. Acum putem spune doar că sursele acestei radiații, pe baza observațiilor, nu și-au schimbat poziția pe Jupiter timp de opt ani. Prin urmare, putem crede că sunt asociate cu suprafața planetei.

Astfel, observațiile radio ale lui Jupiter au devenit recent una dintre cele mai eficiente metode de studiere a acestei planete. Și deși, așa cum se întâmplă adesea la începutul unei noi etape de cercetare, interpretarea rezultatelor observațiilor radio ale lui Jupiter este asociată cu mari dificultăți, opinia generală despre aceasta ca o planetă rece și „calmă” s-a schimbat destul de dramatic.

Observațiile arată că pe suprafața vizibilă a lui Jupiter există multe pete, variind ca formă, dimensiune, luminozitate și chiar culoare. Locația și aspectul acestor pete se schimbă destul de repede și nu numai din cauza rotației zilnice rapide a planetei. Există mai multe motive care provoacă aceste schimbări. În primul rând, aceasta este o circulație atmosferică intensă, similară cu cea care are loc în atmosfera Pământului datorită prezenței diferitelor viteze liniare de rotație a straturilor individuale de aer; în al doilea rând, încălzirea inegală de către razele solare a unor părți ale planetei situate la diferite latitudini. Căldura internă, a cărei sursă este dezintegrarea radioactivă a elementelor, poate juca, de asemenea, un rol major.

Dacă fotografiați Jupiter pe o perioadă lungă de timp (să zicem, câțiva ani) în cele mai favorabile condiții atmosferice, puteți observa schimbări care au loc pe Jupiter, sau mai precis, în atmosfera sa. Astronomii acordă acum o mare atenție observărilor acestor schimbări (pentru a le explica) tari diferite. Astronomul grec Phokas, comparând hărțile lui Jupiter create în diferite perioade (uneori cu un interval de zeci de ani), a ajuns la concluzia: schimbările în atmosfera lui Jupiter sunt asociate cu procese care au loc pe Soare.

Nu există nicio îndoială că petele întunecate ale lui Jupiter aparțin stratului dens de nori continui care înconjoară planeta. Deasupra acestui strat există o carcasă de gaz destul de rarefiată.

Presiunea atmosferică creată de partea gazoasă a atmosferei lui Jupiter la nivelul norilor probabil nu depășește 20 - 30 mm. Mercur . Cel puțin, învelișul de gaz la observarea lui Jupiter printr-un filtru albastru abia reduce semnificativ contrastele dintre petele întunecate și împrejurimile strălucitoare. În consecință, în general, stratul de gaz al atmosferei lui Jupiter este destul de transparent. Acest lucru este evidențiat și de măsurătorile fotometrice ale distribuției luminozității de-a lungul diametrului lui Jupiter. S-a dovedit că scăderea luminozității spre marginea imaginii planetei este aproape aceeași atât în ​​​​razele albastre, cât și în cele roșii. Trebuie remarcat că cu siguranță nu există o limită ascuțită între straturile de nori și gaze de pe Jupiter și, prin urmare, valoarea presiunii de mai sus la nivelul norilor ar trebui considerată aproximativă.

Compoziția chimică a atmosferei lui Jupiter, ca și alte planete, a început să fie studiată la începutul secolului al XX-lea. Spectrul lui Jupiter are un număr mare de benzi intense situate atât în ​​regiunea vizibilă, cât și în cea în infraroșu. În 1932 aproape fiecare dintre aceste benzi a fost identificată ca metan sau amoniac.

Astronomii americani Dunham, Adele și Slifer au efectuat studii speciale de laborator și au descoperit că cantitatea de amoniac din atmosfera lui Jupiter este echivalentă cu un strat gros. m la presiune1 ATM.,în timp ce cantitatea de metan este de 45 m la presiunea 45 ATM.

Componenta principală a atmosferei lui Jupiter este probabil hidrogenul. Recent, această presupunere a fost confirmată de observații.

Saturn este, fără îndoială, cea mai frumoasă planetă din sistemul solar. Aproape întotdeauna, în câmpul vizual al unui telescop, observatorul vede această planetă înconjurată de un inel, care, la o observare mai atentă, este un sistem de trei inele. Adevărat, aceste inele sunt separate unul de celălalt prin intervale de contrast scăzut, așa că nu este întotdeauna posibil să le vezi toate cele trei inele. Dacă observați Saturn în cele mai bune condiții atmosferice (cu o ușoară vibrație a imaginii, etc.) și cu o mărire de 700–800 de ori, atunci chiar și pe fiecare dintre cele trei inele dungi concentrice subțiri abia se observă, amintesc de golurile dintre inele. Cel mai ușor și mai lat este inelul din mijloc, iar cel mai slab în luminozitate este cel interior. Diametrul exterior al sistemului de inele este de aproape 2,4 ori, iar cel interior este de 1,7 ori mai mare decât diametrul planetei.

Recent, cel mai serios studiu al inelelor lui Saturn din țara noastră a fost efectuat de astronomul moscovit M. S. Bobrov. Folosind observații ale modificărilor luminozității inelelor în funcție de locația lor în raport cu Pământul și Soare, sau pe așa-numitul unghi de fază, el a determinat dimensiunile particulelor care alcătuiesc inelele.

S-a dovedit că particulele care alcătuiesc inelele ajung la câțiva centimetri și chiar metri în diametru. Conform calculelor lui M. S. Bobrov, grosimea inelelor lui Saturn nu depășește 10-20 km.

La fel ca Jupiter, Saturn are benzi întunecate paralele cu ecuatorul. La fel ca Jupiter, Saturn se caracterizează prin viteze de rotație diferite pentru zone cu latitudini diferite. Adevărat, dungile de pe discul lui Saturn sunt mai persistente și numărul de detalii este mai mic decât cel al lui Jupiter.

DIFERENTA DE PLANETELE GIGANTE DE PLANETELE TERESTRE

Mercur, Venus, Pământul și Marte diferă de planetele gigantice prin dimensiunea lor mai mică, masa mai mică, densitatea mai mare, rotația mai lentă, atmosfere mult mai slabe (Mercur nu are practic atmosferă, așa că emisfera sa în timpul zilei este foarte fierbinte; toate planetele gigantice sunt înconjurate prin atmosfere puternice extinse), un număr mic de sateliți sau absența acestora.

Deoarece planetele gigantice sunt departe de Soare, temperatura lor (cel puțin deasupra norilor lor) este foarte scăzută: pe Jupiter - 145 C, pe Saturn - 180 C, pe Uranus și Neptun chiar mai scăzute. Iar temperatura planetelor terestre este mult mai ridicată (pe Venus până la plus 500 C). Densitatea medie scăzută a planetelor gigantice poate fi explicată prin faptul că se obține prin împărțirea masei la volumul vizibil, iar volumul îl estimăm din stratul opac al vastei atmosfere. Densitatea scăzută și abundența hidrogenului disting planetele gigantice de alte planete.

PAGINA_BREAK--UP I T E R

CARACTERISTICI GENERALE

Jupiter este a doua cea mai strălucitoare planetă din sistemul solar după Venus. Dar dacă Venus poate fi văzută doar dimineața sau seara, atunci Jupiter sclipește uneori toată noaptea. Datorită mișcării lente și maiestuoase a acestei planete, grecii antici i-au dat numele zeului lor suprem Zeus; în panteonul roman îi corespundea lui Jupiter.

De două ori Jupiter a jucat un rol important în istoria astronomiei. A devenit prima planetă care a avut sateliți descoperiți. În 1610, Galileo, îndreptând un telescop spre Jupiter, a observat patru stele în apropierea planetei, invizibile cu ochiul liber. A doua zi și-au schimbat poziția atât față de Jupiter, cât și unul față de celălalt. Observând aceste stele, Galileo a concluzionat că observa sateliții lui Jupiter, formați în jurul lui ca o stea centrală. Acesta a fost un model la scară redusă a Sistemului Solar. Mișcările rapide și foarte vizibile ale lunilor galileene ale lui Jupiter - Io, Europa, Ganymede și Callisto - le fac „ceasuri cerești” utile, iar marinarii le-au folosit de multă vreme pentru a determina poziția unei nave în marea liberă.

Altă dată, Jupiter și lunile sale au ajutat la rezolvarea unuia dintre cele mai vechi mistere: lumina călătorește instantaneu sau viteza ei este finită? Observând în mod regulat eclipsele lunii lui Jupiter și comparând aceste date cu rezultatele calculelor preliminare, astronomul danez Ole Roemer a descoperit în 1675 că observațiile și calculele divergeau dacă Jupiter și Pământul se aflau pe părți opuse ale Soarelui. În acest caz, eclipsele sateliților sunt întârziate cu aproximativ 1000 s. Roemer a ajuns la concluzia corectă că 1000 s. - este exact ceea ce are nevoie lumina pentru a traversa orbita Pământului în diametru. Deoarece diametrul orbitei Pământului este de 300 de milioane de kilometri, viteza luminii este aproape de 300.000 km/s.

Jupiter este o planetă gigantică care conține mai mult de 2/3 din întregul nostru sistem planetar. Masa lui Jupiter este de 318 a Pământului. Volumul său este de 1300 de ori mai mare decât cel al Pământului. Densitatea medie a lui Jupiter este de 1330 kg/m^3, ceea ce este comparabil cu densitatea apei și de patru ori mai mică decât densitatea Pământului. Suprafața vizibilă a planetei este de 120 de ori mai mare decât suprafața Pământului. Jupiter este o minge uriașă de hidrogen; compoziția sa chimică este aproape identică cu cea a soarelui. Dar temperatura pe Jupiter este teribil de scăzută: -140°C.

Jupiter se rotește rapid (perioada de rotație 9 ore 55 minute 29 secunde). Datorită acțiunii forțelor centrifuge, planeta s-a aplatizat vizibil, iar raza sa polară a devenit cu 4.400 km mai mică decât raza ecuatorială, egală cu 71.400 km. Câmpul magnetic al lui Jupiter este de 12 ori mai puternic decât cel al Pământului.

Cinci nave spațiale americane au vizitat Jupiter: în 1973 - Pioneer 10, în 1974 - Pioneer 11. În martie și iulie 1979, a fost vizitat de dispozitive mai mari și mai „inteligente” - Voyager 1 și -2. În decembrie 1995, stația interplanetară Galileo a zburat la el, care a devenit primul satelit artificial al lui Jupiter și a aruncat o sondă în atmosfera sa. .

Să facem și o scurtă călătorie mentală în adâncurile lui Jupiter.

ATMOSFERA

Atmosfera lui Jupiter este o parte imensă, turbulentă a planetei, formată din hidrogen și heliu. Mecanismul care conduce circulația generală pe Jupiter este același ca și pe Pământ: diferența de căldură primită de la Soare la poli și ecuator dă naștere unor fluxuri hidrodinamice care sunt deviate într-o direcție zonală de forța Coriolis. Cu o rotație la fel de rapidă ca cea a lui Jupiter, liniile de curgere sunt aproape paralele cu ecuatorul. Tabloul este complicat de mișcări convective, care sunt mai intense la granițele dintre fluxurile hidrodinamice de diferite viteze. Mișcările convective transportă substanța colorantă, a cărei prezență explică culoarea ușor roșiatică a lui Jupiter. În regiunea dungilor întunecate, mișcările convective sunt cele mai puternice, iar acest lucru explică culoarea lor mai intensă.

La fel ca în atmosfera pământului, ciclonii se pot forma pe Jupiter. Estimările arată că ciclonii mari, dacă se formează în atmosfera lui Jupiter, pot fi foarte stabili (durată de viață de până la 100 de mii de ani). Marea Pată Roșie este probabil un exemplu de astfel de ciclon. Imaginile lui Jupiter obținute cu ajutorul echipamentelor instalate pe navele spațiale americane Pioneer 10 și Pioneer 11 au arătat că Punctul Roșu nu este singura formațiune de acest tip: există câteva pete roșii persistente mai mici.

Observațiile spectroscopice au stabilit prezența hidrogenului molecular, heliului, metanului, amoniacului, etanului, acetilenei și vaporilor de apă în atmosfera lui Jupiter. Aparent, compoziția elementară a atmosferei (și a întregii planete în ansamblu) nu diferă de cea solară (90% hidrogen, 9% heliu, 1% elemente mai grele).

Presiunea totală la limita superioară a stratului de nor este de aproximativ 1 atm. Stratul de nor are o structură complexă. Nivelul superior este format din cristale de amoniac dedesubt, ar trebui să existe nori de cristale de gheață și picături de apă.

Temperatura de luminozitate în infraroșu a lui Jupiter, măsurată în intervalul 8 - 14 μm, este de 128 - 130 K în centrul discului. Dacă ne uităm la secțiunile de temperatură de-a lungul meridianului central și ecuatorului, putem observa că temperatura măsurată la marginea discului este mai mică decât la centru. Acest lucru poate fi explicat după cum urmează. La marginea discului, linia de vedere este oblică, iar nivelul efectiv de emisie (adică nivelul la care se realizează grosimea optică =1) este situat în atmosferă la o altitudine mai mare decât în ​​centrul discul. Dacă temperatura din atmosferă scade odată cu creșterea altitudinii, atunci luminozitatea și temperatura de la margine vor fi oarecum mai scăzute. Un strat de amoniac gros de câțiva centimetri (la presiune normală) este deja practic opac la radiația infraroșie în intervalul 8 - 14 microni. Rezultă că temperatura de luminozitate în infraroșu a lui Jupiter se referă la straturile destul de înalte ale atmosferei sale. Distribuția intensității în benzile CH arată că temperatura norilor este mult mai mare (160 - 170 K La temperaturi sub 170 K, amoniacul (dacă cantitatea acestuia corespunde observațiilor spectroscopice) ar trebui să se condenseze; prin urmare, se presupune că acoperirea norilor a lui Jupiter este compusă cel puțin parțial din amoniac. Metanul se condensează la temperaturi mai scăzute și nu poate lua parte la formarea norilor pe Jupiter.

Temperatura de luminozitate de 130K este vizibil mai mare decât temperatura de echilibru, adică cea care ar trebui să aibă un corp care să strălucească doar datorită reemisiei radiației solare. Calculele care iau în considerare măsurarea reflectivității planetei duc la o temperatură de echilibru de aproximativ 100K. Este semnificativ faptul că valoarea temperaturii de luminozitate de aproximativ 130K a fost obținută nu numai în intervalul restrâns de 8-14 microni, ci și cu mult dincolo. Astfel, radiația totală a lui Jupiter este de 2,9 ori mai mare decât energia primită de la Soare, iar cea mai mare parte a energiei pe care o emite se datorează sursei sale interne de căldură. În acest sens, Jupiter este mai aproape de stele decât de planetele terestre. Cu toate acestea, sursa energiei interne a lui Jupiter nu este, desigur, reacțiile nucleare. Aparent, rezerva de energie acumulată în timpul comprimării gravitaționale a planetei este emisă (în procesul de formare a unei planete dintr-o nebuloasă protoplanetară, energie gravitațională, când energia gravitațională a prafului și gazului care formează planeta trebuie să se transforme în cinetică și apoi termică. ).

Prezența unui flux intern mare de căldură înseamnă că temperatura crește destul de repede odată cu adâncimea. Conform celor mai probabile modele teoretice, atinge 400K la o adâncime de 100 km sub vârful norului, iar la o adâncime de 500 km - aproximativ 1200K. Și calculele structurii interne arată că atmosfera lui Jupiter este foarte adâncă - 10.000 km, dar trebuie remarcat că cea mai mare parte a planetei (sub această limită) este în stare lichidă. Hidrogenul este în stare degenerată, ceea ce este același lucru, în stare metalică (electronii sunt separați de protoni). Mai mult, în atmosfera însăși, hidrogenul și heliul, strict vorbind, sunt în stare supercritică: densitatea în straturile inferioare ajunge la 0,6-0,7 g/cm³, iar proprietățile amintesc mai mult de un lichid decât de un gaz. În chiar centrul planetei (conform calculelor la o adâncime de 30.000 km), poate exista un nucleu solid de elemente grele, format ca urmare a lipirii particulelor de metal și a formațiunilor de rocă.

INELUL LUI JUPITER.

Jupiter prezintă multe surprize: generează aurore puternice, zgomot radio puternic, iar în apropierea lui nave spațiale interplanetare observă furtuni de praf - fluxuri de particule solide mici ejectate ca urmare a proceselor electromagnetice din magnetosfera lui Jupiter. Particulele mici care primesc o sarcină electrică atunci când sunt iradiate de vântul solar au o dinamică foarte interesantă: fiind un caz intermediar între macro și microcorpi, ele reacționează aproximativ în mod egal atât la câmpurile gravitaționale, cât și la câmpurile electromagnetice.

Din particule atât de mici de piatră constă în principal inelul lui Jupiter, descoperit în martie 1979 (descoperirea indirectă a inelului în 1974, conform Pioneer, a rămas nerecunoscută). A lui parte principală are o rază de 123-129 mii km. Acest inel plat are aproximativ 30 km grosime și foarte rarefiat - reflectă doar câteva miimi de procent din lumina incidentă. Structurile de praf mai slabe se extind de la inelul principal spre suprafața lui Jupiter și formează un halou gros deasupra inelului, extinzându-se până la cei mai apropiați sateliți. Este aproape imposibil să vezi inelul lui Jupiter de pe Pământ: este foarte subțire și este în mod constant îndreptat spre observator din cauza înclinării mici a axei de rotație a lui Jupiter față de planul orbitei sale.

SATELIȚII INTERNI ȘI EXTERIORI AI JUPITER.

Jupiter are 16 luni descoperite. Două dintre ele - Io și Europa - au dimensiunea Lunii noastre, iar celelalte două - Ganimede și Calisto - au depășit-o în diametru de aproximativ o dată și jumătate. Calisto este egală ca mărime cu Mercur, iar Ganimede l-a depășit. Adevărat, ei sunt mai departe de planeta lor decât este Luna de Pământ. Doar Io este vizibil pe cerul lui Jupiter ca un disc roșcat strălucitor (sau semiluna) de dimensiunea lunară Europa, Ganymede și Callisto arată de câteva ori mai mici decât Luna;

Domeniul lui Jupiter este destul de extins: cele opt luni exterioare ale sale sunt atât de îndepărtate de acesta încât nu au putut fi observate de pe planetă însăși cu ochiul liber. Originea sateliților este misterioasă: jumătate dintre ei se deplasează în jurul lui Jupiter în direcția opusă (comparativ cu rotația celorlalți 12 sateliți și cu direcția de rotație zilnică a planetei în sine). Cel mai exterior satelit al lui Jupiter este de 200 de ori mai departe de acesta decât cel mai apropiat. De exemplu, dacă aterizați pe unul dintre cei mai apropiați sateliți, discul portocaliu al planetei va ocupa jumătate din cer. Și de pe orbita celui mai îndepărtat satelit, discul gigantului Jupiter va arăta aproape jumătate din dimensiunea celui lunar.

Sateliții lui Jupiter sunt cele mai interesante lumi, fiecare cu chipul și istoria ei, care ne-au fost dezvăluite abia în epoca spațială.

Și despre

Acesta este cel mai apropiat satelit galilean de Jupiter, se află la 422 de mii de km de centrul planetei, adică puțin mai departe decât Luna de Pământ. Datorită masei enorme a lui Jupiter, perioada orbitală a lui Io este mult mai scurtă decât o lună lunară și este de doar 42,5 ore Pentru un observator prin telescop, acesta este cel mai agitat satelit: aproape în fiecare zi, Io este vizibil într-un loc nou, rulând. de la o parte la alta a lui Jupiter.

În ceea ce privește masa și raza (1815 km), Io este similar cu Luna. Cea mai senzațională trăsătură a lui Io este că este activ vulcanic! Pe suprafața sa galben-portocalie, Voyagers a descoperit 12 vulcani activi, erupând penaj de până la 300 km înălțime. Principalul gaz emis este dioxidul de sulf, care apoi îngheață la suprafață sub forma unui solid alb. Culoarea portocalie dominantă a satelitului se datorează compușilor de sulf. Zonele active din punct de vedere vulcanic din Io sunt încălzite la 300°C.

O fântână de gaz de 300 km înălțime se ridică constant deasupra planetei. Un vuiet puternic subteran scutură solul, pietrele zboară din gura vulcanului cu o viteză extraordinară (până la 1 km/s) împreună cu gaz și, după o cădere liberă, fără atmosferă, de la o înălțime mare, se prăbușesc în suprafață multe la sute de kilometri de vulcan. Din unele caldere vulcanice (așa-numitele depresiuni în formă de ceaun formate ca urmare a prăbușirii vârfului unui vulcan), sulful negru topit se împrăștie și se răspândește în râurile fierbinți. Fotografiile Voyager arată lacuri negre și chiar mari întregi de sulf topit.

Cea mai mare mare de lavă din apropierea vulcanului Loki are o lungime de 20 km. În centrul său se află o insulă portocalie crăpată, făcută din sulf solid. Mările negre ale lui Io se leagănă pe țărmurile portocalii, iar cea mai mare parte a lui Jupiter atârnă pe cer deasupra lor...

Existența unor astfel de peisaje a inspirat mulți artiști.

Activitatea vulcanică a lui Io se datorează influenței gravitaționale a altor corpuri din sistemul Jupiter. În primul rând, planeta uriașă însăși, cu gravitația sa puternică, a creat două cocoașe de maree pe suprafața satelitului, care au încetinit rotația lui Io, astfel încât să se înfrunte mereu cu Jupiter cu o singură latură - ca Luna pe Pământ. Orbita lui Io nu este un cerc exact; cocoașele se mișcă ușor pe suprafața sa, ceea ce duce la încălzirea straturilor interioare ale planetei. Într-o măsură și mai mare, acest efect este cauzat de influențele mareelor ​​altor sateliți masivi ai lui Jupiter, în primul rând Europa, care este cel mai aproape de Io. Încălzirea constantă a interiorului a dus la faptul că Io este cel mai activ corp vulcanic din sistemul solar.

Spre deosebire de vulcanii terestre, care au erupții puternice sporadic, vulcanii de pe Io funcționează aproape continuu, deși activitatea lor poate varia. vulcanii și gheizerele ejectează o parte din materie chiar și în spațiu. Prin urmare, un penar de plasmă de atomi de oxigen și sulf ionizat și nori neutri de sodiu și potasiu se întinde de-a lungul orbitei lui Io.

Nu există cratere de impact pe Io din cauza reluării vulcanice intense a suprafeței. Are mase de roci de până la 9 km înălțime. Densitatea lui Io este destul de mare - 3000 kg/m^3. Sub un înveliș de silicați parțial topit în centrul satelitului se află un miez cu un conținut ridicat de fier și compușii săi.

Continuare
--PAGE_BREAK-- Europa

Europa are o rază ceva mai mică decât cea a lui Io - 1569 km. Dintre sateliții galileeni, Europa are cea mai ușoară suprafață cu semne clare de gheață de apă. Există o presupunere că sub crusta de gheață există un ocean de apă și sub acesta un miez solid de silicat. Densitatea Europei este foarte mare - 3500 kg/m3. Acest satelit se află la 671.000 km distanță de Jupiter.

Istoria geologică a Europei nu are nimic în comun cu istoria sateliților săi vecini. Europa este unul dintre cele mai netede corpuri din sistemul solar: nu are dealuri mai mari de o sută de metri înălțime. Întreaga suprafață înghețată a satelitului este acoperită cu o rețea de dungi de lungime enormă. Dungile întunecate, lungi de mii de kilometri, sunt urmele unui sistem global de fisuri în întreaga Europă. Existența acestor fisuri se explică prin faptul că suprafața gheții este destul de mobilă și s-a scindat în mod repetat din cauza tensiunilor interne și a proceselor tectonice la scară largă.

Datorită faptului că suprafața este tânără (veche de doar 100 de milioane de ani), craterele de impact de meteoriți, care au apărut în număr mare în urmă cu 4,5 miliarde de ani, sunt aproape invizibile. Oamenii de știință au găsit doar cinci cratere cu diametre de 10-30 km pe Europa.

Ganimede

Ganimede este cel mai mare satelit al planetelor din Sistemul Solar, raza sa este de 2631 km. Densitatea este mică în comparație cu Io și Europa, doar 1930 kg/mc. Distanța față de Jupiter este de 1,07 milioane km. Întreaga suprafață a lui Ganymede poate fi împărțită în două grupe: prima, care ocupă 60% din teritoriu, este o fâșie ciudată de gheață generată de procese geologice active acum 3,5 miliarde de ani; al doilea, ocupând restul de 40%, este o crustă veche groasă de gheață acoperită cu numeroase cratere de meteoriți, de remarcat și faptul că această crustă a fost parțial spartă și reînnoită prin aceleași procese ca cele menționate mai sus.

Din punctul de vedere al unui geolog spațial, Ganymede este cel mai atractiv corp dintre lunile lui Jupiter. Are o compoziție mixtă de silicat-gheață: o manta de gheață de apă și un miez stâncos. Densitatea sa este de 1930 kg\m^3. În condiții de temperaturi scăzute și presiuni interne ridicate, gheața de apă poate exista în mai multe modificări cu diferite tipuri de rețele cristaline. Geologia bogată a lui Ganymede este în mare măsură determinată de tranzițiile complexe dintre aceste soiuri de gheață. Suprafața satelitului este prăfuită cu un strat de praf de gheață, de la câțiva metri la câteva zeci de metri grosime.

Callisto

Acesta este al doilea satelit ca mărime din sistemul Jupiter, raza sa este de 2400 km. Dintre sateliții galileeni, Callisto este cel mai îndepărtat: distanța față de Jupiter este de 1,88 milioane km, perioada de rotație este de 16,7 zile. Densitatea de silicat-gheață Callisto este scăzută - 1830 kg/m3. Suprafața lui Callisto este extrem de saturată cu cratere de meteoriți. Culoarea închisă a lui Callisto este rezultatul silicaților și altor impurități. Callisto este cel mai cunoscut corp craterizat din Sistemul Solar. Impactul enorm al meteoritului a determinat formarea unei structuri gigantice inconjurate de valuri inelare - Valhalla. În centrul său se află un crater cu diametrul de 350 km, iar pe o rază de 2000 km de acesta se află lanțuri muntoase în cercuri concentrice.

Jupiter are câțiva sateliți mici care se deschid pe orbita lui Io. Trei dintre ele - Metis, Adrastea și Theba - au fost descoperite folosind stații interplanetare și se știe puțin despre ele. Metis și Atrastea (diametrele lor sunt de 40, respectiv 20 km) se deplasează de-a lungul marginii inelului principal al lui Jupiter, pe o orbită cu o rază de 128.000 km. Acești cei mai rapizi sateliți orbitează în jurul gigantului Jupiter în 7 ore, cu o viteză de peste 100.000 km/h.

Satelitul mai îndepărtat Teba este situat la mijloc între Io și Jupiter - la o distanță de 222 mii km de planetă; diametrul său este de aproximativ 100 km.

Cel mai mare satelit interior, Amaltherea, are o formă neregulată (dimensiuni 270*165*150 km) și este acoperit cu cratere; este format din roci refractare de culoare roșu închis. Amalthelia a fost descoperită de astronomul american Edward Bernard în 1892 și a devenit al cincilea satelit descoperit al lui Jupiter. Se rotește pe o orbită cu o rază de 181 mii km.

Sateliții interiori ai lui Jupiter și cele patru luni principale ale sale sunt localizate în apropierea planului ecuatorial al planetei pe orbite aproape circulare. Orbitele acestor opt sateliți au excentricități și înclinații atât de mici încât niciunul dintre ei nu se abate cu mai mult de un grad de la calea circulară „ideală”. Astfel de sateliți sunt numiți obișnuiți.

Ceilalți opt sateliți ai lui Jupiter sunt neregulați și diferă prin excentricități și înclinații semnificative ale orbitelor lor. În mișcarea lor, ei pot schimba distanța față de planetă de 1,5-2 ori, în timp ce deviază de la planul său ecuatorial cu multe milioane de kilometri. Aceste opt luni exterioare ale lui Jupiter sunt grupate în două echipe, care au fost numite după cele mai multe corpuri mari: grupul Himalia, care include și Leda, Lysithea și Elara; și grupul Pasiphe cu Ananke, Karme și Sinope. Acești sateliți au fost descoperiți folosind telescoape de la sol pe o perioadă de 70 de ani (1904–1974). Razele medii ale planetelor din grupul Himalia corespund la 11,1-11,7 milioane km. Sateliții grupului Himalia orbitează Jupiter în 240-260 de zile, iar grupul Paciphe în 630-760 de zile, i.e. peste doi ani. Razele proprii ale sateliților sunt foarte mici: în grupul Himalia, de la 8 km la Leda la 90 km la Himalia; în grupul Pasife – de la 15 la 35 km. sunt negre și inegale. Sateliții exteriori care fac parte din grupul Pasiphe se rotesc în jurul lui Jupiter în direcția opusă.

Oamenii de știință nu au ajuns încă la un consens cu privire la originea sateliților neregulați (se crede că sateliții interiori obișnuiți s-au format dintr-un disc circumplanetar de gaz și praf ca urmare a lipirii multor particule mici.) clar că capturarea asteroizilor de către Jupiter a jucat un rol important în formarea sateliților exteriori. Calculele computerizate arată că grupul Pasiphe ar fi putut apărea ca urmare a captării sistematice de către planetă a particulelor mici și a asteroizilor pe orbite inverse în regiunea exterioară a discului circum-jovian.

S A T U R N

ATMOSFERĂ ȘI STRAT DE NORI.

Oricine a observat planetele printr-un telescop știe că pe suprafața lui Saturn, adică la limita superioară a acoperirii norilor, sunt vizibil puține detalii și contrastul lor cu fundalul înconjurător este mic. Acesta este modul în care Saturn diferă de Jupiter, unde există multe detalii contrastante sub formă de dungi întunecate și luminoase, valuri și noduli, indicând o activitate semnificativă în atmosfera sa.

Se pune întrebarea dacă activitatea atmosferică a lui Saturn (cum ar fi viteza vântului) este de fapt mai mică decât cea a lui Jupiter sau dacă detaliile acoperirii norilor sunt pur și simplu mai puțin vizibile de pe Pământ din cauza distanței mai mari (aproximativ 1,5 miliarde km) și a iluminării mai slabe de la Pământ. Soarele (de aproape 3,5 ori mai slab decât iluminarea lui Jupiter)?

Voyagers au reușit să obțină imagini ale acoperirii norilor lui Saturn, care descriu în mod clar o imagine a circulației atmosferice: zeci de centuri de nori care se extind de-a lungul paralelelor, precum și vârtejuri individuale. În special, a fost descoperit un analog al Marii Pete Roșii a lui Jupiter, deși de dimensiuni mai mici. S-a stabilit că vitezele vântului pe Saturn sunt chiar mai mari decât pe Jupiter: la ecuator 480 m/s, sau 1700 km/h. Numărul centurilor de nori este mai mare decât pe Jupiter și ajung la latitudini mai mari. Astfel, imaginile din nori demonstrează unicitatea atmosferei lui Saturn, care este chiar mai activă decât cea a lui Jupiter.

Fenomenele meteorologice de pe Saturn au loc la o temperatură mai scăzută decât în ​​atmosfera terestră. Deoarece Saturn este de 9,5 ori mai departe de Soare decât Pământ, primește de 9,5 = 90 de ori mai puțină căldură.

Temperatura planetei la nivelul limitei superioare a învelișului de nori, unde presiunea este de 0,1 atm, este de doar 85 K, sau -188 C. Interesant este că nici această temperatură nu poate fi obținută din cauza încălzirii de către Soare. singur. Calculul arată: în adâncurile lui Saturn există propria sa sursă de căldură, debitul de la care este de 2,5 ori mai mare decât de la Soare. Suma acestor două fluxuri dă temperatura observată a planetei. Navele spațiale au studiat în detaliu compoziția chimică a atmosferei de deasupra norilor a lui Saturn. Practic, este format din aproape 89% hidrogen. Pe locul doi se află heliul (aproximativ 11% din masă). Rețineți că în atmosfera lui Jupiter este de 19%. Lipsa de heliu pe Saturn se explică prin separarea gravitațională a heliului și hidrogenului în intestinele planetei: heliul, care este mai greu, se instalează treptat la adâncimi mari (care, apropo, eliberează o parte din energia care „se încălzește” Saturn). Alte gaze din atmosferă - metan, amoniac, etan, acetilenă, fosfină - sunt prezente în cantități mici. Metanul la o temperatură atât de scăzută (aproximativ -188 C) se află în principal într-o stare de picătură-lichid. Formează acoperirea norilor a lui Saturn. În ceea ce privește mic contrast de detalii vizibile în atmosfera lui Saturn, așa cum sa discutat mai sus, motivele acestui fenomen nu sunt încă pe deplin clare. S-a sugerat că în atmosferă este suspendată o ceață de particule minuscule care atenuează contrastul. Dar observațiile Voyager 2 infirmă acest lucru: dungile întunecate de pe suprafața planetei au rămas ascuțite și clare până la marginea discului lui Saturn, în timp ce în prezența ceață ar deveni tulbure spre margini din cauza numărului mare de particule din față. dintre ei. Prin urmare, problema nu poate fi considerată rezolvată și necesită investigații suplimentare.

Datele obținute de la Voyager 1 au ajutat la determinarea razei ecuatoriale a lui Saturn cu mare precizie. În partea de sus a acoperirii norilor, raza ecuatorială este de 60.330 km. sau de 9,46 de ori mai mult decât cel al Pământului. Perioada de revoluție a lui Saturn în jurul axei sale a fost, de asemenea, clarificată: face o revoluție în 10 ore și 39,4 minute - de 2,25 de ori mai rapid decât Pământul. O astfel de rotație rapidă a dus la faptul că compresia lui Saturn este mult mai mare decât cea a Pământului. Raza ecuatorială a lui Saturn este cu 10% mai mare decât cea polară (la Pământ este doar 0,3%).

PROPRIETĂȚI MAGNETICE LUI SATURN.

Până când prima navă spațială a ajuns la Saturn, nu existau deloc date observaționale despre câmpul său magnetic. dar din observațiile de radioastronomie de la sol a fost clar că Jupiter are un câmp magnetic puternic. Acest lucru a fost evidențiat de emisia radio termică la unde decimetrice, a căror sursă s-a dovedit a fi mai mare decât discul vizibil al planetei și a fost extinsă de-a lungul ecuatorului lui Jupiter simetric față de disc. Această geometrie, precum și polarizarea radiației, a indicat că radiația observată a fost bremsstrahlung magnetică și sursa sa au fost electroni capturați de câmpul magnetic al lui Jupiter și care locuiesc în centurile sale de radiații, similare centurilor de radiații ale Pământului. Zborurile către Jupiter au confirmat aceste concluzii. Deoarece Saturn este foarte asemănător cu Jupiter în ceea ce privește proprietățile sale fizice, astronomii au sugerat că are și un câmp magnetic destul de vizibil. Absența emisiei radio magnetice bremsstrahlung de la Saturn observată de pe Pământ a fost explicată prin influența inelelor. Aceste propuneri au fost confirmate. Chiar și în timpul apropierii lui Pioneer 11 de Saturn, instrumentele sale s-au înregistrat în formațiunile spațiale aproape planetare tipice pentru o planetă cu un câmp magnetic pronunțat: o undă de șoc în arc, limita magnetosferei (magnetopauză), centuri de radiații (Pământ și Univers). , 1980, N2, p.22-25 - Ed.). În general, magnetosfera lui Saturn este foarte asemănătoare cu cea a Pământului, dar, desigur, este mult mai mare ca dimensiune. Raza exterioară a magnetosferei lui Saturn în punctul subsolar este de 23 de raze ecuatoriale ale planetei, iar distanța până la unda de șoc este de 26 de raze. Pentru comparație, ne putem aminti că raza exterioară a magnetosferei terestre în punctul subsolar este de aproximativ 10 raze terestre. Deci, chiar și în dimensiune relativă, magnetosfera lui Saturn este de două ori mai mare decât cea a Pământului. Centurile de radiații ale lui Saturn sunt atât de extinse încât acoperă nu numai inelele, ci și orbitele unora dintre sateliții interiori ai planetei. După cum era de așteptat, în partea interioară a centurilor de radiații, care este „blocata” de inelele lui Saturn, concentrația de particule încărcate este mult mai mică. Motivul pentru aceasta este ușor de înțeles dacă ne amintim că particulele din centurile de radiații efectuează mișcări oscilatorii aproximativ în direcția meridională, de fiecare dată când traversează ecuatorul. Dar Saturn are inele în planul ecuatorial: ele absorb aproape toate particulele care încearcă să treacă prin ele. Ca urmare, partea interioară a centurilor de radiații, care în absența inelelor ar fi cea mai intensă sursă de emisie radio din sistemul Saturn, se dovedește a fi slăbită. Cu toate acestea, Voyager 1, apropiindu-se de Saturn, a detectat încă emisii radio non-termice din centurile sale de radiații.

Spre deosebire de Jupiter, Saturn emite în intervalul de lungimi de undă kilometrice. Observând că intensitatea radiației este modulată cu o perioadă de 10 ore. 39,4 minute, ei au sugerat că aceasta este perioada de rotație axială a centurilor de radiații sau, cu alte cuvinte, perioada de rotație a câmpului magnetic al lui Saturn. Dar atunci aceasta este și perioada de rotație a lui Saturn. De fapt, câmpul magnetic al lui Saturn este generat de curenții electrici din intestinele planetei, aparent într-un strat în care, sub influența unor presiuni colosale, hidrogenul s-a transformat în stare metalică. Când acest strat se rotește cu acea viteză unghiulară, câmpul magnetic se rotește și el. Datorită vâscozității ridicate a substanței particulelor interne ale planetei, toate se rotesc cu aceeași perioadă. Astfel, perioada de rotație a câmpului magnetic este în același timp și perioada de rotație a majorității masei lui Saturn (cu excepția atmosferei, care nu se rotește ca un corp solid).

Continuare
--PAGE_BREAK--SONERI

Trei inele ale Pământului sunt clar vizibile printr-un telescop: inelul exterior, mediu-luminos, A; inelul din mijloc, cel mai strălucitor B și inelul interior, nu strălucitor, translucid C, care se numește uneori crep. Inelele sunt puțin mai albe decât discul gălbui al lui Saturn. Sunt situate în planul ecuatorului planetei și sunt foarte subțiri: cu o lățime totală pe direcția radială de aproximativ 60 de mii de km. au mai puțin de 3 km grosime. spectroscopic s-a stabilit că inelele se rotesc diferit față de un corp solid - viteza scade odată cu distanța de Saturn. Mai mult, fiecare punct al inelelor are aceeași viteză pe care ar avea-o un satelit la această distanță, mișcându-se liber în jurul lui Saturn pe o orbită circulară. Din aceasta rezultă clar: inelele lui Saturn sunt în esență o acumulare colosală de particule solide mici, care orbitează independent în jurul planetei. Dimensiunile particulelor sunt atât de mici încât nu sunt vizibile nu numai la telescoapele terestre, ci și de la navele spațiale. O trăsătură caracteristică a structurii inelelor sunt spațiile inelare întunecate (diviziuni), unde există foarte puțină substanță. Cea mai lată dintre ele (3.500 km) separă inelul B de inelul A și este numită „divizia Cassini” după astronomul care l-a văzut pentru prima dată în 1675. În condiții atmosferice excepțional de bune, peste zece astfel de diviziuni sunt vizibile de pe Pământ. Natura lor este aparent rezonantă. Astfel, diviziunea Cassini este o regiune de orbite în care perioada de revoluție a fiecărei particule în jurul lui Saturn este exact jumătate din cea a celui mai apropiat satelit mare al lui Saturn, Mimas. Din cauza acestei coincidențe, Mimas, cu atracția sa, pare să leagăne particulele care se mișcă în interiorul diviziei și, în cele din urmă, le aruncă afară de acolo.

Camerele de la bord ale Voyagers au arătat că, de la o distanță apropiată, inelele lui Saturn arată ca o înregistrare de gramofon: par a fi stratificate în mii de inele înguste individuale, cu luminițe întunecate între ele. Există atât de multe luminiști încât nu mai este posibil să le explici prin rezonanțe cu perioadele orbitale ale sateliților lui Saturn. Ce explică această structură fină? Este probabil ca distribuția uniformă a particulelor de-a lungul planului inelelor să fie instabilă din punct de vedere mecanic. Ca rezultat, apar unde de densitate circulară - aceasta este structura fină observată.

Pe lângă inelele A, B și C, Voyagers a mai descoperit patru: D, E, F și G. Toate sunt foarte rarefiate și, prin urmare, slabe. Inelele D și E sunt greu de văzut de pe Pământ în condiții deosebit de favorabile; Inelele F și G au fost descoperite pentru prima dată. Ordinea inelelor este desemnată din motive istorice, deci nu coincide cu ordinea alfabetică. Dacă aranjam inelele pe măsură ce se îndepărtează de Saturn, obținem rândul: D, C, B, A, F, G, E. Inelul F a stârnit un interes deosebit și o mare discuție Din păcate, nu a fost încă posibil să se facă o judecată finală despre acest obiect, deoarece observațiile celor două Voyager nu sunt de acord. Camerele de la bord ale lui Voyager 1 au arătat că inelul F este format din mai multe inele cu o lățime totală de 60 km, două dintre ele împletite între ele ca o dantelă. De ceva timp, opinia predominantă a fost că doi sateliți mici, nou descoperiți, care se mișcă direct în apropierea inelului F au fost responsabili pentru această configurație neobișnuită - unul de la marginea interioară, celălalt de la marginea exterioară (puțin mai lent decât primul, deoarece este mai departe de Saturn). Atracția acestor sateliți nu permite particulelor exterioare să se deplaseze departe de mijlocul său, adică sateliții par să „pasce” particulele, pentru care au primit numele de „păstori”. Ele, după cum au arătat calculele, provoacă mișcarea particulelor de-a lungul unei linii ondulate, ceea ce creează împletirea observată a componentelor inelului. Dar Voyager 2, care a trecut lângă Saturn nouă luni mai târziu, nu a detectat nicio întrețesere sau alte distorsiuni de formă în inelul F, în special, în imediata apropiere a „ciobanilor”. Astfel, forma inelului s-a dovedit a fi variabilă. Pentru a judeca cauzele și modelele acestei variabilitati, două observații, desigur, nu sunt suficiente. Este imposibil să observați inelul F de pe Pământ folosind mijloace moderne - luminozitatea sa este prea scăzută. Rămâne de sperat că un studiu mai amănunțit al imaginilor inelului obținute de Voyagers va face lumină asupra acestei probleme.

Inelul D este cel mai aproape de planetă. Aparent, se extinde până la globul înnorat al lui Saturn. Inelul E este cel mai exterior. Extrem de rar, este în același timp cel mai lat dintre toate - aproximativ 90 de mii de km. Dimensiunea zonei pe care o ocupă este de la 3,5 la 5 raze ale planetei. Densitatea materiei din inelul E crește spre orbita lunii Enceladus a lui Saturn. Poate că Enceladus este sursa materialului din acest inel. Particulele inelelor lui Saturn sunt probabil înghețate, acoperite cu îngheț deasupra. Acest lucru se știa din observațiile de la sol, iar instrumentele de bord ale navelor spațiale nu au făcut decât să confirme corectitudinea acestei concluzii. Dimensiunile particulelor inelelor principale au fost estimate din observații de la sol, variind de la centimetri la metri (în mod firesc, particulele nu pot fi aceleași ca mărime: este, de asemenea, posibil ca diametrul tipic al particulei să fie diferit în diferite inele). Când Voyager 1 a trecut pe lângă Saturn, emițătorul radio al navei spațiale a pătruns secvențial în inelul A, diviziunea Cassini și inelul C cu un fascicul radio la o lungime de undă de 3,6 cm. Emisia radio a fost apoi primită pe Pământ și supusă analizei. S-a putut afla că particulele din aceste zone împrăștie undele radio predominant înainte, deși în moduri ușor diferite. Datorită acestui fapt, diametrul mediu al particulelor din inelul A a fost estimat la 10 m, diviziunea Cassini la 8 m și inelul C la 2 m. S-a găsit împrăștiere înainte puternică, dar de data aceasta în lumină vizibilă Inele E Aceasta înseamnă prezența unei cantități semnificative de praf fin (diametrul unui bob de praf este de aproximativ zece miimi de milimetru). Unul nou a fost descoperit în inelul B element structural– formațiuni radiale, numite „spițe” din cauza asemănării lor exterioare cu spițele unei roți. De asemenea, sunt formate din praf fin și sunt situate deasupra planului inelului. Este posibil ca „spițele” să fie ținute acolo de forțele de repulsie electrostatică. Este interesant de remarcat: imagini cu „spițe” au fost găsite pe unele schițe ale lui Saturn realizate în secolul trecut. Dar atunci nimeni nu le-a acordat vreo importanță. În timp ce explorau inelele, Voyagers au descoperit un efect neașteptat - numeroase explozii de emisii radio pe termen scurt provenind de la inele. Acestea nu sunt altceva decât semnale de la descărcări electrostatice - un fel de fulger. Sursa electrificării particulelor pare a fi ciocnirile dintre ele. În plus,6 a fost descoperită o atmosferă gazoasă de hidrogen atomic neutru care învelește inelele. Voyagers au observat linia alfa Laysan (1216 A) în partea ultravioletă a spectrului. Pe baza intensității sale, a fost estimat numărul de atomi de hidrogen dintr-un centimetru cub de atmosferă. Au fost aproximativ 600 dintre ele. Trebuie spus că unii oameni de știință, cu mult înainte de lansarea navelor spațiale pe Saturn, au prezis posibilitatea existenței unei atmosfere în apropierea inelelor lui Saturn. Voyagers au încercat, de asemenea, să măsoare masa inelelor. Dificultatea a fost că masa inelelor este de cel puțin un milion de ori mai mică decât masa lui Saturn. Din această cauză, traiectoria unei nave spațiale lângă Saturn este în mare măsură determinată de puternica atracție a planetei însăși și este doar neglijabil perturbată de slaba atracție a inelelor. Între timp, tocmai atracția slabă trebuie identificată. Traiectoria lui Pioneer 11 a fost cea mai potrivită în acest scop. Dar o analiză a măsurătorilor traiectoriei aparatului pe baza emisiilor sale radio a arătat că inelele (în limitele preciziei de măsurare) nu au afectat mișcarea aparatului. Precizia a fost de 1,7 x 10 ori masa lui Saturn. Cu alte cuvinte, masa inelelor este cu siguranță mai mică de 1,7 milioane din masa planetei.

SATELIȚI

Dacă înainte de zborurile navelor spațiale către Saturn erau cunoscuți 10 sateliți ai planetei, acum cunoaștem 22, numiți în principal în onoarea eroilor miturii antice despre titani și giganți. Noii sateliți sunt foarte mici, dar totuși unii dintre ei au un impact grav asupra dinamicii sistemului Saturn. Astfel, de exemplu, este un satelit mic care se deplasează la marginea exterioară a inelului A; împiedică extinderea particulelor inelare dincolo de această margine. Acesta este Atlas. Titan este a doua cea mai mare lună din Sistemul Solar. Raza sa este de 2575 de kilometri. Masa sa este de 1,346 x 10 grame (0,022 mase Pământului) și densitatea medie este de 1,881 g/cm. Este singurul satelit cu o atmosferă semnificativă, iar atmosfera sa este mai densă decât cea a oricăreia dintre planetele terestre, cu excepția lui Venus. Titan este, de asemenea, similar cu Venus prin faptul că are o ceață globală și chiar o ușoară încălzire cu efect de seră la suprafață. Probabil că există nori de metan în atmosfera sa, dar acest lucru nu a fost stabilit cu fermitate. Deși spectrul infraroșu este dominat de metan și alte hidrocarburi, componenta principală a atmosferei este azotul, care se manifestă prin emisii UV puternice. Atmosfera superioară este foarte aproape de o stare izotermă pe tot drumul de la stratosferă până la exosferă, iar temperatura suprafeței, în câteva grade, este aceeași în întreaga sferă și este egală cu 94 K. Razele portocalii închise sau particulele de aerosoli stratosferici maro nu depășesc, în general, 0,1 microni, iar la adâncimi mai mari pot exista particule mai mari. Se presupune că aerosolii sunt produsul final al transformărilor fotochimice ale metanului și că se acumulează la suprafață (sau se dizolvă în metan sau etan lichid). Hidrocarburile și moleculele organice observate pot apărea din procese fotochimice naturale. O proprietate surprinzătoare a atmosferei superioare este emisiile UV, limitate la zi, dar prea strălucitoare pentru a fi excitate de energia solară care intră. Hidrogenul se disipează rapid, completând torul observat, împreună cu niște azot eliminat în timpul disocierii N2 de impactul electronilor. Pe baza împărțirii temperaturii observate, se poate construi un sistem eolian global. Compoziția globală a Titanului pare să fie determinată de colecția de substanțe condensabile care s-au format în discul dens de gaz din jurul proto-Saturnului. Există trei scenarii de origine posibile: acumularea la rece (înseamnă că creșterea temperaturii în timpul formării este neglijabilă), acumularea la cald în absența unei faze gazoase dense și acumularea la cald în prezența unei faze gazoase dense. În fig. arată cum ar putea arăta interiorul lui Titan într-o descărcare. Este probabilă prezența unui miez de silicat deshidratat fierbinte, precum și a unui strat de NH -HO topit, dar locația detaliată a straturilor de gheață este în prezent necunoscută cu certitudine. Convecția predomină peste tot, cu excepția învelișului exterior. Iapet. Este posibil ca cel mai misterios dintre sateliții lui Saturn, Iapetus, să fie unic în intervalul albedo al suprafeței sale - de la 0,5 (o valoare tipică pentru corpurile înghețate) la 0,05 în părțile centrale ale emisferei sale principale. Voyager 1 a obținut imagini cu o rezoluție maximă de 50 km/pereche de linii, arătând emisfera principală îndreptată spre Saturn și granița dintre partea de început (întunecată) și cea de urmă (luminoasă). Un imens inel ecuatorial întunecat cu un diametru de aproximativ 300 km a fost înregistrat cu o longitudine centrală de aproximativ 300. Observațiile Voyager obținute la cea mai mare rezoluție arată că partea luminoasă (și în special regiunea polului nord) este puternic craterizată: densitatea suprafeței este 205 + 16 cratere (D> 30 km) cu 10 km. Extrapolarea la diametre de 10 km are ca rezultat o densitate de peste 2000 de cratere (D>10 km) la 10 km. Această densitate este comparabilă cu densitățile de pe alte corpuri cu cratere puternice, cum ar fi Mercur și Callisto, sau cu densitățile craterelor de pe continentele lunare. O trăsătură caracteristică a graniței dintre zonele întunecate și cele luminoase de pe Iapet este existența a numeroase cratere cu fund întunecat pe material de culoare deschisă și absența craterelor cu fund deschis sau cu halouri (sau alte pete albe) pe materia întunecată. Densitatea lui Iapet, egală cu 1,16+0,09 g/cm, este tipică pentru Sateliții înghețați ai lui Saturn și este în concordanță cu modelele în care gheața de apă este componenta principală. Bell crede că materia întunecată este componenta principală a condensatului original din care s-a format Iapet.

Rhea are aproape aceeași dimensiune cu Iapetus, dar fără materia sa întunecată, Rhea poate reprezenta un prototip relativ simplu de lună înghețată a sistemului solar exterior. Diametrul lui Rhea este de 1530 km, iar densitatea sa este de 1,24+0,05 g/cm. Albedo-ul său geometric este de 0,6 și se dovedește a fi similar cu albedo-ul polilor și cu emisfera posterior a lui Iapet.

Acest lucru a făcut posibil să se facă un pas important în studierea naturii sateliților. Cunoscând diametrul satelitului, este ușor de calculat volumul acestuia. Împărțind masa satelitului la volumul său, obținem densitatea medie - o caracteristică care ajută la stabilirea din ce substanțe este compus un anumit corp ceresc. S-a dovedit că densitățile sateliților interiori ai lui Saturn - de la Mimas la Rhea, precum și Iapetus - sunt apropiate de densitatea apei: de la 1,0 la 1,4 g/cm Există motive să credem că acești sateliți sunt în principal formați din apă (desigur, nu lichid, deoarece temperatura lor este de aproximativ -180 C). Tethys, care are o densitate de 1 g/cm, seamănă mai ales cu o bucată de gheață pură. Alți sateliți ar trebui să conțină și un amestec mai mare sau mai mic de substanțe stâncoase. Voyagers s-au apropiat atât de mult de sateliții lui Saturn încât a fost posibil nu numai să se determine diametrele sateliților, ci și să transmită imagini ale suprafeței lor pe Pământ. Primele hărți prin satelit au fost deja compilate.

Cele mai comune formațiuni de pe suprafața lor sunt craterele inelare, similare cu cele de pe Lună. Originea craterelor este impactul: un corp de meteor care zboară în spațiul interplanetar se ciocnește cu un satelit, viteza sa cosmică scade aproape instantaneu la zero, iar energia cinetică se transformă în căldură. O explozie are loc cu formarea unui crater inel.

Unele cratere merită o mențiune specială. De exemplu, un crater mare pe Mimas mici. Diametrul craterului este de aproximativ 130 km, sau o treime din diametrul satelitului. Probabil că nu poate exista un crater de impact mai mare pe Mimas. Cu o energie cinetică ceva mai mare a corpului cosmic care a lovit, Mimas s-ar fi spart în bucăți. Multe cratere pe care le vedem acum în fotografiile lunilor lui Saturn sunt o cronică a istoriei lor, care se întâlnește înapoi cu cel puțin sute de milioane de ani. Semnele făcute de pietrele cerești indică faptul că, în epoca îndepărtată a formării sistemului planetar, spațiul circumsolar (cel puțin până pe orbita lui Saturn) era saturat cu multe corpuri solide individuale, din care s-au format treptat planete și sateliți. Și chiar și după ce formarea planetelor și a sateliților a fost în mare parte finalizată, restul acestor corpuri solide au continuat să se miște în spațiu pentru o lungă perioadă de timp. Acestea sunt practic informațiile noastre actuale despre Saturn. Trebuie doar să facem o rezervă că, în primul rând, vorbeam despre date faptice directe. Concluziile mai profunde care se pot trage din ele și care probabil vor fi trase vor necesita o muncă pe termen lung din partea oamenilor de știință. Ea este încă înainte.

continuare

--PAGE_BREAK-- U R A N

INFORMAȚII GENERALE

Uranus este a șaptea planetă de la Soare și a treia ca mărime. Este interesant că Uranus, deși mai mare în diametru, este mai mic ca masă decât Neptun. Uranus este uneori abia vizibil cu ochiul liber în nopțile foarte senine; nu este greu sa-l identifici prin binoclu (daca stii exact unde sa te uiti). Un mic telescop astronomic va dezvălui un mic disc.

Distanța de la Soare 2870990000 km (19.218 UA), diametrul ecuatorial: 51.118 km, de 4 ori mai mare decât cel al Pământului, masa: 8.686.10 25 kg, 14 mase Pământului. Perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 84 de ani și un sfert. Temperatura medie pe Uranus este de aproximativ 60 Kelvin.

Uranus este o zeitate greacă veche a Cerului, cel mai vechi zeu înalt, care a fost tatăl lui Chronos (Saturn), Cyclops și Titan (predecesori). zei olimpici).

ISTORIC DE DESCHIDERE

Uranus, prima planetă descoperită în istoria modernă, a fost descoperită întâmplător de W. Herschel când a privit cerul printr-un telescop pe 13 martie 1781; la început a crezut că este o cometă. Anterior, după cum sa dovedit mai târziu, planeta a fost observată de mai multe ori, dar a fost confundată cu o stea obișnuită (cea mai veche înregistrare a unei „stele” a fost făcută în 1690, când John Flamsteed a catalogat-o drept al 34-lea Taur - unul dintre desemnări acceptate pentru stele din constelații) .

Herschel a numit planeta „Georgium Sidus” (Planeta lui George) în onoarea patronului său, regele George al III-lea al Angliei; alții au numit-o planeta lui Herschel. Numele „Uranus” a fost dat temporar și luat conform tradiției din mitologia antică și a fost stabilit abia în 1850.

Uranus a fost vizitat doar de o singură navă spațială: Voyager 2 a zburat lângă Uranus. (Fotografia de mai sus a fost făcută de la telescopul Hubble.) Nava a trecut la 81.500 de kilometri de Uranus pe 24 ianuarie 1986. Voyager 2 a produs mii de imagini și alte date științifice despre planetă, luni, inele, atmosferă, spațiu și mediul magnetic din jurul lui Uranus. Diverse instrumente au studiat sistemul de inele, dezvăluind detalii fine ale inelelor cunoscute anterior și a două inele nou descoperite. Datele au arătat că planeta se rotește cu o perioadă de 17 ore și 14 minute. Nava spațială a descoperit și o magnetosferă pe cât de mare, pe atât de neobișnuită.

CARACTERISTICI ALE ROTIȚIEI URANIULUI

Pentru majoritatea planetelor, axa de rotație este aproape perpendiculară pe planul eclipticii (ecliptica este calea anuală vizibilă a Soarelui pe sfera cerească), dar axa lui Uranus este aproape paralelă cu acest plan. Motivele pentru rotația „înclinată” a lui Uranus sunt necunoscute. Dar în realitate există o dispută: care dintre polii lui Uranus este nordul. Această conversație nu este în niciun caz ca o dispută despre un băț cu două capete și două începuturi. Cum s-a dezvoltat de fapt această situație odată cu rotația lui Uranus înseamnă foarte mult în teoria originii întregului sistem solar, deoarece aproape toate ipotezele implică rotația planetelor într-o singură direcție. Dacă Uranus s-a format întins pe o parte, atunci acest lucru este puternic în dezacord cu presupunerile despre originea sistemului nostru planetar. Adevărat, acum se crede din ce în ce mai mult că această poziție a lui Uranus este rezultatul unei coliziuni cu un corp ceresc mare, posibil un asteroid mare, în stadiile incipiente ale formării lui Uranus.

COMPOZIȚIA CHIMĂ, CONDIȚII FIZICE ȘI STRUCTURA URANIULUI

Uranus s-a format din solide inițiale și diverse gheață (gheața aici ar trebui înțeleasă nu numai ca gheață de apă), este format din doar 15% hidrogen și aproape că nu există heliu (spre deosebire de Jupiter și Saturn, care sunt în mare parte hidrogen). ). Metanul, acetilena și alte hidrocarburi există în cantități mult mai mari decât pe Jupiter și Saturn. Vânturile de la latitudine medie de pe Uranus mișcă norii în aceleași direcții ca pe Pământ. Aceste vânturi bat cu viteze de la 40 la 160 de metri pe secundă; pe Pământ, curenții rapidi din atmosferă se mișcă cu o viteză de aproximativ 50 de metri pe secundă.

Un strat gros (ceață) - smog fotochimic - se găsește în jurul stâlpului luminat de soare. Emisfera luminată de soare emite, de asemenea, mai multă radiație ultravioletă. Instrumentele lui Voyager au detectat o bandă parțial mai rece între 15 și 40 de grade latitudine, unde temperaturile sunt cu 2-3 K mai scăzute.

Culoarea albastră a lui Uranus rezultă din absorbția luminii roșii de către metanul din atmosfera superioară. Probabil că există nori de alte culori, dar sunt ascunși de observatori printr-un strat de metan. Atmosfera lui Uranus (dar nu Uranus în ansamblu!) este formată din aproximativ 83% hidrogen, 15% heliu și 2% metan. Ca și alte planete gazoase, Uranus are benzi de nori care se mișcă foarte repede. Dar sunt extrem de greu de distins și sunt vizibile doar în imaginile de înaltă rezoluție realizate de Voyager 2. Observațiile recente de la HST au scos la iveală nori mari. Există o presupunere că această posibilitate a apărut în legătură cu efectele sezoniere, deoarece, după cum vă puteți imagina, iarna și vara pe Uranus diferă foarte mult: toată emisfera se ascunde de Soare timp de câțiva ani iarna! Deși, Uranus primește de 370 de ori mai puțină căldură de la Soare decât Pământul, așa că nu se încălzește acolo nici vara. În plus, Uranus nu emite mai multă căldură decât primește de la Soare, prin urmare este rece în interior?

În plus, se dovedește că Uranus nu are un miez solid, iar materia este distribuită mai mult sau mai puțin uniform pe întregul volum al planetei. Acest lucru îl distinge pe Uranus (și și pe Neptun) de rudele sale mai mari. Poate că această epuizare a gazelor ușoare este o consecință a masei insuficiente a embrionului planetei, iar în timpul formării sale, Uranus nu a reușit să rețină mai mult hidrogen și heliu lângă el. Sau poate că în acest loc al sistemului planetar în curs de dezvoltare nu existau deloc atât de multe gaze ușoare, ceea ce, desigur, la rândul său, necesită și explicații. După cum puteți vedea, răspunsurile la întrebările legate de Uranus pot face lumină asupra destinului întregului Sistem Solar!

INELE DE URANIU

Ca și alte planete gazoase, Uranus are inele. Sistemul de inele a fost descoperit în 1977 în timpul ocultării unei stele de către Uranus. S-a observat că steaua și-a estompat luminozitatea pentru o perioadă scurtă de timp de 5 ori înainte și după ocultare, ceea ce sugerează inele. Observațiile ulterioare de pe Pământ au arătat că există într-adevăr nouă inele. Dacă treci prin ele îndepărtându-te de planetă, se numesc 6, 5, 4, Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta și Epsilon. Camerele lui Voyager au detectat mai multe inele suplimentare și, de asemenea, au arătat că cele nouă inele principale au fost îngropate în praf fin. La fel ca inelele lui Jupiter, ele sunt foarte slabe, dar ca și inelele lui Saturn, inelele lui Uranus conțin multe particule destul de mari, cu dimensiuni de la 10 metri în diametru până la praf fin. Inelele lui Uranus au fost primele descoperite după inelele lui Saturn. Acest lucru a fost de mare importanță, deoarece a devenit posibil să presupunem că inelele erau caracteristici generale planete, și nu numai destinul lui Saturn. Aceasta este o altă semnificație de-a dreptul epocală a lui Uranus pentru astronomie.

Observațiile au arătat că inelele lui Uranus sunt semnificativ diferite de sistemele lor surori ale lui Jupiter și Saturn. Inele incomplete cu grade diferite de transparență de-a lungul lungimii fiecăruia dintre inele par să se fi format mai târziu decât Uranus însuși, posibil după ruptura mai multor luni de către forțele mareelor.

Numărul de inele cunoscute poate crește în cele din urmă, pe baza observațiilor Voyager 2. Instrumentele au indicat prezența multor inele înguste (sau eventual inele parțiale sau arce inelare) cu o lățime de aproximativ 50 de metri.

O cheie pentru dezlegarea structurii inelelor lui Uranus poate fi și descoperirea că doi sateliți mici - Cordelia și Ophelia - sunt localizați în interiorul inelului Epsilon. Aceasta explică distribuția neuniformă a particulelor în inel: sateliții rețin materie în jurul lor. Deci, folosind această teorie, se presupune că în acest inel pot fi găsiți încă 16 (!) sateliți.

MAGNETOSFERA

Regiunea din jurul unui corp ceresc în care câmpul său magnetic rămâne mai puternic decât suma tuturor celorlalte câmpuri ale corpurilor apropiate și îndepărtate se numește magnetosfera acestui corp ceresc.

Uranus, ca multe planete, are o magnetosferă. Este neobișnuit prin faptul că axa sa de simetrie este înclinată cu aproape 60 de grade față de axa de rotație (pentru Pământ, acest unghi este de 12 grade). Dacă acesta ar fi cazul pe Pământ, atunci orientarea folosind o busolă ar avea o caracteristică interesantă: săgeata nu ar indica aproape niciodată nord sau sud, ci ar fi îndreptată spre două puncte opuse ale paralelei a 30-a. Este probabil ca câmpul magnetic din jurul planetei să fie generat de mișcări în regiunile relativ superficiale ale lui Uranus, și nu în miezul său. Sursa câmpului este necunoscută; ipoteticul ocean conductiv electric de apă și amoniac nu a fost confirmat de cercetări. Atât pe Pământ, cât și pe alte planete, sursa câmpului magnetic este considerată a fi curenții din rocile îndreptate situate în apropierea miezului.

Intensitatea câmpului de pe suprafața lui Uranus în schiță generală comparabil cu cel al Pământului, deși se modifică mai puternic în diferite puncte de pe suprafață din cauza deplasării mari a axei de simetrie a câmpului față de centrul lui Uranus.

La fel ca Pământul, Jupiter și Saturn, Uranus are o coadă magnetică, constând din particule încărcate prinse într-un câmp, care se întind la milioane de kilometri dincolo de Uranus de la Soare. Voyager a „simțit” câmpul la cel puțin 10 milioane de kilometri de planetă.

SATELIȚII URANIUS

Uranus are 17 luni cunoscute. Până de curând, erau 15, formau două clase clare:

10 mici interioare, foarte slabe la luminozitate, descoperite de Voyager 2, și 5 mari exterioare. Toate cele 15 au orbite aproape circulare în planul ecuatorului lui Uranus (și, prin urmare, sunt situate la un unghi mare față de planul eclipticii). În 1997, folosind telescopul Palomar de 5 metri, un grup de oameni de știință canadieni a descoperit încă doi sateliți minusculi și puțin strălucitori. O combinație de imagini de la telescopul Hubble arată mișcarea sateliților lui Uranus în timp. Nu este dificil să distingem natura acestei mișcări aparente de deplasarea stelelor care cad în câmpul vizual.

Numele tuturor sateliților lui Uranus au fost împrumutate de la eroii lui Shakespeare.

Satelit

Distanța față de Uranus
(mii km)

Raza (km)

Greutate (kg)

Cine a deschis

An
Descoperiri

Cordelia

Voyager 2

Ofelia

Voyager 2

Bianca

Voyager 2

Cressidia

Voyager 2

Desdemona

Voyager 2

Julieta

Voyager 2

Portia

Voyager 2

Rosalinda

Voyager 2

Belinda

Voyager 2

Voyager 2

Miranda

6.30 . 10 19

Kuiper

Ariel

1.27 . 10 21

Lassell

Umbriel

1.27 . 10 21

Lassell

Titania

3.49 . 10 21

Herschel

Oberon

3.03 . 10 21

Herschel

Caliban

7 200 (?)

Gladman și ko

Sycorax

12 200 (?)

Gladman și ko

Luna

7.4 . 10 22

----------

----------

Imaginile Voyager ale celor mai mari cinci sateliți descoperiți acum dezvăluie suprafețe complexe care caracterizează trecutul geologic turbulent al acestor corpuri cosmice. Camerele au găsit și 10 sateliți necunoscuți anterior.

Analiza preliminară arată că cei cinci sateliți mari sunt o colecție de blocuri de gheață. Sateliții mari ai lui Uranus sunt formați din 50% gheață de apă, 20% compuși de carbon și azot și 30% diferiți compuși de siliciu - silicați. Suprafețele lor, aproape monoton de gri închis, poartă urme istoria geologică.

Titania, de exemplu, se distinge prin sisteme uriașe de fisuri și canioane, care indică o anumită perioadă de activitate geologică activă în trecutul acestei luni. Aceste caracteristici pot fi rezultatul mișcărilor tectonice ale scoarței.

Ariel are cea mai strălucitoare și poate cea mai tânără suprafață din punct de vedere geologic din sistemul de sateliti Uranus. Este în cea mai mare parte lipsită de cratere mai mari de 50 de kilometri în diametru. Acest lucru indică faptul că meteorii mici prezenți în spațiul apropiat de uraniu netezesc formațiunile mari de relief atunci când cad la suprafață.

Suprafața lui Umbriel este veche și întunecată, aparent fiind supusă unor procese geologice. Tonurile întunecate ale suprafeței lui Umbriel pot fi rezultatul prafului și resturilor mici care se aflau cândva în vecinătatea orbitei lunii. Oberon, cea mai exterioară dintre cele cinci luni mari, are și o suprafață veche, craterizată, cu semne slabe de activitate internă.

N E P T U N

INFORMAȚII GENERALE

Neptun este a opta planetă de la Soare, o planetă mare din sistemul solar și aparține planetelor gigantice. Orbita sa se intersectează cu orbita lui Pluto în unele locuri. Cometa Galileo traversează și orbita lui Neptun. Semnul astrologic al lui Neptun J.

Neptun se mișcă în jurul Soarelui pe o orbită eliptică, apropiată de circulară (excentricitate 0,009); distanța sa medie față de Soare este de 30,058 ori mai mare decât cea a Pământului, care este de aproximativ 4500 milioane km. Aceasta înseamnă că lumina de la Soare ajunge la Neptun în puțin peste 4 ore. Lungimea unui an, adică timpul unei revoluții complete în jurul Soarelui, este de 164,8 ani pământeni. Raza ecuatorială a planetei este de 24.750 km, adică de aproape patru ori mai mare decât raza Pământului, iar propria sa rotație este atât de rapidă încât o zi pe Neptun durează doar 17,8 ore. Deși densitatea medie a lui Neptun de 1,67 g/cm3 este de aproape trei ori mai mică decât cea a Pământului, masa sa, datorită dimensiunii mari a planetei, este de 17,2 ori mai mare decât cea a Pământului. Neptun apare pe cer ca o stea cu magnitudinea de 7,8 (invizibilă cu ochiul liber); la mărire mare arată ca un disc verzui, lipsit de orice detalii.

Neptun este la 30 UA distanță de Soare, diametrul planetei este de 49,5 mii km, adică aproximativ 4 mase Pământului, iar masa sa este de aproximativ 17 mase Pământului. Perioada de revoluție în jurul luminii centrale este de 165 de ani parțiali. Temperatura medie - 55 K. În mitologia romană, Neptun (Poseidon grecesc) era zeul mării.

În acest moment (1997), Neptun este cea mai îndepărtată planetă de noi, deoarece datorită orbitei alungite a lui Pluto, din 1979 până în iulie 1999. ultima planetă este mai aproape de Soare. Cei cu instrumente optice mici au o oportunitate unică de a vedea cea mai îndepărtată planetă din sistemul solar. („A fost o oportunitate...” - o postscriptie recentă. Eu, care am un ZRT inferior de 6 centimetri, nu am ratat-o. Și tu? Am efectuat și observații unice ale planetei Neptun în acele câteva zile în care a fost încă cel mai îndepărtat de Pământ, dar nu cel mai îndepărtat de Soare. aranjament reciproc Soarele, Pământul și Neptun au durat de la început până pe 24 iunie 1999, dar datorită ridicării târzii a lui Neptun, care a apărut doar pe cel mai strălucitor cer nocturn al lunii iunie, isprava a fost posibilă abia pe 23).

Din 1994, studiile planetei au fost efectuate cu ajutorul telescopului Hubble. Această pereche de imagini pe care le-a capturat arată cele două emisfere ale lui Neptun. Încă patru fotografii ale acestui telescop sunt ascunse în cameră.

Marea Pată Întunecată După survolarea planetei de către Voyager 2, cea mai faimoasă caracteristică de pe Neptun a fost Marea Pată Întunecată din emisfera sudică. Are jumătate din dimensiunea Marii Pete Roșii a lui Jupiter (adică aproximativ egal ca diametru cu Pământul). Vânturile lui Neptun au purtat Marea Pată Întunecată spre vest cu 300 de metri pe secundă. Voyager 2 a văzut, de asemenea, o pată întunecată mai mică în emisfera sudică și un nor alb mic, intermitent. Ar putea fi un flux care se deplasează din straturile inferioare ale atmosferei către cele superioare, dar adevărata sa natură rămâne un mister.

Interesant este că observațiile de la HST în 1994 au arătat că Marea Pată Întunecată a dispărut. Fie pur și simplu s-a disipat, fie este acum ascunsă de alte părți ale atmosferei. Câteva luni mai târziu, HST a descoperit o nouă pată întunecată în emisfera nordică a lui Neptun. Acest lucru indică faptul că atmosfera lui Neptun se schimbă rapid, posibil din cauza modificărilor ușoare ale temperaturilor norilor de deasupra și dedesubt. Cele trei imagini din dreapta arată mișcarea norilor în zona Spot.

Neptun are un câmp magnetic a cărui putere la poli este aproximativ de două ori mai mare decât cea a Pământului.

Temperatura efectivă a suprafeței aprox. 38 K, dar pe măsură ce se apropie de centrul planetei crește la (12-14) · 103 K la o presiune de 7-8 megabari.

COMPOZIȚIA CHIMĂ, CONDIȚII FIZICE ȘI STRUCTURA LUI NEPTUN

Structura și compoziția elementelor constitutive ale lui Neptun sunt probabil similare cu Uranus: diverse „gheață” sau gaze solidificate care conțin aproximativ 15% hidrogen și o cantitate mică de heliu. La fel ca Uranus și spre deosebire de Jupiter și Saturn, Neptun poate să nu aibă o stratificare internă clară. Dar, cel mai probabil, are un miez solid mic (egal ca masă cu Pământul). Atmosfera lui Neptun este în mare parte hidrogen și heliu cu puțin metan: culoarea albastră a lui Neptun rezultă din absorbția luminii roșii din atmosferă de către acest gaz, ca și pe Uranus.

Ca o planetă gazoasă tipică, Neptun este renumit pentru furtunile și vârtejurile sale mari, vânturile rapide care sufla în benzi limitate paralele cu ecuatorul. Neptun are cele mai rapide vânturi din sistemul solar, accelerând până la 2200 km/h. Vânturile bat pe Neptun în direcția vest, împotriva rotației planetei. Rețineți că pentru planetele gigantice, viteza fluxurilor și a curenților în atmosferele lor crește odată cu distanța de la Soare. Acest model nu are încă o explicație. În imagini se văd nori în atmosfera lui Neptun. La fel ca Jupiter și Saturn, Neptun are o sursă de căldură internă - emite mai mult de două ori și jumătate mai multă energie decât primește de la Soare.

ISTORIA DESCOPERITĂRILOR

După ce W. Herschel l-a descoperit pe Uranus în 1781 și a calculat parametrii orbitei sale, destul de curând au fost descoperite anomalii misterioase în mișcarea acestei planete: uneori „s-a aflat” în spatele celei calculate, alteori a fost înaintea ei. Orbita lui Uranus nu a respectat legea lui Newton. Acest lucru sugera existența unei alte planete dincolo de Uranus, care, prin atracția sa gravitațională, ar putea distorsiona traiectoria celei de-a 7-a planete.

În 1832, într-un raport al Asociației Britanice pentru Avansarea Științei, J. Erie, care mai târziu a devenit Astronomer Royal, nota că în 11 ani eroarea în poziția lui Uranus ajunsese la aproape jumătate de minut de arc. La scurt timp după publicarea raportului, Airey a primit o scrisoare de la astronomul amator britanic, reverendul Dr. Hassay, care sugera că aceste anomalii se datorau influenței unei planete „suburane” încă nedescoperite. Se pare că aceasta a fost prima propunere de a căuta o planetă „perturbatoare”. Eri nu a aprobat ideea lui Hassey, iar căutarea nu a fost începută.

Și cu un an mai devreme, talentatul tânăr student J. C. Adams nota în notele sale: „La începutul acestei săptămâni a apărut ideea de a începe, imediat după ce am primit diploma, studiul anomaliilor în mișcarea lui Uranus, care nu au fost încă făcute. explicat. Este necesar să aflăm dacă acestea pot fi cauzate de influența unei planete nedescoperite situate în spatele ei și, dacă este posibil, să se determine cel puțin aproximativ elementele orbitei sale, care pot duce la descoperirea sa.”

Adams a reușit să rezolve această problemă doar doi ani mai târziu, iar până în octombrie 1843 calculele preliminare au fost finalizate. Adams a decis să le arate lui Erie, dar nu a putut să se întâlnească cu astronomul regal. Adams a putut doar să se întoarcă la Cambridge, lăsând rezultatele calculelor sale pentru Erie. Din motive necunoscute, Erie a reacționat negativ la munca lui Adams, al cărei preț a fost pierderea priorității Angliei în descoperirea unei noi planete.

Independent de Adams, W. J. Le Verrier a lucrat la problema unei planete post-uraniu în Franța. 10 noiembrie

În 1845, el a prezentat Academiei Franceze de Științe rezultatele analizei sale teoretice asupra mișcării lui Uranus, notând în concluzie despre discrepanța dintre datele de observație și cele de calcul: „Acest lucru poate fi explicat prin influența unui factor extern, pe care l-am va evalua în al doilea tract.” Astfel de estimări au fost făcute în prima jumătate a anului 1846. Succesul cazului a fost ajutat de propunerea ca planeta căutată să se deplaseze, în conformitate cu regula empirică a lui Titius Bode, pe o orbită a cărei rază este egală cu raza dispusă. a orbitei lui Uranus și că orbita are o înclinație foarte mică față de planul ecliptic. Le Verrier a dat instrucțiuni despre unde să caute o nouă planetă.

După ce a primit cel de-al doilea tract al lui Le Verrier, a atras atenția asupra coincidenței foarte strânse a rezultatelor studiilor lui Adams și Le Verrier referitoare la mișcarea presupusei planete care perturbă mișcarea lui Uranus și chiar a subliniat acest lucru la o ședință specială a Consiliului Greenwich. a Inspectorilor. Dar, ca și înainte, nu se grăbea să înceapă căutările și a început să se deranjeze pentru ei abia în iulie 1846, dându-și seama ce indignare ar putea provoca ulterior pasivitatea lui.

Între timp, Le Verrier a finalizat un alt studiu la 31 august 1846, în care a fost obținut sistemul final de elemente orbitale ale planetei dorite și a fost indicat locul său pe cer. Dar în Franța, ca și în Anglia, astronomii nu s-au oprit din căutare, iar pe 18 septembrie, Le Verrier a apelat la I. Galle, asistent la Observatorul din Berlin, iar pe 23 septembrie, împreună cu studentul Darré, a început căutarea. Calculele lor s-au bazat pe rezultatele observațiilor lui Jupiter, Saturn și Uranus însuși. În prima seară, planeta a fost descoperită; Vestea descoperirii unei planete „la vârful unui stilou”, care a fost unul dintre cele mai strălucitoare triumfuri ale mecanicii cerești, s-a răspândit curând în întreaga lume științifică. Conform tradiției stabilite, planeta a fost numită Neptun în onoarea zeului antic.

Timp de aproximativ un an, a existat o luptă între Franța și Anglia pentru prioritatea descoperirii, cu care, așa cum se întâmplă adesea, eroii înșiși nu aveau nicio legătură directă. În special, s-a stabilit o înțelegere completă între Adams și Le Verrier și au rămas prieteni până la sfârșitul vieții.

SATELIȚII NETUN

Neptun are 8 luni cunoscute: 4 mici, 3 medii și 1 mare.

Triton

Cel mai mare dintre sateliți, satelitul lui Neptun, a fost descoperit de W. Lassell (insula Malta, 1846). Distanța față de Neptun este de 394.700 km, perioada siderală a revoluției este de 5 zile. 21 h 3 min., diametru aprox. 3200 km. Și raza este de 1600 km, ceea ce este puțin (138 km) mai mică decât raza Lunii, deși masa ei este cu un ordin de mărime mai mică. Poate are o atmosferă.

Dimensiunea celui mai mare satelit al planetei, Triton, este aproape de dimensiunea Lunii, iar masa sa este de 3,5 ori mai mică. Acesta este aproape singurul satelit al sistemului solar care se învârte în jurul planetei sale în direcția opusă rotației planetei însăși în jurul axei sale. Mulți bănuiesc că Triton este o planetă independentă capturată cândva de Neptun.

Tritonul are o reflectivitate ridicată - 60-90% (Luna -12%), deoarece cea mai mare parte este formată din gheață de apă.

S-a descoperit că Triton are un înveliș de gaz nesemnificativ, a cărui presiune la suprafață este de 70.000 de ori mai mică decât presiunea atmosferică a Pământului. Originea acestei atmosfere, care ar fi trebuit să se risipească demult, s-a explicat prin dese erupții care au umplut-o cu gaze. Când au fost obținute imagini cu Triton, pe suprafața sa înghețată au fost observate erupții asemănătoare gheizerelor de azot și particule de praf întunecate de diferite dimensiuni. Toate acestea se risipesc în spațiul înconjurător. Există o presupunere că, după capturarea lui Neptun, satelitul a fost încălzit de forțele mareelor ​​și a fost chiar lichid în primul miliard de ani după capturare. Poate că în adâncul lui a păstrat încă această stare de agregare. Suprafața lui Triton seamănă cu lunile lui Jupiter: Europa, Ganymede, Io și Ariel din Uranus. În asemănarea sa cu calotele polare (în imaginea din dreapta, chiar mai sus), este similar cu Marte.

Continuare
--PAGE_BREAK-- Nereidă

Nereida este a doua lună ca mărime a lui Neptun. Distanța medie de la Neptun este de 6,2 milioane km, diametrul său este de aproximativ 200 km, iar raza sa este de 100 km.

Nereida este cea mai îndepărtată lună cunoscută de Neptun. Face o revoluție în jurul planetei în 360 de zile, adică. aproape un an pământesc. Orbita Nereidei este foarte alungită, excentricitatea sa este de până la 0,75. Cea mai mare distanță de la satelit la planetă o depășește pe cea mai mică de șapte ori. Nereida a fost descoperită în 1949 de Kuiper (SUA). Doar Triton a avut norocul să fie descoperit și de pe Pământ în sistemul Neptun.

Proteus

Această lună este a treia ca mărime din familia de luni a lui Neptun. Este, de asemenea, al treilea cel mai îndepărtat de planetă: doar Triton și Nereid se deplasează mai departe decât ea. Acest lucru nu înseamnă că această lună iese în evidență ca ceva special, dar cu toate acestea a fost aleasă de oamenii de știință pentru a crea un model computerizat 3D al acesteia, pe baza imaginilor de pe Voyager 2 (dreapta).

Poate că nu merită să facem o descriere detaliată a sateliților rămași, deoarece datele tabelare despre ei (și chiar și atunci incomplete) vorbesc destul de exhaustiv despre ei ca planete mici, ale căror asemenea sunt foarte numeroase printre sateliții planetelor din sistemul solar. Pe baza puținelor date care există, este greu să vorbim despre individualitatea lor. Deși, viitorul va permite cu siguranță unora dintre ei să intereseze astronomii.

Neptun este a opta planetă de la Soare și a patra ca mărime dintre planete. În ciuda acestui loc al 4-lea, Uranus este inferior lui Neptun în masă. Neptun poate fi văzut cu binoclul (dacă știi exact unde să te uiți), dar chiar și cu un telescop mare cu greu poți vedea altceva decât un mic disc. Neptun este o planetă destul de greu de observat. Strălucirea sa la opoziție abia depășește magnitudinea a 8-a. Triton este cel mai mare și mai luminos satelit - nu cu mult mai luminos decât magnitudinea 14. Pentru a detecta discul planetei, trebuie să utilizați măriri mari. Inelul lui Neptun este foarte, foarte greu de detectat de pe Pământ și aproape imposibil din punct de vedere vizual.

O singură navă spațială, Voyager 2, a reușit să ajungă pe o planetă la fel de îndepărtată precum Neptun. Alte proiecte sunt încă... doar proiecte. Neptun a fost vizitat de o singură navă spațială: Voyager 2 pe 25 august 1989. Aproape tot ce știm despre Neptun provine din această întâlnire.

INELE LUI NEPTUN

Neptun are și inele. Au fost descoperite în timpul eclipsei uneia dintre stele de către Neptun în 1981. Observațiile de pe Pământ au arătat doar arcuri slabe în loc de inele pline, dar fotografiile efectuate de Voyager 2 în august 1989 le-au arătat la dimensiunea lor completă. Unul dintre inele are o structură curbată curioasă. La fel ca Uranus și Jupiter, inelele lui Neptun sunt foarte întunecate și structura lor este necunoscută. Dar acest lucru nu ne-a împiedicat să le dăm nume: cel mai exterior - Adams (conținând trei arce proeminente, care din anumite motive au fost numite Libertate, Egalitate și Frăție), apoi - un inel fără nume care coincide cu orbita satelitului lui Neptun Galatea, urmat de Leverrier (ale cărui prelungiri exterioare sunt numite Lascelles și Arago) și în cele din urmă inelul slab, dar larg al lui Halle. După cum puteți vedea, numele inelelor i-au imortalizat pe cei care au contribuit la descoperirea lui Neptun.

MAGNETOSFERA

Câmpul magnetic al lui Neptun, ca și cel al lui Uranus, este orientat în mod ciudat și este probabil creat de mișcările materiei conducătoare (probabil apă) situate în straturile mijlocii ale planetei, deasupra nucleului. Axa magnetică este înclinată cu 47 de grade față de axa de rotație, ceea ce pe Pământ s-ar putea reflecta în comportamentul interesant al acului magnetic, deoarece în opinia sa, „Polul Nord” ar putea fi situat la sud de Moscova... În plus, axa de simetrie a câmpului magnetic al lui Neptun nu trece prin centrul planetei și se află la mai mult de jumătate de rază distanță de acesta, ceea ce este foarte asemănător cu circumstanțele existenței unui câmp magnetic în jurul lui Uranus. În consecință, tensiunea câmpului nu este constantă la suprafață în diferite locuri și variază de la o treime din cea a pământului la trei ori. În orice punct de pe suprafață, câmpul este, de asemenea, variabil, la fel ca și poziția și intensitatea sursei în intestinele planetei. Din întâmplare, când s-a apropiat de Neptun, Voyager s-a deplasat aproape exact în direcția polului magnetic sudic al planetei, ceea ce a permis oamenilor de știință să efectueze o serie de studii unice, multe dintre rezultatele cărora nu sunt încă lipsite de mister și de neînțeles. S-au făcut presupuneri despre structura lui Neptun. Au fost descoperite fenomene în atmosferă asemănătoare aurorelor terestre. Studiind fenomenele magnetice, Voyager a reușit să stabilească cu exactitate perioada de rotație a lui Neptun în jurul axei sale - 16 ore și 7 minute.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

Lista literaturii folosite:

Sistemul Saturn. – M.: Mir, 1993.

F.L. Voi. Familia Soarelui – Sankt Petersburg: Fictiune, 1995.

Enciclopedie pentru copii. T. 8. Astronomie. Cap ed. M.D. Aksenova - M.: Avanta+, 1997.

M.Ya. Marov. Planetele sistemului solar. – M.: Nauka, 1996.

V.A. Bronshten. Planetele și observațiile lor. – M.: Nauka, 1995.

W. Kaufman. Planete și luni. – M.: Mir, 1995.

E.P. Levitan. Manual de astronomie pentru clasa a XI-a. – M.: Educație, 1994.

Inelele planetei sunt un sistem de formațiuni concentrice plate de praf și gheață, care se rotesc în jurul planetei în planul ecuatorial. S-au găsit inele pe toți giganții gazosi ai Sistemului Solar: Saturn, Jupiter, Uranus, Neptun.

Descarca:

Previzualizare:

Pentru a utiliza previzualizările prezentării, creați un cont Google și conectați-vă la el: https://accounts.google.com

Subtitrări din diapozitive:

Prezentare despre astronomie Sateliți și inele de planete gigantice

Inelele planetelor gigantice Inelele unei planete sunt un sistem de formațiuni concentrice plate de praf și gheață, care se rotesc în jurul planetei în planul ecuatorial. S-au găsit inele pe toți giganții gazosi ai Sistemului Solar: Saturn, Jupiter, Uranus, Neptun.

Sistemul inelar al lui Saturn a fost descoperit în secolul al XVII-lea. Primul care a observat-o a fost cel mai probabil Galileo Galilei în 1610, dar din cauza calității slabe a opticii, el nu a văzut inele, ci doar „anexe” de ambele părți ale lui Saturn. În 1655, Christiaan Huygens, folosind un telescop mai avansat decât al lui Galileo, a fost primul care a văzut inelul lui Saturn și a scris: „Inelul este înconjurat de un subțire, plat, care nu se atinge nicăieri, înclinat spre ecliptică”. Timp de mai bine de 300 de ani, Saturn a fost considerat singura planetă înconjurată de inele. Abia în 1977, la observarea ocultării lui Uranus pe o stea, au fost descoperite inele în jurul planetei. Inelele slabe și subțiri ale lui Jupiter au fost descoperite în 1979 de sonda spațială Voyager 1. Zece ani mai târziu, în 1989, Voyager 2 a descoperit inelele lui Neptun.

Lunii lui Jupiter Lunii lui Jupiter sunt sateliții naturali ai planetei Jupiter. Din 2018, sunt cunoscuți 79 de sateliți ai lui Jupiter; Acest cel mai mare număr sateliți deschisi între toate planetele sistemului solar. Cele patru mai mari sunt Io, Europa, Ganymede și Callisto.

Lunii lui Saturn Saturn are 62 de sateliți cunoscuți satelit natural cu o orbită confirmată, dintre care 53 au nume proprii. Majoritatea sateliților sunt de dimensiuni mici și sunt formați din rocă și gheață. Cel mai mare satelit al lui Saturn (și al doilea din întregul sistem solar după Ganimede) este Titan, al cărui diametru este de 5152 km. Acesta este singurul satelit cu o atmosferă foarte densă (de 1,5 ori mai densă decât cea a Pământului). Se compune din azot (98%) cu un amestec de metan. Oamenii de știință sugerează că condițiile de pe acest satelit sunt similare cu cele care existau pe planeta noastră acum 4 miliarde de ani, când viața abia începea pe Pământ.

Lunii lui Uranus Uranus are 27 de luni descoperite; cele mai mari sunt Titania, Oberon, Umbriel, Ariel și Miranda. Miranda este considerată însoțitoarea cea mai intime și cea mai mică. Ariel este înzestrată cu cea mai strălucitoare și mai tânără suprafață. Umbriel este cea mai veche și mai întunecată dintre cele cinci luni interioare. Dotat o cantitate mare vechi cratere mari și inele strălucitoare misterioase pe una dintre emisfere. Oberon este cel mai îndepărtat, vechi și crater. Există indicii de activitate internă. Material întunecat misterios este vizibil în partea de jos a craterelor. Cordelia și Ophelia sunt însoțitori ciobani care țin inelul exterior îngust „Epsilon”.

Luni de uraniu

Sateliții lui Neptun În prezent, sunt cunoscuți 14 sateliți. Cel mai mare satelit al lui Neptun este Triton. Dimensiunea sa este apropiată de dimensiunea Lunii, iar masa sa este de 3,5 ori mai mică. Acesta este singurul satelit mare al sistemului solar care se învârte în jurul planetei sale în direcția opusă rotației planetei însăși în jurul axei sale.

Surse https:// ru.wikipedia.org/ https:// college.ru/ http:// znaniya-sila.narod.ru/ http:// www.sai.msu.su/

Vă mulțumim pentru atenție

Saturn este cea mai frumoasă planetă când o privești cu un telescop sau când studiezi fotografiile Voyager. Saturn. Imaginea telescopului. Aurorele Hubble pot fi observate lângă polii planetei. Inelele fabuloase ale lui Saturn nu pot fi confundate cu alte obiecte din sistemul solar.

Planeta este cunoscută din cele mai vechi timpuri. Magnitudinea aparentă maximă a lui Saturn este de +0,7 m. Această planetă este unul dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe cerul nostru înstelat. Lumina sa albă slabă a dat planetei o reputație proastă: nașterea sub semnul lui Saturn a fost considerată un semn rău din cele mai vechi timpuri. Inelele lui Saturn văzute de pe Pământ printr-un telescop O imagine a lui Saturn în raze infraroșii

Perioada de rotație în jurul axei, zi sideral, este de 10 ore și 14 minute (la latitudini de până la 30°). Deoarece Saturn nu este o bilă solidă, ci constă din gaz și lichid, părțile sale ecuatoriale se rotesc mai repede decât regiunile polare. La poli, o revoluție are loc cu aproximativ 26 de minute mai lent decât la ecuator. Perioada medie de revoluție în jurul axei sale este de 10 ore și 40 de minute. Survolul Voyager lângă Saturn. Satelitul planetei este vizibil în apropiere.

Sub atmosferă se află un ocean de hidrogen molecular lichid. La o adâncime de aproximativ km, hidrogenul devine metalic (presiunea atinge aproximativ 3 milioane de atmosfere). Mișcarea metalului creează un câmp magnetic puternic. În centrul planetei se află un nucleu masiv de piatră de fier. Compoziția chimică a atmosferei lui Saturn

Vânturi foarte puternice bat pe Saturn, mai ales în direcția estică (rețineți că, la fel ca majoritatea planetelor, Saturn se rotește de la vest la est). Viteza lor la ecuator, măsurată de Voyager 2, a fost de aproximativ 500 m/s. Puterea vântului scade odată cu distanța față de ecuator. Dependența vitezei vântului de Saturn de latitudine

În 1610, Galileo Galilei a văzut pentru prima dată inelele lui Saturn printr-un telescop, dar nu a înțeles care sunt acestea, așa că a scris că Saturn era format din părți. O jumătate de secol mai târziu, Christiaan Huygens a raportat prezența unui inel pe Saturn, iar în 1675 Cassini a descoperit un gol între inele. Modificări ale aspectului inelelor lui Saturn atunci când sunt observate cu ajutorul unui telescop de la sol

Există 3 inele principale, numite A, B și C. Sunt vizibile de pe Pământ. Există și inele mai slabe - D, E, F. La o examinare mai atentă, există foarte multe inele. Există goluri între inele unde nu există particule. Diagrama structurii inelelor Ta-ul golurilor, care poate fi văzut cu un telescop mediu de pe Pământ (între inelele A și B), se numește golul Cassini. În nopțile senine, puteți vedea chiar crăpături mai puțin vizibile. Părțile interioare ale inelelor se rotesc mai repede decât cele exterioare.

Prima lună a lui Saturn, Titan, a fost descoperită în 1655 de Huygens. Titan este cel mai interesant satelit al lui Saturn. Este înconjurat de o atmosferă de azot, a cărei densitate este mai mare decât cea a Pământului. Titan este un satelit mare, mai mare decât Luna și Mercur. Diametrul său este de 5150 km. Dimensiuni comparative ale Pământului, Titanului și Lunii

Titan are o atmosferă groasă de culoare roșu-portocalie, cu nori de aproximativ 200 km înălțime, prin care nu se pot desluși caracteristicile de suprafață. Atmosfera lui Titan este formată din 85% azot, 12% argon, aproximativ 3% metan și amestecuri de oxigen, hidrogen, etan, propan și alte gaze. Structura atmosferei lui Titan

Presiunea gazului la suprafața Titanului este de aproximativ o ori și jumătate mai mare decât pe Pământ. Temperatura straturilor superioare ale atmosferei este de 150 K. Temperatura suprafeței Titanului este de 100 K. Metanul joacă un rol important în menținerea regimului termic al atmosferei. Datorită acesteia, Titan experimentează ceva similar cu efectul de seră al Pământului, determinând atmosfera lui Titan să aibă o temperatură mai ridicată. Fantezie „Pe malul oceanului de metan”

Cei doi sateliți Mimas și Enceladus au fost descoperiți de Herschel. Enceladus este cel mai strălucitor corp din Sistemul Solar (albedo aproape de 1). Este probabil acoperit cu un strat subțire de îngheț. Cele mai mari două cratere poartă numele lui Ali Baba și Aladdin. Pe suprafața Mimas se află craterul de impact uriaș Herschel cu un diametru de 130 km

Cei patru sateliți ai lui Saturn - Tethys, Dione, Rhea și Iapetus au fost descoperiți de sonda spațială Cassini Tethys este renumită pentru craterul Ulise (400 km, aproximativ 2/5 din diametrul satelitului) și gigantul Canion Ithaca, care se întinde pe larg. 3 mii de kilometri. AMS Voyager 2. Diona. Fotografie de la sonda spațială Voyager 1. Pe luna lui Dione au fost descoperite mai multe cratere. Cel mai mare crater măsoară aproximativ 100 km de-a lungul lunilor lui Saturn, Tethys și Dione

Slide 1

Planetele sunt giganți

Astronomie – clasa a XI-a

Slide 2

Jupiter Saturn Uranus Neptun

Slide 3

Jupiter este a cincea planetă de la Soare și cea mai mare planetă din sistemul solar. Jupiter este de peste două ori mai masiv decât toate celelalte planete la un loc. Jupiter este compus din aproximativ 90% hidrogen și 10% heliu, cu urme de metan, apă și amoniac. Jupiter poate avea un miez de material solid care este de aproximativ 10 până la 15 ori masa Pământului. Deasupra nucleului se află cea mai mare parte a planetei sub formă de hidrogen metalic lichid. Stratul cel mai îndepărtat de miez este format în principal din hidrogen molecular obișnuit și heliu. Marea Pată Roșie a fost observată de observatorii de pe Pământ acum mai bine de 300 de ani. Măsoară 12.000 pe 25.000 km. Jupiter emite mai multă energie în spațiu decât primește de la soare. În interiorul lui Jupiter se află un nucleu fierbinte a cărui temperatură este de aproximativ 20.000 K. Jupiter are un câmp magnetic uriaș, mult mai puternic decât cel al pământului. Jupiter are inele ca Saturn, dar mult mai slabe. Jupiter are 16 sateliți cunoscuți: 4 mari și 12 mici.

Slide 4

Pată roșie grozavă

Marea Pată Roșie este o formațiune ovală de diferite dimensiuni, situată în zona tropicală de sud. În prezent, are dimensiuni de 15x30 mii km, iar în urmă cu o sută de ani observatorii au observat că dimensiunile sale sunt de 2 ori mai mari. Uneori nu este foarte clar vizibil. Marea Pată Roșie este un vârtej liber (anticiclon) cu viață lungă în atmosfera lui Jupiter, care face o revoluție completă în 6 zile pământești și, ca și zonele luminoase, este caracterizat de curenți ascendenți în atmosferă. Norii din ea sunt localizați mai sus, iar temperatura lor este mai scăzută decât în ​​zonele învecinate ale centurilor.

Slide 5

Lunii lui Jupiter

Slide 6

Io este al treilea satelit ca mărime și cel mai apropiat al lui Jupiter. Io a fost descoperit de Galileo și Marius în 1610. Io și Europa sunt similare ca compoziție cu planetele terestre, în primul rând datorită prezenței rocilor silicate. Foarte puține cratere au fost găsite pe Io, ceea ce înseamnă că suprafața sa este foarte tânără. În loc de cratere, au fost descoperiți sute de vulcani. Unii dintre ei sunt activi! Peisajele din Io sunt surprinzător de diverse: gropi de până la câțiva kilometri adâncime, lacuri de sulf topit, munți care nu sunt vulcani, fluxuri de un fel de lichid vâscos care se întind pe sute de kilometri și gurile vulcanice. Io, ca și luna, se îndreaptă mereu cu aceeași parte spre Jupiter. Io are o atmosferă foarte subțire, constând din dioxid de sulf și, eventual, alte gaze.

Slide 7

Europa este a patra cea mai mare lună a lui Jupiter. Europa a fost descoperită de Galileo și Marius în 1610. Europa și Io sunt similare ca compoziție cu planetele terestre: sunt, de asemenea, compuse în principal din rocă silicată. Spre deosebire de Io, Europa este acoperită deasupra cu un strat subțire de gheață. Datele recente de la Galileo indică faptul că interiorul Europei este compus din straturi cu un miez metalic mic în centru. Imaginile de pe suprafața Europei seamănă foarte mult cu imaginile gheata de mare pe pământ. Este posibil ca sub suprafața gheții Europei să existe un nivel de apă lichidă la adâncimea de 50 km. Observații recente indică faptul că Europa are foarte puțină atmosferă de oxigen. Galileo a detectat prezența unui câmp magnetic slab (posibil de 4 ori mai slab decât cel al lui Ganimede).

Slide 8

Ganimede este a șaptea și cea mai mare lună a lui Jupiter. Ganymede a fost descoperit de Galileo și Marius în 1610. Ganimede este cea mai mare lună din Sistemul Solar. Ganymede este împărțit în trei niveluri structurale: un miez mic de fier topit sau fier și sulf, înconjurat de o manta de silicat stâncoasă cu o coajă de gheață la suprafață. Suprafața lui Ganymede constă în principal din două tipuri de teren: zone foarte vechi, puternic craterizate, întunecate și zone ceva mai tinere, mai ușoare, cu șiruri extinse de șanțuri și creste muntoase. Atmosfera subțire a lui Ganymede conține oxigen ca Europa. Acest satelit are propriul său câmp magnetosferic, extinzându-se în interiorul imensului Jupiter.

Slide 9

Callisto

Callisto este a opta lună cunoscută a lui Jupiter și a doua ca mărime a fost descoperită de Galileo și Marius în 1610. Callisto este compus în principal din aproximativ 40% gheață și 60% rocă/fier, similar cu Titan și Triton. Suprafața lui Callisto este complet acoperită cu cratere. Vârsta sa este estimată la 4 miliarde de ani. Callisto are foarte puțină atmosferă constând din dioxid de carbon.

Slide 10

Saturn este a șasea planetă de la Soare și a doua ca mărime din Sistemul Solar. Saturn este clar oblat; diametrele sale ecuatoriale și polare diferă cu aproape 10%. Acesta este rezultatul rotației rapide și al stării sale lichide. Saturn are cea mai mică densitate dintre toate planetele, greutatea sa specifică este de numai 0,7 - mai mică decât cea a apei. La fel ca Jupiter, Saturn este compus din aproximativ 75% hidrogen și 25% heliu, cu urme de apă, metan, amoniac și rocă. Inelele lui Saturn sunt neobișnuit de subțiri: deși au un diametru de 250.000 km sau mai mult, au o grosime de 1,5 km. Ele constau în principal din gheață și particule de rocă acoperite cu o crustă de gheață. Ca și alte planete din grupul Jupiter, Saturn are un câmp magnetic semnificativ. Saturn are 18 luni.

Slide 11

Inelele lui Saturn.

Există trei inele principale, numite A, B și C. Sunt vizibile fără mare dificultate de pe Pământ. Există, de asemenea, nume pentru inele mai slabe - D, E, F. La o examinare mai atentă, există o mulțime de inele. Există goluri între inele unde nu există particule. Cea dintre golurile care poate fi văzută cu un telescop mediu de pe Pământ (între inelele A și B) se numește decalajul Cassini.

Slide 13

lunile lui Saturn

Slide 14

Mimas a fost descoperit în 1789 de Herschel. Mimas este neobișnuit prin faptul că pe el a fost descoperit un crater imens, care are dimensiunea unei treimi din satelit. Este acoperit cu crăpături, ceea ce este probabil cauzat de influența mareelor ​​a lui Saturn: Mimas este cea mai apropiată lună mare de planetă. În fotografie puteți vedea același crater uriaș de meteorit, numit Herschel. Dimensiunea sa este de 130 de kilometri. Herschel se află la 10 kilometri adâncime în suprafață, cu un deal central aproape la fel de înalt ca Everestul.

Slide 15

Enceladus a fost descoperit în 1789 de Herschel. Enceladus are cea mai activă suprafață dintre toate lunile din sistem. Prezintă urme de fluxuri care au distrus topografia anterioară, așa că se presupune că intestinele acestui satelit ar putea fi încă active. În plus, deși cratere pot fi văzute peste tot acolo, lipsa acestora în unele zone implică faptul că aceste zone au doar câteva sute de milioane de ani. Acest lucru ar însemna că părți ale suprafeței de pe Enceladus sunt încă supuse schimbărilor. Se crede că activitatea sa constă în influența forțelor de maree ale lui Saturn, încălzindu-l pe Enceladus

Slide 16

Tethys a fost descoperită în 1684 de J. Cassini. Tethys este renumit pentru uriașa sa crack-fault, lungă de 2000 km - trei sferturi din lungimea ecuatorului satelitului! Fotografiile lui Tethys returnate de Voyager 2 au arătat un crater mare și neted de aproximativ o treime din diametrul Lunii însăși, numit Ulise. E mai mare decât Herschel pe Mimas. Din păcate, în imaginea prezentată aceste detalii nu se disting prea puțin. Există mai multe ipoteze despre originea crăpăturii, inclusiv una care sugerează o perioadă din istoria Tethysului când era lichidă. Când este înghețată, se poate forma o crăpătură. Temperatura suprafeței Tethys este de 86 K.

Slide 17

Dione a fost descoperit în 1684 de J. Cassini. Pe suprafața lui Dione sunt vizibile urme ale eliberării de material ușor sub formă de îngheț, multe cratere și o vale întortocheată.

Slide 18

Rhea a fost descoperit în 1672 de J. Cassini. Rhea - are o suprafață veche, complet presărată cu cratere

Slide 19

Titan a fost descoperit de Huygens în 1655. Titan este aproximativ jumătate apă înghețată și jumătate material stâncos. Este posibil ca structura sa să fie diferențiată în niveluri separate, cu o zonă centrală stâncoasă înconjurată de niveluri separate constând din diferite forme cristaline de gheață. Este posibil să fie încă cald înăuntru. Titan este singurul dintre toate lunile din sistemul solar care are o atmosferă semnificativă. Presiunea pe suprafața sa este mai mare de 1,5 bar (50% mai mare decât pe Pământ). Atmosfera constă în principal din azot molecular (ca pe Pământ), cu argon care reprezintă nu mai mult de 6% și câteva procente metan. De asemenea, au fost găsite urme de cel puțin o duzină de alte substanțe organice (etan, acid cianhidric, dioxid de carbon) și apă.

Slide 20

Hyperion

Hyperion a fost descoperit în 1848 de Lascelles. Forma neregulată a satelitului provoacă un fenomen neobișnuit: de fiecare dată când gigantul Titan și Hyperion se apropie unul de celălalt, Titan schimbă orientarea lui Hyperion prin forțele gravitaționale. Forma neregulată a lui Hyperion și urmele bombardamentului de demult de către meteoriți fac posibilă numirea lui Hyperion cel mai vechi din sistemul Saturn.

Slide 21

Iapet a fost descoperit în 1671 de J. Cassini. Orbita lui Iapet este situată la aproape 4 milioane de kilometri de Saturn. O parte a lui Iapet este puternic craterizată, în timp ce cealaltă parte este aproape netedă. Iapetus este cunoscut pentru luminozitatea sa eterogenă a suprafeței. Satelitul, ca și Luna și Pământul, este întotdeauna întors cu o latură către Saturn, astfel încât pe orbita sa se mișcă doar cu o parte înainte, care este de 10 ori mai întunecată decât partea opusă. Există o versiune conform căreia, în mișcarea sa, satelitul „mătură” praf și particule mici care orbitează și Saturn. Pe de altă parte, poate că această materie întunecată este generată de intestinele satelitului.

Slide 22

Phoebe se rotește în jurul planetei în direcția opusă direcției de rotație a tuturor celorlalți sateliți și Saturn în jurul axei sale. Are o formă aproximativ sferică și reflectă aproximativ 6% din lumina soarelui. Pe lângă Hyperion, acesta este singurul satelit care nu se confruntă întotdeauna cu Saturn cu o singură parte. Toate aceste caracteristici ne permit foarte rezonabil să spunem că Phoebe este un asteroid capturat în rețele gravitaționale.

Slide 23

Uranus este prima planetă descoperită în timpurile moderne de William Herschel în timpul studiului său sistematic al cerului cu un telescop, pe 13 martie 1781. Axa de rotație a majorității planetelor este aproape perpendiculară pe planul eclipticii, iar axa lui Uranus este aproape paralelă cu ecliptica. Uraniul este format în principal din rocă și diverse gheață. Aparent, Uranus nu are un nucleu stâncos precum Jupiter și Saturn. Atmosfera lui Uranus este formată din 83% hidrogen, 15% heliu și 2% metan. Ca și alte planete gazoase, Uranus are inele. La fel ca Jupiter, sunt foarte întunecate și, ca și Saturn, pe lângă praful fin, includ particule destul de mari de până la 10 metri în diametru. Sunt 11 inele cunoscute. Uranus are 15 luni cunoscute și numite și 5 descoperite recent.

Slide 24

Sateliți

Slide 25

A fost descoperit în 1948 de Kuiper. Suprafața Mirandei este un sac mixt: teren craterizat presărat cu zone cu șanțuri ciudate, văi intercalate cu stânci de peste 5 kilometri înălțime. Dimensiunea mică și temperatura scăzută a Mirandei (-187 Celsius) și, în același timp, intensitatea și diversitatea activității tectonice de pe acest satelit i-au surprins pe oamenii de știință. Este probabil ca forțele mareelor ​​de la Uranus, străduindu-se constant să deformeze satelitul, să fi servit ca o sursă suplimentară de energie pentru o astfel de activitate.

Slide 26

A fost descoperit în 1851 de Lascelles. Suprafața lui Ariel este un amestec de teren craterizat și sisteme de văi interconectate, lungi de sute de kilometri și adânci de peste 10 kilometri. Ariel are cea mai strălucitoare și poate cea mai tânără suprafață din punct de vedere geologic din sistemul de sateliti Uranus.

Slide 27

Umbriel

Descoperită în 1851 de Lassell, suprafața lui Umbriel este veche și întunecată, aparent fiind supusă unor procese geologice. Tonurile întunecate ale suprafeței lui Umbriel pot fi rezultatul prafului și resturilor mici care se aflau cândva în vecinătatea orbitei lunii.

Slide 28

Titania a fost descoperită de Herschel în 1787. Titania se distinge prin sisteme uriașe de fisuri și canioane, care indică o anumită perioadă de activitate geologică activă în trecutul acestui satelit. Aceste caracteristici pot fi rezultatul mișcărilor tectonice ale scoarței.

Slide 29

Oberon a fost descoperit de Herschel în 1787. Oberon, cea mai exterioară dintre cele cinci luni mari, are, de asemenea, o suprafață veche, craterizată, cu semne slabe de activitate internă a lui Uranus, Oberon și Umbriel, apar exact la fel, deși Oberon este 35% mai mare. Toate lunile mari ale lui Uranus sunt un amestec format din aproximativ 40-50% apă înghețată, iar restul este rocă. Acoperită cu un număr mare de cratere, suprafața lui Oberon a fost probabil stabilă de la începutul formării sale. Aici au fost găsite cratere mult mai mari decât pe Ariel și Titania. Unele dintre cratere au raze ejectate similare cu cele găsite pe Callisto.

Slide 30

După ce a fost descoperit Uranus, s-a observat că orbita sa nu a fost de acord cu legile lui Newton. Astfel, a fost prezisă existența unei alte planete mai îndepărtate, care ar fi trebuit să influențeze orbita lui Uranus. Compoziția lui Neptun este similară cu cea a lui Uranus: diverse „gheață” și rocă cu o cantitate mică de heliu și aproximativ 15% hidrogen. Atmosfera sa este în mare parte hidrogen și heliu cu o cantitate mică de metan. Ca orice planetă gazoasă, vânturile bat cu viteze foarte mari pe Neptun. Vânturile lui Neptun sunt cele mai rapide din sistemul solar, atingând viteze de 2000 km/h. La fel ca Jupiter și Saturn, Neptun are o sursă internă de căldură - emite de două ori mai multă energie decât primește de la Soare.

Slide 31

Pe baza studiilor de la sol, au fost cunoscuți doar doi sateliți ai lui Neptun: Triton și Nereid, care orbitează în jurul lui Neptun în direcția opusă. Voyager 2 a descoperit încă 6 sateliți cu dimensiuni cuprinse între 200 și 50 km, rotindu-se în aceeași direcție cu Neptun.

Slide 32

Tritonul a fost descoperit de Lascelles în 1846. Axa de rotație a lui Triton este neobișnuită, înclinată cu 157 de grade față de cea a lui Neptun. Densitatea lui Triton este 2,0. Tritonul este probabil doar aproximativ 25% apă înghețată, restul fiind material de rocă. Temperatura de suprafață a lui Triton este de numai 34,5 K (-235 C). Triton are o atmosferă, deși este foarte ușoară, constând în principal din azot cu o cantitate mică de metan. Ceața subțire se extinde în sus pe 5-10 km. Cea mai interesantă și complet neașteptată caracteristică a acestei lumi neobișnuite sunt vulcanii de gheață, care pot conține azot lichid, praf și materiale care conțin metan.

Slide 33

Nereida este a treia lună ca mărime și cea mai îndepărtată a lui Neptun. Acest corp ceresc are orbita cea mai excentrică dintre toate planetele și sateliții sistemului solar. Distanța sa față de Neptun variază de la 1.353.600 km la 9.623.700 km.

Slide 34

Pluto este cel mai îndepărtat de Soare și cea mai mică planetă. Pluto este mai mic decât cei șapte sateliți ai planetelor sistemului solar: Luna, Io, Europa, Ganimede, Callisto, Titan și Triton. Pluto a fost descoperit în 1930. Orbita lui Pluto este foarte alungită. Din când în când este situat mai aproape de Soare decât de Neptun. Pluto se rotește în direcția opusă celorlalte planete. Ca și Uranus, planul ecuatorial al lui Pluto este situat aproape în unghi drept față de planul orbitei sale. Temperatura de suprafață a lui Pluto este necunoscută, dar se crede că este între -228 și -238 C. Compoziția lui Pluto este necunoscută, dar densitatea sa (aproximativ 2 g/cm3) indică faptul că poate fi compus din 70% amestecuri de roci și piatră 30% din apă înghețată. Se știu puține lucruri despre atmosfera lui Pluto: probabil constă în principal din azot cu monoxid de carbon și metan.

Slide 35

În 1978, a fost descoperit satelitul lui Pluto, Charon, situat la o distanță de 19.640 km de planetă. Charon orbitează în jurul lui Pluton la fiecare 6,4 zile (perioada de rotație a lui Pluto), care este diferit de orice altă lună. La fiecare cinci ani are loc o eclipsă reciprocă între Pluto și Charon. Diametrele actualizate ale lui Pluto sunt de 2.284 km, iar cele ale lui Charon sunt de 1.192 km. Pluto și Charon au culori semnificativ diferite. Suprafața lui Charon este cu 30% mai întunecată decât Pluto. Se crede că Charon, spre deosebire de Pluto, este acoperit cu gheață de apă.

Sistemul nostru solar, dacă ne referim la substanța sa, este format din Soare și patru planete gigantice și chiar mai simplu - din Soare și Jupiter, deoarece masa lui Jupiter este mai mare decât toate celelalte obiecte circumsolare - planete, comete, asteroizi - combinate. . De fapt, trăim în sistemul binar Soare-Jupiter, iar toate celelalte „fleecuri” sunt supuse gravitației lor.

Saturn este de patru ori mai mic ca masă decât Jupiter, dar are o compoziție similară: de asemenea, constă în principal din elemente ușoare - hidrogen și heliu într-un raport de 9:1 în numărul de atomi. Uranus și Neptun sunt și mai puțin masive și mai bogate în compoziție în elemente mai grele - carbon, oxigen, azot. Prin urmare, un grup de patru giganți este de obicei împărțit în jumătate în două subgrupe. Jupiter și Saturn sunt numiți giganți gazosi, iar Uranus și Neptun sunt numiți giganți de gheață. Cert este că Uranus și Neptun nu au o atmosferă foarte groasă, iar cea mai mare parte a volumului lor este o manta de gheață; adică o substanță destul de solidă. Iar Jupiter și Saturn au aproape întregul volum ocupat de o „atmosferă” gazoasă și lichidă. Mai mult, toți giganții au nuclee de piatră de fier care depășesc Pământul nostru în masă.

La prima vedere, planetele gigantice sunt primitive, în timp ce planetele mici sunt mult mai interesante. Dar poate că acest lucru se datorează faptului că încă nu cunoaștem bine natura acestor patru giganți și nu pentru că sunt de puțin interes. Pur și simplu nu-i cunoaștem bine. De exemplu, în întreaga istorie a astronomiei, doi giganți de gheață - Uranus și Neptun - au fost abordați o singură dată de o sondă spațială (Voyager 2, NASA, 1986 și 1989), și chiar și atunci a zburat pe lângă ei fără oprire. Cât de mult putea vedea și măsura acolo? Putem spune că încă nu am început cu adevărat să studiem giganții de gheață.

Giganții gazoși au fost studiați mult mai în detaliu, deoarece pe lângă survoare (Pioneer 10 și 11, Voyager 1 și 2, Ulysses, Cassini, New Horizons, NASA și ESA) au lucrat în apropierea lor de mult timp. sateliți artificiali: Galileo (NASA) în 1995-2003. și Juno (NASA) au explorat Jupiter din 2016, iar Cassini (NASA și ESA) în 2004-2017. a studiat Saturn.

Jupiter a fost explorat cel mai profund și în sensul literal: o sondă a fost aruncată în atmosfera sa de la Galileo, care a zburat acolo cu o viteză de 48 km/s, a deschis o parașută și în 1 oră a căzut cu 156 km sub marginea de sus a norii, unde la o presiune exterioară de 23 atm și o temperatură de 153 °C a încetat să mai transmită date, aparent din cauza supraîncălzirii. În timpul traiectoriei de coborâre, el a măsurat mulți parametri ai atmosferei, inclusiv chiar compoziția sa izotopică. Acest lucru a îmbogățit semnificativ nu numai știința planetară, ci și cosmologia. La urma urmei, planetele gigantice nu renunță la materie, ele păstrează pentru totdeauna ceea ce s-au născut; Acest lucru este valabil mai ales pentru Jupiter. Suprafața sa norosă are o a doua viteză de evacuare de 60 km/s; este clar că nici o moleculă nu va scăpa vreodată de acolo.

Prin urmare, credem că compoziția izotopică a lui Jupiter, în special compoziția hidrogenului, este caracteristică pentru primele etape ale vieții, cel puțin pentru Sistemul Solar și, poate, pentru Univers. Și acest lucru este foarte important: raportul dintre izotopii grei și ușori ai hidrogenului ne spune cum a decurs sinteza elementelor chimice în primele minute ale evoluției Universului nostru și ce condiții fizice existau atunci.

Jupiter se rotește rapid, cu o perioadă de aproximativ 10 ore; și întrucât densitatea medie a planetei este scăzută (1,3 g/cm3), forța centrifugă i-a deformat vizibil corpul. Când te uiți la planetă, vei observa că aceasta este comprimată de-a lungul axei polare. Gradul de compresie al lui Jupiter, adică diferența relativă dintre razele sale ecuatoriale și cele polare este ( R echivalentul - R podea)/ R eq = 0,065. Este densitatea medie a planetei (ρ ∝ DOMNUL 3) și perioada sa zilnică ( T) determină forma corpului ei. După cum știți, o planetă este un corp cosmic într-o stare de echilibru hidrostatic. La polul planetei acționează doar forța gravitației ( GM/R 2), iar la ecuator este contracarată de forța centrifugă ( V 2 /R= 4π 2 R 2 /RT 2). Raportul lor determină forma planetei, deoarece presiunea din centrul planetei nu ar trebui să depindă de direcție: coloana ecuatorială de materie ar trebui să cântărească la fel ca și cea polară. Raportul acestor forțe (4π 2 R/T 2)/(GM/R 2) ∝ 1/(DOMNUL 3)T 2 ∝ 1/(ρ T 2). Deci, cu cât densitatea și lungimea zilei sunt mai mici, cu atât planeta este mai comprimată. Să verificăm: densitatea medie a lui Saturn este de 0,7 g/cm 3, perioada sa de rotație este de 11 ore, aproape aceeași cu cea a lui Jupiter, iar compresia sa este de 0,098. Saturn este comprimat de o ori și jumătate mai mult decât Jupiter, iar acest lucru este ușor de observat când observăm planetele cu ajutorul unui telescop: comprimarea lui Saturn este izbitoare.

Rotația rapidă a planetelor gigantice determină nu numai forma corpului lor și, prin urmare, forma discului lor observat, ci și aspectul acestuia: suprafața tulbure a planetelor gigantice are o structură zonală cu dungi de diferite culori întinse de-a lungul ecuatorului. . Fluxurile de gaz se deplasează rapid, cu viteze de multe sute de kilometri pe oră; deplasarea lor reciprocă provoacă instabilitate la forfecare și, împreună cu forța Coriolis, generează vârtejuri gigantice. De departe, Marea Pată Roșie de pe Jupiter, Marele Oval Alb de pe Saturn și Marea Pată Întunecată de pe Neptun sunt vizibile. Anticiclonul Great Red Spot (GRS) de pe Jupiter este deosebit de faimos. Cândva, BKP era de două ori mai mare decât cel actual, a fost văzut de contemporanii lui Galileo cu telescoapele lor slabe. Astăzi, BCP a devenit palid, dar totuși acest vârtej trăiește în atmosfera lui Jupiter de aproape 400 de ani, deoarece acoperă o masă gigantică de gaz. Dimensiunea sa este mai mare decât globul. O astfel de masă de gaz, odată învolburată, nu se va opri curând. Pe planeta noastră, ciclonii trăiesc aproximativ o săptămână, iar acolo durează secole.

Orice mișcare disipă energie, ceea ce înseamnă că necesită o sursă. Fiecare planetă are două grupuri de surse de energie - interne și externe. Din exterior, un flux de radiații solare se revarsă pe planetă și meteoriți cad. Din interior, planeta este încălzită de dezintegrarea elementelor radioactive și de compresia gravitațională a planetei în sine (mecanismul Kelvin-Helmholtz). . Deși am văzut deja obiecte mari căzând pe Jupiter, provocând explozii puternice (Comet Shoemaker-Levy 9), estimările frecvenței impactului lor arată că fluxul mediu de energie pe care îl aduc este semnificativ mai mic decât cel adus de lumina soarelui. Pe de altă parte, rolul surselor interne de energie este ambiguu. Pentru planetele terestre, formate din elemente grele refractare, singura sursă internă de căldură este dezintegrarea radioactivă, dar contribuția sa este neglijabilă în comparație cu căldura de la Soare.

Planetele gigantice au o proporție semnificativ mai mică de elemente grele, dar sunt mai masive și mai ușor de comprimat, ceea ce face ca eliberarea energiei gravitaționale să fie principala lor sursă de căldură. Și din moment ce giganții sunt îndepărtați de la Soare, sursa internă devine un concurent cu cea externă: uneori planeta se încălzește mai mult decât o încălzește Soarele. Chiar și Jupiter, gigantul cel mai apropiat de Soare, emite (în regiunea infraroșu a spectrului) cu 60% mai multă energie decât primește de la Soare. Iar energia pe care Saturn o emite în spațiu este de 2,5 ori mai mare decât cea pe care o primește planeta de la Soare.

Energia gravitațională este eliberată atât în ​​timpul comprimării planetei în ansamblu, cât și în timpul diferențierii interiorului acesteia, adică la coborârea mai mult spre centru. materie densăși deplasând de acolo pe cei mai „pluritori”. Ambele efecte sunt probabil la locul de muncă. De exemplu, Jupiter în epoca noastră scade cu aproximativ 2 cm pe an. Și imediat după formare, a fost de două ori mai mare, s-a contractat mai repede și a fost semnificativ mai cald. În împrejurimile sale, a jucat apoi rolul unui soare mic, după cum reiese din proprietățile sateliților săi galileeni: cu cât sunt mai aproape de planetă, cu atât sunt mai denși și conțin mai puține elemente volatile (cum ar fi planetele înseși din Sistem solar).

Pe lângă comprimarea planetei în ansamblu, diferențierea interiorului joacă un rol important în sursa gravitațională de energie. Materia este împărțită în densă și plutitoare, iar materia densă se scufundă, eliberând energia gravitațională potențială sub formă de căldură. Probabil, în primul rând, aceasta este condensarea și căderea ulterioară a picăturilor de heliu prin straturile plutitoare de hidrogen, precum și tranzițiile de fază ale hidrogenului însuși. Dar pot exista fenomene mai interesante: de exemplu, cristalizarea carbonului - o ploaie de diamante (!), deși nu eliberează foarte multă energie, deoarece există puțin carbon.

Structura internă a planetelor gigantice a fost studiată până acum doar teoretic. Avem puține șanse de a pătrunde direct în adâncurile lor, iar metodele seismologice, adică sondarea acustică, nu au fost încă aplicate lor. Poate că într-o zi vom învăța să le iluminăm folosind neutrini, dar acest lucru este încă departe.

Din fericire, comportamentul materiei a fost deja bine studiat în condiții de laborator la presiunile și temperaturile care predomină în interiorul planetelor gigantice, ceea ce oferă baze pentru modelarea matematică a interioarelor acestora. Există metode de monitorizare a adecvării modelelor de structură internă a planetelor. Două câmpuri fizice, magnetic și gravitațional, ale căror surse sunt situate în adâncuri, pătrund în spațiul din jurul planetei, unde pot fi măsurate de instrumentele sondei spațiale.

Structura câmpului magnetic este afectată de mulți factori de distorsionare (plasmă aproape planetară, vânt solar), dar câmpul gravitațional depinde doar de distribuția densității în interiorul planetei. Cu cât corpul unei planete diferă mai mult de unul simetric sferic, cu atât câmpul gravitațional este mai complex, cu atât conține mai multe armonice, deosebindu-l de unul simplu newtonian. GM/R 2 .

Instrumentul pentru măsurarea câmpului gravitațional al planetelor îndepărtate este, de regulă, sonda spațială în sine, sau mai precis, mișcarea sa în câmpul planetei. Cu cât sonda este mai departe de planetă, cu atât mai slabe în mișcare apar diferențele minore în câmpul planetei față de cel simetric sferic. Prin urmare, este necesară lansarea sondei cât mai aproape de planetă. În acest scop, noua sondă Juno (NASA) funcționează lângă Jupiter din 2016. Zboară pe o orbită polară, ceea ce nu s-a mai întâmplat până acum. Pe o orbită polară, armonicile superioare ale câmpului gravitațional sunt mai pronunțate deoarece planeta este comprimată și sonda se apropie ocazional de suprafață. Acesta este ceea ce face posibilă măsurarea armonicilor superioare ale expansiunii câmpului gravitațional. Dar din același motiv, sonda își va termina în curând munca: zboară prin regiunile cele mai dense ale centurilor de radiații ale lui Jupiter, iar echipamentul său suferă foarte mult de acest lucru.

Centurile de radiații ale lui Jupiter sunt colosale. Sub presiune ridicată, hidrogenul din intestinele planetei se metalizează: electronii săi sunt generalizați, pierd contactul cu nucleele, iar hidrogenul lichid devine conductor de electricitate. Masa uriașă a mediului supraconductor, rotația rapidă și convecția puternică - acești trei factori contribuie la generarea unui câmp magnetic datorită efectului dinam. Într-un câmp magnetic colosal care captează particulele încărcate care zboară de la Soare, se formează centuri de radiații monstruoase. În partea lor cea mai densă se află orbitele sateliților interiori din Galileea. Prin urmare, o persoană nu a trăit nici măcar o zi pe suprafața Europei și nici măcar o oră pe Io. Nici măcar un robot spațial nu este ușor să fie acolo.

Ganymede și Callisto, care sunt mai îndepărtați de Jupiter, sunt în acest sens mult mai siguri pentru cercetare. Prin urmare, acolo Roscosmos plănuiește să trimită o sondă în viitor. Deși Europa cu oceanul său subglaciar ar fi mult mai interesantă.

Giganții de gheață Uranus și Neptun par a fi intermediari între giganții de gaz și planetele terestre. În comparație cu Jupiter și Saturn, au dimensiuni, masă și presiune centrală mai mici, dar densitățile lor medii relativ mari indică o proporție mai mare de elemente din grupul CNO. Atmosferele extinse și masive ale lui Uranus și Neptun sunt în mare parte hidrogen-heliu. Sub ea se află o manta apoasă amestecată cu amoniac și metan, care se numește în mod obișnuit manta de gheață. Dar oamenii de știință planetari numesc de obicei elementele chimice ale grupului CNO și compușii lor (H 2 O, NH 3, CH 4 etc.) „gheață”, și nu starea lor agregată. Deci, mantaua poate fi în mare parte lichidă. Iar dedesubt se află un miez de piatră de fier relativ mic. Deoarece concentrația de carbon în adâncurile lui Uranus și Neptun este mai mare decât cea a lui Saturn și Jupiter, la baza mantalei lor de gheață poate exista un strat de carbon lichid în care se condensează cristalele, adică diamantele, care se așează.

Permiteți-mi să subliniez că structura internă a planetelor gigantice este discutată activ și există încă destul de multe modele concurente. Fiecare măsurătoare nouă de la sonde spațiale și fiecare rezultat nou al simulărilor de laborator în instalații de înaltă presiune duc la o revizuire a acestor modele. Permiteți-mi să vă reamintesc că măsurarea directă a parametrilor straturilor foarte puțin adânci ale atmosferei și numai lângă Jupiter a fost efectuată o singură dată de o sondă aruncată din Galileo (NASA). Și orice altceva - măsurători indirecteși modele teoretice.

Câmpurile magnetice ale lui Uranus și Neptun sunt mai slabe decât cele ale giganților gazosi, dar mai puternice decât cele ale Pământului. Deși inducția câmpului la suprafața lui Uranus și Neptun este aproximativ aceeași ca la suprafața Pământului (fracții de gauss), volumul și, prin urmare, momentul magnetic, este mult mai mare. Geometria câmpului magnetic al giganților de gheață este foarte complexă, departe de simpla formă de dipol caracteristică Pământului, Jupiterului și Saturnului. Motivul probabil este că un câmp magnetic este generat într-un strat relativ subțire conducător de electricitate al mantalei lui Uranus și Neptun, unde curenții de convecție nu au un grad ridicat de simetrie (deoarece grosimea stratului este mult mai mică decât raza sa) .

În ciuda asemănării lor externe, Uranus și Neptun nu pot fi numiți gemeni. Acest lucru este evidențiat de densitățile lor medii diferite (1,27 și, respectiv, 1,64 g/cm3) și rate diferite de eliberare de căldură în adâncime. Deși Uranus este de o ori și jumătate mai aproape de Soare decât Neptun și, prin urmare, primește de la acesta de 2,5 ori mai multă căldură, este mai rece decât Neptun. Cert este că Neptun emite chiar mai multă căldură în adâncurile sale decât primește de la Soare, în timp ce Uranus nu emite aproape nimic. Fluxul de căldură din interiorul lui Uranus lângă suprafața sa este de numai 0,042 ± 0,047 W/m2, ceea ce este chiar mai mic decât cel al Pământului (0,075 W/m2). Uranus este cea mai rece planetă din sistemul solar, deși nu este cea mai îndepărtată de Soare. Este asta legat de ciudatul lui rotire „în lateral”? Este posibil.

Acum să vorbim despre inelele planetare.

Toată lumea știe că „planeta inelată” este Saturn. Dar, după o observare atentă, se dovedește că toate planetele gigantice au inele. Sunt greu de observat de pe Pământ. De exemplu, nu vedem inelul lui Jupiter printr-un telescop, dar îl observăm în lumină de fundal atunci când sonda spațială privește planeta din partea sa nocturnă. Acest inel este format din particule întunecate și foarte mici, a căror dimensiune este comparabilă cu lungimea de undă a luminii. Practic nu reflectă lumina, dar o împrăștie bine înainte. Uranus și Neptun sunt înconjurate de inele subțiri.

În general, nu există două planete care au inele identice, toate sunt diferite.

Poți spune în glumă că Pământul are și un inel. Artificial. Este alcătuit din câteva sute de sateliți lansați pe orbită geostaționară. Această figură arată nu numai sateliții geostaționari, ci și pe cei aflați pe orbite joase, precum și pe cei pe orbite eliptice înalte. Dar inelul geostaționar iese în evidență destul de vizibil pe fundalul lor. Totuși, acesta este un desen, nu o fotografie. Nimeni nu a reușit încă să fotografieze inelul artificial al Pământului. La urma urmei, masa sa totală este mică, iar suprafața reflectantă este neglijabilă. Este puțin probabil ca masa totală a sateliților din inel să fie de 1000 de tone, ceea ce este echivalent cu un asteroid de 10 m. Comparați acest lucru cu parametrii inelelor planetelor gigantice.

Este destul de greu de observat vreo relație între parametrii inelelor. Materialul inelelor lui Saturn este alb ca zăpada (albedo 60%), iar inelele rămase sunt mai negre decât cărbunele (A = 2-3%). Toate inelele sunt subțiri, dar cel al lui Jupiter este destul de gros. Totul este făcut din pavaj, dar Jupiter este făcut din particule de praf. Structura inelelor este, de asemenea, diferită: unele seamănă cu un disc de gramofon (Saturn), altele seamănă cu o grămadă de cercuri în formă de matrioșcă (Uranus), altele sunt neclare, difuze (Jupiter), iar inelele lui Neptun nu sunt deloc închise. și arată ca niște arcade.

Nu îmi pot înfășura capul în jurul grosimii relativ mici a inelelor: cu un diametru de sute de mii de kilometri, grosimea lor este măsurată în zeci de metri. Nu am ținut niciodată în mâini obiecte atât de delicate. Dacă comparăm inelul lui Saturn cu o foaie de hârtie de scris, atunci cu grosimea sa cunoscută foaia ar avea dimensiunea unui teren de fotbal!

După cum vedem, inelele tuturor planetelor diferă în compoziția particulelor, în distribuția lor, în morfologie - fiecare planetă uriașă are propria sa decorație unică, a cărei origine nu o înțelegem încă. De obicei, inelele se află în planul ecuatorial al planetei și se rotesc în aceeași direcție cu planeta însăși și grupul de sateliți din apropierea acesteia se rotește. În vremuri mai vechi, astronomii credeau că inelele sunt eterne, că ele existau din momentul în care planeta s-a născut și vor rămâne cu ea pentru totdeauna. Acum punctul de vedere s-a schimbat. Dar calculele arată că inelele nu sunt foarte durabile, că particulele lor sunt încetinite și cad pe planetă, se evaporă și se împrăștie în spațiu și se așează pe suprafața sateliților. Deci decorul este temporar, deși de lungă durată. Astronomii cred acum că inelul este rezultatul unei coliziuni sau al unei întreruperi de maree a sateliților planetei. Poate că inelul lui Saturn este cel mai tânăr, motiv pentru care este atât de masiv și bogat în substanțe volatile (zăpadă).

Și astfel un telescop bun cu o cameră bună poate face poze. Dar aici încă nu vedem aproape nicio structură pe ring. Un „decalaj” întunecat a fost observat de mult timp - golul Cassini, care a fost descoperit cu mai bine de 300 de ani în urmă de astronomul italian Giovanni Cassini. Se pare că nu există nimic în decalaj.

Planul inelului coincide cu ecuatorul planetei. Nu poate fi altfel, deoarece o planetă oblata simetrică are o gaură potențială în câmpul gravitațional de-a lungul ecuatorului. Într-o serie de imagini luate din 2004 până în 2009, vedem Saturn și inelul său din unghiuri diferite, deoarece ecuatorul lui Saturn este înclinat față de planul orbitei sale cu 27°, iar Pământul este întotdeauna aproape de acest plan. În 2004, eram cu siguranță în planul inelelor. Înțelegi că, cu o grosime de câteva zeci de metri, nu putem vedea inelul în sine. Cu toate acestea, banda neagră de pe discul planetei este vizibilă. Aceasta este umbra unui inel pe nori. Este vizibil pentru noi deoarece Pământul și Soarele privesc Saturn din direcții diferite: privim exact în planul inelului, dar Soarele luminează dintr-un unghi ușor diferit și umbra inelului cade pe stratul înnorat al inelului. planetă. Dacă există o umbră, înseamnă că există o substanță destul de densă în inel. Umbra inelului dispare doar la echinocții de pe Saturn, când Soarele se află exact în planul său; iar acest lucru indică în mod independent grosimea mică a inelului.

Multe lucrări au fost dedicate inelelor lui Saturn. James Clerk Maxwell, același care a devenit faimos pentru ecuațiile sale ale câmpului electromagnetic, a investigat fizica inelului și a arătat că nu poate fi un singur obiect solid, ci trebuie să fie format din particule mici, altfel forța centrifugă l-ar rupe. în afară. Fiecare particulă zboară pe propria sa orbită - cu cât mai aproape de planetă, cu atât mai repede.

Privind orice subiect dintr-o perspectivă diferită este întotdeauna util. Acolo unde în lumină directă am văzut întuneric, o „cufundare” în ring, aici vedem materie; este doar un tip diferit, reflectă și împrăștie lumina diferit

Când sondele spațiale ne-au trimis imagini cu inelul lui Saturn, am fost uimiți de structura sa fină. Dar în secolul al XIX-lea, observatori remarcabili de la Observatorul Pic du Midi din Franța au văzut exact această structură cu ochii lor, dar nimeni nu le-a crezut cu adevărat atunci, pentru că nimeni în afară de ei nu a observat astfel de subtilități. Dar s-a dovedit că inelul lui Saturn este exact așa. Experții în dinamică stelară caută o explicație pentru această structură radială fină a inelului în ceea ce privește interacțiunea rezonantă a particulelor inelului cu sateliții masivi ai lui Saturn din afara inelului și sateliții mici din interiorul inelului. În general, teoria undelor de densitate face față sarcinii, dar este încă departe de a explica toate detaliile.

Fotografia de sus arată partea de zi a inelului. Sonda zboară prin planul inelului și vedem în fotografia de jos cum s-a întors spre noi cu partea sa de noapte. Materialul din diviziunea Cassini a devenit destul de vizibil din partea umbră, iar partea strălucitoare a inelului, dimpotrivă, sa întunecat, deoarece este dens și opac. Acolo unde era întuneric, luminozitatea apare deoarece particulele mici nu reflectă, ci împrăștie lumina înainte. Aceste imagini arată că materia este peste tot, doar particule de dimensiuni și structuri diferite. Care fenomene fizice Aceste particule sunt separate, nu prea înțelegem încă. Imaginea de sus îl arată pe Janus, una dintre lunile lui Saturn.

Trebuie spus că, deși navele spațiale au zburat aproape de inelul lui Saturn, niciuna dintre ele nu a reușit să vadă particulele reale care alcătuiesc inelul. Vedem doar distribuția lor generală. Nu este posibil să se vadă blocuri individuale, acestea nu riscă să lanseze aparatul în ring. Dar într-o zi va trebui făcut.

Din partea de noapte a lui Saturn, apar imediat acele părți slab vizibile ale inelelor care nu sunt vizibile în lumină directă.

Aceasta nu este o fotografie color adevărată. Culorile de aici arată dimensiunea caracteristică a particulelor care alcătuiesc o anumită zonă. Roșul sunt particule mici, turcoazul sunt mai mari.

În acel moment, când inelul s-a întors cu marginea spre Soare, umbrele din neomogenități mari au căzut pe planul inelului (foto de sus). Cea mai lungă umbră de aici este de la satelitul Mimas, iar numeroasele vârfuri mici, care sunt afișate în imaginea mărită din insert, nu au primit încă o explicație clară. Proeminențele de mărimea unui kilometru sunt responsabile pentru ele. Este posibil ca unele dintre ele să fie umbre din cele mai mari pietre. Dar structura cvasi-regulată a umbrelor (foto de mai jos) este mai în concordanță cu acumulările temporare de particule rezultate din instabilitatea gravitațională.

Sateliții zboară de-a lungul unora dintre inele, așa-numiții „câini de pază” sau „câini de turmă”, care, prin gravitația lor, împiedică unele dintre inele să se estompeze. Mai mult, sateliții înșiși sunt destul de interesanți. Unul se mișcă în interiorul unui inel subțire, celălalt în exterior (de exemplu, Ianus și Epimeteu). Perioadele lor orbitale sunt ușor diferite. Cel interior este mai aproape de planetă și, prin urmare, o orbitează mai repede, ajunge din urmă satelitul exterior și, datorită atracției reciproce, își schimbă energia: cel extern încetinește, cel interior accelerează și își schimbă orbitele - cel care a încetinit merge pe o orbită joasă, iar cel care a accelerat merge pe o orbită joasă. Așa că fac câteva mii de revoluții, apoi își schimbă din nou locul. De exemplu, Ianus și Epimeteu își schimbă locul la fiecare 4 ani.

În urmă cu câțiva ani, a fost descoperit cel mai îndepărtat inel al lui Saturn, ceea ce nu era deloc bănuit. Acest inel este conectat cu luna Phoebe, de pe suprafața căreia zboară praful, umplând zona de-a lungul orbitei satelitului. Planul de rotație al acestui inel, ca și satelitul în sine, nu este conectat cu ecuatorul planetei, deoarece datorită distanței mari, gravitația lui Saturn este percepută ca câmpul unui obiect punctual.

Fiecare planetă gigantică există o familie de sateliți. Jupiter și Saturn sunt deosebit de bogate în ele. Astăzi, Jupiter are 69 dintre ele, iar Saturn are 62, iar altele noi sunt descoperite în mod regulat. Limita inferioară de masă și dimensiune pentru sateliți nu a fost stabilită oficial, așa că pentru Saturn acest număr este arbitrar: dacă un obiect cu dimensiunea de 20-30 de metri este descoperit în apropierea planetei, atunci ce este - un satelit al planetei sau o particulă din inelul său?

În orice familie mare de corpuri cosmice, există întotdeauna mai multe corpuri mici decât cele mari. Sateliții planetari nu fac excepție. Sateliții mici sunt, de regulă, blocuri de formă neregulată, constând în principal din gheață. Având o dimensiune mai mică de 500 km, ei nu sunt capabili să-și dea o formă sferoidă cu gravitația lor. În exterior, ele sunt foarte asemănătoare cu asteroizii și nucleele cometelor. Probabil, multe dintre ele sunt astfel, deoarece se deplasează departe de planetă pe orbite foarte haotice. Planeta i-ar putea captura, iar după un timp i-ar putea pierde.

Nu suntem încă foarte familiarizați cu micii sateliți asemănătoare asteroizilor. Astfel de obiecte din apropierea lui Marte au fost studiate mai detaliat decât altele - cei doi sateliți mici, Phobos și Deimos. O atenție deosebită a fost acordată lui Phobos; Au vrut chiar să trimită o sondă la suprafața sa, dar încă nu a funcționat. Cu cât te uiți mai atent la oricine corp cosmic, cu atât conține mai multe mistere. Phobos nu face excepție. Uită-te la structurile ciudate care se desfășoară de-a lungul suprafeței sale. Există deja câteva teorii fizice care încearcă să explice formarea lor. Aceste linii de mici adâncituri și brazde sunt similare cu meridianele. Dar nimeni nu a propus încă o teorie fizică a formării lor.

Toți sateliții mici poartă numeroase urme de impact. Din când în când se ciocnesc între ele și cu corpuri care vin de departe, se împart în părți separate și se pot chiar uni. Prin urmare, reconstruirea trecutului și originilor lor îndepărtate nu va fi ușoară. Dar printre sateliți se numără și aceia care sunt legați genetic de planetă, deoarece se deplasează alături de aceasta în planul ecuatorului ei și, cel mai probabil, au o origine comună cu ea.

De un interes deosebit sunt sateliții mari asemănătoare planetelor. Jupiter are patru dintre ele; aceștia sunt așa-numiții sateliți „galileeni” - Io, Europa, Ganymede și Callisto. Puternicul Titan se remarcă față de Saturn prin dimensiunea și masa sa. Acești sateliți sunt aproape imposibil de distins de planete în parametrii lor interni. Doar că mișcarea lor în jurul Soarelui este controlată de corpuri și mai masive - planetele mamă.

Aici, în fața noastră, sunt Pământul și Luna, iar lângă noi, pe o scară, se află Titan satelitul lui Saturn. O mică planetă minunată, cu o atmosferă densă, cu „mări” lichide mari de metan, etan și propan la suprafață. Mări de gaz lichefiat, care la temperatura suprafeței Titanului (–180 °C) sunt sub formă lichidă. O planetă foarte atractivă, pentru că va fi ușor și interesant de lucrat - atmosfera este densă, protejează în mod fiabil de razele cosmice și are o compoziție apropiată de atmosfera Pământului, deoarece constă în principal din azot, deși este lipsită de oxigen. . Costumele de vid nu sunt necesare acolo, deoarece presiunea atmosferică este aproape aceeași ca pe Pământ, chiar și puțin mai mult. Îmbrăcați-vă călduros, aveți un recipient de oxigen pe spate și veți lucra cu ușurință pe Titan. Apropo, acesta este singurul satelit (în afară de Lună) pe suprafața căruia a fost posibilă aterizarea unei nave spațiale. Era Huygens, transportat acolo la bordul Cassini (NASA, ESA), iar aterizarea a fost destul de reușită.

Iată singura fotografie făcută pe suprafața Titanului. Temperatura este scăzută, așa că blocurile sunt gheață cu apă foarte rece. Suntem siguri de acest lucru, deoarece Titanul constă în general din gheață de apă. Culoarea este roșiatică-roșiatică; este naturală și se datorează faptului că în atmosfera Titanului, sub influența radiației ultraviolete solare, se sintetizează substanțe organice destul de complexe sub denumirea generală „tholins”. Ceața acestor substanțe transmite în principal culorile portocalii și roșii la suprafață, împrăștiindu-le destul de puternic. Prin urmare, studiul geografiei lui Titan din spațiu este destul de dificil. Radarul ajută. În acest sens, situația seamănă cu Venus. Apropo, circulația atmosferică pe Titan este de asemenea de tip venusian: câte un ciclon puternic în fiecare emisferă.

Sateliții altor planete gigantice sunt și ei originali. Acesta este Io, cel mai apropiat satelit al lui Jupiter. Se află la aceeași distanță cu Luna de Pământ, dar Jupiter este un gigant, ceea ce înseamnă că acționează foarte puternic asupra satelitului său. Interiorul lui Jupiter s-a topit și pe el vedem mulți vulcani activi (puncte negre). Se poate observa că în jurul vulcanilor emisiile urmează traiectorii balistice. La urma urmei, practic nu există atmosferă acolo, așa că ceea ce este aruncat din vulcan zboară într-o parabolă (sau într-o elipsă?). Gravitația scăzută de pe suprafața lui Io creează condiții pentru emisii mari: 250-300 km în sus, sau chiar direct în spațiu!

Al doilea satelit de pe Jupiter este Europa. Acoperit cu crustă de gheață, ca Antarctica noastră. Sub crusta, despre care se estimează că are o grosime de 25-30 km, se află un ocean de apă lichidă. Suprafața gheții este acoperită cu numeroase crăpături antice. Dar sub influența oceanului subglaciar, straturile de gheață se mișcă încet, amintesc de deriva continentelor pământului.

Crăpături în gheață se deschid din când în când, iar apa curge în fântâni. Acum știm asta cu siguranță, pentru că am văzut fântânile folosind telescopul spațial Hubble. Acest lucru deschide perspectiva de a explora apele Europei. Știm deja ceva despre ea: este apă sărată, un bun conductor de electricitate, așa cum indică câmpul magnetic. Temperatura sa este probabil apropiată de temperatura camerei, dar încă nu știm nimic despre compoziția sa biologică. Aș dori să culeg și să analizez această apă. Și expediții în acest scop sunt deja pregătite.

Alți sateliți mari ai planetelor, inclusiv Luna noastră, nu sunt mai puțin interesanți. De fapt, ele reprezintă un grup independent de planete satelit.

Aici, la aceeași scară, sunt afișați cei mai mari sateliți în comparație cu Mercur. Nu sunt în niciun fel inferiori lui, iar prin natura lor unele dintre ele sunt și mai interesante.