Астрономия

Планеты-гиганты


                         Министерство образования РФ
                    Курский электромеханический техникум



                                   реферат
    по предмету: Физика
    на тему: Планеты-гиганты



выполнил: студентка гр. ТЭП-11
             Рюмшина Ю.Н.
Проверил: преподаватель физики
            Шевцова С.А.



                                 Курск-2001

      План
      1. Планеты-гиганты
      2. Спутники планет-гигантов и Плутон
      3. Состав и строение спутников планет-гигантов
      4. Список используемой литературы

ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ
      Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун представляют  юпитерову  группу  планет,
или группу планет-гигантов, хотя их большие диаметры не единственная  черта,
отличающая эти  планеты  от  планет  земной  группы.  Планеты-гиганты  имеют
небольшую плотность, краткий период  суточного  вращения  и,  следовательно,
значительное сжатие у полюсов; их видимые поверхности хорошо отражают,  или,
иначе говоря, рассеивают солнечные лучи.
      Уже довольно давно установили, что атмосферы  планет-гигантов  состоят
из метана, аммиака, водорода, гелия. Полосы поглощения метана  и  аммиака  в
спектрах больших планет видны в огромном количестве. Причем с  переходом  от
Юпитера к Нептуну метановые полосы постепенно усиливаются, а полосы  аммиака
слабеют.  Основная  часть   атмосфер   планет-гигантов   заполнена   густыми
облаками, над которыми простирается довольно прозрачный  газовый  слой,  где
«плавают» мелкие частицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана.
      Вполне естественно, что среди планет-гигантов лучше всего изучены  две
ближайшие к нам — Юпитер и Сатурн.
      Поскольку Уран  и  Нептун  сейчас  не  привлекают  к  себе  особенного
внимания ученых, остановимся более подробно на Юпитере и Сатурне. К тому  же
значительная часть вопросов,  которые  можно  решить  в  связи  с  описанием
Юпитера и Сатурна, относится также и к Нептуну.
      Юпитер  является  одной  из  наиболее  удивительных  планет  Солнечной
системы,  и  мы  уделяем  ему  значительно  больше  внимания,  чем  Сатурну.
Необычайным в этой планете является не ее полосатое тело с довольно  быстрым
перемещением темных полос и изменением  их  ширины  и  не  огромное  красное
пятно, диаметр которого около 60 тыс. км., изменяющее время от времени  свой
цвет и яркость, и, наконец, не  его  «господствующее»  по  размеру  и  массе
положение в планетной семье. Необычайное заключается в том, что Юпитер,  как
показали радиоастрономические  наблюдения,  является  источником  не  только
теплового, а  и  так  называемого  нетеплового  радиоизлучения.  Вообще  для
планет,  которым  присущи  спокойные  процессы,  нетепловое   радиоизлучение
является совсем неожиданным.
      То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются  источниками  теплового
радиоизлучения, теперь твердо установлено и не вызывает  у  ученых  никакого
сомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением  планет
и является «остатком», а точнее—низкочастотным «хвостом»  теплового  спектра
нагретого  тела.  Поскольку   механизм   теплового   радиоизлучения   хорошо
известен, такие наблюдения позволяют измерять температуру  планет.  Тепловое
радиоизлучение  регистрируется  с  помощью  радиотелескопов   сантиметрового
диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на  волне  3  см  дали  температуру
радиоизлучения такую же, как и радиометрические  наблюдения  в  инфракрасных
лучах. В среднем эта температура составляет около— 150°С. Но случается,  что
отклонения от этой средней температуры  достигают  50—70,  а  иногда  140°С,
как, например, в  апреле  —  мае  1958  г.  К  сожалению,  пока  не  удалось
выяснить, связаны ли эти отклонения радиоизлучения, наблюдаемые на  одной  и
той же волне, с вращением планеты. И дело  тут,  очевидно,  не  в  том,  что
угловой диаметр Юпитера в два раза меньше наилучшей разрешающей  способности
крупнейших  радиотелескопов  и  что,  следовательно,  невозможно   наблюдать
отдельные   части   поверхности.   Существующие   наблюдения    еще    очень
немногочисленны для того, чтобы ответить на эти вопросы.
      Что касается затруднений, связанных с низкой разрешающей  способностью
радиотелескопов, то в отношении Юпитера можно попробовать их  обойти.  Нужно
только  надежно  установить  на  основании  наблюдений  период   аномального
радиоизлучения, а потом сравнить  его  с  периодом  вращения  отдельных  зон
Юпитера. Вспомним, что период 9 час. 50 мин.,   — это  период  вращения  его
экваториальной зоны. Период для зон умеренных  широт  на  5—6  мин.  больший
(вообще на  поверхности  Юпитера  насчитывается  до  11  течений  с  разными
периодами).
      Таким  образом,   дальнейшие   наблюдения   могут   привести   нас   к
окончательному  результату.  Вопрос  о  связи   аномального   радиоизлучения
Юпитера  с  периодом  его  вращения  имеет  немаловажное   значение.   Если,
например, выяснится, что источник этого излучения не связан  с  поверхностью
Юпитера, то возникнет необходимость в более старательных поисках  его  связи
с солнечной активностью.
      Не так давно  сотрудники  Калифорнийского  технологического  института
Ракхакришнан и Робертс  наблюдали  радиоизлучения  Юпитера  на  дециметровых
волнах (31 см).  Они  использовали  интерферометр  с  двумя  параболическими
зеркалами. Это позволило им разделить  угловые  размеры  источника,  который
представляет собой кольцо в  плоскости  экватора  Юпитера,  диаметром  около
трех  диаметров  планеты.  Температура  Юпитера,   которую   определили   на
дециметровых волнах, оказалась слишком высокой для того,  чтобы  можно  было
считать природу источника этого радиоизлучения тепловой.  Очевидно,  тут  мы
имеем дело с излучением,  происходящим  от  заряженных  частиц,  захваченных
магнитным  полем  Юпитера,  а  также   сконцентрированных   вблизи   планеты
благодаря значительному гравитационному полю.
      Итак,   радиоастрономические   наблюдения   стали   мощным    способом
исследования физических условий в атмосфере Юпитера.
      Мы кратко рассказали о двух видах  радиоизлучения  Юпитера.  Это,  во-
первых,  главным  образом   тепловое   радиоизлучение   атмосферы,   которое
наблюдается  на   сантиметровых   волнах.   Во-вторых,   радиоизлучение   на
дециметровых волнах, имеющее, по всей вероятности, нетепловую природу.
      Остановимся кратко на третьем виде  радиоизлучения  Юпитера,  которое,
как  упоминалось   выше,   является   необычным   для   планет.   Этот   вид
радиоизлучения  имеет  также  нетепловую   природу   и   регистрируется   на
радиоволнах длиной в несколько десятков метров.
      Ученым известны интенсивные шумовые  бури  и  всплески  «возмущенного»
Солнца. Другой хорошо известный источник такого  радиоизлучения  —  это  так
называемая  Крабовидная  туманность.  Согласно  представлению  о  физических
условиях в атмосферах и на  поверхностях  планет,  которое  существовало  до
1955 г., никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоянии  «дышать»
по образцу разных по природе объектов — Солнца или  Крабовидной  туманности.
Поэтому не удивительно, что когда  в  1955  г.  наблюдатели  за  Крабовидной
туманностью зарегистрировали дискретный источник  радиоизлучения  переменной
интенсивности, они не  сразу  решились  отнести  его  на  счет  Юпитера.  Но
никакого другого объекта в этом направлении не было обнаружено, поэтому  всю
«вину»  за  возникновение  довольно  значительного  радиоизлучения  в  конце
концов возложили на Юпитер.
      Характерной  особенностью   излучения   Юпитера   является   то,   что
радиовсплески длятся недолго (0,5—1,5 сек.).  Поэтому  в  поисках  механизма
радиоволн  в  этом  случае  приходится  исходить  из  предположения  либо  о
дискретном характере источника (подобного разрядам), либо о  довольно  узкой
направленности  излучения,  если  источник  действует  непрерывно.  Одну  из
возможных причин происхождения радиовсплесков  Юпитера  объясняла  гипотеза,
согласно  которой  в  атмосфере  планеты  возникают  электрические  разряды,
напоминающие молнию.  Но  позднее  выяснилось,  что  для  образования  столь
интенсивных радиовсплесков Юпитера мощность разрядов  должна  быть  почти  в
миллиард раз большей, чем на Земле. Это  значит,  что,  если  радиоизлучение
Юпитера возникает благодаря  электрическим  разрядам,  то  последние  должны
носить совершенно иной характер, чем возникающие во время  грозы  на  Земле.
Из других гипотез заслуживает внимания  предположение,  что  Юпитер  окружен
ионосферой. В  этом  случае  источником  возбуждения  ионизованного  газа  с
частотами 1—25 мгц могут быть ударные волны. Для  того  чтобы  такая  модель
согласовалась с  периодическими  кратковременными  радиовсплесками,  следует
сделать  предположение  о  том,  что  радиоизлучение   выходит   в   мировое
пространство в границах конуса,  вершина  которого  совпадает  с  положением
источника, а угол у вершины составляет около 40°. Не  исключено  также,  что
ударные волны вызываются процессами, происходящими на  поверхности  планеты,
или  конкретнее,  что  тут  мы  имеем  дело  с   проявлением   вулканической
деятельности. В связи с  этим  необходимо  пересмотреть  модель  внутреннего
строения  планет-гигантов.  Что   же   касается   окончательного   выяснения
механизма происхождения низкочастотного радиоизлучения Юпитера, то ответ  на
этот вопрос следует отнести к будущему. Теперь же  можно  сказать  лишь  то,
что источники этого излучения на основании наблюдений в течение  восьми  лет
не изменили своего положения на Юпитере. Следовательно,  можно  думать,  что
они связаны с поверхностью планеты.
      Таким образом, радионаблюдения Юпитера за последнее время стали  одним
из наиболее эффективных методов изучения  этой  планеты.  И  хотя,  как  это
часто случается в начале нового этапа исследований,  толкование  результатов
радионаблюдений Юпитера связано с большими трудностями,  мнение  в  целом  о
нем как о холодной и «спокойной» планете довольно резко изменилось.
      Наблюдения показывают, что на видимой поверхности Юпитера  есть  много
пятен, различных по форме, размеру, яркости и  даже  цвету.  Расположение  и
вид этих пятен изменяются довольно быстро, и не  только  благодаря  быстрому
суточному вращению планеты. Можно назвать несколько причин,  вызывающих  эти
изменения. Во-первых, это интенсивная атмосферная циркуляция, подобная  той,
которая происходит в  атмосфере  Земли  благодаря  наличию  разных  линейных
скоростей  вращения  отдельных  воздушных  слоев;  во-вторых,   неодинаковое
нагревание солнечными  лучами  участков  планеты,  расположенных  на  разных
широтах. Большую  роль  может  играть  также  внутреннее  тепло,  источником
которого является радиоактивный распад элементов.
      Если фотографировать Юпитер на протяжении длительного времени (скажем,
в течение нескольких  лет)  в  моменты  наиболее  благоприятных  атмосферных
условий, то можно заметить изменения, происходящие на Юпитере, а точнее —  в
его атмосфере. Наблюдениям над этими изменениями  (с  целью  их  объяснения)
сейчас уделяют большое внимание астрономы разных стран.  Греческий  астроном
Фокас, сравнивая  карты  Юпитера,  созданные  в  разные  периоды  (иногда  с
интервалом в десятки  лет),  пришел  к  заключению:  изменения  в  атмосфере
Юпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце.
      Нет сомнений, что  темные  пятна  Юпитера  принадлежат  плотному  слою
сплошных облаков, окружающих планету.  Над  этим  слоем  находится  довольно
разреженная газовая оболочка.
      Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера  на
уровне облаков, вероятно, не превышает 20—30 мм. рт. ст.  По  крайней  мере,
газовая оболочка во время наблюдения Юпитера через  синий  светофильтр  едва
заметно уменьшает контрасты между  темными  пятнами  и  яркой  окрестностью.
Следовательно, в целом газовый слой атмосферы Юпитера  довольно  прозрачный.
Об  этом  свидетельствуют  также  фотометрические  измерения   распределения
яркости вдоль диаметра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение  яркости  к  краю
изображения планеты почти одинаковое как в синих, так  и  в  красных  лучах.
Следует заметить,  что  между  слоями  облаков  и  газа  на  Юпитере  резкой
границы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше  значение  давления  на
уровне облаков надо считать приближенным.
      Химический состав атмосферы  Юпитера,  как  и  других  планет,  начали
изучать еще  в  начале  XX  ст.  Спектр  Юпитера  имеет  большое  количество
интенсивных полос,  расположенных  как  в  видимом,  так  и  в  инфракрасном
участке. В 1932 г. почти каждая из этих полос была отождествлена  с  метаном
или аммиаком.
      Американские астрономы Данхем, Адель  и  Слайфер  провели  специальные
лабораторные исследования и установили, что количество аммиака  в  атмосфере
Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 м при давлении 1 атм., в то  время  как
количество метана — 45 м при давлении 45 атм.
      Основной  составной  частью  атмосферы  Юпитера  является,   вероятно,
водород. За последнее время это предположение подтверждено наблюдениями.
      Сатурн, бесспорно, — самая красивая планета Солнечной  системы.  Почти
всегда в поле зрения телескопа наблюдатель  видит  эту  планету,  окруженную
кольцом,  которое  при  более  внимательном  наблюдении  представляет  собой
систему  трех  колец.  Правда,  эти   кольца   отделены   друг   от   друга,
слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда  все  три  кольца  удается
рассмотреть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосферных  условиях  (при
незначительном турбулентном дрожании изображения и т.п.) и с  увеличением  в
700—800  раз,  то  даже  на  каждом  из  трех  колец  едва  заметны   тонкие
концентрические  полосы,  напоминающие  промежутки  между  кольцами.   Самое
светлое и самое широкое — среднее  кольцо,  а  самое  слабое  по  яркости  —
внутреннее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а  внутренний  в  1,7
раза больше диаметра планеты.
      За последнее время наиболее серьезным исследованием  колец  Сатурна  в
нашей стране занимается московский астроном М. С. Бобров.  Используя  данные
наблюдений изменения  яркости  колец  в  зависимости  от  их  размещения  по
отношению к Земле и Солнцу или от так называемого угла  фазы,  он  определил
размеры частиц, из которых состоят кольца.
      Оказалось,  что  частицы,  входящие  в  состав  колец,  в  поперечнике
достигают нескольких сантиметров и даже метров. По расчетам М.  С.  Боброва,
толщина колец Сатурна не превышает 10—20 км.
      Как и на  Юпитере,  на  Сатурне  видны  темные  полосы,  расположенные
параллельно экватору. Так же как  и  для  Юпитера,  для  Сатурна  характерна
разная скорость вращения для зон с различными широтами.  Правда,  полосы  на
диске Сатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера.
СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН
      Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет,  близких  к
нашему светилу.  Среди  другого  семейства,  расположенного  за  астероидным
поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает  твердой  поверхностью
в обычно понимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали  выше.  Что
же касается Плутона, то мы видели, что его никак нельзя относить  к  большим
планетам ни  по  размерам,  ни  по  ряду  других  характеристик.  Скорее  он
напоминает крупный астероид (или же систему  из  двух  астероидов),  поэтому
некоторые исследователи вообще не склонны считать его планетой.  Но  и  само
семейство  больших  планет  включает  в  себя  много  твердых  тел.  Это  их
спутники,  охватывающие  широкий  диапазон  размеров  —  от  сопоставимых  с
планетами земной группы до небольших астероидов.
      К сожалению, сведения о большинстве этих тел, основанные  на  наземных
наблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых  внешних
спутников Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наибольшими наклонениями  и
эксцентриситетами орбит. Примерно четверть из них  обращается  вокруг  своих
планет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт  определенно
указывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой  захваченные
астероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их  поверхностей
не претерпели заметных изменений  после  захвата  (за  исключением  возможно
более  интенсивной  бомбардировки  при  нахождении  в  окрестности  крупного
гравитирующего тела). В то же  время  природа  других,  особенно  близких  к
планете больших спутников, скорее всего, является иной,  тесно  связанной  с
периодом формирования самой планеты.
      Можно предположить, что при очень низких температурах  конденсации  во
внешних областях Солнечной системы и при сравнительно  малых  размерах  этих
тел значительная  часть  слагающего  вещества  представляет  собой  водяной,
метановый и аммонийный лед, который во многих случаях должен  обнаруживаться
на поверхности. Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда  вследствие
его  большого  содержания  в  Солнечной  системе,  а  также  более   высокой
стабильности по сравнению с аммонийным и метановым льдом.
      Что же наблюдается  на  самом  деле?  Водяной  лед  действительно  был
обнаружен на трех  из  четырех  галилеевых  спутников  Юпитера  и  на  шести
спутниках Сатурна. Основой для  этого  вывода  послужили  спектры  отражения
галилеевых спутников в  сопоставлении  со  спектром  льда  из  Н2О,  которые
показали,  что  характерные  признаки  ледяного  поглощения  особенно  четко
присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда,  в  значительно  меньшей  степени
они проявляются у Каллисто,  а  у  Ио  вообще  отсутствуют.  Это  привело  к
представлениям о существенных  различиях  поверхностей  этих  тел  и  разных
путях их тепловой эволюции.
      Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Сатурна, Покрытые водяным
льдом поверхности (а некоторые — возможно и целиком  ледяной  состав)  имеют
все спутники внутри орбиты Титана —  Янус,  Мимас,  Энцелад,  Тефия,  Диона,
Рея. На других спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна,  каких-
либо свидетельств присутствия  водяного  или  образующегося  при  еще  более
низких температурах конденсации аммиачного или метанового льда  не  найдено.
У них низкая  отражательная  способность,  что  сближает  характеристики  их
поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники  Урана  Титания
и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спутника  Сатурна  Япета
характерно то, что у него одна сторона (в направлении  движения  по  орбите)
светлая, с высокой отражательной  способностью,  а  противоположная  сторона
темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено.
      К сожалению, ничего не известно о поверхности самого большого спутника
Сатурна — Титана, по размерам превышающего Меркурий.  Объясняется  это  тем,
что  изучению  отражательных  свойств  его  поверхности  мешает   атмосфера.
Предполагали,  что  поверхность  Титана  может  состоять  из  водяного   или
метанового льда. Выдвигалась  гипотеза,  согласно  которой  она  может  быть
покрыта густой органической массой. В  основе  последней  лежали  результаты
лабораторных исследований, показавшие, что в метаново-водородных  атмосферах
под   воздействием   ультрафиолетового    излучения    образуются    сложные
углеводороды — такие, как этан, этилен и ацетилен. Как  здесь  не  вспомнить
существовавшие  еще  в  50-х  годах   нашего   столетия   близкие   к   этим
представления о поверхности Венеры: ведь  и  на  ней  предполагалось  обилие
углеводородов,  моря  нефти  и  даже  пышная  растительность.  К  сожалению,
реальность уже не раз опровергала экзотические ожидания; очевидно, не  будет
исключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой.
      В  отличие  от  спутников  планет-гигантов,  у  Плутона  отождествлены
спектральные признаки метанового  конденсата.  По  результатам  узкополосной
фотометрии отношение интенсивности отражения в двух  спектральных  областях,
в одной из которых  расположены  полосы  поглощения  водяного  и  аммиачного
льда, а в другой — сильная  полоса  поглощения  метанового  льда,  оказалось
равным 1,6. Если взять  чистый  метановый  лед  и  снять  те  же  спектры  в
лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в  то  время  как
для спутников  гигантов  с  признаками  водяного  льда  на  поверхности  это
отношение  существенно  меньше  единицы.  Это  является   довольно   сильным
аргументом в пользу наличия метана. Обнаружение метанового льда  на  Плутоне
меняет существовавшие до недавнего времени представления о его  поверхности,
образованной скальными породами, в сторону более  реальных  предположений  о
покрывающем ее протяженном ледяном слое.
                 СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ
      В  предыдущей  главе  мы  уделили  много  внимания  спутникам  планет-
гигантов, рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно  затрагивались
проблемы внутреннего строения и эволюции их недр, ключом к  решению  которых
служат наблюдаемые  поверхностные  структуры.  Особый  интерес  представляют
галилеевы  спутники  Юпитера,  на  поверхностях  которых,  как  мы   видели,
обнаружен целый ряд уникальных особенностей, а средняя  плотность  падает  с
ростом расстояния от Юпитера  от  3,53  г/см3  для  Ио  до  1,79  г/см3  для
Каллисто.  Изменение  плотности  естественно  отражает  различия  в  составе
слагающих эти спутники пород. Расчетные модели их внутренней  структуры  еще
до полетов космических аппаратов «Вояджер» привели к представлениям  о  том,
что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горных пород, в  то  время
как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральные части (ядра),  а
внешние  оболочки  образованы  водяным  или  водно-аммонийным  льдом.  Нужно
сказать, что эти предположения в  своих  основных  чертах  оправдались,  но,
конечно, сейчас мы узнали об этих небесных телах несравненно больше.
      В первую очередь это касается спутника Ио, о котором  думали,  что  он
потерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева  за  счет
радиогенного  тепла  в   его   недрах,   сложенных   силикатными   породами.
Действительно, для тела таких размеров, как  Ио,  любой  реально  допустимый
запас долгоживущих  радиоизотопов  должен  был  исчерпаться  в  сравнительно
ранний  период  тепловой  эволюции;  на  других  галилеевых  спутниках  роль
внутренних  источников  тепла  также  неэффективна.  Тем  удивительнее  было
обнаружение  на  Ио  исключительно  сильной   вулканической   активности   в
современную эпоху. На ее вероятный источник указали  известный  американский
планетолог С. Пил и его сотрудники, опубликовавшие свою работу буквально  за
несколько месяцев до пролета первого «Вояджера»! Сейчас  это  предположение,
подкрепленное экспериментальными фактами, кажется  наиболее  правдоподобным.
Причиной  вулканической  деятельности  на  Ио  следует,  очевидно,   считать
приливный разогрев его недр. Дело в том, что под влиянием притяжения  Европы
и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситета синхронной орбиты Ио  вокруг
Юпитера,  что  вызывает  изменения  амплитуды  постоянных   крупномасштабных
приливов.  Расчеты  показали,  что  энерговыделение   вследствие   приливной
деформации этого спутника достаточно, чтобы  расплавить  большую  часть  его
недр. Полагают, что в настоящее время у Ио  сохранилась  лишь  очень  тонкая
твердая кора толщиной в 20—30 км, которая пульсирует вместе  с  приливами  и
отливами.  Регулярно  генерируемое  тепло  служит   источником   интенсивных
извержений, непрерывной вулканической деятельности.  Очевидно,  если  бы  на
месте Ио оказался другой  объект,  сложенный  в  основном  льдом,  то  из-за
быстрой потери легколетучих элементов от  него  бы  очень  скоро  ничего  не
осталось. Возможно,  что  таким  путем  исчезали  ледяные  тела,  испытавшие
аналогичные эффекты вблизи Юпитера или других планет-гигантов.
      Модель  приливных  возмущений,  предложенная  для  Ио,   предсказывает
наличие небольшого разогрева также для соседней с ним Европы.  Количественно
этот эффект должен быть примерно на порядок меньше, однако и в  этом  случае
он достаточен для того, чтобы поддерживать внутреннюю  активность  ее  недр.
Отражением  этой  продолжающейся   тепловой   эволюции,   очевидно,   служит
грандиозная  сетка  трещин  на   удивительно   гладкой   поверхности   льда,
обусловленная тектоническими процессами. Европа  приблизительно  на  20%  по
массе состоит из водяного льда, сосредоточенного в толстой (?100 км) коре  и
водно-ледяной мантии (шуге) протяженностью в несколько сот километров.
      Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности (1,9  г/см3
и 1,8 г/см3), уже почти на 50%  состоят  из  водяного  льда.  Вместе  с  тем
различия поверхностей этих двух тел говорят  о  том,  что  их  эволюция  шла
различными путями, зависившими на  ранней  стадии  от  обилия  радиоактивных
источников разогрева. На Ганимеде, при  большем  содержании  силикатов,  они
были более эффективны, что обусловило более полную  дифференциацию  вещества
и образование менее тонкого  ледяного  покрова  у  поверхности.  У  Ганимеда
предполагается, таким образом, несколько большее по массе, чем  у  Каллисто,
силикатное ядро,  водно-ледяная  мантия  (возможно  со  слабыми  внутренними
конвективными движениями) и ледяная кора. В то же  время  Каллисто,  видимо,
обладает наиболее толстой ледяной корой  и  содержит  наибольшее  количество
воды среди всех галилеевых спутников, причем  в  его  водно-ледяной  мантии,
вероятно, сохранились значительные включения скальных пород.
      О внутреннем строении других спутников гигантов известно  еще  меньше.
Более    или    менее    обоснованные     предположения     опираются     на
спектрофотометрические характеристики их поверхностей, хотя эти сведения,  к
сожалению, довольно ограничены. Теоретические  модели  внутреннего  строения
строились Д. Льюисом, исходя из допущений о  равновесной  или  неравновесной
конденсации вещества  протопланетной  туманности.  Было  показано,  что  при
температурах конденсации ниже 160°К образуются тела, состоящие  из  вещества
углистых хондритов и водяного  льда  примерно  в  равном  соотношении,  если
процесс  аккумуляции  протекает  настолько  медленно,  чтобы  поддерживалось
химическое равновесие с окружающим газом. В случае  же  быстрой  конденсации
условия равновесия не обеспечиваются и образуются отдельные слои,  химически
не взаимодействующие друг с другом. Такое тело будет иметь ядро,  обладающее
наибольшей плотностью и окруженное мантией, состоящей  из  водяного  льда  и
аммонийных гидросульфидов,  а  также  кору  из  аммонийного  льда.  В  обоих
вариантах аккумуляции плотность образующихся тел оказывается  приблизительно
одинаковой, не сильно отличающейся от плотности водяного льда.  Для  больших
тел, таких, как Титан, предполагаемая  плотность  выше  (1,5—1,9  г/см3)  за
счет несколько большей фракции силикатов в слагающем их веществе.
      От состава должен непосредственно зависеть  и  ход  тепловой  эволюции
твердых тел во внешних  областях  Солнечной  системы,  что  предопределяется
различной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты  показали,  что
тела, состоящие из  вещества  углистых  хондритов  и  водяного  льда,  будут
проходить  стадию  расплавления  и  медленной  дифференциации   только   при
условии, если их радиус превышает 1000  км.  Если  же  в  состав  слагающего
вещества входят аммонийные соединения, расплавление будет иметь место и  для
тел меньших размеров. Поэтому, если радиус таких спутников не менее 700  км,
они  будут  дифференцироваться  с  выделением  силикатного   ядра,   мантии,
состоящей из водяного и растворов водно-аммонийного  льда,  и  ледяной  коры
толщиной в несколько сот  километров.  Здесь  можно  усмотреть  определенную
аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключая примесь аммонийных  соединений.  В
целом такая структура, видимо, более характерна для сопоставимого с ними  по
размерам Титана. Можно предполагать, что  у  таких  крупных  тел  происходит
более  полное  расплавление  вследствие  выделения  гравитационной   энергии
дифференциации.
      К  таким  телам  непосредственно  примыкает  и  Плутон,  на   котором,
вероятно, происходили менее активные процессы. В рамках моделей  равновесной
конденсации из протопланетной туманности при  температуре  около  40  К  это
тело, очевидно,  аккумулировалось  преимущественно  из  метанового  льда,  и
слагающее его вещество не претерпело в дальнейшем  заметной  дифференциации.
Другая  возможность  —  формирование  из  гидратов  метана  (CH4-8H2O)   при
температурах конденсации ?70К,  с  последующим  их  разложением  в  процессе
внутренней эволюции,  дегазацией  СН4  и  образованием  метанового  льда  на
поверхности.   Отождествление    его    в    спектре    отражения    Плутона
благоприятствует обеим этим моделям,  не  позволяя,  однако,  сделать  между
ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планеты  оказывается
не выше 1,2 г/см3, а альбедо не  менее  0,4,  что  соответственно  уменьшает
вероятный  диаметр  Плутона  до  размеров   Луны,   а   массу   ограничивает
несколькими тысячными долями от массы Земли.
Список используемой литературы

      1. М.Я. Маров. Планеты солнечной системы
      2. И.К. Ковалев. Мир планет
      3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца


смотреть на рефераты похожие на "Планеты-гиганты"