Система Плутон-Харон

Планеты-гиганты и их спутники

Вступление

Основное отличие планет-гигантов от планет земной группы-их существенно большие массы и размеры. Вместе плотности планет этой группы значительно меньше, чем у планет земной группы, что свидетельствует о разнице химического состава. Все планеты-гиганты имеют мощные водородно-гелийови атмосферы с примесью аммиака и метана (до 0,1%), а также крупные системы спутников и колец. Планеты этой группы вращаются вокруг оси гораздо быстрее, чем планеты земной группы. При этом каждая из них имеет заметно меньший период обращения экваториальных зон по сравнению с приполюснимы.

Такой закон вращения, типичный для всех газообразных тел, наблюдается и у Солнца. При этом Юпитер и Сатурн и Уран и Нептун также довольно четко разделяются между собой на две пары. Юпитер и Сатурн имеют большие размеры, меньшие плотности и меньшие периоды вращения, чем Уран и Нептун.

Четкое разделение планет-гигантов на две группы - это очень важный экспериментальный факт, который требует обязательного объяснения современной теорией происхождения и эволюции Солнечной системы.

Юпитер.

Юпитер - самая большая планета Солнечной системы, которая с периодом 11,86 земного года вращается вокруг Солнца на расстоянии около 5,2 а. о. Юпитер скорее все остальные планеты вращается вокруг своей оси - звездные сутки на Юпитере длится 9 ч 50 мин. За быстрого вращения его экваториальный радиус (71 400 км) значительно превышает полярный (66 900 км) - планета заметно сплюснута у полюсов. Масса Юпитера и сила тяжести на его поверхности соответственно в 318 и 2,5 раза больше земные показатели. Средняя плотность составляет 1,3 г/см3.

Даже в небольшой телескоп на Юпитере хорошо заметны светлые и темные полосы, простирающиеся параллельно экватору. Они сравнительно устойчивы в течение дней и недель, но постепенно меняются годами. Это указывает на их облачный природу и на относительно устойчивый тип атмосферной циркуляции. Полосы имеют разнообразную окраску, которая изменяется со временем. Период вращения Юпитера, определенный по движением деталей, расположенных на разных широтах, оказывается разным: он увеличивается с ростом широты. Итак, полосы в средних широтах двигаются медленнее, чем на экваторе.

В 1831 г. в южном полушарии Юпитера был обнаружен знаменитую Большое Красное Пятно (ВЧП). О ней было известно и раньше, поскольку есть свидетельства наблюдений Гука, на рисунках которого, выполненных еще 1664-1672 pp., Тоже есть пятно. ВЧП ориентирована вдоль параллели и имеет размеры 15 000x30 000 км, а сто лет назад они были вдвое большими. Это пятно - это мощный антициклон, который вращается против часовой стрелки. Вращения внутри пятна происходит за 6 земных суток. Возникновение и существование ВЧП связано с разной скоростью движения атмосферных масс, между которыми она находится: массы, расположенные выше, движутся против часовой стрелки медленнее, чем те, что ниже. За трения верхняя часть ВЧП несколько тормозится, а нижняя - ускоряется, что и приводит к образованию этого удивительно устойчивого вихря. В атмосфере Юпитера содержится около 86% водорода, 14% гелия, 0,07% метана, 0,06% аммиака, а также вода, ацетилен, фосфин. Облака состоят в основном из аммиака.

В расчете на единицу площади Юпитер получает в 27 раз меньше тепла от Солнца, чем Земля. Его верхние слои, отражая 50% солнечной энергии, должны были бы иметь температуру около 210 К, однако прямые измерения как наземными средствами, так и с помощью космических аппаратов указывают на большую температуру: она на 17 К выше. То есть недра планеты дают свой собственный поток энергии, в среднем вдвое больше, чем она получает от Солнца. Этот дополнительный поток тепла приводит к появлению в атмосфере Юпитера бурных вертикальных течений с выносом вверх горячих масс газа, которые после охлаждения погружаются обратно.

Причиной преобладания излучаемой энергии над полученной от Солнца могут быть процессы гравитационного сжатия первичного вещества, из которой сформировался Юпитер. По своим характеристикам звезд, в частности Юпитер, занимает промежуточное положение между планетными и звездными образованиями, и его окончательное формирование еще не завершилось.

Юпитер не имеет твердой поверхности. По подсчетам уже на глубине нескольких тысяч километров вещество атмосферы плавно переходит в газожидким состояние, еще глубже под ним залегает зона жидкого водорода с гелием, а еще глубже жидкий водород переходит в металлическую фазу - превращается в металл, в котором протоны и электроны существуют отдельно. Последний переход происходит скачком; вещество, изменяя свою фазу, сжимается, при этом и выделяется дополнительная энергия.

В 1955 г. выявлено, что Юпитер является мощным источником радиоизлучения. Планета имеет магнитное поле, напряженность которого в 50 раз больше, чем у земного. Это поле формирует вокруг планеты протяженную магнитосферу с несколькими радиационными поясами и поясами астероидов. Электроны, ускоренные в магнитосфере планеты, тут же тормозятся ее магнитным полем, излучая в основном в радиодиапазоне.

Четыре из 28 спутников Юпитера - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто-еще в 1610 г. были открыты Галилеем, он же дал им названия, а поэтому их часто называют галилеевых. В 1979 г. вблизи планеты прошли АМС «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (США). Они передали на Землю изображения планеты и спутников с близких расстояний. Особенно впечатляют поверхности галилеевых спутников.

Поверхность Ио имеет желтовато-красный цвет. На спутнике зарегистрировано 7 действующих вулканов. Вулканические процессы на Ио проходят весьма бурно: продукты выброса (в основном это соединения серы) поднимаются на высоту до 300 км. Практически вся поверхность Европы покрыта сетью трещин, длина которых в отдельных случаях достигает 1 500 км. Наверное, внешняя оболочка Европы до глубин от 10 до 100 км состоит из водяного льда. Она отражает до 70% солнечного света, а потому средняя температура поверхности Европы ниже, чем у Ио, и составляет 120 К.

Ганимед - крупнейший среди спутников Юпитера и вообще в Солнечной системе. Существует предположение, что он в значительной степени состоит из воды или льда. Его поверхность отражает до 40% солнечного света и имеет температуру 140 К.

Каллисто - четвертый галилеевых спутников, интересен тем, что его отвлеченная от Юпитера сторона покрыта кратерами. Считают, что их возраст составляет 4 млрд лет, и возникли они в результате мощного метеоритной бомбардировки на ранней стадии существования Солнечной системы. Каллисто - темный спутник, поскольку его поверхность - лед, загрязнен пылью, - отражает лишь 20% солнечного света.

Поэтому и температура на его поверхности высокая среди Галилей-евих спутников - 150 К.

Все Галилеевы спутники по своим размерам приближаются к планетам, их средние плотности больше, чем у Юпитера, а периоды их осевого вращения и обращения вокруг Юпитера почти совпадают.
В марте 1979 г. «Вояджер-2» открыл вокруг Юпитера кольцо. Оно вроде колец Сатурна, но гораздо меньше по размерам и очень тонкое. Уместно вспомнить, что мысль о существовании у Юпитера кольца, а также существование на спутниках больших планет интенсивных вулканических процессов еще в 1955 г. Смелый выразил киевский астроном Сергей Константинович Всехсвятский (1905-1984).

Сатурн.

Сатурн - вторая планета-гигант и шестая планета в Солнечной системе. Почти во всем подобна Юпитера, она вращается вокруг Солнца с периодом 29,5 земных лет на расстоянии около 9,5 а. о. Звездные сутки на Сатурне длится 10 ч. 14 мин. За быстрого вращения он также сплюснутый у полюсов: полярный радиус планеты меньше экваториального. Как и у Юпитера, периоды его вращения в разных широтах не одинаковые. Масса Сатурна в 95 раз больше массы Земли, а сила тяжести в 1,12 раза больше земной.

Сатурн имеет на удивление низкую плотность, ниже плотность воды - лишь 0,7 г / см '. И если бы нашелся такой огромный океан из воды, куда можно было бы погрузить Сатурн, он бы не утонул. Такая маленькая плотность свидетельствует о том, что, как и остальные планет-гигантов, Сатурн в основном состоит из водорода и гелия. Поскольку Сатурн находится в 9,5 раз дальше от Солнца, чем Земля, то на единицу площади он получает в 90 раз меньше тепла, чем она. Согласно расчетам температура наружного слоя облачного покрова должна составлять 80 К, в действительности же температура атмосферы планеты равна 90 К. Следовательно, Сатурн, как и Юпитер, находится в состоянии медленного сжатия.

На диске желтоватого цвета отдельные детали верхних слоев атмосферы Сатурна проявляются значительно слабее, чем на Юпитере.

И все же приэкваториальной темные полосы видно довольно хорошо. Заметно также, что приполярные зоны кажутся слегка зеленоватыми. Кроме того, время от времени появляются светлые и темные пятна, благодаря которым и был определен период вращения Сатурна. В верхних слоях облачного покрова наблюдаются сильные ветры, скорость которых в экваториальной зоне достигает 110 м / с.

Как и Юпитер, Сатурн имеет магнитное поле, радиационные пояса, и является источником радиоизлучения.

Уран

Исходя из последних данных, делаются предположения, что Уран на 50% состоит из водяного льда, на 40% - из различных каменистых пород и на 10% - из водорода и других газов.

В 1977 г. при покрытии Ураном звезды у него было открыто 5 узких колец. Впоследствии выяснилось, что их 9. А при пролете АМС «Вояджер-2» было обнаружено слабое десятый кольцо. Кольца Урана очень узкие, 1-10 км в ширину, и только внешнее кольцо в самой широкой части достигает 96 км. Видимо, они состоят из мелкого темного пылевого материала, потому что плохо отражают солнечный свет. Толщина колец - несколько десятков метров. После пролета АМС стала известной геологическое строение пяти больших спутников Урана: Ариэля, Умбриэль, Титания, Оберона и Миранды (рис. 15.12). Было открыто еще 12 спутников, которые имеют вид бесформенных глыб небольших размеров от 10 до 100 км.

Нептун

Относительно планеты Нептун, то в не.и выявлено достаточно динамичную голубого цвета атмосферу, на фоне которой видны белые метановые облака и две темные пятна - большое и малое. их природа, видимо, такая же, как и природа Большого Красного Пятна на Юпитере.
У Нептуна, кроме двух известных ранее, открыто еще 6 спутников. Самый крупный из них, Тритон, имеет очень разреженную азотную атмосферу и поверхность, напоминающую Луну. Движется Тритон вокруг Нептуна в обратном направлении.

АМС «Вояджер-2» открыла вокруг Нептуна кольца, состоящие из мелких пылевых частиц.

Система Плутон-Харон

Дальнюю, девятую числом планету Солнечной системы - Плутон - была открыта в 1930 году. Плутон движется вокруг Солнца с периодом 248,4 земных лет по эллиптической орбите с большой полуосью 39,4 а. о., вытянутой настолько, что он иногда оказывается даже ближе к Солнцу, чем Нептун. К тому же плоскость его орбиты наклонена к плоскости эклиптики под значительным углом в 17 °, так что при движении небесной сферой, Плутон выходит за пределы зодиакальных созвездий. Определено, что Плутон вращается на вкол оси, как и Уран или Ве нера, в обратном на направлении, а угол наклона оси вращения к плоскости орбиты составляет 32 °.

В 1978 г. во время фото графического наблюдения Плутона была обнаружена асимметрию его изображение. Это дало основание утверждать, что Плутон имеет спутник, совершающий оборот вокруг него за 6,4 суток. Радиус орбиты Харона (такое название получил спутник) равен 19 640 км.

Как слабый объект 14га, Плутон был изучен плохо. И после исключительно успешных наблюдений Плутона с помощью Космического телескопа им. Хаббла (1991 г.) получены следующие данные: радиус и масса Плутона равны соответственно 1 162 км и 0,0022 me, радиус и масса Харона - соответственно 606 км и 0,0003 тв. Таким образом, Плутон оказался вдвое меньше Меркурия и маленькой планетой Солнечной системы. Поскольку отношение масс Плутон-Харон составляет 7:1, то аналогично системе Земля-Луна, где оно составляет 81:1, также говорится о двойной планете. Судя по размерам, Плутон, пожалуй, лишь один из ближайших представителей группы астероидов из пояса Койпера, среди которых есть множество претендентов на «десятую планету». По наблюдательными данными Харон значительно темнее, чем Плутон, очевидно потому, что Плутон, имея большую массу, сохранил метан, тогда как с поверхности спутника он рассеялся в космическое пространство. Исходя из мизерного количества солнечной энергии, получаемой Плутон-Харон, планета должна быть покрыта льдом из метана и иметь красноватый оттенок, тогда как спутник должен быть покрыт водяным льдом и иметь сероватый цвет.

Список литературы:

1. Энгельс Ф., Диалектика природы. Госполитиздат, 1952. Введение (стр. 5—19); «Из истории науки» (стр. 145 — 158); «Биология» (стр. 238 — 252); «Естествознание и философия» (стр. 159 — 165).

2. Тихов Г. А., Планета Марс. Изд. АН КазССР, 1948.

3. Тихов Г. А., Новейшие исследования по вопросу о растительности на планете Марс. Изд. «Правда», 1948.

4. Тихов Г. А., Астроботаника. Изд. АН КазССР, 1949.

5. Шаронов В. В., Марс. Изд. АН СССР, 1947.

6. Шаронов В. В., Есть ли жизнь на планетах. Изд. «Молодая гвардия», 1950.

7. Сытинская Н. Н., Есть ли жизнь на небесных телах. Изд АН СССР, 1950.

8. Сытинская Н. Н., Есть ли жизнь на других планетах. Госкультпросветиздат, 1952. 1. Lissauer J. J. Timescales for planetary accretion and the structure of the protoplanetary disk // Icarus.— 1987.— Vol. 69.— P. 249–265.

9. Sch¨oier F. L., van der Tak F. F. S., van Dishoeck E. F., Black J. H. An atomic and molecular database for analysis of submillimetre line observations // Astron. Astrophys.— 2005.— Vol. 432.— P. 369–379. arXiv:astro-ph/0411110.

10. Bergin E. A., Aikawa Y., Blake G. A., van Dishoeck E. F. The Chemical Evolution of Protoplanetary Disks // Protostars and Planets V / Ed. by B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil.— 2007.— P. 751–766.

11. Semenov D., Chakraborty S., Thiemens M. Chemical and Isotopic Evolution of the Solar Nebula and Protoplanetary Disks // Protoplanetary Dust: Astrophysical and Cosmochemical Perspectives / Ed. by Apai, D. A. & Lauretta, D. S.— 2010.— P. 97–127.

12. Lahuis F., van Dishoeck E. F., Boogert A. C. A. et al. Hot Organic Molecules toward a Young Low-Mass Star: A Look at Inner Disk Chemistry // Astrophys. J., Lett.— 2006.— Vol. 636.— P. L145–L148. arXiv:astro-ph/0511786.

13. Salyk C., Pontoppidan K. M., Blake G. A. et al. H2O and OH Gas in the Terrestrial Planet-forming Zones of Protoplanetary Disks // Astrophys. J., Lett.— 2008.— Vol. 676.— P. L49–L52. arXiv:0802.0037.

14. Cortes S. R., Meyer M. R., Carpenter J. M. et al. Grain Growth and Global Structure of the Protoplanetary Disk Associated with the Mature Classical T Tauri Star, PDS 66 // Astrophys. J.— 2009.— Vol. 697.— P. 1305–1315. 0903.3801.

15. Bouwman J., Henning T., Hillenbrand L. A. et al. The Formation and Evolution of Planetary Systems: Grain Growth and Chemical Processing of Dust in T Tauri Systems // Astrophys. J.— 2008.— Vol. 683.— P. 479–498. 0802.3033.

16. Bradley J. P. Interplanetary Dust Particles // Meteorites, Comets and Planets: Treatise on Geochemistry, Volume 1 / Ed. by A. M. Davis, H. D. Holland, K. K. Turekian.— Elsevier B, 2005.— P. 689—+.

17. Brownlee D. E., Horz F., Newburn R. L. et al. Surface of Young Jupiter Family Comet 81 P/Wild 2: View from the Stardust Spacecraft // Science.— 2004.— Vol. 304.— P. 1764–1769.

18. van Boekel R., Min M., Leinert C. et al. The building blocks of planets within the ‘terrestrial’ region of protoplanetary disks // Nature.— 2004.—Vol. 432.— P. 479–482.

19. Juh´asz A., Bouwman J., Henning T. et al. Dust Evolution in Protoplanetary Disks Around Herbig Ae/Be Stars–the Spitzer View // Astrophys. J.— 2010.— Vol. 721.— P. 431—455. 1008.0083.

20. Elsila J. E., Glavin D. P., Dworkin J. P. Cometary glycine detected in samples returned by Stardust // Meteoritics and Planetary Science.— 2009.— Vol. 44.— P. 1323–1330.

21. Boss A. P. Evolution of the Solar Nebula. VI. Mixing and Transport of Isotopic Heterogeneity // Astrophys. J.— 2004.— Vol. 616.— P. 1265–1277.

22. Aikawa Y., Herbst E. Molecular evolution in protoplanetary disks. Twodimensional distributions and column densities of gaseous molecules // Astron. Astrophys.— 1999.— Vol. 351.— P. 233–246.

23. van Zadelhoff G.-J., Aikawa Y., Hogerheijde M. R., van Dishoeck E. F. Axi-symmetric models of ultraviolet radiative transfer with applications to circumstellar disk chemistry // Astron. Astrophys.— 2003.— Vol. 397.— P. 789—802.

24. Woods P. M., Willacy K. Carbon Isotope Fractionation in Protoplanetary Disks // Astrophys. J.— 2009.— Vol. 693.— P. 1360–1378. 0812.0269.

25. Visser R., van Dishoeck E. F., Doty S. D., Dullemond C. P. The chemical history of molecules in circumstellar disks. I. Ices // Astron. Astrophys.— 2009.— Vol. 495.— P. 881–897. 0901.1313.

26. Semenov D., Wiebe D. Chemical evolution of turbulent protoplanetary disks and the Solar nebula // ArXiv e-prints.— 2011.— 1104.4358.

27. Dutrey A., Guilloteau S., Guelin M. Chemistry of protosolar-like nebulae: The molecular content of the DM Tau and GG Tau disks. // Astron. Astrophys.—1997.— Vol. 317.— P. L55–L58.

28. Aikawa Y., Momose M., Thi W.-F. et al. Interferometric Observations of Formaldehyde in the Protoplanetary Disk around LkCa 15 // Publ. Astron. Soc. Jpn.— 2003.— Vol. 55.— P. 11–15. arXiv:astro-ph/0211440.

29. Thi W.-F., van Zadelhoff G.-J., van Dishoeck E. F. Organic molecules in protoplanetary disks around T Tauri and Herbig Ae stars // Astron. Astrophys.— 2004.— Vol. 425.— P. 955–972. arXiv:astro-ph/0406577.

30. Pi´etu V., Dutrey A., Guilloteau S. Probing the structure of protoplanetary disks: a comparative study of DM Tau, LkCa 15, and MWC 480 // Astron. Astrophys.— 2007.— Vol. 467.— P. 163–178. arXiv:astro-ph/0701425.

31. Henning T., Semenov D., Guilloteau S. et al. Chemistry in Disks. III. Photochemistry and X-ray Driven Chemistry Probed by the Ethynyl Radical (CCH) in DM Tau, LkCa 15, and MWC 480 // Astrophys. J.— 2010.— Vol. 714.— P. 1511–1520. 1003.5793.

32. Pi´etu V., Guilloteau S., Dutrey A. Sub-arcsec imaging of the AB Aur molecular disk and envelope at millimeter wavelengths: a non Keplerian disk // Astron. Astrophys.— 2005.— Vol. 443.— P. 945–954. arXiv:astro-ph/0504023.

33. Dutrey A., Henning T., Guilloteau S. et al. Chemistry in disks. I. Deep search for N2H+ in the protoplanetary disks around LkCa 15, MWC 480, and DM Tauri // Astron. Astrophys.— 2007.— Vol. 464.— P. 615–623.

34. Pani´c O., Hogerheijde M. R., Wilner D., Qi C. A break in the gas and dust surface density of the disc around the T Tauri star IM Lupi // Astron. Astrophys.— 2009.— Vol. 501.— P. 269–278. 0904.1127.

35. Dutrey A., Guilloteau S., Ho P. Interferometric Spectroimaging of Molecular Gas in Protoplanetary Disks // Protostars and Planets V / Ed. by B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil.— 2007.— P. 495–506.

36. Hughes A. M., Wilner D. J., Andrews S. M. et al. Empirical Constraints on Turbulence in Protoplanetary Accretion Disks // Astrophys. J.— 2011.— Vol. 727.— P. 85–+. 1011.3826.

37. Dartois E., Dutrey A., Guilloteau S. Structure of the DM Tau Outer Disk: Probing the vertical kinetic temperature gradient // Astron. Astrophys.— 2003.— Vol. 399.— P. 773–787.

Дата добавления: 2015-12-01