Реферат: Планеты-гиганты

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">Управление образования Курганинского района

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">средняя общеобразовательнаяшкола №2

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">РЕФЕРАТ

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language:EN-US">:<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%"> <span Times New Roman",«serif»;mso-font-width: 120%">Планеты-гиганты

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">Учащаяся: Закора Татьяна Анатольевна

<span Times New Roman",«serif»; mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">

<img src="/cache/referats/5015/image002.jpg" v:shapes="_x0000_s1051">
<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language:EN-US">Курганинск

<span Times New Roman",«serif»; mso-font-width:120%;mso-ansi-language:EN-US"> 2002 г.

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">ПЛАН

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language:EN-US">:

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;font-weight:normal">1.<span Times New Roman"">  

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width: 120%;font-weight:normal">Введение.............................. .

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width: 120%;font-weight:normal">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width: 120%;font-weight:normal">2. Планеты-гиганты....................... .

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width: 120%;font-weight:normal">

2.<span Times New Roman"">  

Спутники планет-гигантов и Плутон........

4. Состав и строение спутниковпланет-гигантов

5. Заключение............................ .

6. Список используемой литературы..........

7. Приложение............................ .

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width: 120%">

<span Times New Roman",«serif»; mso-fareast-font-family:«Times New Roman»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language:AR-SA;layout-grid-mode:line">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: EN-US">

<span Times New Roman",«serif»;mso-font-width:120%">ВВЕДЕНИЕ

Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун представляют юпитерову группу планет, илигруппу планет-гигантов, хотя их большие диаметры не единственная черта,отличающая эти планеты от планет земной группы. Планеты-гиганты имеют небольшуюплотность, краткий период су­точного вращения и, следовательно, значительноесжа­тие у полюсов; их видимые поверхности хорошо отража­ют, или, иначе говоря,рассеивают солнечные лучи.

Уже довольно давно установили, что атмосферы планет-гигантов состоят изметана, аммиака, водорода, гелия. Полосы поглощения метана и аммиака в спектрахбольших планет видны в огромном количестве. Причем с переходом от Юпитера кНептуну метановые полосы постепенно усиливаются, а полосы аммиака слабеют.Основная часть атмосфер планет-гигантов заполнена густыми облаками, надкоторыми простирается доволь­но прозрачный газовый слой, где «плавают» мелкиечастицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана.

Вполне естественно, что среди планет-гигантов луч­ше всего изучены двеближайшие к нам— Юпитер и Сатурн.

Поскольку Уран и Нептун сейчас не привлекают к себе особенного вниманияученых, остановимся более подробно на Юпитере и Сатурне. К тому же значитель­наячасть вопросов, которые можно решить в связи с описанием Юпитера и Сатурна,относится также и к Нептуну.

ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

Юпитер является одной из наиболее удивительных планет Солнечной системы,и мы уделяем ему значитель­но больше внимания, чем Сатурну. Необычайным в этойпланете является не ее полосатое тело с довольно быстрым перемещением темныхполос и изменением их ширины и не огромное красное пятно, диаметр которогооколо 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 радио­астрономическиенаблюдения, является источником не только теплового, а и так называемогонетеплового ра­диоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойныепроцессы, нетепловое радиоизлучение явля­ется совсем неожиданным.

То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются источниками тепловогорадиоизлучения, теперь твер­до установлено и не вызывает у ученых никакогосомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением планет иявляется «остатком», а точнее—низкочастотным«хвостом» теплового спектра нагретого тела. Поскольку механизм теплового радио­излученияхорошо известен, такие наблюдения позво­ляют измерять температуру планет.Тепловое радиоиз­лучение регистрируется с помощью радиотелескоповсантиметрового диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на волне3 смдали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения вин­фракрасных лучах. В среднем эта температура составля­ет около— 150°С. Но случается, что отклонения от этойсредней температуры достигают50—70, аиногда140°С, как, например, в апреле— мае1958г. 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 разрешающейспособности крупнейших радиоте­лескопов и что, следовательно, невозможно наблюдатьотдельные части поверхности. Существующие наблюде­ния еще очень немногочисленныдля того, чтобы отве­тить на эти вопросы.

Что касается затруднений, связанных с низкой раз­решающей способностьюрадиотелескопов, то в отноше­нии Юпитера можно попробовать их обойти. Нужнотолько надежно установить на основании наблюдений период аномальногорадиоизлучения, а потом сравнить его с периодом вращения отдельных зон Юпитера.Вспомним, что период9 час.50 мин.,  — это период вращения его эквато­риальнойзоны. Период для зон умеренных широт на 5—6мин. больший (вообще на поверхности Юпитера на­считывается до11 течений с разными периодами).

Таким образом, дальнейшие наблюдения могут привести нас к окончательномурезультату. Вопрос о связи аномального радиоизлучения Юпитера с периодом еговращения имеет немаловажное значение. Если, напри­мер, выяснится, что источникэтого излучения не связан с поверхностью Юпитера, то возникнет необходимость вболее старательных поисках его связи с солнечной ак­тивностью.

Не так давно сотрудники Калифорнийского техноло­гического институтаРакхакришнан и Робертс наблюда­ли радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах(31 см). Они использовали интерферометр с двумяпара­болическими зеркалами. Это позволилоим разделить угловые размеры источника, который представляет со­бой кольцо вплоскости экватора Юпитера, диаметром около трех диаметров планеты. ТемператураЮпитера, которую определили на дециметровых волнах, оказалась слишком высокойдля того, чтобы можно было считать природу источника этого радиоизлучениятепловой. Оче­видно, тут мы имеем дело с излучением, происходящим от заряженныхчастиц, захваченных магнитным полем Юпитера, а также сконцентрированных вблизипланеты благодаря значительному гравитационному полю.

Итак, радиоастрономические наблюдения стали мощ­ным способом исследованияфизических условий в атмо­сфере Юпитера.

Мы кратко рассказали о двух видах радиоизлучения Юпитера. Это, во-первых,главным образом тепловое ра­диоизлучение атмосферы, которое наблюдается насанти­метровых волнах. Во-вторых, радиоизлучение на деци­метровых волнах,имеющее, по всей вероятности, нетеп­ловую природу.

Остановимся кратко на третьем виде радиоизлучения Юпитера, которое, какупоминалось выше, является не­обычным для планет. Этот вид радиоизлучения имееттакже нетепловую природу и регистрируется на радио­волнах длиной в несколькодесятков 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 поверхностяхпланет, которое существовало до1955 г.,никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоя­нии «дышать» по образцуразных по природе объектов— Солнца илиКрабовидной туманности. Поэтому не удиви­тельно, что когда в1955 г. наблюдатели за Крабовидной туманностьюзарегистрировали дискретный источник радиоизлучения переменной интенсивности,они не сразу решились отнести его на счет Юпитера. Но никакого дру­гого объектав этом направлении не было обнаружено, поэтому всю «вину» за возникновениедовольно значи­тельного радиоизлучения в конце концов возложили на Юпитер.

Характерной особенностью излучения Юпитера яв­ляется то, чторадиовсплески длятся недолго(0,5—1,5 сек.).Поэтому в поисках механизма радиоволн в этом случае приходится исходить изпредположения либо о дис­кретном характере источника (подобного разрядам), либоо довольно узкой направленности излучения, если источник действует непрерывно.Одну из возможных причин происхождения радиовсплесков Юпитера объяс­нялагипотеза, согласно которой в атмосфере плане­ты возникают электрическиеразряды, напоминающие молнию. Но позднее выяснилось, что для образования стольинтенсивных радиовсплесков Юпитера мощность разрядов должна быть почти вмиллиард раз большей, чем на Земле. Это значит, что, если радиоизлучение Юпи­теравозникает благодаря электрическим разрядам, то последние должны носитьсовершенно иной характер, чем возникающие во время грозы на Земле. Из другихгипо­тез заслуживает внимания предположение, что Юпитер окружен ионосферой. Вэтом случае источником возбуж­дения ионизованного газа с частотами1—25 мгцмогут быть ударные волны. Для того чтобы такая модель согла­совалась спериодическими кратковременными радио­всплесками, следует сделать предположениео том, что ра­диоизлучение выходит в мировое пространство в грани­цах конуса,вершина которого совпадает с положением источника, а угол у вершины составляетоколо40°. Не исключено также, что ударныеволны вызываются про­цессами, происходящими на поверхности планеты, иликонкретнее, что тут мы имеем дело с проявлением вулка­нической деятельности. Всвязи с этим необходимо пере­смотреть модель внутреннего строенияпланет-гигантов. Что же касается окончательного выяснения механизмапроисхождения низкочастотного радиоизлучения Юпи­тера, то ответ на этот вопросследует отнести к будуще­му. Теперь же можно сказать лишь то, что источникиэтого излучения на основании наблюдений в течение восьми лет не изменили своегоположения на Юпитере. Следовательно, можно думать, что они связаны с по­верхностьюпланеты.

Таким образом, радионаблюдения Юпитера за по­следнее время стали одним изнаиболее эффективных методов изучения этой планеты. И хотя, как это часто случаетсяв начале нового этапа исследований, толко­вание результатов радионаблюденийЮпитера 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 многопятен, различных по форме, размеру, яркости и даже цвету. Расположение и видэтих пятен изменяются довольно быстро, и не только благо­даря быстромусуточному вращению планеты. Можно назвать несколько причин, вызывающих этиизменения. Во-первых, это интенсивная атмосферная циркуляция, подобная той,которая происходит в атмосфере Земли благодаря наличию разных линейныхскоростей враще­ния отдельных воздушных слоев; во-вторых, неодина­ковоенагревание солнечными лучами участков планеты, расположенных на разных широтах.Большую роль мо­жет играть также внутреннее тепло, источником которо­гоявляется радиоактивный распад элементов.

Если фотографировать Юпитер на протяжении дли­тельного времени (скажем, втечение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий,то можно заметить изменения, происходящие на Юпи­тере, а точнее— в его атмосфере. Наблюдениям над этимиизменениями (с целью их объяснения) сейчас уделяют большое внимание астрономыразных стран. Греческий астроном Фокас, сравнивая карты Юпитера, созданные вразные 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 слоюсплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольноразрежен­ная газовая оболочка.

Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера науровне облаков, вероятно, не превышает20—30мм. рт. ст. По крайней мере, газоваяоболочка во время наблюдения Юпитера через синий светофильтр едва заметноуменьшает контрасты между темными пятнами и яркой окрестностью. Следовательно,в целом газовый слой атмосферы Юпитера довольно прозрачный. Об этомсвидетельствуют также фотомет­рические измерения распределения яркости вдольдиа­метра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение яркости к краю изображенияпланеты почти одинаковое как в синих, так и в красных лучах. Следует заметить,что между слоями облаков и газа на Юпитере резкой гра­ницы, безусловно, нет, апоэтому приведенное выше зна­чение давления на уровне облаков надо считать при­ближенным.

Химический состав атмосферы Юпитера, как и дру­гих планет, начали изучатьеще в началеXX ст. Спектр Юпитера имеетбольшое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и винфракрасном участке. В1932 г. почтикаждая из этих полос была отождествлена с метаном или аммиаком.

Американские астрономы Данхем, Адель и Слайфер провели специальныелабораторные исследования и ус­тановили, что количество аммиака в атмосфереЮпитера эквивалентно слою толщиной8 м при давлении1 атм., в то время какколичество 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 Сол­нечнойсистемы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету,окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представ­ляетсобой систему трех колец. Правда, эти кольца отде­лены друг от друга,слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удаетсярассмот­реть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосфер­ных условиях (принезначительном турбулентном дро­жании изображения и т.п.) и с увеличением в700—800 раз, то даже на каждом из трех колецедва заметны тон­кие концентрические полосы, напоминающие промежут­ки междукольцами. Самое светлое и самое широкое— среднеекольцо, а самое слабое по яркости—внутрен­нее. Внешний диаметр системы колец почти в2,4, а внутренний в1,7 разабольше диаметра планеты.

За последнее время наиболее серьезным исследова­нием колец Сатурна внашей стране занимается мос­ковский астроном М. С. Бобров. Используя данные на­блюденийизменения яркости колец в зависимости от их размещения по отношению к Земле иСолнцу или от так называемого угла фазы, он определил размеры частиц, изкоторых состоят кольца.

Оказалось, что частицы, входящие в состав колец, в поперечнике достигаютнескольких сантиметров и да­же метров. По расчетам М. С. Боброва, толщина колецСатурна не превышает10—20 км.

Как и на Юпитере, на Сатурне видны темные полосы, расположенныепараллельно экватору. Так же как и для Юпитера, для Сатурна характерна разнаяскорость вращения для зон с различными широтами. Правда, полосы на дискеСатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера.

<span Times New Roman",«serif»;mso-fareast-font-family:«Times New Roman»; mso-font-width:120%;mso-ansi-language:RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language: AR-SA;layout-grid-mode:line">

СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН

Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких кнашему светилу. Среди другого се­мейства, расположенного за астероидным поясом,ни одна из четырех больших планет не обладает твердой по­верхностью в обычнопонимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касаетсяПлутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни поразмерам, ни по ряду других характе­ристик. Скорее он напоминает крупныйастероид (или же систему из двух астероидов), поэтому некоторые ис­следователивообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планетвключает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие ши­рокийдиапазон размеров— от сопоставимых спланета­ми земной группы до небольших астероидов.

К сожалению, сведения о большинстве этих тел, осно­ванные на наземныхнаблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешнихспутни­ков Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наиболь­шими наклонениями иэксцентриситетами орбит. При­мерно четверть из них обращается вокруг своихпланет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенноуказывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченныеастероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей непретерпели заметных изменений после захвата (за исключением возможно более интенсивнойбомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела). В тоже время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скореевсего, является иной, тесно связанной с периодом форми­рования самой планеты.

Можно предположить, что при очень низких темпера­турах конденсации вовнешних областях Солнечной сис­темы и при сравнительно малых размерах этих телзна­чительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, метановый иаммонийный лед, который во многих случаях должен обнаруживаться на поверхно­сти.Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда вследствие его большогосодержания в Солнечной системе, а также более высокой стабильности по срав­нениюс аммонийным и метановым льдом.

Что же наблюдается на самом деле? Водяной лед дей­ствительно былобнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутникахСатурна. Основой для этого вывода послужили спектры отраже­ния галилеевыхспутников в сопоставлении со спектром льда из Н2О, которые показали,что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко присутствуют вспектрах Европы и Ганимеда, в значительно меньшей степени они проявляются уКаллисто, а у Ио вообще отсутствуют. Это привело к представлениям о су­щественныхразличиях поверхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции.

Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Са­турна, Покрытые водянымльдом поверхности (а неко­торые—возможно и целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана— Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. Надругих спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либосвидетельств присутствия водяного или обра­зующегося при еще более низкихтемпературах конден­сации аммиачного или метанового льда не найдено. У нихнизкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей.Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутникНептуна Тритон. В то же время для спут­ника Сатурна Япета характерно то, что унего одна сторона (в направлении движения по орбите) светлая, с высокойотражательной способностью, а противополож­ная сторона темная. Приемлемогообъяснения такой асимметрии пока не найдено.

К сожалению, ничего не известно о поверхности са­мого большого спутникаСатурна— Титана, по размерампревышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изу­чению отражательных свойствего поверхности мешает атмосфера. Предполагали, что поверхность Титана можетсостоять из водяного или метанового льда. Выдвига­лась гипотеза, согласнокоторой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последнейлежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что вметаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излученияобразуются сложные угле­водороды— такие,как этан, этилен и ацетилен. Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-хгодах нашего столетия близкие к этим представления о поверх­ности Венеры: ведьи на ней предполагалось обилие угле­водородов, моря нефти и даже пышнаярастительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзо­тическиеожидания; очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытойхолодной азотной атмосферой.

В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены  спектральные признаки метанового конденсата.По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двухспектраль­ных областях, в одной из которых расположены полосы поглощенияводяного и аммиачного льда, а в другой— сильнаяполоса поглощения метанового льда, оказалось равным1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры влаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как дляспутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношениесущественно меньше единицы. Это явля­ется довольно сильным аргументом в пользуналичия ме­тана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшиедо недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальнымипородами, в сторону более реальных предположений о покрываю­щем ее протяженномледяном слое.

<span Times New Roman",«serif»;mso-fareast-font-family:«Times New Roman»; mso-font-width:120%;mso-ansi-language:RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language: AR-SA;layout-grid-mode:line">

СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ

В предыдущей главе мы уделили много внимания спутникам планет-гигантов,рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно затрагивались проблемывнутреннего строения и эволюции их недр, ключом к ре­шению которых служатнаблюдаемые поверхностные структуры. Особый интерес представляют галилеевыспутники Юпитера, на поверхностях которых, как мы видели, обнаружен целый рядуникальных особенностей, а средняя плотность падает с ростом расстояния от Юпи­тераот3,53 г/см3 для Ио до1,79 г/см3 для Каллисто. Изменение плотности естественно отражаетразличия в составе слагающих эти спутники пород. Рас­четные модели ихвнутренней структуры еще до полетов космических аппаратов «Вояджер» привели кпредстав­лениям о том, что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горныхпород, в то время как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральныечасти (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 онпотерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева за счетрадиоген­ного тепла в его недрах, сложенных силикатными поро­дами.Действительно, для тела таких размеров, как Ио, любой реально допустимый запасдолгоживущих радио­изотопов должен был исчерпаться в сравнительно ран­нийпериод тепловой эволюции; на других галилеевых спутниках роль внутреннихисточников тепла также не­эффективна. Тем удивительнее было обнаружение на Иоисключительно сильной вулканической активности в со­временную эпоху. На еевероятный 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 эксперименталь­нымифактами, кажется наиболее правдоподобным. При­чиной вулканической деятельностина Ио следует, оче­видно, считать приливный разогрев его недр. Дело в том, чтопод влиянием притяжения Европы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситетасинхронной ор­биты Ио вокруг Юпитера, что вызывает изменения амп­литудыпостоянных крупномасштабных приливов. Рас­четы показали, что энерговыделениевследствие прилив­ной деформации этого спутника достаточно, чтобы рас­плавитьбольшую часть его недр. Полагают, что в настоя­щее время у Ио сохранилась лишьочень тонкая твердая кора толщиной в20—30км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярно генерируемоетепло служит источником интенсивных извержений, непре­рывной вулканическойдеятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другой объект, сложенный вос­новном льдом, то из-за быстрой потери легколетучих элементов от него быочень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путем исчезали ледяныетела, ис­пытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера или другихпланет-гигантов.

Модель приливных возмущений, предложенная для Ио, предсказывает наличиенебольшого разогрева также для соседней с ним Европы. Количественно этот эф­фектдолжен быть примерно на порядок меньше, одна­ко и в этом случае он достаточендля того, чтобы под­держивать внутреннюю активность ее недр. Отражением этойпродолжающейся тепловой эволюции, очевидно, слу­жит грандиозная сетка трещин наудивительно гладкой поверхности льда, обусловленная тектоническими про­цессами.Европа приблизительно на20% по массе со­стоитиз водяного льда, сосредоточенного в толстой (≈100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протя­женностью внесколько сот километров.

Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности(1,9 г/см3 и1,8 г/см3), уже почти на50% со­стоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверх­ностей этихдвух тел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими наранней ста­дии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, прибольшем содержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило болееполную диф­ференциацию вещества и образование менее тонкого ледяного покрова уповерхности. У Ганимеда предпола­гается, таким образом, несколько большее помассе, чем у Каллисто, силикатное ядро, водно-ледяная мантия (воз­можно сослабыми внутренними конвективными движе­ниями) и ледяная кора. В то же времяКаллисто, види­мо, обладает наиболее толстой ледяной корой и содер­житнаибольшее количество воды среди всех галилее­вых спутников, причем в еговодно-ледяной мантии, ве­роятно, сохранились значительные включения скаль­ныхпород.

О внутреннем строении других спутников гигантов известно еще меньше.Более или менее обоснованные предположения опираются на спектрофотометрическиехарактеристики их поверхностей, хотя эти сведения, к сожалению, довольноограничены. Теоретические моде­ли внутреннего строения строились Д. Льюисом,исхо­дя из допущений о равновесной или неравновесной кон­денсации веществапротопланетной туманности. Было по­казано, что при температурах конденсацииниже 160°К образуются тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяногольда примерно в равном соотношении, если процесс аккумуляции протекаетнастолько медлен­но, чтобы поддерживалось химическое равновесие с ок­ружающимгазом. В случае же быстрой конденсации условия равновесия не обеспечиваются иобразуются от­дельные слои, химически не взаимодействующие друг с другом. Такоетело будет иметь ядро, обладающее наи­большей плотностью и окруженное мантией,состоящей из водяного льда и аммонийных гидросульфидов, а так­же кору изаммонийного льда. В обоих вариантах ак­кумуляции плотность образующихся телоказывается приблизительно одинаковой, не сильно отличающейся от плотностиводяного льда. Для больших тел, таких, как Титан, предполагаемая плотность выше(1,5—1,9 г/см3) за счет несколькобольшей фракции силикатов в сла­гающем их веществе.

От состава должен непосредственно зависеть и ход тепловой эволюциитвердых тел во внешних областях Солнечной системы, что предопределяетсяразличной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты показали, чтотела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда, будут проходитьстадию расплавления и медленной дифференциации только при ус­ловии, если ихрадиус превышает1000 км. Если же всостав слагающего вещества входят аммонийные соеди­нения, расплавление будетиметь место и для тел мень­ших размеров. Поэтому, если радиус таких спутниковне менее700 км, они будутдифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии, состоящей из во­дяногои растворов водно-аммонийного льда, и ледяной коры толщиной в несколько сот километров.Здесь мож­но усмотреть определенную аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключаяпримесь аммонийных соединений. В целом такая структура, видимо, болеехарактерна для сопоставимого с ними по размерам Титана. Можно пред­полагать,что у таких крупных тел происходит более полное расплавление вследствиевыделения гравитаци­онной энергии дифференциации.

К таким телам непосредственно примыкает и Плутон, на котором, вероятно,происходили менее активные про­цессы. В рамках моделей равновесной конденсациииз протопланетной туманности при температуре около40 К это тело, очевидно, аккумулировалось преимущественно изметанового льда, и слагающее его вещество не пре­терпело в дальнейшем заметнойдифференциации. Дру­гая возможность—формирование из гидратов метана (CH4-8H2O)притемпературах конденсации≈70К, споследующим их разложением в процессе внутренней эволюции, дегазацией СН4и образованием метанового льда на поверхности. Отождествление его в спектре от­раженияПлутона благоприятствует обеим этим моде­лям, не позволяя, однако, сделатьмежду ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планетыоказывается не выше1,2 г/см3,а альбедо не менее0,4, чтосоответственно уменьшает вероятный диаметр Плу­тона до размеров Луны, а массуограничивает несколь­кими тысячными долями от массы Земли.

<span Times New Roman",«serif»; mso-fareast-font-family:«Times New Roman»;mso-font-width:120%;mso-ansi-language: RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language:AR-SA;layout-grid-mode:line">

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Планеты-гигантыактивно изучаются и в наше время. Но

 до сих пор многие явления, происходящие напланетах-

гигантах,остаются неизведанными и привлекают внимание

ученых всегомира. И следует полагать, что мы когда-нибудь

 все-таки будем иметь полное представление оэтих красивых,

 необычных планетах.

Вот например.Учёные еще не пришли к единому мнению о

 происхождении нерегулярных спутников.(Считается, что регулярные

 внутренние спутники сформировались из околопланетного

 газопылевого диска в результате слипаниямногих мелких частиц .)

 Ясно только, что важную роль в формированиивнешних спутников

 играл захват Юпитером астероидов. Компьютерныерасчеты

показывают, что, возможно,группа Пасифе возникла в результате

 систематического захвата планетой мелкихчастиц и астероидов на

 обратные орбиты во внешней области  околоюпитерианскогодиска.

Открытые вопросы

*Магнитная ось Нептуна проходит далеко не черезцентр и под большим

углом к оси вращения. Какие процессы формируют такоемагнитное поле?

 * В чемпричина недостатка гелия и водорода на Нептуне?

* Почему на Нептуне так сильны ветры, тогда как оннаходится очень далеко

 от Солнца, ав то же время внутренний источник тепла в недрах планеты

 недостаточносилен для таких целей?

И это, конечно, не все вопросы, волнующие современнуюнауку.

 Списокиспользуемой литературы

1. М.Я. Маров.Планеты солнечной системы

2. И.К. Ковалев. Мир планет

3. Ф.Л. Уилл.Семья Солнца

  4. Жарков В.Н. “Внутреннее строение Земли ипланет”, М.:                Наука,1974 год.

5. Энциклопедия длядетей. Т. 8. Астрономия /Глав. ред. М.Д. Аксенова –М.: Аванта+, 1997 год, 688с: ил.

6. «Система Сатурна», М., Мир,1990г.

7. Ф.Я. Цикл«Семья Солнца: планеты и спутники Солнечной     системы», М., Мир, 1984г.

8. «Земля и Вселенная» N4, 1982г.

9. «Справочниклюбителя и астронома», Е.П.Куликовский, М.,  Наука, 1977г.

10. «Планеты открытые заново», С.Н.Коновалов, М., Наука, 1981г.

11. Ф. Умпл “Семья Солнца”М., 1984 г.

12. М.Я. Маров “Планеты Солнечнойсистемы”2-е изд. М., 1986.

Приложение

<img src="/cache/referats/5015/image004.jpg" v:shapes="_x0000_s1028">
                                                                                                                    

<img src="/cache/referats/5015/image005.gif" v:shapes="_x0000_s1026">

Большое пятно на Нептуне                                                                               Нептун

<img src="/cache/referats/5015/image007.jpg" v:shapes="_x0000_s1029">

                    спутник Нептуна Протеус

<img src="/cache/referats/5015/image009.jpg" v:shapes="_x0000_s1030">

                         спутник Нептуна Тритон

<img src="/cache/referats/5015/image010.gif" v:shapes="_x0000_s1033">

<img src="/cache/referats/5015/image012.jpg" v:shapes="_x0000_s1031">

                                    Сатурн                                                           спутникСатурна Рея

<
еще рефераты
Еще работы по астрономии