Реферат: Планеты-гиганты

Министерство образования РФ

Курский электромеханическийтехникум

реферат

попредмету: Физика

натему: Планеты-гиганты

выполнил: студентка гр. ТЭП-11

Рюмшина Ю.Н.

Проверил: преподаватель физики

Шевцова С.А.

Курск-2001

План

1. Планеты-гиганты

2. Спутникипланет-гигантов и Плутон

3. Состав истроение спутников планет-гигантов

4. Списокиспользуемой литературы


ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

Юпитер, Сатурн, Уран и Нептунпредставляют юпитерову группу планет, или группу планет-гигантов, хотя ихбольшие диаметры не единственная черта, отличающая эти планеты от планет земнойгруппы. Планеты-гиганты имеют небольшую плотность, краткий период су­точноговращения и, следовательно, значительное сжа­тие у полюсов; их видимыеповерхности хорошо отража­ют, или, иначе говоря, рассеивают солнечные лучи.

Уже довольно давно установили, чтоатмосферы планет-гигантов состоят из метана, аммиака, водорода, гелия. Полосыпоглощения метана и аммиака в спектрах больших планет видны в огромномколичестве. Причем с переходом от Юпитера к Нептуну метановые полосы постепенноусиливаются, а полосы аммиака слабеют. Основная часть атмосфер планет-гигантовзаполнена густыми облаками, над которыми простирается доволь­но прозрачныйгазовый слой, где «плавают» мелкие частицы, вероятно, кристаллики замерзшихаммиака и метана.

Вполне естественно, что средипланет-гигантов луч­ше всего изучены две ближайшие к нам — Юпитер и Сатурн.

Поскольку Уран и Нептун сейчас непривлекают к себе особенного внимания ученых, остановимся более подробно наЮпитере и Сатурне. К тому же значитель­ная часть вопросов, которые можно решитьв связи с описанием Юпитера и Сатурна, относится также и к Нептуну.

Юпитер является одной из наиболееудивительных планет Солнечной системы, и мы уделяем ему значитель­но большевнимания, чем Сатурну. Необычайным в этой планете является не ее полосатое телос довольно быстрым перемещением темных полос и изменением их ширины и неогромное красное пятно, диаметр которого около 60 тыс. км., изменяющеевремя от времени свой цвет и яркость, и, наконец, не его «господствующее» поразмеру и массе положение в планетной семье. Необычайное за­ключается в том,что Юпитер, как показали радио­астрономические наблюдения, является источникомне только теплового, а и так называемого нетеплового ра­диоизлучения. Вообщедля планет, которым присущи спокойные процессы, нетепловое радиоизлучение явля­етсясовсем неожиданным.

То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурнявляются источниками теплового радиоизлучения, теперь твер­до установлено и невызывает у ученых никакого сомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает степловым излучением планет и является «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 волне 3 смдали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения вин­фракрасных лучах. В среднем эта температура составля­ет около— 150°С. Нослучается, что отклонения от этой средней температуры достигают 50—70, а иногда140°С, как, например, в апреле — мае 1958 г. К сожалению, пока не удалосьвыяснить, связаны ли эти отклонения радио­излучения, наблюдаемые на одной и тойже волне, с вращением планеты. И дело тут, очевидно, не в том, что угловойдиаметр Юпитера в два раза меньше наи­лучшей разрешающей способности крупнейшихрадиоте­лескопов и что, следовательно, невозможно наблюдать отдельные частиповерхности. Существующие наблюде­ния еще очень немногочисленны для того, чтобыотве­тить на эти вопросы.

Что касается затруднений, связанных снизкой раз­решающей способностью радиотелескопов, то в отноше­нии Юпитера можнопопробовать их обойти. Нужно только надежно установить на основании наблюденийпериод аномального радиоизлучения, а потом сравнить его с периодом вращенияотдельных зон Юпитера. Вспомним, что период 9 час. 50 мин.,   — это периодвращения его эквато­риальной зоны. Период для зон умеренных широт на 5—6 мин.больший (вообще на поверхности Юпитера на­считывается до 11 течений с разнымипериодами).

Таким образом, дальнейшие наблюдениямогут привести нас к окончательному результату. Вопрос о связи аномальногорадиоизлучения Юпитера с периодом его вращения имеет немаловажное значение.Если, напри­мер, выяснится, что источник этого излучения не связан споверхностью Юпитера, то возникнет необходимость в более старательных поискахего связи с солнечной ак­тивностью.

Не так давно сотрудникиКалифорнийского техноло­гического института Ракхакришнан и Робертс наблюда­лирадиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах (31 см). Онииспользовали интерферометр с двумя пара­болическими зеркалами. Это позволило имразделить 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 наблюдениястали мощ­ным способом исследования физических условий в атмо­сфере Юпитера.

Мы кратко рассказали о двух видахрадиоизлучения Юпитера. Это, во-первых, главным образом тепловое ра­диоизлучениеатмосферы, которое наблюдается на санти­метровых волнах. Во-вторых,радиоизлучение на деци­метровых волнах, имеющее, по всей вероятности, нетеп­ловуюприроду.

Остановимся кратко на третьем видерадиоизлучения Юпитера, которое, как упоминалось выше, является не­обычным дляпланет. Этот вид радиоизлучения имеет также нетепловую природу и регистрируетсяна радио­волнах длиной в несколько десятков метров.

Ученым известны интенсивные шумовыебури и всплески «возмущенного» Солнца. Другой хорошо из­вестный источник такогорадиоизлучения — это так называемая Крабовидная туманность. Согласно пред­ставлениюо физических условиях в атмосферах и на поверхностях планет, котороесуществовало до 1955 г., никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоя­нии«дышать» по образцу разных по природе объектов — Солнца или Крабовиднойтуманности. Поэтому не удиви­тельно, что когда в 1955 г. наблюдатели заКрабовидной туманностью зарегистрировали дискретный источник радиоизлученияпеременной интенсивности, они не сразу решились отнести его на счет Юпитера. Ноникакого дру­гого объекта в этом направлении не было обнаружено, поэтому всю«вину» за возникновение довольно значи­тельного радиоизлучения в конце концоввозложили на Юпитер.

Характерной особенностью излученияЮпитера яв­ляется то, что радиовсплески 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 частотами 1—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 составляетоколо 40°. Не исключено также, что ударные волны вызываются про­цессами,происходящими на поверхности планеты, или конкретнее, что тут мы имеем дело спроявлением вулка­нической деятельности. В связи с этим необходимо пере­смотретьмодель внутреннего строения планет-гигантов. Что же касается окончательноговыяснения механизма происхождения низкочастотного радиоизлучения Юпи­тера, тоответ на этот вопрос следует отнести к будуще­му. Теперь же можно сказать лишьто, что источники этого излучения на основании наблюдений в течение восьми летне изменили своего положения на Юпитере. Следовательно, можно думать, что онисвязаны с по­верхностью планеты.

Таким образом, радионаблюденияЮпитера за по­следнее время стали одним из наиболее эффективных методовизучения этой планеты. И хотя, как это часто случается в начале нового этапаисследований, толко­вание результатов радионаблюдений Юпитера связано сбольшими трудностями, мнение в целом о нем как о холодной и «спокойной» планетедовольно резко изме­нилось.

Наблюдения показывают, что на видимойповерх­ности Юпитера есть много пятен, различных по форме, размеру, яркости идаже цвету. Расположение и вид этих пятен изменяются довольно быстро, и нетолько благо­даря быстрому суточному вращению планеты. Можно назвать несколькопричин, вызывающих эти изменения. Во-первых, это интенсивная атмосфернаяциркуляция, подобная той, которая происходит в атмосфере Земли благодаряналичию разных линейных скоростей враще­ния отдельных воздушных слоев;во-вторых, неодина­ковое нагревание солнечными лучами участков планеты,расположенных на разных широтах. Большую роль мо­жет играть также внутреннеетепло, источником которо­го является радиоактивный распад элементов.

Если фотографировать Юпитер напротяжении дли­тельного времени (скажем, в течение нескольких лет) в моменты наиболееблагоприятных атмосферных условий, то можно заметить изменения, происходящие наЮпи­тере, а точнее — в его атмосфере. Наблюдениям над этими изменениями (сцелью 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 атмо­сфереЮпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце.

Нет сомнений, что темные пятнаЮпитера принадле­жат плотному слою сплошных облаков, окружающих планету. Надэтим слоем находится довольно разрежен­ная газовая оболочка.

Атмосферное давление, создаваемоегазовой частью атмосферы Юпитера на уровне облаков, вероятно, не превышает20—30 мм. рт. ст. По крайней мере, газовая оболочка во время наблюденияЮпитера через синий светофильтр едва заметно уменьшает контрасты между темнымипятнами и яркой окрестностью. Следовательно, в целом газовый слой атмосферыЮпитера довольно прозрачный. Об этом свидетельствуют также фотомет­рическиеизмерения распределения яркости вдоль диа­метра Юпитера. Выяснилось, чтоуменьшение яркости к краю изображения планеты почти одинаковое как в синих, таки в красных лучах. Следует заметить, что между слоями облаков и газа на Юпитеререзкой гра­ницы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше зна­чение давленияна уровне облаков надо считать при­ближенным.

Химический состав атмосферы Юпитера,как и дру­гих планет, начали изучать еще в начале XX ст. Спектр Юпитера имеетбольшое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и винфракрасном участке. В 1932 г. почти каждая из этих полос была отождествлена сметаном или аммиаком.

Американские астрономы Данхем, Адельи Слайфер провели специальные лабораторные исследования и ус­тановили, чтоколичество аммиака в атмосфере Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 мпри давлении 1 атм., в то время как количество метана — 45 м придавлении 45 атм.

Основной составной частью атмосферыЮпитера яв­ляется, вероятно, водород. За последнее время это пред­положениеподтверждено наблюдениями.

Сатурн, бесспорно, —самая красивая планета Сол­нечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопанаблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при болеевнимательном наблюдении представ­ляет собой систему трех колец. Правда, этикольца отде­лены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому невсегда все три кольца удается рассмот­реть. Если наблюдать Сатурн при наилучшихатмосфер­ных условиях (при незначительном турбулентном дро­жании изображения ит.п.) и с увеличением в 700—800 раз, то даже на каждом из трех колец едвазаметны тон­кие концентрические полосы, напоминающие промежут­ки междукольцами. Самое светлое и самое широкое — среднее кольцо, а самое слабое пояркости — внутрен­нее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутреннийв 1,7 раза больше диаметра планеты.

За последнее время наиболее серьезнымисследова­нием колец Сатурна в нашей стране занимается мос­ковский астроном М.С. Бобров. Используя данные на­блюдений изменения яркости колец в зависимостиот их размещения по отношению к Земле и Солнцу или от так называемого углафазы, он определил размеры частиц, из которых состоят кольца.

Оказалось, что частицы, входящие всостав колец, в поперечнике достигают нескольких сантиметров и да­же метров. Порасчетам М. С. Боброва, толщина колец Сатурна не превышает 10—20 км.

Как и на Юпитере, на Сатурне виднытемные 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, чему Юпитера.


СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН

Итак, мы познакомились в общих чертахс семейством планет, близких к нашему светилу. Среди другого се­мейства,расположенного за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет необладает твердой по­верхностью в обычно понимаемом значении этого слова, о чеммы уже упоминали выше. Что же касается Плутона, то мы видели, что его никакнельзя 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 исамо семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это ихспутники, охватывающие ши­рокий диапазон размеров — от сопоставимых с планета­миземной группы до небольших астероидов.

К сожалению, сведения о большинствеэтих тел, осно­ванные на наземных наблюдениях, весьма ограничены. Касается этов первую очередь самых внешних спутни­ков Юпитера, Сатурна и Нептуна,обладающих наиболь­шими наклонениями и эксцентриситетами орбит. При­мерночетверть из них обращается вокруг своих планет не в прямом, а в обратномнаправлении. 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 послезахвата (за исключением возможно более интенсивной бомбардировки при нахождениив 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 оченьнизких темпера­турах конденсации во внешних областях Солнечной сис­темы и присравнительно малых размерах этих тел зна­чительная часть слагающего веществапредставляет собой водяной, метановый и аммонийный лед, который во многихслучаях должен обнаруживаться на поверхно­сти. Наиболее вероятным кажетсяналичие водяного льда вследствие его большого содержания в Солнечной системе, атакже 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 галилеевыхспутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна. Основой для этого выводапослужили спектры отраже­ния галилеевых спутников в сопоставлении со спектромльда из Н2О, которые показали, что характерные признаки ледяногопоглощения особенно четко присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда, взначительно меньшей степени они проявляются у Каллисто, а у Ио вообщеотсутствуют. Это привело к представлениям о су­щественных различияхповерхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции.

Аналогичная ситуация наблюдается успутников Са­турна, Покрытые водяным льдом поверхности (а неко­торые — возможнои целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана — Янус,Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. На других спутниках Сатурна, а такжеспутниках Урана и Нептуна, каких-либо свидетельств присутствия водяного илиобра­зующегося при еще более низких температурах конден­сации аммиачного илиметанового льда не найдено. У них низкая отражательная способность, чтосближает характеристики их поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба,спутники Урана Титания и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спут­никаСатурна Япета характерно то, что у него одна сторона (в направлении движения поорбите) светлая, с высокой отражательной способностью, а противополож­наясторона темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено.

К сожалению, ничего не известно оповерхности са­мого большого спутника Сатурна — 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. Какздесь не вспомнить существовавшие еще в 50-х годах нашего столетия близкие кэтим представления о поверх­ности Венеры: ведь и на ней предполагалось обилиеугле­водородов, моря нефти и даже пышная растительность. К сожалению,реальность уже не раз опровергала экзо­тические ожидания; очевидно, не будетисключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой.

В отличие от спутниковпланет-гигантов, у Плутона отождествлены  спектральные признаки метановогоконденсата. По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивностиотражения в двух спектраль­ных областях, в одной из которых расположены полосыпоглощения водяного и аммиачного льда, а в другой — сильная полоса поглощенияметанового льда, оказалось равным 1,6. Если взять чистый метановый лед и снятьте же спектры в лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в товремя как для спутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности этоотношение существенно меньше единицы. Это явля­ется довольно сильным аргументомв пользу наличия ме­тана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняетсуществовавшие до недавнего времени представления о его поверхности,образованной скальными породами, в сторону более реальных предположений опокрываю­щем ее протяженном ледяном слое.


СОСТАВ ИСТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ

В предыдущей главе мы уделили многовнимания 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. Особыйинтерес представляют галилеевы спутники Юпитера, на поверхностях которых, какмы видели, обнаружен целый ряд уникальных особенностей, а средняя плотностьпадает с ростом расстояния от Юпи­тера от 3,53 г/см3 для Ио до 1,79г/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 касаетсяспутника Ио, о кото­ром думали, что он потерял воду в отдаленную эпохувследствие максимального разогрева за счет радиоген­ного тепла в его недрах,сложенных силикатными поро­дами. Действительно, для тела таких размеров, какИо, любой реально допустимый запас долгоживущих радио­изотопов должен былисчерпаться в сравнительно ран­ний период тепловой эволюции; на другихгалилеевых спутниках роль внутренних источников тепла также не­эффективна. Темудивительнее было обнаружение на Ио исключительно сильной вулканическойактивности в со­временную эпоху. На ее вероятный источник указали известныйамериканский планетолог С. Пил и его со­трудники, опубликовавшие свою работубуквально за несколько месяцев до пролета первого «Вояджера»! Сей­час этопредположение, подкрепленное эксперименталь­ными фактами, кажется наиболееправдоподобным. При­чиной вулканической деятельности на Ио следует, оче­видно,считать приливный разогрев его недр. Дело в том, что под влиянием притяженияЕвропы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситета синхронной ор­биты Иовокруг Юпитера, что вызывает изменения амп­литуды постоянных крупномасштабных приливов.Рас­четы показали, что энерговыделение вследствие прилив­ной деформации этогоспутника достаточно, чтобы рас­плавить большую часть его недр. Полагают, что внастоя­щее время у Ио сохранилась лишь очень тонкая твердая кора толщиной в20—30 км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярногенерируемое тепло служит источником интенсивных извержений, непре­рывнойвулканической деятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другойобъект, сложенный в ос­новном льдом, то из-за быстрой потери легколетучихэлементов от него бы очень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путемисчезали ледяные тела, ис­пытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера илидругих планет-гигантов.

Модель приливных возмущений,предложенная для Ио, предсказывает наличие небольшого разогрева также длясоседней с ним Европы. Количественно этот эф­фект должен быть примерно напорядок меньше, одна­ко и в этом случае он достаточен для того, чтобы под­держиватьвнутреннюю активность ее недр. Отражением этой продолжающейся тепловойэволюции, очевидно, слу­жит грандиозная сетка трещин на удивительно гладкойповерхности льда, обусловленная тектоническими про­цессами. Европаприблизительно на 20% по массе со­стоит из водяного льда, сосредоточенного втолстой (≈100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протя­женностью внесколько сот километров.

Ганимед и Каллисто, судя по близкимзначениям их плотности (1,9 г/см3 и 1,8 г/см3), уже почтина 50% со­стоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверх­ностей этих двухтел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими на раннейста­дии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, при большемсодержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило более полнуюдиф­ференциацию 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 другихспутников гигантов известно еще меньше. Более или менее обоснованныепредположения опираются на спектрофотометрические характеристики ихповерхностей, хотя эти сведения, к сожалению, довольно ограничены.Теоретические моде­ли внутреннего строения строились Д. Льюисом, исхо­дя издопущений о равновесной или неравновесной кон­денсации вещества протопланетнойтуманности. Было по­казано, что при температурах конденсации ниже 160°Кобразуются тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льдапримерно в равном соотношении, если процесс аккумуляции протекает настолькомедлен­но, чтобы поддерживалось химическое равновесие с ок­ружающим газом. Вслучае же быстрой конденсации условия равновесия не обеспечиваются и образуютсяот­дельные слои, химически не взаимодействующие друг с другом. Такое тело будетиметь ядро, обладающее наи­большей плотностью и окруженное мантией, состоящейиз водяного льда и аммонийных гидросульфидов, а так­же кору из аммонийногольда. В обоих вариантах ак­кумуляции плотность образующихся тел оказываетсяприблизительно 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 непосредственнозависеть и ход тепловой эволюции твердых тел во внешних областях Солнечнойсистемы, что предопределяется различной температурой плавления слагающих ихльдов. Расчеты показали, что тела, состоящие из вещества углистых хондритов иводяного льда, будут проходить стадию расплавления и медленной дифференциациитолько при ус­ловии, если их радиус превышает 1000 км. Если же в составслагающего вещества входят аммонийные соеди­нения, расплавление будет иметь местои для тел мень­ших размеров. Поэтому, если радиус таких спутников не менее 700км, они будут дифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии,состоящей из во­дяного и растворов водно-аммонийного льда, и ледяной корытолщиной в несколько сот километров. Здесь мож­но усмотреть определеннуюаналогию с Ганимедом и Каллисто, исключая примесь аммонийных соединений. Вцелом такая структура, видимо, более характерна для сопоставимого с ними поразмерам Титана. Можно пред­полагать, что у таких крупных тел происходит болееполное расплавление вследствие выделения гравитаци­онной энергиидифференциации.

К таким телам непосредственнопримыкает и Плутон, на котором, вероятно, происходили менее активные про­цессы.В рамках моделей равновесной конденсации из протопланетной туманности притемпературе около 40 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) 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 этиммоде­лям, не позволяя, однако, сделать между ними выбор. При этом для любой изних средняя плотность планеты оказывается не выше 1,2 г/см3, аальбедо не менее 0,4, что соответственно уменьшает вероятный диаметр Плу­тонадо размеров Луны, а массу ограничивает несколь­кими тысячными долями от массыЗемли.


Список используемой литературы

1. М.Я. Маров. Планеты солнечнойсистемы

2. И.К. Ковалев. Мир планет

3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца

еще рефераты
Еще работы по астрономии