Введение - Строение удаленных планет-гигантов: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон

Планеты-гиганты - большие планеты, расположенные за поясом астероидов до Нептуна включительно: Сатурн, Юпитер, Уран. Они представляют собой газообразные тела, сжатые под гигантским давлением; они значительно больше по размерам и массе, чем планеты земной группы, меньше по плотности, быстрее вращаются. Планеты-гиганты имеют многочисленные семьи спутников и системы колец. Около 98% суммарной массы планет Солнечной системы приходится на долю Планет-гигантов. Планеты - наиболее массивные тела Солнечной системы, движущиеся по эллиптической орбите вокруг солнца. Светятся отраженным солнечным светом. Семейство планет-гигантов расположено за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает твердой поверхностью. Семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это их спутник, охватывающие широкий диапазон размеров - от сопоставимых с планетами земной группы до небольших астероидов.

Сведения об этих телах, основанные на наземных наблюдениях, до недавнего времени были весьма ограничены. Положение резко изменилось после пролетов космических аппаратов "Вояджер" через системы Сатурна и Юпитера. По-прежнему мало известно о самых внешних спутниках Юпитера и Сатурна, обладающих наибольшими наклонениями и эксцентриситетами орбит, а также, о спутниках Урана и Нептуна. Примерно четверть из обширного семейства спутников Юпитера, а также Феба-спутник Сатурна, находящиеся на самых далеких орбитах, обращаются 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. В то же время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скорее всего, являются иной, тесно связанной с периодом формирования самой планеты. Можно предположить, что при очень низкой температуре конденсации во внешних областях Солнечной системы при сравнительно малых размерах этих тел значительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, аммиачный и метановый 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 аммиачным и метановым льдом. На самом деле наблюдается, что водяной лед действительно был обнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна. Основой для этого вывода первоначально послужили спектры отражения галилеевых спутников в сопоставлении со спектром льда из воды, которые показали, что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко выделяются 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.

По результатам наземных астрономических наблюдений примерно аналогичная ситуация отмечалась у спутников Сатурна. Эти наблюдения привели к выводу о том, что покрытые водяным льдом поверхности или даже почти целиком ледяной состав имеют все крупные спутники внутри орбиты Титана-Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. Позднее к этому семейству был отнесен Гиперион. Менее определенные выводы можно было сделать относительно Япета, у которого еще открывший его в семнадцатом веке Д. Кассини обнаружил удивительную особенность: одна его сторона в направлении движения по орбите обладает в несколько раз более высокой отражательной способностью, чем противоположенная. Значительно позднее поверхность на светлой стороне по своему составу была отождествлена с водяным льдом, а отражение от темной оказалась столь же низким как у угольной пыли.

Пока 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 ультрофиалетового излучения образуются сложные углеводы - такие как этан, этилен и ацетилен. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзотические ожидания; будет ли исключением Титае с его, как было недавно установлено, холодной азотной атмосферой?

Лишь к началу 80-х голов, благодаря открывшейся возможности получения высококачественных спектров в ближней ИК-области при помощи большого инфракрасного телескопа на обсерватории Муана-кеа, удалось получить надежные сведения о спутниках Урана. Наличие характерных полос поглощение в интервале длин волн 1,5-2,5 км позволило американским астрономам Р. Брауну и Д. Крукшенку сделать вывод, что поверхность Ариэля, Титании, Оберона и Умбриеля также образованы водяным льдом. При этом оказалось, что чисто ледяную поверхность имеет только Ариэль, в то время как в спектрах остальных присутствуют признаки другой компоненты, частично покрывающий лед или перемешанной со льдом. Такой компонентой могли бы быть силикатные породы. В целом просматривается определенная закономерность: чем спутник дольше от планеты, тем количество примесей больше. По характеру отражения степень "загрязнения" ледяных поверхностей спутников Урана в среднем выше, чем, например, поверхность Ганимеда, но меньше, чем темной стороны Япета. Что касается спутников Нептуна, то каких-либо свидетельств присутствия водяного или образующегося при еще более низких температурах конденсации аммиачного или метанового льда пока не найдено. Это - вопрос будущих исследований, потребующих дальнейшего совершенствования методик и инструментов для проведения этих очень трудных наблюдений.

Состав и структура атмосфер планет-гигантов сильно отличается от атмосфер планет земной группы. Основные составляющие - водород и гелий, а также метан и аммиак. В атмосфере Юпитера свыше 87% по объему водорода и примерно 13% гелия, остальные газы, включая метан, аммиак, воду, находятся в виде примесей, на уровне десятых сотых процента. Примерно анологичная ситуация в атмосфере Сатурна, в то время как в атмосферах Урана и Нептуна относительное содержания аммиака и метана значительно больше. В атмосфере Юпитера обнаружены также молекулы окиси углерода, фосфина, циана, и, наконец, высшие углеводороды - этан, ацетилен. Этан, очевидно, образуется в результате ультрафиолетового фотолиза метана, а не насыщенные углеводороды - в каталитических реакциях с образованием дополнительной углеродной связи.

Существование углеводов породило гипотезы о возможном абиогенном органическом синтезе в атмосфере Юпитере под влиянием солнечной ультрафиолетовой и высоко энергичной корпускулярной радиации, а также грозовых разрядов в облаках, происходящих благодаря эффективному разделению зарядов в условиях интенсивной конвекции. К. Саганом и Б. Кхаре были проведены эксперименты по моделированию такого рода процессов, позволившие получить обширный класс сложных органических соединений, вплоть до аминокислот, и отождествить их спектральные характеристики в видимой и ближней инфракрасной областях длин волн со спектрами Юпитера. Возможно, что органические полимеры, обладающие широкой гаммой цветов, вносят определенный вклад в окраску Юпитера. Однако основную роль здесь, по-видимому, играют образующийся при разложении фосфина аморфной красный фосфор, водородные и аммонийные полисульфиды и сера. Они-то и окрашивают диск планеты в красно-коричневые и желтые цвета, поскольку сами основные составляющие - водород и гелий, а также метан и аммиак в любой фазе остаются практически бесцветными.

Модель верхней части газовой оболочки Юпитера построена по данным измерения температуры при помощи инфракрасных радиометров и радиозатменных измерений при пролетах около Юпитера космических аппаратов "Пионер" и "Вояджер". Нуль высоты соответствует некоторому произвольно выбранному значению на шкале давления. Давлению в 1атм соответствует температура 170 К. Тропопауза находится на уровне с давлением 0,1 атм. и температурой 115 К. Во всей нижележащей тропосфере высотный ход температуры можно охарактеризовать адиабатическим градиентом в водородногелевой среде - около 2 К на километр. Спектр радиоизлучения Юпитера также свидетельствует об устойчивом росте радиояркостной температуры с глубиной. Выше тропопаузы расположена область температурной инверсии, где температура вплоть до давлений порядка 1 мбар постоянно возрастает примерно до 180 К. Это значение сохраняется в мезосфере. Которая характеризуется почти изотермией до уровня с давлением примерно 10 минус шестой степени атм., а выше начинается термосфера, переходящая в экзосферу с температурой 1250 К.

В структуре облаков Юпитера выделяются три основных соля: самый верхний, при давлении около 0,5 атм, состоящий из кристаллического аммиака, промежуточный - из гидросульфида аммония и нижний, при давлении в несколько атмосфер - из обычного водяного льда. Такая модель в целом удовлетворяет совокупности имеющихся экспериментальных данных и хорошо объясняет характерную окраску зон и поясов: расположенные выше в атмосфере светлые зоны содержат ярко-белые кристаллы аммиака, а расположенные глубже пояса - красно-коричневые кристаллы гидросульфида аммония. В некоторых моделях, исходя из геохимических соображений, допускается также существование самого нижнего, четвертого слоя облаков, состоящего из жидкого аммиака. Подобно Земле и Венере, в атмосфере Юпитера зарегистрированы молнии. Судя по запечатленным на фотографиях "Вояджера" световым вспышкам, интенсивность разрядов чрезвычайно велика. Пока не ясно, однако, в какой мере эти явления связаны с облаками, поскольку вспышки обнаружены на больших высотах, чем ожидалось.

Эффективная температура Сатурна вследствие большого расстояния от солнца ниже, чем у Юпитера. Но в целом структура атмосферы, профили температуры и давления, полностью облачного покрова похожи на юпитерианские, хотя поверхность облаков выглядит более однородной, что, возможно, объясняется наличием протяжной надоблачной дымки. По данным радиоизмерений на "Вояджере-2" температура на уровне с давлением 1,2 атм составляет около 145 К и медленно понижается с адиабатическим градиентом 0,85 К/км. В тропопаузе при давлении около 0,07 атм температура примерно 80 К. Верхняя граница облаков у экватора расположена выше, чем у полюсов, и цвет их изменяется от сине-зеленого в приполярной зоне до красно-коричневого начиная с широты примерно 50 градусов. В средних и низких широтах хорошо различаются отдельные пояса и зоны, выраженные, однако, слабее, чем у Юпитера. Зоны расположены выше поясов, поскольку, как показали измерения при помощи инфракрасного радиометра, их температура ниже.

В изучении облаков и Юпитера и Сатурна большой вклад вносят результаты наземных фотометрических, спектральных и поляризационных наблюдений, которые регулярно проводятся группами российских астрономов. Эти наблюдения позволяют изучать вертикальную структуру облаков, прослеживать их пространственно-временные вариации, связанные с динамикой процесса в атмосфере. Истолкование особенностей отражательных свойств этих планет позволило, в частности, сделать вывод об аэрозольной дымке, расположенной выше основного покрова и имеющей наибольшую оптическую толщу над полярными областями. По-видимому, с ее присутствием связано наблюдаемое потемнение полярных областей, особенно сильное в ультофиалете. Нельзя, однако, исключить того, что уменьшение в ультрофиалетовой области спектра обусловлено существованием выше слоя дымки поглощающих частиц, подобно тому, как это имеет место и в надоблачной атмосфере Венеры. Однако по измерениям на космических аппаратах поглощающий агент обнаружен не был. При пролете около Сатурна было зарегистрировано интенсивное ультрафиолетовое свечение за счет рассеяния атомарным водородом, источникам которого, возможно, служит кольца.

Особенности атмосфер Урана и Нептуна обуславливаются еще более низких эффективными температурами и ужу упоминавшимися значительно большими концентрациями метана и аммиака. Особенно важную роль играет метан. Спектры отражения этих планет в видимой области с хорошо известными метановыми полосами поглощения почти не имеют различий. К сожалению, анализ содержания этого газа и оценки давления и температуры на уровне формирования полос сильно осложняются трудностями в определении эквивалентных ширин линии ограниченностью лабораторных данных о полосах СН4 спектральном интервале короче 1,1 мкм, где поглощение имеет сложный характер. Поэтому в качестве эталона сравнение обычного используется измерение эквивалентных ширин в спектрах Юпитера и Сатурна, где содержание метана определено более надежно, с погрешность примерно не выше 50%. Согласно этим результатам на уровне формирования полос при температуре примерно 90 К, на котором линии СН4/Н2 существенно превышает солнечное значение, а обогащенность углеродом достигает примерно 50 раз.

Структура атмосфер Урана и Нептуна, по-видимому, также заметно отличается от Юпитера и Сатурна. На это указывает, в частности их спектры радиоэмисси, в которых не обнаруживается значительного возрастания яркостной температуры в области от3 до 10 см, как это наблюдается при быстром росте температуры с глубиной. По совокупности результатов анализа спектральных наблюдений и расчетов ослабления по высоте теплового потока. Р. Даниэльсом были расчитаны модели атмосфер этих планет. При этом использовались различные предположения относительно расположения эффективного уровня отражения солнечной радиации и границы облачного слоя, а повеление термодинамических параметров контролировалось ходом кривой давления насыщающих паров метана. Наиболее близкими к реальности, объясняющими измеренный ход яркостных температур, оказались модели, в которых допускается переменный по высоте тепловой поток и наличие в атмосфере инверсионных слоев. Предстоит еще, однако, затратить не мало усилий, прежде чем сведения об атмосферах Урана и Нептуна станут значительно более определенными.

Введение - Строение удаленных планет-гигантов: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон

Похожие статьи