Планеты-гиганты

Министерство образования РФ

Курский электромеханический техникум

реферат

по предмету: Физика

на тему: Планеты-гиганты

выполнил: студентка гр. ТЭП-11

Рюмшина Ю.Н.

Проверил: преподаватель физики

Шевцова С.А.

Курск-2001

План

1. Планеты-гиганты

2. Спутники планет-гигантов и Плутон

3. Состав и строение спутников планет-гигантов

4. Список используемой литературы

ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

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

Уже довольно давно установили, что атмосферы планет-гигантов состоят из метана, аммиака, водорода, гелия. Полосы поглощения метана и аммиака в спектрах больших планет видны в огромном количестве. Причем с переходом от Юпитера к Нептуну метановые полосы постепенно усиливаются, а полосы аммиака слабеют. Основная часть атмосфер планет-гигантов заполнена густыми облаками, над которыми простирается довольВнно прозрачный газовый слой, где ВлплаваютВ» мелкие частицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана.

Вполне естественно, что среди планет-гигантов лучВнше всего изучены две ближайшие к нам тАФ Юпитер и Сатурн.

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

Юпитер является одной из наиболее удивительных планет Солнечной системы, и мы уделяем ему значительВнно больше внимания, чем Сатурну. Необычайным в этой планете является не ее полосатое тело с довольно быстрым перемещением темных полос и изменением их ширины и не огромное красное пятно, диаметр которого около 60 тыс. км., изменяющее время от времени свой цвет и яркость, и, наконец, не его ВлгосподствующееВ» по размеру и массе положение в планетной семье. Необычайное заВнключается в том, что Юпитер, как показали радиоВнастрономические наблюдения, является источником не только теплового, а и так называемого нетеплового раВндиоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойные процессы, нетепловое радиоизлучение являВнется совсем неожиданным.

То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются источниками теплового радиоизлучения, теперь тверВндо установлено и не вызывает у ученых никакого сомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением планет и является ВлостаткомВ», а точнеетАФнизкочастотным ВлхвостомВ» теплового спектра нагретого тела. Поскольку механизм теплового радиоВнизлучения хорошо известен, такие наблюдения позвоВнляют измерять температуру планет. Тепловое радиоизВнлучение регистрируется с помощью радиотелескопов сантиметрового диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на волне 3 см дали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения в инВнфракрасных лучах. В среднем эта температура составляВнет околотАФ 150В°С. Но случается, что отклонения от этой средней температуры достигают 50тАФ70, а иногда 140В°С, как, например, в апреле тАФ мае 1958 г. К сожалению, пока не удалось выяснить, связаны ли эти отклонения радиоВнизлучения, 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 наиВнлучшей разрешающей способности крупнейших радиотеВнлескопов и что, следовательно, невозможно наблюдать отдельные части поверхности. Существующие наблюдеВнния еще очень немногочисленны для того, чтобы отвеВнтить на эти вопросы.

Что касается затруднений, связанных с низкой разВнрешающей способностью радиотелескопов, то в отношеВннии Юпитера можно попробовать их обойти. Нужно только надежно установить на основании наблюдений период аномального радиоизлучения, а потом сравнить его с периодом вращения отдельных зон Юпитера. Вспомним, что период 9 час. 50 мин., тАФ это период вращения его экватоВнриальной зоны. Период для зон умеренных широт на 5тАФ6 мин. больший (вообще на поверхности Юпитера наВнсчитывается до 11 течений с разными периодами).

Таким образом, дальнейшие наблюдения могут привести нас к окончательному результату. Вопрос о связи аномального радиоизлучения Юпитера с периодом его вращения имеет немаловажное значение. Если, наприВнмер, выяснится, что источник этого излучения не связан с поверхностью Юпитера, то возникнет необходимость в более старательных поисках его связи с солнечной акВнтивностью.

Не так давно сотрудники Калифорнийского технолоВнгического института Ракхакришнан и Робертс наблюдаВнли радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах (31 см). Они использовали интерферометр с двумя параВнболическими зеркалами. Это позволило им разделить угловые размеры источника, который представляет соВнбой кольцо в плоскости экватора Юпитера, диаметром около трех диаметров планеты. Температура Юпитера, которую определили на дециметровых волнах, оказалась слишком высокой для того, чтобы можно было считать природу источника этого радиоизлучения тепловой. ОчеВнвидно, тут мы имеем дело с излучением, происходящим от заряженных частиц, захваченных магнитным полем Юпитера, а также сконцентрированных вблизи планеты благодаря значительному гравитационному полю.

Итак, радиоастрономические наблюдения стали мощВнным способом исследования физических условий в атмоВнсфере Юпитера.

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

Остановимся кратко на третьем виде радиоизлучения Юпитера, которое, как упоминалось выше, является неВнобычным для планет. Этот вид радиоизлучения имеет также нетепловую природу и регистрируется на радиоВнволнах длиной в несколько десятков метров.

Ученым известны интенсивные шумовые бури и всплески ВлвозмущенногоВ» Солнца. Другой хорошо изВнвестный источник такого радиоизлучения тАФ это так называемая Крабовидная туманность. Согласно предВнставлению о физических условиях в атмосферах и на поверхностях планет, которое существовало до 1955 г., никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состояВннии ВлдышатьВ» по образцу разных по природе объектов тАФ Солнца или Крабовидной туманности. Поэтому не удивиВнтельно, что когда в 1955 г. наблюдатели за Крабовидной туманностью зарегистрировали дискретный источник радиоизлучения переменной интенсивности, они не сразу решились отнести его на счет Юпитера. Но никакого друВнгого объекта в этом направлении не было обнаружено, поэтому всю ВлвинуВ» за возникновение довольно значиВнтельного радиоизлучения в конце концов возложили на Юпитер.

Характерной особенностью излучения Юпитера явВнляется то, что радиовсплески длятся недолго (0,5тАФ1,5 сек.). Поэтому в поисках механизма радиоволн в этом случае приходится исходить из предположения либо о дисВнкретном характере источника (подобного разрядам), либо о довольно узкой направленности излучения, если источник действует непрерывно. Одну из возможных причин происхождения радиовсплесков Юпитера объясВнняла гипотеза, согласно которой в атмосфере планеВнты возникают электрические разряды, напоминающие молнию. Но позднее выяснилось, что для образования столь интенсивных радиовсплесков Юпитера мощность разрядов должна быть почти в миллиард раз большей, чем на Земле. Это значит, что, если радиоизлучение ЮпиВнтера возникает благодаря электрическим разрядам, то последние должны носить совершенно иной характер, чем возникающие во время грозы на Земле. Из других гипоВнтез заслуживает внимания предположение, что Юпитер окружен ионосферой. В этом случае источником возбужВндения ионизованного газа с частотами 1тАФ25 мгц могут быть ударные волны. Для того чтобы такая модель соглаВнсовалась с периодическими кратковременными радиоВнвсплесками, следует сделать предположение о том, что раВндиоизлучение выходит в мировое пространство в граниВнцах конуса, вершина которого совпадает с положением источника, а угол у вершины составляет около 40В°. Не исключено также, что ударные волны вызываются проВнцессами, происходящими на поверхности планеты, или конкретнее, что тут мы имеем дело с проявлением вулкаВннической деятельности. В связи с этим необходимо переВнсмотреть модель внутреннего строения планет-гигантов. Что же касается окончательного выяснения механизма происхождения низкочастотного радиоизлучения ЮпиВнтера, то ответ на этот вопрос следует отнести к будущеВнму. Теперь же можно сказать лишь то, что источники этого излучения на основании наблюдений в течение восьми лет не изменили своего положения на Юпитере. Следовательно, можно думать, что они связаны с поВнверхностью планеты.

Таким образом, радионаблюдения Юпитера за поВнследнее время стали одним из наиболее эффективных методов изучения этой планеты. И хотя, как это часто случается в начале нового этапа исследований, толкоВнвание результатов радионаблюдений Юпитера связано с большими трудностями, мнение в целом о нем как о холодной и ВлспокойнойВ» планете довольно резко измеВннилось.

Наблюдения показывают, что на видимой поверхВнности Юпитера есть много пятен, различных по форме, размеру, яркости и даже цвету. Расположение и вид этих пятен изменяются довольно быстро, и не только благоВндаря быстрому суточному вращению планеты. Можно назвать несколько причин, вызывающих эти изменения. Во-первых, это интенсивная атмосферная циркуляция, подобная той, которая происходит в атмосфере Земли благодаря наличию разных линейных скоростей вращеВнния отдельных воздушных слоев; во-вторых, неодинаВнковое нагревание солнечными лучами участков планеты, расположенных на разных широтах. Большую роль моВнжет играть также внутреннее тепло, источником котороВнго является радиоактивный распад элементов.

Если фотографировать Юпитер на протяжении длиВнтельного времени (скажем, в течение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий, то можно заметить изменения, происходящие на ЮпиВнтере, а точнее тАФ в его атмосфере. Наблюдениям над этими изменениями (с целью их объяснения) сейчас уделяют большое внимание астрономы разных стран. Греческий астроном Фокас, сравнивая карты Юпитера, созданные в разные периоды (иногда с интервалом в десятки лет), пришел к заключению: изменения в атмоВнсфере Юпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце.

Нет сомнений, что темные пятна Юпитера принадлеВнжат плотному слою сплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольно разреженВнная газовая оболочка.

Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера на уровне облаков, вероятно, не превышает 20тАФ30 мм. рт. ст. По крайней мере, газовая оболочка во время наблюдения Юпитера через синий светофильтр едва заметно уменьшает контрасты между темными пятнами и яркой окрестностью. Следовательно, в целом газовый слой атмосферы Юпитера довольно прозрачный. Об этом свидетельствуют также фотометВнрические измерения распределения яркости вдоль диаВнметра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение яркости к краю изображения планеты почти одинаковое как в синих, так и в красных лучах. Следует заметить, что между слоями облаков и газа на Юпитере резкой граВнницы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше знаВнчение давления на уровне облаков надо считать приВнближенным.

Химический состав атмосферы Юпитера, как и друВнгих планет, начали изучать еще в начале XX ст. Спектр Юпитера имеет большое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и в инфракрасном участке. В 1932 г. почти каждая из этих полос была отождествлена с метаном или аммиаком.

Американские астрономы Данхем, Адель и Слайфер провели специальные лабораторные исследования и усВнтановили, что количество аммиака в атмосфере Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 м при давлении 1 атм., в то время как количество метана тАФ 45 м при давлении 45 атм.

Основной составной частью атмосферы Юпитера явВнляется, вероятно, водород. За последнее время это предВнположение подтверждено наблюдениями.

Сатурн, бесспорно, тАФ самая красивая планета СолВннечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представВнляет собой систему трех колец. Правда, эти кольца отдеВнлены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удается рассмотВнреть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосферВнных условиях (при незначительном турбулентном дроВнжании изображения и т.п.) и с увеличением в 700тАФ800 раз, то даже на каждом из трех колец едва заметны тонВнкие концентрические полосы, напоминающие промежутВнки между кольцами. Самое светлое и самое широкое тАФ среднее кольцо, а самое слабое по яркости тАФ внутренВннее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутренний в 1,7 раза больше диаметра планеты.

За последнее время наиболее серьезным исследоваВннием колец Сатурна в нашей стране занимается мосВнковский астроном М. С. Бобров. Используя данные наВнблюдений изменения яркости колец в зависимости от их размещения по отношению к Земле и Солнцу или от так называемого угла фазы, он определил размеры частиц, из которых состоят кольца.

Оказалось, что частицы, входящие в состав колец, в поперечнике достигают нескольких сантиметров и даВнже метров. По расчетам М. С. Боброва, толщина колец Сатурна не превышает 10тАФ20 км.

Как и на Юпитере, на Сатурне видны темные полосы, расположенные параллельно экватору. Так же как и для Юпитера, для Сатурна характерна разная скорость вращения для зон с различными широтами. Правда, полосы на диске Сатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера.

СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН

Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких к нашему светилу. Среди другого сеВнмейства, расположенного за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает твердой поВнверхностью в обычно понимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касается Плутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни по размерам, ни по ряду других характеВнристик. Скорее он напоминает крупный астероид (или же систему из двух астероидов), поэтому некоторые исВнследователи вообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие шиВнрокий диапазон размеров тАФ от сопоставимых с планетаВнми земной группы до небольших астероидов.

К сожалению, сведения о большинстве этих тел, осноВнванные на наземных наблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешних спутниВнков Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наибольВншими наклонениями и эксцентриситетами орбит. ПриВнмерно четверть из них обращается вокруг своих планет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенно указывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченные астероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей не претерпели заметных изменений после захвата (за исключением возможно более интенсивной бомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела). В то же время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скорее всего, является иной, тесно связанной с периодом формиВнрования самой планеты.

Можно предположить, что при очень низких темпераВнтурах конденсации во внешних областях Солнечной сисВнтемы и при сравнительно малых размерах этих тел знаВнчительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, метановый и аммонийный лед, который во многих случаях должен обнаруживаться на поверхноВнсти. Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда вследствие его большого содержания в Солнечной системе, а также более высокой стабильности по сравВннению с аммонийным и метановым льдом.

Что же наблюдается на самом деле? Водяной лед дейВнствительно был обнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна. Основой для этого вывода послужили спектры отражеВнния галилеевых спутников в сопоставлении со спектром льда из Н₂О, которые показали, что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда, в значительно меньшей степени они проявляются у Каллисто, а у Ио вообще отсутствуют. Это привело к представлениям о суВнщественных различиях поверхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции.

Аналогичная ситуация наблюдается у спутников СаВнтурна, Покрытые водяным льдом поверхности (а некоВнторые тАФ возможно и целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана тАФ Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. На других спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либо свидетельств присутствия водяного или обраВнзующегося при еще более низких температурах конденВнсации аммиачного или метанового льда не найдено. У них низкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спутВнника Сатурна Япета характерно то, что у него одна сторона (в направлении движения по орбите) светлая, с высокой отражательной способностью, а противоположВнная сторона темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено.

К сожалению, ничего не известно о поверхности саВнмого большого спутника Сатурна тАФ Титана, по размерам превышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изуВнчению отражательных свойств его поверхности мешает атмосфера. Предполагали, что поверхность Титана может состоять из водяного или метанового льда. ВыдвигаВнлась гипотеза, согласно которой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последней лежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что в метаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излучения образуются сложные углеВнводороды тАФ такие, как этан, этилен и ацетилен. Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-х годах нашего столетия близкие к этим представления о поверхВнности Венеры: ведь и на ней предполагалось обилие углеВнводородов, моря нефти и даже пышная растительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзоВнтические ожидания; очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой.

В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены спектральные признаки метанового конденсата. По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двух спектральВнных областях, в одной из которых расположены полосы поглощения водяного и аммиачного льда, а в другой тАФ сильная полоса поглощения метанового льда, оказалось равным 1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры в лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как для спутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношение существенно меньше единицы. Это являВнется довольно сильным аргументом в пользу наличия меВнтана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшие до недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальными породами, в сторону более реальных предположений о покрываюВнщем ее протяженном ледяном слое.

СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ

В предыдущей главе мы уделили много внимания спутникам планет-гигантов, рассказам о свойствах их поверхностей. Одновременно затрагивались проблемы внутреннего строения и эволюции их недр, ключом к реВншению которых служат наблюдаемые поверхностные структуры. Особый интерес представляют галилеевы спутники Юпитера, на поверхностях которых, как мы видели, обнаружен целый ряд уникальных особенностей, а средняя плотность падает с ростом расстояния от ЮпиВнтера от 3,53 г/см³ для Ио до 1,79 г/см³ для Каллисто. Изменение плотности естественно отражает различия в составе слагающих эти спутники пород. РасВнчетные модели их внутренней структуры еще до полетов космических аппаратов ВлВояджерВ» привели к представВнлениям о том, что Ио и Европа почти целиком состоят из вещества горных пород, в то время как у Ганимеда и Каллисто из них сложены только центральные части (ядра), а внешние оболочки образованы водяным или водно-аммонийным льдом. Нужно сказать, что эти предВнположения в своих основных чертах оправдались, но, конечно, сейчас мы узнали об этих небесных телах неВнсравненно больше.

В первую очередь это касается спутника Ио, о котоВнром думали, что он потерял воду в отдаленную эпоху вследствие максимального разогрева за счет радиогенВнного тепла в его недрах, сложенных силикатными пороВндами. Действительно, для тела таких размеров, как Ио, любой реально допустимый запас долгоживущих радиоВнизотопов должен был исчерпаться в сравнительно ранВнний период тепловой эволюции; на других галилеевых спутниках роль внутренних источников тепла также неВнэффективна. Тем удивительнее было обнаружение на Ио исключительно сильной вулканической активности в соВнвременную эпоху. На ее вероятный источник указали известный американский планетолог С. Пил и его соВнтрудники, опубликовавшие свою работу буквально за несколько месяцев до пролета первого ВлВояджераВ»! СейВнчас это предположение, подкрепленное экспериментальВнными фактами, кажется наиболее правдоподобным. ПриВнчиной вулканической деятельности на Ио следует, очеВнвидно, считать приливный разогрев его недр. Дело в том, что под влиянием притяжения Европы и Ганимеда возникают возмущения эксцентриситета синхронной орВнбиты Ио вокруг Юпитера, что вызывает изменения ампВнлитуды постоянных крупномасштабных приливов. РасВнчеты показали, что энерговыделение вследствие приливВнной деформации этого спутника достаточно, чтобы расВнплавить большую часть его недр. Полагают, что в настояВнщее время у Ио сохранилась лишь очень тонкая твердая кора толщиной в 20тАФ30 км, которая пульсирует вместе с приливами и отливами. Регулярно генерируемое тепло служит источником интенсивных извержений, непреВнрывной вулканической деятельности. Очевидно, если бы на месте Ио оказался другой объект, сложенный в осВнновном льдом, то из-за быстрой потери легколетучих элементов от него бы очень скоро ничего не осталось. Возможно, что таким путем исчезали ледяные тела, исВнпытавшие аналогичные эффекты вблизи Юпитера или других планет-гигантов.

Модель приливных возмущений, предложенная для Ио, предсказывает наличие небольшого разогрева также для соседней с ним Европы. Количественно этот эфВнфект должен быть примерно на порядок меньше, однаВнко и в этом случае он достаточен для того, чтобы подВндерживать внутреннюю активность ее недр. Отражением этой продолжающейся тепловой эволюции, очевидно, слуВнжит грандиозная сетка трещин на удивительно гладкой поверхности льда, обусловленная тектоническими проВнцессами. Европа приблизительно на 20% по массе соВнстоит из водяного льда, сосредоточенного в толстой (≈100 км) коре и водно-ледяной мантии (шуге) протяВнженностью в несколько сот километров.

Ганимед и Каллисто, судя по близким значениям их плотности (1,9 г/см³ и 1,8 г/см³), уже почти на 50% соВнстоят из водяного льда. Вместе с тем различия поверхВнностей этих двух тел говорят о том, что их эволюция шла различными путями, зависившими на ранней стаВндии от обилия радиоактивных источников разогрева. На Ганимеде, при большем содержании силикатов, они были более эффективны, что обусловило более полную дифВнференциацию вещества и образование менее тонкого ледяного покрова у поверхности. У Ганимеда предполаВнгается, таким образом, несколько большее по массе, чем у Каллисто, силикатное ядро, водно-ледяная мантия (возВнможно со слабыми внутренними конвективными движеВнниями) и ледяная кора. В то же время Каллисто, видиВнмо, обладает наиболее толстой ледяной корой и содерВнжит наибольшее количество воды среди всех галилееВнвых спутников, причем в его водно-ледяной мантии, веВнроятно, сохранились значительные включения скальВнных пород.

О внутреннем строении других спутников гигантов известно еще меньше. Более или менее обоснованные предположения опираются на спектрофотометрические характеристики их поверхностей, хотя эти сведения, к сожалению, довольно ограничены. Теоретические модеВнли внутреннего строения строились Д. Льюисом, исхоВндя из допущений о равновесной или неравновесной конВнденсации вещества протопланетной туманности. Было поВнказано, что при температурах конденсации ниже 160В°К образуются тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда примерно в равном соотношении, если процесс аккумуляции протекает настолько медленВнно, чтобы поддерживалось химическое равновесие с окВнружающим газом. В случае же быстрой конденсации условия равновесия не обеспечиваются и образуются отВндельные слои, химически не взаимодействующие друг с другом. Такое тело будет иметь ядро, обладающее наиВнбольшей плотностью и окруженное мантией, состоящей из водяного льда и аммонийных гидросульфидов, а такВнже кору из аммонийного льда. В обоих вариантах акВнкумуляции плотность образующихся тел оказывается приблизительно одинаковой, не сильно отличающейся от плотности водяного льда. Для больших тел, таких, как Титан, предполагаемая плотность выше (1,5тАФ1,9 г/см³) за счет несколько большей фракции силикатов в слаВнгающем их веществе.

От состава должен непосредственно зависеть и ход тепловой эволюции твердых тел во внешних областях Солнечной системы, что предопределяется различной температурой плавления слагающих их льдов. Расчеты показали, что тела, состоящие из вещества углистых хондритов и водяного льда, будут проходить стадию расплавления и медленной дифференциации только при усВнловии, если их радиус превышает 1000 км. Если же в состав слагающего вещества входят аммонийные соедиВннения, расплавление будет иметь место и для тел меньВнших размеров. Поэтому, если радиус таких спутников не менее 700 км, они будут дифференцироваться с выделением силикатного ядра, мантии, состоящей из воВндяного и растворов водно-аммонийного льда, и ледяной коры толщиной в несколько сот километров. Здесь можВнно усмотреть определенную аналогию с Ганимедом и Каллисто, исключая примесь аммонийных соединений. В целом такая структура, видимо, более характерна для сопоставимого с ними по размерам Титана. Можно предВнполагать, что у таких крупных тел происходит более полное расплавление вследствие выделения гравитациВнонной энергии дифференциации.

К таким телам непосредственно примыкает и Плутон, на котором, вероятно, происходили менее активные проВнцессы. В рамках моделей равновесной конденсации из протопланетной туманности при температуре около 40 К это тело, очевидно, аккумулировалось преимущественно из метанового льда, и слагающее его вещество не преВнтерпело в дальнейшем заметной дифференциации. ДруВнгая возможность тАФ 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 отВнражения Плутона благоприятствует обеим этим модеВнлям, не позволяя, однако, сделать между ними выбор. При этом для любой из них средняя плотность планеты оказывается не выше 1,2 г/см³, а альбедо не менее 0,4, что соответственно уменьшает вероятный диаметр ПлуВнтона до размеров Луны, а массу ограничивает нескольВнкими тысячными долями от массы Земли.

Список используемой литературы

1. М.Я. Маров. Планеты солнечной системы

2. И.К. Ковалев. Мир планет

3. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца

Вместе с этим смотрят:

Астрология-этап развития астрономии

Бесконечные воды вселенной

Биографии астрономов

Биографии астрономов_2

Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии