Юпитер, Cатурн, Уран и Нептун

ЮПИТЕР, САТУРН, УРАН И НЕПТУН

Эти четыре планеты, часто называемые планетами-гигантами, по своим размерам, массе, плотности, внутреннему строению и составу резко отличаются от планет земной группы. Отличительными свойствами планет-гигантов являются:

1. Большие массы: от 15 земных масс у Урана до 318 у Юпитера.

2. Низкие средние плотности: от 0,70 г/см3 у Сатурна до 1,71г/см3 у Нептуна.

3. Быстрое вращение вокруг оси (периоды вращения от 9 час. 50 мин. у Юпитера до 15 час. 48 мин. у Нептуна). Юпитер и Сатурн вращаются не как твердые тела: период вращения у них растет от экватора к полюсам. Возможно, что то же самое имеет место у Урана и Нептуна.

4. Планеты-гиганты не имеют твердой поверхности. Наблюдаемые в телескоп поверхности этих планет образованы плотными облаками.

5. Атмосферы планет-гигантов (как и все их вещество) имеют в основном водородно-гелиевый состав. Кроме чистого молекулярного водорода (Н2) в спектрах этих планет наблюдаются полосы поглощения соединений водорода: метана (СН4) и аммиака (NН3). За последнее время в спектре Юпитера обнаружены также этан (С2Н6), ацетилен (С2Н2), фосфен (РН3) и даже водяной пар (Н2О), правда, в ничтожных количествах. Все это тоже соединения водорода.

Оси вращения планет-гигантов расположены весьма разнообразно. Ось Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, Ось Сатурна наклонена к ней на угол 62° (близкий к углам наклона осей Земли и Марса), а ось Урана лежит почти в плоскости орбиты: она наклонена к этой плоскости на угол в 8°, но так, что вращение планеты, как и у Венеры, является обратным направлению вращения всех остальных планет.

Своеобразное положение оси Урана приводит к тому, что за длительный период обращения его вокруг Солнца (84 года) Солнце на небе планеты перемещается от северного небесного полюса до южного, а затем снова через экватор до северного полюса.

В телескоп на диске Юпитера (рис. 30) видны темные полосы, параллельные экватору планеты, разделенные светлыми промежутками — зонами. Полярные области всегда темные — их называют полярными шапками, хотя они ничего общего не имеют с полярными шапками Марса, поскольку представляют собой облачные образования.

В полосах и зонах наблюдаются те или иные детали: темные и светлые пятна, выступы или углубления в полосах, «мостики» между двумя полосами и т. д. Они хорошо видны на рис. 30.

Полосы на диске Сатурна (рис. 31) видны значительно хуже, они бледнее, детали в них наблюдаются редко. Но все же иногда они появляются: — примером может служить яркое белое пятно, наблюдавшееся на диске Сатурна в 1933 г.

В сильные телескопы бледные полосы видны и на дисках Урана и Нептуна (рис. 32).

В 30-е гг. в спектрах всех четырех планет-гигантов были обнаружены мощные полосы поглощения, интенсивность которых усиливалась по мере перехода от Юпитера к Нептуну (рис. 12). Они были отождествлены с полосами метана (СН4). Наиболее интенсивные полосы метана расположены на длинах волн 6190, 7020 и 7250 А. Позднее было обнаружено много полос метана в инфракрасной области спектра. Большинство этих полос наблюдается в спектрах всех четырех планет, но по мере перехода от Юпитера к Нептуну ширина полос растет, и в спектрах Урана и Нептуна многие полосы в красной и ближней инфракрасной частях спектра сливаются, образуя сплошную область поглощения, так, что в этой области планета почти не отражает солнечного излучения.

Совсем иначе ведет себя аммиак (NH3). Достоверно его полосы поглощения обнаружены только в спектре Юпитера. В видимой части спектра имеется лишь одна полоса на 6450 А, в инфракрасной области их около десяти. Но уже в спектре Сатурна наличие полосы 6450 А весьма сомнительно (одни астрономы наблюдали на этой волне следы поглощения, другие нет). Другие полосы аммиака вовсе отсутствуют. Не наблюдаются они также в спектрах Урана и Нептуна. Причина этого состоит в том, что с понижением температуры аммиак конденсируется, переходя в жидкое и твердое состояние.

Уже в 60-е гг. в спектре Юпитера, а затем и других планет-гигантов были обнаружены полосы поглощения молекулярного водорода, основного компонента атмосфер этих планет. В основном наблюдаются две так называемые квадрупольные полосы около 6435 и 8270 А.

Хотя линии гелия непосредственно в спектрах планет-гигантов с Земли не наблюдаются, ни у кого не вызывало сомнения, что гелий наряду с водородом является одним из основных компонентов атмосфер планет-гигантов. Дело в том, что, как следовало из наблюдений покрытия Юпитером звезды о Овна, средний молекулярный вес атмосферы этой планеты близок к трем, т.е. атмосфера никак не может быть чисто водородной *). Метан и аммиак с их молекулярными весами 16 и 17 составляют лишь небольшие добавки к основным компонентам атмосферы и не могут существенно влиять на ее средний молекулярный вес. Поскольку молекулярный вес водорода равен двум, а гелия четырем, их доли должны быть сравнимы. Учитывая некоторое преобладание водорода в Солнечной системе вообще и на Солнце в частности, при построении моделей строения Юпитера и Сатурна принимали, что водород составляет около 70%, а гелий — 30% общего состава атмосферы. На долю метана приходится не более 0,2%, на долю аммиака (в атмосфере Юпитера) — не более 0,1%.

Лишь в декабре 1973 г. с американского космического аппарата «Пионер-10» удалось с помощью двухканального ультрафиолетового фотометра зарегистрировать свечение гелия в атмосфере Юпитера в яркой резонансной линии 584 А, а заодно и свечение атомарного водорода в резонансной линии Лайман-альфа на волне 1216 А. Эти спектральные линии излучаются верхними слоями атмосферы планеты и называются резонансными, потому что их излучение сопровождается переходом атома в основное состояние. Резонансные линии — самые яркие в спектре, но с Земли они практически не наблюдаются, так как расположены в ультрафиолетовой области спектра. Излучение в этой области до поверхности Земли не доходит: оно поглощается озоном и кислородом земной атмосферы.

По наблюдениям с «Пионера-10» и «Пионера-11» удалось оценить объемное отношение гелия к водороду в 0,18. Это было близко к отношению 1:5, принимавшемуся на основании наземных наблюдений большинства ученых. Учитывая, что гелий — вдвое более тяжелый газ, чем водород, получим отсюда, что по массе водород составляет 74%, а гелий 26% атмосферы планеты. В составе недр планеты также основную роль играют водород и гелий (см. § 19).

Примерно таков же состав атмосфер других планет-гигантов, но о нем мы знаем гораздо меньше, чем в случае Юпитера. Линию гелия в их спектрах наблюдать пока не удалось и отношение содержания гелия к водороду для них неизвестно. Скорее всего, оно различно для разных планет. О Сатурне мы сможем многое узнать после того как в сентябре 1979 г. к нему приблизится «Пионер-11». Уран же и Нептун еще много лет будут объектами изучения одними наземными методами. Впрочем, и эти методы могут дать немало интересного.

В 1956 г. было обнаружено радиоизлучение Юпитера на волне 3 см. Измеренная тогда радиояркостная температура планеты оказалась равной 145°К, тогда как измерения в инфракрасном диапазоне давали 130°К. Причина этого небольшого расхождения состояла в том, что радиоволны приходят к нам с большей глубины и сообщают температуру не верхней границы облаков, как инфракрасное излучение, а некоторого слоя под облаками.

Вскоре наблюдения на более длинных (дециметровых) волнах показали, что помимо теплового радиоизлучения Юпитер испускает нетепловое излучение, имеющее электромагнитную природу. Радиояркостная температура такого излучения растет с длиной волны, достигая на волне 10 см 650°К, на волне 20 см 2900°К, на волне 70 см — 26 000°К и т.д. Источником этого радиоизлучения являются быстрые (релятивистские) электроны, разгоняемые, а затем тормозящиеся в сильном магнитном поле планеты. В пользу этого заключения свидетельствует тот факт, что размеры излучающей области в несколько раз превышают диаметр самого Юпитера.

Так, еще за 10—12 лет до подлета к Юпитеру «Пионера-10» у этой планеты было установлено наличие сильного магнитного поля и мощных радиационных поясов.