На бирже курсовых и дипломных проектов можно найти готовые бесплатные и платные работы или заказать написание уникальных курсовых работ, дипломов, лабораторных работ, контрольных работ, диссертаций, рефератов по самым низким ценам. Добавив заявку на написание требуемой для вас работы, вы узнаете реальную стоимость ее выполнения.

ЛИЧНЫЙ КАБИНЕТ 

 

Здравствуйте гость!

 

Логин:

Пароль:

 

Запомнить

 

 

Забыли пароль? Регистрация

Быстрая помощь студентам

 

Результат поиска


Наименование:


реферат Планеты-гиганты

Информация:

Тип работы: реферат. Добавлен: 11.06.13. Сдан: 2013. Страниц: 30. Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%

Описание (план):


ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

Содержание   
 
Планеты-гиганты 
Отличие планет-гигантов от планет земной группы
Юпитер 
Общая характеристика
Атмосфера
Кольцо Юпитера 
Внутренние и внешние  спутники Юпитера 
Сатурн 
Атмосфера и облачный слой
Магнитные свойства Сатурна 
Кольца           
Спутники Сатурна 
Уран 
Общие сведения
История открытия
Особенности вращения Урана 
Химический состав, физические условия и строение Урана 
Кольца Урана 
.Магнитосфера 
Спутники Урана 
Нептун 
Общие сведения
История открытия    
Химический состав, физические условия и внутреннее   строение
Спутники Нептуна 
Кольца Нептуна 
Магнитосфера 
7.    Список использованной 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 суточного вращения и, следовательно, значительное сжатие у полюсов; их видимые поверхности хорошо отражают, 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 довольно прозрачный газовый слой, где «плавают» мелкие частицы, вероятно, кристаллики замерзших аммиака и метана
Вполне естественно, что  среди планет-гигантов лучше всего изучены две ближайшие к нам – 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 значительная 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 значительно 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 «господствующее» по размеру и массе положение в планетной семье. Необычайное заключается в том, что Юпитер, как показали радиоастрономические наблюдения, является источником не только теплового, а и так называемого нетеплового радиоизлучения. Вообще для планет, которым присущи спокойные процессы, нетепловое радиоизлучение является совсем неожиданным
То, что Венера, Марс, Юпитер и Сатурн являются источниками теплового  радиоизлучения, теперь твердо установлено и не вызывает у ученых никакого сомнения. Это радиоизлучение целиком совпадает с тепловым излучением планет и является «остатком», а точнее – низкочастотным «хвостом» теплового спектра нагретого тела. Поскольку механизм теплового радиоизлучения хорошо известен, такие наблюдения позволяют измерять температуру планет. Тепловое радиоизлучение регистрируется с помощью радиотелескопов сантиметрового диапазона. Уже первые наблюдения Юпитера на волне 3 см дали температуру радиоизлучения такую же, как и радиометрические наблюдения в инфракрасных лучах. В среднем эта температура составляет около – 150° С. Но случается, что отклонения от этой средней температуры достигают 50–70, а иногда 140° С, как, например, в апреле – мае 1958 г . 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 разрешающей способности крупнейших радиотелескопов и что, следовательно, невозможно наблюдать отдельные части поверхности. Существующие наблюдения еще очень немногочисленны для того, чтобы ответить на эти вопросы
Что касается затруднений, связанных с низкой разрешающей способностью радиотелескопов, то в отношении 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.,    – это период вращения его экваториальной зоны. Период для зон умеренных широт на 5 – 6 мин. больший (вообще на поверхности Юпитера насчитывается 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, например, выяснится, что источник этого излучения не связан с поверхностью Юпитера, то возникнет необходимость в более старательных поисках его связи с солнечной активностью
Не так давно сотрудники Калифорнийского технологического института Ракхакришнан и Робертс наблюдали радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах ( 31 см ) . Они использовали интерфероме тр с дв умя параболическими зеркалами . Это позволило им разделить угловые размеры источника, который представляет собой 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. Очевидно, 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 мощным способом исследования физических условий в атмосфере Юпитера
Мы кратко рассказали о двух видах радиоизлучения Юпитера. Это, во-первых, главным образом тепловое радиоизлучение атмосферы, которое наблюдается на сантиметровых волнах. Во-вторых, радиоизлучение на дециметровых волнах, имеющее, по всей вероятности, нетепловую природу
Остановимся кратко на третьем  виде радиоизлучения Юпитера, которое, как упоминалось выше, является необычным для планет. Этот вид радиоизлучения имеет также нетепловую природу и регистрируется на радиоволнах длиной в несколько десятков 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 поверхностях планет, которое существовало до 1955 г ., никто не надеялся, что хотя бы одна из планет в состоянии «дышать» по образцу разных по природе объектов – Солнца или Крабовидной туманности. Поэтому не удивительно, 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 другого объекта в этом направлении не было обнаружено, поэтому всю «вину» за возникновение довольно значительного радиоизлучения в конце концов возложили на Юпитер
Характерной особенностью излучения Юпитера является то, что радиовсплески длятся недолго (0,5 – 1,5 сек.). Поэтому в поисках механизма радиоволн в этом случае приходится исходить из предположения либо о дискретном характере источника (подобного разрядам), либо о довольно узкой направленности излучения, если источник действует непрерывно. Одну из возможных причин происхождения радиовсплесков Юпитера объясняла гипотеза, согласно которой в атмосфере планеты 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 Юпитера возникает благодаря электрическим разрядам, то последние должны носить совершенно иной характер, чем возникающие во время грозы на Земле. Из других гипотез заслуживает внимания предположение, что Юпитер окружен ионосферой. В этом случае источником возбужден ия ио низованного газа с частотами 1 – 25 мгц могут быть ударные волны. Для того чтобы такая модель согласовалась с периодическими кратковременными радиовсплесками , следует сделать предположение о том, что радиоизлучение выходит в мировое пространство в границах конуса, вершина которого совпадает с положением источника, а угол у вершины составляет около 40°. Не исключено также, что ударные волны вызываются процессами, происходящими на поверхности планеты, или конкретнее, что тут мы имеем дело с проявлением вулканической деятельности . В связи с этим необходимо пересмотреть модель внутреннего строения планет-гигантов. Что же касается окончательного выяснения механизма происхождения низкочастотного радиоизлучения Юпитера, то ответ на этот вопрос следует отнести к будущему. 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 поверхностью планеты
Таким образом, радионаблюдения  Юпитера за последнее время стали одним из наиболее эффективных методов изучения этой планеты. И хотя, как это часто случается в начале нового этапа исследований, толкование результатов радионаблюдений Юпитера 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 много пятен, различных по форме, размеру, яркости и даже цвету. Расположение и вид этих пятен изменяются довольно быстро, и не только благодаря 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 вращения отдельных воздушных слоев; во-вторых, неодинаковое нагревание солнечными лучами участков планеты, расположенных на разных широтах. Большую роль может играть также внутреннее тепло, источником которого является радиоактивный распад элементов
Если фотографировать  Юпитер на протяжении длительного времени (скажем, в течение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий, то можно заметить изменения, происходящие на Юпитере, а точнее – 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 атмосфере Юпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце
Нет сомнений, что темные пятна Юпитера принадлежат плотному слою сплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольно разреженная газовая оболочка
Атмосферное давление, создаваемое  газовой частью атмосферы Юпитера  на уровне облаков, вероятно, не превышает 20 – 30 мм . р тутного столба . 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 фотометрические измерения распределения яркости вдоль диаметра 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 границы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше значение давления на уровне облаков надо считать приближенным
Химический состав атмосферы  Юпитера, как и других 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 установили, что количество аммиака в атмосфере Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 м при давлении 1 атм., в то время как количество 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 Солнечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представляет собой систему трех колец. Правда, эти кольца отделены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удается рассмотреть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосферных условиях (при незначительном турбулентном дрожании изображения и т.п.) и с увеличением в 700–800 раз, то даже на каждом из трех колец едва заметны тонкие концентрические полосы, напоминающие промежутки между кольцами. Самое светлое и самое широкое – среднее кольцо, а самое слабое по яркости – внутреннее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутренний в 1,7 раза больше диаметра планеты
За последнее время  наиболее серьезным исследованием колец Сатурна в нашей стране занимается московский астроном М. С. Бобров. Используя данные наблюдений 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 даже метров. По расчетам М. С. Боброва , толщина колец Сатурна не превышает 10–20 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  
 
Отличие планет-гигантов от планет земной группы  
 
Меркурий, Венера, Земля и Марс отличаются от планет-гигантов меньшими размерами, меньшей массой, большей плотностью, более медленным вращением, гораздо более разрежёнными атмосферами (на Меркурии атмосфера практически отсутствует, поэтому его дневное полушарие сильно накаляется; все планеты-гиганты окружены мощными протяжёнными атмосферами), малым числом спутников или отсутствием их  
 Поскольку планеты-гиганты  находятся далеко от Солнца, их  температура (по крайней мере, над их облаками) очень низка:  на Юпитере – 145 С , на Сатурне – 180 С, на Уране и Нептуне ещё ниже. А температура у планет земной группы значительно выше (на Венере до плюс 500 С). Малая средняя плотность планет-гигантов может объяснятся тем, что она получается делением массы на видимый объём, а объём мы оцениваем по непрозрачному слою обширной атмосферы. Малая плотность и обилие водорода отличают планеты-гиганты от остальных планет  
 

Юпитер 

 
  
Общая характеристика  
 
Юпитер – вторая по яркости после Венеры планета  Солнечной системы. Но если    Венеру   можно    видеть только утром или вечером, то Юпитер   иногда сверкает   всю ночь.   Из-за   медленного, величественного   перемещения   этой    планеты    древние   греки дали   ей имя своего верховного бога Зевса; в римском пантеоне ему соответствовал Юпитер
Дважды Юпитер сыграл важную роль в истории астрономии. Он стал первой планетой, у которой  были открыты спутники. В 1610 г . Галилей, направив телескоп на Юпитер, заметил  рядом с планетой четыре звёздочки , не видимые простым глазом . На следующий день они изменили своё положение и относительно Юпитера , и относительно друг друга. Наблюдая за этими звёздами   Галилей заключил, что наблюдает спутники Юпитера , образовавшиеся вокруг него как центрального светила .Это была уменьшенная модель Солнечной системы. Быстрое и хорошо заметное перемещение галилеевых спутников Юпитера – Ио, Европы, Ганимеда и Каллисто – делает их удобными "небесными часами", и моряки долгое время пользовались ими, чтобы определять положение корабля в открытом море
В другой раз Юпитер и его спутники помогли решить одну из древнейших загадок: распространяется ли свет мгновенно или скорость его конечна? Регулярно наблюдая затмения спутников Юпитера и сравнивая эти данные с результатами предварительных расчетов, датский астроном Оле Рёмер в 1675 г . обнаружил, что наблюдения и вычисления расходятся, если Юпитер и Земля находятся по разные стороны Солнца. В этом случае затмения спутников запаздывают примерно на 1000 с. Рёмер пришёл к правильному выводу, что 1000 с. – это как раз, которое нужно свету, чтобы пересечь орбиту Земли по диаметру. Поскольку диаметр земной орбиты составляет 300 млн. километров, скорость света оказывается близкой к 300000км./ с
Юпитер – это планета-гигант, которая содержит в себе более 2/3 всей нашей планетной системы. Масса Юпитера равна 318 земным . Его объем в 1300 раз больше, чем у Земли. Средняя плотность Юпитера 1330 кг/м^3, что сравнимо с плотностью воды и в четыре раза меньше, чем плотность Земли. Видимая поверхность планеты в 120 раз превосходит площадь Земли. Юпитер представляет собой гигантский шар из водорода, практически его химический состав совпадает с солнечным. А вот температура на Юпитере ужасающе низкая: -140 ° С
Юпитер быстро вращается (период вращения 9 ч. 55 мин. 29 с .). Из-за действия центробежных сил планета заметно расплющилась , и её полярный радиус стал на 4400 км меньше экваториального, равного 71400 км . Магнитное поле Юпитера в 12 раз сильнее земного
Возле Юпитера побывало пять американских космических аппаратов: в 1973 г . – «Пионер-10» , в 1974 – «Пионер-11». В марте и в июле1979 г. его посетили более крупные и «умные» аппараты – «Вояджер-1 и –2».В декабре 1995 до него долетела межпланетная станция «Галилео», которая стала первым искусственным спутником Юпитера и сбросила в его атмосферу зонд
Совершим и мы небольшое  мысленное путешествие вглубь Юпитера   
 
Атмосфера  
 
Атмосфера Юпитера представляет собой огромную бушующую часть планеты, состоящую из водорода и гелия. Механизм, приводящий в действие общую циркуляцию на Юпитере, такой же, как и на Земле: разность в количестве тепла, получаемого от Солнца на полюсах и экваторе, вызывает возникновение гидродинамических потоков, которые отклоняются в зональном направлении кориолисовой силой. При таком быстром вращении, как у Юпитера, линии тока практически параллельны экватору. Картина усложняется конвективными движениями, которые более интенсивны на границах между гидродинамическими   потоками, имеющими разную скорость. Конвективные движения выносят вверх окрашивающее вещество, присутствием которого объясняется слегка красноватый цвет Юпитера. В области темных полос конвективные движения наиболее сильны, и это объясняет их более интенсивную окраску
Так же как и в земной атмосфере, на Юпитере могут формироваться  циклоны. Оценки показывают, что крупные циклоны, если они образуются в атмосфере Юпитера, могут быть очень устойчивы (время жизни до 100 тысяч лет). Вероятно, Большое Красное пятно является примером такого циклона. Изображения Юпитера, полученные при помощи аппаратуры, установленной на американских аппаратах «Пионер-10» и «Пионер-11», показали, что Красное пятно не является единственным образованием подобного типа: имеется несколько устойчивых красных пятен меньшего размера
Спектроскопическими наблюдениями было установлено присутствие в атмосфере Юпитера молекулярного водорода, гелия, метана, аммиака, этана, ацетилена и водяного пара. По-видимому, элементный состав атмосферы (и всей планеты в целом) не отличается от солнечного (90% водорода, 9% гелия, 1% более тяжелых элементов)
Полное давление у  верхней границы облачного слоя составляет около 1 атм. Облачный слой имеет сложную структуру. Верхний  ярус состоит из кристаллов аммиака  ниже, должны быть расположен облака из кристаллов льда и капелек воды
Инфракрасная яркостная температура Юпитера, измеренная в интервале 8 – 14 мк , равна в центре диска 128 – 130К. Если   рассмотреть температурные разрезы по центральному меридиану и экватору, можно увидеть, что температура, измеренная на краю диска, ниже, чем в центре. Это можно объяснить следующим образом. На краю диска луч зрения идет наклонно, и эффективный излучающий уровень (то есть уровень, на котором достигается оптическая толщина   t=1) расположен в атмосфере на большей высоте, чем в центре диска. Если температура в атмосфере падает с увеличением высоты, то яркость и температура на краю будут несколько меньше. Слой аммиака толщиной в несколько сантиметров (при нормальном давлении) уже практически непрозрачен для инфракрасного излучения в интервале 8 – 14 мк . Отсюда следует, что инфракрасная яркостная температура Юпитера относится к довольно высоким слоям его атмосферы. Распределение интенсивности в полосах СН показывает, что температура облаков значительно больше (160 – 170К) При температуре ниже 170К аммиак (если его количество соответствует спектроскопическим наблюдениям) должен конденсироваться; поэтому предполагается, что облачный покров Юпитера, по крайней мере частично, состоит из аммиака. Метан конденсируется при более низких температурах и в образовании облаков на Юпитере принимать участие не может
Яркостная температура 130К  заметно выше, чем равновесная, то есть такая, которую должно иметь  тело, светящееся только за счет переизлучения  солнечной радиации. Расчеты, учитывающие  измерение отражательной способности  планеты приводят к равновесной температуре около 100К. Существенно, что величина яркостной температуры около 130К была получена не только в узком диапазоне 8-14мк, но и далеко за его пределами. Таким образом, полное излучение Юпитера 2,9 раз превосходит энергию, получаемую от Солнца, и большая часть излучаемой им энергии обусловлена внутренним источником тепла. В этом смысле Юпитер ближе к звездам, чем к планетам земного типа. Однако источником внутренней энергии Юпитера не являются, конечно, ядерные реакции. По-видимому, излучается запас энергии, накопленный при гравитационном сжатии планеты (в процессе формирования планеты из протопланетной туманности гравитационная, когда гравитационная энергия пыли и газа, образующих планету, должна переходить в кинетическую и затем в тепловую)
Наличие большого потока внутреннего тепла означает, что  температура довольно быстро растет с глубиной. Согласно наиболее вероятным  теоретическим моделям она достигает 400К на глубине 100 км ниже уровня верхней  границы облаков, а на глубине 500 км – около 1200К. А расчеты внутреннего строения показывают, что атмосфера Юпитера очень глубокая – 10000 км , но надо отметить, что основная масса планеты (ниже этой границы) находится в жидком состоянии. Водород при этом находится в вырожденном, что то же самое, в металлическом состоянии (электроны оторваны от протонов). При этом в самой атмосфере водород и гелий, строго говоря, находятся в сверхкритическом состоянии: плотность в нижних слоях достигает 0,6-0,7г/см ?, и свойства скорее напоминают жидкость, чем газ. В самом центре планеты (по расчетам на глубине 30000 км ), возможно, находится твердое ядро из тяжелых элементов, образовавшееся в результате слипания частиц металлов и каменных образований  
 
Кольцо Юпитера   
 
Юпитер преподносит  много сюрпризов: он генерирует мощные полярные сияния, сильные радиошумы, возле него межпланетные аппараты наблюдают пылевые бури – потоки мелких твердых частиц, выброшенных в   результате электромагнитных процессов в магнитосфере Юпитера. Мелкие частицы, которые получают электрический заряд   при облучении солнечным ветром, обладают очень интересной динамикой: являясь промежуточным случаем между макро и микротелами , они примерно одинаково реагируют   и на гравитационные и на электромагнитные   поля
Именно из таких мелких каменных частиц, в основном состоит кольцо Юпитера, открытое в марте 1979 года (косвенное обнаружение   кольца   в 1974 г . по данным «Пионера» осталось непризнанным). Его главная часть имеет радиус 123-129 тыс. км. Это плоское кольцо около 30км толщиной и очень разреженное – оно отражает лишь несколько тысячных долей процента падающего света. Более слабые пылевые структуры тянутся от главного кольца к поверхности Юпитера и образуют над кольцом толстое гало, простирающееся до ближайших спутников. Увидеть кольцо Юпитера с Земли практически невозможно: оно очень тонкое и постоянно повернуто к наблюдателю ребром из-за малого   наклона оси вращения Юпитера к плоскости его орбиты  
 
Внутренние  и внешние спутники Юпитера  
 
У Юпитера обнаружено 16 лун. Две из них – Ио и Европа – размером с нашу Луну, а другие   две – Ганимед и Каллисто – превзошли ее по   диаметру   примерно в полтора раза. Каллисто равна по размерам Меркурию, а Ганимед его обогнал. Правда, они находятся дальше от своей планеты, чем Луна от Земли. Только Ио видна в небе Юпитера как яркий красноватый диск (или полумесяц) лунных размеров, Европа, Ганимед и Каллисто выглядят в несколько раз меньше Луны
Владения Юпитера довольно обширны: восемь внешних спутников  настолько удалены от него, что их нельзя было бы наблюдать с самой планеты невооруженным   глазом. Происхождение   спутников загадочно: половина из них движется вокруг Юпитера в обратную сторону   (по сравнению с обращением других 12 спутников и направлением суточного вращения самой планеты). Самый внешний спутник Юпитера в 200 раз дальше от него, чем самый близкий. Например, если высадиться на один из ближайших спутников, то оранжевый диск планеты займет полнеба. А с орбиты самого дальнего спутника диск гиганта Юпитера будет выглядеть почти в два раза меньше лунного
Спутники Юпитера –  это интереснейшие миры, каждый со своим лицом и историей , которые  открывались нам только в космическую  эру 
Ио  
 Это самый близкий  к Юпитеру галилеев спутник,  он удален от центра   планеты на 422 тыс. км, т. е. чуть дальше, чем Луна от Земли. Благодаря огромной массе Юпитера период обращен ия Ио гораздо короче лунного месяца и составляет всего 42,5 ч. Для наблюдателя в телескоп это самый непоседливый спутник: практически каждый день Ио видна на новом месте, перебегая с одной стороны Юпитера на другую
По массе и радиусу (1815км) Ио похожа на Луну. Самая сенсационная особенность Ио заключается в  том, что она вулканически активна! На ее желто-оранжевой поверхности  «Вояджеры» обнаружили 12 действующих вулканов, извергающих султаны высотой до 300км. Основной выбрасываемый   газ – диоксид серы, замерзающий потом на поверхности в виде твердого белого вещества. Доминирующим оранжевым цветом спутник обязан соединениям серы. Вулканически активные области Ио нагреты до 300 ° С
Постоянно над планетой поднимается фонтан газа высотой 300 км . Мощный подземный гул сотрясает  почву , из жерла вулкана с огромной скоростью ( до 1 км/с)вылетают вместе с  газом камни и после свободного безатмосферного падения с огромной высоты врезаются в поверхность во многих сотнях километров от вулкана. Из некоторых вулканических кальдер (так называются котлообразные впадины , образовавшиеся вследствие провала вершины вулкана ) выплёскивается расплавленная черная сера и растекается горячими реками . на фотографиях «Вояджеров» видны черные озёра и даже целые моря расплавленной серы
Крупнейшее лавовое  море возле вулкана Локи имеет  размер 20 км в поперечнике . В центре его расположен потрескавшийся оранжевый  остров из твёрдой серы . Черные моря Ио колышутся в оранжевых берегах , а в небе над ними нависает громада Юпитера…  
Существование таких  пейзажей вдохновило много художников
Вулканическая активность Ио обусловлена гравитационным влиянием на нее других тел системы Юпитера. Прежде всего, сама гигантская планета своим мощным тяготением создала два приливных горба на поверхности спутника, которые затормозили вращен ие Ио , так что она всегда обращена к Юпитеру одной стороной – как Луна к Земле. Орбита Ио не является точным кругом, горбы слегка перемещаются по её поверхности , что приводит к разогреванию внутренних слоев   планеты. В еще большей степени этот эффект вызывается приливными   воздействиями других массивных спутников Юпитера, в первую очередь ближайшей к Ио Европе. Постоянное разогревание недр привело к тому, чт о Ио я вляется самым вулканически активным телом Солнечной системы
В отличие от земных вулканов , у которых мощные извержения эпизодичны, вулканы на Ио работают практически  не переставая , хотя активность их может  меняться. вулканы и гейзеры выбрасывают часть вещества даже в космос. Поэтому вдоль орбиты Ио тянется плазменный шлейф из ионизированных атомов кислорода и серы   и нейтральных облаков атомарных натрия и калия
Ударные кратеры н  а Ио о тсутствуют из-за интенсивной вулканической переработки поверхности. На ней есть каменные массивы высотой до 9 км . Плотность Ио довольно высока – 3000 кг/м^3. Под частично расплавленной оболочкой из силикатов в центре спутника расположено ядро с большим содержанием железа и его соединений.  

Европа 

Европа имеет радиус чуть   меньше, чем у Ио – 1569км. Из галилеевых спутников у Европы самая светлая поверхность с явными признаками водяного льда. Существует предположение о том, что под ледяной коркой существует водный океан, а под ним твердое силикатное ядро. Плотность Европы очень высока – 3500кг/м3. Этот спутник удален от Юпитера на 671000 км  
 Геологическая история  Европы не имеет ничего общего  с историей соседних спутников.  Европа одно из самых гладких  тел в солнечной системе: на ней нет возвышенностей более ста метров высотой. Вся ледяная поверхность спутника покрыта сетью полос огромной протяженностью. Темные полосы длиной в тысячи километров – это следы глобальной системы трещин по всей Европе. Существование этих трещин объясняется тем, что ледяная поверхность достаточно подвижна и неоднократно раскалывалась от внутренних напряжений и крупномасштабных тектонических процессов
Из-за того , что поверхность  молодая ( всего 100млн. лет ) , на почти  не заметно ударных метеоритных кратеров, которые в большом количестве возникали 4,5 млрд. лет назад. Учёные нашли на Европе только пять кратеров диаметрами 10- 30 км
Ганимед
Ганимед является крупнейшим спутником планет в Солнечной  системе, его радиус равен   2631 км . Плотность мала, по сравнению с Ио и Европой, всего 1930кг/м3. Удаленность от Юпитера составляет 1,07 млн. км. Всю поверхность Ганимеда можно разделить на две группы: первая, занимающая 60% территории, представляет собой странные полосы льда, порожденные активными геологическими процессами 3,5 млрд. лет назад; вторая, занимающая остальные 40%, представляет собой древнюю мощную ледяную кору, покрытую многочисленными метеоритными кратерами, нужно также отметить, что эта кора было частична разломлена и обновлена теми же процессами, что и упомянутые выше
С точки зрения космического геолога Ганиме д- самое привлекательное  тело среди спутников Юпитера. Он имеет смешанный силикатно - ледяной  состав: мантию из водяного льда и каменное ядро . Его плотность 1930 кг\м^3. В условиях низких температур и высоких внутренних давлений водяной лёд может существовать в нескольких модификациях с различными типами кристаллической решётки. Богатая геология Ганимеда во многом определяется сложными переходами между этими разновидностями льда. Поверхность спутника припорошена слоем рыхлой каменно-ледяной пыли толщиной от нескольких метров до нескольких десятков метров
Каллисто 
Это второй по величине спутник  в системе Юпитера, его радиус 2400км. Среди галилеевых спутников  Каллисто самый дальний: расстояние от Юпитера 1,88 млн. км, период вращения составляет 16,7 суток. Плотность силикатно-ледяной Каллисто мала – 1830кг/м3. Поверхность Каллисто до предела насыщена метеоритными кратерами. Темный цвет Каллисто – результат силикатных и других примесей. Каллисто – самое кратерированное тело Солнечной системы из всех известных. Огромной силы удар метеорита вызвал образование гигантской структуры, окружённой кольцевыми волнами , - Вальхаллы. В центре её находится кратер диаметром 350 км , а в радиусе 2000 км от него концентрическими кругами располагаются горные хребты
У Юпитера внутри орбит  ы Ио о ткрывается несколько маленьких  спутников. Три из них – Метида , Адрастея и Теб а - обнаружены с  помощью межпланетных станций , и  о них известно немного. Метида и Атрастея (их диаметры 40 и 20 км соответственно) движутся по краю главного кольца Юпитера , по одной орбите радиусом 128000км. Эти самые быстрые спутники делают оборот вокруг гиганта Юпитера за 7 ч. со скоростью свыше 100000 км /ч
Более удалённый спутник Теба расположен посередине между Ио и Юпитеро м- на расстоянии 222 тыс. км от планеты ; его диаметр около 100 км
Наиболее крупный внутренний спутник Амальтерея имеет неправильную форму ( размеры 270*165*150 км) и покрыт кратерами ; он состоит из тугоплавких пород тёмно-красного цвета. Амальтелия обнаружена американским астрономом Эдуардом Бернардом в 1892 г . и стала пятым по счету открытым спутником Юпитера. Вращается она по орбите радиусом 181 тыс. км
Внутренние спутники Юпитера и его четыре главные  луны расположены вблизи плоскости экватора планеты на почти круговых орбитах. У орбит этих восьми спутников эксцентрисеты и наклонения настолько малы , что ни один из них не отклоняется от «идеальной» круговой траектории более чем на один градус . Такие спутники называются регулярными
Остальные восемь спутников  Юпитера относятся к нерегулярным и отличаются значительными эксцентрисетами  и наклонениями орбит. В своём  движении они могут они могут  менять удаленность от планеты в 1,5-2 раза, отклоняясь при этом от её экваториальной плоскости на многие миллионы километров. Эти восемь внешних спутников Юпитера сгруппированы в две команды , которые были названы по наиболее крупным телам : группа Гималии , куда также входят Леда , Лиситея и Элара ;и группа Пасифе с Ананке , Карме и Синопе. Эти спутники открывались с помощью наземных телескопов в течение 70 лет ( 1904 –1974).Средние радиусы планет группы Гималии соответствуют 11,1-11,7 млн км . спутники группы Гималии совершают оборот вокруг Юпитера за 240-260 суток , а группы Пасифе -–за 630-760 суток , т.е. более чем за два года. Собственные радиусы спутников очень малы : в группе Гималии –о т 8 км у Леды до 90 км у Гималии ; в группе Пасифе –от 15 до 35 км . они черны и неровны . Внешние спутники , входящие в группу Пасифе , вращаются вокруг Юпитера в обратную сторону  
 Учёные еще не пришли к  единому мнению о происхождении  нерегулярных спутников .( Считается  , что регулярные внутренние спутники  сформировались из околопланетного  газопылевого диска в результате  слипания многих мелких частиц .) Ясно только , что важную роль в формировании внешних спутников играл захват Юпитером астероидов. Компьютерные расчеты показывают, что, возможно, группа Пасифе возникла в результате систематического захвата планетой мелких частиц и астероидов на обратные орбиты во внешней области околоюпитерианского диска  
 
Сатурн  
 
Атмосфера и облачный слой
Всякий,   кто наблюдал планеты в телескоп, знает, что на поверхности Сатурна, то есть на верхней границе его облачного покрова, заметно мало деталей и контраст их с окружающим   фоном   невелик.   Этим Сатурн отличается от Юпитера, где присутствует множество контрастных деталей в виде темных и светлых полос, волн, узелков, свидетельствующих о значительной активности его атмосферы
Возникает вопрос, действительно ли атмосферная активность Сатурна ( например скорость ветра) ниже, чем у Юпитера, или же детали его облачного   покрова просто хуже видны с Земли из-за большего расстояния (около 1,5 млрд. км.) и более скудного освещения   Солнцем   (почти   в 3,5 раза слабее освещения Юпитера)?
"Вояджерам"   удалось получить снимки облачного покрова Сатурна, на которых отчетливо запечатлена картина атмосферной циркуляции: десятки облачных поясов, простирающихся вдоль параллелей, а также   отдельные вихри. Обнаружен, в частности, аналог Большого Красного Пятна   Юпитера,   хотя   и   меньших размеров. Установлено, что скорости ветров на Сатурне даже выше, чем на Юпитере: на   экваторе   480   м/с, или   1700 км/ч . Число облачных поясов больше, чем на юпитере, и достигают они более высоких широт. Таким образом, снимки облачности демонстрируют своеобразие атмосферы   Сатурна,   которая   даже   активнее юпитерианской
Метеорологические явления на Сатурне  происходят при более низкой температуре,   нежели   в земной атмосфере. Поскольку Сатурн в 9,5 раз дальше от Солнца, чем Земля, он получает в 9,5 =90 раз меньше тепла
Температура планеты на уровне верхней  границы облачного покрова, где  давление равно 0,1 атм , составляет всего 85 К , или -188 С. Интересно, что за счет нагревания одним Солнцем даже такой температуры   получить нельзя. Расчет показывает: в недрах Сатурна имеется свой собственный источник тепла, поток от которого в 2,5 раза больше, чем от Солнца.   Сумма этих двух потоков и дает наблюдаемую температуру планеты. Космические аппараты подробно исследовали химический состав надоблачной атмосферы Сатурна. В основной она состоит почти на 89%   из водорода. На втором месте гелий (около 11% по массе). Отметим, что в атмосфере Юпитера его 19%. Дефицит гелия на Сатурне объясняют гравитационным   разделением гелия и водорода в недрах планеты: гелий, который тяжелее, постепенно оседает на большие   глубины   (что,   кстати   говоря,   высвобождает часть энергии, "подогревающей" Сатурн). Другие газы в атмосфере - метан, аммиак, этан, ацетилен, фосфин - присутствуют в малых количествах. Метан при столь низкой температуре ( около -188 С )н аходится в основном в капельножидком состоянии. Он образует облачный покров Сатурна. Что   касается малого контраста деталей, видимых в атмосфере Сатурна, о чем говорилось выше, то причины этого явления пока   еще   не вполне ясны. Было высказано предположение, что в атмосфере взвешена ослабляющая контраст дымка из мельчайших твердых частиц. Но наблюдения   "Вояджера-2" опровергают это: темные полосы на поверхности планеты оставались резкими и ясными до самого края диска Сатурна, тогда как при наличии дымки они бы к краям замутнялись из-за большого   количества частиц перед ними. Вопрос, таким образом, не может считаться решенным и требует дальнейшего   расследования
Данные,   полученные с "Вояджера-1", помогли с большой точностью       определить экваториальный радиус Сатурна. На уровне вершины   облачного   покрова   экваториальный радиус составляет 60330 км . и ли в 9,46 раза больше земного. Уточнен также период обращения   Сатурна   вокруг оси:   один оборот он совершает за 10 ч. 39,4 мин - в 2,25 раза быстрее Земли. Столь быстрое вращение привело к тому, что сжатие Сатурна значительно больше, чем у Земли. Экваториальный радиус Сатурна на 10% больше полярного (у Земли - только на 0,3%)          
 
Магнитные свойства Сатурна   
 
До тех пор, пока первые космические аппараты не достигли Сатурна, наблюдательных данных о его магнитном  поле не было вообще, но из        наземных   радиоастрономических наблюдений явствовало, что Юпитер обладает мощным магнитным полем. Об этом свидетельствовало тепловое       радиоизлучение   на дециметровых волнах, источник которого оказался      больше видимого диска планеты, причем он вытянут вдоль экватора Юпитера симметрично по отношению к диску. Такая геометрия, а также   поляризованность   излучения   свидетельствовали   о том, что наблюдаемое       излучение магнитно-тормозное и источник его - электроны, захваченные магнитным полем Юпитера и населяющие его радиационные пояса,   аналогичные   радиационным   поясам Земли. Полеты к Юпитеры подтвердили эти выводы. Поскольку Сатурн весьма сходен с Юпитером по   своим   физическим   свойствам, астрономы предположили, что достаточно заметное магнитное поле   есть   и   у   него. Отсутствие же у Сатурна наблюдаемого с Земли магнитно-тормозного радиоизлучения объясняли влиянием колец. Эти предложения подтвердились. Еще при подлете   "Пионера-11"   к Сатурну   его   приборы зарегистрировали в околопланетном пространстве образования, типичные для планеты, обладающей ярко выраженным магнитным полем: головную ударную волну, границу магнитосферы ( магнитопаузу ), радиационные пояса (Земля и   Вселенная, 1980,   N2,   с.22-25   - Ред.).   В целом магнитосфера Сатурна весьма сходна с земной , но, конечно, значительно больше по размерам. Внешний   радиус   магнитосферы Сатурна   в   подсолнечной   точке составляет 23 экваториальных радиуса планеты, а расстояние до ударной волны - 26 радиусов. Для   сравнения можно напомнить, что внешний радиус земной магнитосферы в подсолнечной   точке - около 10 земных радиусов. Так что даже по относительным размерам магнитосфера Сатурна превосходит земную   более   чем   вдвое. Радиационные   пояса   Сатурна   настолько   обширны,   что охватывают не только кольца, но и орбиты некоторых внутренних   спутников   планеты. Как   и   ожидалось,   во внутренней части радиационных поясов, которая "перегорожена" кольцами Сатурна, концентрация заряженных частиц значительно меньше. Причину этого легко понять, если вспомнить,   что   в радиационных поясах частицы совершают колебательные движения примерно   в меридиональном направлении, каждый раз пересекая экватор. Но у Сатурна в плоскости экватора   располагаются   кольца:   они   поглощают почти все частицы, стремящиеся пройти сквозь них. В результате внутренняя часть   радиационных поясов, которая в отсутствие колец была бы в   системе   Сатурна   наиболее интенсивным источником радиоизлучения,       оказывается ослабленной. Тем не менее "Вояджер-1",   приблизившись к Сатурну, все же обнаружил нетепловое радиоизлучение его радиационных поясов
В   отличие   от Юпитера Сатурн излучает в километровом диапазоне      длин волн. Заметив, что интенсивность излучения модулирована с периодом 10ч. 39,4 мин., предположили, что это   и   есть   период   осевого       вращения   радиационных поясов, или, другими словами, период вращения       магнитного поля Сатурна. Но тогда это и период вращения   Сатурна.   В       самом деле, магнитное поле Сатурна порождается электрическими токами       в недрах планеты, - по-видимому, в слое, где под влиянием колоссальных давлений водород перешел в металлическое состояние. При вращении      этого   слоя   с   той   угловой скоростью вращается и магнитное поле.       Вследствие большой вязкости вещества внутренних частиц   планеты   все       они   вращаются с одинаковым периодом. Таким образом, период вращения       магнитного поля - это в то же время период   вращения   большей   части       массы Сатурна (кроме атмосферы, которая вращается не как твердое тело)          
 

Кольца 

 
  
C   Земли   в   телескоп хорошо видны три кольца: внешнее, средней       яркости кольцо А; среднее, наиболее яркое кольцо В и внутреннее, не яркое полупрозрачное кольцо С, которое иногда   называется   креповым. Кольца чуть белее желтоватого диска Сатурна. Расположены они в плоскости   экватора планеты и очень тонки: при общей ширине в радиальном     направлении примерно 60 тыс. км . о ни имеют толщину менее 3 км . спектроскопически было установлено, что   кольца   вращаются   не   так,   как твердое тело, - с расстоянием от Сатурна скорость убывает. Более того,   каждая   точка колец имеет такую скорость, какую имел бы на этом расстоянии спутник, свободно движущийся вокруг Сатурна   по   круговой орбите.   Отсюда   ясно: кольца Сатурна по существу представляют собой       колоссальное скопление мелких твердых частиц, самостоятельно обращающихся вокруг планеты. Размеры частиц столь малы, что их не видно не только в земные телескопы, но и с борта космических аппаратов. Характерная особенность строения колец - темные кольцевые   промежутки   (деления),   где   вещества   очень мало. Самое широкое из них ( 3500 км ) отделяет кольцо В от кольца А и называется "делением   Кассини " в честь астронома, впервые увидевшего его в 1675 году. При исключительно хороших атмосферных условиях таких делений с Земли видно свыше десяти. Природа их, по-видимому, резонансная. Так, деление Кассини   - это область орбит, в которой период обращения каждой частицы вокруг Сатурна ровно вдвое меньше, чем у ближайшего крупного спутника Сатурна - Мимаса . Из-за такого совпадения   Мимас   своим   притяжением       как   бы   раскачивает частицы, движущиеся внутри деления, и в конце       концов выбрасывает их оттуда
Бортовые камеры "Вояджеров" показали, что с близкого расстояния       кольца Сатурна похожи на граммофонную пластинку: они как бы расслоены на тысячи отдельных узких колечек с темными прогалинами между ними. Прогалин так много, что объяснить их резонансами с периодами обращения спутников Сатурна уже невозможно. Чем же объясняется эта тонкая структура? Вероятно,   равномерное распределение частиц по плоскости колец механически неустойчиво. Вследствие   этого   возникают   круговые   волны плотности - это и есть наблюдаемая тонкая структура
Помимо колец А,В  и С "Вояджеры" обнаружили еще  четыре: D,E,F   и G. Все они   очень разрежены и потому неярки. Кольца D и E с трудом      видны с Земли при особо благоприятных условиях; кольца F и G обнаружены впервые. Порядок обозначения колец объясняется историческими причинами, поэтому он не совпадает с алфавитным . Если расположить кольца по мере их удаления от Сатурна, то мы получим ряд: D,C,B,A,F,G,E. Особый интерес и большую дискуссию вызвало кольцо F. К   сожалению,   вывести   окончательное суждение об этом объекте пока не удалось, так как наблюдения двух "Вояджеров" не согласуются   между   со      бой.   Бортовые камеры "Вояджера-1" показали, что кольцо F состоит из       нескольких колечек общей шириной 60 км ., причем два из них   перевиты       друг   с   другом,   как шнурок. Некоторое время господствовало мнение,       что ответственность за эту необычную конфигурацию несут два   небольших   новооткрытых спутника, движущихся непосредственно вблизи кольца F, -   один из внутреннего края, другой - у внешнего   (чуть   медленнее первого, так как он дальше от Сатурна). Притяжение этих спутников не дает крайним частицам уходить далеко от его середины, то есть спутники как бы "пасут" частицы, за что и получили название   "пастухов". Они   же, как   показали расчеты, вызывают движение частиц по волнистой линии, что и создает наблюдаемые переплетения компонентов кольца. Но "Вояджер-2", прошедший близ Сатурна девятью месяцами позже, не обнаружил в кольце F ни переплетений, ни каких-либо других искажений формы, - в частности, и в непосредственной близости от "пастухов".   Таким образом, форма кольца оказалась изменчивой. Для суждения о причинах   и закономерностях   этой изменчивости двух наблюдений, конечно, мало. С Земли же наблюдать кольцо F современными   средствами   невозможно - яркость его слишком мала. Остается надеяться, что более тщательное   исследование полученных "Вояджерами" снимков кольца прольет свет на эту проблему
Кольцо D - ближайшее к  планете. Видимо,   оно   простирается   до самого облачного шара Сатурна. Кольцо E - самое внешнее. Крайне разряженное, оно в то же время наиболее широкое из всех - около 90 тыс. км. Величина зоны, которую оно занимает, от 3,5 до 5 радиусов планеты. Плотность вещества в кольце E возрастает по направлению к орбите спутника Сатурна   Энцелада . Возможно, Энцелад - источник вещества этого кольца. Частицы колец Сатурна, вероятно, ледяные, покрытые сверху   инеем. Это было известно еще из наземных наблюдений, и бортовые приборы космических   аппаратов   лишь подтвердили правильность такого вывода. Размеры частиц главных колец оценивались из   наземных наблюдений в пределах от сантиметров до метров (естественно, частицы не могут быть одинаковыми по величине: не исключается также, что в разных кольцах типичный поперечник частиц различен). Когда "Вояджер-1" проходил вблизи Сатурна, радиопередатчик космического аппарата последовательно пронизывал радиолучом не волне 3,6 см . кольцо А ,   деление Кассини и кольцо С. Затем   радиоизлучение было   принято   на Земле и подверглось анализу. Удалось выяснить, что частицы указанных зон рассеивают радиоволны преимущественно   впер
и т.д.................


Перейти к полному тексту работы


Скачать работу с онлайн повышением уникальности до 90% по antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru


Смотреть полный текст работы бесплатно


Смотреть похожие работы


* Примечание. Уникальность работы указана на дату публикации, текущее значение может отличаться от указанного.