Урок №7

Тема: Планети-гіганти. Фізичні та орбітальні характеристики. Супутники планет. Карликові планети.

Мета: 

До планет-гігантів Сонячної системи належать Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун, що розташовані за межами кільця малих планет. Порівняно з планетами земної групи (внутрішніми) вони мають великі розміри й маси, унаслідок чого в їхніх надрах тиск значно вищий, більш низька середня густина, що наближається до середньої Сонячної — 1,43г/см3, швидке обертання і велика кількість супутників.

Дуже низька середня густина і специфічний хімічний склад їхніх атмосфер свідчать про те, що вони складаються з речовини, подібної до сонячної, тобто здебільшого з водню і гелію. Значний тепловий потік, що виходить з Юпітера, указує на високу температуру в його надрах — до 20 тис. градусів. Такий потік тепла свідчить про існування в надрах Юпітера і Сатурна конвективного перемішування тепла. У надрах панує колосальний тиск, що набагато перевищує 2,5 млн бар, за якого молекулярний водень переходить до металевої фази і цілком подібний до лужних металів. Чи перебуває він у рідкому чи газоподібному стані — важко сказати, тому що температура відома недостатньо точно. Слід, однак, вважати, що металеве ядро Юпітера рідке, в іншому випадку важко було б пояснити існування в Юпітера потужного магнітного поля, значно потужнішого, ніж у Землі. Подібну з Юпітером структуру має Сатурн. Більш густі Уран і Нептун містять, очевидно, значно більше гелію. У цих планет температура нижче, так що біля їхнього центра, можливо, наявні ядра, що складаються із суміші льоду і сполук, що містять водень, кисень, вуглець, азот, сірку й ін.

Юпітер

Юпітер — п’ята за віддаленням від Сонця і перша за величиною планета Сонячної системи. Планета відома з античних часів і названа на честь давньоримського бога Юпітера, аналога давньогрецького Зевса. Належить до типу газових гігантів.

Параметри планети

Юпітер — найбільша планета Сонячної системи. Його екваторіальний радіус дорівнює 71,4 тис. км, що в 11,2 раза перевищує радіус Землі. Під час спостереження Юпітера в телескоп із 40-кратним збільшенням його кутові розміри відповідають розмірам Місяця, що спостерігається неозброєним оком. Маса Юпітера більш ніж удвічі перевищує сумарну масу всіх інших планет, у 318 разів — масу Землі і всього в 1000 разів менше від маси Сонця. Якби Юпітер був приблизно в 70 разів масивніше, він міг би стати зорею. Густина Юпітера приблизно дорівнює густині Сонця і значно поступається густині Землі. Екваторіальна площина планети близька до площини її орбіти, тому на Юпітері не буває змін пір року. Юпітер обертається навколо своєї осі, причому не як тверде тіло: кутова швидкість обертання зменшується від екватора до полюсів. На екваторі доба триває близько 9 год 50 хв. Юпітер обертається швидше, ніж будь-яка інша планета Сонячної системи. Унаслідок швидкого обертання полярний стиск Юпітера дуже помітний: полярний радіус менший від екваторіального на 4,6 тис. км (тобто на 6,5 %). Усе, що ми можемо спостерігати на Юпітері,— це хмари верхнього шару атмосфери. Гігантська планета складається переважно з газу і не має звичної нам твердої поверхні. Юпітер виділяє в 2–3 рази більше енергії, ніж одержує від Сонця. Це може пояснюватися поступовим стиском планети, опусканням гелію і більш важких елементів або процесами радіоактивного розпаду в надрах планети.

Внутрішня будова

Юпітер складається переважно з водню і гелію. Під хмарами знаходиться шар глибиною 7–25 тис. км, у якому водень поступово змінює свій стан від газу до рідини зі збільшенням тиску і температури (до 6000 °С). Чіткої границі, що відокремлює газоподібний водень від рідкого, очевидно, не існує. Це має виглядати як безупинне кипіння глобального водневого океану. Під рідким воднем знаходиться шар металевого водню завтовшки, відповідно до теоретичних моделей, близько 30–50 тис. км. Рідкий металевий водень формується під тиском у кілька мільйонів атмосфер. Протони й електрони в ньому існують роздільно, і він є гарним провідником електрики. Потужні електроструми, що виникають у шарі металевого водню, породжують гігантське магнітне поле Юпітера. Учені вважають, що Юпітер має ядро, яке складається з важких елементів (більш важких, ніж гелій). Його розміри — 15–30 тис. км у діаметрі, ядро має високу густину. За теоретичними розрахунками, температура ядра планети — близько 30000°С а тиск — 30–100 млн атмосфер.

Атмосфера

Атмосфера Юпітера складається з водню (81 % за кількістю атомів і 75 % за масою) і гелію (18 % за кількістю атомів і 24 % за масою). На частку інших речовин припадає не більше 1 %. В атмосфері наявні метан, водяна пара, аміак; є також сліди органічних сполук, етану, сірководню, неону, кисню, фосфіну, сірки. Зовнішні шари атмосфери містять кристали замороженого аміаку. Червонуваті варіації кольору Юпітера можуть пояснюватися наявністю сполук фосфору, сірки і вуглецю. Оскільки колір може сильно варіюватися, отже, хімічний склад атмосфери також різний у різних місцях. Наприклад, існують «сухі» і «мокрі» області із різним вмістом водної пари.

Температура зовнішнього шару хмар — близько 130 °C, однак із глибиною швидко зростає. За даними спускного апарата «Галілео» на глибині 130 км температура дорівнює 150 °C, тиск — 24 атм. Тиск біля верхньої границі хмарного шару — близько 1 атм, тобто як біля поверхні Землі. «Галілео» знайшов «теплі плями» уздовж екватора. Очевидно, у цих місцях шар зовнішніх хмар тонкий, тож можна бачити більш теплі внутрішні області.

Швидкість вітрів на Юпітері може перевищувати 600 км/год. Циркуляція атмосфери визначається двома основними факторами. По-перше, обертання Юпітера в екваторіальних і полярних областях неоднакове, тому атмосферні структури витягаються в смуги, що оперізують планету. По-друге, відбувається температурна циркуляція за рахунок тепла, що виділяється з надр. В атмосфері Юпітера спостерігаються блискавки, потужність яких на три порядки перевищує земні, а також полярні сяйва. Крім того, орбітальним телескопом «Чандра» виявлено джерело пульсуючого рентгенівського випромінювання (назване Великою рентгенівською плямою), причини якого є поки не з’ясованими.

Велика червона пляма

Велика червона пляма — овальне утворення змінюваних розмірів, розташоване в південній тропічній зоні. На сьогодні вона має розміри 15 × 30 тис. км (значно більші за розміри Землі), а 100 років тому спостерігачі відзначали вдвічі більші розміри. Іноді її не дуже чітко видно. Велика червона пляма — це унікальний довгоживучий гігантський ураган (антициклон), речовина в якому обертається проти годинникової стрілки і робить повний оберт за 6 земних діб. Вона характеризується висхідними плинами в атмосфері. Хмари в ній розташовані вище, а температура їх нижче, ніж у сусідніх областях.

Магнітне поле і магнітосфера

Юпітер має потужнє магнітне поле; вісь диполя нахилена до осі обертання на 10° . Напруженість поля на рівні видимої поверхні хмар дорівнює 14 Е біля північного полюса і 10,7 Е — біля південного. Його полярність обернена до полярності земного магнітного поля. Існування магнітного поля пояснюється наявністю в надрах Юпітера металевого водню, що, будучи гарним провідником й обертаючись із великою швидкістю, створює магнітні поля.

Юпітер оточений потужною магнітосферою, що на денній стороні тягнеться до відстані в 50–100 радіусів планети, а на нічній стороні простягається за орбіту Сатурна. Прискорені в магнітосфері Юпітера електрони досягають Землі. Якби магнітосферу Юпітера можна було б бачити з поверхні Землі, то її кутові розміри перевищували б розміри Місяця. Магнітосфера формується переважно за рахунок потоків заряджених частинок, що виносяться магнітним полем планети з плазмового тора навколо орбіти Іо. Джерелом частинок є вулкани Іо. Магнітосфера формується також за рахунок частинок сонячного вітру.

Юпітер має потужні радіаційні пояси. Зблизившись із Юпітером, «Галілео» дістав дозу радіації, що у 25 разів перевищувала смертельну дозу для людини. Радіовипромінювання радіаційного пояса Юпітера вперше було виявлено 1955 р. Радіовипромінювання має синхротронний характер. Юпітер оточений іоносферою завдовжки 3000 км. Як і полярні сяйва на Землі, полярні сяйва на Юпітері обумовлені стіканням заряджених частинок уздовж ліній магнітного поля в атмосферу в районі Північного і Південного полюсів планети. Однак магнітне поле Юпітера дуже велике, тому викинута з вулканічного супутника Іо іонізована речовина, що уловлюється магнітним полем Юпітера, створює сяйва в тисячу разів інтенсивніші, ніж на Землі.

Супутники і кільця

У Юпітера нараховується 63 супутники, що є максимальним показником для Сонячної системи. За оцінками учених, супутників може бути не менше сотні. Чотири найбільших супутники — Іо, Європа, Ганімед і Каллісто — було відкрито ще 1610 р. Галілео Галілеєм. Найбільший інтерес становить Європа, що має глобальний океан, у якому не виключено наявність життя. Усі великі супутники Юпітера обертаються синхронно і завжди повернуті до Юпітера однією і тією ж стороною унаслідок впливу потужних припливних сил планети-гіганта. Інші супутники набагато менші і являють собою скелясті тіла неправильної форми. Серед них є ті, що обертаються у зворотний бік. У Юпітера наявні слабкі кільця, виявлені 1979 року під час проходження повз Юпітера «Вояджера-1». Із З емлі кільця можуть бути помічені в інфрачервоному діапазоні. За результатами досліджень «Галілео» було зроблено висновок, що джерелом поповнення кілець є невеликі супутники Юпітера.

Дослідження Юпітера космічними апаратами

Юпітер вивчали винятково апарати НАСА. 1973 і 1974 рр. повз Юпітера пройшли «Піонер-10» і «Піонер-11» на відстані (від хмар) 132 тис. км і 43 тис. км відповідно. Апарати передали кілька сотень знімків (невисокої роздільності) планети і галілеєвих супутників, уперше виміряли основні параметри магнітного поля і магнітосфери Юпітера. 1979 р. біля Юпітера пролетіли «Вояджери» (на відстані 207 тис. км і 570 тис. км). Апарати передали велику кількість докладних знімків планети та її супутників, а також багато інших цінних даних (зокрема були виявлені кільця Юпітера). 1992 р. повз планету пройшов «Улісс» на відстані 900 тис. км. Апарат здійснив виміри магнітосфери Юпітера («Улісс» призначений для вивчення Сонця і не має фотокамер). З 1995 по 2003 рр. на орбіті Юпітера знаходився «Галілео». за допомогою цієї місії було отримано безліч нових даних. Зокрема, спускний апарат уперше вивчив атмосферу газової планети зсередини. 2000 р. повз Юпітера пролетів «Кассіні». Він зробив низку знімків планети з рекордною роздільністю й одержав нові дані про плазмений тор Іо. За знімками «Кассіні» були складені найдетальніші на сьогоднішній день кольорові «карти» Юпітера, на яких розмір найдрібніших деталей складає 120 км. Крім того, було поставлено унікальний експеримент з вимірювання магнітного поля планети одночасно з двох точок («Кассіні» і «Галілео»). 28 лютого 2007 р. на шляху до Плутона в околицях Юпітера зробив гравітаційний маневр апарат «Нові обрії». У 2020-х роках планується здійснення міжпланетної місії з вивчення галілеєвих супутників.

Життя на Юпітері

На сьогодні наявність життя на Юпітері через низьку концентрацію води в атмосфері і за умови відсутності твердої поверхні видається малоймовірним. У 1970-х роках Карл Саган висловлювався з приводу можливості існування у верхніх шарах атмосфери Юпітера життя на основі аміаку. Слід зазначити, що навіть на незначній глибині в юпітеріанській атмосфері температура і густина досить високі, тож можливість принаймні хімічної еволюції виключати не можна, оскільки швидкість та імовірність протікання хімічних реакцій сприяють цьому. У липні 1992 року до Юпітера наблизилася комета. Вона пройшла на відстані близько 15 тисяч кілометрів від верхньої границі хмар, і потужний гравітаційний вплив планети-гіганта розірвав її ядро на 17 великих частин. Цей кометний рій було виявлено в обсерваторії Маунт-Паломар подружжям Керолайн і Юджином Шумейкерами й астрономом-аматором Девідом Леві. 1994 року, після наступного зближення з Юпітером, всі уламки комети урізалися в атмосферу планети з величезною швидкістю — близько 64 км/с. Цей грандіозний космічний катаклізм спостерігався як із Землі, так і за допомогою космічних засобів, зокрема за допомогою космічного телескопа «Хаббл», інфрачервоного супутника IUE і міжпланетної космічної станції «Галілео». Падіння ядер супроводжувалося цікавими атмосферними ефектами, наприклад полярними сяйвами, чорними плямами в місцях падіння ядер комети, кліматичними змінами.

Сатурн

Сатурн — шоста за віддаленням від Сонця і друга за розміром і масою планета Сонячної системи. Сатурн знаходиться на середній відстані 1429 млн км (9,58 а. о.) від Сонця. Період обертання — 29,46 року. У Сатурна близько 60 супутників і найбільш потужна система кілець серед усіх планет Сонячної системи.

Загальні відомості

Екваторіальний радіус планети дорівнює 60 300 км, полярний радіус — 54 000 км; Сатурн — найбільш сплющена планета Сонячної системи. Маса планети в 95 разів перевищує масу Землі, однак середня густина Сатурна становить усього 0, 69г/см3.Сатурн є найбільш розрідженою планетою Сонячної системи і єдиною планетою, чия густина (середня) менша за густину води. Один оберт навколо осі Сатурн робить за 10 годин і 39 хвилин.

Атмосфера

Верхні шари атмосфери Сатурна складаються на 93 % з водню (за об’ємом) і на 7 % — з гелію (порівняно з 11 % в атмосфері Юпітера). У ній містяться домішки метану, водяної пари, аміаку і деяких інших газів. Аміачні хмари у верхній частині атмосфери потужніші за юпітеріанські. За даними «Вояджерів», на Сатурні дмуть найдужчі вітри в Сонячній системі. Апарати зареєстрували швидкості повітряних потоків 500 м/с. Вітри дмуть переважно у східному напрямку (у напрямку осьового обертання). Їхня сила слабшає з віддаленням від екватора; чимдалі від екватора з’являються також західні атмосферні плини. Низка даних указують, що вітри не обмежені шаром верхніх хмар, вони повинні поширюватися усередину, принаймні, на 2 тис. км. Крім того, виміри «Вояджера-2» показали, що вітри в південній і північній півкулях симетричні відносно екватора. Є припущення, що симетричні потоки якось зв’язані під шаром видимої атмосфери. В атмосфері Сатурна іноді з’являються стійкі утворення, що являють собою надпотужні урагани. Аналогічні об’єкти спостерігаються і на інших газових планетах Сонячної системи (Велика червона пляма на Юпітері, Велика темна пляма на Нептуні). Гігантський «Великий білий овал» з’являється на Сатурні приблизно один раз у 30 років, востаннє він спостерігався 1990 року (менш великі урагани утворюються частіше). Не до кінця зрозумілим на сьогоднішній день залишається такий атмосферний феномен Сатурна, як «Гігантський гексагон». Він являє собою стійке утворення у вигляді правильного шестикутника з поперечником 25 тис. км, що оточує Північний полюс Сатурна. В атмосфері виявлені потужні грозові розряди, полярні сяйва, ультрафіолетове випромінювання водню. У глибині атмосфери Сатурна підвищуються тиск і температура і водень поступово переходить у рідкий стан. На глибині близько 30 тис. км водень стає металевим (а тиск досягає близько 3 млн атм). Циркуляція електрострумів у металевому водні створює магнітне поле (набагато менш потужне, ніж у Юпітера). У центрі планети знаходиться масивне ядро з важких матеріалів.

Дослідження Сатурна

Сатурн — одна з п’яти планет Сонячної системи, яку легко бачити неозброєним оком із Землі. У максимумі блиск Сатурна перевищує першу зоряну величину. Уперше спостерігаючи Сатурн через телескоп у 1609–1610 рр., Галілео Галілей помітив, що Сатурн виглядає не як єдине небесне тіло, а як три тіла, що майже торкаються одне одного, і висловив припущення, що це два великих «компаньйони» (супутники) Сатурна. Два роки потому Галілей повторив спостереження і, на своє здивування, не знайшов супутників. 1659 року Гюйгенс за допомогою більш потужного телескопа з’ясував, що «компаньйони» — це насправді тонке плоске кільце, що оперізує планету і не торкається її. Гюйгенс також відкрив найбільший супутник Сатурна — Титан. Починаючи з 1675 року вивченням планети займався Кассіні. Він помітив, що кільце складається з двох кілець, розділених чітко видимим зазором — щілиною Кассіні, і відкрив ще кілька великих супутників Сатурна. 1979 року космічний апарат «Піонер-11» уперше пролетів поблизу Сатурна, а в 1980 і 1981 роках за ним пішли апарати «Вояджер-1» і «Вояджер-2». Ці апарати вперше знайшли магнітне поле Сатурна і, досліджуючи його магнітосферу, спостерігали шторми в атмосфері Сатурна, одержали детальні знімки структури кілець і з’ясували їхній склад. У 1990-х роках Сатурн, його супутники і кільця неодноразово досліджував космічний телескоп Хаббл. Довгострокові спостереження дали чимало нової інформації, що була недоступна для «Піонера-11» і «Вояджерів» під час їх однократного прольоту повз планету. 1997 року до Сатурна було запущено апарат Кассіні — Гюйгенс, і через сім років польоту, 1 липня 2004 року, він досяг системи Сатурна і вийшов на орбіту навколо планети. Основними задачами цієї місії, розрахованої мінімум на 4 роки, є вивчення структури і динаміки кілець і супутників, а також вивчення динаміки атмосфери і магнітосфери Сатурна. Крім того, спеціальний зонд «Гюйгенс» відокремився від апарата і на парашуті спустився на поверхню супутника Сатурна Титана.

Супутники

На липень 2007 р. відомо 60 супутників Сатурна. 12 з них відкриті за допомогою космічних апаратів: «Вояджер-1» (1980 рік), «Вояджер-2» (1990 рік), «Кассіні» (2004–2007 рр.). Протягом 2006 р. команда вчених під керівництвом Девіда Джуїтта з Гавайського університету, що працюють на японському телескопі Субару на Гаваях, повідомляла про відкриття 9 супутників Сатурна. Усі вони належать до так званих іррегулярних супутників, що відрізняються видовженими еліптичними орбітами, і, як вважають, не сформувалися разом із планетами, а захоплені їх гравітаційним полем. Усього з 2004 року команда Джуїтта знайшла 21 супутник Сатурна. Найбільший із супутників — Титан. Учені припускають, що умови на цій планеті схожі з тими, котрі існували на нашій планеті 4 мільярди років тому, коли на Землі тільки зароджувалося життя. Сатурн має найпотужнішу систему кілець у Сонячній системі. Краї кільцевої системи знаходяться на відстані 6,6 тис. і 121 тис. км від екватора планети. Кільця складаються з частинок розміром від декількох мікронів до десятків метрів, до складу яких входять лід, кам’яні породи, оксид заліза. Природа кілець Сатурна стала зрозумілою після того, як англійський фізик Дж. Максвелл (у 1859 р.) і російський математик С. В. Ковалевська (у 1885 р.) різними методами довели, що існування кільця навколо планети може бути стійким тільки в тому випадку, якщо воно складається із сукупності окремих малих тіл: суцільне тверде чи рідке кільце було б розірване силою притягання планети. Цей теоретичний висновок наприкінці XIX століття був емпірично підтверджений незалежно одним від одного А. А. Бєлопольским (Росія), Дж. Кілером (США) і А. Деландром (Франція), що сфотографували спектр Сатурна за допомогою щілинного спектрографа і на основі ефекту Доплера—Фізо встановили, що зовнішні частини кільця Сатурна обертаються повільніше, ніж внутрішні. Протягом 29,5 року із З емлі кільця Сатурна двічі видно в максимальному розкритті і двічі настають періоди, коли Сонце і З емля знаходяться в площині кілець (тоді кільця або освітлює Сонце «з ребра», або воно видно для земного спостерігача «з ребра»). У цей період кільця майже зовсім не видні, що свідчить про їх дуже малу товщину. Різні дослідники, спираючись на візуальні і фотометричні спостереження і їх теоретичну обробку, доходять висновку, що середня товщина кілець складає від 10 см до 10 км. Звичайно, кільце такої товщини побачити із З емлі «з ребра» неможливо. Розміри твердих тіл у кільцях оцінюють від 10−1 до 103 см із переважанням брил діаметром близько 1 м, що підтверджується і спостережуваним відбиттям радіохвиль від кілець Сатурна. Хімічний склад речовини кілець, очевидно, однаковий у всіх чотирьох складових, різний у них тільки ступінь заповнення простору брилами. Спектр кілець Сатурна істотно відмінний від спектра самого Сатурна і Сонця, що освітлює їх; спектр указує на підвищену відбивну здатність кілець у ближній інфрачервоній області (2,1 і 1,5 мкм), що відповідає відбиттю від льоду H O 2 . Можна вважати, що тіла, які утворюють кільця Сатурна, або покриті льодом чи інеєм, або складаються з льоду. В останньому випадку масу всіх кілець можна оцінити в 1024 м, тобто на 5 порядків менше від маси власне планети. Температура кілець Сатурна, очевидно, близька до рівноважної, тобто до 80 К. За останніми даними, кільця Сатурна швидко еволюціонують. Під час порівняння знімків «Кассіні» і «Вояджерів» були виявлені істотні зміни, наприклад кільце B стало більш тьмяним.

Уран

Уран — сьома за віддаленням від Сонця і третя за величиною планета Сонячної системи. Уран є газовим гігантом, аналогічно до Юпітера Сатурна і Н ептуна. Його було названо на честь давньогрецького бога Урана.

Склад

Уміст водню складає 83 %, гелію — 15%, метану — 1,99 %. Також виявлені сліди аміаку, етану й ацетилену. Уран і Нептун багато в чому схожі на ядро Юпітера або Сатурна без масивної оболонки з рідкого металевого водню. Зважаючи на це, в Урана немає чітко вираженого ядра, і його речовина розподілена більш-менш рівномірно. Блакитний колір планети пояснюється поглинанням червоного світла атмосферним метаном.

Нахил осі

Однією з відмітних ознак Урана є нахил його осі, що складає майже 90°. Тому впродовж частини орбіти один з полюсів Урана спрямований майже точно на Сонце, а інший — навпаки, від Сонця. У протилежній частині орбіти орієнтація полюсів відносно Сонця міняється на зворотну, а на ділянках між цими екстремумами Сонце «обертається» навколо екватора планети, як на інших планетах. Коли «Вояджер-2» пролітав 1986 р. повз планету, її південний полюс саме був спрямований майже точно на Сонце. Правда, назви «південний» і «північний» для Урана не очевидні. Про нього можна сказати, що нахил його осі трохи перевищує 90° або що нахил ледве менше 90°, а Уран обертається у зворотному, відносно інших планет, напрямку. Ці два описи еквівалентні з фізичної точкизору, але дають різну орієнтацію полюсів: полюс, що є північнимза одним з описів, стає південним за іншим, і навпаки. Одним із результатів незвичайного нахилу осі є те, що полярні райони Урана одержують більше сонячної енергії, ніж екваторіальні. Правда, з невідомих причин температура в області екватора Урана все одно вища, ніж біля полюсів. Чому нахил осі настільки великий, також невідомо. Можливо, коли Уран ще тільки формувався, він зіштовхнувся з іншою планетою, що також перебувала в стадії формування.

Схоже, що великий нахил осі обертання також спричиняє величезні сезонні зміни в погоді. Під час пролітання «Вояджера-2» смуги хмарності були дуже тьмяними, практично непомітними. Недавні спостереження за допомогою орбітального телескопа Хаббла показали набагато більш виражену «смугастість» Урана. Це, імовірно, пов’язане з тим, що Сонце на небокраї Урана знаходилося майже над екватором. 2007 року Сонце було точно над екватором Урана.

Магнітне поле

Магнітне поле Урана цікаве тим, що його центр не збігається з центром планети, а його вісь повернена майже на 60° відносно осі обертання. Очевидно, воно генерується рухом заряджених частинок на порівняно невеликій глибині. Магнітне поле Нептуна має подібне зміщення відносно геометричного центра планети, так що це навряд чи пов’язано з великим нахилом осі обертання. Джерело магнітного поля Урана невідоме. Раніше передбачалося, що між центром і атмосферою Урана існує надгустий водно-аміачний океан, що добре проводить електрику, але, зважаючи на всі дані, це неправильна думка.

Відкриття і дослідження Урана

Уран — перша планета, відкрита вже за Нового часу. До свого відкриття її неодноразово спостерігали різні астрономи, але щораз її вважали просто ще однією зорею. Найбільш раннє документоване спостереження припадає на 1690 р., коли Джон Флемстид заніс Уран до свого каталогу як зорю 34 Тільця. Як планету Уран було відкрито сером Вільямом Гершелем 1781 р. Гершель дав планеті назву Georgium Sidus («зоря Георга») на честь Георга III, короля Англії. Ця назва не прижилася за межами Англії. Французький астроном Ж. Лаланд називав планету Гершель, а німець Йоганн Боде запропонував сучасну назву — Уран на честь давньогрецького бога. Судячи з перших видань «Щомісячних записок Королівського астрономічного співтовариства» від 1827 р., назва «Уран» уже тоді була найбільш поширеною навіть в Англії. Хоча й першу назву, Georgium Sidus, зрідка ще продовжували використовувати. «Вояджер-2», запущений у 1977 р. NASA,— поки єдиний космічний апарат, що побував поблизу Урана. 24 січня 1986 р. «Вояджер» був на мінімальній відстані від Урана. Потім він продовжив політ у напрямку до Нептуна.

Супутники Урана

Усього відомо 27 супутників Урана. Чотири найбільших з них — це Титанія, Оберон, Аріель і Умбріель.

Кільця Урана

Уран має слабкі, майже непомітні, планетарні кільця, що складаються з несвітлових частинок матерії до 10 м у діаметрі. Перші кільця Урана було виявлено в березні 1977 року Джеймсом Елліотом, Едвардом Данхемом і Дугласом Мінком. Існує також думка, що честь відкриття кілець належить серу Вільямові Гершелю, який спостерігав їх ще 1789 року. На сьогодні відомі 13 його кілець, що є деяким «рекордом»у Сонячній системі.

Нептун

Нептун — восьма за віддаленістю від Сонця планета Сонячної системи. Планета була відкрита 1846 року і названа на ім’я бога морів у римській міфології. Символ планети Нептуна — стилізований тризубець, що, у свою чергу, є символом міфічного морського бога Нептуна.

Історія відкриття

Уночі 23 вересня 1846 Йоганн Галлі (Johann Gottfried Galle) і Гейнріх Д’Арре (Heinrich Louis d’Arrеst), проводячи спостереження на обсерваторії в Берліні, знайшли планету усього в одному градусі від положення, обчисленого 1846 року французьким астрономом Урбеном Левер’є на підставі даних про невеликі збурювання в русі Урана. Дещо менш точне пророкування англійського астронома Джона Адамса (John Couch Adams), зроблене роком раніш, зустріло в Англії необґрунтований скептицизм і було опубліковано тільки після відкриття планети. Незважаючи на це, англійці розгорнули запеклі суперечки про національний пріоритет і про те, як слід назвати планету. Зрештою, планета одержала назву Нептун на ім’я бога моря римської міфології, що запропонував Левер’є відразу ж після відкриття. Цікаво, що розрахована Левер’є й Адамсом орбіта Нептуна дуже швидко відхилялася від реальної орбіти планети, і якби пошуки затяглися на кілька років, то за цими обчисленнями виявити планету вже було б неможливо.

Дослідження

На найкращих фотографіях, зроблених із Землі, можна розрізнити окремі яскраві хмари і яскравий серпанок над південним полюсом планети. Космічний апарат «Вояджер-2» підтвердив ці спостереження, коли пройшов усього в 5000 км над верхівками хмар планети 25 серпня 1989 року. Крім того, він знайшов багато нових деталей, у тому числі велику циклонічну систему в південній півкулі — Велику темну пляму. До 1994 р. ця система розпалася, а космічний телескоп ім. Хаббла знайшов нову Велику темну пляму в північній півкулі.

«Вояджер-2» також виявив меншу циклонічну систему з яскравим ядром з пір’ястих хмар, добре помітну систему смуг і численні тонкі пір’ясті хмари. Також була виявлена маленька яскрава хмарина неправильної форми, що робить один оберт за 16 годин. Вона дістала назву «Скутер» і може бути верхівкою викиду з нижніх шарів атмосфери. Деякі з цих деталей відкидають тіні на більш глибокі шари хмар. Це були перші дані про вертикальне розшарування атмосфери Нептуна. Високі хмари, що знаходяться на 50–100 км вище від основного шару, імовірно, складаються з кристалів метану, а більш низький і безупинний рівень утворений кристалами аміаку або сульфіду водню. Пір’ясті хмари швидко змінюються, часто утворюються і зникають усього за кілька годин. Таким чином, погода на Нептуні динамічна й мінлива, як і на Землі.

Астрономічні дані

Орбіта Нептуна чи не найбільше наближена до кола. Її велика піввісь дорівнює 4504,3 млн км при ексцентриситеті усього 0,0086. Відстань Нептуна до Сонця змінюється в межах 29,8–30,4 а. о. Нахилення орбіти до площини екліптики дорівнює 1°46'. Період обертання планети навколо Сонця дорівнює 164,79 року. Максимальна зоряна величина Нептуна на земному небі дорівнює 7,8, тобто він приблизно в п’ять разів слабкіше за найслабші зірки, видимі неозброєним оком. У великі телескопи він схожий на маленький блакитнуватий диск діаметром 2,3 кутової секунди.

Фізичні характеристики

У Нептуна, як і в інших планет-гігантів, немає твердої поверхні, тому за рівень відліку під час вимірювання розмірів планети приймається рівень атмосфери, на якому тиск складає 1 бар. Екваторіальний діаметр Нептуна дорівнює 49528 км, полярний — 48680 км; його маса — 1,02·1026 кг — перевершує земну в 17,14 раза. Таким чином, ця планета небагато менше і важчаза Уран. Середня густина Нептуна — 1, 76г/см3.Атмосфера Нептуна на 98 % складається з водню і гелію. У ній міститься також 2,5–3 % метану. Пір’ясті хмари в атмосфері Нептуна, швидше за все, складаються з кристалів замерзлого метану. Сильні лінії поглинання метану, що домінують у спектрі планети, додають Нептунові інтенсивного синього кольору. У спектрі виявлені також сліди молекулярного водню й етану. У мікрохвильовому діапазоні виявлено наявність незначних кількостей аміаку. Температура в атмосфері Нептуна змінюється з глибиною. На рівні 0,1 бар температура мінімальна — 50 К. Вище температура зростає, досягаючи 750 К на висоті 2000 км (за тиску 10–11 бар), і далі залишається сталою. Також температура росте до центра планети, де очікуються значення температури в 7000 К і тиску 5·106 бар. На рівні 1 бар температура атмосфери дорівнює 74 К. З огляду на відстань планети до Сонця, очікувалося, що ефективна температура Нептуна становить близько 45 К, але виявилося, що вона дорівнює 59,3 К. Таким чином, на Нептуні частина тепла надходить із внутрішніх джерел. Вісь обертання Нептуна нахилена до площини орбіти на 29°34_ . Період обертання магнітного поля Нептуна, що, як вважають, пов’язаний з обертанням ядра планети, був визначений «Вояджером-2» і становить 16,11 години (16 годин 07 хвилин). Більшість хмар обертаються з іншими періодами, що складають від 12 годин поблизу від південного полюса до 18 годин біля екватора. Це означає, що на Нептуні дмуть вітри зі швидкостями до 2400 км/год, напрямлені проти обертання планети. Це найдужчі вітри в Сонячній системі. «Вояджер-2» встановив, що вісь магнітного поля Нептуна нахилена на 46° до осі обертання планети і зміщена від центра планети на відстань у 0,55 радіуса планети. У результаті напруженість магнітного поля сильно варіює по поверхні планети — від 0,1 гаусса у північній півкулі до 1 гаусса у південній. Є думка, що магнітне поле Нептуна породжує не ядро планети, а мантія, багата на аміак. Сильний нахил осі магнітного поля призводить до того, що траєкторії руху заряджених частинок у магнітосфері планети перетинають траєкторії руху супутників і кілець. У результаті переважну більшість заряджених частинок поглинають супутники і кільця, і їхня концентрація в магнітосфері зменшується. Крім того, «Вояджер» знайшов на Нептуні полярні сяйва, хоча і набагато слабші, ніж на Землі. Вони мають складний характер і поширюються на великих ділянках планети, а не тільки навколо магнітних полюсів. Вважають, що Нептун має ядро з розплавлених скельних порід, оточене зовнішнім ядром з частково розплавленої суміші аміаку, води і метану, не розділеної на шари. За даними на червень 2005 р., у Нептуна 13 супутників.

Кільця

До відліту «Вояджера-2» наявність у Нептуна кілець було предметом жвавої дискусії. Наземні спостереження дозволяли припустити, що навколо планети розташовані неправильні дуги. Знімки «Вояджера» показали, що навколо планети існують п’ять кілець: два яскравих і вузьких і три більш слабких. Деякі сектори зовнішнього яскравого кільця значно яскравіші, ніж інші, і саме вони були відкриті під час спостережень із Землі. Довжина таких дуг складає від 1000 до 10 000 км. Три найяскравіших з них одержали назви Воля, Рівність і Братерство. Яскраві кільця (1989N2R, Левер’є і 1989N1R, Адамс) розташовані на відстанях 53 тис. км і 63 тис. км. Внутрішнє яскраве кільце має ширину усього 15 км. Супутники Галатея і Деспина рухаються саме по внутрішньому краю 1989N1R і 1989N2R відповідно і, можливо, беруть участь у їх формуванні. Одне із широких кілець розташовано на відстані 42 тис. км (1989N3R, Галлі), друге — між яскравими кільцями(1989N4R Лассель, Араго), і третє, очевидно, заповнює простір між внутрішнім широким кільцем і планетою. Кільця не відбивають радіохвиль, що вказує на відсутність у них частинок розміром понад сантиметр. Те, що кільця краще видні, якщо Сонце підсвічує їх позаду, указує на перевагу пилоподібних частинок. Можливо, кільця складаються з метанового льоду, що потьмянів під дією випромінювання Сонця.

Цікаві факти

Галілей, спостерігаючи супутники Юпітера 28 грудня 1612 р. і 28 січня 1613 р., знайшов зміну відносного положення двох зір. Тільки через 366 років, 1979 р. з’ясувалося, що однією із цих «зір» був Нептун.

Карликові планети

Карликова планета — небесне тіло, що обертається безпосередньо навколо Сонця (тобто не є супутником іншої планети), має достатню масу, щоб гравітація надала їй гідростатично рівноважної форми, проте не розчистила околиці своєї орбіти від інших подібних тіл. Визначення було ухвалено Міжнародним астрономічним союзом 24 серпня 2006 року на розв’язання проблеми щодо з’ясування терміна «планета».

Історія

Питання класифікації виникло 2005 року, коли астроном Майк Браун разом із колегами відкрили у поясі Койпера об’єкт 2003 UB313 , за розмірами більший за Плутон. Якщо Плутон вважати планетою, то нове небесне тіло також мало отримати такий статус. Проте це викликало заперечення деяких астрономів, аджекількість планет у такому випадку мала значно збільшитися. Для вирішення питання Міжнародним астрономічним союзом булоутворено окремий «Комітет визначення планети». Після вивчення питання та обговорення комітет запропонував визначення, згідно з яким планетою слід вважати небесне тіло, що обертається навколо Сонця та під дією власного тяжіння набуло гідростатично рівноважної (тобто близької до кулястої) форми. Його було подано на затвердження Генеральної Асамблеї МАС 16 серпня 2006 року. Відповідно до цього визначення кількість планет Сонячної системи мала збільшитися до дванадцяти. Однак учасники асамблеї відхилили таку пропозицію. Дискусія тривала ще шість днів, і нарешті 24 серпня було ухвалено остаточне рішення, згідно з яким Плутон втратив статус планети. Його (разом із Церерою, Еридою, Макемаке та Хаумеа) було виділено до окремої категорії карликових планет. На статус карликової планети також претендують такі об’єкти: Квавар, Іксіон, Седна, Орк. Термін «карликова планета» слід відрізняти від поняття «мала планета», як іноді називають астероїди. Офіційно термін «мала планета» більше не використовують, залишаючи його даниною історії.