Реферат: Планеты-гиганты

Реферат: Планеты-гиганты

РЕФЕРАТ

ПО АСТРОНОМИИ

НА ТЕМУ:

"Планеты-гиганты"

Работу выполнил ученик 11 "Б" класса

Мытищи, 2001 год.

План

1. Планеты-гиганты

2. Отличие планет-гигантов от планет земной группы

3. Юпитер

· Общая характеристика

· Атмосфера

· Кольцо Юпитера

· Внутренние и внешние спутники Юпитера

4. Сатурн

· Атмосфера и облачный слой

· Магнитные свойства Сатурна

· Кольца

· Спутники Сатурна

5. Уран

· Общие сведения

· История открытия

· Особенности вращения Урана

· Химический состав, физические условия и строение Урана

· Кольца Урана

· .Магнитосфера

· Спутники Урана

6. 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 интерферометр с двумя 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 возбуж­дения ионизованного 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. ртутного 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.

Ю П И Т Е Р

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 =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.

Страницы: 1, 2, 3, 4