јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ѕланети-г≥ганти

ѕланети-г≥ганти

1. ќсобливост≥ планет-г≥гант≥в. « чотирьох г≥гантських пла≠нет найкраще вивчено ёп≥тер Ч найб≥льшу планету ц≥Їњ групи ≥ найближчу з них до нас ≥ —онц¤. ¬≥сь обертанн¤ ёп≥тера майже перпендикул¤рна до площини його орб≥ти, тому сезонних зм≥н умов осв≥тленн¤ на ньому немаЇ.

” вс≥х планет-г≥гант≥в обертанн¤ навколо ос≥ досить швидке, а густина мала. ¬насл≥док цього вони значно стиснут≥.

”с≥ планети-г≥ганти оточен≥ потужними, великих розм≥р≥в атмосферами. ≤ ми бачимо т≥льки, що в них плавають хмари, ¤к≥ внасл≥док швидкого обертанн¤ вит¤гнулис¤ паралельними ек≠ватору смугами.

—муги хмар видно на ёп≥тер≥ нав≥ть у слабкий телескоп (див. форзац). ёп≥тер обертаЇтьс¤ зонами Ч чим ближче до полюс≥в, тим пов≥льн≥ше. Ќа екватор≥ пер≥од обертанн¤ 9 год 50 хв, а на середн≥х широтах на к≥лька хвилин тривал≥ший. јналог≥чно обертаютьс¤ й ≥нш≥ планети-г≥ганти.

ќск≥льки планети-г≥ганти дуже в≥ддален≥ в≥д —онц¤, њх тем≠пература (принаймн≥ над њхн≥ми хмарами) дуже низька: на ёп≥тер≥ Ч145 ∞—, на —атурн≥ Ч180 ∞—, на ”ран≥ й Ќептун≥ ще нижча.

јтмосфери планет-г≥гант≥в м≥ст¤ть переважно молекул¤рний водень, а також метан —Ќ4 ≥, мабуть, багато гел≥ю, а в атмосфер≥ ёп≥тера ≥ —атурна ви¤влено ще й ам≥ак NЌ3. ¬≥дсутн≥сть смуг NЌ3 у спектрах б≥льш в≥ддалених планет по¤снюЇтьс¤ тим, що в≥н там вимерз. ѕри низьк≥й температур≥ ам≥ак конденсуЇтьс¤, ≥ з нього, очевидно, складаютьс¤ видим≥ хмари ёп≥тера.

≤нтенсивн≥ рухи, що охоплюють хмарний ≥ сус≥дн≥ з ним шари атмосфери, мають ст≥йкий характер. «окрема, таким ст≥йким ат≠мосферним Ђвихоромї Ї знаменита „ервона пл¤ма, ¤ку спосте≠р≥гають на ёп≥тер≥ вже понад 300 рок≥в.

¬ивченн¤ процес≥в, що в≥дбуваютьс¤ в атмосферах р≥зних планет, допомагаЇ земн≥й метеоролог≥њ ≥ кл≥матолог≥њ.

“еоретично побудовано модел≥ масивних планет, ¤к≥ скла≠даютьс¤ з водню й гел≥ю. –озрахунки модел≥ внутр≥шньоњ будови ёп≥тера показують, що в м≥ру наближенн¤ до центра водень маЇ посл≥довно проходити газопод≥бну, газор≥дку ≥ р≥дку фази. ” центр≥ планети, де температура може дос¤гати к≥лькох тис¤ч кельв≥н≥в, м≥ститьс¤ р≥дке ¤дро, що складаЇтьс¤ з метал≥в, си≠л≥кат≥в ≥ водню в метал≥чн≥й фаз≥, ¤ка настаЇ при тиску пор¤дку 1011 ѕа (1 млн. атмосфер). ” 1975 р. метал≥чну фазу водню вдалос¤ експериментальне д≥стати на «емл≥, що п≥дтверджуЇ правильн≥сть теоретичних розрахунк≥в внутр≥шньоњ будови ёп≥≠тера та ≥нших планет-г≥гант≥в.

«авд¤ки магн≥тному полю ёп≥тер маЇ по¤си рад≥ац≥њ, под≥б≠н≥ до земних, але значно б≥льш≥ в≥д них. …ого магн≥тосфера прост¤гаЇтьс¤ на м≥льйони к≥лометр≥в, охоплюючи чотири най≠б≥льших супутники. ёп≥тер Ч джерело рад≥овипром≥нюванн¤.  осм≥чн≥ апарати зареЇстрували на ньому могутн≥ спалахи блиска≠вок.

« ≥нших даних про планети варто згадати особлив≥сть осьового обертанн¤ ”рана, що, ¤к ≥ у ¬енери, в≥дбуваЇтьс¤ в напр¤м≥, про≠тилежному тому, в ¤кому обертаютьс¤ вс≥ ≥нш≥ планети.  р≥м того, в≥н обертаЇтьс¤ н≥би лежачи на боц≥, тому прот¤гом року значно зм≥нюютьс¤ умови осв≥тленн¤ поверхн≥ планети.

Ќайв≥ддален≥ший ѕлутон, не Ї планетою-г≥гантом. ÷е дуже невелика ≥ майже не вивчена холодна планета, р≥к на ¤к≥й три≠ваЇ близько 250 земних рок≥в.

2. —упутники ≥ к≥льц¤ планет. ” ћеркур≥¤ ≥ ¬енери супутни≠к≥в немаЇ. «емл¤ маЇ один природний супутник Ч ћ≥с¤ць. ¬≥н менший в≥д «емл≥ за д≥аметром лише в 4 рази. ” ѕлутона ви¤влено Їдиний супутник Ч ’арон, ¤кий за розм≥рами вдв≥ч≥ менший в≥д самоњ планети. ” ћарса Ч два супутники Ч ‘обос ≥.ƒеймос (мал. 53). ¬ ≥нших планет супутник≥в багато, але вони незм≥рно менш≥ в≥д своњх планет. ћайже кожний косм≥чний апарат, що прол≥таЇ поблизу планет-г≥гант≥в, ви¤вл¤Ї в них нев≥дом≥ ра≠н≥ше супутники невеликого розм≥ру. “ак, в ”рана останн≥м часом в≥дкрито ще 8 супутник≥в.

«а таблицею† (див. додаток VI)† знайд≥ть планети, ¤к≥ мають найб≥льше супутник≥в.

Ќайб≥льш≥ супутники Ч “итан (супутник —атурна) ≥ √ан≥мед (трет≥й супутник ёп≥тера). ¬они в 1,5 раза б≥льш≥ в≥д ћ≥с¤ц¤ за д≥аметром ≥ трохи.б≥льш≥ в≥д ћеркур≥¤. “итан Ч Їдиний су≠путник з потужною атмосферою, ¤к здеб≥льшого складаЇтьс¤ з азоту.

«а допомогою автоматичних м≥жпланетних станц≥й удалос¤ одержати з близькоњ в≥дстан≥ ч≥тк≥ фотограф≥њ супутник≥в ћарса й багатьох супутник≥в планет-г≥гант≥в. Ќа них добре видно численн≥ детал≥ поверхн≥: кратери, тр≥щини, нер≥вност≥. —упут≠ники ёп≥тера ≥ б≥льш в≥ддалених планет укрит≥ шаром льоду з пилом завтовшки дес¤тки к≥лометр≥в. Ќа супутнику ёп≥тера Ч ≤о було сфотографовано к≥лька д≥ючих вулкан≥в.  ратерами, головним чином ударного (метеоритного) походженн¤, вкрит≥ вс≥ супутники, нав≥ть дуже мал≥, ¤к супутники ћарса розм≥ром близько 20 км (мал. 53).

Ѕагато супутник≥в, ¤к ≥ ћ≥с¤ць, повернут≥ до своЇњ планети завжди одним ≥ тим самим боком, њхн≥ зор¤н≥ пер≥оди обертанн¤ дор≥внюють пер≥одам њх обертанн¤ навколо своњх планет.

„отири найб≥льших супутники ёп≥тера можна побачити нав≥ть у призматичний б≥нокль. ” телескоп за к≥лька годин удаЇтьс¤ простежити, ¤к супутники пом≥тно перем≥щуютьс¤ (мал. 54), ≥нод≥ проход¤ть м≥ж ёп≥тером ≥ «емлею, а ≥нод≥ в≥дход¤ть за диск ёп≥тера або в його т≥нь. —постер≥гаючи пер≥одичн≥сть цих затемнень супутник≥в, –емер у XVII 'ст. в≥дкрив, що швидк≥сть поширенн¤ св≥тла ск≥нченна, ≥ визначив њњ числове значенн¤.

Ѕагато супутник≥в планет ц≥кав≥ своњм рухом; наприклад, ‘обос обертаЇтьс¤ навколо ћарса втрич≥ швидше, н≥ж сама планета обертаЇтьс¤ навколо ос≥. “ому дл¤ спостер≥гача на ћарс≥ в≥н дв≥ч≥ на добу сходить на заход≥ й дв≥ч≥ повн≥стю зм≥нюЇ ус≥ фази, пронос¤чись по небосхилу назустр≥ч добовому обертанню з≥р. —упутники ћарса близьк≥ до його поверхн≥. ‘обос знахо≠дитьс¤ в≥д поверхн≥ ћарса на в≥дстан≥, менш≥й за д≥аметр пла≠нети.

ƒалек≥ супутники ёп≥тера й —атурна дуже мал≥, неправильноњ форми, ≥ де¤к≥ з них обертаютьс¤ в б≥к, протилежний обертанню

самоњ планети. ѕлощини орб≥т супутник≥в ”рана близьк≥ до площини екватора планети ≥,. отже, майже перпендикул¤рн≥ до площини орб≥ти ”рана.

ƒл¤ планет-г≥гант≥в характерна на¤вн≥сть не т≥льки великоњ к≥лькост≥ супутник≥в, а й к≥лець. ќднак ≥з «емл≥ в телескоп можна побачити лише' ¤скраве к≥льце завтовшки не б≥льш ¤к к≥лька сотень метр≥в, що оточуЇ —атурн (див. обкладинку). ¬оно м≥стить≠с¤ в площин≥ екватора планети, нахилен≥й до площини њњ орб≥ти на 27∞. “ому прот¤гом 30-р≥чного оберту —атурна навколо —онц¤ нам видно к≥льце то досить розкритим, то н≥би з ребра, коли його не можна розглед≥ти нав≥ть у велик≥ телескопи (мал. 55). Ўирина цього к≥льц¤ в к≥лька раз≥в б≥льша за д≥аметр земноњ кул≥.

–ос≥йський учений ј. ј. ЅЇлопольський (1854Ч1934), вивчивши спектр к≥льц¤, п≥д≠твердив теоретичний висно≠вок про те, що к≥льце в —а≠турна маЇ бути не суц≥льним, а складатис¤ з безл≥ч≥ др≥б≠них частинок.. «а спектром, використовуючи ефект ƒоп-лера, в≥н установив, що внут≠р≥шн≥ к≥льц¤ обертаютьс¤ швидше в≥д зовн≥шн≥х за III законом  еплера.

‘отограф≥њ, передан≥ ав≠томатичними станц≥¤ми, за≠пущеними до —атурна, пока≠зали, що його к≥льце скла≠даЇтьс¤ з багатьох сотень окремих вузьких малих

†

†

Ђк≥лецьї, розд≥лених темними про≠м≥жками. ѕрипускають, що така структура к≥лець пов'¤зана з грав≥тац≥йним впливом числен≠них супутник≥в планети на рух частинок речовини, ¤ка утворюЇ к≥льц¤.

—истема к≥лець —атурна або виникла внасл≥док руйнуванн¤ супутника планети, що колись ≥снував (наприклад, при його з≥ткненн≥ з ≥ншими супутником чи астероњдом), або Ї залишком т≥Їњ речовини, з ¤коњ в далекому минулому утворилис¤ супутники —атурна ≥ ¤ка через припливну д≥ю планети не змогла Ђз≥бра≠тис¤ї в окрем≥ супутники.

—упутники ћарса, далек≥ й ма≠л≥, супутники планет-г≥гант≥в, ма≠буть, були астероњдами, ¤к≥ ц≥ планети захопили своњм прит¤≠ганн¤м.

Ќещодавно було ви¤влено ду≠же слабк≥ й тонк≥ к≥льц¤ навколо ”рана ≥ ёп≥тера. ÷≥ к≥льц¤ значно поступаютьс¤ за ¤скрав≥стю к≥ль≠ц¤м —атурна. ≤снуванн¤ к≥леьь навколо великих планет ран≥ше передбачив рад¤нський учений —.  . ¬сехсв¤тський.

1

Ќазва: ѕланети-г≥ганти
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (1615 прочитано)