30Мар

Автор: Проект "Космос"


Утверждение о том, что наблюдаемая интенсивность полос поглощения характеризует исключи­тельно надоблачный слой атмосферы не совсем точно. Если бы над слоем облаков, например, у Юпитера, атмосфера совершенно отсутствовала, а облака по-прежнему находились бы в газовом слое, содержащем метан, мы все равно наблюдали бы полосы поглощения метана в спектре Юпитера.

Интересно, что атмосферы планет, особенно изучение её не посредством спектрального анализа, а различными другими хитрыми методами  — любимая прерогатива женщин. В NASA лучшие исследователи космоса, обработчики информации с космических аппаратов — это женщины. Удивительно, что освоение космоса может стать лучшей карьерой для женщины. Но это скорее исключение из правил о чем говорит журнал womengid.ru. Оказывается карьера для женщины в наше время важна для собственной независимости, уверенности в себе и готовности построить семейные отношения без проблем с финансовой стороны.

Интенсивность полос зависела не только от содержания метана, но и от плотности облаков, а сами полосы возникали не только за счет поглощения прямых солнечных лучей, а в результате процессов рассеяния и поглощения света в облачно-газо­вой атмосфере.

Как следует из теории, поглощение света молекулами метана в облачном слое приводило бы к сни­жению отражательной способности облаков в участке спектра, занятом полосой поглощения. Поэтому наблю­даемая в спектрах планет-гигантов интенсивность полос поглощения фактически обусловлена двумя эффектами: поглощением прямой и отраженной от облачного слоя солнечной радиации в верхней атмосфере Юпитера и сни­жением альбедо облачного слоя в длинах волн полос поглощения.

Содержание аммиака в верхних слоях атмосферы Юпи­тера эквивалентно однородному слою этого газа толщиной в 7 м, а на Сатурне — слою толщиной в 2,5 м. Здесь уже нельзя наблюдаемое различие в содержании аммиака объяснить разными высотами верхнего уровня облачного покрова планеты. Причина уменьшения содержания ам­миака на Сатурне носит не геометрический, а чисто физи­ческий характер, и связана с вымерзанием аммиака и оседанием его в нижние слои в холодных атмосферах да­леких планет-гигантов.

Состоит ли атмосфера Юпитера только из метана и аммиака или в ней содержатся и другие газы? Когда мы ставим перед собой такой вопрос и пытаемся отыскать в атмосфере планеты те или иные газы, прежде всего мы должны выяснить, могут ли эти газы длительное время существовать в атмосфере интересующей нас планеты. Важную роль в этом играет притяжение планеты. Если планета имеет небольшую мас­су, то своим притяжением она не может удержать вокруг себя атмосферу из легких газов. У такой планеты скорость, необходимая молекуле для того, чтобы она могла преодо­леть силу притяжения планеты и «удрать» из атмосферы в межпланетное пространство, не очень велика. Молекулы легких газов быстро покидают атмосферу такой планеты. Поэтому было бы бесполезно искать водород и гелий в атмосфере Марса, который вследствие своей небольшой массы может удержать вокруг себя только тяжелые газы вроде азота, углекислого газа и, может быть, кислорода (в очень небольшом количестве). Скорость, необходимая для ускользания из атмосферы Марса молекул газов, равна всего 5 км/сек. Мы знаем, что для нашей Земли скорость ускользания, или, как ее часто называют в при­менении к космическим полетам, вторая космическая ско­рость — равна 11,3 км/сек.

У массивных планет-гигантов скорость ускользания в несколько раз больше. Например, на Юпитере молекулы должны двигаться со скоростью не менее 60 км/сек, чтобы покинуть планету. Скорость движения молекул (а сле­довательно, и кинетическая энергия) определяется темпе­ратурой. Температуры планет-гигантов, как мы уже знаем, очень низки. Поэтому средние скорости движения молекул даже самых легких газов у планет-гигантов зна­чительно меньше, чем критические скорости ускользания: не более 1-1,5 км/сек. Это значит, что на планетах-ги­гантах водород и другие легкие газы могут остаться в атмосфере в течение очень долгого времени — более миллиарда лет, а следовательно, мы имеем основание искать присутствие этих газов в планетах-гигантах.


30Мар

Автор: Проект "Космос"

По наблюдениям интенсивности полос поглощения(спектр) мож­но определить содержание метана и аммиака в атмосферах планет-гигантов. Для этого необходимо знать, какая тол­ща данного газа способна вызвать наблюдаемую величину поглощения света в той или иной полосе поглощения. Это решается с помощью лабораторных экспериментов. Изучаемый газ, например, метан, нагнетают в длинную трубу, из которой предварительно выкачан воздух. У одного конца трубы помещается источник света, а у дру­гого — входная щель спектрографа. Так как изготовить герметическую трубу длиной в несколько сотен метров и заполнить ее нужным газом очень трудно, поступают иначе. С помощью двух зеркал луч света заставляют несколько раз, а то и несколько десятков раз, пройти через трубу с газом прежде, чем луч попадет в спектро­граф. Благодаря этому луч как бы пронизывает толщу газа, в десятки раз большую, чем длина трубы. Кроме того, иногда, если нужно получить еще большую толщину газового слоя, газ накачивают в трубу под давлением до 5-10 атмосфер. Но даже при этом в лаборатории удает­ся получить не все, а только наиболее интенсивные из полос поглощения, наблюдаемых в спектрах планет-гигантов. Сейчас похожий эксперимент можно легко запустить и визуализировать даже на самом небольшом нетбуке Asus Eee PC 1015PEM, с помощью специально программы «спектрографа».

В результате таких исследований было оценено на­блюдаемое количество метана и аммиака в атмосферах планет-гигантов. Содержание этих газов обычно выража­ют условной величиной — эквивалентной толщиной слоя газа, которую можно было бы получить, если собрать весь газ в один слой при нормальном давлении в одну атмосферу и при температуре 0° Ц. По оценкам астронома Койпера, содержание метана в атмосфере Юпитера экви­валентно слою этого газа толщиной в 150 м. С переходом к другим планетам — Сатурну, Урану и Нептуну, — наблюдаемое содержание метана увеличивается соответ­ственно до 350, 1500 и 2500 м. Не следует, однако, ду­мать, что эти числа, полученные по измерениям интен­сивности полос поглощения, говорят о действительном увеличении относительного содержания метана в атмо­сферах более далеких планет. Те полосы поглощения, которые мы наблюдаем в спект­рах планет-гигантов, возникают в результате поглощения лучей не всей атмосферой планеты, а только ее верхними, наиболее разреженными слоями, находящимися выше непрозрачного облачного слоя.

Поэтому наблюдаемое со­держание метана характеризует ту часть атмосферы, ко­торая лежит над облаками. Но высота верхней границы облаков, а следовательно, и толщина надоблачного слоя атмосферы у разных планет может быть различной. Верх­няя граница облачного слоя с переходом к более далеким планетам может понижаться, открывая все большую тол­щу чисто газовой атмосферы; это в свою очередь приводит к усилению полос поглощения метана.


28Мар

Автор: Проект "Космос"

Первое, что обращает на себя внимание в спектрах планет-гигантов, — это интенсивные и широкие полосы поглощения. В видимой области спектра Юпитера легко можно найти полосу с длиной волны около 6190 ангстрем. В спектре Сатурна не менее легко обнаруживается полоса 5430 А, предыдущая же полоса (6190 А) резко вы­деляется в красной части спектра планеты. В спектрах Урана и Нептуна мы видим уже целую серию темных полос, которые в красной части накладываются друг на друга. Еще больше полос поглощения находится в инфракрасной части спектра этих планет. Полосы по­глощения настолько ослабляют яркость красной области спектра, что Уран, например, кажется при наблюдении в телескоп зеленоватым. Зеленая часть его спектра почти свободна от линий поглощения, а отражательная способ­ность облачного слоя убывает в сторону синих и фиоле­товых лучей. Так как красная часть его спектра ослаб­ляется полосами поглощения, то и выходит, что Уран имеет наибольшую яркость в зеленых лучах.

Есть собственное производство? Задумайтесь о покупке качественной и долговечной транспортерной ленты. Купить конвеерную ленту необходимо для любого бизнеса, связанного с производством. Ленты бывают разными. Выбирать нужно под свою задачу, однако в любом случае конвейер должен работать без перебоев, а для этого лента транспортерная должна быть качественной.

Впервые полосы поглощения в спектре Урана были обнаружены еще в конце позапрошлого столетия, когда спект­ры звезд и планет часто наблюдались с помощью визу­альных спектроскопов. В дальнейшем по фотографиям спектров планет-гигантов астрономы Вильдт и Мекке сравнили расположение и относительную интенсивность полос поглощения с полосами поглощения некоторых га­зов, наблюдаемыми в лаборатории. Оказалось, что боль­шая часть полос в спектрах планет-гигантов принадлежит метану (СН4). Более детальное изучение нескольких по­лос в спектрах Юпитера и Сатурна с длинами волн 6430, 7930, 8910 А и т. д., позволило установить, что эти полосы вызваны присутствием в атмосферах Юпитера и Сатурна газообразного аммиака (NHS). Интенсивность этих полос была наибольшей у Юпитера, в спектрах Сатурна они были видны значительно хуже, а в спектрах Урана и Нептуна отсутствовали вовсе, в противоположность поло­сам метана, интенсивность которых растет с переходом к более далеким планетам.

Неоднократно делались попытки найти хотя бы следы других углеводородных соединений, кроме метана, при­сутствие которых в виде газа можно было ожидать в ат­мосферах планет-гигантов. Но эти поиски пока остаются безрезультатными.


28Мар

Автор: Проект "Космос"

Планеты-гиганты по своему химическому составу резко отличаются от планет земной группы. Каким путем определяется хи­мический состав планетных атмосфер? Ведь мы пока еще лишены возможности брать непосредственно пробы газов из атмосфер планет и производить их химический анализ в лаборатории. Поэтому в исследованиях планет, так же как и при изучении других небесных тел, для определения химического состава атмосфер применяется спектральный анализ.

Получив с помощью спектрографа снимок спектра звез­ды, мы можем по темным линиям, пересекающим полоску спектра, определить, каков химический состав звезды. Темные линии в звездных спектрах возникают в резуль­тате поглощения света атомами различных химических элементов, присутствующих во внешних слоях звезды. Спектры планет тоже испещрены темными линиями по­глощения. Но эти линии ничего не говорят нам о составе планетных атмосфер, так как в действительности принад­лежат не их спектру, а спектру Солнца. Планеты сами не светятся, а только отражают свет Солнца, в спектре кото­рого присутствует огромное количество линий поглоще­ния. В атмосферах Солнца и горячих звезд химические элементы находятся, как правило, в виде одиночных ато­мов, причем многие атомы в звездных атмосферах иони­зованы, т. е. лишены одного или нескольких электронов. В холодных планетных атмосферах ионизованные атомы появляются только в верхних, разреженных слоях. В ос­новном же атмосферы планет состоят из газовых молекул.

Молекулы тоже обладают способностью поглощать све­товые лучи определенных длин волн, создавая в спектре молекулярные полосы поглощения. Но далеко не все газы дают хорошо заметные полосы поглощения, доступ­ные наблюдению. Например, молекула азота N2 — газа, составляющего около 78% объема земной атмосферы, дает только полосы излучения, обнаруживаемые в спектре слабого свечения ночного неба. Молекулярный водород не поглощает света в видимой области спектра, а в инфра­красных лучах его коэффициент поглощения крайне мал. Инертные газы — гелий, аргон, неон — совершенно не проявляют себя в спектрах поглощения. Это, конечно, накладывает некоторые ограничения на сведения о хими­ческом составе планетных атмосфер, получаемые путем спектральных наблюдений.

Тем не менее, многие сведения об атмосферах планет мы имеем только благодаря применению спектрального анализа.

Знаю, что самые интересные книги о планетах гигантах — это книги для детей. Для детей пишут понятнее, картинки красочные и более наглядные. Многие материалы даже взрослым лучше брать из детских книг. Посмотрите в Интернете, сейчас можно купить любые детские книги, в том числе и о космосе!


26Мар

Автор: Проект "Космос"

Создание летающих космических обсерваторий, нахо­дящихся за пределами земной атмосферы, дало возмож­ность измерять температурное излучение планет в любом участке спектра и тем самым как бы зондировать атмо­сферы планет до различных глубин, проникая на большую глубину в участках спектра, не занятых полосами поглощения аммиака или других газов планетных атмосфер.

Уменьшение количества аммиака в атмосфере Сатурна и отсутствие его в атмосферах Урана и Нептуна является следствием низких температур этих планет. Аммиак замер­зает при температуре -77° Ц, так что даже на Юпитере при температуре -140° аммиак должен быть в основном в твердом состоянии, в виде ледяных кристалликов. По всей вероятности, именно из кристалликов аммиака состоят облака на Юпитере и других планетах-гигантах. Но у вас может возникнуть вопрос: почему же мы об­наруживаем на Юпитере и Сатурне газообразный аммиак, если он при низких температурах этих планет должен на­ходиться только в твердом состоянии?

На Земле даже во время сильных морозов в воздухе всегда присутствует некоторое количество водяного пара. С поверхности снегового покрова молекулы воды улетучи­ваются в атмосферу, минуя жидкое состояние. На Юпи­тере и Сатурне в результате такого процесса часть моле­кул испаряется с поверхности кристалликов аммиака и находится в атмосфере в виде пара. На Уране и Нептуне кристаллики аммиака оседают глубоко, поэтому в верх­них слоях атмосферы не обнаруживается присутствия га­зообразного аммиака — слишком низки температуры этих планет.

Между прочим, некоторые астрономы ставили под сом­нение получающиеся из радиометрических наблюдений низкие температуры планет-гигантов. Их возражения ос­новывались на том, что в атмосферах этих планет, осо­бенно Юпитера и Сатурна, наблюдается бурная деятель­ность: быстрые перемещения облачных образований, исчезновение одних деталей и появление других. Такая активность атмосфер может быть вызвана, по их мнению, только очень высокой температурой внутренних слоев планет. Но эти возражения были совершенно не обосно­ваны, так как причиной повышенной активности в планет­ных атмосферах могут быть явления и процессы, не свя­занные с высокой температурой. Стоит привести высказы­вание по этому поводу астронома Мензела: «Можно было бы точно так же предполагать, что воздух в жидком со­стоянии горячий, поскольку он всегда испаряется и над сосудом с жидким воздухом поднимаются как бы облака пара».

Однако не исключена возможность, что твердая поверх­ность Юпитера, а может быть, и Сатурна, слегка нагре­вается в результате радиоактивного распада, так как в глу­бинных слоях планет-гигантов должны присутствовать тяжелые элементы, в том числе и радиоактивные — уран и торий. Правда, согласно расчетам советского астрофи­зика В. Г. Фесенкова, если эти элементы равномерно распределены в твердом теле планеты, повышение температуры поверхности получается ничтожным. Но если пред­положить, что, как и на Земле, на Юпитере радиоактив­ные вещества сосредоточены в близких к поверхности сло­ях планеты, повышение температуры поверхности может быть достаточно заметным, чтобы отразиться на циркуля­ционных процессах в атмосфере, вызывая конвективные пе­ремещения газовых масс.

P.S. При подготовки текстов про газовые гиганты мы используем переводчик с английского на русский translator.tochka.net. Этот онлайн-переводчик и словарь значительно сокращает время перевода самых последних фактов с различных сайтов о космосе. Поэтому вы можете читать не просто переклад информации, а хорошо и интересно составленные статьи.


24Мар

Автор: Проект "Космос"

Если теперь мы вспомним те значения температур пла­нет, которые были вычислены в предположении, что пла­нета поглощает и излучает как абсолютно черное тело, то легко обнаружим не только отличие измеренных темпера­тур от вычисленных, но и явное несоответствие в темпера­турах Юпитера и Сатурна. Сатурн в 1,8 раза дальше от Солнца, чем Юпитер, т. е. получает в 3,4 раза меньше тепла на единицу поверхности. Если рассчитать темпе­ратуру Сатурна по закону Стефана — Больцмана, то она получается по крайней мере на 33° ниже, чем у Юпи­тера. Измеренная же температура ниже температуры Юпитера всего на 12°. Как объяснить такое расхождение? Только тем, что планеты отличаются от абсолютно чер­ного тела, объяснить слишком малое различие темпера­тур нельзя. Но ведь мы не рассматривали вопрос, к каким слоям планеты относится измеренная температура у Юпи­тера и Сатурна. Что это температура не твердых поверх­ностей планет, нам достаточно ясно. Толстые атмосферные оболочки этих планет не пропускают теплового излучения внутренних слоев и твердых поверхностей. Может быть, наблюдаемое тепловое излучение относится к видимой по­верхности Юпитера и Сатурна, т. е. к поверхности их об­лачных слоев? Нет, и это не так. Оказывается, аммиак, присутствующий в атмосферах Юпитера и Сатурна над об­лачными слоями, очень сильно поглощает инфракрасное излучение как раз в той области спектра, в которой ведут­ся радиометрические наблюдения. Почти вся эта область (9-13 микрон) заполнена двойными полосами поглощения аммиака.

За строительство планет в нашей солнечной системе ответственна космическая пыль, за строительство жилья ответственны строительные компании Украины.

Эксперименты показывают, что даже слой аммиака толщиной всего в один сантиметр при нормальном дав­лении 760 мм ртутного столба почти полностью поглощает излучение с длиной волны от 9 до 13 микрон. Значит, излучение, по которому мы определяем температуру Юпи­тера, приходит к нам только от верхних слоев атмосферы планеты, над которыми количество аммиака меньше, чем один сантиметр при нормальных условиях, так как излу­чение более глубоких слоев поглощается аммиаком. Из спектральных наблюдений известно, что количество аммиака над облачной поверхностью эквивалентно слою толщиной не в один, а в несколько сотен сантиметров при нормальном давлении. Нетрудно понять, что тепловое из­лучение, принимаемое нами в области спектра 8-14 мик­рон, характеризует температуру слоя атмосферы Юпи­тера, находящегося выше границы облачного покрова. Койпер, например, считает, что радиометрическая темпе­ратура Юпитера, получаемая из наблюдений, относится к уровню атмосферы примерно на 10 километров выше гра­ницы облачного слоя.

Наблюдаемое тепловое излучение Сатурна также дол­жно создаваться слоем атмосферы, над которым количе­ство аммиака эквивалентно слою менее 1 см. А так как в атмосфере Сатурна содержится почти в три раза мень­шее количество аммиака, чем на Юпитере, наблюдаемое излучение может приходить с большей глубины. С глу­биной температура атмосферных слоев увеличивается, и хотя на Сатурне значительно холоднее, температура эф­фективного излучающего слоя атмосферы может быть выше, чем вычисленная теоретически. Следовательно, она будет меньше отличаться от температуры Юпитера, относящейся к более высокому эффективно излучающему слою атмо­сферы.


24Мар

Автор: Проект "Космос"

Можем ли мы узнать действительную температуру по­верхности планет, основываясь уже не на теоретических расчетах, а на наблюдениях? Другими словами, имеем ли мы возможность непосредственно измерить температуру планеты с расстояния в десятки и сотни миллионов кило­метров?

Количество тепла, приходящее к нам даже от ближай­ших небесных тел, ничтожно. Поэтому было бы бесполезно пытаться измерить температуру планеты, проектируя ее изображение, полученное с помощью отражательного телескопа (рефлектора) на обычный термометр. От пла­неты поступает в телескоп гораздо меньшее количество тепла, чем, например, от горящей спички, находящейся на расстоянии в 300-400 километров. Но существуют при­боры, с помощью которых можно измерить даже такие крайне малые количества тепловой энергии. Один из этих приборов, термоэлемент, даже при слабом нагреве стано­вится источником тока, который можно измерить с помо­щью чувствительного гальванометра. Кстати NASA записала подобным образом звуки планет и выложила на свой сайт музыку бесплатно, звучит очень завораживающие. Другие приборы для измерения слабых тепловых потоков от небесных тел ос­нованы на изменении электрического сопротивления, на расширении воздуха и на других физических явлениях, происходящих при нагревании. Так как все эти приборы реагируют не только на собственное тепловое излучение планеты, но и на отраженную от нее солнечную радиацию (рис. 12), то измерения с их помощью необходимо произ­водить дважды. Сначала измеряют все излучение, прихо­дящее от планеты и в видимой и в инфракрасной (тепло­вой) областях спектра. Затем измерения повторяют, но уже перед измерительным прибором ставят светофильтр (стек­ло, слой воды или глицерина), пропускающий только опти­ческую область спектра и поглощающий собственное теп­ловое излучение планеты. По разности показаний прибора с фильтром и без фильтра вычисляется интенсивность собственного излучения планеты и находится ее тем­пература.

К сожалению, наша земная атмосфера создает помехи не только для оптических наблюдений планет, но и для измерений их температур. Атмосфера пропускает далеко не все тепловое излучение, приходящее от планет. Водя­ной пар и кислород очень сильно поглощают инфракрасное излучение, оставляя атмосферу более или менее прозрач­ной только в области спектра от 8 до 14 микрон. Сквозь это «окно» прозрачности атмосферы мы и принимаем тепло­вое излучение планет и других небесных тел. Есть еще и другое «окно» в земной атмосфере, сквозь которое прони­кают радиоволны, излучаемые, в частности, нагретой по­верхностью и атмосферами планет.

Точные измерения температур планет-гигантов на 1960 год имелись только для Юпитера и Сатурна. Температура Юпитера в среднем по радиометрическим измерениям получилась равной -143° Ц. Температура Сатурна — около -155° Ц. Тепловое излучение Урана и Нептуна настолько слабое, что даже высокочувствительные тепловые приемники не могут его зарегистрировать. Это означает, что темпера­тура этих планет ниже -200° Ц.


24Мар

Автор: Проект "Космос"

Согласно закону излучения Стефана — Больцмана энергия, излучаемая абсолютно черным телом, пропор­циональна четвертой степени температуры этого тела, а так как эта энергия должна быть равна получаемой от Солнца, нетрудно подсчитать, какую температуру долж­на иметь планета. Так, если бы Юпитер был абсолютно чер­ным телом, т. е. поглощал бы все падающие на него солнеч­ное излучение, температура его поверхности там, где сол­нечные лучи падают отвесно, была бы равна — 150° Ц. Температура поверхности Сатурна при тех же условиях была бы —183° Ц, Урана -210° Ц и Нептуна -222° Ц. Но реально существующие планеты, особенно окружен­ные плотными атмосферами, значительно отличаются по своим оптическим свойствам и тепловым характеристикам от абсолютно черного тела. Прежде всего, они не погло­щают все падающее излучение Солнца. Отражательная способность планет-гигантов довольно высока — около 50 процентов падающих лучей отбрасывается ими обратно. Кроме того, планеты быстро вращаются вокруг оси. Ноч­ная сторона планеты охлаждается быстрее, чем дневная, так как последняя получает поток энергии от Солнца. Это приводит к различию в температурах на освещенной и неосвещенной сторонах планеты.

Атмосферы планет оказывают существенное влияние на температуры их поверхностей, пропуская вглубь большую часть светового излучения, но задерживая инфракрасное (тепловое) излучение самой планеты, что приводит к повы­шению ее температуры. Облачные слои, окутывающие планету, обладают более высокой отражательной способ­ностью и. пропускают во внутренние слои атмосферы толь­ко часть излучения Солнца.

Все это приводит к тому, что реальная температура по­верхности планеты отличается от температуры абсолют­но черного тела.

 


24Мар

Автор: Проект "Космос"

Долгое время существовало мнение, что Юпитер — главенствующая планета в солнечной системе — раскален докрасна. От почти расплавленной массы планеты подни­маются в ее атмосферу раскаленные пары, вызывающие яр­кую окраску деталей видимой поверхности Юпитера. Но уже простые визуальные наблюдения показывали, что видимая поверхность Юпитера не светится собственным светом, т. е. Юпитер не настолько горяч, чтобы посылать в пространство собственное световое излучение. Это до­казывалось наблюдениями теней от спутников на диске Юпитера. Тени, отбрасываемые спутниками при прохож­дении между планетой и Солнцем, кажутся совершенно черными. Если бы поверхность планеты светилась собст­венным светом, тень спутника была бы бледной и менее четко выделялась на диске планеты.

Для того чтобы установить, являются ли планеты-гиганты холодными или горячими телами, таких наблюдений недостаточно, так как даже при отсутствии собственного свечения планета может иметь температуру в несколько сотен градусов. Необходимы прямые измерения темпера­туры. При этом, конечно, нужно учитывать нагревание по­верхности планеты солнечными лучами.

Все планеты-гиганты находятся в несколько раз даль­ше от Солнца, чем наша Земля. Мы знаем, что количество излучения, падающего на единицу поверхности планеты, изменяется обратно пропорционально квадрату расстоя­ния планеты от Солнца. Поэтому Юпитер получает от Солн­ца примерно в 27 раз меньше энергии, чем Земля. На наи­более удаленную планету-гигант Нептун попадает немногим более одной тысячной доли той энергии, которую получает от Солнца наша планета. Лучистая энергия Солнца, поглощаемая поверхностью планеты, вызывает ее нагрев. Нагревание поверхности, т. е. повышение ее температуры, может происходить до тех пор, пока сама планета не начнет излучать в пространство такое количество тепла, которое уравновешивает приток энергии извне, от Солнца. Чем дальше планета от Солнца, тем меньше энергии она полу­чает и тем меньшая интенсивность ее теплового излучения потребуется, чтобы уравновесить приток солнечной энер­гии. Количество тепла, которое излучает нагретая по­верхность планеты, определяется температурой поверх­ности и ее излучательной способностью. Следовательно, чем дальше планета от Солнца, тем ниже ее температура. Если бы мы предположили, что планета поглощает все падающее на нее солнечное излучение, то по известному расстоянию ее от Солнца легко могли бы вычислить темпе­ратуру ее поверхности.

Известно, что планеты излучают энергию, пусть и не тепловую. От Юпитера, например, исходят мощные лучи радиации. Очень много зависит от химического состава планет. Химия помогает не только в изучения планет, но в большей степени на нашей Земле, в производстве. Например химическая формула каустической соды помогает при строительстве дорог. Вообще каустическая сода крайне важное строительное вещество, которое применяется в разных отраслях. Кроме дорог это ещё и нефтедобывающая отрасль. Каустическую соду можно купить.


24Мар

Автор: Проект "Космос"

Вращающееся вокруг Сатурна кольцо — единственное в своем роде уникальное явление в солнечной системе. Нет ли у других планет-гигантов хотя бы малозаметного подобия такого кольца? Советский астроном С. К. Всехсвятский выдвигал интересную гипотезу. Будучи сторонником идеи происхождения комет в результате выброса ледяных и метеоритных масс из недр Юпитера и даже из его спутников, С. К.  Всехсвятский высказал пред­положение, что Юпитер должен быть окружен кольцом, подобным кольцу Сатурна и состоящим из кометно-метеорного вещества. Увидеть его так, как мы видим кольцо Сатурна, конечно, нельзя, так как плотность его ничтожно мала и отражает оно настолько малое количество солнеч­ного света, что вблизи яркого диска Юпитера оно тонет в ореоле планеты. Однако такое кольцо, по мнению С. К. Всехсвятского, все же может отбрасывать заметную тень на диск планеты в экваториальной ее зоне подобно внутренним частям крепового кольца Сатурна. Среди большого количества зарисовок и фотоснимков Юпитера, полученных в разные годы, начиная еще с прошлого сто­летия, С. К. Всехсвятский нашел ряд изображений Юпи­тера, на которых в экваториальной зоне планеты видна очень слабая темная полоска. Если эта полоска — тень кольца, то, по подсчетам С. К. Всехсвятского, верхняя гра­ница кольца должна находиться на расстоянии радиуса Юпитера от его поверхности, а внутренняя — на высоте 0,3-0,6 радиуса.

Ракетные исследования верхних слоев земной атмо­сферы и околоземного космического пространства при­водят к заключению, что Земля окружена облаком ме­теорной пыли, пространственная плотность вещества ко­торого на высоте около 100 км в сто тысяч раз превосхо­дит плотность пылевой составляющей зодиакального об­лака на расстоянии Земли. Поэтому нет ничего невероят­ного и в том, что другие планеты могут быть окружены подобными облаками метеорной пыли и газа. Гипотеза С. К. Всехсвятского очень заманчива. Но пока существова­ние кольца вокруг Юпитера нельзя считать доказанным(а в наше время доказано, а на нетбуке HP Mini 110 была построена модель кольца Юпитера — редактор).

Многие зарисовки Юпитера явно противоречат этому объяс­нению экваториальной полоски: на этих рисунках полоса соединяется тонкими перемычками (мостиками) с другими полосами, т. е. является одним из облачных образований на самой планете. Иногда наблюдаются и широкие разрывы экваториальной полоски с довольно четкими границами, что вряд ли возможно объяснить разрывами в газовопылевом кольце.

Для наблюдателей Юпитера, как астрономов-профес­сионалов, так и любителей астрономии представляется ряд возможностей проверки гипотезы С. К. Всехсвятского по­лучением данных о видимости экваториальной полоски, о ее ширине и положении по отношению к экватору пла­неты. Можно попытаться искать «ушки» кольца около Юпитера при наиболее благоприятных атмосферных усло­виях. Решающую роль может сыграть определение скоро­сти вращения отдельных сгущений и деталей экваториаль­ной полоски. Если она действительно представляет собой тень от кольца, то угловая скорость ее точек на диске дол­жна быть в 1,5-2 раза больше, чем у других объектов вблизи экваториальной зоны диска планеты.


Новости космоса

Можно по почте. Введите ваш email:

Рубрики
Ads