HomeРазноеХимический состав сатурна: химический состав и описание с фото

Химический состав сатурна: химический состав и описание с фото

Содержание

Астраномія. Планеты

Сатурн

• Сатурн (газовый гигант) – шестая планета Солнечной системы.
• Экваториальный радиус: 60268 ± 4 км, полярный радиус: 54364 ± 10 км (из всех планет Солнечной системы Сатурн обладает наибольшим сжатием).

• Масса: 5.6846 × 1026 кг или 95.152 массы Земли.

• Средняя плотность: 0.687 г/см³.

Сатурн

Среднее расстояние Сатурна от Солнца равно 1433,44 млн. км (9.582 а.е.), эксцентриситет e = 0,056. Период обращения вокруг Солнца равен 29.66 года.
Наклон орбиты к плоскости эклиптики – 2.48°, наклон оси вращения – 26.73°, период вращения – 10h32m – 10h47m.
Сферическое альбедо – 0,54.

Сатурн в ИК диапазоне

Неустойчивость Кельвина – Гельмгольца в атмосфере Сатурна

По химическому составу и структуре атмосферы Сатурн в целом похож на Юпитер. Верхние слои атмосферы Сатурна на 96,3% состоят из водорода и на 3,25% –
из гелия. Имеются примеси метана, аммиака, фосфина, этана и некоторых других газов. Аммиачные облака в верхней части атмосферы более мощные, чем на
Юпитере.

В атмосфере Сатурна дуют сильные ветры; скорости воздушных потоков достигают 500 м/с. Ветры в южном и северном полушариях симметричны относительно
экватора и дуют по направлению осевого вращения.

Между продольными полосами атмосферы Сатурна хорошо наблюдается эффект неустойчивости Кельвина – Гельмгольца, возникающей в случае разных скоростей
двух контактирующих сред.

Большое Белое Пятно

Гексагон Сатурна в ИК диапазоне

В атмосфере Сатурна иногда появляются устойчивые образования – сверхмощные ураганы, аналогичные Большому Красному Пятну на Юпитере
(см. раздел 4.14.3)
или Большому Тёмному Пятну на Нептуне (см. раздел 4.17.3). Гигантское Большое Белое Пятно
(ББП) появляется на Сатурне с периодичностью в 28,5 лет, когда
северное полушарие Сатурна сильнее всего наклоняется к Солнцу. Протяжённость ББП может достигать нескольких тысяч км.

Среди особенностей атмосферы Сатурна следует также выделить устойчивый гигантский облачный гексагон (шестиугольник) окружающий северный полюс
Сатурна. Поперечник гексагона, который наблюдается в ИК-диапазоне, составляет около 25 тыс. км. В центре гексагона находится полярный вихрь диаметром
около 2 тыс. км.

Your browser does not support the video tag.

Гексагон Сатурна

Вихрь в центре гексагона

Южный полярный ураган с «глазом» в центре

Вокруг южного полюса Сатурна также вращается вихрь, в центре которого наблюдается т.н. «глаз урагана» – область прояснения и
относительно тихой погоды в центре циклона. Подобные явления ранее наблюдались только в земной атмосфере. Диаметр южного полярного циклона с
опоставим с размерами Земли.

Внутреннее строение Сатурна, как газового гиганта, также подобно строению Юпитера. Предполагается, что в центре Сатурна находится твёрдое ядро,
масса которого на основании измерений гравитационных моментов в поле Сатурна, а также требований сценария формирования газовых гигантов на ранних
стадиях, оценивается в 9–22 масс Земли, а радиус – 25 тыс. км. Температура в центре ядра, предположительно, достигает 12000 К.

Ядро окружено слоем жидкого металлического водорода. Затем следует слой газожидкой смеси молекулярного водорода и гелия. Толщина верхнего слоя –
атмосферы – оценивается в 1000 км.

Your browser does not support the video tag.

Внутреннее строение Сатурна

Магнитосфера Сатурна

Извержение криовулкана на Энцеладе

Магнитное поле Сатурна, так же как и Юпитера, создается за счёт динамо-эффекта при циркуляции металлического водорода во внешнем ядре. Магнитное поле
можно представить дипольным, квадрупольным и октупольным слагаемыми, причём последнее значительно меньше, чем для Земли и Юпитера. Напряжённость
магнитного поля на экваторе Сатурна равна 0.2 Э, что меньше, чем у Земли. Тем не менее, дипольный магнитный момент Сатурна примерно в 580 раз больше,
чем у Земли. Ось магнитного момента совпадает с осью вращения планеты.

Полярные сияния на Сатурне (комбинация изображений в УФ и видимом диапазонах)

Магнитосфера Сатурна по размерам уступает только магнитосфере Юпитера. С подсолнечной стороны магнитопауза расположена
на расстоянии около 20 радиусов Сатурна от его центра, а хвост магнитосферы протягивается на несколько сотен радиусов Сатурна. Во многом магнитосфера
пополняется плазмой за счёт спутников, и в первую очередь – Энцелада, который находится на расстоянии всего 2.95RS
от «поверхности» Сатурна. Гейзеры
Энцелада выбрасывают водяной пар, часть которого ионизируется магнитным полем Сатурна.

Массы спутников Сатурна

Быстрое вращение Сатурна и наличие магнитосферной плазмы приводит к образованию относительно сильного кольцевого тока – уменьшенного аналога
магнитодиска Юпитера. Полный кольцевой ток магнитосферы Сатурна оценивается в 10 млн. ампер.

Взаимодействие между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром генерирует яркие овалы полярного сияния вокруг полюсов планеты в УФ, видимом и ИК
диапазонах.

По современным данным Сатурн обладает 62 спутниками и развитой системой колец. Только 13 спутников имеют диаметр больше 50 км: Титан (5150 км), Рея
(1528 км), Япет (1436 км), Диона (1118 км), Тефия (1060 км), Энцелад (499 км), Мимас (397 км), Гиперион (266 км), Феба (240 км), Янус (178 км),
Эпиметей (119 км), Прометей (100 км) и Пандора (84 км). Большая часть спутников состоит из горных пород и льда.

Your browser does not support the video tag.

Сатурн и его спутники

Титан

Поверхность Титана по данным «Гюйгенса»

Спутники Сатурна (так же, как и Юпитера) принято подразделять на регулярные и нерегулярные, спутники-пастухи и т.д. 24 спутника Сатурна – регулярные,
остальные 38 – нерегулярные. Луны-пастухи колец Сатурна: Пан, Дафнис, Атлас, Прометей и Пандора. Нерегулярные спутники поделены по характеристикам
своих орбит на три группы: инуитскую (5 спутников), норвежскую (29 спутников) и галльскую (4 спутника).

Спутники, кольца и пространство около Сатурна с 2004 года исследуются миссией «Кассини – Гюйгенс» (Cassini – Huygens) – совместным проектом NASA,
ESA и ASI. КА «Кассини» находится на орбите около Сатурна, зонд «Гюйгенс» 14 января 2005 года совершил посадку на поверхность Титана. Сведения о
наиболее интересных спутниках Сатурна приведены далее.

Титан – крупнейший спутник Сатурна и второй по величине в Солнечной системе. Средний радиус – 2576 ± 2 км, масса – 0.0225 массы Земли. Титан –
единственный спутник в Солнечной системе, обладающий плотной атмосферой, и единственный спутник, поверхность которого невозможно наблюдать в видимом
диапазоне из-за облачного покрова. Давление у поверхности примерно в 1,6 раза превышает давление земной атмосферы. На Титане имеются моря, озёра и реки
из метана и этана, а также горы, состоящие изо льда и действующие криовулканы. Атмосфера на 98,6% состоит из азота. В атмосфере также обнаружена
синильная кислота HCN – одно из важнейших соединений (вероятно) предбиологического синтеза, однако жизнь на поверхности Титана невозможна, т.к.
средняя температура поверхности около 92 К.

Your browser does not support the video tag.

Вид на Сатурн с Титана

Стена Япета

Спутник Япет интересен кольцевым горным хребтом (стена Япета), опоясывающим спутник по экватору. Стена Япета имеет высоту до 13 км, ширину –
до 20 км и
длину – 1,3 тыс. км. Предполагается, что этот горный хребет мог образоваться в результате выпадения на поверхность спутника частиц его кольца, либо в
результате сжатия пород или прорыва материала из глубины спутника.

Мимас

Энцелад – одно из трёх небесных тел в Солнечной системе (наряду с другим спутником Сатурна Титаном и спутником Нептуна Тритоном), на которых наблюдается
криовулканизм (см. раздел 4.15.5).

Эпиметей и Янус

Особенностью Мимаса является огромный ударный кратер Гершель диаметром 130 км, составляющий почти треть диаметра самого Мимаса. Высота стен кратера
достигает почти 5 км, наибольшая глубина – 10 км. Вероятно, в далёком прошлом с Мимасом столкнулся большой астероид. Удар, от которого образовался
кратер Гершель, едва не расколол Мимас. Трещины, заметные на противоположной стороне спутника, вероятно, образованы ударными волнами, прошедшими
сквозь его тело. Средний радиус Мимаса равен 198 км, и этот спутник является самым маленьким известным астрономическим телом, которое имеет округлую
форму из-за собственной гравитации. Предполагается, что щель Кассини (промежуток между двумя самыми широкими кольцами Сатурна) образовалась из-за
гравитационного воздействия Мимаса.

Your browser does not support the video tag.

Ледяные вулканы Энцелада

Спутник-пастух Пан движется внутри деления Энке

Кольца Сатурна

Спутники Эпиметей и Янус представляют собой уникальный пример со-орбитальных небесных тел. Средний радиус орбиты Януса по данным на
2006 год был всего на 50 км меньше, чем Эпиметея. Линейные размеры Эпиметея – 130×114×106 км, а Януса – 203×185×153 км. Период обращения по орбите
меньшего радиуса меньше, а в данном случае всего на 30 секунд. Ежедневно внутренний спутник оборачивается вокруг Сатурна
на 0.25º больше, чем внешний. В результате этого внутренний спутник догоняет внешний. Когда внутренний спутник догонит внешний, взаимное
гравитационное взаимодействие увеличит момент импульса внутреннего спутника и уменьшит внешнего. В результате этого орбитальный период внутреннего
спутника увеличивается, и он переходит на более высокую орбиту, а внешнего – уменьшается, и он переходит на внутреннюю. При «обмене» спутники никогда
не сближаются на расстояние, меньшее 10000 км. Такой «обмен» происходит каждые 4 года (земных), последний раз – в 2010 году.

Спутники Телесто и Калипсо, а также Елена и Полидевк являются троянскими спутниками в системах Сатурн – Тефия и Сатурн – Диона
соответственно.

Your browser does not support the video tag.

Спутник-пастух Прометей сталкивается с кольцом F

Система колец и спутников Сатурна

Сатурн обладает развитой системой колец. Принято выделять три основных кольца и четвёртое – более тонкое. Все вместе они отражают больше света,
чем диск самого Сатурна.

Пылевое кольцо Сатурна

Кольца принято обозначать первыми буквами латинского алфавита. Кольцо В – центральное, самое широкое и яркое, оно отделяется от большего внешнего
кольца А щелью Кассини шириной почти 4000 км, в которой находятся тончайшие, почти прозрачные кольца. Внутри кольца А есть тонкая щель, которая
называется разделительной полосой Энке. Кольцо С, находящееся ещё ближе к планете, чем В, почти прозрачно.

Кольца Сатурна очень тонкие. При диаметре около 250000 км их толщина составляет менее километра. Количество вещества, составляющего кольца, крайне
незначительно. Если его собрать в один монолит, его диаметр не превысил бы 100 км. Частицы, из которых состоят кольца, в большинстве своем имеют
размер в несколько сантиметров, но изредка попадаются тела в несколько метров, и совсем редко – до 1–2 км. По всей видимости, частицы колец почти
полностью состоят изо льда или каменистого вещества, покрытого льдом.

Your browser does not support the video tag.

Кольца Сатурна

Сатурн — Детский технопарк «Кванториум»

Ни для кого не секрет, что Сатурн шестая планета от Солнца и получает второе место по величине среди планет Солнечной системы.
Название Сатурн получил от Крона – повелителя всех титанов в мифах Греции.

Физические характеристики Сатурна

Сатурн – газовый гигант, наполненный в основном водородом и гелием. Его размеры позволяют разместить в себе 760 планет типа Земли, а масса больше земной в 95 раз. У Сатурна самая низкая плотность. Осевой оборот Сатурна 10 с половиной часов.

(Полярное сияние на южном полюсе Сатурна)

В атмосфере можно разглядеть золотистые полосы. Они появляются из-за невероятно стремительных ветров на верхних атмосферных слоях (1800 км/ч), огибающих экватор и сочетаясь с теплом, которое поднимается изнутри планеты.
Каждый год в атмосфере планеты появляются титанические бури, нарушающие температуру и ветра. Шесть таких штормов отслеживали с 1896 года. Как и у прочих планет-гигантов, у него есть северное и южное сияние, вызванное частицами с Солнца.

Состав Сатурна

• Магнитное поле: почти в 578 раз сильнее земного.
• Химический состав: раскаленное внутреннее ядро (железо и каменистый материал), размещенное во внешнем ядре (вода, аммиак и метан). Дальше идет слой сдавленного металлического водорода (в жидкой форме), а за ним – жидкий водород и гелий. Последние два становятся газообразными ближе к поверхности и сливаются с атмосферой.
• Внутренняя структура: ядро в 10-20 раз масштабнее земного.

Орбита и вращение Сатурна

Спутники Сатурна

У Сатурна насчитывают 62 известных спутника. Большая их часть переименованы по прозвищам титанов и их последующих представителей, а также великанов из галльских, инуитских и скандинавских мифов.

(Спутник Титан на фоне Сатурна)

Титан – самый большой спутник Сатурна. По своим размерам она превышает Меркурий и занимает вторую позицию по величине в нашей системе.
Титан располагается под густой и богатой на азот атмосферой. В атмосфере много углеводородов и химических веществ, которые представляют ископаемые виды земного топлива. С неба капают дожди метана и проходят сквозь ледяную корку.

Знаете ли вы?

• Знаменитые кольца Сатурна были открыты астрономами в 1610 году;
• На Сатурне бывает северное сияние.

Кольца Сатурна

Кольца Сатурна – это обломки, оставленные от комет, астероидов или уничтоженных спутников. Заметно, что они расплываются в пространстве на тысячи миль от планеты, но главные формирования обычно достигают толщины всего до 30 футов. Космический корабль Кассини-Гюйгенс обнаружил вертикальные формирования в некоторых кольцах с выступами в 3 км.

(Составное изображение колец Сатурна)

Согласно традиции, кольца называли по букве алфавита в том порядке, в котором их нашли. Можно сказать, что они расположены близко.
В кольцах замечались странные перекладины, которые могли формироваться и рассеиваться в пределах пары часов. Изменения в кольцах Сатурна, как и у Юпитера, вызваны ударами астероидов и комет.

Исследования и миссии Сатурна

Первым кораблем, подлетевшим к Сатурну, стал Пионер-11 в 1979 году. Он находился на расстоянии 22000 км и обнаружил два внешних кольца, а также присутствие мощного магнитного поля. Вояджер выяснил, что кольца состоят из меньших колец, и отправил эти данные, что позволило выявить 9 лун.
Кассини, который сейчас вращается вокруг Сатурна, – это самый крупный межпланетный зонд весом в 5650 кг. Именно он заметил вихри на Энцеладе и отправил зонд на Титан, которому удалось без помех сесть на поверхности. Кассини удалось не только множество раз спускаться между кольцами, демонстрируя потрясающие виды, но и завершить миссию, погрузившись в атмосферу планеты.

(Пионер-11)

Ближайшие планеты к Сатурну – Юпитер, Уран, Нептун, о характеристике которых можно узнать далее:

ᅠЮпитерᅠᅠᅠᅠ⠀⠀УранᅠᅠᅠᅠᅠСолнцеᅠᅠᅠᅠПлутонᅠᅠᅠᅠНептунᅠᅠᅠᅠМеркурийᅠᅠᅠᅠМарсᅠᅠᅠᅠᅠВенераᅠᅠᅠᅠᅠЗемля

★ Сатурн — Вики .. | Информация

                                     

4.1. Исследования планеты. Исследования с помощью космических аппаратов. (Research using spacecraft)

В 1979 г. автоматическая межпланетная станция АМС США «Пионер-11» впервые в истории пролетел рядом с Сатурном. изучение планеты началось 2 август 1979 года. окончательное сближение с Сатурном состоялось 1 сентября 1979 года. во время полета аппарат приблизился к слою максимальной облачности планеты на расстоянии 21 400 км. были получены изображения планеты и некоторых ее спутников, однако их разрешение было недостаточно, чтобы разглядеть детали поверхности. Кроме того, из-за низкой освещенности Сатурна, солнца, изображение слишком тусклое. блок тоже летел ниже плоскости колец для их изучения. Среди открытий было обнаружение тонкого кольца F. кроме того, было обнаружено, что многие из направлений, которые видны с Земли как яркие, видимые с «Пионера-11» как темный, и наоборот. также устройства измеряли температуру Титана. исследования планеты продолжены до 15 сентября, и после этого машина начала отходить от Сатурна и Солнца.

В 1980 — 1981 года по «Пионером-11» также последовало американской АМС «Вояджер-1» и «Вояджер-2». «Вояджер-1» ближе к планете 13 ноябрь 1980 (Года 1980), но его исследование Сатурна началась за три месяца до этого. во время прохождения было несколько фотографий в высоком разрешении. удалось сфотографировать спутники: Титан, Мимас, Энцелад, Тетис, Диона, Рея. и машина пролетела около Титана на расстоянии всего 6500 км, что позволило собрать данные о его атмосфере и температуре. выяснилось, что атмосфера Титана настолько плотная, что не пропускает достаточного количества света в видимом диапазоне, так и фото частях его поверхности не могли бы быть получены. после этого аппарат ушел в плоскости эклиптики Солнечной системы, чтобы сфотографировать Сатурн от полюса.

Год спустя, 25 август 1981 года, к Сатурну подошел «Вояджер-2». во время полета, группа обследованных атмосфере планеты с помощью радара. были получены данные о температуре и плотности атмосферы. Землю было отправлено около 16 000 фотографии с наблюдений во время полета система поворота камеры заклинивались на несколько дней, и часть изображения не могут быть получены. затем устройство с помощью силы притяжения Сатурна, развернулся и полетел в сторону Урана. также Эти аппараты впервые обнаружили у Сатурна магнитного поля и исследовал магнитосферу, наблюдали штормы в атмосфере Сатурна, получили детальные снимки структуры колец и выяснили их состав. открылся гэпом Максвелл разрыв и Килер в кольца. кроме того, о кольцах, появилось несколько новых спутников планеты.

В 1997 г. к Сатурну был запущен АМС «Кассини-Гюйгенс», который после 7 лет полет 1 июля 2004 г. достиг системы Сатурна и вышел на орбиту вокруг планеты. главные задачи этой миссии, рассчитанной первоначально на 4 года, было изучение структуры и динамики колец и спутников, а также изучение динамики атмосферы и магнитосферы Сатурна и детальное изучение крупнейшего спутника планеты-Титана.

На орбиту в июне 2004 года АРМ проходил мимо Фебы и отправила ее фотографии в высоком разрешении и другие данные. кроме того, американский орбитальный аппарат «Кассини» неоднократно летал на Титан. были получены изображения больших озер и их береговой линии с большим количеством гор и островов. тут особый европейский зонд «Гюйгенс» отделившись от корабля и парашют 14 январь 2005 года спустился на поверхность Титана. спуск занял 2 часа 28 мин. во время спуска «Гюйгенс» были взяты пробы атмосферы. согласно интерпретации данных от зонда «Гюйгенс», верхняя часть облака состоит из метанового льда, а нижняя из жидкого метана и азота.

С самого начала 2005 года ученые наблюдали излучения, идущего от Сатурна. 23 январь 2006 года на Сатурне произошел шторм, который дал вспышку, в 1000 раз превосходит мощность обычного излучения в диапазоне радиочастот. В 2006 году НАСА сообщили прибор обнаружения явных следов воды, которые извергаются гейзерами Энцелада. В мае 2011 года ученые НАСА заявили, что Энцелад является самым доступным на место в Солнечной системе после Земли.

Фотографии, сделанные «Кассини», привели к другим важным открытиям. он был обнаружен ранее неоткрытые кольца планеты вне главной яркой области колец и внутри колец G и Е. эти кольца называются R / 2004 S1 (Р / 2004 С1) и R / 2004 S2 (Р / 2004 С2). предполагается, что материал для этих колец мог образоваться вследствие удара о Янус или pimeta метеорита или кометы.

В июле 2006 года картинки «Кассини» позволило установить наличие углеводородных озер вблизи Северного полюса Титана. наконец-то этот факт был подтвержден дополнительными выстрелами в марте 2007 года. В октябре 2006 года на Южном полюсе Сатурна была обнаружена урагана диаметр 8000 км.

В октябре 2008 года «Кассини» передан образ северного полушария планеты. С 2004 года, когда «Кассини» полетели, произошло заметное изменение, и теперь оно окрашено в необычные цвета. причины этого неясны. предполагается, что недавнее изменение цветов связано со сменой времен года. C 2004 год по 2 ноябрь 2009 года используя устройство было открыто 8 новых спутники. основная миссия «Кассини» состава в 2008 году когда блок сделал 74 орбитам вокруг планеты. то задача зонда была продлена до сентября 2010 года, а затем до 2017 года для исследования полного цикла Времена года Сатурна.

В 2009 году совместный американо-европейский проект НАСА и ЕКА на Запуск АМС «Titan Saturn System Mission» для исследования Сатурна и его спутников-титана и Энцелада. Во время своей станции 7 — 8 лет полетит к системе Сатурна, а затем станет спутником Титана в течение двух лет. и он будет сдутый воздушный шар-зонд в атмосферу Титана и посадочный модуль может плавать.

Сатурн планета

Астрономический сайт ‘ГАЛАКТИКА’

Планеты Солнечной системы.

Планета Сатурн.

Сатурн.

Общие сведения.

Сатурн — шестая планета Солнечной системы. Его средний диаметр лишь немного меньше, чем у Юпитера и составляет 58 000 км, но по массе Сатурн уступает Юпитеру более чем втрое и имеет очень низкую среднюю плотность — около 0, 7 г/см3. Низкая плотность объясняется тем, что планеты-гиганты состоят главным образом из водорода и гелия. При этом в недрах Сатурна давление не достигает столь высоких значений, как на Юпитере, поэтому плотность вещества там меньше. Сидерический период обращения планеты вокруг Солнца равен 29,46 лет. Сутки на Сатурне длятся 10 ч. 14 мин. Планета имеет 17 спутников.

Строение планеты.

У Сатурна, как и у Юпитера, имеется очень плотная атмосфера. На верхней границе его облачного покрова, заметно мало деталей и контраст их с окружающим фоном невелик. Этим Сатурн отличается от Юпитера, где присутствует множество контрастных деталей в виде темных и светлых полос, волн, узелков, свидетельствующих о значительной активности его атмосферы.

Установлено, что скорости ветров на Сатурне даже выше, чем на Юпитере: на экваторе 1700 км/ч. Число облачных поясов больше, чем на Юпитере, и достигают они более высоких широт. Таким образом, снимки облачности демонстрируют своеобразие атмосферы Сатурна, которая даже активнее юпитерианской. Метеорологические явления на Сатурне происходят при более низкой температуре, нежели в земной атмосфере. Температура планеты на уровне верхней границы облачного покрова, где давление равно 0,1 атм., составляет всего -188о С. Интересно, что за счет нагревания одним Солнцем даже такой температуры получить нельзя. Расчет показывает: в недрах Сатурна имеется свой собственный источник тепла, поток от которого в 2,5 раза больше, чем от Солнца. Сумма этих двух потоков и дает наблюдаемую температуру планеты.

Космические аппараты подробно исследовали химический состав надоблачной атмосферы Сатурна. В основном она состоит почти на 89% из водорода. На втором месте гелий — около 11%. Отметим, что в атмосфере Юпитера его 19%. Дефицит гелия на Сатурне объясняют гравитационным разделением гелия и водорода в недрах планеты: гелий, который тяжелее, постепенно оседает на большие глубины. Другие газы в атмосфере — метан, аммиак, этан, ацетилен, фосфин — присутствуют в малых количествах. Метан при столь низкой температуре находится в основном в капельно-жидком состоянии. Он образует облачный покров Сатурна. Что касается малого контраста деталей, видимых в атмосфере Сатурна, то причины этого явления пока еще не вполне ясны. Было высказано предположение, что в атмосфере взвешена ослабляющая контраст дымка из мельчайших твердых частиц. Но наблюдения «Вояджера-2» опровергают это: темные полосы на поверхности планеты оставались резкими и ясными до самого края диска Сатурна, тогда как при наличии дымки они бы к краям замутнялись из-за большого количества частиц перед ними.

По своему внутреннему строению Сатурн схож с Юпитером. Предполагается, что оболочка планеты состоит из жидкого водорода, который по мере продвижения к центру планеты переходит из жидкого в металлическое состояние. В центре планеты располагается железокремниевое ядро, с примесью льдов из метана, аммиака и воды.

Кольца

Сатурн окружен кольцами, которые хорошо видны в телескоп в виде «ушек» по обе стороны диска планеты. Они были замечены еще Галилеем в 1610 году. Кольца Сатурна — одно из самых удивительных и интересных образований в Солнечной системе. Плоская система колец опоясывает планету вокруг экватора и нигде не соприкасается с поверхностью. В кольцах разделяются три основные концентрические зоны, разграниченные узкими щелями: внешнее кольцо А, среднее В (наиболее яркое), внутреннее кольцо С, довольно прозрачное, «креповое», внутренний край его не резкий. Наиболее близкие к планете слабо различимые части внутреннего кольца обозначаются символом D. Обнаружено также существование практически прозрачного самого внешнего кольца D’.

Сквозь все кольца Сатурна просвечивают звезды. Кольца вращаются вокруг Сатурна, причем скорость движения внутренних частей больше, чем наружных. Кольца Сатурна не сплошные, а представляют собой плоскую систему из бесконечного количества мелких спутников планеты. Плоскость колец практически совпадает с плоскостью экватора Сатурна и имеет постоянный наклон к плоскости орбиты, равный приблизительно 27о . В зависимости от положений планеты на орбите мы видим кольца то с одной, то с другой стороны. Полный цикл изменения их вида завершается в течение 29,46 лет — таков период обращения Сатурна вокруг Солнца. Время от времени кольца на короткий срок перестают быть видимыми в телескопы средних размеров. Это происходит когда плоскость колец проходит точно через Солнце и боковая поверхность оказывается лишенной яркого освещения, либо когда кольца бывают обращены к наблюдателю «ребром» и выглядят как чрезвычайно тонкая полоска, видимая только в крупнейшие телескопы. Толщина колец, по современным данным, около 3,5 км.

Она очень мала по сравнению с их диаметром, который по наружному краю кольца А составляет 275 тыс. км. Размеры частиц не определены окончательно. Радиоастронометрические наблюдения свидетельствуют о наличии в кольцах множества частиц размером не менее нескольких сантиметров. Не исключена возможность присутствия в кольцах Сатурна еще более крупных частиц, так же как и пыли. Инфракрасные спектры колец Сатурна напоминают спектры водяного инея. Однако в других частях спектра позднее была обнаружена особенность, не характерная для чистого льда.

Спутники.

Кроме колец, у Сатурна известно 17 спутников. Это — Атлас, Прометей, Пандора, Эпиметей, Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Телесто, Калипсо, Диона, Елена, Рея, Титан, Гиперон, Япет, Феба. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.

До полетов космических аппаратов к Сатурну было известно 10 спутников планеты, сейчас мы знаем 17. Новые семь спутников весьма малы, но, тем не менее, некоторые из них оказывают серьезное влияние на динамику системы Сатурна. Таков, например, маленький спутник — Атлас, движущийся у внешнего края кольца А, он не дает частицам кольца выходить за пределы этого края. Титан является вторым по величине спутником в Солнечной Системе.

Его радиус равен 2575 км. Его масса составляет 0,022 массы Земли, а средняя плотность 1,881 г/см3. Это единственный спутник, обладающий значительной атмосферой, причем его атмосфера плотнее, чем у любой из планет земной группы, исключая Венеру. Титан подобен Венере еще и тем, что у него имеются глобальная дымка и даже небольшой тепличный подогрев у поверхности. В его атмосфере, вероятно, имеются метановые облака, но это твердо не установлено. Хотя в инфракрасном спектре преобладают метан. Молекула метана состоит из одного атома углерода и четырех атомов водорода. Но углеродные атомы легко соединяются друг с другом в других различных сочетаниях, которые умеют привлекать к себе разное число атомов водорода. Поэтому весьма возможно присутствие в атмосфере Титана и таких газов, как этан, этилен и ацетилен, хотя и в небольших количествах.

Такие сложные виды углеводородов скорее, чем метан, становятся жидкими. Поэтому можно себе представить на поверхности Титана целые углеводородные моря.

Несколько десятилетий назад заметили, что свет, приходящий к нам от Титана, имеет желтоватый оттенок. Затем Копер уточнил: оранжевый. Этот цвет присущ более сложным, чем метан, углеводородам. Но основным компонентом атмосферы является азот, который проявляется в сильных УФ-эмиссиях. Верхняя атмосфера весьма близка к изотермическому состоянию на всем пути от стратосферы до экзосферы, а температура на поверхности с точностью до нескольких градусов одинакова по всей сфере и равна 94 К.

Содержание и подготовка в электронном виде — Козловский А., дизайн, обработка и выкладка на сайт — Кременчуцкий А. Copyright © 2003-2021 ‘Галактика’ сайт. При копировании ссылка на источник обязательна. Авторские права принадлежат сайту «Галактика»

Доклад на тему Планета Сатурн сообщение

Сатурн является второй по размерам и шестой по счёту планетой в Солнечной системе. Своё название планета получила в честь древнеримского бога земледелия. Самой характерной чертой этой планеты считаются знаменитые кольца, хотя таковые имеются и у других планет-гигантов Солнечной системы — Юпитера, Урана, Нептуна. Наблюдая за Сатурном при помощи специальной аппаратуры, может показаться, что его кольца представляют собой некоторую сплошную «дорожку», но после долгого их изучения было установлено: кольца Сатурна состоят из мириадов кусочков льда, пыли и каменных осколков, вращающихся в плоскости экватора. Возможно, это остатки одной из разрушившихся лун Сатурна. С Земли учёные могут наблюдать только три основных кольца (А, В, С), однако в 1980-х космические зонды обнаружили огромное количество небольших колечек.

Параметры Сатурна невообразимо велики: диаметр составляет около 120 660 км, а масса —568×1024 кг. То есть, Сатурн почти в 100 раз тяжелее Земли, однако его плотность значительно меньше плотности воды. Другими словами, если бы нашлась огромная ёмкость с водой для Сатурна, то он плавал бы в ней.  Полный оборот вокруг Солнца данная планета совершает примерно за 29,4 земных года, но её движение вокруг собственной оси относительно быстрое — в сутках 10,7 часов.

Что касается химического состава этого газового гиганта, то водород, гелий, метан, этан и ацетилен являются  основными структурными соединениями планеты. Это доказывают измерения с применением спектрального анализа. Расплавленное силикатно-металлическое ядро Сатурна небольшое, находится в условиях огромного давления и невероятно высоких температур (20 000°С), а также окружено слоем металлического водорода. Поверх этой части находится  толстый слой из смеси жидких гелия и водорода, переходящих у поверхности планеты в газообразное состояние. Газовая атмосфера Сатурна составляет около 1000 км по высоте и в свой состав включает водород, метан, гелий и этан.

Число лун Сатурна достигает 34, среди которых наиболее огромными считаются Пан, Титан, Атлас, Прометей, Пандора, Янус. Титан не самый крупный спутник Сатурна, но и вторая по величине луна во всей Солнечной системе и единственный из спутников, о котором известно, что у него есть атмосфера.

Наблюдая за Сатурном, кажется, что его поверхность лишена деталей и рельефа. Но однажды пролетавшие мимо «Вояджер 1» и «Вояджер 2» установили на нём пятна. Некоторые учёные считают, что это следы масштабных ураганов и вихрей.

Вариант 2

Название планеты происходит от имени древнеримского бога земледелия, позже отождествляемого с Кроносом. Впервые Сатурн увидел в свой телескоп в 1609 г. Галилео Галилей. В 1990-х гг. проводились исследования телескопом Хаббл. Планета располагается на 6-ой орбите от Солнца. Относится к группе газовых гигантов. Совершает оборот вокруг звезды за 29,5 лет.

Атмосфера.

Сатурн – это планета из газа. В составе преобладает Н (водород) 96% и всего 4% Не (гелия). Кроме того, в облаках распространены соединения аммиака, ацетилена, этанового и метанового газа. Атмосферный слой простирается вглубь планеты на 60 км. Скорость ветров поистине колоссальна и может достигать 1800 км/ч.

Все облака Сатурна располагаются горизонтально и менее заметно в отношении Юпитера. Среди них иногда происходят бури, способствующие образованию белых пятен.

В объективах телескопов наблюдатели видят бледно-желтый цвет из-за значительного содержания в облаках аммиака.

Общее описание строения.

Ученые предполагают, что планетарное ядро представлено твердыми горными породами, превосходящими по своей массе Землю в десятки раз. Наружный слой образует Н2. Плотность достигает в среднем 687 кг/м3.

Сатурн способен создавать радиационный фон, превышающий приход от звезды в 2,5 раза. Описывают данное явление механизмом Кельвина-Гельмгольца (энергия получается из-за действия гравитации и огромной планетарной массы).

Кольца Сатурна наиболее известные и популярные объекты в Солнечной системе. В их составе преобладают мелкие частицы льда, космических обломков погибших планет после формирования системы.

Спутники.

Ученые обнаружили свыше 150 твердых тел, состоящих изо льда. Например, Энцелад, возможно скрывает под толщей льда целый океан с живыми существами. В результате гравитационного воздействия Сатурна, спутник периодически испытывает деформацию. Так образуются трещины, куда выливается вода и застывает.

Другой спутник, Титан известен вторым массивным объектом среди всех планетарных спутников. В его атмосферном слое много N (азота), частиц горных пород. В многочисленных впадинах имеются озера из жидкообразного азота.

Сообщение про Сатурн

Практически все газовые гиганты имеют кольца вокруг себя. Однако, только одна планета в Солнечной системе прославилась благодаря этим кольцам. И имя этой планете Сатурн.

Имя было взято у римского бога земледелия. Диаметр равен 120 536 километров. Сатурн практически вдвое дальше от Солнца, чем Юпитер, а точнее, 1, 4 миллиардов километров отделяют окольцованное космическое тело от нашей звезды. 1 год на Сатурне – это 29 лет на Земле. А вот сутки там на 11, 5 часов меньше, чем земные. Значение средней температуры равно -178 градусов по Цельсию. Атмосфера почти такая же, как на Юпитере.  Пока что известно о 60 спутниках Сатурна. Там идут ураганы, при этом они гораздо реже, чем на Юпитере, но зато значительно мощнее.

Как уже было сказано ранее, Сатурн – газовый гигант. По размерам планет уступает лишь Юпитеру. Планета знаменита своими красивыми кольцами. У Юпитера, Урана и Нептуна тоже есть кольца, но они не такие внушительные, как у Сатурна. Кольца вокруг планеты состоят из осколков льда и камней величиной от ногтя до автомобиля. Невооруженным глазом колец не видно. Вот почему, хотя древние астрономы знали о существовании Сатурна, кольца разглядели лишь после изобретения телескопа. Несмотря на размеры, Сатурн – самая легкая планета в Солнечной системе, ведь его плотность мала.

Как и у Юпитера, у Сатурна много спутников. Один из них, Титан, приковывает внимание ученых, находящихся в поисках внеземной жизни. Титан крупнее Меркурия, и у него плотная атмосфера с большим количеством водорода. Похоже, это единственный спутник в Солнечной системе, имеющий атмосферу. Конечно, человек там дышать не смог бы, да и холодно слишком, но какие – то формы жизни на Титане, возможно, существуют.

Любопытные факты про окольцованную планету

1)    Если Сатурн поместить в определенный океан, планета будет там плавать.

2)    Сначала люди считали, что кольца сделаны из спутников планеты.

3)    Очень долго астрономы не могли высчитать длительность дня на Сатурне.

4)    Кольца Сатурна отличаются по возрасту.

5)    О том, как вообще образовались кольца, до сих пор спорят ученые.

6)    Сатурн посещали только 4 раза.

7)    Сатурн имеет времена года, как и Земля, но с небольшой разницей. Допустим, на Сатурне лето. Так вот, лето там будет длиться 7 месяцев, если не больше.

Когда сменяется время года, Сатурн поменяет свой цвет.

Планета Сатурн

Интересные ответы

  • Кто такой океанолог и что он изучает?

    Океанолог – самая очень редкая, но увлекательная работа. А человек, специализирующийся в данной области, исследуют моря и океаны, омывающие нашу с тобой планету.

  • Жизнь и творчество Виктора Пелевина

    Один из наиболее популярных и весьма известных российских писателей Виктор Пелевин остается для многих загадкой и он сам сделал немало для того чтобы оставаться малоизвестным публике.

  • Древние Афины — доклад сообщение по истории 5 класс кратко

    Греция представляла собой государство городов. Эти города называли полисами, они располагались относительно недалеко друг от друга, к примеру, 42 километра – марафонская дистанция являла собой протяженность самой длинной области страны.

  • Памятник на Бородинском поле — сообщение доклад 7 класс

    Бородинское поле известно любому человеку, хоть как-то знакомому с российской историей. В 1812 году, когда на данном поле разразилось жестокое сражение с войском Наполеона.

  • Ядовитые животные России — доклад сообщение (4 класс окружающий мир)

    В любой части мира можно встретить ядовитых животных, среди которых также и рыбы, насекомые. Такие обитатели проживают и в России. В организме этих животных содержится яд

GISMETEO.RU: 4 потенциально обитаемых мира Солнечной системы — Наука и космос

Биосфера Земли содержит все известные ингредиенты, необходимые для жизни, какой мы ее знаем. В первую очередь это жидкая вода, источник энергии и биологически полезных элементов. Но недавно в облаках Венеры был обнаружен газ фосфин, который на Земле производят анаэробные бактерии. И это не единственное место в Солнечной системе, где может существовать жизнь.

Марс

© ESA & MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA), CC BY-SA

Марс имеет больше всего общего с Землей: сутки на нем длятся 24,5 часа, есть полярные ледяные шапки, которые расширяются и сужаются в зависимости от времени года, а также много участков рельефа, созданных водой в прошлом.

Под южной ледяной шапкой Марса было обнаружено озеро, а в атмосфере планеты — метан — газ, который может быть произведен биологическими процессами, но источник его пока неизвестен.

Сегодня Марс имеет очень тонкую сухую атмосферу, почти полностью состоящую из углекислого газа. Такая атмосфера — слабая защита от солнечного и космического излучения. Если под поверхностью планеты сохранились запасы воды, не исключено, что на Марсе может существовать жизнь.

Европа

© NASA/JPL-Caltech/SETI Institute, CC BY-SA

Европа была открыта Галилео Галилеем в 1610 году вместе с тремя другими более крупными спутниками Юпитера. Она немного меньше Луны и вращается вокруг газового гиганта на расстоянии около 670 000 км, совершая полный оборот за 3,5 дня. Европа постоянно сжимается и растягивается конкурирующими гравитационными полями Юпитера и других галилеевых спутников. Этот процесс называется приливным изгибанием.

Вероятно, что Европа, как и Земля, геологически активна, потому что сильное приливное изгибание нагревает ее каменистую, металлическую внутреннюю среду и частично расплавляет. Поверхность Европы — это огромное пространство водяного льда. Многие ученые считают, что под замерзшей поверхностью находится слой жидкой воды — глобальный океан глубиной более 100 км, который не может замерзнуть из-за тепла от приливного изгибания.

Существование океана подтверждают гейзеры, прорывающиеся через трещины в поверхностном льду, слабое магнитное поле и хаотичный рельеф поверхности, которая могла быть деформирована океанскими течениями, кружащими внизу. Ледяной щит изолирует подземный океан от экстремального холода и космического вакуума, а также от радиационных поясов Юпитера. Вполне возможно, что на дне этого океанического мира есть гидротермальные источники и вулканы. На Земле такие среды часто содержат очень богатые и разнообразные экосистемы.

Энцелад

© © NASA/JPL-CaltechCC BY-SA

Энцелад — это еще одна покрытая льдом луна. Он вращается вокруг Сатурна и впервые привлек внимание ученых как потенциально обитаемый мир после открытия огромных гейзеров вблизи южного полюса.

Струи воды выходят из крупных трещин на поверхности и улетают в космос, так как гравитационное поле у Энцелада слабое. Это явное свидетельство наличия подземного океана жидкой воды.

В гейзерах была обнаружена не только вода, но и множество органических молекул и, что особенно важно, каменистые силикатные частицы, которые могут присутствовать только в том случае, если подповерхностная вода находится в физическом контакте с каменистым дном при температуре не менее 90 ˚C. Это убедительное доказательство существования гидротермальных жерл на дне океана, обеспечивающих необходимый для жизни химический состав.

Титан

©  NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute, CC BY-SA

Титан — крупнейший спутник Сатурна и единственный спутник в Солнечной системе с плотной атмосферой. Он содержит густую дымку сложных органических молекул и метановую погодную систему — наряду с сезонными дождями, засушливыми периодами и поверхностными песчаными дюнами, созданными ветром.

Атмосфера в основном состоит из азота, важного химического элемента, используемого для построения белков во всех известных формах жизни. Радиолокационные наблюдения выявили присутствие рек и озер жидкого метана и этана и, возможно, криовулканы — образования, извергающие жидкую воду вместо лавы. Это говорит о том, что Титан, как Европа и Энцелад, имеет запас жидкой воды под поверхностью.

Температура поверхности Титана, который очень далек от Солнца, составляет −180 °C — слишком холодно для жидкой воды. Однако обилие химических веществ породило предположения о том, что там могут существовать формы жизни с фундаментально отличным химическим составом от земных организмов.

Рецепт Десерт Сатурн. Калорийность, химический состав и пищевая ценность.

Нутриент Количество Норма** % от нормы
в 100 г
% от нормы
в 100 ккал
100% нормы
Калорийность 340.5 кКал 1684 кКал 20.2% 5.9% 495 г
Белки 6.1 г 76 г 8% 2.3% 1246 г
Жиры 27.3 г 56 г 48.8% 14.3% 205 г
Углеводы 18 г 219 г 8.2% 2.4% 1217 г
Органические кислоты 0.2 г ~
Пищевые волокна 1.6 г 20 г 8% 2.3% 1250 г
Вода 27.7 г 2273 г 1.2% 0.4% 8206 г
Зола 0.434 г ~
Витамины
Витамин А, РЭ 87.6 мкг 900 мкг 9.7% 2.8% 1027 г
Ретинол 0.081 мг ~
альфа Каротин 0.008 мкг ~
бета Каротин 0.042 мг 5 мг 0.8% 0.2% 11905 г
бета Криптоксантин 1.04 мкг ~
Ликопин 0.121 мкг ~
Лютеин + Зеаксантин 1.79 мкг ~
Витамин В1, тиамин 0.029 мг 1.5 мг 1.9% 0.6% 5172 г
Витамин В2, рибофлавин 0.051 мг 1.8 мг 2.8% 0.8% 3529 г
Витамин В4, холин 0.09 мг 500 мг 555556 г
Витамин В5, пантотеновая 0.036 мг 5 мг 0.7% 0.2% 13889 г
Витамин В6, пиридоксин 0.034 мг 2 мг 1.7% 0.5% 5882 г
Витамин В9, фолаты 3.153 мкг 400 мкг 0.8% 0.2% 12686 г
Витамин C, аскорбиновая 0.33 мг 90 мг 0.4% 0.1% 27273 г
Витамин D, кальциферол 0.068 мкг 10 мкг 0.7% 0.2% 14706 г
Витамин Е, альфа токоферол, ТЭ 0.384 мг 15 мг 2.6% 0.8% 3906 г
гамма Токоферол 0.084 мг ~
дельта Токоферол 0.002 мг ~
Витамин К, филлохинон 0.4 мкг 120 мкг 0.3% 0.1% 30000 г
Витамин РР, НЭ 0.9501 мг 20 мг 4.8% 1.4% 2105 г
Ниацин 0.244 мг ~
Бетаин 0.031 мг ~
Макроэлементы
Калий, K 100.02 мг 2500 мг 4% 1.2% 2500 г
Кальций, Ca 56.81 мг 1000 мг 5.7% 1.7% 1760 г
Магний, Mg 23.55 мг 400 мг 5.9% 1.7% 1699 г
Натрий, Na 12.82 мг 1300 мг 1% 0.3% 10140 г
Сера, S 11.13 мг 1000 мг 1.1% 0.3% 8985 г
Фосфор, P 59.8 мг 800 мг 7.5% 2.2% 1338 г
Хлор, Cl 1.01 мг 2300 мг 227723 г
Микроэлементы
Железо, Fe 0.938 мг 18 мг 5.2% 1.5% 1919 г
Йод, I 0.13 мкг 150 мкг 0.1% 115385 г
Кобальт, Co 0.294 мкг 10 мкг 2.9% 0.9% 3401 г
Марганец, Mn 0.2191 мг 2 мг 11% 3.2% 913 г
Медь, Cu 49.43 мкг 1000 мкг 4.9% 1.4% 2023 г
Селен, Se 0.223 мкг 55 мкг 0.4% 0.1% 24664 г
Фтор, F 27.62 мкг 4000 мкг 0.7% 0.2% 14482 г
Цинк, Zn 0.1184 мг 12 мг 1% 0.3% 10135 г
Усвояемые углеводы
Крахмал и декстрины 2.876 г ~
Моно- и дисахариды (сахара) 13.7 г max 100 г
Глюкоза (декстроза) 0.008 г ~
Фруктоза 0.009 г ~
Незаменимые аминокислоты
Аргинин* 0.209 г ~
Валин 0.072 г ~
Гистидин* 0.037 г ~
Изолейцин 0.052 г ~
Лейцин 0.094 г ~
Лизин 0.086 г ~
Метионин 0.016 г ~
Метионин + Цистеин 0.02 г ~
Треонин 0.048 г ~
Триптофан 0.008 г ~
Фенилаланин 0.059 г ~
Фенилаланин+Тирозин 0.087 г ~
Заменимые аминокислоты
Аланин 0.125 г ~
Аспарагиновая кислота 0.125 г ~
Глицин 0.368 г ~
Глутаминовая кислота 0.283 г ~
Пролин 0.268 г ~
Серин 0.073 г ~
Тирозин 0.029 г ~
Цистеин 0.005 г ~
Стеролы (стерины)
Холестерин 45.16 мг max 300 мг
Фитостеролы 0.21 мг ~
Насыщенные жирные кислоты
Насыщеные жирные кислоты 8.7 г max 18.7 г
14:0 Миристиновая 0.02 г ~
16:0 Пальмитиновая 0.178 г ~
17:0 Маргариновая 0.001 г ~
18:0 Стеариновая 0.053 г ~
Мононенасыщенные жирные кислоты 0.595 г min 16.8 г 3.5% 1%
16:1 Пальмитолеиновая 0.008 г ~
18:1 Олеиновая (омега-9) 0.446 г ~
18:1 цис 0.002 г ~
20:1 Гадолеиновая (омега-9) 0.044 г ~
22:1 Эруковая (омега-9) 0.097 г ~
Полиненасыщенные жирные кислоты 1.63 г от 11.2 до 20.6 г 14.6% 4.3%
18:2 Линолевая 1.343 г ~
18:3 Линоленовая 0.286 г ~
Омега-3 жирные кислоты 0.3 г от 0.9 до 3.7 г 33.3% 9.8%
Омега-6 жирные кислоты 1.3 г от 4.7 до 16.8 г 27.7% 8.1%

Из чего состоит Сатурн?

Газовый гигант Сатурн содержит многие из тех же компонентов, что и Солнце. Хотя это вторая по величине планета Солнечной системы, ей не хватает массы, необходимой для термоядерного синтеза, необходимого для питания звезды. Тем не менее, его газовый состав и потрясающе красивые кольца, окружающие его, делают его одним из наиболее интересных объектов Солнечной системы.

Астрофотограф Джерри Лодригусс выбрал эту фотографию Сатурна, сделанную космическим кораблем Кассини в 2006 году, в качестве своей любимой космической фотографии.(Изображение предоставлено: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA)

Сатурн преимущественно состоит из водорода и гелия, двух основных газов Вселенной. На планете также есть следы льдов, содержащих аммиак, метан и воду. В отличие от каменистых планет земной группы, у газовых гигантов, таких как Сатурн, отсутствует слоистая структура кора-мантия-ядро, потому что они сформировались иначе, чем их скалистые братья и сестры.

Поверхность Сатурна

Сатурн классифицируется как газовый гигант, потому что он почти полностью состоит из газа.Его атмосфера проникает в его «поверхность» без особых различий. Если космический корабль попытается приземлиться на Сатурне, он никогда не найдет твердой земли. Конечно, кораблю повезло, что он выживет задолго до того, как растущее давление планеты сокрушит его.

Поскольку у Сатурна нет традиционной земли, ученые считают, что поверхность планеты начинается, когда давление превышает один бар, что приблизительно соответствует давлению на уровне моря на Земле.

Внутри Сатурна

При более высоких давлениях ниже определенной поверхности водород на Сатурне становится жидким.Двигаясь внутрь к центру планеты, повышенное давление превращает сжиженный газ в металлический водород. На Сатурне не так много металлического водорода, как на самой большой планете Юпитер, но льда на нем больше. Сатурн также значительно менее плотен, чем любая другая планета Солнечной системы; в достаточно большом водоеме окруженная кольцами планета будет плавать.

Предполагается, что, как и Юпитер, Сатурн имеет твердое ядро, окруженное водородом и гелием. Однако вопрос о том, насколько прочным может быть ядро, все еще обсуждается.Хотя ядро ​​состоит из каменистого материала, само ядро ​​может быть жидким.

Расстояние до Сатурна от Солнца значительное, поэтому средняя температура Сатурна остается низкой, но внутри скалистого ядра все горячее. Там температура может достигать 21000 градусов по Фаренгейту (11700 градусов по Цельсию).

Во время формирования Сатурна ядро ​​должно было быть создано первым. Исследования показывают, что скалистое ядро ​​Сатурна в 9-22 раза больше массы Земли. Только когда она достигнет достаточной массы, планета сможет гравитационно накапливать легкий водород и газообразный гелий, составляющие большую часть ее массы.

Сильное магнитное поле

Как и на Юпитере, жидкий металлический водород управляет магнитным полем Сатурна. Магнитосфера Сатурна меньше, чем у его гигантского собрата, но все же значительно мощнее, чем на планетах земной группы. С магнитосферой, достаточно большой, чтобы вместить всю планету и ее кольца, магнитное поле Сатурна в 578 раз сильнее, чем у Земли.

Кольца Сатурна

Когда итальянский астроном Галилео Галилей направил свой телескоп на Сатурн, он заметил две капли с обеих сторон, которые он определил как тела, отделенные от главной планеты.Только когда голландский астроном Христиан Гюйгенс изучил планету с помощью более мощного телескопа, кольца Сатурна были впервые идентифицированы.

Хотя у большинства газовых гигантов есть те или иные кольца, кольца Сатурна являются самыми большими и, возможно, самыми красивыми. Протянувшись на 262 670 миль (422 730 км), или в восемь раз больше радиуса планеты, кольца состоят из льда и кусков камней, которые создают эффект радуги, преломляя солнечный свет. [ФОТО: Славные кольца Сатурна крупным планом]

— Нола Тейлор Редд, SPACE.com Автор

Связанный:

ESA — Атмосфера Сатурна

Сатурн примерно на 75% состоит из водорода и на 25% из гелия со следами других веществ, таких как метан и водяной лед.

Атмосфера Сатурна, хотя и похожа на атмосферу Юпитера, гораздо менее интересна для наблюдения с расстояния. Но изображения с улучшенными цветами позволяют нам изучать полосы, проходящие параллельно экватору, как и у Юпитера, что указывает на сильные ветры.

Сатурн — одно из самых ветреных мест в Солнечной системе, а скорость ветра на экваторе достигает ошеломляющих 1800 километров в час.Иногда сильные «белые» бури прорываются сквозь слои облаков, каждый из которых больше Земли. Один из них наблюдался космическим телескопом Хаббла НАСА / ЕКА в 1994 году. Более мелкие бури возникают в виде более темных пятен.

В тропосфере Сатурна есть три области (та часть атмосферы, где существует «погода»), где можно найти облака определенного вида или «облачные палубы».

Местоположение облаков прогнозируется на основе температуры, при которой пар конденсируется в капли.Точка конденсации на температурном профиле — это то место, где должны быть облака.

Штормы и перистые облака

Температура в тропосфере колеблется от примерно -130 ° C до примерно + 80 ° C.

Верхний видимый слой облаков, состоящий из облаков аммиака, находится примерно на 100 километров ниже верхней границы тропосферы (тропопаузы), где температура составляет около -250 ° C.

Вторая облачная дека, состоящая из облаков гидросульфида аммония, находится примерно на 170 км ниже тропопаузы, где температура составляет -70 ° C.

Самый нижний слой облаков, состоящий из водяных облаков, находится примерно на 130 км ниже тропопаузы, где температура составляет около 0 ° C (точка замерзания воды).

Водород, составляющий большую часть атмосферы, медленно превращается в жидкость с глубиной по мере увеличения давления. Ниже жидкого водорода находится более тяжелый жидкий гелий.

Глубоко в недрах тела Сатурна водород оказывается под огромным давлением и превращается в жидкий металлический водород.Считается, что в центре существует скалистое ядро, примерно в десять раз превышающее массу Земли.

Нравиться

Спасибо за лайк

Вам уже понравилась эта страница, вам может понравиться только один раз!

Удивительная химическая сложность колец Сатурна, изменяющих верхние слои атмосферы планеты

Новая статья в журнале Science, показывает, что самое внутреннее кольцо D газового гиганта бросает частицы пыли, покрытые его химическим коктейлем, в верхние слои атмосферы планеты с необычайной скоростью во время вращения.Исследователи говорят, что в течение длительного времени этот падающий материал может изменить содержание углерода и кислорода в атмосфере. Предоставлено: НАСА.

Политический юморист Марк Рассел однажды пошутил: «Мне больше всего нравится научная теория, согласно которой кольца Сатурна полностью состоят из потерянного багажа авиалайнеров».

Оказывается, багажа нет. Но новое исследование, появившееся в журнале Science , основанное на данных с последних орбит космического корабля НАСА Кассини в прошлом году, показывает, что кольца Сатурна — одни из самых визуально огромных объектов во Вселенной — намного сложнее химически, чем предполагалось ранее.

Кроме того, в документе показано, что самое внутреннее кольцо D газового гиганта во время вращения с необычайной скоростью выбрасывает частицы пыли, покрытые его химическим коктейлем, в верхние слои атмосферы планеты. Исследователи говорят, что в течение длительного времени этот падающий материал может изменить содержание углерода и кислорода в атмосфере.

«Это новый элемент того, как работает наша солнечная система», — сказал Томас Кравенс, профессор физики и астрономии Канзасского университета и соавтор новой статьи.«Меня удивили две вещи. Первая — химическая сложность того, что выходило из колец — мы думали, что это будет почти полностью вода, основываясь на том, что мы видели в прошлом. Вторая вещь — это ее чистое количество — намного больше, чем мы изначально ожидали. Качество и количество материалов, которые кольца помещают в атмосферу, меня удивили ».

Кравенс является членом группы ионно-нейтрального масс-спектрометра Кассини (INMS). Во время «Гранд Финала» Кассини, погруженного в самое внутреннее кольцо и верхние слои атмосферы Сатурна в 2017 году, масс-спектрометр на борту зонда собирал пробы химических веществ на высотах между кольцами Сатурна и атмосферой.

INMS обнаружил, что кольца состоят не только из воды, но и из воды, метана, аммиака, монооксида углерода, молекулярного азота и диоксида углерода.

Во время «Гранд Финала» Кассини, совершившего погружение во внутреннее кольцо и верхние слои атмосферы Сатурна в 2017 году, масс-спектрометр на борту зонда собирал пробы химикатов на высотах между кольцами Сатурна и атмосферой. Предоставлено: НАСА.

«В документе описывается среда в промежутке между внутренним кольцом и верхними слоями атмосферы, и некоторые из обнаруженных вещей были ожидаемыми, например, вода», — сказал Крейвенс.«Что было неожиданностью, масс-спектрометр обнаружил метан — этого никто не ожидал. Кроме того, он увидел немного углекислого газа, что было неожиданно. Считалось, что кольца полностью состоят из воды. Но самые внутренние кольца довольно загрязнены, как оказалось , с органическими веществами, захваченными льдом «.

Еще одно новое открытие масс-спектрометра Кассини показало, что большое количество химического напитка из кольца D Сатурна выбрасывается в верхние слои атмосферы планеты кольцом, вращающимся быстрее, чем сама атмосфера планеты.

«Мы видели, что это происходит, хотя это не совсем понятно», — сказал исследователь KU. «Мы увидели, что этот материал, включая немного бензина, изменял самые верхние слои атмосферы Сатурна в экваториальной области. Были загрязнены и зерна, и пыль».

Кравенс сказал, что результаты могут пролить новый свет на механизмы, лежащие в основе нашей Солнечной системы, а также других солнечных систем и экзопланет, а также вызвать множество новых научных вопросов.

«Это может помочь нам понять, как на планете появляются кольца? У некоторых есть кольца, у некоторых нет», — сказал он.«Какова продолжительность жизни кольца? И что пополняет кольца? Было ли время, когда у Сатурна не было колец? Как этот состав вообще попал туда? Остался ли он от образования нашей солнечной системы? Возникла ли она к протодосолнечной туманности, туманности, которая образовалась из межзвездной среды, сформировавшей Солнце и планеты? »

Согласно Кравенсу, более высокая, чем ожидалось, скорость выброса вещества из кольца D Сатурна в верхние слои атмосферы или ионосферу планеты достаточна для того, чтобы астрономы теперь думают, что срок службы кольца может быть короче, чем предполагалось ранее.

Видеоклип, демонстрирующий траекторию заряженного нанозерна, выброшенного из главных колец Сатурна под действием силы тяжести и магнитного поля Сатурна. Предоставлено: H.-W. Сюй и команда

по анализатору космической пыли Cassini «Благодаря этим данным мы сократили срок службы внутренних колец из-за количества удаляемого материала — это намного больше, чем мы думали раньше», — сказал Кравенс. Мы знаем, что он выбивает материал из колец как минимум в 10 раз быстрее, чем мы думали.Если он не пополняется, кольца не прослужат долго — у вас дыра в ведре. У Юпитера, вероятно, было кольцо, которое превратилось в нынешнее тонкое кольцо, и это могло быть по схожим причинам. Кольца приходят и уходят. В какой-то момент они постепенно истощаются, если каким-то образом не получают новый материал ».

При содействии аспирантов и студентов KU первый этап работы Кравенса включал сортировку и очистку необработанных данных с прибора INMS компании Cassini.

«Необработанные данные поступали с нашего прибора на Кассини на антенны дальнего космоса в Лабораторию реактивного движения НАСА, а затем на компьютеры в Юго-Западном научно-исследовательском институте в Сан-Антонио, где базируется Хантер Уэйт, первый автор», — сказал он.

Но главный вклад Крейвенса заключался в интерпретации этих данных с акцентом на то, как материалы из колец изменяют ионосферу Сатурна. Кравенс и его коллеги сообщают, что приток химических веществ из колец изменяет химию экваториальной ионосферы Сатурна, превращая ионы водорода и трехатомные ионы водорода в более тяжелые молекулярные ионы, уменьшая плотность ионосферы планеты.

«Меня интересовала ионосфера, среда заряженных частиц, и это то, на чем я сосредоточился», — сказал Кравенс.«Этот поступающий мусор пережевывает большую часть ионосферы, влияет на ее состав и вызывает наблюдаемые эффекты — вот что мы сейчас пытаемся понять. Данные ясны, но объяснения все еще моделируются, и это займет некоторое время. материал попадает на Сатурн с высокой скоростью, потому что кольца движутся немного быстрее, чем атмосфера. Он не просто падает мягко. Он летит туда, как спутник, повторно входящий в нашу планету. Эти частицы пыли движутся со скоростью скорость спутника, вкладывающая энергию, которая может диссоциировать атмосферу.Из расчета на один атом это довольно энергичный материал из-за разницы в скорости между кольцами и атмосферой. Мы думаем, что он может нагревать верхние слои атмосферы, изменяя ее состав ».


Изображение: вывернутые наизнанку кольца Сатурна


Дополнительная информация:
Дж.Х. Уэйт и др., «Химические взаимодействия между атмосферой Сатурна и его кольцами», Science (2018). science.sciencemag.org/cgi/doi… 1126 / science.aat2382

Предоставлено
Канзасский университет

Ссылка :
Удивительная химическая сложность колец Сатурна, изменяющих верхние слои атмосферы планеты (4 октября 2018 г.)
получено 28 марта 2021 г.
с https: // физ.org / news / 2018-10-chemical-complex-saturn-planet-upper.html

Этот документ защищен авторским правом. За исключением честных сделок с целью частного изучения или исследования, никакие
часть может быть воспроизведена без письменного разрешения. Контент предоставляется только в информационных целях.

Химический состав атмосферы газовых планет-гигантов

Катарина Лоддерс a
a Dept.наук о Земле и планетах и ​​Центр космических наук Макдоннелла, Вашингтонский университет, Сент-Луис, штат Миссури, 63130

Получено в феврале 2010 г .; принята в доработке 18 марта 2010 г .; доступно онлайн 23 марта 2010 г.

Сводка

Это краткое описание исторических и недавних исследований состава и химии атмосфер планет-гигантов с акцентом на Юпитер. Есть несколько ограничений со стороны химии для различных моделей образования планет газовых гигантов, но наши текущие знания остаются неполными, несмотря на огромный прогресс, достигнутый за последние 100 лет планетарных исследований и технических разработок.Эта статья призвана стимулировать интерес к исследованиям планет-газовых гигантов, а не представлять собой исчерпывающий обзор.

Некоторые общие характеристики

Газовые гиганты Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун в нашей солнечной системе сильно отличаются по массе, плотности и химическому составу от внутренних планет земной группы Меркурия, Венеры, Земли и Марса. Некоторые физические свойства планет газовых гигантов и их атмосфер представлены в таблице 1, которая иллюстрирует близкое родство Юпитера и Сатурна, а также Урана и Нептуна.Юпитер и Сатурн, самые массивные планеты Солнечной системы, в основном состоят из H и He, тогда как на Земле кислород является наиболее распространенным элементом, в основном связанным с горными породами, но также изобилующим в океанах и воздухе. Элементный состав планет-гигантов, особенно Юпитера и Сатурна, гораздо ближе к фотосферному составу Солнца, чем к планетам земной группы. Однако, в отличие от солнечной фотосферы с относительно «простой» химией нейтральных и ионизированных атомов, холодные внешние атмосферы планет-гигантов богаты молекулярной химией.

Планеты-гиганты делятся на две группы: более крупные и богатые газом гиганты Юпитер и Сатурн с более чем 50 мас.% H и He и более мелкие бедные газом гиганты Уран и Нептун с меньшим содержанием газа. чем 50 мас.% H и He. Низкая объемная плотность Юпитера (1,33 г · см -3 ) и еще более низкая плотность Сатурна (0,69 г · см -3 ) в сочетании с их атмосферным составом, размером, формой (т. Е. Сплюснутостью) и моделями внутренней структуры свидетельствуют о том, что в основном это H и He с меньшим количеством более тяжелых элементов.Уран и Нептун имеют более высокие плотности и предположительно большее содержание соединений, содержащих C, N и О.

Окисляющие атмосферы Венеры, Земли и Марса составляют <0,01% от общей массы планет и заканчиваются резкими границами с их поверхности. Напротив, восстанавливающие атмосферы планет-гигантов составляют значительную часть общей массы планет. Нет никаких наблюдаемых твердых поверхностей, и (по-видимому) бездонные атмосферы простираются глубоко вглубь планет.В отсутствие чего-то подобного уровню моря, как на Земле, или среднего радиуса твердой поверхности, как на других планетах земной группы, к которым относятся атмосферные свойства, используется эталонный уровень в атмосфере планет-гигантов с одним столбиком. Их атмосферы простираются на большую глубину, но могут превращаться в жидкий металлический H-He глубоко внутри Юпитера и Сатурна, в то время как ионные океаны водного аммиака могут находиться глубоко внутри Урана и Нептуна. Все четыре планеты имеют магнитные поля, которые, вероятно, генерируются динамо-токами в электропроводящих жидкостях (жидкий металлический H-He внутри Юпитера и Сатурна и ионные океаны водного аммиака внутри Урана и Нептуна).По крайней мере, три из четырех планет-гигантов излучают больше энергии, чем получают от Солнца (Уран является очевидным исключением). Тепло, излучаемое планетами-гигантами, происходит от их продолжающегося гравитационного сжатия и охлаждения, а также от фазового разделения и осаждения He из H в их глубоких недрах (на Сатурне и Юпитере). Напротив, планеты земной группы находятся в радиационном равновесии и излучают ровно столько энергии, сколько поглощают от Солнца.

Теоретические модели предполагают, что наблюдаемые тепловые потоки на Юпитере, Сатурне и Нептуне переносятся атмосферной конвекцией.Это было продемонстрировано для Юпитера при измерениях на месте до 22 бар от зонда Galileo (Seiff et al. 1998) и для Сатурна, Урана и Нептуна путем определения профилей P, T до ~ 10 бар от Voyager. данных IRIS (Lindal 1992, Lindal et al. 1992). Конвекция также необходима для объяснения наблюдений CO, PH 3 , AsH 3 и GeH 4 в количествах, на порядок превышающих их значения термохимического равновесия в верхней тропосфере (от ~ 100 мбар до ~ 3 бар), где формируются спектральные полосы поглощения, и идентичность молекул выявляется через колебательно-вращательные переходы.

Протокол открытия о химии планет-гигантов

Это было в начале 1900-х годов, когда были предприняты первые спектроскопические исследования для выяснения химической природы планет газовых гигантов Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Само открытие двух последних планет произошло не так давно: Уран в 1781 году и Нептун в 1846 году (карликовая планета Плутон, ледяной мир, который мы здесь не обсуждаем, была открыта только в 1930 году).
Получение спектральных отпечатков химического состава их атмосферы было нетривиальной задачей.В то время наблюдатели должны были быть не только астрономами, но и химиками, чтобы разработать эмульсии для повышения чувствительности фотопластинок, которые могли захватывать искомые планетные спектры. Однако химия на этом не закончилась. В 1909 году Слайфер получил спектры планет-гигантов только для того, чтобы понять, что идентификация химических веществ, вызывающих многочисленные полосы поглощения, потребует дальнейших детективных работ. Слайфер отметил : «О химической идентичности спектральных полос этих четырех планет почти ничего не известно. Был намёк на абсорбцию атомарного водорода, но однозначных выводов сделать нельзя. Он сравнил несколько из неизвестных полос с полосами на длинах волн, которые появляются у холодных звезд, но исключил какие-либо сходства с газами в этих полосах, а другие после того, как Слайфер пришел к тем же выводам. Слайфер обсудил возможное поглощение воды на Уране и Нептуне, но также показал, что эти водные полосы не связаны с поглощением на этих планетах, а вместо этого возникают из-за теллурического водяного пара. Многие другие полосы в спектрах остались загадкой.Слайфер пришел к выводу: «Остальные полосы в этих спектрах еще не учтены химически. Спектры совершенно не похожи на спектр атмосферы Земли, но разница в давлении и температуре между атмосферой больших планет и нашим воздухом, вероятно, велика. Пока полосы не будут идентифицированы, невозможно прийти к удовлетворительным выводам об условиях, существующих в атмосфере, хотя ширина и диффузность полос указывают на высокое давление или высокую температуру, или и то, и другое.’

К 1930-м годам знания о физических условиях и химическом составе планет-гигантов улучшались. В 1930 году Менцель описал две возможности физического состояния планет-гигантов, которые были популярны в то время: ‘Либо их внутреннее пространство горячее и газообразное, т. Е. Сильно расширено из-за высокой температуры, либо материал, из которого они состоят, состоит из относительно низкая плотность ». До того времени первая возможность широко обсуждалась, но открытие, что поверхностные температуры Юпитера и Сатурна составляют всего около 150 К, что немного выше, чем ожидалось из радиационного баланса с солнечной радиацией (Menzel 1923), в конечном итоге опровергло предположение. гипотеза «горячей» гигантской планеты.Современные измерения дают температуры от 165 К (Юпитер) до 72 К (Нептун) на уровне 1 бар; см. Таблицу 1.

Низкие наблюдаемые средние плотности и оценки распределения массы внутри планет, полученные на основе момента инерции, привели к предположению, что планеты-гиганты состоят из центрального твердого ядра, сделанного из камня и металла, окруженного слоем льда, на котором расположена большая атмосфера. Первой из таких моделей слоистой структуры был Джеффрис (1923, 1924), но в то время еще не было известно, что атмосферы в основном богаты H-He, за которыми следуют меньшие количества метана и аммиака.Модели слоистой структуры планет-гигантов, хотя и модифицированные и значительно усовершенствованные, сегодня широко распространены. Часто ядра планет-гигантов до сих пор называют камнями и льдом. «Каменистые» элементы — это элементы, которые обычно обнаруживаются в металлических, силикатных и сульфидных породах (например, Ca, Al, Fe, Mg, Si, S), а «ледяные» элементы (например, Ar, C, N, O) — те, которые ожидаются. конденсироваться в виде различных льдов в солнечной туманности. Однако в настоящее время неясно, существуют ли на самом деле отдельные ядра или все «каменистые» и «ледяные» элементы растворены в молекулярной и / или металлической фазе H — He.По крайней мере, некоторые из «каменистых» и «ледяных» элементов присутствуют в молекулярных слоях H — He Юпитера и Сатурна, потому что CH 4 , NH 3 , H 2 O, H 2 S, AsH В их атмосферах наблюдаются 3 (арсин), GeH 4 (герман) и PH 3 (фосфин). Полярный орбитальный аппарат Juno , запуск которого запланирован на август 2011 года, будет измерять гравитационное поле Юпитера с достаточной точностью, чтобы решить, существует ли ядро.

Низкая плотность газовых гигантов требует, чтобы внешние части были сделаны из соединений с низким молекулярным весом. Джеффрис рассматривал жидкости и твердые тела с низкой плотностью: водород, гелий, азот, кислород, CO, CO 2 , CH 4 и C 2 H 6 . Очевидно, что для того, чтобы учесть плотность Сатурна ниже плотности воды, явно требовалась большая часть газа. Основываясь на свойствах материала, Джеффейс (1924) предположил, что атмосферы Юпитера и Сатурна, вероятно, состоят из водорода, азота, кислорода, гелия и, возможно, метана, и составляют 9% и 23% всего радиуса Юпитера и Сатурна соответственно.За исключением O 2 , эта идея о том, какие газы возможны во внешней атмосфере, верна. Однако необходимо было определить концентрации и добавить другие газы, а именно He. Он также думал, что существуют облака твердого CO 2 , но это не так. Тем не менее, некоторые типы облаков были необходимы, поскольку наблюдения показали, что Юпитер (и другие планеты-гиганты) не вращаются как твердые сферы, но имеют видимые особенности поверхности, которые меняются.

Менцель (1930) пришел к выводу, что внешние атмосферы в основном состоят из водорода, основываясь на признании прошлого года, что Солнце, как и другие звезды, в основном состоит из водорода (Russell 1929).Это согласуется с ранее сделанным Слайфером предварительным наблюдением водорода. Однако индуцированное столкновением поглощение H 2 было обнаружено только десятилетия спустя, в 1950-х годах (например, см. Обзор Rea 1962).

Однако идентификация газов в атмосферах планет-гигантов все еще оставалась невыполненной. Какие соединения вызвали сильные полосы поглощения в спектрах гигантских планет, которые наблюдали Слайфер и другие? Было совершенно ясно, что некоторые сильные поглотители сделали Уран и Нептун бледно-голубовато-зеленоватыми из-за поглощения в красных длинах волн видимого диапазона.Позже было обнаружено, что поглощение было сильным и в инфракрасном диапазоне — функция, которая сейчас используется для поиска и идентификации возможных планет газовых гигантов вокруг других звезд. Виновники сильного поглощения на планетах-гигантах — метан и аммиак — были идентифицированы Вильдтом в 1932 году. Эти спектральные отождествления стали более надежными позже, когда стало доступно больше лабораторных измерений.

Идентификация газов-гидридов CH 4 и NH 3 также имела смысл с теоретической точки зрения.Они представляют собой гидриды наиболее распространенных элементов C и N и устойчивы при низких температурах. Можно было бы также ожидать гидрида кислорода H 2 O. Однако, хотя обнаружение водяного пара технически возможно, его не наблюдали (до 1980-х годов), потому что весь водяной пар вымораживается в облака в более глубоких, ненаблюдаемых областях. атмосфер планет газовых гигантов. Давление водяного пара над водяными облаками очень низкое при температурах, при которых наблюдения исследуют атмосферу.Действительно, водность планет-гигантов все еще остается открытым вопросом (см. Ниже).

К началу 1960-х годов многие особенности поглощения метана и аммиака были идентифицированы в спектрах гигантских планет (например, см. Обзор Rea 1962). Были сделаны оценки численности, но они были весьма неопределенными. Молекулярный H 2 был впервые обнаружен на Уране и Нептуне, но затем также был обнаружен на Юпитере и Сатурне. Присутствие гелия на Уране было предположено на теоретических основаниях, чтобы соответствовать плотности планеты с выведенными содержаниями H 2 .К тому времени также были идентифицированы облака аммиака на Юпитере. Однако до начала 1960-х годов на планетах газовых гигантов не было обнаружено никаких других соединений.

Это не означает, что поиск других молекул отсутствовал. Летучие гидриды таких элементов, как Si, Ge, P и As, входят в число газов, которые могут присутствовать по термохимическим причинам. Обилие этих газов можно использовать для ограничения процессов перемешивания и, следовательно, наложить ограничения на внутреннюю часть атмосфер внешних планет.Обнаружение и количественное определение дейтерированных молекул, таких как HD и CH 3 D, может предоставить информацию о протосолнечном соотношении D / H (что также представляет интерес для космологов), потому что D разрушается на Солнце. Более того, возрастающие отношения D / H на планетах-гигантах с увеличением расстояния от Солнца могут указывать на ионно-молекулярную химию во внешней солнечной туманности или на эффективность, с которой холодные межзвездные материалы были гомогенизированы во внешней Солнечной системе (см. Fegley 1999 для обзор).Развитие инфракрасных спектрометров с преобразованием Фурье с высоким разрешением (FTIR) привело к открытию многих других газов с конца 1960-х годов. В таблице 2 приведен состав атмосфер планет газовых гигантов, составленный по литературным данным.

Поскольку большая часть информации относится к атмосферам Юпитера (и Сатурна), мы сосредотачиваемся на самой большой планете Солнечной системы. Юпитер имеет массу (M J ) примерно в 10 -3 масс Солнца, или примерно в 318 раз больше массы Земли (M E ).Сатурн — вторая по величине газовая планета-гигант с массой около 95 M E . Хотя Юпитер довольно массивен по сравнению с Землей и другими планетами в нашей солнечной системе, он намного меньше, чем объект, способный «сжигать» дейтерий с помощью ядерного синтеза, который требует, по крайней мере, 13-кратной массы Юпитера. Предел массы 13 M J широко используется в качестве границы между планетами (при более низких массах) и коричневыми карликами (при более высоких массах).

Молекулярные слои H — He Юпитера и Сатурна составляют лишь небольшую часть каждой планеты.Однако эти слои — единственные области двух планет, которые можно наблюдать с Земли и космического корабля. Наши знания о составе и структуре атмосферы на Юпитере и Сатурне основаны на сочетании наблюдений с Земли и с космических аппаратов. Космические аппараты, которые исследовали Юпитер и Сатурн: Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 и 2, Galileo (прибытие на Юпитер 7 декабря 1995 г. и запуск входного зонда — 21 сентября 2003 г.) и Cassini ( 1 июля 2004 г. прибытие на Сатурн и продолжается сейчас).

Наблюдения атмосферы Юпитера с помощью входного зонда Galileo (7 декабря 1995 г.) простирались до ~ 22 бар (при 429 K), что примерно на 126 км ниже уровня одного бара. Атмосфера Сатурна еще не исследована входными зондами. (Зонд Huygens на космическом корабле Cassini спустился на поверхность Титана, крупнейшего спутника Сатурна, 14 января 2005 года.) У миссии New Horizons , запущенной в 2007 году, был пролет Юпитера на пути к карликовой планете Плутон и его три спутника Харон, Гидра и Никс.
В целом наблюдения с помощью дистанционного зондирования в УФ, видимом и ИК диапазонах производят выборку только самых верхних областей атмосферы Юпитера и Сатурна до давления в несколько бар. Наблюдения за радиоволнами простираются до десятков и сотен баров.

Визуально атмосфера Юпитера показывает темные пояса, чередующиеся с яркими зонами. Это восходящие (светлые зоны) и нисходящие (темные пояса) рукава ячеек атмосферной конвекции. Большое красное пятно (около 32 000 км в длину и 13 000 км в ширину) в южном полушарии Юпитера существует по крайней мере с 1664 года, когда оно (или аналогичная особенность) наблюдалось английским ученым Робертом Гуком (1635 — 1703).Большое красное пятно — это долгоживущий циклонический шторм, и его красный цвет, вероятно, связан с красным фосфором, образовавшимся в результате фотолиза газа PH 3 ультрафиолетовым солнечным светом. Другие овалы и пятна также наблюдались в метеорологически активной атмосфере Юпитера в течение различных периодов времени. Неорганические соединения серы и других элементов, вероятно, являются хромофорами, окрашивающими пояса в атмосфере Юпитера. Органические соединения, полученные с помощью атмосферной фотохимии, бесцветны и не обеспечивают наблюдаемые цвета облаков.Яркие зоны представляют собой ледяные облака на высоком уровне NH 3 примерно при 0,5 бар (138 K). Атмосфера Сатурна менее красочна, чем у Юпитера, но имеет похожую полосчатую структуру, видимую на фотографиях космических кораблей.

Наблюдения с помощью дистанционного зондирования космическим аппаратом Voyager и измерения на месте с помощью входного зонда Galileo показывают, что атмосфера Юпитера является конвективной до минимум 22 бар при температуре 429 К. Присутствие CO, AsH 3 , GeH 4 и PH 3 в количествах, на порядки превышающих их значения термохимического равновесия в верхних тропосферах Юпитера и Сатурна, показывает, что конвективное перемешивание простирается вниз, по крайней мере, до уровня килобар в их атмосферах.Конвективные области (тропосферы) атмосфер Юпитера и Сатурна простираются до их тропопаузы, которые являются радиационно-конвективными границами и температурными минимумами в их атмосферах (~ 100 мб, 110 К на Юпитере и ~ 83 мб, 83 К на Сатурне). Метан в стратосфере планет-гигантов играет роль, которую O 3 выполняет в стратосфере Земли, а поглощение ультрафиолетового солнечного света CH 4 нагревает стратосферы четырех газовых планет-гигантов.

Химические процессы

Химия в атмосферах газовых гигантов определяется их общим элементным составом и стабильностью химических соединений при преобладающих температурах, общим давлением (контролируемым гравитацией) и, если применимо в атмосфере, взаимодействие с УФ-светом и заряженными частицами.Ниже описаны некоторые характерные химические процессы.
И фотохимия, и термохимия контролируют химию атмосферы на планетах-гигантах. Ультрафиолетовый солнечный свет и другие источники энергии, нарушающие равновесие, такие как заряженные частицы (например, в магнитосфере Юпитера) и космические лучи, вызывают фотохимические реакции в верхних атмосферах всех четырех планет. Тепло, выделяющееся при гравитационном сжатии и охлаждении (а также при разделении фаз и осаждении гелия на Юпитере и Сатурне), запускает термохимические реакции в глубоких атмосферах.Термохимические реакции также приводят к образованию конденсационных облаков в наблюдаемых и более глубоких, ненаблюдаемых областях всех четырех планет-гигантов. Есть промежуточные области, где и фотохимия, и термохимия влияют на химию в атмосферах гигантских планет, и глубина этих промежуточных областей варьируется от планеты к планете.

Ультрафиолетовый солнечный свет движет фотохимией в верхних атмосферах четырех планет-гигантов Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна.В свою очередь, фотохимия перемещает верхние атмосферы этих планет от равновесия и производит неравновесные частицы (например, этан C 2 H 6 , ацетилен C 2 H 2 и этилен C 2 H 4 ) из метана и гидразина N 2 H 4 из аммиака, термодинамически стабильных форм углерода и азота в богатых H 2 атмосферах планет-гигантов. Кроме того, фотохимия NH 4 SH и соединений фосфора, вероятно, ответственна за цветные пояса и полосы на Юпитере.Первые современные модели фотохимии углеводородов и аммиака на Юпитере появились в конце 1960-х годов.

Многие газы, наблюдаемые в их атмосфере, представляют собой гидриды, например, CH 4 , NH 3 , H 2 O, H 2 S, PH 3 , GeH 4 и AsH 3 . Все эти газы (кроме H 2 O и H 2 S) фотохимически разрушаются ультрафиолетовым солнечным светом в стратосфере Юпитера и Сатурна. Аммиак удаляется путем образования ледяных облаков NH 3 и фотолиза над этими облаками в атмосферах Юпитера и Сатурна.Водяной пар и h3S конденсируются, образуя облака (жидкая вода, NH 4 SH), прежде чем они достигнут стратосферы, где они могут подвергаться фотолизу ультрафиолетовым солнечным светом. Как показано в таблице 2, NH 3 более распространен, чем H 2 S на Юпитере и конденсация NH 4 SH удаляет весь H 2 S, но не весь NH 3 из атмосферы Юпитера над NH . 4 SH облако. Пока азот и сера одинаково обогащены (или истощены) относительно солнечного состава, это, вероятно, также верно и для других планет-гигантов, потому что атомное отношение N / S равно 5.0 в материале солнечной композиции.

Гидридные газы важны в атмосферах всех четырех планет-гигантов, потому что H 2 является основным газом, и в их горячих глубоких атмосферах, где быстро протекают термохимические реакции, существует высокое атмосферное давление. Таким образом, любые газы или твердые вещества, образующиеся в результате фотохимии в верхних слоях атмосферы Юпитера и Сатурна, быстро превращаются обратно в гидриды в результате термохимических реакций глубоко внутри этих планет. Например, фотохимия CH 4 образует этан C 2 H 6 , содержание которого равно 5.8-7 частей на миллион по объему на Юпитере и Сатурне. На глубине ~ 1000 К внутри этих двух планет он вступает в реакцию с H 2 , чтобы преобразовать CH 4 через чистую реакцию C 2 H 6 + H 2 = 2CH 4 . Другие фотохимически полученные частицы (например, C 2 H 2 , C 2 H 4 , CH 3 C 2 H, C 4 H 2 , N 2 , элементарный As, Ge и P), которые транспортируются вниз в горячие области с высоким давлением атмосфер Юпитера и Сатурна, также вступают в реакцию с H 2 с образованием гидридов.

Присутствие гидридных газов важно по ряду других причин. Сероводород был впервые обнаружен и измерен в атмосфере Юпитера зондом Galileo Probe Mass Spectrometer (GPMS). Наблюдаемое отношение H 2 S / H 2 , составляющее ~ 7,8 × 10 -5 , примерно в 2,7 раза выше, чем отношение S / H 2 , составляющее ~ 2,9 × 10 -5 на основе содержания солнечных элементов. . (Отношение S / H 2 и отношения других элементов / H 2 , основанные на солнечном содержании, рассчитываются с использованием ½ содержания элемента H, что дает эквивалентное содержание H 2 в солнечном материале.Присутствие H 2 S в атмосфере Юпитера требует обеднения Fe за счет конденсации Fe в облаках при высоких температурах глубоко в атмосфере Юпитера. Если бы образование облаков Fe не происходило, H 2 S полностью отсутствовал бы в атмосфере Юпитера, потому что образование FeS (троилита) при ~ 700 K потребляло бы весь газ H 2 S (поскольку атомное соотношение Fe / S ~ 2 в материале солнечного состава) через

(1)

Следовательно, облака конденсации металла Fe формируются на большой глубине внутри Юпитера в соответствии с моделями термохимического равновесия.
Подобные модели термохимического равновесия предсказывают, что h3S является доминирующим серным газом в атмосферах Сатурна, Урана и Нептуна. Сероводород не наблюдается с помощью дистанционного зондирования на этих планетах, потому что образование облаков Nh5SH (в результате реакции h3S с Nh4) истощает h3S из наблюдаемых областей их атмосфер. Однако наблюдение h3S с помощью зонда входа Galileo показывает, что зонды входа в планеты должны быть способны обнаруживать h3S на Сатурне, Уране и Нептуне.

Присутствие Ch5 и Geh5 (герман), но не SiH 4 (силан) на Юпитере и Сатурне связано с конденсацией силикатов магния (MgSiO3, Mg2SiO4) глубоко в их атмосферах.Кремний гораздо более распространен, чем германий в составе солнечного материала (атомное отношение Si / Ge составляет ~ 8700), но он более тугоплавкий, чем Ge, и образует силикатные облака глубоко в атмосферах планет-гигантов посредством чистых термохимических реакций, таких как

(2)

и

(3)

Верхние пределы силана не наблюдаются ни на Юпитере, ни на Сатурне. примерно одна часть на миллиард по объему (отношение SiH 4 / H 2 <10 -9 ) на обеих планетах).Это в 68000 раз меньше, чем отношение Si / H 2 , составляющее 6,8 × 10 -5 , исходя из содержания солнечных элементов. Напротив, наблюдаемые отношения CH 4 / H 2 , составляющие 2,1 × 10 -3 на Юпитере и 5,3 × 10 -3 на Сатурне, в 4-11 раз выше, чем отношение C / H 2 . 4.9 × 10 -4 по содержанию солнечных элементов. Отношения GeH 4 / H 2 , составляющие 8,1 × 10 -10 (Юпитер) и 4,6 × 10 -10 (Сатурн), равны 0.От 1 до 0,06 раза больше отношения Ge / H 2 , равного 78 × 10 -10 , исходя из содержания солнечной энергии. Отношения Ge / H 2 в атмосферах Юпитера и Сатурна ниже, чем солнечное значение, потому что не весь Ge в их атмосферах присутствует в виде германа. Большая часть Ge конденсируется из атмосфер Юпитера и Сатурна в виде элементарных халькогенидов Ge и Ge при высоких температурах.

Помимо фотохимических газов, отношения гидрид / H 2 в атмосферах Юпитера и Сатурна дают элементарное обогащение (или истощение) по сравнению с солнечным составом.Как уже было замечено, в наблюдаемой атмосфере Юпитера углерод и сера обогащены, а германий обеднен по сравнению с солнечным составом. Углерод также обогащен на Сатурне (в ~ 11 раз больше солнечного), но H 2 S не наблюдается, как обсуждалось ранее. Азот в 4,9 раза больше солнечного (с погрешностью 46%) на Юпитере, но только в 1,2 раза больше солнечного на Сатурне, где конденсация NH 3 в ледяные облака NH 3 истощает аммиак в наблюдаемой области его атмосферы. Вода истощена и ее всего 0.В 6 раз больше солнечной на Юпитере. Это истощение наблюдается ниже уровня, на котором, по прогнозам, образуются водяные облака, и, вероятно, является истощением воды (и кислорода) во всей атмосфере и внутренних частях Юпитера. На Сатурне H 2 O удаляется из-за конденсации водяных облаков ниже наблюдаемой области тропосферы Сатурна. Небольшие количества H 2 O, наблюдаемые в стратосфере Сатурна, связаны с кислородом, поступающим в верхние слои атмосферы Сатурна из его ледяных колец, и не дают информации о содержании воды на планете.

Фосфор на Юпитере в 2,2 раза больше солнечного, а на Сатурне — в 9 раз. Мышьяк истощен на Юпитере (в ~ 0,6 раза больше солнечного) и обогащен на Сатурне (~ в 5,8 раза больше солнечного). Арсин является основным газом, несущим As на Юпитере и Сатурне, но конденсация элементарного мышьяка при 400 К истощает содержание AsH 3 в более прохладной, наблюдаемой области атмосферы Юпитера. Мышьяк и фосфор ведут себя одинаково в метеоритах и ​​в солнечной туманности, поэтому их факторы обогащения на Юпитере и Сатурне, вероятно, одинаковы.Это имеет место в пределах неопределенностей относительно коэффициентов обогащения As и P на Сатурне.

Эти данные по отношениям гидрид / H 2 показывают, что атмосферы Юпитера и Сатурна близки к солнечному составу и что Сатурн более богат тяжелыми элементами по сравнению с солнечным составом, чем Юпитер. Эту тенденцию продолжают, по крайней мере качественно, Уран и Нептун, где отношения CH 4 / H 2 примерно в 57 и 38 раз больше по сравнению с солнечным составом, соответственно.Учитывая их среднюю плотность, схожие размеры и погрешности в наблюдениях CH 4 , вполне вероятно, что Нептун более богат, чем Уран. За исключением фотохимически произведенных газов и изотопомеров (например, CH 3 D), на Уране или Нептуне не наблюдаются другие газообразные гидриды. Таким образом, тенденция обогащения тяжелых элементов на четырех планетах-гигантах зависит от наблюдений за метаном.

Скорости химических реакций и скорости вертикального перемешивания также объясняют распространенность CO, PH 3 , GeH 4 и AsH 3 в атмосферах Юпитера и Сатурна.Содержание этих газов значительно выше, чем предсказывается при химическом равновесии в холодных, наблюдаемых областях атмосфер Юпитера и Сатурна. Окись углерода и PH 3 являются наиболее яркими примерами, поскольку их наблюдаемые содержания примерно на 32–36 порядков величины превышают их значения химического равновесия. Причиной этого является быстрый вертикальный перенос CO и PH 3 из горячих областей с высоким давлением в атмосфере, где их больше из-за благоприятного химического равновесия.

Например, рассмотрим CO в атмосфере Юпитера. Окись углерода производится окислением метана через

(4)

Константа равновесия для реакции (4) с точки зрения парциальных давлений составляет

)

Если мы перепишем это, чтобы решить для отношения CO / Ch5 при равновесии, мы получим

(6)

Термодинамические данные показывают, что константа равновесия 9 (4) увеличивается с повышением температуры.Кроме того, адиабатический градиент (dP / dT) в конвективной нижней атмосфере Юпитера легко рассчитывается с использованием зависящей от температуры теплоемкости газовых смесей H 2 — He. Таким образом, отношение CO / CH 4 как функция температуры (и, следовательно, глубины и давления) может быть вычислено из наблюдаемых содержаний H 2 O и H 2 . Эти расчеты показывают, что наблюдаемое отношение CO / CH 4 ~ 8,8 · 10 -7 происходит примерно на уровне 1100 К в атмосфере Юпитера.

Химия и идеи образования планет газовых гигантов

То, что известно о составе и химии атмосферы газовых гигантов, также дает ключ к разгадке механизма образования. Несолнечные элементные составы показывают, что имело место химическое фракционирование между горной породой, льдом и газами (H 2 , благородные газы; подробнее о воде, Ar, Kr, Xe см. Ниже). Как только появились первые намеки на состав Юпитера и Сатурна, появились модели. Что касается образования планет, то в 1930 году Мензель считал, что планеты-гиганты образовались одновременно с Солнцем из тех же материалов.Различия в плотности между планетами могли возникнуть, когда легкие газы, особенно водород, были потеряны на планетах-гигантах на раннем этапе, когда планета была расширена за счет нагрева за счет высвобождения гравитационной энергии. Эти мысли о формировании и модификациях планетарного состава во время формирования и эволюции планет теперь вновь привлекают внимание в контексте других планет-гигантов, обнаруженных за пределами Солнечной системы. В настоящее время две конкурирующие модели показывают, как газовые планеты-гиганты могли образоваться из материалов аккреционного диска (см.г., Pollack et al. 1996, Босс 2001). Модель аккреции ядра постулирует, что такие планеты образуются после того, как накопилось достаточно твердого и ледяного материала, чтобы сформировать ядро ​​массой 5-10 масс Земли, которое может гравитационно захватить газ, богатый H и He, до того, как планетарный аккреционный диск рассеется. Это требует быстрого накопления твердых частиц, что может быть затруднено в течение расчетного срока службы солнечной туманности. Таким образом, количество захваченного H и He зависит от скорости накопления «ядра» и скорости захвата.Преимущество этой модели состоит в том, что она может объяснить более высокое содержание тяжелых элементов, чем ожидалось для солнечного состава, если захват H и He прекращается до того, как планета сможет получить весь газ в области накопления планеты.

Другая модель формирования постулирует, что планеты, подобные Юпитеру, образуются посредством гравитационной нестабильности в аккреционном диске, что больше похоже на механизм, сформированный Солнцем. Это позволяет быстро формировать планеты. Следствием этой модели является то, что планета будет состоять из элементов и соединений, присутствующих в аккреционном диске, без какого-либо разделения каменистых и ледяных отложений из H и He.Однако последующее фракционирование, такое как потеря легких газов, также может привести к общему составу, который богат тяжелыми элементами по сравнению с солнцем.

Уроки воды и химически «инертных» газов

Масс-спектрометр Galileo также обнаружил Ne, Ar, Kr и Xe в атмосфере Юпитера (таблица 2). Наблюдаемые отношения смеси благородный газ / H 2 составляют 0,1 (Ne), 2,9 (Ar), 2,4 (Kr) и 2,5 (Xe) раз относительно солнечного состава. Неон и Ge обеднены одинаково (0.1), но по разным причинам — считается, что Ne предпочтительно разделяется на гелий внутри Юпитера, в то время как большая часть Ge конденсируется из атмосферы Юпитера в виде элементарных халькогенидов Ge и Ge при высоких температурах. Напротив, Ar, Kr и Xe обогащены примерно так же, как S (в 2,7 раза) по сравнению с солнечным составом.

Относительно равномерное обогащение тяжелых благородных газов (Ar, Kr, Xe) на Юпитере требует, чтобы они не были фракционированы, что ограничивает возможные сценарии того, как эти газы были поглощены планетой.Одна из возможностей состоит в том, что они также были захвачены из солнечной туманности, когда были захвачены большие количества H 2 и He. Это, однако, требует последующего фракционирования H 2 из благородных газов, поскольку наблюдаемое отношение благородный газ / H 2 не является солнечным, то есть не тем отношением, которое преобладало в солнечной туманности. Такое фракционирование может происходить в результате последующей потери H 2 из атмосферы или переноса H 2 в жидкие и металлические слои H-He, расположенные более глубоко на планете (см. Обсуждение в Lodders 2004).

Еще один способ объяснить равномерное обогащение благородных газов — это их доставка в ледяных планетезимали. Тяжелые инертные газы, а также CO и N 2 могут быть захвачены в клатрат-гидратные «клеточные» соединения X · nH 2 O, где X — атом или молекула в клетке, а n с типичными значениями 5 -7 — это количество молекул воды, составляющих «клетку». Если клатратные гидраты образуются при достаточно низких температурах, количественное удаление благородных газов из газа солнечной туманности может быть достигнуто, но He и H 2 остаются позади.Если бы были захвачены ледяные планетезимали, несущие клатраты, планета, покрывающая такие льды, получит такое же количество нефракционированного благородного газа. Такая модель предлагается Gautier et al. (2001). Точно так же благородные газы могут попасть в аморфный лед, опять же при низких температурах (Owen et al. 1999). Проблема в том, что количественная клатрация благородных газов требует очень низких температур, которые могут быть достигнуты только на больших расстояниях от Солнца, чем нынешнее местоположение Юпитера. Образование кристаллических клатратных гидратов может быть менее вероятным, чем образование аморфного льда, но в любом случае и кристаллический, и / или аморфный лед должны количественно улавливать благородные газы, а затем перемещаться внутрь, чтобы накапливаться на планете.Это может привести к избирательному выделению легких благородных газов, поскольку лед нагревается по мере приближения к солнцу. Тогда планета больше не будет получать льды с нефракционированным содержанием благородных газов (различные аргументы см. В Lodders 2004, Guillot and Hueso 2006). С другой стороны, большая водность в районе Юпитера могла бы повысить эффективность клатрации (Gautier and Hersant, 2005). Еще одна модель предполагает включение благородных газов в клатраты или аморфные льды, при переносе внутрь и сублимации этих льдов благородные газы не фракционируются.Со временем, по мере развития аккреционного диска, обогащение благородными газами приведет к внутренней солнечной системе, поскольку происходит перераспределение льдов из самых удаленных областей (Guillot and Hueso 2006). Все эти модели делают конкретные прогнозы относительно содержания тяжелых благородных газов на Сатурне, Уране и Нептуне, но без датчиков входа в атмосферу, измеряющих эти содержания, все эти модели пока остаются возможными.

Еще одно препятствие от нарастания клатратных гидратов или аморфного льда состоит в том, что на планету доставляется большое количество воды.Ожидаемое содержание воды выше, чем отношение солнечного кислорода O / H 2 , даже если весь солнечный кислород присутствует в виде воды. Количество O в форме воды в газе солнечной композиции, доступном для образования клатратов, едва ли достаточно для создания «клеток» для благородных газов (см. Lodders 2004). Поскольку другие газы, такие как N 2 и CH 4 , а также гидрат аммиака, NH 3 H 2 O, конкурируют за воду, количество воды должно быть больше, чем дано солнечным значением.Обогащение водяного льда за счет улавливания холода за пределами Солнечной системы очень вероятно, поэтому подача воды для образования льда не обязательно является проблемой. Однако лед, переносящий благородные газы в атмосферу планеты, также приносит воду, поэтому следует наблюдать обогащение воды под облаками водяного льда, которые присутствуют в верхних слоях атмосферы Юпитера.

Однако имеющиеся наблюдения показывают, что отношение O / H 2 на Юпитере составляет 0,6, что явно ниже солнечного.Измерения зонда Galileo могут быть смещенными, поскольку зонд вошел в «горячую точку», которая представляет собой нехарактерно сухой карман в атмосфере, вызванный метеорологическими явлениями. Однако другие наблюдения также указывают на относительно сухую атмосферу. Если благородные газы попали в водяной лед и / или планета образовалась в результате срастания ядра массивного скалистого и ледяного ядра (см. Ниже), вода должна быть где-то на Юпитере. Как минимум, следует ожидать солнечного дополнения кислорода, даже если это все еще противоречит обогащению других скалистых и ледяных элементов по сравнению с солнечными.

Другой вариант состоит в том, что Юпитер никогда не получал большого количества воды, но вместо этого роль воды во время формирования планеты была заменена тугоплавкой органической «слизью», которая способствовала аккреции значительного скалисто-ледяного органического ядра, на которое накапливается солнечный газ. был схвачен (подробное описание см. в Lodders 2004). Решение о том, какой сценарий формирования является «правильным», может быть принято только путем будущих измерений глубинного содержания воды на Юпитере, предпочтительно путем появления зондов в более характерных атмосферных регионах, но также и на других планетах-гигантах.Это не только улучшило бы ограничения на модели образования газовых гигантов, но также наложило бы ограничения на вид и распределение планетарных строительных блоков в формирующейся солнечной системе.

Ссылки

Атрея, С.К., Махаффи, П.Р., Ниманн, Х. Б., Вонг, М. Х., Оуэн, Т. 2003, Состав и происхождение атмосферы Юпитера — обновление и значение для внесолнечных планет-гигантов Planet. Sp. Sci. 51 , 105-112

Босс, А.П. 2001, Образование протопланет газовых гигантов: модели дисковой нестабильности с термодинамикой и астрофизикой переноса излучения.J. 563 , 367-373

Фегли Б. и Лоддерс К. 1994, Химические модели глубоких атмосфер Юпитера и Сатурна. Икар 110 , 117-154

Фегли Б. 1999 Химическая и физическая обработка досолнечных материалов в солнечной туманности и ее значение для сохранения досолнечных материалов в кометах. Космические науки. Rev. 90 , 239-252

Gautier, D. Hersant, F., Mousis, O., Lunine, J.I. 2001, Обогащение летучими веществами в Юпитере: новая интерпретация измерений Галилея, ApJ., 550 , L227-

Guillot, T. Hueso, R., 2006, Состав Юпитера: признак (относительно) позднего образования в химически эволюционировавшем протосолнечном диске, Mont. Нет. R. Astron. Soc. 367 , L47-L51

Джеффрис, Г. 1923, Строение четырех внешних планет, Месяц. Нет. Рой. Astron. Soc. 83 , 350-354

Джефферис, Х. 1924, О внутреннем строении Юпитера и Сатурна, 84 , 534-538

Льюис, Дж. Принн, Р.Г., 1984 «Планеты и их атмосферы: происхождение и эволюция», Academic Press, Орландо, Флорида, 1984

Линдал, Дж. Ф., Лайонс, Дж. Р., Свитнам, Д. Н., Эшлеман, В. Р., Хинсон, Д. П. 1987, Атмосфера Урана — Результаты радиозатменных измерений с помощью Voyager 2J. Geophys. Res. 92 , 14987-15001

Lindal, G.F. 1992, Атмосфера Нептуна — анализ радиозатменных данных, полученных с помощью Voyager 2 Astron J 103 , 967-982

Lodders, K.В 2004 г. на Юпитере было больше смолы, чем льда. Astrophys. J. 611 (1), 587-597

Лоддерс, К. и Б. Фегли, Б. 1998, «The Planetary Scientist’s Companion», Oxford University Press, Нью-Йорк, Нью-Йорк.

Mahaffy, PR, Niemann, HB, Alpert, A., Atreya, SK, Demick, J., Donahue, TM, Harpold, DN, Owen, TC, 2000, Содержание благородных газов и соотношения изотопов в атмосфере Юпитера от масс-спектрометр с зондом Galileo. JGR Planets 105 , 15061-15072

Menzel, D.H. 1923, Передачи водяных клеток и планетные температуры, Astrophys. J. 58 , 65-74

Menzel, D.H.1930, Изобилие водорода и строение планет-гигантов, Publ. Astron, Soc. Pacific, 42 , 228-232

Owen, T. Mahaffy, P., Niemann, HB, Atreya, S., Donahue, T., Bar-Nun, A., dePater, I 2001, A low-temperature происхождение планетезималей, сформировавших Юпитер, Nature, 402 , 269-270

Pollack, JB, Hubickyj, O., Bodenheimer, P., Лиссауэр, Дж. Дж., Подолак, М., Гринцвейг, Ю., 1996, Формирование гигантских планет путем одновременной аккреции твердых тел и газа, Икар 124 , 62-85

Зайф, А., Кирк, Д. Б., Найт, TCD, Янг, Р.Э., Михалов, Д.Д., Янг, Л.А., Милос, Ф.С., Шуберт, Г., Бланшар, Р.К., Аткинсон, Д. 1998, Термическая структура атмосферы Юпитера вблизи границы 5-мкм горячей точки в северный экваториальный пояс, J. Geophys. Res., 103 , 22857-22890

Slipher, V.M. 1909, Спектры больших планет, Lowell Obs.Бык. 42 , 231-238

Wildt, R. 1932, Absorptionsspektren und Atmosphaeren der grossen Planeten, Nachr. Д. Акад. Wiss. Goettingen, Math. Phys. Kl. II, 87-96

Wong, M.H., Mahaffy, P.R., Atreya, S.K., Niemann, H.B., Owen, T.C. 2004 г., обновленные измерения масс-спектрометром зонда Galileo для углерода, кислорода, азота и серы на Юпитере, Икаре, 171 , 153-170

Атмосфера Сатурна — обзор

На жидких планетах различие между атмосферой и внутренним пространством не очевидно.Мы называем атмосферой ту часть планеты, которая может напрямую обмениваться радиацией с внешней средой. Это также та часть, которая доступна с помощью дистанционного зондирования. Важно отметить, что преемственность между атмосферой и внутренним пространством не гарантирует, что составы, измеренные в атмосфере, могут быть экстраполированы на глубокие недра, даже в полностью конвективной среде: такие процессы, как разделение фаз (например, Salpeter, 1973; Stevenson и Salpeter, 1977b; Fortney, Hubbard, 2003), фазовые переходы (e.g., Hubbard, 1989), могут происходить химические реакции (например, Fegley and Lodders, 1994) и разделять состав поверхности и внутренней части. Кроме того, несовершенное перемешивание также может происходить в зависимости от начальных условий (например, Stevenson, 1985).

Однако общепринято считать, что эти процессы ограничены определенными видами (например, гелием) или что они имеют относительно небольшое влияние на глобальные содержания, так что водородно-гелиевые оболочки можно считать относительно однородными с точки зрения глобальное изобилие тяжелых элементов.Мы сначала обсуждаем измерения, сделанные в атмосфере, прежде чем делать выводы о композициях интерьеров на основе моделей интерьера и эволюции.

10.13.2.4.1 Водород и гелий

Наиболее важные компоненты атмосфер наших планет-гигантов также являются одними из самых трудных для обнаружения: H 2 и He имеют нулевой диполярный момент и поэтому поглощают очень неэффективно видимые и инфракрасное излучение. Их инфракрасное поглощение становится важным только при высоких давлениях, когда поглощение, вызванное столкновениями, становится значительным (например,г., Борисов и др. , 1997). С другой стороны, линии, обусловленные электронными переходами, соответствуют очень большим высотам в атмосфере и несут мало информации о структуре более глубоких уровней. Единственным надежным результатом, касающимся содержания гелия на планете-гиганте, является измерение на месте зондом Галилео в атмосфере Юпитера (фон Зан и др. , 1998). Мольная доля гелия (т. Е. Число атомов гелия по отношению к общему числу частиц в данном объеме) составляет q He = 0.1359 ± 0,0027. Отношение массы гелия к смеси Y (то есть масса атомов гелия по отношению к общей массе) ограничивается его отношением к водороду, X : Y / ( X + Y ) = 0,238 ± 0,05. Это соотношение случайно обнаружено в атмосфере Солнца, но из-за осаждения гелия в радиационной зоне Солнца оно было больше в протосолнечной туманности: Y proto = 0,275 ± 0,01 и ( X + Y ) прото ≈ 0.98 (например, Bahcall и др. , 1995). Таким образом, в атмосфере Юпитера содержится меньше гелия, чем предполагалось при формировании планеты. Мы обсудим последствия этого измерения позже: отметим, что объяснение связано с осаждением гелия из-за фазового разделения в недрах массивных и холодных планет-гигантов.

Гелий также оказывается обедненным по сравнению с протосолнечной величиной в атмосфере Сатурна. Однако в этом случае анализ осложняется тем фактом, что радиозатмения «Вояджера», по-видимому, привели к неверной оценке.Текущее принятое значение теперь составляет Y = 0,18–0,25 (Conrath and Gautier, 2000), что согласуется со значениями, предсказанными внутренними и эволюционными моделями (Guillot, 1999b; Hubbard et al. , 1999). Наконец, Уран и Нептун, как было обнаружено, имеют отношение смешивания гелия, близкое к протосолнечному, но со значительной неопределенностью.

10.13.2.4.2 Тяжелые элементы

Обилие других элементов, помимо водорода и гелия (которые мы будем называть в дальнейшем «тяжелыми элементами»), несет важную информацию для понимания процессов, которые привели к образованию этих планет.

Самыми распространенными тяжелыми элементами в оболочках наших четырех планет-гигантов являются O, C, N, S. Можно смоделировать химию газов в тропосфере от верха конвективной зоны до уровня температуры 2000 К. (Фегли и Лоддерс, 1994). Модели заключают, что каким бы ни был исходный состав этих элементов планетезималей, которые коллапсировали с водородом на ядра Юпитера и Сатурна во время последней фазы формирования планет, C в верхних тропосферах планет-гигантов находится в основном в форме газообразного CH 4 , N в форме NH 3 , S в форме H 2 S и O в форме H 2 O.Все эти газы, кроме метана на Юпитере и Сатурне, конденсируются в верхней тропосфере, но испаряются на более глубоких уровнях при повышении температуры. Интересно, что не ожидается конденсации благородных газов даже при низких температурах тропопаузы Урана и Нептуна.

Масс-спектрометр на борту атмосферного зонда Galileo выполнил измерений на месте Ar, ​​Kr, Xe, CH 4 , NH 3 , H 2 S и H 2 O в тропосфере Юпитер.C, N и S оказались сверхсолнечными в 3–4 раза (Wong et al. , 2004), что не было неожиданностью, поскольку конденсация газов туманности приводит к обогащению ледяных зерен и планетезималей. Неожиданность исходила от Ar, Kr, Xe, которые, как предполагалось, должны быть солнечными, потому что они трудно конденсируются, но оказались сверхсолнечными в 2–4 раза (Owen et al. , 1999; Wong et al. ). , 2004). Одним из исключений среди этих обогащенных видов был неон, который, как было установлено, находится в значительной степени ниже солнечного, но предсказывалось, что это так из-за захвата падающими каплями гелия (Roulston and Stevenson, 1995).Другим исключением была вода, но на эту молекулу влияют метеорологические процессы, и было показано, что зонд упал в сухую область атмосферы Юпитера (, таблица 2, ).

Таблица 2. Основные газообразные компоненты тяжелых элементов, измеренные в тропосфере планет-гигантов

55

59 Комментарии

Виды Соотношение компонентов / H 2 Ссылки
Юпитер CH 4 (2.37 ± 0,37) × 10 −3 Wong et al. (2004) GPMS на Galileo a
NH 3 (6,64 ± 2,34) × 10 −3 Wong et al. (2004) idem
H 2 S (8,9 ± 2,1) × 10 −3 Wong et al. (2004) idem
H 2 O (4.9 ± 1,6) × 10 −4 Wong et al. (2004) idem ; область плохо перемешанная b
36 Ar (6,1 ± 1,2) × 10 −6 Atreya et al. (1999) idem
84 Kr (1,84 ± 0,37) × 10 −9 Atreya et al. (1999) idem
132 Xe (4.9 ± 1.0) × 10 −11 Atreya et al. (1999) idem
Saturn CH 4 (4,3 ± 1) × 10 −3 Flasar et al. (2005) CIRS на Cassini c
NH 3 (1 ± 1) × 10 −4 Briggs and Sackett (1989) Наземные микроволновые печи d
H 2 S (2.2 ± 0,3) × 10 −4 Бриггс и Сакетт (1989) idem
Уран CH 4 (3,3 ± 1,1) × 10 −2 G155 et al. (1995) Компиляция из наземных наблюдений
H 2 S (1 ± 1) × 10 −4 Briggs and Sackett (1989) Наземная микроволновая печь d
Нептун CH 4 (3.3 ± 1,1) × 10 −2 Gautier et al. (1995) На основе наземных наблюдений
H 2 S (7,5 ± 3,25) × 10 −4 de Pater et al. (1991) Наземная микроволновая печь e
H 2 O 7,7 × 10 (- 1) Lodders and Fegley (1994) По данным CO f

В частности, CH 4 / H 2 был обнаружен над солнечной на четырех планетах-гигантах: отношение C / H, соответствующее измеренному содержанию, всегда выше, чем отношение C / H на Солнце, и факт, кажется, увеличивается с расстоянием до Солнца.C / H в 3, 7,5, 45 и 45 раз больше солнечной для Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна соответственно. Обратите внимание, что указанные обогащения могут измениться при пересмотре таблиц солнечного содержания, что случается на удивление часто.

За исключением Юпитера, определение содержания NH 3 более неопределенное, чем определение содержания CH 4 , поскольку оно зависит от модели. Он получен из подгонки микроволновых спектров планет-гигантов, которые демонстрируют непрозрачность континуума, более сложную для моделирования, чем спектральные линии поглощения.Тем не менее, обогащение N / H кажется пока довольно постоянным от одной планеты к другой, примерно в два раза, так что C / N выше на Сатурне, чем на Юпитере, и еще выше на Уране и Нептуне.

H 2 S было измерено in situ на Юпитере, но на трех других планетах-гигантах его большая распространенность обусловлена ​​требованием истощить NH 3 на более глубоких уровнях, чем уровень насыщения. Этот сценарий был предложен давно Gulkis et al. (1978). Это означает, что S / H существенно над солнечной на Уране и Нептуне.

H 2 O трудно измерить на всех четырех планетах-гигантах из-за его относительно глубокой конденсации. Была надежда, что зонд Galileo обеспечит измерение его глубокой распространенности, но зонд попал в одну из 5-микронных горячих точек Юпитера, которая, как сейчас считается, является сухой областью, в основном управляемой нисходящими движениями (например, Showman and Ingersoll, 1998). В результате, и хотя зонд обеспечил измерения до 22 бар, что значительно ниже канонического основания облака воды в 5 бар, считается, что это измерение обилия воды, равного доле солнечного значения, является только нижним пределом.

Уран / Нептун

Уран / Нептун

Уран :

Уран — седьмая планета от Солнца. Он занимает третье место по величине
планетарный радиус и четвертая по величине планетная масса в Солнечной системе.
Уран похож по составу на Нептун, и оба имеют разную массу.
химический состав от более крупных газовых гигантов Юпитера и Сатурна.
По этой причине ученые часто классифицируют Уран и Нептун как «ледяные».
гиганты », чтобы отличить их от газовых гигантов.Атмосфера Урана
похож на Юпитера и Сатурна в своем первичном составе водорода
и гелий, но он содержит больше «льдов», таких как вода, аммиак и
метан вместе со следами других углеводородов. Это самый холодный
планетарная атмосфера в Солнечной системе с минимальной температурой 49 ° С.
K (224 C; 371 F) и имеет сложную слоистую облачную структуру с водой
думали, что составляют самые низкие облака, а метан — самый верхний слой
облака. Внутреннее пространство Урана в основном состоит из льда и камней.

Уран — единственная планета, название которой происходит от цифры из греческого языка.
мифология, от латинизированной версии греческого бога неба Урана.
Как и другие планеты-гиганты, Уран имеет кольцевую систему, магнитосферу,
и многочисленные луны. Уранская система имеет уникальную конфигурацию среди
планет, потому что их ось вращения наклонена вбок,
почти в плоскости его солнечной орбиты. Его северный и южный полюса,
поэтому лежите там, где у большинства других планет есть свои экваторы.В 1986 г.
изображения с «Вояджера-2» показали Уран как почти невыразительную планету в
видимый свет, без облачных полос или штормов, связанных с другими
планеты-гиганты. Наблюдения с Земли показали сезонные изменения и
усиление погодной активности по мере приближения Урана к точке равноденствия в 2007 году. Ветер
скорость может достигать 250 метров в секунду (900 км / ч; 560 миль / ч).

Уран обращается вокруг Солнца раз в 84 года. Его среднее расстояние от
Солнце примерно 20 а.е. (3 миллиарда км; 2 миллиарда миль). Разница между
его минимальное и максимальное расстояние от Солнца — 1.8 AU, больше, чем это
любой другой планеты, хотя и не такой большой, как карликовая планета Плутон.
Интенсивность солнечного света обратно пропорциональна квадрату расстояния, и
так на Уране (примерно в 20 раз дальше от Солнца по сравнению с
Земля) это примерно 1/400 интенсивности света на Земле.
период внутреннего Урана — 17 часов 14 минут. Как и на всех
планеты-гиганты, ее верхние слои атмосферы испытывают сильные ветры в
направление вращения. На некоторых широтах, например около 60 градусов южной широты,
видимые элементы атмосферы движутся намного быстрее, совершая полный оборот
всего за 14 часов.

Уран отличается тем, что он
наклонена на бок с осью вращения, которая
наклонен к орбите на 98 градусов.

Его необычное положение считается результатом столкновения с
тело размером с планету в начале истории Солнечной системы (также обратите внимание
луны свидетельствуют о насильственных событиях в прошлом).

Обратите внимание, что этот необычный осевой наклон приводит к своеобразному сезонному и
суточное движение, если смотреть с « поверхности ». Например, во время
летом в северном полушарии наблюдатель увидит Солнце
делать круги в небе каждые 17 часов.Когда лето убывает, Солнце
постепенно двинется на юг. В конце концов, Солнце взойдет и зайдет
до осеннего равноденствия равного дня и ночи через 21 год после
летнее солнцестояние. Тогда ночи станут длиннее, пока однажды
Солнце не взойдет, и начнется долгая 21-летняя ночь.


Атмосфера Урана :

Поскольку Уран находится на расстоянии более 19 а.е. от Солнца, он получает в 360 раз меньше
свет и тепло от Солнца, чем от Земли. В результате его атмосфера
очень холодный, с температурой около -214C при давлении 1 бар
уровень (эквивалент среднего атмосферного давления на уровне моря на Земле).

Атмосфера Урана состоит из 83% водорода, 15% гелия, 2%
метан и небольшие количества ацетилена и других углеводородов.
Метан в верхних слоях атмосферы поглощает красный свет, давая Урану его
сине-зеленый цвет. Во внутренних мирах Юпитера (Юпитер и Сатурн),
гидросульфид аммония доминирует при окраске атмосферы с
его красные и желтые. Но когда температура опускается ниже 70 К,
газообразный аммиак замерзает в кристаллах льда и выпадает из
Атмосфера. Метан становится все более доминирующим, и, будучи голубым газом,
внешние миры Юпитера (Уран и Нептун) переходят от сине-зеленого к глубокому
синяя окраска.Также обратите внимание, что метан, CH 4 , является
парниковый газ.

Другие второстепенные компоненты включают сероводород (H 2 S), дейтерированный
водород (HD), этан (C 2 H 6 ) и ацетилен (C 2 H 2 ). Последние два созданы
с помощью фотохимии действие солнечного света на газообразный метан. Несмотря на их
дефицит, эти второстепенные ингредиенты оказывают незначительное влияние на их
окружение: они конденсируются, образуя дымку высокого уровня, которая поглощает и
отражают солнечный свет, повышая температуру верхних слоев атмосферы, в то время как
понижение температуры более глубокой атмосферы.

Атмосфера Урана состоит из облаков, бегущих с постоянной скоростью.
широты, аналогичные ориентации более ярких широтных полос
видны на Юпитере и Сатурне, хотя эти облака видны только в
инфракрасный. Ветры в средних широтах на Уране движутся в направлении
вращение планеты. Эти ветры дуют со скоростью от 90 до 360 миль.
в час.

Урану не хватает внутреннего источника энергии, такого как Юпитер и Сатурн, и
таким образом, его атмосферная энергетическая система намного менее активна, что приводит к меньшему количеству
особенности (я.е. бури, водовороты и т. д.). Образцы облаков видны только на
теплее, ниже уровни ниже атмосферной дымки. В дополнение
наклонная ось Урана вызывает неравномерное нагревание в двух полушариях.
которые создают долгосрочные потоки с севера на юг через широтные зоны. В
сочетание этих эффектов означает, что атмосферные особенности
размыт, как Сатурн.


Внутренняя структура Урана :

Масса Урана примерно в 14,5 раз больше массы Земли, что делает его наименьшим
массив планет-гигантов.Его диаметр немного больше чем
Нептун примерно в четыре раза больше Земли. Итоговая плотность 1,27
г / см3 делает Уран второй наименее плотной планетой после Сатурна. Это значение
указывает на то, что он сделан в основном из различных льдов, таких как вода,
аммиак и метан. Общая масса льда внутри Урана не равна
точно известно, потому что в зависимости от модели появляются разные цифры
выбранный; она должна быть между 9,3 и 13,5 масс Земли. Водород и гелий
составляют лишь небольшую часть от общего числа, от 0.5 и 1.5 Земля
массы. Остальная часть неледяной массы (от 0,5 до 3,7 массы Земли) составляет
приходится на каменистый материал.

Стандартная модель строения Урана состоит из трех
слои: скалистое (силикат / железо-никель) ядро ​​в центре, ледяная мантия в
средняя и внешняя газовая оболочка водород / гелий. Ядро
относительно небольшой, с массой всего 0,55 массы Земли и радиусом меньше
чем 20% Урана; мантия составляет его основную часть, около 13,4 земных
масс, а верхние слои атмосферы относительно несущественны,
около 0.5 масс Земли и простирается на последние 20% радиуса Урана.
Плотность ядра Урана составляет около 9 г / см3, с давлением в центре 8
миллионов бар (800 ГПа) и температуре около 5000 К. Ледяная мантия
на самом деле состоит не из льда в обычном понимании, а из горячего и
плотная жидкость, состоящая из воды, аммиака и других летучих веществ. Эта жидкость,
который имеет высокую электропроводность, иногда называют
водно-аммиачный океан.

Экстремальное давление и температура глубоко внутри Урана могут разрушить
молекулы метана, при этом атомы углерода конденсируются в кристаллы
алмаз, проливающийся сквозь мантию, как град.Эксперименты с очень высоким давлением в Национальном университете Лоуренса Ливермора
Лаборатория предполагает, что основание мантии может состоять из океана
жидкий алмаз, с плавающими твердыми алмазами-бергами.

Основные составы Урана и Нептуна отличаются от таковых у Урана и Нептуна.
Юпитер и Сатурн с преобладанием льда над газами, что оправдывает их
отдельная классификация как ледяные гиганты. Может быть слой ионной воды
где молекулы воды распадаются на суп из водорода и кислорода
ионов, и глубже суперионной воды, в которой кислород кристаллизуется, но
ионы водорода свободно перемещаются внутри кислородной решетки.

Хотя рассмотренная выше модель достаточно стандартна, она не
уникальный; другие модели также удовлетворяют наблюдениям. Например, если
во льду смешано значительное количество водорода и каменистого материала.
мантии, общая масса льдов внутри будет меньше, и,
соответственно, общая масса горных пород и водорода будет больше.
Имеющиеся в настоящее время данные не позволяют сделать научное определение, которое
модель правильная. Жидкая внутренняя структура Урана означает, что он имеет
нет твердой поверхности.Газовая атмосфера постепенно переходит в
внутренние жидкие слои. Для удобства вращающийся сплющенный
сфероид установлен в точке, в которой атмосферное давление равно 1 бар (100
кПа) условно обозначается как «поверхность». Имеет экваториальную и
полярные радиусы 25 559 км (15 881,6 миль) и 24 973 км (15 518 миль)
mi) соответственно.

Внутреннее тепло Урана заметно ниже, чем у другого гиганта.
планеты; с точки зрения астрономии, он имеет низкий тепловой поток. Почему Урана
внутренняя температура настолько низкая, что до сих пор не понятно.Нептун, который
Близнец Урана по размеру и составу излучает в 2,61 раза больше
энергия в космос, как она получает от Солнца, но Уран почти не излучает
никакого излишка тепла вообще. Полная мощность, излучаемая Ураном в далеком
инфракрасная (т.е. тепловая) часть спектра в 1.060 раз больше солнечной
энергия, поглощенная его атмосферой. Тепловой поток Урана составляет всего 0,042
Вт / м2, что ниже внутреннего теплового потока Земли около 0,075
Вт / м2. Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К (224.2
C; 371,5 F), что делает Уран самой холодной планетой в Солнечной системе.

Одна из гипотез этого несоответствия предполагает, что когда Уран был
ударил сверхмассивным ударником, из-за которого он выбросил большую часть своего
изначальное тепло, осталась истощенная внутренняя температура. Другой
гипотеза состоит в том, что в верхних слоях Урана существует некая форма барьера.
это предотвращает попадание тепла сердечника на поверхность. Например,
конвекция может иметь место в совокупности слоев, различающихся по составу,
которые могут препятствовать восходящему переносу тепла; возможно двойной
диффузная конвекция является ограничивающим фактором.


Нептун :

Нептун — восьмая и самая дальняя из известных планет от Солнца в Солнечной системе.
Система. В Солнечной системе это четвертая по диаметру планета,
третья по величине планета и самая плотная планета-гигант. Нептуну 17 лет
раз больше массы Земли и немного массивнее своего близнеца
Уран, который в 15 раз больше массы Земли и немного больше, чем
Нептун. Он имеет экваториальный радиус 24900 километров (около 1,4 земных
радиусы).Если бы Нептун был полым, он мог бы содержать почти 60 Земель. Она имеет
средняя плотность 1,7 г / куб. Нептун обращается вокруг Солнца раз в 164,8 года
на среднем расстоянии 30,1 астрономических единиц. Он назван в честь
Римский бог моря и астрономический символ, стилизованный вариант
трезубца бога Нептуна.

Состав Нептуна можно сравнить и противопоставить Солнечному
Другие планеты-гиганты системы. Как Юпитер и Сатурн, атмосфера Нептуна
состоит в основном из водорода и гелия, а также со следами
углеводородов и, возможно, азота, но он содержит более высокую долю
«льды», такие как вода, аммиак и метан.Однако его интерьер, как и
тот из Урана, в основном состоит из льда и камня, поэтому
Уран и Нептун обычно считаются «ледяными гигантами», чтобы подчеркнуть это.
различие. Следы метана в самых удаленных регионах частично объясняются
за голубой вид планеты.

В отличие от туманной, относительно безликой атмосферы Урана,
Атмосфера Нептуна имеет активные и видимые погодные условия. Например,
во время пролета «Вояджера-2» в 1989 г. южная часть планеты
полушарие имело Большое темное пятно, сравнимое с Большим красным пятном на
Юпитер.Эти погодные условия обусловлены сильнейшими продолжительными ветрами.
любой планеты Солнечной системы с зарегистрированной скоростью ветра до
2100 километров в час (580 м / с; 1300 миль в час). Из-за большого
удалении от Солнца внешняя атмосфера Нептуна — одна из самых холодных
мест в Солнечной системе с температурами на вершинах облаков, приближающимися к
55 К (218 С). Температура в центре планеты составляет примерно 5400 К.
(5100 ° С). Нептун имеет слабую и фрагментированную кольцевую систему (обозначена
«дуги»), который был впервые обнаружен в 1960-х годах и подтвержден «Вояджером».
2.

У Нептуна восемь спутников, шесть из которых были обнаружены «Вояджером». День на Нептуне — 16 часов 6,7.
минут. Нептун был открыт 23 сентября 1846 года Иоганном.
Готфрид Галле из Берлинской обсерватории и Луи д’Аррест
студент-астроном, благодаря математическим предсказаниям, сделанным Урбеном
Жан Жозеф Леверье.


Атмосфера Нептуна :

На больших высотах атмосфера Нептуна состоит на 80% из водорода и на 19% из гелия.
Также присутствует следовое количество метана.Выраженные полосы поглощения
метан существует на длинах волн выше 600 нм, в красной и инфракрасной областях
спектра. Как и в случае с Ураном, это поглощение красного света
атмосферный метан — часть того, что придает Нептуну синий оттенок,
хотя яркая лазурь Нептуна отличается от более мягкого голубого Урана. Потому что
Содержание метана в атмосфере Нептуна такое же, как и у Урана, некоторые
неизвестная составляющая атмосферы, как полагают, способствует развитию Нептуна.
цвет.

В отличие от Урана с его отсутствием атмосферных особенностей, Нептун — это
динамичная планета с несколькими большими темными пятнами, напоминающими
Ураганные бури на Юпитере.Самое большое место, известное как
Большое темное пятно размером примерно с
Земли и похож на Большое Красное Пятно на Юпитере.

Другие темные пятна имеют в своих центрах циклоноподобную структуру.

Так же, как штормы на Юпитере, темные пятна на Нептуне « падают » по зонам, поглощающим
меньшие бури, чтобы привести себя в действие. Самое удивительное в этих
Бури в том, что, в отличие от Юпитера, они недолговечны. Недавние изображения HST не показывают Великую тьму
Определять.

Длинные яркие облака, похожие на перистые облака на Земле, были замечены высоко в
Атмосфера Нептуна. В низких северных широтах «Вояджер» сделал снимки.
полос облаков, отбрасывающих свои тени на облачные палубы внизу.

На Нептуне были измерены самые сильные ветры на любой планете. Большинство из
здесь дуют западные ветры, противоположные вращению планеты. Около
Большое темное пятно, ветер дует до 1200 миль в час.

Нептун, фильм

Нептун излучает в 2,7 раза больше энергии, чем получает от Солнца.Этот
доступ к энергии питает атмосферу, чтобы вызвать штормы, которые не
видели на своей планете-близнеце Уране. Источник внутренней энергии не может быть
исключительно из-за остатков энергии от образования (например, Юпитера), так как Нептун
меньше по размеру и давно бы излучал энергию. И это не так
из-за необычного химического изменения, такого как гелиевый дождь для Сатурна.
Скорее, похоже, что Нептун более эффективен в улавливании остатков
тепло пласта из-за большого количества метана в
Атмосфера Нептуна, а метан — отличный изолятор тепла (т.е.
Парниковый эффект). Нептун имеет парниковый эффект отрицательного типа
это улавливает тепло пласта, которое должно было быть излучено в миллиарды
лет назад, как Уран.


Уран / Нептун интерьер :

Внутренности Урана и Нептуна практически идентичны из-за
На самом деле они похожи по массе и размеру. Как есть
скалистые ядра, такие как Юпитер и Сатурн. Но тут сходство
заканчивается. Давления никогда не бывает достаточно, чтобы преобразовать молекулярный водород.
металлическому водороду в недрах Урана и Нептуна.Вместо этого
большая мантия из ледяной воды и аммиака образует примерно 20000 км ниже
поверхность.


Магнитное поле Урана / Нептуна :

Магнитные поля как для Урана, так и для Нептуна необычны и не являются
хорошо понимается в настоящее время. Как показано на схеме ниже, магнитный
поля трех сильнейших миров: Юпитера, Сатурна и Земли.
все примерно совмещено с осью вращения планет. В
генерация этих магнитных полей происходит в жидкой мантии вокруг твердого тела.
ядра (жидкая порода для Земли, металлический водород для Юпитера и
Сатурн).

С другой стороны, Уран и Нептун радикально отличаются друг от друга.
магнитные поля. Мало того, что они не выровнены с вращающимся
оси планеты, но они не расположены в центре
планеты тоже. Магнитные поля, вероятно, создаются
локальные события в ледяной мантии обеих планет и могут быть
нестабильный .

Лучшая теория происхождения этих магнитных полей включает в себя
высокая концентрация аммиака, NH 3 в недрах планеты.Аммиак, в
раствор, обладает высокой электропроводностью. Это связано с большим количеством
свободных ионов (атомам недостает электронов, поэтому они имеют положительный
обвинять). Эти свободные ионы могут образовывать проводящий ионный слой в
мантии, которая затем создала бы магнитное поле с Ураном и
Высокая скорость вращения Нептуна.


Из чего состоит Сатурн?

Кольца вокруг Сатурна на протяжении сотен лет захватывали воображение людей.Естественным ответвлением этого наблюдения было желание узнать, из чего состоит Сатурн. Используя различные методы тестирования, ученые полагают, что Сатурн состоит из 96% водорода, 3% гелия и 1% различных микроэлементов, включая метан, аммиак, этан и дейтерид водорода. Некоторые из этих газов можно найти в газе, жидкости и расплавленном состоянии, когда вы спускаетесь на планету.

Состояние газов меняется в зависимости от давления и температуры. В верхней части облаков вы встретите кристаллы аммиака, но внизу облаков вы встретите гидросульфид аммония и / или воду.Под облаками повышается атмосферное давление, вызывая повышение температуры, поэтому водород переходит в жидкое состояние. Давление и температура продолжают расти по мере того, как вы приближаетесь к ядру, в результате чего водород становится металлическим. Считается, что Сатурн, как и Юпитер, имеет рыхлое ядро, состоящее из относительно небольших пород и некоторых металлов.

Трудно представить, что Сатурн состоит из чего-то большего, чем газ, из-за его низкой плотности. Сатурн имеет плотность 0,687 г / см 3 .Земля же имеет плотность 5,513 г / см 3 . Это означает, что планета, масса которой в 95 раз превышает массу Земли, имеет лишь 12% своей плотности. Плотность Сатурна настолько мала, что он может плавать по воде легче, чем большинство лодок.

Современные космические наблюдения привели ко многим открытиям о составе Сатурна. Миссии начались с пролета космического корабля «Пионер-11» в 1979 году. Эта миссия обнаружила кольцо F. В следующем году «Вояджер-1» отправился в полет, отправив данные о нескольких спутниках Сатурна с обратной стороны.Это также доказало, что атмосфера на Луне Титан была непроницаема для видимого света. В 1981 году «Вояджер-2» посетил Сатурн и обнаружил изменения в атмосфере и кольцах, а также подтвердил наличие разрывов Максвелла и Киллера, которые впервые были замечены «Вояджером 1».

После «Вояджера-2» космический корабль Кассини-Гюйгенс выполнил маневр по выводу на орбиту Сатурна, чтобы выйти на орбиту вокруг планеты в 2004 году. Корабль некоторое время изучал систему, прежде чем выйти на орбиту.Открытий, сделанных этим аппаратом, много, и лучше всего они описаны на странице миссии НАСА.

Сатурн захватил воображение бесчисленных поколений. Знание ответа на вопрос «из чего состоит Сатурн» — отличное начало. Надеюсь, вы сразу погрузитесь в мир и станете экспертом по Сатурну.

Вот статья о том, из чего состоят кольца Сатурна, и информация о радиационных поясах планеты.

Вот обзор миссии НАСА «Кассини» на Сатурн и истории Сатурна.

Мы записали два эпизода Astronomy Cast как раз около Сатурна.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *