Приглашаем посетить сайт
ПЛАНЕТЫ И СПУТНИКИ.
9 большихпланет Солнечной системы подразделяются на планеты земной группы ( Меркурий, <Венера, Земля, Марс )и планеты-гиганты, или планеты группы Юпитера( Юпитер, <Сатурн, Уран, Нептун), планета Плутон по своим размерам и свойствамзначительно ближе к спутникам планет-гигантов.
Осн. характеристики планет, включая параметрыорбитального и вращат. движений, приведены в табл. 1. Гл. различие междудвумя группами планет состоит в их размерах, массе и, следовательно, ср. <плотности, что обусловлено разными соотношениями слагающих планеты трёхосн. компонент: газов (в первую очередь самых летучих - водорода и гелия, <обладающих к тому же очень низкими темп-рами конденсации), льдов (в основномводы, аммиака, метана) и горных ("скальных") пород (железа, силикатов, <оксидов магния, алюминия, кальция и др. металлов). Их часто называют соответственнолёгкой, ледяной и тяжёлой компонентами.
В то время как планеты земной группы представляютсобой твёрдые тела, практически целиком образованные тяжёлой компонентой, <планеты-гиганты являются газожидкими (содержание тяжёлой компоненты, сосредоточеннойв их ядрах, не превышает по массе неск. процентов). Юпитер в основном содержитводород и гелий (отношение Не/Н близко к солнечному, т. е. 0,2 по массе),а у Сатурна и особенно у Урана и Нептуна сильно возрастает вклад ледянойкомпоненты, достигающей, вероятно, у последних 85 - 90%. Твёрдой поверхностини одна из планет группы Юпитера не имеет.
Табл. 1. - Основные характеристики планет
Планета | Ср. гелиоцентрич. <расстояние (большая полуось орбиты), а. е. | Наклонение плоскости орбиты к эклиптике, град | Сидерический(орбитальный) период обращения (в земных годах) | Период вращения(в земных сутках d или часах h) | Эквато-риаль-ныйрадиус, км | |
Меркурий | 0,387 | 0,206 | 7,0 | 0,24 | 58,6d | 2439 |
Венера . | 0,723 | 0,007 | 3,4 | 0,62 | 243d | 6051,5 |
Земля . | 1,000 (1,5 х108 км) | 0,017 | 0 | 1,000 (365,256сут) | 23 9n (23h 56m 4,1 з) | 6378 |
Марс . . | 1,524 | 0,093 | 1,8 | 1,88 | 24,6h | 3394 |
Юпитер | 5,203 | 0,048 | 1,3 | 11,86 | 9,9h | 71398* |
Сатурн . | 9,539 | 0,056 | 2,5 | 29,46 | 10,2h | 60246* |
Уран. . . | 19, 182 | 0,047 | 0,8 | 84,07 | 17,24h+-4 | 25559 |
Нептун | 30,058 | 0,009 | 1,8 | 164,8 | 16,02h | 24764 |
Плутон | 39,439 | 0,247 | 17, 1 | 248,6 | 6,4h | 1150 |
Продолжение |
Планета | Объём (объём Земли= = 1) | Масса (масса Земли== 1) | Плотность, г/см 3 | ||||||
Меркурий | 0,05 | 0,06 | 5,44 | <30 | Прямое | нет | 0,0035 | 0,09 | 435 |
Венера . | 0,90 | 0,82 | 5,24 | 177 | Обратное | нет | - | 0,75 | 228 |
Земля . | 1,0 (1,083 х 1012 км 3) | 1 .0 (5,976 хl 024 кг) | 5,52 | 23,5 | Прямое | 1 | 0,31 | 0,36 | 255 |
Марс . . | 0,15 | 0,11 | 3,95 | 25,2 | Прямое | 2 | 0,0006 | 0,24 | 216 |
Юпитер | 1318 | 318 | 1,33 | 3,1 | Прямое | 16 | 4,28 | 0,34 | 124 |
Сатурн... | 755 | 95,1 | 0,69 | 26,4 | Прямое | 17 | 0,21 | 0,34 | 95 |
Уран . . | 63 | 14,5 | 1,29 | 98 | Обратное | 15 | 0,25 | 0,34 | 58 |
Нептун | 58 | 17,2 | 1,64 | 29 | Прямое | 8 | 0,13 | 0,31 | 59 |
Плутон | 0,006 | 0,002 | 2,03 | ? | Прямое | 1 | 0,50 | 37 |
* Значение, соответствующее уровню с давлениемв атмосфере 1 бар.
Как следует из табл. 1, существенно различаютсятакже характеристики поступательно-вращат. движений планет. Эти движенияявляются возмущёнными; возмущения, возникающие вследствие взаимного притяженияпланет, приводят к отклонениям их орбит от кеплерова эллипса (см. Кеплеразаконы). Свойства орбит определяются на основе аналитич. и численныхрешений ур-ний движения и теорем классич. небесной механики; дополнит. <возмущение орбиты вследствие релятивистских эффектов заметно обнаруживаетсялишь в смещении перигелия Меркурия (см. Тяготение).
Тепловой режим планеты характеризуетсяср. эффективной, или равновесной, темп-рой Т е. Она определяетсяиз условия баланса энергии, поступающей от Солнца и излучаемой планетойв окружающее пространство. Для этих целей используется указанное в табл.1 наряду с Т е значение интегрального сферич. альбедо (альбедоБонда) А. На расстоянии а ( вастр. единицах) планетыот Солнца
т. е.
Здесь Е с =1,37 х 106 эрг х см -2 с -1 - солнечная постоянная; R - радиуспланеты;= 5,67 х 10-6 эрг х см -2 х К -4 -с -1- Стефана - Больцмана постоянная; Т е - в Кельвинах.
Яркостная температура близка кравновесной. Исключение составляют Юпитер, Сатурн, Нептун, для к-рых яркостнаятема-pa заметно выше равновесной. Это обусловлено наличием в их недрахвнутр. источника тепла. Природу источника связывают с выделением гравитац. <энергии - либо за счёт продолжающегося сжатия (Юпитер), либо за счёт выпадениягелия из водородно-гелиевого раствора (Сатурн). Соответственно, <значения Т е для планет-гигантов, приведённые в табл.1, выше равновесных темп-р, определяемых соотношением (1).
Наличие даже сравнительно небольшой эллиптичностиорбиты вызывает заметные сезонные изменения на планетах за счёт большегопритока энергии от Солнца (инсоляции) в перигелии. Для Марса превышениесоставляет ок. 45%, а для Меркурия достигает 200%. Однако осн. роль в сезонныхизменениях и их длительности играет наклон оси вращения (особенно в случаесопоставимости периода вращения с периодом обращения вокруг Солнца). Периодвращения Марса вокруг оси почти равен земному, а у Венеры и Меркурия вращениеаномально медленное, причём у Венеры направление вращения обратное. Солнечныесутки на Венере и Меркурии составляют соответственно 116,75 и 175,97 земныхсуток. Помимо Венеры обратным вращением обладает также Уран, ось вращенияк-рого лежит почти в плоскости его орбиты.
Среди планет земной группы атмосферы имеютлишь Земля, Венера и Марс. Меркурий, как и Луна, практически лишён газовойоболочки. Давление атмосферы у поверхности Венеры примерно на два порядкабольше, а у поверхности Марса примерно на два порядка меньше, чем у поверхностиЗемли. Средняя темп-pa поверхности Марса составляет ок. - 60° С. Темп-paу поверхности Венеры приблизительно 5000 С (наличие плотной атмосферыприводит к значит, парниковому эффекту, а интенсивная циркуляцияатмосферы выравнивает темп-ру поверхности).
В атмосфере Земли преобладают азот и кислород, <в атмосферах Венеры и Марса - углекислый газ, относительное объёмное содержаниек-рого на обеих планетах св. 95%, а атмосферы планет-гигантов в основномводородно-гелиевые.
Осн. сведения о хим. составе, темп-ре, <давлении и плотности атмосфер планет, практически целиком основанные нарезультатах космич. экспериментов, приведены в табл. 2.
Из-за малости эксцентриситета и отклоненияоси вращения от нормали к плоскости орбиты на Венере смены сезонов практическине происходит. В то же время для Марса оба эффекта играют существ. роль, <приводя помимо ярко выраженного сезонного хода темп-ры к разл. длительностисезонов в северном и южном полушариях. К тому же наклонение оси вращенияМарса, возможно, испытывает долгопериодич. вариации, что должно приводитьк глубоким климатич. изменениям. На Уране сезонный ход, казалось бы, долженбыть наиб. сильно выражен; однако при малой инсоляции и своеобразии атм. <динамики он, по-видимому, существенно нивелирован.
Табл. 2. Некоторые физико-химическиехарактеристики планет
Планета | Меркурий | Венера | Земля | Марс | Юпитер | Сатурн | Уран | Нептун | Плутон |
Химический состав(объёмное содержание" %) | СО 2 95 N2 3 - 5 Аr 0,01 Н 2 О 0,01-0,1 СО 3 х10-3 НС1 4 х10-5 HF 10-6 О 2 2 х10-4 SO2 10-5 H2S 8 х 10-3 Кr 4х10-5 Хе10-6 - 10-5 | N278 02 21 Аr 0,93 Н 2 О 0,1 - 1 СО 2 0,03 CO 10-5 сн 4 10-4 Н 2 5 х 10-5 Ne2 х10-3 Не 10-4 Кr 10-4 Хе 10-6 | СО 295 О 2 2 - 3 Аr 1 - 2 Н 2 О 10-3 - 10-1 СО 4 х10-3 О 2 0,1 - 0,4 Ne<10-3 Kr<2 х10-3 Хе<5х10-3 | Н 287 Не 12,8 Н 2 О 1 х10-4 СН 4 7х10-2 NH3 2 х10-2 НС1 10-5 С 2 Н 4 4 х10-2 С 2 Н 2 8 х10-3 РН 3 4 х10-5 СО 2 х10-7 CH3D 2 х10-3 | Н 294 - 87 Не 6 **СН 4 2х10-1 **NH3 3х10-2 С 2 Н 6 5х10-4 С 2 Н 2 2 х10-6 РН 3 1х10-4 CH3D 2х10-3 | Н 284 - 87 Не 12 - 15 СН 40,3 С 2 Н 2 9х10-2 NH3 ? С 2 Н 6 3х10-6 | **Н 285 **Не 12 СН 4 1 - 4 С 2 Н 6 3х10-4 С 2 Н 2 (1-9) х 10-5 | СН 4 N2 ? | |
Средняя молекулярнаямасса | - | 43,2 | 28,97 | 43,5 | 2,26 | 2.12 | 2,3 | 2,2? | 16 ? |
Температура уповерхности (в средних широтах): Т макс, К Тмин, К |
500 110 |
735 |
310 240 |
270 200 |
135 |
105 |
51 |
50 |
~32 - |
Среднее давлениеу поверхности Р, атм | 2х- 10-14 | 90 | 1 | 6 х 10-3 | 0,5* | 0,5* | 0,1* | 0,1* | - |
Средняя плотностьу поверхности, г/см* | 10-17 | 61х10-3 | 1х27х10-3 | 1,2х10-3 | 3х 10-4* | 1,2х10-4* | 5,5х10-5* | ~5,5х10-5* | _ |
* На условном уровне в атмосфере планет, <к к-рому отнесены соответствующие значения темп-ры. **Предварительные данные.
Табл. 3. - Основные характеристики спутниковпланет
Планета и числоспутников (на 1990 г.) | Спутники | Средний радиус, <км* | Масса (в массахпланеты) | Плотность, г/см 3 | Альбедо | Радиус орбиты | Период обращения(земные сутки) | Экс-цен-триси-теторбиты | Наклонение к экваторупланеты, град | Дата открытия | Перпооткрыватель | ||
в радиусах планеты | в 103 км | ||||||||||||
Земля (1) | Луна | 1738 | 1 ,23х 10-2 | 3,33 | 0,07 | 60,27 | 384,4 | 27,322 | 0,055 | 5,09 | - | - | |
Марс (2) | Фобис Деймос | 13,5 7,5 | 1,82х10-82,14х10-9 | 2,1 2,1 | 0,06 0,07 | 2,76 6,92 | 9,4 23,5 | 0,319 1,262 | 0,015 0,001 | 1 ,02 1 ,82 | 1877 1877 | А. Холл А. Холл | |
Юпитер (16) | XVI Мe-тида | 20 | ~3х 10-11 | - | <0,10 | 1,81 | 129 | 0,300 | ~0,0 | ~0,0 | 1979 | Д. Джуитт, Дж. <Дани-элсон ("Вояджер-2") | |
X V Адрас-тея | 10 | ~10-11 | - | <0,10 | 1,80 | 128 | 0,295 | 0,0 | ~0,0 | 1979/80 | С. Синнотт ("Вояджер-2") | ||
V Амаль-тея | 100 | ~5 x 10-9 | - | 0,05 | 2,55 | 181 | 0,489 | 0,003 | 0,4 | 1892 | Э. Барнард | ||
XIV Теба (Фива) | 45 | ~3 x 10-10 | <0,10 | 3,11 | 221 | 0,675 | ~ 0,00 | ~0,0 | 1979/80 | С. Снннотт ("Вояджер-2") | |||
I Ио | 1815 | 4,70x 10-5 | 3,53 | 0,62 | 5,95 | 421 | 1 ,769 | 0,004 | 0,0 | 1610 | Г. Галилей | ||
II Европа | 1569 | 2,57x 10-5 | 3,03 | 0,68 | 9.47 | 670 | 3,551 | 0,000 | 0 , 5 | 1610 | Г. Галилей | ||
III Гани мед | 2631 | 7,84х10-5 | 1,93 | 0,44 | 15,1 | 1070 | 7,155 | 0,001 | 0,2 | 1610 | Г. Галилей | ||
IV Кал-листо | 2400 | 5,60 х 10-5 | 1 ,83 | 0, 19 | 26,6 | 1880 | 16,689 | 0,010 | 0,2 | 1610 | Г. Галилей | ||
XIII Леда | ~7 | ~10-12 | - | - | 156 | 11110 | 240 | 0,146 | 26,7 | 1974 | Ч. Коваль (Коуэл) | ||
VI Гпма-лия | ~90 | ~3x10-9 | - | 0,03 | 161 | 11470 | 250,6 | 0, 158 | 27,6 | 1904/05 | Ч. Пeррайн | ||
X Лиситея | ~20 | ~3x 10-11 | - | - | 1G4 | 11710 | 260 | 0,130 | 29,0 | 1938 | С. Николсон | ||
VII Элара | ~40 | ~3x 10-10 | - | 0.03 | 165 | 11740 | 260, 1 | 0,207 | 24,8 | 1904/05 | Ч. Перрайн | ||
XII Анан-ке | ~15 | ~4 x 10-12 | - | 291 | 20700 | - 617* * | 0,17 | 147 | 1951 | С. Николсон | |||
XI Карме | ~20 | ~10-11 | - | - | 314 | 22350 | -692** | 0,21 | 164 | 1938 | С. Николсон | ||
VIII Па сифе | ~20 | ~з x 10-11 | - | - | 327 | 23300 | -735** | 0,38 | 145 | 1908 | П. Меллот | ||
IX Синопе | ~20 | ~10-11 | - | - | 333 | 23700 | -758** | 0,28 | 153 | 1914 | С. Николсон | ||
Сатурн (18)(2) | X V Атлант | ~20 | - | - | 0,4 | 228 | 137,7 | 0,602 | 0,002 | 0,3 | 1980 | Террайл ("Вояджер-2") | |
XVI Прометей | 40 | - | - | 0,6 | 2,31 | 139,4 | 0,613 | 0,004 | 0,0 | 1980 | Коллинз и др.("Вояджер-2") | ||
XVII Пандора | 50 | - | - | 0,6 | 2,35 | 141,7 | 0,629 | 0,004 | 1,1 | 1980 | Коллинз и др,("Вояджер-2") | ||
X Янус | 95 | - | - | 0,4 | 2,51 | 151,4 | 0,695 | 0,009 | 0,3 | 1966/80 | О. Дольфюс ("Вояджер-2") | ||
XI Эпиме-тей | 60 | - | - | 0,4 | 2,52 | 151, 5 | 0,695 | 0,007 | 0,1 | 1966/80 | Фонтейн, Ларсон/Уо-кер("Вояджер-2") | ||
I Мимас | 197 | 6,50 х 10-8 | 1,4 | 0,7 | 3,08 | 185,5 | 0,942 | 0,020 | 1 ,5 | 1789 | У. Гершель | ||
II Энцелад | 251 | 1,48 х 10-7 | 1,2 | 1,0 | 3,95 | 238,0 | 1,370 | 0,004 | 0,0 | 1789 | У. Гершель | ||
III Тефия | 524 | 1,09 х 10-6 | 1,2 | 0,8 | 4,88 | 294,7 | 1 ,888 | 0,000 | 1 , 1 | 1684 | Дж. Кассини | ||
XIII Те лесто | ~13 | - | - | 0,6 | 4,88 | 294,7 | 1,888 | 1980 | Рейтсема, Смит, <Лар-сон, Фонтейн ("Вояджер-2") | ||||
XIV Калипсо | ~13 | - | - | 0,8 | 1980 | Д. Паску, П. Сейделмен, <Баум, Кюрье ("Вояджер-2") | |||||||
IV Диона | 560 | 2,04 х 10-6 | 1,4 | 0,5 | 6,26 | 377,4 | 2,737 | 0,002 | 0,0 | 1684 | Дж. Кассини | ||
XII Елена | 15 | - | - | - | 6,27 | 378,1 | 2,739 | 0,005 | 0,2 | 1980 | Ж. Лекашё, Лак | ||
V Рея | 765 | - | 1 ,3 | 0,6 | 8,74 | 527,1 | 4,518 | 0,001 | 0,4 | 1672 | Дж. Кассини | ||
VI Титан | 2575 | 2,46 х 10-4 | 1 ,9 | 0,2 | 20,25 | 1221,9 | 15,95 | 0,029 | 0,3 | 1655 | X. Гюйгенс | ||
VII Гипе-рион | 135 | - | - | 0,3 | 24,55 | 1481,0 | 21,28 | 0,104 | 0,4 | 1848 | Дж. Бонд/У. Ласселл | ||
VIII Япет | 718 | - | 1,2 | 0,50/ 0,05*** | 59,02 | 3560,8 | 79,33 | 0,028 | 14,7 | 1671 | Дж. Кассини | ||
IX Феба | 110 | - | - | 0,06 | 214,7 | 12954,0 | -550, 4** | 0,163 | 150 | 1898 | У. Пикеринг | ||
Уран (15) | (1986 U7)Корделия | ~20 | - | - | - | 1,92 | 49,8 | - | - | - | 1986 | "Вояджер-2" | |
(1986 U8)Офелия | ~25 | - | - | - | 2,07 | 53,8 | - | - | - | 1986 | - | ||
(1986 U9)Бианка | ~25 | - | - | - | 2, 30 | 59,2 | - | - | - | 1986 | - | ||
(1986 U3)Кресс и да | ~30 | - | - | - | 2,40 | 61,8 | - | - | - | 1986 | - " - | ||
(1986 U6)Дездемона | ~30 | - | - | - | 2,44 | 62,7 | - | - | - | 1986 | - | ||
(1986 U2)Джульетта | ~40 | - | - | - | 2,51 | 64,4 | - | - | - | 1980 | _"- | ||
(1986 U1)Порция | ~40 | - | - | - | 2,57 | 66,1 | - | - | - | 1986 | - | ||
(1986 U4)Розалинда | ~зо | - | - | - | 2,72 | 69,9 | 1986 | - " - |
Продолжение
Планета и числоспутников (на 1990 г.) | Спутники | Средний радиус, <км* | Масеа (в массахпланеты) | Плотность, г/см 3 | Альбедо | Радиус орбиты | Период обращения(земные сутки) | Эксцен триситеторбиты | Наклонение к экваторупланеты, град | Дата открытия | Первооткрыватель | ||
в радиусах планеты | в 103 км | ||||||||||||
(1986 U5)Белинда | ~30 | - | - | - | 2 ,92 | 75,3 | - | - | - | 1986 | - " - | ||
(1985 U1)VI Пэк | 85 | - | - | - | 3,35 | 86,0 | - | - | - | 1985 | - " - | ||
V Миранда | 243 | 1,0x 10-7 | 3 | - | 5,04 | 129,4 | 1,460 | 0 ,010 | 0,0 | 1948 | Дж. Койпер | ||
I Ариэль | 580 | 1,1x10-5 | 1,3 | 0,30 | 7,43 | 191,0 | 2,555 | 0,003 | 0,0 | 1851 | У. Ласселл | ||
II Умбриэль | 595 | 1,1x10-6 | 1 ,4 | 0,19 | 10,35 | 266,3 | 4,015 | 0,004 | 0,0 | 1851 | У. Ласселл | ||
III Титания | 805 | 3,2х 10-5 | 2,7 | 0,23 | 16,96 | 436,0 | 8,760 | 0,002 | 0,0 | 1787 | У. Гершель | ||
IV Оберон | 775 | 3,4х 10-5 | 2,6 | 0,18 | 22,70 | 583,5 | 13,51 | 0,001 | 0,0 | 1878 | У. Гершель | ||
Нептун (8)(1) | I Тритон | 1200 | 2,2х10-4 | 2,06 | - | 15,95 | 394,7 | - 5,840** | 0,000 | 2 , 79 | 1846 | У. Ласселл | |
II Нереида | ~120 | 5,0х10-8 | 2,0 | - | 250,99 | 6212 | 358,4 | 0,756 | 0,48 | 1949 | Дж. Койпер | ||
Плутон(1) | Харон | ~560 | 6 ,4x10-2 | ~0,2 | 0,4 | 16 | 18,5 | 6,4 | - | - | 1978 | Дж. Кристи |
* Для спутников неправильной формы указанаполовина максимального размера. ** Обратное движение. *** "Ведущая" полусфераимеет альбедо на порядок выше ведомой. Помимо Тритона и Нереиды "Вояджером-2"открыты ещё 6 спутников: Протей (420), Ларисса (200), Галатея (160), Деспина(140), Таласса (90) и Наяда (50) (в скобках приведены размеры в км). 2 В 1990 открыт 18-й спутник Сатурна Пан.
Газовым оболочкам Юпитера, Сатурна, Уранаи Нептуна свойственно дифференциальное вращение (изменение периода вращенияс широтой), что может быть связано с динамич. процессами в атмосфере. НаЮпитере тропич. зона атмосферы вращается быстрее полярной на 5 мин 11 с, <т. е. различие составляет 1%, а на Сатурне достигает почти 5%. Для этихпланет наиб. близок к истинному значению период, соответствующий вращениюмагн. поля. Он определяется по модуляции интенсивности и (или) направлениюполяризации собств. радиоизлучения планеты. По-видимому, этот период наилучшимобразом характеризует вращение нижележащих более вязких областей. Такимспособом найдены периоды вращения Юпитера ( Т = = 09,925h),Сатурна ( Т =10,657h), Урана ( Т =17,24h )и Нептуна ( Т =16,02h).
В табл. 1 указана ещё одна важная характеристикапланет, содержащая определённую информацию об их внутр. строении и эволюциии во многом определяющая свойства атмосферы и околопланетного пространства. <Это - значение напряжённости магн. поля на экваторе. Наиб. сильными магн. <полями обладают Юпитер, Земля, Сатурн, Уран, Нептун. Заметим, что хотяу Нептуна, Сатурна и Урана оно слабее земного (при отнесении к соответствующимрадиусам поверхности), в недрах этих планет мощность генератора их магн. <поля должна быть примерно на два порядка выше. Существенное магн. полеобнаружено у Меркурия и, по-видимому, у Марса, практически отсутствуетсобств. ноле у Венеры. Что касается Плутона, то, по аналогии с ледянымиспутниками планет-гигантов, наличие у него магн. поля маловероятно.
У всех планет, кроме Венеры и Меркурия, <есть спутники. Осн. характеристики спутников приведены в табл. 3. Общеечисло известных спутников составляет 61, включая сравнительно недавно открытые3 спутника Юпитера, 7 спутников Сатурна, 10 спутников Урана, 6 спутниковНептуна и спутник Плутона. Наиболее крупными спутниками обладают Земля, <Юпитер, Сатурн и Нептун. Это Луна, четыре гали-леевых спутника Юпитера(Ио, Европа, Ганимед, Каллисто), спутник Сатурна Титан и спутник НептунаТритон, которые по своим размерам сопоставимы с планетами земной группы. <Остальные спутники имеют размеры от неск. десятков до мн. сотен километрови, в отличие от планет и более крупных спутников, - часто неправильную(несферическую) форму. Это сближает их с астероидами.
Лит.: Жарков В. П., Внутреннее строениеЗемли и планет, 2 изд., М., 1983; М а р о в М. Я., Планеты Солнечной системы,2 изд., М., 1986; Уипл Ф. Л., Семья Солнца, пер. с англ., М., 1984; Satellites,ed. by J. Burns, M. Shapley Matthews, Tucson, 1986. См. также лит. приотд. статьях о планетах.
М. Я. Миров.
Модели внутреннего строения планет. <Недра планет недоступны прямым наблюдениям. Даже для Земли керны из глубоких(до 12 км) скважин и фрагменты изверженных глубинных пород дают сведенияо составе и структуре вещества лишь приповерхностных слоев внеш. твёрдойоболочки. Данные о породах Луны, Венеры и Марса, изучение спектральныхособенностей поверхностей планет и астероидов, атмосфер планет-гигантовтакже позволяют судить лишь о составе самых внешних оболочек. Поэтому дляисследования планетных недр прибегают к построению моделей внутр. строенияпланет, т. е. расчёту хим. и минерального состава, внутр. гравитационных, <тепловых, магн. и др. полей с последующим сравнением теоретич. предсказанийс данными наблюдений. Весьма общие ограничения на возможные состав и структурупланеты дают сведения о её массе М и радиусе R (а следовательно, <и о ср. плотности) с учётом распространённости элементов в космосеи данных физики высоких давлений. Для построения моделей планет привлекаютсяданные по гравитац. и магн. полям планеты, тепловому потоку из недр, собств. <колебаниям и (для Земли и Луны) сейсмич. данным.
Планеты земной группы имеют твёрдые оболочки, <в к-рых сосредоточена б. ч. их массы. Существенный объём планетных оболочекнаходится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию, поскольку пределтекучести пород играет роль лишь для относительно быстрых приповерхностныхдвижений. Распределения давления Р, плотности rи ускорения силы тяжести g по расстоянию от центра планеты r находят из решения системы ур-нпй: ур-ния гидроста-тпч. равновесия
ур-ния распределения массы
и ур-ний состояния
для предполагаемой смеси компонент с плотностью где и xi- плотность и доля i -й компоненты по массе( х i= т i/т, т i - масса i -и компоненты, М- суммарная масса в единичном объёме). Ср. плотности планет и данныепо ур-ниям состояния для осн. породообразующих элементов Si, Mg, Fe, Al,Ca и их окислов показывают, что в среднем планеты земной группы на 2/3 состоят из ферромагнезиальных силикатов и на 1/3 изжелеза с примесью никеля и др. элементов. Модели внутр. строения Землиблагодаря глубинному сейсмич. зондированию, данным о нутации и прецессииразработаны весьма детально, и осуществляется переход к более сложным моделям, <учитывающим особенности горизонтального строения литосферы и верхней мантиипод океанич. и континентальными регионами. Для построения моделей планетземной группы широко используются представления об оболочечной структуре, <полученные для Земли. Обычно выделяют кору (10 - 100 км), мантию (1000- 3000 км) и ядро. Ядро - наиб. плотная часть (12 - 13 г/см 3 в центре Земли), кора - наименее плотная (для Земли 2,7 - 2,8 г/см 3),плотность мантии - промежуточная (для Земли 2,8 - 3,5 г/см 3).У Земли ядро подразделяется на внешнее (жидкое) и внутреннее (твёрдое).Предполагают, что жидкое ядро имеется у Меркурия и Венеры. Марс, обладаязаметным вращением, имеет сравнительно небольшой магн. момент, и существованиерасплавленного ядра для него остаётся под вопросом. Внутр. строение Венерыв основном схоже со строением Земли, однако из-за медленного вращения Венерыне удаётся оценить её момент инерции и, следовательно, в отсутствие сейсмич. <данных, нет строгого подтверждения существования у неё ядра и соответствующихземным верхней и нижней мантийных оболочек. Отсутствие сейсмич. данныхне позволяет также сделать определённые выводы о структуре и размерах оболочекдр. планет земной группы. Момент инерции Марса свидетельствует о наличиинебольшого (15%от массы планеты) ядра. Размеры и фазовое состояние ядра зависят от егохим. состава (рис. 1). На больших временах (106 - 108 лет) вещество планетных недр ведёт себя как вязкая жидкость. В результатенеравномерных нагрева и распределения состава в оболочках могут возникатьконвективные движения, приводящие к тепло- и массопереносу.
Рис. 1. Модель внутреннего строения Марса. <Показаны два варианта ядра.
Масштаб конвекции определяется величинойотклонений распределений темп-ры и состава от равновесных, а интенсивность- вязкостью и др. реологич. параметрами. Оценки темп-р в недрах планетземной группы основаны на представлениях об их образовании путём аккумуляциииз твёрдых тел и относительно раннем формировании оболочек (в ходе этихпроцессов происходило выделение гравитац. энергии ~1011 эрг/г),а также на данных о содержании радиоакт. элементов U, Th и 40 К. <Согласно оценкам, темп-pa в центре Земли 5000- 6000 К, на границе ядро - мантия - 3500 - 4000 К. Темп-ры центральныхобластей Венеры, по-видимому, на 100 - 300 К ниже земных. В ядрах Меркурияи Марса темп-pa, вероятно, ок. 2500 - 3000 К.
Плутон, по-видимому, имеет силикатноеядро и ледяную оболочку.
Астероиды. О внутр. строении астероидовтакже известно мало. Метеоритные данные указывают на то, что вещество малыхпланет (по крайней мере многих из них) прошло через интенсивную ударнуюпереработку, нагрев и дегазацию уже в ходе их образования. Существованиекаменных и железных метеоритов свидетельствует о том, что недра отд. астероидовбыли нагреты до темп-р плавления, обеспечивших возможность расслоения (дифференциации)первичного вещества на силикаты и железоникелевый сплав. Осн. особенностьювнутр. строения малых планет являются сравнительно низкие темп-ры и давления, <а также относительно большая толщина неконсолидиров. пород (рего-лита),образованного ударами др. тел. Не исключено, что астероиды, от к-рых поступаетдифференциров. вещество, не расслоены на соответствующие оболочки, а содержатлишь отд. области, испытавшие высокотемпературный нагрев и местную дифференциациювещества (модель "изюминки в тесте").
Планеты-гиганты принято считать газожидкимителами с конвективными оболочками, в к-рых распределение темп-ры близкок адиабатическому. Это заключение основано на след, данных наблюдений. <По данным ИК-наблюдений, поток тепла из недр планет оказался равным 104 эрг/см 2 х с (для Юпитера) и 3 х 103 эрг/см 2 хс (для Сатурна). Поскольку такой поток более чем на 4 порядка превышаетпоток тепла за счёт молекулярной теплопроводности, то это указывает наконвективное состояние внеш. зоны или всей планеты. Юпитер, Сатурн, Урани, возможно, Нептун обладают собств. магн. полем, к-рое, вероятно, генерируетсяв конвективном ядре. Эволюция орбит спутников Юпитера, Сатурна и Урана, <измерения гравитац. поля Юпитера также указывают на жидкое, близкое к гидростатическиравновесному, состояние планет.
Хим. состав планет-гигантов резко отличаетсяот состава планет земной группы. Согласно теории происхождения Солнечнойсистемы, в протопланетном облаке в области планет-гигантов темп-рыпосле остывания облака не превышали 150 К, а газовое давление 10-5- 10-7 бар (в зоне Юпитера и Сатурна) и 10-7 - 10-8 бар (в зоне Урана и Нептуна). При таких условиях большинство элементовобразуют гидриды и окислы. Вещества, из к-рых построены планеты-гиганты, <принято разделять по летучести на газовую компоненту - Г(Н 2,Не, Ne), "льды" - Л(СН 4, NH3, H2O) и тяжёлуюкомпоненту - TK(SiO2, MgO, FeO, FeS, Fe, Ni, ...) . Сведенияо хим. составе недр планет-гигантов даёт расчёт моделей внутр. строенияпланет, удовлетворяющих наблюдаемым значениям массы, радиуса и зональныхгармоник гравитац. поля планет. Из-за относительно большой угл. скоростивращения в ур-ние (1) входит дополнит. член а вследствие довольно высоких темп-р (103 К) в недрах планет в ур-нии (3) учитывают температурныепоправки Простейшие модели (двухслойные) состоят из наружной оболочки (Г + Л) иядра (ТКЛ). Однако наблюдениям лучше удовлетворяют многослойные модели(см., напр., рис. 2). В оболочках Юпитера и Сатурна происходит переходмолекулярного водорода в металлический. Давление перехода 3-106 бари слабо зависит от темп-ры. При переходе к твёрдой фазе плотность скачкообразноувеличивается на 10%.В расплавл. состоянии (в жидкой фазе) переход происходит непрерывным образом. <Расчёты моделей показали, что Уран (рис. 3) и Нептун, в отличие от Юпитераи Сатурна, обладают сильноперемешанными оболочками. Эти планеты имеют маленькиеТК-ядра (0,3 - 1% от полной массы планеты), массивные ледяные мантии сдобавкой ТК-компоненты (с относит. содержанием, близким к солнечному) инаружные оболочки из Г- и Л-компонент. Построенные модели выявили след. <тенденции в ряду планет-гигантов: при переходе от Юпитера к Нептуну содержаниесвободного водорода систематически убывает, а концентрация Л-компонентыв наружных оболочках растёт. Это может быть связано с различиями во временахформирования планет-гигантов и диссипацией газа из протопланетного облака.
Рис. 2. Четырёхслойная модель Юпитера сдвухслойной молекулярной оболочкой. Справа показано распределение давления Р, температуры Т и плотности по относительному радиусу = r/R ю (Дю - радиус Юпитера). Слева дан разрез моделис указанием значении плотности на границах раздела и отношения Л(ТКЛ)/Гв оболочках. Полные значения масс Г-, Л- и ТКЛ-компонент выражены в массахЗемли.
Рис. 3. Двух- и трёхслойная модели Уранас различной степенью смешения Г-, Л- и ТК-компонент. Обозначения те же, <что и на рис. 2.
Широкое распространение получает численноемоделирование динамических (2- и 3-мерных) и эволюционных (1 - 2-мерных)моделей внутр. строения планет. Исследуются структура и интенсивность конвективныхтечений, вызванных разл. источниками тепла, влияние фазовых переходов ихим. превращений. Для планет земной группы предложены модели дифференциациии фракционирования внутр. оболочек, основанные на ур-ниях баланса потоковвещества с привлечением изотопных данных.
Лит.: Жарков В. Н., Трубицын В. <П., Физика планетных недр, М., 1980; Хаббард У., Внутреннее строение планет, <пер. с англ., М., 1987; Планетная космогония и науки о Земле. Сб., подред. В. А. Магницкого, М., 1989.
А. В. Витязев, В. В. Леонтъев.