Планета Юпитер

Существование углеводородов породило гипотезы о  возможном абиогенном органическом синтезе в атмосфере Юпитера  под влиянием солнечной ультрафиолетовой и высокоэнергичной корпускулярной радиации, а также грозовых разрядов в облаках, происходящих благодаря эффективному разделению зарядов в условиях интенсивной конвекции. К.Саганом и Б.Кхаре были проведены эксперименты по моделированию такого рода процессов, позволившие получить обширный класс сложных органических соединений, вплоть до аминокислот, и отождествить их спектральные характеристики в видимой и ближней инфракрасной областях длин волн со спектрами Юпитера. Возможно, что органические полимеры, обладающие широкой гаммой цветов, вносят определенный вклад в окраску Юпитера. Однако основную роль, по-видимому, играют образующийся при разложении фосфина аморфный красный фосфор, водородные и аммонийные полисульфиды и сера. Они-то и окрашивают диск планеты в красно-коричневые и желтые цвета, поскольку сами основные составляющие — водород и гелий, а также метан и аммиак в любой фазе остаются практически бесцветными.

Среди ученых нет  единого мнения о том, что вызывает окраску таких явлений, как Большое  красное пятно. Несмотря на успех  миссии Galileo, ответа на этот вопрос мы так и не получили. Соединения серы, фосфора могут вызвать проявление подобного цвета. Однако мы, по крайней мере, имеем представление об основном составе юпитерианских облаков. Они появляются тогда, когда условия температуры и давления таковы, что компоненты атмосферы, которых в ней может содержаться лишь мизерное количество (как, например, воды в атмосферах Земли и Марса), становятся более стабильными в жидком или твердом виде, чем в виде газа.

Выделяют 3 основных типа облаков на Юпитере. Самый верхний, при давлении около 0,5 атм., состоящий из кристаллического аммиака, промежуточный — из гидросульфида аммония и нижний, при давлении в несколько атмосфер — из обычного водяного льда. Такая модель в целом удовлетворяет совокупности имеющихся экспериментальных данных и хорошо объясняет характерную окраску зон и поясов: расположенные выше в атмосфере светлые зоны содержат ярко-белые кристаллы аммиака, а расположенные глубже пояса — красно-коричневые кристаллы гидросульфида аммония. В некоторых моделях, исходя из геохимических соображений, допускается также существование самого нижнего, четвертого слоя облаков, состоящего из жидкого аммиака. Подобно Земле и Венере, в атмосфере Юпитера зарегистрированы молнии. Судя по запечатленным на фотографиях Voyager'а световым вспышкам, интенсивность разрядов чрезвычайно велика.

Ещё одно замечательно природное явление, известное и  на Земле — полярные сияния, по-видимому, связаны с тороидальным облаком  плазмы, вращающимся вместе с магнитным  полем Юпитера. Они наблюдались  в атмосфере Юпитера во время обоих пролетов космических аппаратов Voyager на высотах 700, 1400 и 2300 км от видимой верхней границы облаков (в то время как на Земле полярные сияния в основном происходят на высотах 100 – 200 км). Изучение полученных результатов выявило интересную особенность: в зону полярных сияний проецируются магнитные силовые линии, проходящие через плазменный тор на орбите Ио. В результате образуются токовые трубки, присоединенные с двух сторон к Юпитеру в его приполярных областях. Предполагают, что потоки электронов и ионов, вторгающихся в атмосферу вдоль магнитных силовых линий, интенсифицируются сильными электрическими полями. Сила тока, текущего внутри токовой трубки, оценивается величиной порядка пяти миллионов ампер.

Белый цвет бледных  зон Юпитера вызван конденсацией аммиачного льда (NH₃) в условиях, когда атмосфера поднимается и охлаждается на уровне вершин облаков почти до  - 150°С. В темных поясах, где атмосфера опускается и нагревается, аммиачные облака испаряются, позволяя видеть более глубокие и твердые уровни. Примерно в 50 км ниже аммиачных облаков лежит слой облаков из гидросульфида аммиака (NH₄HS), а температура составляет около 0°С. Под этим слоем, вероятнее всего, располагается слой облаков из водяного льда. Спускаемый аппарат Galileo прошел через слой облаков из гидросульфида аммиака, но не смог найти водяных облаков, вероятно, потому, что он спускался над сухой зоной, где содержание воды в атмосфере ниже, чем в других областях планеты.

Воздействие кометы Шумейкера-Леви 9

Уникальную  возможность для исследования атмосферы Юпитера предоставило ученым открытие кометы Шумейкера – Леви 9 в марте 1993 года, движущейся на столкновение с планетой. Комета была захвачена Юпитером несколькими десятилетиями раньше, но её орбита оставалась нестабильной. В июле 1992 года она прошла вблизи от Юпитера, всего в 21 000 км от поверхности облаков, и разрушилась на 20 фрагментов (это доказывает, что кометы, подобно большинству астероидов, представляют собой объединение различных обломков). Они удалялись от Юпитера, чтобы затем обрушиться на него со скоростью 60 км/с 16 – 22 июля 1994 года.

Рис. 13. Вверху: серия из четырех снимков, сделанных Galileo с интервалом в 7 секунд. На них видно начало, разгорание и угасание огненного шара, возникшего в результате столкновения последнего обломка кометы Шумейкера – Леви 9 с Юпитером 22 июля 1994 года. Внизу: снимки, сделанные 18 июля 1994 года с помощью телескопа Hubble. Мы видим часть южного полушария Юпитера 105 минут спустя после столкновения обломка кометы с планетой. Левый снимок сделан через зеленый фильтр. Выброшенный материал выглядит довольно темным. Правый снимок сделан с помощью инфракрасного излучения, при котором сильно поглощается метан, поэтому мы видим только достаточно высокие образования, которые возвышаются над уровнем атмосферного метана. Центральное пятно на каждом снимке — выброшенный материал, который распределяется по «туннелю», образованному в атмосфере обломком кометы. Кольцо вокруг пятна — ударная волна, распространяющаяся в атмосфере.

Столкновение  произошло на ночной стороне Юпитера, которую нельзя непосредственно  увидеть с Земли. К счастью, благодаря его стремительному вращению точки столкновения спустя 25 минут оказались на солнечной стороне, и их стало видно с Земли. Ещё удачнее то, что корабль Galileo, хотя и находился в 240 млн. км и 17 месяцах пути от планеты, но видел Юпитер с совершенно иной точки зрения и смог сделать интереснейшие снимки столкновения, показанные на рис. 13.

Снимки, сделанные  с помощью телескопа Hubble, показывают нам пятно от самого недавнего воздействия. Мы видим то место, на котором столкновение произошло 19 часов 43 минуты назад (почти два периода обращения). «Шрамы» от таких воздействий весьма существенны. Некоторые остаются заметными спустя несколько месяцев после столкновения. Природа темного материала, который, вероятно, был выброшен на расстояние около 30 км ниже уровня вершин облаков, остается неизвестной, в ряде книг его называют просто «темным веществом».

Кольца

Планетарные кольца состоят из множества частиц, вращающихся  по орбитам, которые размещены в  экваториальной плоскости. Они есть у каждой из четырех гигантских планет. Ширина колец варьируется от планеты к планете, но в целом она обычно не превышает нескольких десятков километров. Как правило, они располагаются довольно близко к планете, внутри предела Роша, то есть на таком расстоянии, ближе которого, вследствие разрушающего действия гравитационных сил, невозможно существование спутников.

Таким образом, кольца могут представлять собой  материал с части первоначально  окружающего планету диска, находившегося  внутри предела Роша, который не мог сгруппироваться в крупное тело. Могли кольца иметь и другое происхождение: представлять собой обломки спутника или кометы, проникших за предел Роша и распавшихся на части. Некоторые менее вещественные кольца могут быть пылью, вылетевшей в космос с ближайшего спутника в результате столкновения или вулканической активности.

Кольца Сатурна  были известны ещё на заре эры телескопов, хотя даже Галилео Галилей не представлял  себе, что это такое. Значительно  менее заметные кольца Юпитера не были обнаружены вплоть до полета Voyager 1 в 1997 году. Причина этого в том, что они значительно уже, чем кольца Сатурна. Ещё одна причина, по которой кольца Юпитера долго оставались незамеченными, в том, что они отражают менее 5% солнечного света (другими словами, их альбедо меньше 0,05). Это объясняется их составом: кольца Юпитера состоят из материалов, богатых кремнием или углеродом, в то время как кольца Сатурна состоят изо льда и отражают более 80% солнечного света (альбедо более 0,8).

Кольца Юпитера  легче всего увидеть, глядя на них в направлении Солнца (рис. 14), а не в обратном, хотя на Земле мы можем смотреть на них только таким образом. Они состоят из очень мелких частиц, диаметр которых составляет примерно микрометр. В кольцах встречаются и множество более крупных частиц, но общий объем материи в них не больше, чем тот, что требуется для образования одного небесного тела около километра в диаметре.

Рис. 14. Основное кольцо Юпитера. Снимок сделан Galileo в направлении Солнца и под наклоном к системе колец. Дуга в правой части снимка — солнечный цвет, отраженный от верхних слоев атмосферы. Более близкая часть кольца невидима, поскольку лежит в тени планеты. Выше и ниже главного кольца можно увидеть слабое гало, состоящее из частиц, выброшенных из главного кольца под воздействием электромагнитных сил.

Мельчайшие  частицы могут существовать в  кольце всего тысячу лет, прежде чем  радиация и взаимодействие с магнитным  полем планеты их не рассеют. Таким  образом, кольца Юпитера либо довольно молоды и эфемерны (что кажется маловероятным), либо постоянно подпитываются свежими частицами.

Система колец  Юпитера состоит из трех компонентов. Толщина главного кольца составляет около 30 км, внутренний радиус — 123 000 км, а внешний — 129 000 км. Его внешняя граница совпадает с орбитой крохотного спутника Адрастея. Самый близкий к Юпитеру спутник, Метис, вращается внутри кольца по радиусу, на котором в кольце наблюдается перепад яркости (на рис. 14 не видно). Уникальной особенностью Юпитера является гало шириной до 20 000 км вокруг главного кольца из мелких частиц, выброшенных из плоскости кольца под воздействием электромагнитных сил. За границей главного лежит так называемое газовое кольцо, очень слабое, но гораздо более широкое, чем гало. Газовое кольцо захватывает орбиты спутников Амальтеи и Фебы, которые, по-видимому, и являются источником составляющих его частей.

Спутники

Спутниковая система  каждой гигантской планеты начинается с самых близких к ней маленьких  лун, связанных с системой колец  и вращающихся по практически  круглой орбите. Затем идут более крупные спутники, чьи орбиты также представляют собой почти правильную окружность и располагаются близко к экваториальной плоскости планеты. За ними располагаются внешние мелкие спутники, движущиеся по вытянутым, наклоненным, а порой ретроградным орбитам.

Большинство спутников  вращаются синхронно и обращены к планете одной и той же стороной. Это означает, что одна сторона спутника, называемая «ведущим полушарием», постоянно обращена по направлению орбитального движения, в то время как другая, называемая «ведомым полушарием», всегда обращена в сторону, противоположную направлению движения. Мы относительно мало знаем о большинстве внутренних лун и мелких внешних спутников гигантских планет. С уверенностью можно сказать лишь то, что плотность большинства таких спутников меньше плотности льда, а, следовательно, они могут представлять собой композицию обломков и пыли. А внутренние луны являются основным источником материала, составляющего кольца.

Рис. 15. Четыре внутренних спутника Юпитера. Снимок сделан Galileo. Он дает представление об относительных размерах этих тел. Слева направо: Метис (длина 60 км), Адрастея (по имени нимфы, вскормившей Юпитера) (20 км), Амальтея (247 км) и Феба (116 км). Амальтея и Феба показаны в двух видах — вверху ведущее полушарие, внизу ведомое.

 Рис. 16. Снимок Амальтеи.

Большинство крупных  спутников гигантских планет образовалось их диска газа и пыли, вращающегося вокруг каждой планеты. Большинство  внутренних лун являются обломками  более крупных спутников, которые разрушились в результате столкновений или воздействия приливных сил. Мелкие же внешние спутники, особенно движущиеся по ретроградным орбитам, скорее всего, являются захваченными кометами или астероидами. Они очень темные и, по-видимому, покрыты толинами или другими углистыми материалами, вне зависимости от их внутреннего состава. Самый внешний спутник Юпитера в 200 раз дальше от него, чем самый близкий. Например, если высадиться на один из ближайших спутников, то оранжевый диск планеты займет полнеба. А с орбиты самого дальнего спутника диск гиганта Юпитера будет выглядеть почти в 2 раза меньше лунного.

Основная справочная информация по спутникам Юпитера  приведена в табл. 3. Снимки внутренних лун (рис. 15) показывают их неправильную форму, что вполне естественно для тел слишком малых, чтобы иметь собственную гравитацию, придающую им сферическую форму. Их максимальный радиус составляет около 200 км. На Амальтее и Фебе имеются кратеры, причем довольно большие относительно собственного размера этих спутников. Сосредоточены кратеры в основном в ведущем полушарии, поскольку именно эта сторона особенно уязвима для столкновений. Амальтея имеет темно-красный цвет, что объясняется высоким содержанием серы в поверхностном слое. Источником подобных материалов, вероятно, является соседка Амальтеи Ио, проявляющая высокую вулканическую активность. А может быть, поверхность Амальтеи покрыта материалом, содержащим толин, как и поверхность астероидов, относящихся к семейству Троянцев (астероиды которые обращаются на том же расстоянии от Солнца, что и Юпитер) или Кентавров (обращаются за орбитой Сатурна). Амальтея открыта американским астрономом Э.Бернардом в 1892 году, почти три столетия спустя после открытия галилеевских спутников. Она выглядит как астероид с наибольшим и наименьшим размерами 270×150 км. По сравнению с галилеевскими спутниками это тело очень маленькое, хотя и оказалось примерно втрое больше, чем предполагали по наземным наблюдениям. Объясняется это тем, что обнаружение Амальтеи, обращающейся по орбите на среднем расстоянии менее 200 тыс. км от яркого диска Юпитера, представляло для астрономов чрезвычайно трудную задачу. Её поверхность в целом очень темная (альбедо от 4 до 6%), сильно покрытая кратерами. Ни по цвету, ни по отражательной способности она не похожа на поверхности галилеевских спутников. При сравнительно небольших размерах Амальтея обладает очень крупными кратерами правильной чашеобразной формы. Крупнейшие кратеры, названные Пан (диаметр 90 км, глубина 8 – 10 км) и Гея (диаметр 75 км, глубина 10 – 20 км), по-видимому, следует отнести к самым большим чашеобразным кратерам в Солнечной системе.

Интересно, что  Амальтея в сильной степени испытывает на себе воздействие мощной магнитосферы Юпитера. Это проявляется в том, что её поверхность неожиданно оказалась теплее, чем предполагали, исходя из расчетов радиационного баланса. Таким дополнительным источником её нагрева могут служить энергичные заряженные частицы и выделение джоулева тепла.

Внешние восемь спутников Юпитера изучены очень  мало. Они разделяются на 2 группы, каждая из которых имеет орбиты общего радиуса и наклонения. Леда, Гамалия, Лизифоя и Элара расположены на расстоянии между 11 и 12 млн. км от Юпитера, а ретроградный квартет из Ананке, Кармы, Пасифеи и Синопы — в 21 – 24 млн. км. Возможно, что каждая группа образовалась из единого тела, захваченного Юпитером и впоследствии разрушившегося. Спутники внешней группы названы по именам возлюбленных Юпитера.