Значение СОЛНЕЧНАЯ в английском языке

СОЛНЕЧНАЯ

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА В центре Солнечной системы расположено Солнце - типичная одиночная звезда радиусом около 700 000 км и массой 2?1030 кг. Температура видимой поверхности Солнца - фотосферы - ок. 5800 К. Плотность газа в фотосфере в тысячи раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. Внутри Солнца температура, плотность и давление увеличиваются с глубиной, достигая в центре соответственно 16 млн. К, 160 г/см3 и 3,5?1011 бар (давление воздуха в комнате ок. 1 бар). Под влиянием высокой температуры в ядре Солнца водород превращается в гелий с выделением большого количества тепла; это удерживает Солнце от сжатия под действием собственной силой тяжести. Выделяющаяся в ядре энергия покидает Солнце в основном в виде излучения фотосферы с мощностью 3,86?1026 Вт. С такой интенсивностью Солнце излучает уже 4,6 млрд. лет, переработав за это время 4% своего водорода в гелий; при этом 0,03% массы Солнца превратилось в энергию. Модели эволюции звезд указывают, что Солнце сейчас находится в середине своей жизни (см. также ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ).

Чтобы определить содержание различных химических элементов на Солнце, астрономы изучают линии поглощения и излучения в спектре солнечного света. Линии поглощения - это темные промежутки в спектре, указывающие на отсутствие в нем фотонов данной частоты, поглощенных определенным химическим элементом. Линии излучения, или эмиссионные линии, - это более яркие участки спектра, указывающие на избыток фотонов, излучаемых каким-либо химическим элементом. Частота (длина волны) спектральной линии указывает, какой атом или молекула ответственны за ее возникновение; контраст линии свидетельствует о количестве излучающего или поглощающего свет вещества; ширина линии позволяет судить о его температуре и давлении.

Изучение тонкой (500 км) фотосферы Солнца позволяет оценить химический состав его недр, поскольку наружные области Солнца хорошо перемешаны конвекцией, спектры Солнца имеют высокое качество, а ответственные за них физические процессы вполне понятны. Однако нужно отметить, что до сих пор идентифицирована лишь половина линий в солнечном спектре.

В составе Солнца преобладает водород. На втором месте - гелий, название которого ("гелиос" по-гречески "Солнце") напоминает, что он был открыт спектроскопически на Солнце раньше (1899), чем на Земле. Поскольку гелий - инертный газ, он крайне неохотно вступает в реакции с другими атомами и также неохотно проявляет себя в оптическом спектре Солнца - всего одной линией, хотя многие менее обильные элементы представлены в спектре Солнца многочисленными линиями. Вот состав "солнечного" вещества: на 1 млн. атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также чуть-чуть всех прочих элементов. Таким образом, по массе Солнце примерно на 71% состоит из водорода и на 28% из гелия; на долю остальных элементов приходится чуть более 1%. С точки зрения планетологии примечательно, что некоторые объекты Солнечной системы имеют практически такой же состав, как Солнце (см. ниже раздел о метеоритах).

Подобно тому, как погодные явления изменяют внешний вид планетных атмосфер, вид солнечной поверхности тоже меняется с характерным временем от часов до десятилетий. Однако имеется важное различие между атмосферами планет и Солнца, которое состоит в том, что движение газов на Солнце контролирует его мощное магнитное поле. Солнечные пятна - это те области поверхности светила, где вертикальное магнитное поле настолько велико (200-3000 Гс), что препятствует горизонтальному движению газа и тем самым подавляет конвекцию. В результате температура в этой области опускается примерно на 1000 К, и возникает темная центральная часть пятна - "тень", окруженная более горячей переходной областью - "полутенью". Размер типичного солнечного пятна чуть больше диаметра Земли; существует такое пятно несколько недель. Количество пятен на Солнце то увеличивается, то уменьшается с продолжительностью цикла от 7 до 17 лет, в среднем 11,1 года. Обычно чем больше пятен появляется в цикле, тем короче сам цикл. Направление магнитной полярности пятен меняется на противоположное от цикла к циклу, поэтому истинный цикл пятнообразовательной активности Солнца составляет 22,2 года. В начале каждого цикла первые пятна появляются на высоких широтах, ок. 40?, и постепенно зона их рождения смещается к экватору до широты ок. 5?. См. также ЗВЕЗДЫ; СОЛНЦЕ.

Колебания активности Солнца почти не отражаются на полной мощности его излучения (если бы она изменилась всего на 1%, это привело бы к серьезным переменам климата на Земле). Было немало попыток найти связь между циклами солнечных пятен и климатом Земли. Самое замечательное в этом смысле событие - "минимум Маундера": с 1645 в течение 70 лет на Солнце почти не было пятен, и в это же время Земля пережила Малый ледниковый период. До сих пор не ясно, был ли этот удивительный факт простым совпадением или он указывает на причинную связь. См. также КЛИМАТ; МЕТЕОРОЛОГИЯ И КЛИМАТОЛОГИЯ.

В Солнечной системе 5 огромных вращающихся водородо-гелиевых шаров: Солнце, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В недрах этих гигантских небесных тел, недоступных для прямого исследования, сосредоточено почти всё вещество Солнечной системы. Земные недра также недоступны для нас, но, измеряя время распространения сейсмических волн (длинноволновых звуковых колебаний), возбуждаемых в теле планеты землетрясениями, сейсмологи составили детальную карту земных недр: узнали размеры и плотности ядра Земли и ее мантии, а также методом сейсмической томографии получили трехмерные изображения перемещающихся плит ее коры. Подобные методы можно применить и к Солнцу, поскольку на его поверхности существует волны с периодом ок. 5 мин, вызванные множеством сейсмических колебаний, распространяющихся в его недрах. Эти процессы изучает гелиосейсмология. В отличие от землетрясений, которые рождают короткие всплески волн, энергичная конвекция в недрах Солнца создает постоянный сейсмический шум. Гелиосейсмологи обнаружили, что под конвективной зоной, занимающей внешние 14% радиуса Солнца, вещество вращается синхронно с периодом 27 сут (о вращении солнечного ядра пока ничего не известно). Выше, в самой конвективной зоне вращение происходит синхронно только вдоль конусов равной широты и чем дальше от экватора, тем медленнее: экваториальные области вращаются с периодом 25 сут (опережают среднее вращение Солнца), а полярные - с периодом 36 сут (отстают от среднего вращения). Недавние попытки применить методы сейсмологии к газовым планетам-гигантам не принесли результатов, поскольку приборы пока не в состоянии зафиксировать возникающие колебания.

Над фотосферой Солнца располагается тонкий горячий слой атмосферы, который можно увидеть только в редкие моменты солнечных затмений. Это хромосфера толщиной в несколько тысяч километров, названная так за свой красный цвет, обязанный линии излучения водорода Ha. Температура почти удваивается от фотосферы до верхних слоев хромосферы, из которых по не совсем понятной причине покидающая Солнце энергия выделяется в виде тепла. Над хромосферой газ нагрет до 1 млн. К. Эта область, названная короной, простирается примерно на 1 радиус Солнца. Плотность газа в короне очень низка, но температура настолько велика, что корона является мощным источником рентгеновских лучей.

Иногда в атмосфере Солнца возникают гигантские образования - эруптивные протуберанцы. Они похожи на арки, вздымающиеся из фотосферы на высоту до половины солнечного радиуса. Наблюдения ясно указывают, что форма протуберанцев определяется силовыми линиями магнитного поля. Еще одно интересное и чрезвычайно активное явление - это солнечные вспышки, мощные выбросы энергии и частиц продолжительностью до двух часов. Порожденный такой солнечной вспышкой поток фотонов достигает Земли со скоростью света за 8 мин, а поток электронов и протонов - за несколько суток. Солнечные вспышки происходят в местах резкого изменения направления магнитного поля, вызванного движением вещества в солнечных пятнах. Максимум вспышечной активности Солнца обычно наступает за год до максимума пятнообразовательного цикла. Такая предсказуемость очень важна, ибо шквал заряженных частиц, рожденных мощной солнечной вспышкой, может повредить даже наземные средства связи и энергетические сети, не говоря уже о космонавтах и космической технике.

Из плазменной короны Солнца происходит постоянный отток заряженных частиц, называемый солнечным ветром. О его существовании догадывались еще до начала космических полетов, поскольку заметно было, как что-то "сдувает" кометные хвосты. В солнечном ветре выделяют три составляющие: высокоскоростной поток (более 600 км/с), низкоскоростной поток и нестационарные потоки от солнечных вспышек. Рентгеновские изображения Солнца показали, что в короне регулярно образуются огромные "дыры" - области пониженной плотности. Эти корональные дыры служат главным источником высокоскоростного солнечного ветра. В районе орбиты Земли типичная скорость солнечного ветра около 500 км/с, а плотность - около 10 частиц (электронов и протонов) в 1 см3. Поток солнечного ветра взаимодействует с магнитосферами планет и хвостами комет, заметно влияя на их форму и происходящие в них процессы (см. также ГЕОМАГНИТИЗМ; КОСМОСА ИССЛЕДОВАНИЕ И ИСПОЛЬЗОВАНИЕ; КОМЕТА).

Под напором солнечного ветра в межзвездной среде вокруг Солнца образовалась гигантская каверна - гелиосфера. На ее границе - гелиопаузе - должна существовать ударная волна, в которой солнечный ветер и межзвездный газ сталкиваются и уплотняются, оказывая друг на друга равное давление. Четыре космических зонда приближаются сейчас к гелиопаузе: "Пионер-10 и -11", "Вояджер-1 и -2". Ни один из них не встретил ее на расстоянии 75 а.е. от Солнца. Это весьма драматическая гонка со временем: "Пионер-10" прекратил работу в 1998, а остальные пытаются достичь гелиопаузы раньше, чем иссякнет запас энергии в их батареях. Судя по расчетам, "Вояджер-1" летит как раз в том направлении, откуда дует межзвездный ветер, и поэтому первым достигнет гелиопаузы.

ПЛАНЕТЫ: ОПИСАНИЕ

Меркурий. С Земли наблюдать Меркурий в телескоп сложно: он не удаляется от Солнца на угол более 28?. Его изучали при помощи радиолокации с Земли, а межпланетный зонд "Маринер-10" сфотографировал половину его поверхности. Вокруг Солнца Меркурий обращается за 88 земных суток по довольно вытянутой орбите с расстоянием от Солнца в перигелии 0,31 а.е. и в афелии 0,47 а.е. Вокруг оси он вращается с периодом 58,6 сут, в точности равным 2/3 орбитального периода, поэтому каждая точка его поверхности поворачивается к Солнцу лишь один раз за 2 меркурианских года, т.е. солнечные сутки там длятся 2 года!

Из больших планет меньше Меркурия лишь Плутон. Но по средней плотности Меркурий находится на втором месте после Земли. Вероятно, у него большое металлическое ядро, составляющее 75% радиуса планеты (у Земли оно занимает 50% радиуса). Поверхность Меркурия подобна лунной: темная, абсолютно сухая и покрытая кратерами. Средний коэффициент отражения света (альбедо) поверхности Меркурия около 10%, примерно как у Луны. Вероятно, его поверхность тоже покрыта реголитом - спекшимся раздробленным материалом. Крупнейшее ударное образование на Меркурии - бассейн Калорис размером 2000 км, напоминающий лунные моря. Однако в отличие от Луны на Меркурии есть своеобразные структуры - протянувшиеся на сотни километров уступы высотой в несколько километров. Возможно, они образовались в результате сжатия планеты при остывании ее большого металлического ядра или под действием мощных солнечных приливов. Температура поверхности планеты днем около 700 К, а ночью около 100 К. По данным радиолокации, на дне полярных кратеров в условиях вечной темноты и холода, возможно, лежит лед.

У Меркурия практически нет атмосферы - лишь крайне разреженная гелиевая оболочка с плотностью земной атмосферы на высоте 200 км. Вероятно, гелий образуется при распаде радиоактивных элементов в недрах планеты. У Меркурия есть слабое магнитное поле и нет спутников.

Венера. Это вторая от Солнца и ближайшая к Земле планета - самая яркая "звезда" на нашем небе; порой она видна даже днем. Венера во многом похожа на Землю: ее размер и плотность лишь на 5% меньше, чем у Земли; вероятно, и недра Венеры похожи на земные. Поверхность Венеры всегда закрыта толстым слоем желтовато-белых облаков, но с помощью радаров она исследована довольно подробно. Вокруг оси Венера вращается в обратном направлении (по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса) с периодом 243 земных суток. Ее орбитальный период 225 сут; поэтому венерианские сутки (от восхода до следующего восхода Солнца) длятся 116 земных суток. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ.

Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа (CO2), а также небольшого количества азота (N2) и паров воды (H2O). В виде малых примесей обнаружены соляная кислота (HCl) и плавиковая кислота (HF). Давление у поверхности 90 бар (как в земных морях на глубине 900 м); температура около 750 К по всей поверхности и днем, и ночью. Причина столь высокой температуры у поверхности Венеры в том, что не совсем точно называют "парниковым эффектом": солнечные лучи сравнительно легко проходят сквозь облака ее атмосферы и нагревают поверхность планеты, но тепловое инфракрасное излучение самой поверхности выходит сквозь атмосферу обратно в космос с большим трудом.

Облака Венеры состоят из микроскопических капелек концентрированной серной кислоты (H2SO4). Верхний слой облаков удален от поверхности на 90 км, температура там ок. 200 К; нижний слой - на 30 км, температура ок. 430 К. Еще ниже так жарко, что облаков нет. Разумеется, на поверхности Венеры нет жидкой воды. Атмосфера Венеры на уровне верхнего облачного слоя вращается в том же направлении, что и поверхность планеты, но значительно быстрее, совершая оборот за 4 сут; это явление называют суперротацией, и объяснения ему пока не найдено.

Автоматические станции опускались на дневной и ночной сторонах Венеры. Днем поверхность планеты освещена рассеянным солнечным светом примерно с такой интенсивностью, как в пасмурный день на Земле. Ночью на Венере замечено много молний. Станции "Венера" передали изображения небольших участков в местах посадки, на которых виден скалистый грунт. В целом топография Венеры изучена по радиолокационным изображениям, переданным орбитальными аппаратами "Пионер-Венера" (1979), "Венера-15 и -16" (1983) и "Магеллан" (1990). Мельчайшие детали на лучших из них имеют размер около 100 м.

В отличие от Земли на Венере нет четко выраженных континентальных плит, но отмечается несколько глобальных возвышенностей, например земля Иштар размером с Австралию. На поверхности Венеры множество метеоритных кратеров и вулканических куполов. Очевидно, кора Венеры тонка, так что расплавленная лава подходит близко к поверхности и легко изливается на нее после падения метеоритов. Поскольку дождей и сильных ветров у поверхности Венеры не бывает, эрозия поверхности происходит очень медленно, и геологические структуры остаются доступными для наблюдения из космоса сотни миллионов лет. О внутреннем строении Венеры известно мало. Вероятно, у нее есть металлическое ядро, занимающее 50% радиуса. Но магнитного поля у планеты нет вследствие ее очень медленного вращения. Нет у Венеры и спутников.

Земля. Наша планета - единственная, у которой большая часть поверхности (75%) покрыта жидкой водой. Земля - активная планета и, возможно, единственная, у которой обновление поверхности обязано процессам тектоники плит, проявляющим себя срединно-океаническими хребтами, островными дугами и складчатыми горными поясами. Распределение высот твердой поверхности Земли бимодальное: средний уровень океанического дна на 3900 м ниже уровня моря, а континенты в среднем возвышаются над ним на 860 м (см. также ЗЕМЛЯ).

Сейсмические данные указывают на следующее строение земных недр: кора (30 км), мантия (до глубины 2900 км), металлическое ядро. Часть ядра расплавлена; там генерируется земное магнитное поле, которое улавливает заряженные частицы солнечного ветра (протоны и электроны) и формирует вокруг Земли две заполненные ими тороидальные области - радиационные пояса (пояса Ван-Аллена), локализованные на высотах 4000 и 17 000 км от поверхности Земли (см. также ГЕОЛОГИЯ; ГЕОМАГНЕТИЗМ).

Атмосфера Земли состоит на 78% из азота и на 21% из кислорода; это результат длительной эволюции под влиянием геологических, химических и биологических процессов. Возможно, первичная атмосфера Земли была богата водородом, который затем улетучился. Дегазация недр наполнила атмосферу углекислым газом и водяным паром. Но пар сконденсировался в океанах, а двуокись углерода оказалась связанной в карбонатных породах. (Любопытно, что если бы весь CO2 заполнил атмосферу в виде газа, то давление стало бы 90 бар, как на Венере. А если бы вся вода испарилась, то давление было бы 257 бар!). Таким образом, в атмосфере остался азот, а кислород появился постепенно в результате жизнедеятельности биосферы. Еще 600 млн. лет назад содержание кислорода в воздухе было раз в 100 ниже нынешнего (см. также АТМОСФЕРА; ОКЕАН).

Существуют указания, что климат Земли изменяется в короткой (10 000 лет) и длинной (100 млн. лет) шкалах. Причиной этого могут быть изменения орбитального движения Земли, наклона оси вращения, частоты вулканических извержений. Не исключены и колебания интенсивности солнечного излучения. В нашу эпоху на климат влияет и деятельность человека: выбросы газов и пыли в атмосферу (см. также КИСЛОТНЫЕ ОСАДКИ; ЗАГРЯЗНЕНИЕ ВОЗДУХА; ЗАГРЯЗНЕНИЕ ВОДЫ; ОКРУЖАЮЩЕЙ СРЕДЫ ДЕГРАДАЦИЯ). У Земли есть спутник - Луна, происхождение которой до сих пор не разгадано.

Луна. Один из крупнейших спутников, Луна находится на втором месте после Харона (спутника Плутона) по отношению масс спутника и планеты. Ее радиус в 3,7, а масса в 81 раз меньше, чем у Земли. Средняя плотность Луны 3,34 г/см3, что указывает на отсутствие у нее значительного металлического ядра. Сила тяжести на лунной поверхности в 6 раз меньше земной.

Луна обращается вокруг Земли по орбите с эксцентриситетом 0,055. Наклон плоскости ее орбиты к плоскости земного экватора изменяется от 18,3? до 28,6?, а по отношению к эклиптике - от 4?59? до 5?19?. Суточное вращение и орбитальное обращение Луны синхронизованы, поэтому мы всегда видим только одно ее полушарие. Правда, небольшие покачивания (либрации) Луны позволяют в течение месяца увидеть около 60% ее поверхности. Основная причина либраций в том, что суточное вращение Луны происходит с постоянной скоростью, а орбитальное обращение - с переменной (вследствие эксцентричности орбиты).

Участки лунной поверхности издавна условно делят на "морские" и "материковые". Поверхность морей выглядит темнее, лежит ниже и значительно реже покрыта метеоритными кратерами, чем материковая поверхность. Моря залиты базальтовыми лавами, а материки сложены анортозитовыми породами, богатыми полевыми шпатами. Судя по большому количеству кратеров, материковые поверхности значительно старше морских. Интенсивная метеоритная бомбардировка сделала верхний слой лунной коры мелко раздробленным, а наружные несколько метров превратила в порошок, называемый реголитом.

Астронавты и автоматические зонды доставили с Луны образцы скального грунта и реголита. Анализ показал, что возраст морской поверхности около 4 млрд. лет. Следовательно, период интенсивной метеоритной бомбардировки приходится на первые 0,5 млрд. лет после образования Луны 4,6 млрд. лет назад. Затем частота падения метеоритов и образования кратеров практически не изменялась и составляет до сих пор один кратер диаметром 1 км за 105 лет. См. также КОСМОСА ИССЛЕДОВАНИЕ И ИСПОЛЬЗОВАНИЕ.

Лунные породы бедны летучими элементами (H2O, Na, K, и т.п.) и железом, но богаты тугоплавкими элементами (Ti, Ca и т.п.). Лишь на дне лунных полярных кратеров могут быть залежи льда, такие, как на Меркурии. Атмосферы у Луны практически нет и нет свидетельств, что лунный грунт когда-либо подвергался воздействию жидкой воды. Нет в нем и органических веществ - лишь следы углистых хондритов, попавшие с метеоритами. Отсутствие воды и воздуха, а также сильные колебания температуры поверхности (390 К днем и 120 К ночью) делают Луну непригодной для жизни.

Доставленные на Луну сейсмометры позволили узнать кое-что о лунных недрах. Там часто происходят слабые "лунотрясения", вероятно, связанные с приливным влиянием Земли. Луна довольно однородна, имеет маленькое плотное ядро и кору толщиной около 65 км из более легких материалов, причем верхние 10 км коры раздроблены метеоритами еще 4 млрд. лет назад. Крупные ударные бассейны распределены по лунной поверхности равномерно, но толщина коры на видимой стороне Луны меньше, поэтому именно на ней сосредоточено 70% морской поверхности.

История лунной поверхности в целом известна: после окончания 4 млрд. лет назад этапа интенсивной метеоритной бомбардировки еще около 1 млрд. лет недра были достаточно горячими и базальтовая лава изливалась в моря. Затем лишь редкое падение метеоритов меняло лик нашего спутника. А вот о происхождении Луны до сих пор спорят. Она могла сформироваться самостоятельно и затем быть захваченной Землей; могла сформироваться вместе с Землей как ее спутник; наконец, могла отделиться от Земли в период формирования. Вторая возможность еще недавно была популярна, но в последние годы серьезно рассматривается гипотеза образования Луны из вещества, выброшенного прото-Землей при столкновении с крупным небесным телом.

Несмотря на неясность происхождения системы Земля - Луна, дальнейшая их эволюция прослеживается довольно надежно. Приливное взаимодействие существенно влияет на движение небесных тел: суточное вращение Луны практически уже прекратилось (его период уравнялся с орбитальным), а вращение Земли замедляется, передавая свой момент импульса орбитальному движению Луны, которая в результате удаляется от Земли примерно на 3 см в год. Это прекратится, когда вращение Земли выровняется с движением Луны. Тогда Земля и Луна будут постоянно повернуты друг к другу одной стороной (как Плутон и Харон), а их сутки и месяц станут равны 47 нынешним суткам; при этом Луна удалится от нас в 1,4 раза. Правда, и эта ситуация не сохранится навсегда, ибо не прекратят действовать на вращение Земли солнечные приливы (см. также ЛУНА; ЛУНЫ ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ИСТОРИЯ; ПРИЛИВЫ И ОТЛИВЫ).

Марс. Марс похож на Землю, но почти вдвое меньше ее и имеют несколько меньшую среднюю плотность. Период суточного вращения (24 ч 37 мин) и наклон оси (24?) почти не отличаются от земных.

Земному наблюдателю Марс кажется красноватой звездочкой, блеск которой заметно меняется; он максимален в периоды противостояний, повторяющиеся через два с небольшим года (например, в апреле 1999 и в июне 2001). Особенно близок и ярок Марс в периоды великих противостояний, происходящих, если он в момент противостояния проходит вблизи перигелия; это случается через каждые 15-17 лет (ближайшее в августе 2003).

В телескоп на Марсе видны яркие оранжевые области и более темные районы, тон которых меняется в зависимости от сезона. На полюсах лежат ярко-белые снежные шапки. Красноватый цвет планеты связан с большим количеством окислов железа (ржавчины) в ее грунте. Состав темных областей, вероятно, напоминает земные базальты, а светлые сложены мелкодисперсным материалом.

В основном наши знания о Марсе получены автоматическими станциями. Самыми результативными оказались два орбитальных и два посадочных аппарата экспедиции "Викинг", которые опустились на Марс 20 июля и 3 сентября 1976 в областях Хриса (22? с.ш., 48? з.д.) и Утопия (48? с.ш., 226? з.д.), причем "Викинг-1" работал до ноября 1982. Оба они сели в классических светлых областях и оказались в красноватой песчаной пустыне, усыпанной темными камнями. 4 июля 1997 зонд "Марс пасфайндер" (США) в долину Ареса (19? с.ш., 34? з.д.) первый автоматический самоходный аппарат, обнаруживший смешанные породы и, возможно, обточенную водой и перемешанную с песком и глиной гальку, что указывает на сильные изменения марсианского климата и наличие в прошлом большого количества воды.

Разреженная атмосфера Марса состоит на 95% из углекислого газа и на 3% из азота. В малом количестве присутствуют водяной пар, кислород и аргон. Среднее давление у поверхности 6 мбар (т. е. 0,6% земного). При таком низком давлении не может быть жидкой воды. Средняя дневная температура 240 К, а максимальная летом на экваторе достигает 290 К. Суточные колебания температуры около 100 К. Таким образом, климат Марса - это климат холодной, обезвоженной высокогорной пустыни.

В высоких широтах Марса зимой температура опускается ниже 150 К и атмосферный углекислый газ (CO2) замерзает и выпадает на поверхность белым снегом, образуя полярную шапку. Периодическая конденсация и сублимация полярных шапок вызывает сезонные колебания давления атмосферы на 30%. К концу зимы граница полярной шапки опускается до 45?-50? широты, а летом от нее остается небольшая область (300 км диаметром у южного полюса и 1000 км у северного), вероятно, состоящая из водяного льда, толщина которого может достигать 1-2 км.

Иногда на Марсе дуют сильные ветры, поднимающие в воздух тучи мелкого песка. Особенно мощные пылевые бури бывают в конце весны в южном полушарии, когда Марс проходит через перигелий орбиты и солнечное тепло особенно велико. На недели и даже месяцы атмосфера становится непрозрачной от желтой пыли. Орбитальные аппараты "Викингов" передали изображения мощных песчаных дюн на дне крупных кратеров. Отложения пыли так сильно меняют вид марсианской поверхности от сезона к сезону, что это заметно даже с Земли при наблюдении в телескоп. В прошлом эти сезонные изменения цвета поверхности некоторые астрономы считали признаком растительности на Марсе.

Геология Марса весьма разнообразна. Большие пространства южного полушария покрыты старыми кратерами, оставшимися от эпохи древней метеоритной бомбардировки (4 млрд. лет назад). Значительная часть северного полушария покрыта более молодыми лавовыми потоками. Особенно интересна возвышенность Фарсида (10? с.ш., 110? з.д.), на которой расположены несколько гигантских вулканических гор. Высочайшая среди них - гора Олимп - имеет поперечник у основания 600 км и высоту 25 км. Хотя признаков вулканической активности сейчас нет, возраст лавовых потоков не превышает 100 млн. лет, что немного по сравнению с возрастом планеты 4,6 млрд. лет.

Хотя древние вулканы указывают на некогда мощную активность марсианских недр, признаков тектоники плит нет: отсутствуют складчатые горные пояса и другие указатели сжатия коры. Однако есть мощные рифтовые разломы, крупнейший из которых - долины Маринера - тянется от Фарсиды к востоку на 4000 км при максимальной ширине 700 км и глубине 6 км.

Одним из интереснейших геологических открытий, сделанных по снимкам с космических аппаратов, стали разветвленные извилистые долины длиной в сотни километров, напоминающие высохшие русла земных рек. Это наводит на мысль о более благоприятном климате в прошлом, когда температура и давление могли быть выше и по поверхности Марса текли реки. Правда, расположение долин в южных, сильно кратерированных районах Марса указывает на то, что реки на Марсе были очень давно, вероятно, в первые 0,5 млрд. лет его эволюции. Теперь вода лежит на поверхности в виде льда полярных шапок и, возможно, под поверхностью в виде слоя вечной мерзлоты.

Внутреннее строение Марса изучено слабо. Его низкая средняя плотность свидетельствует об отсутствии значительного металлического ядра; во всяком случае оно не расплавлено, что следует из отсутствия у Марса магнитного поля. Сейсмометр на посадочном блоке аппарата "Викинг-2" не зафиксировал сейсмической активности планеты за 2 года работы (на "Викинге-1" сейсмометр не действовал).

Марс имеет два маленьких спутника - Фобос и Деймос. Оба они неправильной формы, покрыты метеоритными кратерами и, вероятно, являются астероидами, захваченными планетой в далеком прошлом. Фобос обращается вокруг планеты по очень низкой орбите и продолжает приближаться к Марсу под действием приливов; позже он будет разрушен притяжением планеты.

Юпитер. Крупнейшая планета Солнечной системы, Юпитер, в 11 раз больше Земли и в 318 раз массивнее ее. Его низкая средняя плотность (1,3 г/см3) указывает на состав, близкий к солнечному: в основном это водород и гелий. Быстрое вращение Юпитера вокруг оси вызывает его полярное сжатие на 6,4%.

В телескоп на Юпитере видны облачные полосы, параллельные экватору; светлые зоны в них перемежаются красноватыми поясами. Вероятно, светлые зоны - это области восходящих потоков, где видны верхушки аммиачных облаков; красноватые пояса связаны с нисходящими потоками, яркий цвет которых определяют гидросульфат аммония, а также соединения красного фосфора, серы и органические полимеры. Кроме водорода и гелия в атмосфере Юпитера спектроскопически обнаружены CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 и GeH4. Температура на уровне верхушек аммиачных облаков 125 К, но с глубиной она увеличивается на 2,5 К/км. На глубине 60 км должен быть слой водяных облаков.

Скорости движения облаков в зонах и соседних поясах существенно различаются: так, в экваториальном поясе облака движутся к востоку на 100 м/с быстрее, чем в соседних зонах. Разница скоростей вызывает сильную турбулентность на границах зон и поясов, что делает их форму весьма замысловатой. Одним из проявлений этого служат овальные вращающиеся пятна, крупнейшее из которых - Большое Красное Пятно - было открыто более 300 лет назад Кассини. Это пятно (25 000?15 000 км) больше диска Земли; оно имеет спиральную циклоническую структуру и совершает один оборот вокруг оси за 6 сут. Остальные пятна меньшего размера и почему-то все белые.

У Юпитера нет твердой поверхности. Верхний слой планеты протяженностью 25% радиуса состоит из жидкого водорода и гелия. Ниже, где давление превышает 3 млн. бар, а температура 10 000 К, водород переходит в металлическое состояние. Возможно, вблизи центра планеты есть жидкое ядро из более тяжелых элементов с общей массой порядка 10 масс Земли. В центре давление около 100 млн. бар и температура 20-30 тыс. К.

Жидкие металлические недра и быстрое вращение планеты стали причиной ее мощного магнитного поля, которое в 15 раз сильнее земного. Огромная магнитосфера Юпитера с мощными радиационными поясами простирается за орбиты его четырех крупных спутников.

Температура в центре Юпитера всегда была ниже, чем необходимо для протекания термоядерных реакций. Но внутренние запасы тепла у Юпитера, оставшиеся с эпохи формирования, велики. Даже сейчас, спустя 4,6 млрд. лет, он выделяет примерно столько же тепла, сколько получает от Солнца; в первый миллион лет эволюции мощность излучения Юпитера была в 104 раз выше. Поскольку это была эпоха формирования крупных спутников планеты, не удивительно, что их состав зависит от расстояния до Юпитера: два ближайших к нему - Ио и Европа - имеют довольно высокую плотность (3,5 и 3,0 г/см3), а более далекие - Ганимед и Каллисто - содержат много водяного льда и поэтому менее плотны (1,9 и 1,8 г/см3).

Спутники. У Юпитера не менее 16 спутников и слабое кольцо: оно удалено на 53 тыс. км от верхнего слоя облаков, имеет ширину 6000 км и состоит, по-видимому, из мелких и очень темных твердых частиц. Четыре крупнейших спутника Юпитера называют галилеевыми, поскольку их открыл Галилей в 1610; независимо от него в том же году их обнаружил немецкий астроном Марий, давший им нынешние имена - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Наименьший из спутников - Европа - чуть меньше Луны, а Ганимед больше Меркурия. Все они видны в бинокль.

На поверхности Ио "Вояджеры" обнаружили несколько действующих вулканов, выбрасывающих вещество на сотни километров вверх. Поверхность Ио покрыта рыжеватыми отложениями серы и светлыми пятнами двуокиси серы - продуктами вулканических извержений. В виде газа двуокись серы образует крайне разреженную атмосферу Ио. Энергия вулканической деятельности черпается из приливного влияния планеты на спутник. Орбита Ио проходит в радиационных поясах Юпитера, и давно уже установлено, что спутник сильно взаимодействует с магнитосферой, вызывая в ней радиовсплески. В 1973 вдоль орбиты Ио обнаружен тор из светящихся атомов натрия; позже там были найдены ионы серы, калия и кислорода. Эти вещества выбиваются энергичными протонами радиационных поясов либо прямо из поверхности Ио, либо из газовых "плюмажей" вулканов.

Хотя приливное влияние Юпитера на Европу слабее, чем на Ио, его недра тоже могут быть частично расплавлены. Спектральные исследования показывают, что на поверхности Европы лежит водяной лед, а его красноватый оттенок, вероятно, связан с загрязнением серой от Ио. Почти полное отсутствие ударных кратеров указывает на геологическую молодость поверхности. Складки и разломы ледяной поверхности Европы напоминают ледяные поля земных полярных морей; вероятно, на Европе под слоем льда находится жидкая вода.

Ганимед - крупнейший спутник в Солнечной системе. Его плотность невелика; вероятно, он состоит наполовину из каменных пород и наполовину из льда. Его поверхность выглядит странно и хранит следы расширения коры, возможно, сопровождавшего процесс дифференциации недр. Участки древней кратерированной поверхности разделены более молодыми желобами, длиной в сотни километров и шириной 1-2 км, лежащими на расстоянии 10-20 км друг от друга. Вероятно, это более молодой лед, образовавшийся при излиянии воды сквозь трещины сразу после дифференциации около 4 млрд. лет назад.

Каллисто похож на Ганимед, но на его поверхности нет следов разломов; вся она очень старая и сильно кратерированная. Поверхность обоих спутников покрыта льдом вперемежку с горными породами типа реголита. Но если на Ганимеде лед составляет около 50%, то на Каллисто - менее 20%. Состав горных пород Ганимеда и Каллисто, вероятно, похож на состав углеродистых метеоритов.

Спутники Юпитера лишены атмосферы, если не считать разреженного вулканического газа SO2 на Ио.

Из дюжины малых спутников Юпитера четыре расположены ближе галилеевых к планете; крупнейший из них Амальтея - кратерированный объект неправильной формы (размеры 270?166?150 км). Его темная поверхность - очень красная - возможно, покрыта серой с Ио. Внешние малые спутники Юпитера делятся на две группы в соответствии с их орбитами: 4 более близких к планете обращаются в прямом (относительно вращения планеты) направлении, а 4 более далеких - в обратном. Все они маленькие и темные; вероятно, они захвачены Юпитером из числа астероидов группы Троянцев (см. АСТЕРОИД).

Сатурн. Вторая по размеру планета-гигант. Это водородно-гелиевая планета, однако относительное содержание гелия у Сатурна меньше, чем у Юпитера; ниже и его средняя плотность. Быстрое вращение Сатурна приводит к его большой сплюснутости (11%).

В телескоп диск Сатурна выглядит не так эффектно, как Юпитер: он имеет коричневато-оранжевую окраску и слабо выраженные пояса и зоны. Причина в том, что верхние области его атмосферы заполнены рассеивающим свет аммиачным (NH3) туманом. Сатурн дальше от Солнца, поэтому температура его верхней атмосферы (90 К) на 35 К ниже, чем у Юпитера, и аммиак находится в сконденсированном состоянии. С глубиной температура атмосферы возрастает на 1,2 К/км, поэтому облачная структура напоминает юпитерианскую: под слоем облаков из гидросульфата аммония находится слой водяных облаков. Кроме водорода и гелия в атмосфере Сатурна спектроскопически обнаружены CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 и PH3.

По внутреннему строению Сатурн также напоминает Юпитер, хотя из-за меньшей массы имеет меньшее давление и температуру в центре (75 млн. бар и 10 500 К). Магнитное поле Сатурна сравнимо с земным.

Как и Юпитер, Сатурн выделяет внутреннее тепло, причем вдвое больше, чем получает от Солнца. Правда, это отношение больше, чем у Юпитера, потому, что расположенный вдвое дальше Сатурн получает от Солнца вчетверо меньше тепла.

Кольца Сатурна. Сатурн опоясан уникально мощной системой колец до расстояния 2,3 радиуса планеты. Они легко различимы при наблюдении в телескоп, а при изучении с близкого расстояния демонстрируют исключительное разнообразие: от массивного кольца B до узкого кольца F, от спиральных волн плотности до совершенно неожиданных радиально вытянутых "спиц", открытых "Вояджерами".

Частицы, заполняющие кольца Сатурна, значительно лучше отражают свет, чем вещество темных колец Урана и Нептуна; их исследование в разных спектральных диапазонах показывает, что это "грязные снежки" с размерами порядка метра. Три классических кольца Сатурна по порядку от внешнего к внутреннему обозначают буквами A, B и C. Кольцо B довольно плотное: радиосигналы от "Вояджера" проходили через него с трудом. Промежуток в 4000 км между кольцами A и B, называемый делением (или щелью) Кассини, в действительности не пуст, а по плотности сравним с бледным кольцом C, которое раньше называли креповым кольцом. Вблизи внешнего края кольца A есть менее заметная щель Энке.

В 1859 Максвелл заключил, что кольца Сатурна должны состоять из отдельных частиц, обращающихся по орбитам вокруг планеты. В конце 19 в. это было подтверждено спектральными наблюдениями, показавшими, что внутренние части колец обращаются быстрее внешних. Поскольку кольца лежат в плоскости экватора планеты, а значит, наклонены к орбитальной плоскости на 27?, Земля дважды за 29,5 лет попадает в плоскость колец, и мы наблюдаем их с ребра. В этот момент кольца "пропадают", что доказывает их очень малую толщину - не более нескольких километров.

Детальные изображения колец, полученные "Пионером-11" (1979) и "Вояджерами" (1980 и 1981), показали значительно более сложную их структуру, чем ожидалось. Кольца разделены на сотни отдельных колечек с типичной шириной в несколько сотен километров. Даже в щели Кассини оказалось не менее пяти колечек. Детальный анализ показал, что кольца неоднородны как по размеру, так, возможно, и по составу частиц. Сложная структура колец, вероятно, обязана гравитационному влиянию маленьких близких к ним спутников, о которых прежде и не подозревали.

Вероятно, самым необычным является тончайшее кольцо F, открытое в 1979 "Пионером" на расстоянии 4000 км от внешнего края кольца A. "Вояджер-1" обнаружил, что кольцо F перекручено и заплетено, как коса, но пролетавший 9 мес. спустя "Вояджер-2" нашел строение кольца F значительно более простым: "пряди" вещества уже не переплетались между собой. Такая структура и ее быстрая эволюция частично объясняются влиянием двух маленьких спутников (Прометей и Пандора), движущихся у внешнего и внутреннего краев этого кольца; их называют "сторожевыми псами". Не исключено, однако, присутствие еще более мелких тел или временных скоплений вещества внутри самого кольца F.

Спутники. У Сатурна не менее 18 спутников. Большинство их них, вероятно, ледяные. У некоторых очень интересные орбиты. Например, у Януса и Эпиметея почти одинаковые радиусы орбит. По орбите Дионы на 60? впереди нее (это положение называют лидирующей точкой Лагранжа) движется меньший спутник Елена. Тефию сопровождают два маленьких спутника - Телесто и Калипсо - в лидирующей и отстающей точках Лагранжа ее орбиты.

С хорошей точностью измерены радиусы и массы семи спутников Сатурна (Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан и Япет). Все они в основном ледяные. Те, что поменьше, имеют плотности 1-1,4 г/см3, что близко к плотности водяного льда с большей или меньшей примесью горных пород. Содержат ли они метановый и аммиачный лед, пока не ясно. Более высокая плотность Титана (1,9 г/см3) есть результат его большой массы, вызывающей сжатие недр. По диаметру и плотности Титан очень похож на Ганимеда; вероятно, и внутренняя структура у них схожая. Титан второй по размеру спутник в Солнечной системе, а уникален он тем, что имеет постоянную мощную атмосферу, состоящую в основном из азота и небольшого количества метана. Давление у его поверхности 1,6 бар, температура 90 К. При таких условиях на поверхности Титана может быть жидкий метан. Верхние слои атмосферы до высот 240 км заполнены оранжевыми облаками, вероятно, состоящими из частиц органических полимеров, синтезирующихся под влиянием ультрафиолетовых лучей Солнца.

Остальные спутники Сатурна слишком малы, чтобы иметь атмосферу. Их поверхности покрыты льдом и сильно кратерированы. Лишь на поверхности Энцелада значительно меньше кратеров. Вероятно, приливное влияние Сатурна поддерживает его недра в расплавленном состоянии, а удары метеоритов приводят к излиянию воды и заполнению кратеров. Некоторые астрономы считают, что частицы с поверхности Энцелада образовали широкое кольцо E, протянувшееся вдоль его орбиты.

Очень интересен спутник Япет, у которого заднее (относительно направления орбитального движения) полушарие покрыто льдом и отражает 50% падающего света, а переднее полушарие такое темное, что отражает только 5% света; оно покрыто чем-то вроде вещества углистых метеоритов. Возможно, на переднее полушарие Япета попадает вещество, выб

Русский словарь Colier.      Russian dictionary Colier.