§15. Планети-гіганти та їхні супутники

Основна відмінність планет-гігантів від планет земної групи -їхні істотно більші маси і розміри. Водночас густини планет цієї групи значно менші, ніж у планет земної групи, що свідчить про різницю хімічного складу. Всі планети-гіганти мають потужні воднево-гелійові атмосфери з домішками аміаку і метану (до 0,1% ), а також великі сис­теми супутників і кілець. Планети цієї групи обертаються навколо осі набагато швидше, ніж планети земної групи. При цьому кожна з них має помітно менший період обертання екваторіальних зон у порівнянні з приполюсними.

Такий закон обертання, типовий для всіх газоподібних тіл, спос­терігається і в Сонця. При цьому Юпітер і Сатурн та Уран і Нептун та­кож досить чітко поділяються між собою на дві пари. Юпітер і Сатурн мають більші розміри, менші густини і менші періоди обертання, ніж Уран і Нептун.

Чіткий поділ планет-гігантів на дві групи - це дуже важливий екс­периментальний факт, який вимагає обов'язкового пояснення сучас­ною теорією походження і еволюції Сонячної системи.

1. Юпітер. Юпітер - найбільша планета Сонячної системи (мал. 15.1), яка з періодом 11,86 земного року обертається навколо Сонця на відстані близько 5,2 а. о. Юпітер швидше за всі інші планети обертається навколо своєї осі - зоряна доба на Юпітері триває 9 год 50 хв. Через швидке обертання його

екваторіальний радіус (71 400 км) значно перевищує полярний (66 900 км) - планета помітно сплюснута біля полюсів. Маса Юпітера і сила тяжіння на його по­верхні відповідно у 318 і 2,5 рази більші за земні показники. Середня густина становить 1,3 г/см³.

Навіть у невеликий телескоп на Юпітері добре помітні світлі та темні смуги, що простягаються паралельно екватору. Вони порівняно стійкі про­тягом днів та тижнів, але поступово змінюються впродовж років. Це вка­ ує на їхню хмарову природу та на

Мал. 15.1. Юпітер

відносно стійкий тип атмосферної циркуляції. Смуги мають різноманітне забарвлення, що змінюється з часом. Період обертання Юпітера, визначений за рухом деталей, роз­ташованих на різних широтах, виявляється різним: він збільшується з ростом широти. Отже, смуги в середніх широтах рухаються повільніше, ніж на екваторі.

У 1831 р. в південній півкулі Юпітера було виявлено слав­нозвісну Велику Червону Пляму (ВЧП). Про неї було відомо й раніше, бо є свідчення спостере­-

жень Гука, на малюнках якого, ви­конаних ще 1664-1672 pp., теж є пляма. ВЧП (мал. 15.2) орієнтова­на вздовж паралелі й має розміри 15 000x30 000 км, а сто років тому вони були удвічі більшими. Ця пляма - це потужний антициклон, що обертається проти годиннико­вої стрілки. Обертання всередині плями відбувається за 6 земних діб. Виникнення та існування ВЧП пов'язане з різною швидкістю руху атмосферних мас, між якими вона

Мал. 15.2. Велика Червона Пляма

знаходиться: маси, розташовані вище, рухаються проти годинникової стрілки повільніше, ніж ті, що нижче. Через тертя верхня частина ВЧП трохи гальмується, а нижня - прискорюється, що і призводить до утворення цього на ди­во стійкого вихора.

В атмосфері Юпітера міститься близько 86 % водню, 14 % гелію, 0,07 % метану, 0,06 % аміаку, а також вода, ацетилен, фосфін. Хмари складаються в основному з аміаку.

В розрахунку на одиницю площі Юпітер отримує у 27 разів менше тепла від Сонця, ніж Земля. Його верхні шари, відбиваючи 50 % соняч­ної енергії, повинні були б мати температуру близько 210 К, проте прямі вимірювання як наземними засобами, так і за допомогою космічних апаратів вказують на більшу температуру: вона на 17 К ви­ща. Тобто надра планети дають свій власний потік енергії, в середньому удвічі більший, ніж вона отримує від Сонця. Цей додатковий потік теп­ла приводить до появи в атмосфері Юпітера бурхливих вертикальних течій з виносом догори гарячих мас газу, які після охолодження пори­нають назад.

Причиною переважання випромінюваної енергії над отриманою від Сонця можуть бути процеси гравітаційного стискування первинної ре­човини, з якої сформувався Юпітер. За своїми характеристиками Юпітер займає проміжне положення між планетними і зоряними утво­реннями, і його остаточне формування ще й досі не завершилось.

Юпітер не має твердої поверхні. За підра­хунками вже на глибині кількох тисяч кіло­метрів речовина атмосфери плавно переходить у газорідкий стан, ще глибше під ним залягає зона рідкого водню з гелієм, а ще глибше рідкий водень переходить у металічну фазу - пе­ретворюється на метал, у якому протони і елек­трони існують окремо. Останній перехід відбу­вається стрибком; речовина, змінюючи свою фазу, стискається, при цьому і виділяється до­даткова енергія.

У 1955 р. виявлено, що Юпітер є потужним джерелом радіовипромінювання. Планета має магнітне поле, напруженість якого у 50 разів більша, ніж у земного. Це поле формує навколо планети протяжну магнітосферу з декількома Мал. 15.4. lo радіаційними поясами. Електрони, прискорені

в магнітосфері планети, тут же гальмуються її магнітним полем, випромінюючи головним чином у радіодіапазоні.

Чотири із 28 супутників Юпітера - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто -ще у 1610 р. були відкриті Галілеєм, він же дав їм назви, а тому їх час­то називають галілеєвими. В 1979 р. поблизу планети пройшли АМС «Вояджер-1» і «Вояджер-2» (США). Вони передали на Землю зображен­ня планети і супутників з близьких відстаней (мал. 15.3). Особливо вра­жають поверхні галілеєвих супутників.

Поверхня Іо (мал. 15.4) має жовтувато-червоний колір. На супут­нику зареєстровано 7 діючих вулканів. Вулканічні процеси на Іо проходять досить бурхливо: продукти викиду (в основному це спо­луки сірки) піднімаються на висоту до 300 км.

Мал. 15.3. Галілеєві супутники Юпітера

Мал. 15.6. Ганімед - найбільший супутник планети у Сонячній системі

Практично вся поверхня Європи вкрита мережею тріщин, довжина яких в окремих випадках сягає 1 500 км (мал. 15.5). Напевно, зовнішня оболонка Європи до глибин від 10 до 100 км складається з во­дяного льоду. Вона відбиває до 70% сонячного світла, а тому середня температура поверхні Європи нижча, ніж у Іо, і становить 120 К.

Ганімед - найбільший серед супутників Юпітера і взагалі у Со­нячній системі (мал. 15.6). Існує припущення, що він значною мірою складається з води або льоду. Його поверхня відбиває до 40% сонячно­го світла і має температуру 140 К.

Каллісто - четвертий галілеєвий супутник, цікавий тим, що йо­го відвернена від Юпітера сторона вкрита кратерами. Вважають, що

їхній вік становить 4 млрд років, і виникли вони внаслідок потужного метеоритного бомбардування на ран­ній стадії існування Сонячної систе­ми. Каллісто - темний супутник, бо його поверхня - лід, забруднений пи­лом, - відбиває лише 20 % сонячного світла.

Мал. 15.5. Європа

Через це і температура на його поверхні найвища серед галіле-євих супутників - 150 К.

Всі галілеєві супутники за своїми розмірами наближаються до пла­нет, їхні середні густини більші, ніж у Юпітера, а періоди їхнього осьо­вого обертання і обертання навколо Юпітера майже збігаються.

У березні 1979 р. «Вояджер-2» відкрив навколо Юпітера кільце. Воно подібне до кілець Сатурна, але значно менше за розмірами і дуже тонке. Доречно згадати, що думку про існування у Юпітера кільця, а та­кож існування на супутниках великих планет інтенсивних вул­канічних процесів ще 1955 р. сміливо висловив київський астроном Сергій Костянтинович Всехсвятський (1905-1984).

2. Сатурн. Сатурн - друга планета-велетень і шоста числом планета в Сонячній системі (мал. 15.7). Майже у всьому подібна до

Юпітера, вона обертається навко­ло Сонця з періодом 29,5 земних років на відстані близько 9,5 а. о. Зоряна доба на Сатурні триває 10 год 14 хв. Через швидке обер­тання він також сплюснутий біля полюсів: полярний радіус плане­ти менший від екваторіального.

Мал. 15.7. Сатурн

Як і в Юпітера, періоди його обертання у різних широтах не однакові. Маса Сатурна в 95 разів більша за масу Землі, а сила тяжіння в 1,12 рази більша за земну.

Сатурн має на диво низьку густину, нижчу за густину води - лише 0,7 г/см'. І якби знайшовся такий велетенський океан з води, куди мож­на було б занурити Сатурн, він би не потонув. Така маленька густина свідчить про те, що, як і решта планет-гігантів, Сатурн переважно скла­дається з водню і гелію.

Оскільки Сатурн знаходиться в 9,5 разів далі від Сонця, ніж Земля, то на одиницю площі він отримує в 90 разів менше тепла, ніж вона. Згідно з розрахунками температура зовнішнього шару хмарового по­криву повинна становити 80 К, насправді ж температура атмосфери планети дорівнює 90 К. Отже, Сатурн, як і Юпітер, перебуває у стані повільного стискання.

На диску жовтуватого кольору окремі деталі верхніх шарів атмо­сфери Сатурна проявляються значно слабкіше, ніж на Юпітері.

Мал. 15.8. Зміна умов видимості кілець Сатурна

Та все ж приекваторіальні темні смуги видно досить добре. Помітно та­кож, що приполярні зони здаються злегка зеленуватими. Окрім того, час від часу з'являються світлі й темні плями, завдяки яким і було визначено період обертання Сатурна. У верхніх шарах хмарового покриву спостеріга­ються сильні вітри, швидкість яких в екваторіальній зоні досягає 110 м/с.

Як і Юпітер, Сатурн має магнітне поле, радіаційні пояси, і є джерелом радіовипромінювання.

Серед планет-гігантів Сатурн найбільше вражає уяву величною системою кілець, які добре видно в най­простіший телескоп. Вони були відкриті X. Гюйгенсом ще у XVII ст. їхня площина лежить точно у площині екватора планети, нахиленій до площини екліптики під кутом 28,5°. Тому залежно від того, як зорієнто­ваний Сатурн по відношенню до Землі, кільця видно максимально роз­критими під тим же кутом, або, коли Земля знаходиться в площині кілець, їх взагалі не видно (мал. 15.8).

Кільця Сатурна мають складну структуру. « Вояджер-1» і «Вояджер-2», які пролетіли повз Сатурн у 1980-1981 pp., передали на Землю зоб­раження кілець з близької відстані (мал. 15.9).

Мал. 15.9. Кільце Сатурна

На фотографії видно, що кільця Са­турна складаються з сотень окремих вузьких кілець, розділених такими ж вузькими проміжками. Самі ж кільця складаються з окремих часток водяного крихкого снігу розмірами від дрібних пи­линок до брил у 10-15 м завбільшки, які добре відбивають сонячне світло. Шири­на кілець разом із найвіддаленішим дуже

слабким кільцем, відкритим «Воядже­ром», становить 65 000 км, а товщина не

перевищує 1 км.

Окрім кілець, Сатурн має 30 відомих на сьогодні супутників. «Вояджери» передали на Землю зображення деяких із них. Як і всі інші тіла в Сонячній системі, що не мають атмосфери, вони вкриті безліччю кратерів. Найбільший супутник Сатурна, Титан, має потужну не­прозору атмосферу товщиною до 200 км. Вона складається з азоту з домішками метану і водню.

3. Уран і Нептун. Уран (мал. 15.10) був відкритий англійським астрономом В. Гершелем 1781 p., а Нептун (мал. 15.11) -

німецьким астрономом Галле 1846 р. після теоретичних розра­хунків француза Левер'є і англій­ця Адамса.

До початку космічної ери відомостей про ці планети було мало. Так було відомо, що Уран - це планета, майже у 4 рази більша за Землю. Вона рухається навколо Сонця з періодом 84 зем­них роки на відстані 19,2 а. о. і має екваторіальний період обер­тання навколо осі 17 год 14 хв. Нахил її осі обертання до площи­

                                                                           Мал.15.10. ни орбіти становить 98°, тобто Уран рухається навколо Сонця. Уран «лежачи на боці» та ще й обертається, як і Венера, у зворотному на­прямку. Маса Урана у 14,6 рази більша за земну, а екваторіальний радіус становить 25 600 км. Середня густина Урана - 1,19 г/см³.

Нептун у 4 рази більший за Землю. Він рухається навколо Сон­ця з періодом 164,8 земних років на відстані 30 а. о. і має екваторіальний період обертання 17 год 42 хв. Нахил його осі обертання до площини

орбіти становить 29°, маса у 17 разів більша за земну, а еква­торіальний радіус становить 24 800 км. Середня густина Неп­туна найбільша серед усіх планет-велетнів - 1,66 г/см³.

Виміряні температури зов­нішнього хмарового покриву для обох планет на 10-20 К переви­щують розрахункові. Отже, у обох планет є додаткове джерело тепла із надр. Можливо, це тепло має та­ку ж природу, як і в Юпітера чи Сатурна. В атмосферах обох пла­нет є молекули водню, метану, ацетилену.

Мал. 15.11. Нептун

Детальну інформацію про ці далекі планети вдалось отримати тільки після проходження АМС «Вояджер-2» поблизу Урана в січні 1986 р. і Нептуна в серпні 1989 р.

Виходячи з останніх даних, робляться припущення, що Уран на 50 % складається з водяного льоду, на 40 % - з різних кам'янистих порід і на 10 % - з водню та інших газів.

У 1977 р. при покритті Ураном зорі у нього було відкрито 5 вузьких кілець. Згодом з'ясувалося, що їх 9. А при прольоті АМС «Вояджер-2» було виявлено слабке десяте кільце. Кільця Урана дуже вузькі, 1-10 км завширшки, і тільки зовнішнє кільце в найширшій частині досягає 96 км. Мабуть, вони складаються з дрібного темного пилового матеріалу, бо погано відбивають сонячне світло. Товщина кілець - кілька десятків метрів.

Мал. 15.12. Супутники Урана

Після прольоту АМС стала відомою геологічна будова п'яти вели­ких супутників Урана: Аріеля, Умбріеля, Титанії, Оберона і Міранди (мал. 15.12). Було відкрито ще 12 супутників, які мають вигляд безформ­них брил невеликих розмірів від 10 до 100 км.

Щодо планети Нептун, то у невиявлено досить динамічну блакит­ного кольору атмосферу, на тлі якої видно білі метанові хмари і дві темні плями - велику і малу. їхня природа, мабуть, така ж, як і приро­да Великої Червоної Плями на Юпітері.

У Нептуна, окрім двох відомих раніше, відкрито ще 6 супутників. Найбільший із них, Тритон, має дуже розріджену азотну атмосферу і поверхню, яка нагадує Місяць. Рухається Тритон навколо Нептуна у зворотному напрямку.

АМС «Вояджер-2» відкрила навколо Нептуна кільця, що склада­ються з дрібних пилових частинок.

4. Система Плутон—Харон. Найдальшу, дев'яту числом пла­нету Сонячної системи - Плутон - було відкрито у 1930 році. Плутон ру­хається навколо Сонця з періодом 248,4 земних років по еліптичній орбіті з великою піввіссю 39,4 а. о., витягнутій настільки, що він іноді опиняється навіть ближче до Сонця, ніж Нептун. До того ж площина його орбіти нахилена до площини екліптики під значним кутом у 17°, так що, рухаючись небесною сферою, Плутон виходить за межі зодіакальних сузір'їв. Визначено, що Плутон обертається на­вколо осі, як і Уран чи Ве­нера, у зворотному на­ прямку, а кут нахилу осі обертання до площини орбіти становить 32°.

У 1978 р. під час фото­ графічного спостереження Плутона було виявлено аси­метрію його зображення. Це дало підставу стверджу-                                                           Мал. 15.13. Система Плутон-Харон

вати, що Плутон має супут­ник, який здійснює оберт навколо нього за 6,4 доби. Радіус орбіти Харо на (таку назву отримав супутник) дорівнює 19 640 км.

Як слабкий об'єкт 14^га, Плутон було вивчено погано (мал. 15.13). Та після винятково успішних спостережень Плутона за допомогою Космічного телескопа ім. Габбла (1991 р.) отримано такі дані: радіус і маса Плутона дорівнюють відповідно 1 162 км і 0,0022 m_e , радіус і маса Харона - відповідно 606 км і 0,0003 т_в. Таким чином, Плутон виявився удвічі меншим від Меркурія і най­меншою планетою Сонячної системи. Оскільки відношення мас Плутон-Харон дорівнює 7:1, то аналогічно системі Земля-Місяць, де воно становить 81:1, також мовиться про подвійну планету. Су­дячи з розмірів, Плутон, мабуть, лише один із найближчих пред­ставників групи астероїдів із поясу Койпера (§ 16), серед яких є безліч претендентів на «десяту планету». За спостережними дани­ми Харон значно темніший, ніж Плутон, очевидно тому, що Плу­тон, маючи більшу масу, зберіг метан, тоді як з поверхні супутни­ка він розсіявся в космічний простір. Виходячи з мізерної кількості сонячної енергії, яку отримують Плутон-Харон, планета мусить бути вкрита льодом із метану і мати червонуватий відтінок, тоді як супутник повинен бути вкритий водяним льодом і мати сіруватий колір.

1. За якими характерними ознаками планети-гіганти виділено в окрему групу?

2. Що собою являє Велика Червона Пляма на Юпітері? 3. Чим пояснюється виділення додаткової енергії з надр планет-гігантів? 4. Який український астроном і коли висловив думку, що на супутниках великих планет можуть відбуватись інтенсивні вулканічні процеси? 5. Чому систему Плутон-Харон можна назвати подвійною планетою?

15.1. З'ясуйте, скільки разом супутників налічується в Сонячній системі. Які з них мають розміри, сумірні з розмірами Місяця?

15.2. У серпні 1995 р. астрономи Землі спостерігали кільця Сатурна

«з ребра», тобто вони були невидимі на диску планети. За допомогою мал. 15.8, знаючи, що сидеричний період обертання Сатурна навколо Сонця рівний 29,4 577 року, спробуйте оцінити, якими були умови видимості кілець Сатурна у липні 1610 p., коли Галілей зафіксував їх відкриття словами «найвищу планету спостерігав потрійною». 15.3. Знаючи, що прискорення вільного падіння на Урані становить 9,50 м/с², і використовуючи другий закон Ньютона, підрахуйте, якою буде Ваша вага на цій планеті. Спробуйте пояснити результат.