Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.kosmofizika.ru/model/busarev_4.doc Дата изменения: Tue Dec 20 13:47:51 2005 Дата индексирования: Tue Oct 2 00:00:33 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: метонов цикл

Глава |4 | |
|Физические условия вблизи Луны и планет Солнечной |
|системы |
|В.В.Бусарев, В.В.Шевченко, В.Г.Сурдин |
|Госуларственный астрономический институт им. |
|П.К.Штернберга Московского государственного |
|университета |


Абстракт Постоянно возрастающая мощность ракетно-космических
транспортных систем и существенный прогресс в создании все более
миниатюрных научных приборов при одновременном увеличении их
эффективности и долговечности обеспечивают зондирование и
мониторинг все более отдаленных областей Солнечной системы. Луна,
Венера и Марс давно уже стали объектами не только разовых, но и
комплексных космических экспедиций. Область планет-гигантов
превращается в зону длительных, иногда перекрывающихся по времени
экспериментов. Космические данные, дополняемые продолжительными
наблюдениями внеатмосферных телескопов, находящихся на околоземных
орбитах, создают возможность построения новой, более цельной модели
физических условий вблизи планет Солнечной системы

Kлючевые слова Луна, планеты, физические поля планет, планетная среда

4.1 ВВЕДЕНИЕ

с момента начала исследований солнечной системы космическими средствами и
по настоящее время принципиальные задачи, стимулирующие развитие этого
направления, по сути, остаются прежними. новая информация, поступающая в
результате осуществления многочисленных космических миссий, вносит
определяющий вклад в решение фундаментальных проблем современного
естествознания, рассматривающих происхождение и эволюцию планетных тел и
солнечной системы в целом. приложение этих знаний к пониманию природных
процессов, определяющих развитие нашей планеты земли, является не менее
важной задачей. часть из этих исследований носит также и прикладной
характер. стремительно приближается время, когда в ряд самых актуальных
задач встанет проблема освоения ближайших тел солнечной системы с
непосредственным использованием внеземных природных ресурсов.
За два десятилетия, истекшие с момента выхода в свет предыдущей версии
настоящего издания, интенсивность осуществления космических планетных
проектов неуклонно возрастала. Диаграмма на рис. 4.1.1 показывает
относительное распределение по числу осуществленных космических запусков,
основной целью которых являлись указанные объекты Солнечной системы. В
нашей стране и в США были проведены развернутые программы изучения природы
Венеры. Уникальные данные получены в результате исследований Марса. Впервые
были осуществлены проекты запусков космических аппаратов к малым телам
Солнечной системы - кометам и астероидам. Немногочисленные, но рекордные по
объему полученной информации, проекты изучения планет-гигантов обеспечили
современные фундаментальные знания о природе внешней части Солнечной
системы.














[pic]
Рисунок 4.1.1. Распределение по числу осуществленных за два последних
десятилетия космических проектов.

Первый космический аппарат, запущенный в 1972 г. с целью изучения
Юпитера, «Пионер-10», спустя десятилетие покинул условные пределы Солнечной
системы и превратился в первое рукотворное тело, пересекающее нашу
Галактику. В настоящее время к границам гелиосферы приближаются аппараты
серии «Вояджер», обозначая начало экспансии человечества в далекий космос.

4.2 ЛУНА

4.2.1 общие положения

Единственный естественный спутник Земли составляет вместе с нашей планетой
редчайшую в Солнечной системе структуру, в которой соотношение размеров и
масс обоих тел характеризует их скорее, как двойную систему, чем как
классическое образование родительской планеты и спутника. Достаточно
напомнить, что масса Луны составляет около 1/81,3 массы Земли. Аналогичное
отношение масс Фобоса и Марса исчисляется, например, величиной 1/50000000.
Крупнейший в Солнечной системе спутник Ганимед составляет по массе лишь
1/12200 часть центрального тела Юпитера. И только миниатюрная система
Плутон-Харон в этом смысле напоминает Землю с Луной. С точки зрения
космической экспансии человечества Луна является естественной
инфраструктурой Земли.
В данном параграфе излагаются основные параметры Луны как небесного
тела, а также свойства окружающего ее космического пространства.

4.2.2 Строение гравитационного поля Луны

Гравитационный потенциал Луны и планет принято выражать в виде разложения
по сферическим гармоникам (напр., Абалакин и др., 1976; Грушинский,
1976), поскольку оно хорошо описывает все особенности
гравитационного поля планеты (в том числе гравитационные аномалии,
связанные с локальной концентрацией масс):

U = (Gm / r) [1+ (?n=2 (a / r)n n??=0 (Cnk cos k? + Snk sin k?) Pnk (sin
?)] (1)

где G - гравитационная постоянная,

m - масса планеты,

а - экваториальный радиус планеты,

r, ?, ? - сферические координаты частицы (обычно ?, ? - это широта и
долгота, а r - радиус-вектор текущей точки пространства),

Pnk - присоединенные функции Лежандра ( при k > 0 ),

Pn - полиномы Лежандра (при k = 0),

Jn = Cn0 - коэффициенты зональных гармоник разложения потенциала,
Cnk и Snk - коэффициенты тессеральных гармоник разложения потенциала (в
частности, при n = k это коэффициенты секториальных гармоник разложения
потенциала),
G = (6,6728 ± 0,0016) в 10-23 (км3 с-2 г-1) - гравитационная постоянная,
GM( = 1,327 124 40 в 1011 (км3 с-2).

Физический смысл коэффициентов зональных, секториальных и тессеральных
гармоник разложения потенциала (напр., Грушинский, 1976) состоит в
следующем: J0 определяет среднюю величину ускорения силы тяжести на
поверхности планеты, J2 = C20 выражает степень сжатия планеты; C11 и S11
характеризуют эллипсоидальность планеты; C22 и S22 определяют эллиптичность
экватора; J3 - характеризуют величину ассиметрии северного и южного
полушарий; J4 и J6 определяют степень неоднородности распределения масс в
недрах и вблизи поверхности планеты.
Пространственная структура внешнего гравитационого поля, как правило,
описывается с помощью эквипотенциальных поверхностей. В каждой точке такой
поверхности величина U остается постоянной. В случае однородности
распределения гравитирующих масс, эквипотенциальные (уровенные) поверхности
имеют сферическую форму и значение потенциала зависит лишь от удаленности
текущей точки пространства (величины r). Поскольку реальное распределение
масс в теле Луны не является однородным, локальный избыток или недостаток
массы вещества приводит к деформации моделирующих гравитационное поле
системы вложенных эквипотенциальных поверхностей в окрестностях аномальной
точки.
В настоящее время основным методом изучения гравитационного поля Луны
остается исследование гравитационных возмущений орбит ее искусственных
спутников. Результаты траекторных измерений движения первого ИСЛ «Луна-10»
позволили определить значения 11 коэффициентов в разложении гравитационного
поля Луны (Аким, 1966). Дальнейшие исследования позволили установить не
только общую асимметрию распределения масс в теле спутника, но также
выделить местные концентрации масс (масконы), расположенные в пределах
верхней мантии в области круговых морей видимого полушария Луны. Согласно
исследованиям, проведенным на ИСЛ «Лунар проспектор» (1998 - 1999 гг.) с
разрешением на поверхности до 30 км, в разложении гравитационного поля Луны
удалось выделить до 100 гармоник. Помимо новых масконов эта модель выявила
гравитационные аномалии, не получившие пока достоверной интерпретации.
Обобщение новой гравитационной модели позволило впервые оценить конкретные
размеры жидкого металлического ядра Луны, радиус которого, по-видимому,
находится в пределах от 250 км до 430 км и по массе не превышает 4% от
общей массы лунного шара (Шевченко, 2001).

4.2.3 Палеомагнетизм Луны

Многочисленные магнитометрические исследования, проведенные на основе
орбитальной магнитной съемки и непосредственно на поверхности, установили
отсутствие собственного магнитного поля Луны на современном этапе ее
истории. Вместе с тем, в различных районах лунной поверхности зафиксированы
местные магнитные аномалии. Для районов морей видимого полушария
напряженность магнитного поля у поверхности колеблется от 0,1 нТл до
нескольких нанотесла. Наиболее значительные магнитные аномалии обнаружены
на обратной стороне Луны, где напряженность поля в некоторых случаях
достигает более 300 нТл. Согласно определению остаточной намагниченности
лунных пород, доставленных на Землю, можно было бы предположить, что
заметное магнитное поле могло бы существовать у Луны в эпоху от 3,6 до 3,8
млрд. лет назад. Образцы пород с подобным возрастом имеют наибольшую
остаточную намагниченность (~ 1 Гс) (Cisowski, Fuller, 1986). В этом случае
генерацию магнитного поля можно было бы объяснить действием механизма
динамо в лунном металлическом ядре.
Результаты глобальной магнитной съемки с КА «Лунар проспектор» (1998 -
1999 гг.) обнаружили корреляцию положения основных магнитных аномалий Луны
с районами, антиподальными молодым круговым морям видимого полушария (Lin
et al., 1998). В то же время, крупнейшие магнитные аномалии совпадают с
аномальными диффузными структурами, отличающимися высоким альбедо и полным
отсутствием собственного рельефа. Согласно одной из гипотез, возникновение
магнитных аномалий может быть непосредственно связано с ударными
процессами, сопровождавшими формирование круговых лунных бассейнов. Эта
модель встречается с непреодолимой трудностью согласования возраста
бассейнов (около 4 млрд. лет) и диффузных структур (не более 10 млн. лет).
В связи с этим некоторыми авторами разрабатывается гипотеза возникновения
магнитных аномалий вследствие падения кометных тел (Шевченко, 2003).
Истинная связь между лунным палеомагнетизмом и наблюдаемыми в настоящее
время магнитными аномалиями остается неустановленной.

4.2.4 Лунная атмосфера - экзосфера

Малая сила тяжести и практически полное отсутствие механизмов постоянной
подпитки газовой оболочки Луны делает спутник Земли типичным безатмосферным
телом. Различные оценки показывают, что лунная атмосфера на 14 порядков
меньше газовой оболочки Земли. Согласно дистанционным и прямым
исследованиям основной состав газовых частиц, насыщающих окололунное
пространство, образуется атомами и ионами водорода, гелия, неона и аргона
(Шевченко, 1980).
В табл. 4.2.1 приведены средние тепловые скорости (v) движения частиц
соответствующих газов для наибольшего значения дневной температуры (400 К).
Следует отметить, что параболическая скорость для Луны составляет 2,38
км/с. В табл. 4.2.1 приведены также значения шкалы высот (H) и времени
диссипации (t) для различных составляющих лунной атмосферы при максимальных
температурах (400 К). Значения времени диссипации t, приведенные в таблице,
вычислялись с учетом только тепловых процессов. Однако, для элементов более
тяжелых, чем водород и гелий, существенную роль играет процесс
фотоионизации и связанное с ним увеличение интенсивности рассеивания ионов.
Под воздействием жесткого ультрафиолетового излучения Солнца нейтральные
молекулы и атомы газов вблизи Луны приобретают заряд, захватываются
межпланетным магнитным полем и, ускоряясь им, покидают лунную атмосферу,
двигаясь по спирали вокруг силовых линий.

Таблица 4.2.1.

| |H (1) |H2 (2) |He (4) |Ne (20) |Ar (36) |Ar (40) |
|v, км/с|2,76 |1,95 |1,38 |0,62 |0,46 |0,44 |
| |2040 |1020 |510 |120 |57 |51 |
|H, км |1 час |1 час |2 часа |1 год |4 млн. лет|130 млн. |
|t | | | | | |лет |

Суммарная плотность газовых частиц в лунной атмосфере в дневное время
составляет менее 104 молекул/см3. В ночное время предполагаемая
концентрация всех обнаруженных газов достигает около 2 в 105 молекул/см3,
что и соответствует наибольшей плотности газовой оболочки Луны. Таким
образом, лунная атмосфера является экзосферой, нижняя граница которой
проходит непосредственно у лунной поверхности.

4.2.5 Плотность метеороидного потока и пылевая составляющая у поверхности
Луны

При практическом отсутствии газовой оболочки Луны даже самые малые
метеороидные частицы достигают лунной поверхности, вызывая интенсивную
эрозию поверхностных слоев. Расчетные значения скоростей падения на лунную
поверхность частиц-ударников составляют от 13 до 18 км/с (Zook, 1975).
Согласно оценкам разных авторов, общий поток падающих на Луну твердых тел
составляет около 4 в 10-16 г см-2 с-1 при учете объектов с массой от 10-16
г (микрометеориты) до 1018 г (крупные метеориты и астероиды) (Шевченко,
1980). Встречаемость частиц различных размеров обычно представляется
зависимостью вида N = aDb, где N - число частиц диаметра D, выпадающее на
единицу площади в единицу времени. Тот же самый вид зависимости
используется для представления распределения выпадающих частиц по массе: N
= cDd. Показатели степени b и d являются отрицательными для реально
наблюдаемых распределений. На рис. 4.2.1 представлены результаты различных
серий наблюдений плотности метеороидов в окололунном пространстве и
интерпретация этих данных. Кривая 1 и точки 2 представляют обобщения
различных серий наземных наблюдений и результаты, полученные с борта КА
«Пионер-8, -9», «Пегас» и ГЕОС, приведенные к расстоянию в 1 а.е.
(McDonnel, 1977; Grun et al., 1985). Все эти данные характеризуют поток
микрометеороидов с массами приблизительно от 10-17 до 102 г.
Распределение 3 представляет собой обобщенный анализ данных, полученных
по степени метеоритной эрозии доставленных на Землю образцов лунных
поверхностных пород (Chapman, 1972). Результаты пассивного сейсмического
эксперимента, проведенного на лунной поверхности по программе КК «Аполлон»,
позволили оценить поток метеоритного вещества, реально выпадающего на Луну
(Латем и др., 1975). Полученная по этим данным зависимость представлена на
рис. 4.2.1 распределением 4. Зарегистрированный поток оказался в 10 - 1000
раз меньшим, чем прогнозируемый по наземным наблюдениям. Более поздние по
времени данные, полученные с помощью пассивного сейсмического эксперимента,
относящиеся к потоку с интервалом масс частиц от 103 до 105 г показаны
распределением 5 (Duennebier et al., 1975).
Приведенные величины метеороидного потока, падающего на Луну, позволяют
предположить постоянное присутствие в приповерхностном окололунном
пространстве

Рисунок 4.2.1. Распределение по массам выпадающих на лунную поверхность
частиц. По вертикальной оси отложен логарифм числа частиц, выпадающих на
площади в 1 м2 за секунду. По горизонтальной оси отложен логарифм массы
частиц.

рассеянного мелкодисперсного вещества - своеобразной «аэрозольной
составляющей» лунной экзосферы. Отдельные наблюдения избыточных свечений
лунного неба подтверждают подобные предположения. По данным измерений,
проведенных непосредственно на лунной поверхности, плотность потока
микрочастиц с массой более 10-13 г и скоростью падения около 25 км/с
составляет 2 в 10-8 см-2 с-1 (Berg et al., 1974). В этом эксперименте был
зарегистрирован эффект повышенной концентрации микрочастиц вблизи моментов
местного восхода и захода Солнца в течение восьми лунаций. Скорость
регистрации микрочастиц возрастала почти в 100 раз за время от нескольких
часов до 40 часов перед восходом и в течение 30 часов после восхода. Было
установлено, что преимущественное перемещение частиц происходит в
направлении от Солнца. Предполагаемый механизм такого горизонтального
переноса частиц по лунной поверхности заключается во взаимодействии
электростатических зарядов пылинок с электростатическими полями,
возникающими на лунной поверхности под воздействием солнечного излучения.

4.2.6 Ионизующее излучение вблизи Луны

Поскольку Луна лишена магнитного поля дипольной природы и практически
лишена атмосферы, характер облучения лунной поверхности значительно
отличается от соответствующих явлений, наблюдаемых у поверхности Земли.
Более разнообразны виды радиации, достигающие лунной поверхности, а также
взаимодействие каждого из них с покровным веществом.
Ионы солнечного ветра из-за своей малой энергии способны проникать лишь в
очень тонкий верхний слой лунного вещества - не более одного микрометра. По
некоторым оценкам плотность потока частиц солнечного ветра у Луны такова,
что за время более 4 млрд. лет общее число достигших ее атомов может быть
эквивалентно поверхностному слою лунного вещества толщиной до 10 м (Walker,
1975). Плотность потока солнечного ветра у Луны обычно принимается равной
от 1 в 108 до 8 в 108 частиц/(см2 с). Несмотря на то, что значительная
часть атомов солнечного ветра, в конце концов, покидает лунную поверхность,
считается, что именно солнечный ветер служит источником таких редких для
химического состава лунных пород элементов, как H, C, N и некоторые другие.
Электроны с энергией около 0,5 - 1,0 МэВ после значительной солнечной
вспышки достигают окрестностей Луны за время от 10 мин до 10 часов.
Солнечные протоны с энергией от 20 до 80 МэВ, продвигаясь вдоль силовых
линий межпланетного поля, появляются в окололунном пространстве через время
от нескольких часов до 10 часов (Van Hollebeke et al., 1975). Большая часть
солнечных космических лучей проникает в лунное вещество не глубже
нескольких сантиметров. В самом верхнем слое эти частицы могут вызывать
реакции, которые оставляют следы каскадного вида. Слой около 100 г/см2
обычно служит достаточной преградой для проникновения вторичных частиц.
Многие образцы лунных пород, доставленные на Землю, хорошо сохранили следы
частиц солнечных космических лучей, по которым можно судить об
интенсивности солнечного ветра в прошлом за период примерно 107 лет, а
также определять экспозиционный возраст самих лунных пород.
Тяжелые ядра галактических космических лучей обычно не проникают в лунные
породы глубже примерно 10 см. Несмотря на то, что эти частицы вызывают
реакции в лунном веществе и индуцируют цепные явления, последние затухают в
слое в несколько г/см2. Напротив, легкие ядра в составе галактических
космических лучей, к которым обычно относятся протоны и альфа-частицы,
могут глубоко проникать в лунный грунт и инициировать каскады вторичных
частиц, распространяющиеся на несколько метров вокруг. Число вторичных
частиц, как правило, в несколько раз превышает количество частиц в
первичном потоке. Например, поток первичных частиц галактических
космических лучей с плотностью 2 частиц/(см2 с) может индуцировать поток с
плотностью около 13 нейтронов/(см2 с) (Reedy et al., 1983). Одним из
процессов, сопровождающих бомбардировку лунного покровного вещества
частицами галактических космических лучей, является «выбивание» гамма-
квантов и нейтронов, которые создают поток излучения от Луны,
энергетический спектр которого указывает на химический состав вещества
мишени. Это явление было положено в основу дистанционного метода
определения содержания в лунных породах таких элементов, как Th, Ti, Fe,
Mg, K и др. с помощью орбитальных космических аппаратах (Heiken et al.,
1995).

4.2.7 Отраженное и собственное излучение Луны. Физические свойства
лунного реголита

Лунное излучение включает отраженный компонент (рассеянное лунной
поверхностью солнечное излучение в видимой и ближней ИК областях спектра),
а также собственное излучение Луны, в основном лежащее в далекой ИК
области. На рисунке 4.2.2 кривая 1 схематически показывает распределение
энергии в спектре солнечного излучения в диапазоне от рентгеновского до
инфракрасного. Величина Е выражена в единицах эрг/(см2 с) на интервал длин
волн, равный 1 мкм. Отдельные детали в спектре солнечного излучения
сглажены. Кривая 1 построена в логарифмической шкале.
Вид кривой 2 (рассеиваемая лунной поверхностью солнечная радиация) в
основном повторяет характер распределения энергии в солнечном спектре с
учетом изменения спектрального геометрического альбедо (Шевченко, 1980).
Этим последним обстоятельством объясняется резкое падение величины
излучения в ультрафиолетовой области и более пологая ветвь кривой в
инфракрасной области спектра. Низкая отражательная способность лунного
поверхностного слоя приводит к тому, что около 90% падающей на Луну
солнечной радиации переходит в тепло. В результате этого Луна имеет
собственное тепловое излучение в инфракрасной области спектра и частично в
радиодиапазоне. Собственное излучение Луны можно представить планковской
кривой, рассчитанной для Т = 400 К (в подсолнечной точке освещенного
полушария). Результаты подобных расчетов представлены кривой 3 на рисунке
4.2.2. Коэффициент излучения лунной поверхности принимался близким к 1.

Рисунок 4.2.2. Распределение энергии в спектрах солнечного излучения (1),
отраженного лунной поверхностью солнечного излучения (2) и собственного
излучения Луны (3).

Максимум отраженного излучения Луны приходится на ? ( 0,6 мкм, в то время
как максимум распределения энергии в солнечном спектре лежит вблизи ? =
0,47 мкм. Из этого следует, что отраженный лунной поверхностью солнечный
свет приобретает красноватый оттенок. Максимум собственного излучения Луны
лежит в области ? = 7 мкм. Измерения теплового излучения неосвещенной части
лунного диска в процессе смены фаз или во время лунных затмений позволяют
оценить тепловую инерцию покровного вещества. У лунного грунта она
оказывается на два порядка меньше, чем у земных горных пород. По этой
характеристике можно судить о степени раздробленности вещества, поскольку
подобное низкое значение тепловой инерции свойственно только сильно
измельченным породам, помещенным в условия высокого вакуума.
Правая ветвь кривой 3 на рисунке 4.2.2 продолжается и в область
радиоволн. Однако низкий уровень излучения Луны в радиодиапазоне не
допускает детальных исследований. Вместе с тем, измерения радиояркостной
температуры содержат информацию, которая позволяет определить тепловой
режим слоев, расположенных на глубине нескольких длин волны под
поверхностью Луны. Радиоизмерения этого типа, в частности, установили, что
на глубине около одного метра температура лунного реголита не претерпевает
существенных изменений. Этот вывод впоследствии был подтвержден
зондированием в процессе эксперимента по бурению грунта экипажами КК
«Аполлон» (Heiken et al., 1995).
Рыхлый слой обломочного материала, сформировавшийся в результате
длительной переработки вещества ударными и другими процессами,
происходящими в открытом космическом пространстве, называют реголитом.

4.3 МЕРКУРИЙ

4.3.1 общие положения

Уникальное положение Меркурия как ближайшей к Солнцу планеты определяет
основной интерес к изучению этого тела. По современным, далеко не полным
данным, эта сравнительно небольшая планета обладает самым большим
(относительно полной массы планеты) металлическим ядром. Меркурий
представляет собой единственный случай небольшого планетного тела,
обладающего значительным магнитным полем; при этом при наличии магнитосферы
у планеты отсутствует ионосфера. По-видимому, на Меркурии можно обнаружить
процессы образования газовой оболочки, общие для спутников и комет, а также
геологические процессы, одинаково формирующие структуры рельефа больших
планет и спутников. По величине эксцентриситета орбиты Меркурий среди
планет Солнечной системы уступает только Плутону (0,20564). Наконец,
Меркурий представляет собой уникальный случай образования планетного тела в
значительной близости к Солнцу, при весьма высоких температурах.
Основные фактические данные о Меркурии получены при трех сближениях с ним
КА «Маринер-10» (1974 - 1975 гг.) и с помощью наземных радиолокационных
наблюдений. Использование оптических наземных телескопов для исследования
деталей поверхности Меркурия малоэффективно.

4.3.2 Возможные особенности строения гравитационного поля Меркурия

Достоверные сведения о внутреннем строении Меркурия, очевидно, можно будет
получить только на основании точного определения коэффициентов J2 и C22 в
разложении гравитационного потенциала по гармоникам (1) на основании
радиоизмерений параметров орбиты будущего искусственного спутника планеты
вместе с результатами детальной гравитационной съемки, проведенной на самой
поверхности Меркурия. До получения этих данных характеристики фигуры
планеты и особенности структуры ее гравитационного поля будут строиться на
основе моделирования.
Поскольку Меркурий формировался при высокой температуре и, по-видимому,
прошел стадию ранней дифференциации, закономерно было бы предположить
существование у планеты значительного металлического ядра. Чтобы объяснить
высокую среднюю плотность вещества Меркурия, ранее было высказано
убедительное предположение, что железо должно составлять от 60 до 70 %
массы планеты (Urey, 1951, 1952). Наблюдаемое в настоящее время магнитное
поле Меркурия считается свидетельством того, что большое по размерам железо-
никелевое ядро у планеты существует и находится (по крайней мере, частично)
в расплавленном состоянии. До появления новых наблюдательных данных
общепризнанной считается модель внутреннего строения Меркурия, в которой
железо-никелевое ядро имеет радиус около ѕ радиуса планеты, а над ним
находится силикатная мантия.
На рис. 4.3.1 показано рассчитанное согласно такой модели распределение с
глубиной плотности и давления вещества. Модель предполагает, что Меркурий в
настоящее время находится в полностью дифференцированном состоянии
(Siegfried и Solomon, 1974). Как видим, на глубине около 600 км отмечается
переход от силикатной мантии к металлическому ядру. На этом же уровне
меняется вид функции роста давления с глубиной.
С моделью выделенного металлического ядра (в отличии от варианта
однородного распределения железа в теле Меркурия) согласуется расчетное
значение величины I/(MR)2, содержащее осевой момент инерции I. Величины М и
R в этом выражении обозначают, соответственно, массу и радиус Меркурия.
Используя измерения коэффициентов гравитационного разложения J2 и C22
косвенным путем, привлекая величину амплитуды физической либрации оси
Меркурия с периодом 88 суток и другие известные параметры движения планеты,
удалось вычислить величину момента инерции (Peale, 1976, 1981). Расчеты
дали значение I/(MR)2 = 0,34, которое полностью соответствует модели с
выделенным металлическим ядром (Peale, 1988).

[pic][pic]

Рисунок 4.3.1. Распределение плотности ? (г/см3) и давления P (ГПа) как
функции глубины D (км) согласно модели полностью дифференцированного
Меркурия.

Наземные радиолокационные наблюдения обнаружили глобальные неоднородности
распределения масс в теле Меркурия, которые, возможно, объясняют некоторые
аномальные явления в движении планеты вокруг оси и вокруг Солнца.
Поскольку период обращения планеты по орбите относится к периоду ее
вращения вокруг собственной оси как 3:2 (резонансное движение), наибольшая
ось динамической фигуры Меркурия в момент прохождения планетой перигелия
устанавливается в направлении подсолнечных точек с планетографическими
долготами 0о и 180о. Многолетние радиолокационные наблюдения, проведенные
на обсерватории Аресибо (Harmon, Campbell, 1988), показали, что физическая
фигура Меркурия, определяемая глобальным рельефом поверхности,
приблизительно совпадает с формой динамической фигуры планеты. Согласно
этим результатам, в экваториальной области существуют две планетарных
возвышенности, расположенные на концах диаметра с долготами 10о и 190о
западной долготы, соответственно.
Согласно другим расчетам, можно предположить существование локальных
положительных гравитационных аномалий, аналогичных лунным масконам, в
районах кольцевых впадин планетарного масштаба (Melosh, Dzurisin, 1978).

4.3.3 Магнитное поле Меркурия

Магнитное поле Меркурия было обнаружено и исследовано в процессе трех
прохождений вблизи планеты КА «Маринер-10». Окончательные доказательства и
основные параметры были получены при третьем сближении аппарата с Меркурием
(Connerney, Ness, 1988). Минимальные зафиксированные значения
напряженности, по-видимому, относящиеся к межпланетному магнитному полю,
составили около 20 нТ. При пересечении магнитосферы на ближайшем от планеты
расстоянии, равном 1,14 радиуса Меркурия от его центра, была зафиксирована
максимальная величина напряженности 402 нТ. Магнитное поле Меркурия имеет
дипольный характер с осью, близкой к оси вращения планеты (наклон диполя к
нормали к плоскости орбиты составляет 12о).
Сопоставление различных моделей происхождения столь значительного поля у
небольшой медленно вращающейся планеты приводит к выводу о его внутренней
природе. Однако чтобы такое поле могло генерироваться ядром Меркурия,
необходимо предположить действие современного динамо-процесса. Для
объяснения этого явления, в свою очередь, было выдвинуто предположение о
наличии в ядре планеты достаточного количества серы, благодаря чему
определенная его часть продолжает оставаться неохлажденной и незатвердевшей
(Schubert et al., 1988). Другая гипотеза рассматривает интенсивный разогрев
переходного слоя на границе «нижняя мантия - ядро» в результате приливных
воздействий со стороны Солнца в процессе движения Меркурия по его вытянутой
орбите (Balogh, 1996).

4.3.4 Атмосфера и магнитосфера Меркурия

Меркурий окружен очень разреженной газовой оболочкой. При существующем
давлении атмосферы планеты около 10-12 бар атомы образующих ее газов
сталкиваются в основном не между собой, а с поверхностью планеты (Sprague,
2001). Подобную газовую оболочку можно было бы назвать экзосферой, если бы
она была однородной, а распределение скоростей атомов было бы близким к
максвелловскому. Но в газовой оболочке Меркурия эти параметры иные.
Возможно, наблюдаемые неоднородности атмосферы объясняются тем, что
составляющие ее компоненты имеют различные источники. Кроме H и He в состав
атмосферы Меркурия входят в значительном количестве Na и K. Концентрация
паров Na и K над поверхностью составляет 1,2 ( 104 см-3 и 1,4 ( 103 см-3
соответственно (Sprague, 1990).
При малой плотности атмосфера планеты имеет большую протяженность.
Например, согласно наблюдениям подсолнечной области на лимбе Меркурия,
гелиевая составляющая простирается до расстояний 3000 - 4000 км от
поверхности планеты (Smith et al., 1978). Натриевый хвост простирается в
противосолнечном направлении на расстояние около 40000 км от Меркурия
(Potter et al., 2001).
Основным источником водорода и гелия, очевидно, служит солнечный ветер.
Источником натрия, калия и кислорода предполагаются породы поверхности
планеты или падающие на нее метеориты. Эти составляющие атмосферы могут
постоянно пополняться в процессе испарения вещества поверхностных пород и
метеоритов в результате ударно-взрывных явлений (Hunten et al., 1988).
Отсутствие плотной атмосферы приводит к значительным суточным перепадам
температуры поверхности - от примерно 700 К в подсолнечной точке при
прохождении Меркурием перигелия до 100 К в экваториальных областях ночного
полушария.
По сравнению с другими планетами, обладающими магнитным полем,
магнитосфера Меркурия представляет собой уникальное явление. Обтекая
планету, плазма солнечного ветра формирует каплеобразную магнитосферу с
длинным хвостом в противосолнечном направлении. Плотность потока солнечного
ветра на уровне орбиты Меркурия настолько велика, а планетный магнитный
момент настолько мал, что фронт головной ударной волны подходит очень
близко к поверхности планеты. Вследствие этого абсолютные размеры
магнитосферы Меркурия малы и для радиационного пояса в буквальном смысле не
хватает места (Russell, 2001). При среднем радиусе Меркурия 2439,7 км
примерные размеры его магнитосферы в направлении оси вращения составляют
около 6 радиусов, в противосолнечном направлении - более 10 - 15 радиусов
(Russell et al., 1988).
Из-за отсутствия ионосферы у Меркурия поток солнечного ветра,
достигнув соответствующего давления, проникает внутрь магнитосферы и
взаимодействует непосредственно с поверхностью планеты. В связи с этим
предполагается, что магнитосферные процессы на Меркурии протекают
совершенно по иному, чем на Земле. Благодаря близости Солнца уровень
эмиссии фотоэлектронов может в 10 раз превышать соответствующую величину в
околоземном пространстве и приводить к необычным электростатическим
явлениям на орбитальных аппаратах и поверхности Меркурия (Grard, Laakso,
2001).

4.3.5 Метеороидный поток вблизи Меркурия

Процессы космического выветривания на поверхности Меркурия, включающие
микрометеоритную эрозию покровного вещества, подобны аналогичным процессам,
проходящим на лунной поверхности. Вместе с тем положение Меркурия в
Солнечной системе приводит к некоторым количественным изменениям. Близость
Меркурия к Солнцу определяет большую интенсивность потока частиц, падающих
на его поверхность. Согласно расчетам поток микроударников в 5,5 раз
превышает лунный (Noble, Pieters, 2001). При этом в процессе каждого
ударного явления испаряется в 20 раз большая масса вещества, чем в
аналогичных условиях на Луне (Hapke, 2001). Согласно дистанционным
исследованиям общая структура поверхностного слоя реголита на Меркурия
должна быть практически аналогична структуре лунного реголита при несколько
большей степени сглаженности и, вероятно, с большей долей тонкозернистой
фракции. Зрелость грунта соответствует содержанию примерно 80% вторичных
частиц. Вместе с тем, экспозиционный возраст грунта при той же степени
зрелости меньше, чем грунта, формируемого в лунных условиях (Шевченко,
2002) .

4.4 ВЕНЕРА

4.4.1 общие положения

Венера - ближайшая к Земле большая планета. Размер и масса Венеры
практически идентичны земным. В связи с этим особый научный интерес
представляет отличие физических условий на поверхности Венеры, а также
строения и параметров ее атмосферы, от аналогичных характеристик Земли.
Благодаря тому, что планета окружена плотным слоем облаков, отражательная
способность которых составляет около 75%, Венера является наиболее ярким
(после Луны) объектом на небесной сфере. Для земного наблюдателя изменяются
фазы и угловой диаметр видимого диска Венеры. Наибольший диаметр диска
наблюдается в нижнем соединении, когда планета находится между Землей и
Солнцем; в этот момент к Земле обращено ночное полушарие Венеры (фаза,
аналогичная новолунию). В верхнем соединении (к Земле обращено дневное
полушарие планеты) Венера находится почти точно за Солнцем.
Интенсивные исследования Венеры с помощью космических аппаратов в 1961 -
1994 гг., а также радиастрономические исследования с Земли показали, что
вторая от Солнца планета обладает рядом уникальных особенностей, важнейшие
из которых - мощная газовая оболочка, необычный термический режим и
параметры осевого вращения.

4.4.2 Гравитационное поле Венеры

Первые определения параметра J2 для фигуры Венеры показали, что ее сжатие
на несколько порядков меньше, чем сжатие фигуры Земли. Согласно данным,
полученным по результатам траекторных измерений КА "Венера-9" и "Венера-
10", значение параметра сжатия было определено величиной J2 = (4,0 ± 1,5) (
10-6 (Аким и др., 1978). По данным, полученным в процессе наблюдений за КА
"Пионер-Венера", J2 = (5,87 ± 0,35) ( 10-6 (Williams et al., 1983).
Согласно этим данным, Венера относится к самым неравновесным планетным
телам Солнечной системы, что может объясняться замедлением в прошлом ее
вращения приливным трением (Жарков, 1983).
В настоящее время внешний гравитационный потенциал Венеры, представленный
в виде суммы сферических гармоник (1), включает 120 гармоник для большей
части поверхности планеты и около 180 гармоник для области экваториального
пояса, вычисленных по результатам траекторных измерений КА "Магеллан"
(Kaula, 1996; Sjogren et al., 1997). Подробные карты гравитационного поля
Венеры показывают наличие около десятка крупных гравитационных аномалий,
связанных в основном с возвышенными областями или горными образованиями.

Таблица 4.4.1.

|Образование |Долгота |Широта |Аномалия |
| |(() |(() |(мгал) |
|Область Бета |282,8 в. д.|25,3 с. ш.|254 |
|Горы Максвелла | | |239 |
|Гора Маат |3,3 в. д. |65,2 с. ш.|358 |
|Гора Гулы |194,6 в. д.| |158 |
| | |0,5 с. ш. | |
| |359,1 в. д.|21,9 с. ш.| |

В таблице 4.4.1 приведены осреднённые значения аномалий гравитационного
поля у поверхности, рассчитанные для некоторых крупных образований (Sjogren
et al., 1997). Долгота на Венере отсчитывается от 0 до 360( в направлении
орбитального движения планет (на Земле это направление на восток, которое
совпадает с направлением вращения нашей планеты, но для Венеры - это
фактически западное направление, поскольку она вращается в противоположную
сторону; тем не менее пока формально принимается, что на Венере отсчет
долготы также ведется в восточном направлении, а Солнце восходит на
западе). За ноль-пункт системы венерианских координат принята центральная
горка кратера Ариадна, расположенного в Области Альфа.
В соответствие с данными о гравитационном поле Венеры был сделан вывод,
что современная кора планеты имеет мощность от 20 до 50 км с
преимущественным значением 30 км, что соответствует по объему от 1 до 2 %
от общего объема планетного тела (Grimm, Hess, 1997).

4.4.3 Атмосфера Венеры

Венера окружена плотной, разогретой до высоких температур газовой
оболочкой. На уровне среднего радиуса планеты (6051,5 км) температура
достигает 737 К. При этом температурный градиент в атмосфере равен 8,06 К
на километр высоты. Среднее давление у поверхности составляет 95,0 бар, что
соответствует плотности 66,47 кг/м3. Атмосфера состоит в основном из CO2,
на долю которого приходится 0,965 ± 0,008 газовой оболочки. Другим
компонентом является N2, доля которого составляет 0,035 ± 0,008. В весовом
отношении на каждый грамм общей массы планеты приходится (2,67 ± 0,30) ( 10-
5 г CO2 (Donahue, Russell, 1997). На долю остальных газовых составляющих
атмосферы приходится менее 0,001. Из них наибольшее значение имеют SO2
(0,02%), Ar (0,007%), Ne (0,001%) и H2O (0,01%) (Encrenaz et al., 1990).
Общий ход основных параметров атмосферы Венеры показан на рис. 4.4.1.













А
Б

Рисунок 4.4.1. Строение атмосферы Венеры. Кривые на панели А представляют
распределение температуры по высоте (Fox, Bougher, 1991). Выше 100 км левая
ветвь кривой соответствует условиям ночного полушария (криосфера). Правая
ветвь кривой представляет параметры дневной стороны (термосфера). Кривая на
панели Б показывает ход давления с высотой в нижних слоях атмосферы Венеры
(Avduevsky et al., 1983).

Контраст между температурами криосферы и термосферы должен приводить к
возникновению интенсивного горизонтального переноса, т.е. сильных ветров в
верхней атмосфере с возможными скоростями до 100 - 200 м/с (Маров, 1986).
Атмосферный слой в промежутке высот 160 - 100 км в различных моделях
относится к мезосфере. Ниже, до высоты примерно 65 км, располагается
стратосфера. Ниже этого уровня простирается тропосфера венерианской
атмосферы. Важной характеристикой атмосферы Венеры является слой плотных
облаков и дымки (или туманов). Нижняя граница подоблачной дымки проходит на
высоте около 30км, а верхняя граница надоблачной дымки доходит до высоты
около 90 км. При этом основной слой плотных облаков располагается на
высотах от 45-50 км до 70 км (Esposito et al., 1997). Облака состоят из
частиц H2SO4, средний размер которых не превышает 10-2 мм. Образование
подобной аэрозольной составляющей атмосферы, по-видимому, можно объяснить
реакцией SO2 с H2O под воздействием солнечного ультрафиолета. Излучение с
длиной волны менее 200 нм проникает до высоты около 60 км. Благодаря
конвекции указанные составляющие выносятся к верхней границе плотных
облаков, где и происходит упомянутая реакция (Encrenaz et al., 1990).

4.4.4 Ионосфера Венеры

Впервые дневная ионосфера Венеры была обнаружена при наблюдениях
радиозатмения КА "Маринер-5" в 1967 г. Современные данные базируются на
результатах, полученных различными космическими аппаратами с 1974 по 1992
гг. (Fox, Kliore, 1997). Значение электронной концентрации в ионосфере
Венеры существенно зависит от уровня солнечной активности. Максимальная
дневная концентрация ионов была зафиксирована на высоте около 140 км и
составляла более 5 ( 105 см-3. Но уже на высоте около 500 км профиль
значений ионной концентрации резко обрывался и обнаруживалась плазмо-пауза,
т. е. граница, отделяющая ионосферную плазму от солнечного ветра. Ночная
ионосфера Венеры простирается до больших высот (несколько тысяч
километров), но пик электронной концентрации в ней не превышает 1 ( 104 см-
3. Измерения, проведенные около Венеры, показали, что источником электронов
в ночной ионосфере служат ионы, мигрирующие с дневной стороны планеты. В
химическом составе ионосферы Венеры присутствуют O+, O2+, CO2+ и группа
ионов с массовым числом около 29, представленная суммой (NO+ + CO+ + N2+)
(Fox, Kliore, 1997; Nagy, Gravens, 1997).



















А
Б

Рисунок 4.4.2. Высотные профили общей ионной концентрации (А) и температуры
(Б) в дневной ионосфере Венеры. На панели А сплошной толстой кривой (1)
показаны обобщенные результаты измерений (Spenner et al., 1995), пунктирной
кривой (2) - результаты аналитического моделирования (Theis, Brace, 1993) и
тонкой кривой (3) - результаты, полученные в процессе наблюдений
радиозатмения КА "Пионер-Венера" (Kliore et al., 1972). На панели Б
высотный профиль температуры построен по данным измерений (Miller et al.,
1980).


На рис. 4.4.2(А) как пример приведен средний высотный профиль общей ионной
концентрации, соответствующий составу (O+, H+ и O2+), определенный по
измерениям на КА "Пионер-Венера" при низкой солнечной активности на высотах
примерно от 150 до 450 км (Spenner et al., 1995). Приведенный график
показывает, что при указанных условиях общая плотность электронов была
низкой. При большей солнечной активности пик ионной концентрации на высоте
140 - 150 км может возрастать на порядок. Данные измерений высотного
профиля температуры ионосферы, приведенные на графике рис. 4.4.2(Б),
аппроксимируются выражением (Theis, Brace, 1993; Nagy, Gravens, 1997):

lg Te = 3,471 - 1921,9/(H - 98,078)2 + 8,5257 H,

где температура Te выражена в кельвинах, а высота H - в километрах.

4.4.5 Парниковый эффект

Кроме необычно плотной атмосферы Венера обладает уникальным тепловым
режимом. В формировании энергетического баланса Венеры определяющую роль
играют парниковый эффект, который к настоящему времени приобрел уже
необратимый характер, и динамические процессы различного масштаба - от
планетарной циркуляции до турбулентного переноса. Модели теплового режима
Венеры учитывают высотные профили суммарных потоков нисходящего солнечного
излучения и уходящего излучения в инфракрасном диапазоне. Решающим
параметром оказывается практически полная непрозрачность облачного слоя
Венеры в инфракрасной области спектра, которая приводит к аккумуляции
теплового излучения в подоблачном слое нижней атмосферы, то есть к
формированию собственно парникового эффекта. Существенную роль в этом
процессе играют взаимосвязи радиационного и динамического теплообмена
(Marov, Grinspoon, 1998).
Несмотря на то, что SO2 и H2O имеют незначительное содержание в атмосфере
Венеры по сравнению с СO2, присутствие этих газов способствует активному
развитию парникового эффекта. Диоксид серы и водяной пар влияют на перенос
теплового излучения вне основных полос поглощения углекислой атмосферы,
причем более значительную роль в формировании непрозрачности среды играет
водяной пар. Расчеты переноса теплового излучения для влажной углекислой
атмосферы в инфракрасном диапазоне спектра от 1,5 до 1000 мкм, совпадающие
с результатами измерений тепловых потоков на КА "Пионер-Венера", показали,
что высокоширотная атмосфера планеты существенно обеднена парами воды по
сравнению с атмосферой средних и низких широт (Шари, 2003). Согласно этим
данным, развитие необратимого парникового эффекта и плотной углекислой
атмосферы происходило в едином процессе. При этом не исключается
возможность того, что в начальный период формирования планет Солнечной
системы Венера могла обладать более умеренным климатом, поддержание
которого обеспечивалось карбонатно-силикатным циклом и «влажным» парниковым
эффектом.

4.5 МАРС

4.5.1 общие положения

Несмотря на меньшие размеры и массу, Марс как планета обладает некоторыми
особенностями, сходными с природными особенностями Земли. В определенном
отношении Марс можно рассматривать как более простую, схематическую модель
нашей планеты. Угол наклона к эклиптике оси вращения Марса, близкий по
величине земному, является, как и на Земле, первопричиной сезонных
изменений и формирования аномальных по природе приполярных регионов. Уже
сам цвет поверхности Марса служил первым указанием на гидратацию покровных
пород и, соответственно, на возможную роль воды в минералогической эволюции
планеты. Современные исследования, практически доказавшие существование
жидкой воды на поверхности Марса в ранние эпохи его формирования, постоянно
вызывают вопросы о возможности зарождения тогда же в том или ином виде
органической субстанции. Мегарельеф планеты носит явные следы интенсивной
вулканической и тектонической активности недр Марса. Среди исследователей
планет распространены представления, согласно которым детальное изучение
природы Марса может привести к разрешению многих не до конца еще ясных
проблем в истории эволюции Земли.
В течение последнего десятилетия Марс занимал приоритетное положение по
сравнению с другими объектами Солнечной системы по числу осуществленных
космических проектов и по объему полученной информации. Среди планируемых
планетных миссий полеты к Марсу также занимают ведущее положение. Следует
учесть, что некоторые данные, приведенные в этом параграфе, могут
уточняться на основании самых последних результатов, получаемых в момент
составления настоящего сборника с борта работающих на орбитах вокруг Марса
и на его поверхности космических аппаратов.

4.5.2 Гравитационное поле и внутреннее строение Марса

Первые определения величины гравитационного сжатия Марса были получены еще
в XIX в. из наблюдений орбитального движения естественных спутников планеты
- Фобоса и Деймоса. Современное значение этого параметра составляет J2 =
1960,454 ( 10-6 (Balmino et al., 1982). Используемое в настоящее время
значение GM = 42828,3 ± 0,1 км3 с-2 было получено по доплеровским
измерениям во время пролета КА "Маринер-4" (Null, 1969). При среднем
радиусе R = 3389,92 ± 0,04 км ускорение свободного падения у поверхности
составляет g = 3,72 м/с2 (Esposito et al., 1992). Средняя плотность
вещества планеты достигает 3933,5 ± 0,4 кг/м3. Значение безразмерного
среднего момента инерции, которое указывает на неоднородности в
распределении плотности относительно центра сфероида, по данным, полученным
КА "Марс Патфайндер", составляет 0,3642 - 0,3678 (Folkner et al., 1997).
Согласно последним оценкам эта величина равна 0,3649 ± 0,0017 (Khan et al.,
2004). Одна из современных моделей внутреннего строения Марса,
соответствующая значению безразмерного коэффициента инерции 0,3662,
предполагает среднюю толщину коры 50 км и радиус собственно ядра 1662 км
(Жарков, 2003). Согласно этой же модели, так называемое железное число
Fe/(Fe + Mg) = 0,22; содержание серы в ядре составляет 14% по весу, а
содержание водорода в ядре 50% (мол.). Масса ядра может составлять 19,6% от
общей массы планеты. Давление на границе «ядро-мантия» достигает 20,8 ГПа.
Содержание Fe в планете согласно описываемой модели может составлять 25,6%
по весу, а относительное содержание Fe/Si = 1,55. Согласно другим оценкам
мантия, толщина которой составляет несколько сотен километров, состоит из
оливинов (Mg, Fe)2SiO4 и оксида железа FeO (Encrenaz et al., 1990).
Приведенные параметры моделей подтверждаются данными самых последних
исследований, согласно которым нижняя граница мантии располагается на
глубине до 1800 км и радиус ядра, соответственно составляет 1500 - 1600 км
(Khan et al., 2004).
Анализ начальных гармоник в разложении рельефа показал, что центр фигуры
Марса смещен относительно центра масс на 2,50 ± 0,07 км в направлении точки
поверхности с координатами (62,0 ± 3,7)о ю. ш. и (272,3 ± 3,0)о в. д. Эта
точка расположена несколько восточнее и значительно южнее центра области
Фарсида (Esposito et al., 1992). В настоящее время разложение внешнего
гравитационного потенциала (1) Марса включает гармоники до 90 порядка
(Zuber et al., 2004). Глобальные гравиметрические карты показывают, что
некоторым формам рельефа сопутствуют крупные гравитационные аномалии.
Положительными гравитационными аномалиями характеризуются Гора Олимп (ок.
300 мгал), Гора Элизий, Гора Арсия, Гора Павонис, Патера Альба и Равнина
Утопия. Следует обратить внимание, что большая часть положительных
гравитационных аномалий по своему положению совпадает с образованиями
вулканического типа. Сложным строением отличается Равнина Исиды, в центре
которой отмечена высокая напряженность гравитационного поля, в то время как
по краям этого равнинного образования наблюдаются отрицательные аномалии.
Разложение внешнего гравитационного потенциала с учетом большого числа
гармоник и сопоставление этих данных с высокоточными топографическими
измерениями указывает также на неоднородность мощности коры Марса.
Локальные значения толщины коры могут меняться от 5 до 100 км. При этом
модальное значение толщины коры для северного полушария составляет 32 км, а
для южного - 58 км (Zuber et al., 2004).

4.5.3 Магнитное поле и ионосфера Марса

Магнитное поле Марса составляет всего лишь ~ 10-4 земного магнитного поля.
Дипольный момент марсианского магнитного поля не превышает примерно 1012 Тл
м-3. Совокупность современных данных предполагает, что в настоящее время
ядро Марса находится практически в твердом состоянии, что исключает
образование магнитного поля путем классического планетного динамо (Luhmann
et al, 1992). Но это не исключает наличия более интенсивного магнитного
поля на планете в прошлом. По исследованию остаточной намагниченности
вещества марсианских метеоритов (шерготтитов) палеомагнитная напряженность
поля в период около 1,3 млрд. лет назад была оценена величинами от 250 до
1000 нТ (Cisowski, 1986). Объяснением этих свойств метеоритов с Марса может
быть предположение о существовании активных процессов динамо в марсианском
ядре около 1,3 млрд. лет назад, когда и вся планета находилась в стадии
геологической активности. По оценкам указанные процессы могли генерировать
поле, магнитный момент которого был больше 1013 Тл м-3. Кроме того, наличие
в марсианских метеоритах следов остаточной намагниченности может указывать
на существование более значительного, чем сейчас, глобального магнитного
поля всего лишь 180 млн. лет назад.
Детальные данные, полученные с борта КА "Марс Глобал Сервейер" на низких
высотах (около 110 км) показали, что при среднем значении напряженности
поля 400 нТ оно распадается на большое число отдельных аномалий (Kerr,
1997; Ravat and Miller, 2004). Поскольку оказалось, что ориентация полей в
различных аномалиях противоположна, возникло предположение о многократном
изменении ориентации ранее существовавшего магнитного поля Марса (Richmond,
Hood, 2003). Например, значительная магнитная аномалия находится в области
с координатами 4о ю. ш. и 37о в. д. Одна из групп магнитных аномалий
концентрируется вокруг точки с координатами 40о с. ш. и 210о в. д. северо-
западнее Горы Олимп внутри бассейна Фарсида в пределах области с радиусом
примерно 30о (Hood, Young, 2004). В связи с тем, что в области Фарсида
отмечена также крупная гравитационная аномалия, высказывается
предположение, что переориентация магнитного поля могла быть связана с
глобальными вулканическими процессами. По времени эта эпоха относится к
Нойскому периоду, когда происходило формирование бассейна Фарсида, то есть
около 4,4 млрд. лет назад (Connerney et al., 2004). Согласно другой версии,
появление магнитных аномалий, связанных с переориентацией магнитного поля,
было вызвано ударными явлениями, сформировавшими крупнейшие бассейны Марса
в тот же Нойский период (Hood, 2003).
При слабом магнитном поле Марса плазма солнечного ветра проникает
непосредственно в атмосферу планеты, создавая среду, отличающуюся от
типичной ионосферы планетных тел с сильным магнитным полем. Наблюдения
радиозатмений в процессе пролетных и орбитальных движений около Марса
различных космических аппаратов показали, что типичный пик плотности
ионосферной плазмы составляет около 2 ( 105 см-3 и приходится на высоту
примерно 135 км над поверхностью планеты. Этот пик в основном создается за
счет ионов O2+. Кроме того, в ионосфере Марса присутствуют CO2+, O+, NO+ и
H+ (Barth et al., 1992). Общие характеристики марсианской ионосферы
представлены на рис. 6 (А, Б). Превалирование O2+ было обнаружено в
процессе полетов
















А
Б
Рисунок 4.5.1. Высотные профили концентрации ионов (А) и распределения
температуры (Б) в ионосфере Марса. На диаграмме А приведены результаты
наблюдений радиозатмений КА "Маринер-9" при значениях зенитных расстояний
Солнца 55о (1) и 47о (2) (Kliore et al., 1972). Кривая 3 на диаграмме А и
высотный профиль температуры на диаграмме Б получены по результатам
измерений на спускаемых модулях КА "Викинг-1 и -2" (Hanson et al., 1977;
Luhmann et al., 1987).

КА "Маринер-6 и -7" по данным ультрафиолетового спектрометра и тогда же
объяснено как результат ионных молекулярных реакций, превращающих исходные
CO2+ и O+ в O2+ :

CO2+ + O ( O2+ + CO
O+ + CO2 ( O2+ + CO

(Stewart, 1972). Позднее результаты, полученные КА «Викинг», подтвердили
повышенную концентрацию O2+, наличие CO2+ и O+ и показали, что на высотах
приблизительно более 280 км концентрация O+ становится сравнимой с
концентрацией ионов O2+ (Barth et al., 1992).

4.5.4 Атмосфера Марса

Незначительная по массе и протяженности атмосфера Марса может служить
весьма наглядной моделью газовой оболочки планет земного типа благодаря
разнообразию динамических процессов, проходящих в ней. Атмосферная динамика
и климатические процессы на Марсе определяется, в свою очередь, характером
движения планеты и ориентацией в пространстве ее оси вращения. Марсианская
атмосфера претерпевает значительные климатические сезонные изменения
вследствие того, что ось вращения планеты имеет наклон к плоскости орбиты
25,19о. Эксцентриситет орбиты существенно больше, чем у Земли и Венеры, и
составляет 0,0934. В результате марсианский год, имеющий продолжительность
668,56 марсианских средних солнечных суток, или 686,94 земных суток,
делится моментами равноденствий и солнцестояний на четко выраженные сезоны
неравной длительности. В северном полушарии весна, лето, осень и зима
продолжаются 194, 178, 143 и 154 марсианских суток соответственно. Наиболее
высокие температуры наблюдаются в течение лета в южном полушарии, когда
планета находится на ближайшем расстоянии от Солнца. С другой стороны, этот
сезон короче, чем лето в северном полушарии на 24 марсианских суток.
Мощнейшими катализаторами атмосферной динамики и климатических изменений
служат полярные шапки Марса, состоящие в основном из замерзшей углекислоты
с небольшим добавлением водяного льда. В периоды сезонной конденсации и
сублимации полярных шапок общая масса газовой оболочки Марса изменяется на
25%, что приводит к вариациям величины атмосферного давления в течение года
на 30% (Encrenaz et al., 1990; Zurek, 1992). Дистанционные исследования,
проведенные с помощью планетного Фурье-спектрометра с борта КА «Марс-
Экспресс», показали, что поздним летом в южном полушарии эффективный размер
частиц твердой углекислоты в полярной шапке достигает 5 мм при загрязнении
пылевой составляющей на 0,05% и с добавлением 9 мкг/г (по весу) водяного
льда. На границах полярной шапки наблюдалось уменьшение размеров частиц с
одновременным увеличением доли водяного льда (Giuranna et al., 2004).
Наблюдения с помощью марсоходов «Спирит» и «Оппортьюнити», проведенные
непосредственно на поверхности планеты, показали, что некоторое количество
аэрозолей постоянно находится во взвешенном состоянии в атмосфере. По
изображениям диска Солнца вблизи горизонта и наблюдениям сумеречного неба
было установлено, что из-за присутствия пыли оптическая плотность
приповерхностных слоев атмосферы составляет около 1 (Lemman et al., 2004;
Smith et al., 2004). Одно из глобальных климатических явлений на Марсе -
пылевые бури, периодически охватывающие всю поверхность планеты. Перепады
давления, о которых сказано выше, вызывают циклоны и антициклоны,
сопровождающиеся ветрами со скоростью в десятки метров в секунду. Эти
перемещения воздушных масс усугубляются интенсивными сезонными потоками в
направлении из одного полушарие в другое (в соответствие с изменением
времен года). В результате, значительная масса пыли поднимается в атмосферу
до высот около 50 км, изменяя, в свою очередь, прозрачность и распределение
температуры по высоте.


Рисунок 4.5.2. Кривая 1 показывает распределение температур по высоте в
условиях относительно прозрачной атмосферы. Кривые 2 и 3 показывают пределы
изменения температур в период глобальной пылевой бури. Кривая 4
соответствует изменениям температуры верхней атмосферы Марса с учетом 11-
летнего солнечного цикла. Кривая 5 соответствует случаю смещения кривой
распределения температуры в верхней атмосфере вследствие нагрева пыли в
нижней атмосфере Марса. Линия 6 указывает границу между нижней атмосферой
и мезосферой. Линия 7 соответствует границе между мезосферой и верхней
атмосферой (термосферой).

На рис. 4.5.2 приведена схема "стандартной" атмосферы Марса,
соответствующая средним глобально выровненным условиям (Zurek, 1992).
Отсчеты высот ведутся от нулевого уровня, в качестве которого используется
поверхность, на которой давление атмосферы составляет 6,1 мбар, что
соответствует положению тройной точки (273 К) на фазовой диаграмме воды. С
учетом вариации высот рельефа на Марсе атмосферное давление у поверхности
может колебаться в пределах примерно от 1 до 12 мбар (от вершин наиболее
высоких вулканических гор до глубоких низин в тектонических разломах). В
верхних слоях нижней атмосферы давление падает до 0,1 мбар. У верхней
границы мезопаузы оно не превышает 0,0001 мбар. Во время глобальных пылевых
бурь эти значения несколько смещаются по шкале высот вверх (Zurek, 1992).
Суточные и сезонные колебания температуры на поверхности Марса
значительны. Суточные колебания в средних широтах могут достигать 50 оС.
Высотный профиль температуры в экваториальных широтах значительно
отличается от этого профиля в высоких широтах. Сезонные вариации
температуры также имеют существенную широтную зависимость. В области южного
полюса в зимний период температура может опускаться ниже -125 оС. При этом
достигаются значения ниже температуры фазового перехода углекислого газа
(148 К), и CO2 превращается в сухой лед. Наиболее высокие температуры были
отмечены в летний период вблизи экватора и незначительно превышали отметку
0 оС (Encrenaz et al., 1990). Сильные изменения высотного хода температуры
наблюдаются в период пылевых бурь (рис. 4.5.2).
Основной химической составляющей газовой оболочки Марса служит углекислый
газ. Состав нижней марсианской атмосферы следующий: CO2 - 95,32%, N2 -
2,7%, 40Ar - 1,6%, O2 - 0,13%, CO - 0,07%, H2O - 0,03%, а также
незначительные количества благородных газов - неона, криптона и ксенона
(2,5 - 0,08 мкг/г) (Owen, 1992). Общее количество водяного пара в атмосфере
Марса весьма незначительно и может быть эквивалентно от 1 до 2 км3 льда
(Zurek, 1992). Однако в последнее время получены неоспоримые доказательства
существования на планете обширных областей вечной мерзлоты, по-видимому,
содержащей большие запасы химически связанной воды. Так, согласно данным,
полученным с борта КА Марс-Одиссей, в пределах широтных поясов 55о - 65о к
северу и к югу от экватора обнаружены обширные области, в которых под слоем
относительно сухого грунта толщиной от 20 до 50 г/см2 располагается порода,
насыщенная ледяной составляющей на 35 - 50 %. Суммарная площадь
обнаруженных районов вечной мерзлоты на Марсе достигает 15% (Митрофанов и
др., 2003; Mitrofanov et al., 2004).
Обнаружение обширных областей вечной мерзлоты в сочетании с
многочисленными геологическими и морфологическими свидетельствами
присутствия в прошлом на марсианской поверхности жидкой воды приводит к
выводу о резких климатических изменениях в природе раннего Марса. По-
видимому, первые 20% марсианской истории (более чем 3,6 млрд. лет назад)
были связаны с периодом потепления на планете, когда температура воды могла
достигать 277 К. Возможно, что геологически этот период был достаточно
коротким (около 104 лет), но характеризовался такими особенностями, как
появление русел текущей воды, таянием криолитосферы и формированием
глобального гидростатического равновесия (Head, Mustard, 2004).

4.6 юПИТЕР

4.6.1 Общие положения

Юпитер - самая большая планета Солнечной системы. Он превосходит Землю в
11,2 раза по диаметру и в 318 раз по массе, состоит в основном из водорода
и излучает энергии больше, чем получает от Солнца. Иногда Юпитер вместе со
спутниками называют Солнечной системой в миниатюре, так как размеры его
двух самых крупных спутников превосходят размеры таких планет как Меркурий
и Плутон, а общее количество открытых юпитерианских спутников уже достигло
63. Преобладающий объем информации о Юпитере передан сближавшимися с ним
американскими космическими аппаратами «Пионер-10 и -11», «Вояджер-1 и -2»,
«Кассини» и его искусственным спутником «Галилей», хотя много данных о нем
было получено и с помощью наземных телескопов и космического телескопа
«Хаббл».

4.6.2 Гравитационное поле Юпитера

Гравитационный потенциал Юпитера представляется в соответствии с формулой
(1). Коэффициенты разложения приведены в табл. 4.11.6 (Jacobson, 2001a,
2001b). В частности, большое значение J2 указывает на значительное сжатие
тела планеты, вызываемое его быстрым вращением. Величина J3 мала, поскольку
асимметрии северного и южного полушарий Юпитера практически нет. В то же
время, величины J4 и J6 показывают, что имеются значительные неоднородности
в распределении масс, как в недрах, так и у поверхности планеты.
Аналогичный физический смысл имеет и безразмерный момент инерции (I/MR2),
который несет информацию о структуре недр планеты.
Сила тяжести на экваторе Юпитера в 2,6 раза больше, чем у поверхности
Земли, ускорение свободного падения составляет 24,79 м/с2 (на уровне
атмосферы с давлением 1 бар), а безразмерный момент инерции равен 0,254
(Fukushima, 1990; Jacobson, 2001a, 2001b). Его экваториальный радиус (71400
км) на 7% больше полярного, что, как отмечалось, вызвано быстрым вращением
планеты.

4.6.3 Атмосфера и внутренне строение Юпитера

Юпитер в основном состоит из водорода и гелия: по объему соотношения этих
газов составляют 89% водорода и 11% гелия (соответственно 80% и 20% по
массе). В атмосфере Юпитера в малых количествах (не более десятых долей
процента) имеются также метан (CH4), аммиак (NH3), водяной пар и более
сложные углеводородные, сернистые и даже фосфорные соединения (Taylor et
al., 2004; West et al., 2004). Водородно-гелиевая атмосфера Юпитера имеет
огромную протяженность. Облачный покров расположен на высоте около 1000 км
над так называемой "поверхностью", где газообразное состояние вещества
постепенно переходит в газо-жидкое. Что эта поверхность жидкая показывает
анализ движения космических аппаратов в гравитационном поле Юпитера (Atreya
et al., 1999; Taylor et al., 2004).
Вся видимая поверхность Юпитера - это плотные облака, образующие
многочисленные полосы желто-коричневых, красных и голубоватых оттенков.
Главным компонентом верхнего слоя юпитерианских облаков является аммиак,
хотя в их состав входят также метан и более сложные углеводородные
соединения (Taylor et al., 2004; West et al., 2004). В интегральном спектре
отражения всего видимого диска Юпитера в видимой и ближней инфракрасной
областях преобладают полосы поглощения метана (Karkoschka, 1994; рис.
4.6.1). Последовательные снимки с космических аппаратов показали, что
облачные массы красного, оранжевого, желтого, коричневого и синего цветов
постоянно меняются в атмосфере Юпитера. Полосы вихревых потоков захватывают
друг друга, сужаясь или расширяясь. Распределение скорости зональных
ветровых потоков, измеренной относительно внутренних слоев Юпитера
(Ingersoll, 1999), в зависимости от его широты изображено на рис. 4.6.2.
Большое Красное Пятно (овальное образование изменяющихся размеров,
расположенное в южной тропической зоне; в настоящее время его размер 15 (
30 тыс. км), зажатое между более быстро движущимся к западу темным
экваториальным поясом, и южным умеренным, вращается против часовой стрелки.
Периоды обращения плотных облаков, образующих систему темных поясов и
светлых зон к северу и югу от экватора до параллелей 40њ северной и южной
широты, разные. На 18њ с. ш. этот период составляет 9 час 56 мин, а на 23њ
с. ш. - 9 час 49 мин. Оказалось, что пояса и зоны - это области нисходящих
и восходящих потоков в атмосфере. Атмосферные течения, параллельные
экватору, формируются под влиянием кориолисовой силой, действующей на
разогретые потоки газа, поднимающиеся из глубины быстро вращающегося
Юпитера к его поверхности. Севернее экватора потоки в зонах, направленные к
северу, отклоняются кориолисовой силой к востоку, а направленные к югу - в
западную сторону. Видимая поверхность зон расположена на 20 км выше поясов.
На границах поясов и зон наблюдается сильная турбулентность. Скорости
движения восходящих и нисходящих газовых потоков здесь достигают 100-150
м/с (Ingersoll et al., 2004).


























Рисунок 4.6.1. Спектральное геометрическое альбедо планет-гигантов
(Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун). У всех в отраженном свете доминируют линии
поглощения CH4 (Karkoschka, 1994).


















Рисунок 4.6.2. Скорости зональных ветровых потоков в восточном
направлении (в м/с) зависимости от широты у планет-гигантов (Юпитер,
Сатурн, Уран и Нептун), измеренные относительно внутренних слоев планеты
(Ingersoll, 1999).

Интересно, что «трассерами» атмосферных течений на Юпитере являются
ацетилен и этан, обнаруженные в его атмосфере небольших количествах (Kunde,
2004). Анализ цветных изображений облачного слоя, полученных
фотополяриметром КА «Галилей», позволил выявить особенности и структуру
облаков. Высота облаков оказалась разной в поясах и зонах. Светлые зоны и
Большое Красное Пятно характеризуются восходящими течениями в атмосфере.
Облака в них расположены выше, а температура их ниже, чем в соседних
областях поясов. По современным представлениям, самая известная деталь
Юпитера - Большое Красное Пятно - это долгоживущий свободный вихрь в
атмосфере Юпитера, совершающий полный оборот за 6 земных суток (Ingersoll
et al., 2004).
Окраска поясов, скорее всего, объясняется наличием аммонийных соединений,
полисульфидов и фосфинов, хотя это и очень малые составляющие юпитерианской
атмосферы (в пределах 10-4-10-7). В частности, верхний ярус облаков на
Юпитере может состоять из кристаллов NH3, средний - из кристаллов HN4SH, а
нижний - из кристаллов H2O (Taylor et al., 2004). В высоких широтах облака
образуют сплошное поле с коричневыми и голубоватыми пятнами поперечником до
1000 км. На снимках облачного покрова планеты видны концентрические полосы
серебристо-серого, оранжевого, желтого, коричневого и синего цветов.
Обнаружено белое пятно поперечником более 10000 км (West et al., 2004). По
данным ультрафиолетового фотометра планета имеет водородную и гелиевую
короны (Stallard, Miller, 2002; Yelle, Miller, 2004).
Средняя температура на уровне видимых облаков близка к 130 К (-143 њС).
Интересно, что между полярными и экваториальными областями планеты не
обнаружено существенной разницы температур. Это свидетельствует о том, что
внутреннее тепло планеты играет более важную роль в динамике ее атмосферы,
чем энергия, получаемая от Солнца. Еще наземными методами было установлено,
что поток тепла из недр Юпитера примерно вдвое превышает солнечный. Более
точные измерения с космических аппаратов показали, что отношение
юпитерианского и солнечного тепловых потоков составляет 1,9 (Hannel et al.,
2003). Что может собой представлять источник энергии в недрах Юпитера?
Масса планеты недостаточно велика для начала в ее центре термоядерных
реакций. Один из вероятных, хотя и не таких мощных источников энергии на
Юпитере, - химическая дифференциация вещества в планетарном масштабе. В
частности, погружение к центру планеты более тяжелых веществ (например,
гелия и дейтерия) и всплывание легких может приводить к значительному
выделению тепловой энергии (Guillot et al., 2004; Saumon and Guillot,
2004). Метеоритные потоки в зоне Юпитера также могут быть источником
выделения тепловой энергии в его поверхностных слоях, поскольку плотность
метеоритных потоков на единицу поверхности там в 170 раз больше, чем вблизи
Земли (Kruger et al., 2004).
В соответствии современными моделями внутреннее строение Юпитера можно
представить в виде оболочек с плотностью, возрастающей по направлению к
центру планеты. На дне уплотняющейся вглубь атмосферы толщиной 1500 км
находится слой газо-жидкого водорода толщиной около 7000 км. На уровне
около 0,9 радиуса планеты, где давление составляет около 0,7 Мбар, а
температура 6200 њС, водород может переходить в жидко-молекулярное
состояние с увеличением плотности до 0,7 г/см3, а на уровне примерно 0,8
радиуса планеты - в жидкое металлическое состояние. Наряду с водородом и
гелием в состав слоев может входит небольшое количество тяжелых элементов.
Внутреннее ядро диаметром 25000 км - металло-силикатное, включающее воду,
аммиак и метан, должно быть окружено гелием. В соответствии с
адиабатической моделью Юпитера температура в его центре составляет 22000 К,
а давление 70 Мбар. Для неадиабатической модели температура оказывается
несколько ниже, а давление - выше. Похожее строение может иметь и Сатурн
(Gudkova and Zharkov, 1999; Guillot, 1999; Marley, 1999; Guillot et al.,
2004).

4.6.4 Магнитное поле и магнитосфера Юпитера

У Юпитера мощное магнитное поле, напоминающее земное, хотя и намного
сильнее его. Дипольная составляющая юпитерианского поля на уровне облачного
слоя имеет напряженность 4-5 Гс (на Земле 0,35 Гс), а в районах магнитных
полюсов - 11 и 14 Гс. Ось диполя на 11њ наклонена к оси вращения планеты
(как у Земли), а направление полюсов обратно земному. В то же время, на
расстояниях менее 3 радиусов от центра планеты значительный вклад в
напряженность поля дают квадрупольная и октупольная составляющие с числом
полюсов 4 и 8 соответственно, которые сильно усложняют структуру поля. Как
предполагается, их происхождение связано с относительно небольшой глубиной
электропроводящего слоя. Вышеупомянутые расчеты внутреннего строения
Юпитера показывают, что на уровне 0,91 его радиуса, ниже «жидкой»
поверхности, давление и температура достигают значений, достаточных для
освобождения из вещества электронов проводимости. Вероятно, начиная с этого
уровня, формируется магнитное поле. По-видимому, структура недр Юпитера
заметно отличается от внутреннего строения Земли. Зоны в недрах Земли, где
работает механизм магнитного динамо, находятся в ее расплавленном
металлическом ядре, на расстоянии 0,25-0,30 радиуса от центра. У Юпитера же
зона электронной проводимости находится даже выше металлической поверхности
(ок. 0,8 радиуса) (Stevenson, 2000). Вероятно, поэтому юпитерианское
магнитное поле имеет сложную структуру: множество магнитных полюсов, из
которых два (северный и южный), соответствующие дипольной составляющей,
примерно в 5 раз сильнее остальных. Как видим, исследование магнитного поля
Юпитера пролило свет на некоторые особенности его внутреннего строения
(Khurana et al., 2004; Kivelson et al., 2004).


















Рисунок 4.6.3. Плотность электронов в ионосферах Юпитера (Atreya and
Donahue, 1976), Сатурна (Kliore et al., 1980), Урана (Lindal, 1987) и
Нептуна (Lindal, 1992). Высота указана от уровня в атмосфере с давлением 1
бар.

Почти одновременно с открытием радиационных поясов Земли было
зарегистрировано дециметровое радиоизлучение Юпитера. После того, как был
установлен нетепловой характер этого излучения, возникло подозрение, что и
у Юпитера имеются радиационные пояса и что источник дециметрового
радиоизлучения находится в них. Еще в 1964 г. было показано, что
радиоизлучение исходит из пространства, намного превышающего диаметр
Юпитера, причем в основном из двух областей, расположенных симметрично на
расстояниях ок. 177000 км от центра планеты. В дальнейшем было показано,
что благодаря наличию магнитного поля у Юпитера имеется весьма протяженная
магнитосфера и радиационные пояса, похожие на земные, но превышающие их во
много раз по напряженности поля и размерам (Yelle and Miller, 2004). Анализ
космических лучей, приходящих на Землю от Юпитера, показал, что
значительная часть электронов низкой энергии (3-30 МэВ) имеет характерную
10-часовую периодичность, связанную с вращением Юпитера. По существу,
радиационные пояса Юпитера представляют собой гигантский природный
ускоритель заряженных частиц, в котором задействованы ближайшие спутники
планеты, особенно Ио, обращающийся на расстоянии 442 тыс. км от центра
планеты (Kivelson et al, 2004; Saur J. et al., 2004). Моделирование
динамики потоков заряженных частиц в магнитосфере Юпитера показывает, что
скорости этих потоков могут превосходить 1 км/c (Millward et al., 2005).
Общие размеры магнитосферы Юпитера настолько велики, что ее шлейф обнаружен
даже за пределом орбиты Сатурна (Khurana et al., 2004). Модельное
распределение плотности электронов в ионосфере Юпитера (Atreya and Donahue,
1976), согласующееся с данными «Пионера-10», приведено на рис. 4.6.3.

4.6.5 Кольца и система спутников Юпитера

С помощью «Вояджеров» было обнаружено такое удивительное образование как
узкое кольцо Юпитера. Ширина его наиболее плотной части, расположенной
ближе к Юпитеру, которая называется Главным гало, около 5200 км. Внешняя
граница Главного гало лежит на расстоянии 128 тыс. км от центра планеты,
где проходят орбиты двух маленьких ближайших спутников Юпитера - Метиды и
Адрастеи (орбита последней дальше от Юпитера на 1000 км, чем орбита
Метиды). В дальней, более разреженной части кольца лежат орбиты еще двух
спутников - Амальтеи и Тебы. Схематическая диаграмма, изображающая кольцо
Юпитера и четыре его внутренних спутника, представлена на рис. 4.7.1.
Кольцо состоит из частиц микронных размеров, о чем говорит его сильное
рассеяние света вперед. Но средняя плотность вещества в кольце так мала,
что оно в тысячи раз прозрачнее хорошего стекла. Как предполагают, пылинки
поставляются в кольцо упомянутыми четырьмя спутниками вследствие очень
сильного приливного воздействия на них со стороны Юпитера, а также их
бомбардировки микрометеоритами. Те же спутники своими гравитационными
полями формируют внутреннюю и внешнюю структуру кольца (Burns et al., 2004;
de Pater and Lissauer, 2004).
За последние несколько лет по результатам глубоких обзоров (до 27
звездной величины) ближайших окрестностей Юпитера, выполненных на
крупнейших наземных телескопах (диаметрами 8-10 м), открыто 46 его внешних
малых спутников, а общее их число достигло 63 (Jewitt et al., 2004).
Полученные сведения обо всех известных спутниках Юпитера приведены в табл.
4.11.4 и 4.11.5. Юпитерианские спутники можно разделить на две группы -
внутреннюю и внешнюю. Восемь спутников внутренней группы обращаются почти
по круговым орбитам, практически совпадающим с плоскостью экватора планеты,
и совершают синхронное с орбитальным суточное вращение. Из спутников
внутренней группы четыре самых близких к планете (вышеупомянутые Метида,
Адрастея, Амальтея и Теба) имеют диаметры примерно от 20 до 260 км и
находятся в пределах 1-3 радиусов Юпитера. Своими размерами они резко
отличаются от следующих за ними четырех спутников открытых еще Галилеем (и
поэтому называемых «галилеевыми»), расположенных на расстоянии от 6 до 26
радиусов Юпитера и имеющих размеры, близкие к размеру Луны. Предполагают,
что спутники внутренней группы являются «настоящими» спутниками Юпитера,
поскольку могли сформироваться in situ, в результате аккреции из
протоспутникового диска планеты (Burns et al., 2004). Практически все
спутники внешней группы имеют малые размеры (от одного до нескольких
километров) и движутся по сильно эксцентричным и наклоненным к
экваториальной плоскости планеты орбитам (табл. 4.11.4). Ряд внешних
спутников (в частности, Ананке, Карме, Пасифе и Синопе) обращается в
обратном направлении. Разнообразие параметров орбит спутников внешней
группы свидетельствует о том, что эти тела могли быть гравитационно
захвачены Юпитером (Sheppard and Jewitt, 2002; Jewitt et al., 2004;
Morbidelli et al., 2005).
Остановимся подробнее на галилеевых спутниках: Ио, Европе, Ганимеде и
Каллисто. Детальная съемка этих спутников с космических аппаратов показала,
что их поверхности чрезвычайно разнообразны.
Диаметр ближайшего к Юпитеру галилеева спутника Ио 3630 км, а средняя
плотность вещества 3,55 г/см3. Как уже говорилось, на нем обнаружены
действующие вулканы. Сернистый газ и пары серы выбрасываются со скоростью
около 1 км/с на высоту в сотни километров над поверхностью спутника. Недра
Ио разогреваются под действием приливных сил Юпитера, поскольку спутник
движется по слегка эллиптичной орбите (из-за возмущений со стороны Европы и
Ганимеда). Интенсивность приливного воздействия на Ио значительно выше, чем
на другие галилеевы спутники. Приливные силы изгибают литосферу Ио и
разогревают ее. При этом накопившаяся энергия вырывается на поверхность в
виде вулканов. Результатом разогрева поверхности, вероятно, является
наблюдаемое отсутствие воды. Если в районе экватора температура составляет
130 К, то в горячих пятнах размером от 75 до 250 км температура достигает
310 - 600 К. Возраст поверхности Ио, сложенной из сернистых продуктов
извержений и имеющей оранжевый цвет, оценивается в 1 млн. лет. Рельеф Ио в
основном равнинный, но есть несколько гор высотой от 1 до 10 км. Атмосфера
Ио сильно разрежена, но вдоль его орбиты обнаружено свечение водорода,
кислорода, серы и даже паров натрия - продуктов вулканических извержений
(McEwen et al., 2004; Saur et al., 2004; de Pater and Lissauer, 2004).
Европа, второй из галилеевых спутников, размером несколько меньше Луны:
его диаметр 3138 км, а средняя плотность 3,01 г/см3. Поверхность спутника,
оранжево-коричневая и довольно гладкая, испещрена сетью светлых и темных
линий. По-видимому, это трещины в ледяной коре, возникшие в результате
тектонических процессов. Ширина этих разломов составляет от единиц до сотен
километров, а протяженность достигает нескольких тысяч километров. Оценка
толщины коры колеблется от нескольких километров до десятков километров.
Наиболее вероятно, что в недрах Европы также выделяется приливная энергия,
которая и поддерживает в жидком виде мантию - подледный водный океан. Не
исключено наличие простейших форм жизни в этом океане, поскольку он может
быть теплым. Исходя из средней плотности Европы, под океаном могут быть
силикаты. Поскольку кратеров на Европе очень мало, возраст ее поверхности
оценивается от сотен тысяч до нескольких миллионов лет. На снимках высокого
разрешения, полученных КА "Галилей", видны отдельные поля неправильной
формы с вытянутыми параллельными хребтами и долинами, напоминающими
шоссейные дороги. В ряде мест видны темные пятна, являющиеся, скорее всего,
отложениями вещества, вынесенными из-под ледяной поверхности (Greeley et
al., 2004; de Pater and Lissauer, 2004).
Крупнейший спутник в системе Юпитера и вообще в Солнечной системе -
Ганимед - имеет радиус 2631 км. Его средняя плотность лишь вдвое
превосходит плотность воды, поэтому около 50% его массы, вероятно,
приходится на лед. Множество кратеров, покрывающих участки темно-
коричневого цвета, свидетельствуют об их древнем возрасте (3-4 млрд. лет).
Более молодые участки покрыты системами параллельных борозд, сформированных
более светлым материалом в результате растяжения ледяной коры. Глубина этих
борозд - несколько сотен метров, ширина - десятки километров, а
протяженность может доходить до нескольких тысяч километров. У некоторых
кратеров Ганимеда встречаются не только светлые, но и темные лучевые
системы, (Pappalardo et al., 2004; de Pater and Lissauer, 2004).
Диаметр Каллисто 4800 км. Исходя из его средней плотности 1,83 г/см3
можно предположить, что водяной лед составляет около 60% его массы. Толщина
ледяной коры, как и у Ганимеда, оценивается в 75 км. Вся поверхность
Каллисто испещрена кратерами разных размеров. Возраст поверхности
оценивается в 3,5 млрд. лет. На ней нет протяженных равнин или систем
борозд. Отличительная деталь рельефа Каллисто - многокольцевая структура
диаметром 2600 км, состоящая из 10 концентрических колец. У спутника
обнаружено дипольное магнитное поле, указывающее на возможное наличие
металлического ядра. Кратеры на Каллисто имеют слабо выраженный вал и
небольшую глубину. Температура поверхности на экваторе в полдень достигает
150 К. (Moore et al., 2004; de Pater and Lissauer, 2004).
Как отмечалось, рождение галилеевых спутников могло быть связано с
протоспутниковым субдиском Юпитера. Из современных космогонических моделей
(Сафронов, 1969; Weidenschilling, 1977; Pollak et al., 1996; Дорофеева и
Макалкин, 2004) следует, что «опережающий» рост Юпитера был обеспечен
конденсацией и замерзанием летучих соединений (в первую очередь - воды) в
солнечной протопланетной туманности на гелиоцентрических расстояниях более
5 а. е. Состав вещества, пошедшего на формирование Юпитера и планетезималей
его зоны, оценивается примерно равной пропорцией силикатов, углеводородных
соединений (органики) и воды (Pollak et al., 1996). Но даже если начальный
состав вещества юпитерианского субдиска практически совпадал с солнечным,
то в дальнейшем этот состав мог быть обеднен летучими и обогащен тяжелыми
элементами. В работах российских авторов (Макалкин и др., 1999; Макалкин и
Рускол, 2003) показано, что обеднение вещества галиеевых спутников летучими
элементами, вероятно, произошло на этапе их формирования в соответствии с
моделью маломассивного аккреционного диска. Этими процессами и определяется
состав и современная внутренняя структура галилеевых спутников Юпитера
(Canup and Ward, 2002; Макалкин и Рускол, 2003). Значения средней плотности
и моментов инерции галилеевых спутников по данным КА «Галилей», а также
результаты моделирования их внутренней структуры показывают, что Ио,
Европа, и Ганимед, скорее всего, подобны по внутреннему строению. В
частности, все они могут иметь массивное металлическое ядро, в котором
генерируется магнитное поле. По поводу ядра Каллисто однозначного мнения
пока нет (Кусков и Кронрод, 1998; Kuskov and Kronrod, 2001; Schubert et
al., 2004).
Следует упомянуть об уникальном катастрофическом событии, связанном с
Юпитером, которое произошло 16-22 июля 1994 г. Уникальность его в том, что
оно не только было предсказано астрономическими методами, но и впервые
наблюдалось с помощью всех возможных наземных и космических средств
(включая космический телескоп «Хаббл» и КА «Галилей). Речь идет о
столкновении с Юпитером кометы Шумейкеров-Леви 9 (Ш-Л 9), а точнее -
обломков ее ядра. Цепочка из 21 фрагмента (размером до 2 км) была
обнаружена в начале 1993 г. вдоль орбиты, проходящей в непосредственной
близости от Юпитера. Как показал расчет, ядро кометы распалось в июле 1992
г. при очень тесном сближении с Юпитером, внутри сферы Роша, под действием
сильных приливных напряжений. Это мог быть либо один из его богатых льдами
летучих соединений малых спутников, либо захваченное незадолго до этого
ядро кометы. К сожалению, наблюдать столкновения фрагментов с атмосферой
Юпитера не удалось, поскольку места их падения пришлись на невидимое с
Земли ночное полушарие Юпитера. Благодаря вращению Юпитера следы
столкновений оказались видны с Земли только через 1-2 часа после ударов.
Столкновения фрагментов кометы с атмосферой Юпитера происходили под углом
около 45є при скоростях около 60 км/c. Наиболее эффектными оказались
последствия падений самых крупных фрагментов (A, E, G, Q1 и R), давшие
специалистам редкую возможность исследовать свойства и динамику
юпитерианской атмосферы в ходе естественных ударных процессов (Harrington
et al., 2004). Кратко упомянем лишь о некоторых эффектах,
зарегистрированных в атмосфере Юпитера как в моменты столкновений с
фрагментами кометы Ш-Л 9, так и во время последующего многолетнего
мониторинга мест столкновений.
В местах падений крупных фрагментов размер «плюмов» (вертикальных
выбросов) достигал 3000 км, а температура вещества в них (по ИК-данным) -
2000-5000 K (Kim et al., 1999). От эпицентров взрывов распространялись
круговые волны с постоянной скоростью (ок. 450 м/с) независимо от энергии
взрыва (Chen and Bao, 2003). Привнос в стратосферу Юпитера с фрагментами
кометы такого нетипичного вещества как цианид водорода (HCN) позволил
проследить динамику потоков в стратосфере Юпитера в меридиональных
направлениях. Спектроскопия в миллиметровом диапазоне молекулы HCN и
некоторых других новых соединений (CO, CS) позволила установить, что на
Юпитере, как и на Земле, полярные регионы являются динамически
изолированными от более низких широт (Griffith et al., 2004). Исследование
спектральных (авроральных) эффектов в термосфере и ионосфере Юпитера в
«послеударный» период позволило установить, что наряду с обычными ионами
H3+ там появлялись такие новые ионы как S+, H3CS+ и CH4+. В тот же период
(в течение нескольких дней после столкновений) электронная плотность в
юпитерианской термосфере и ионосфере возрастала в 10 раз (Maurellis and
Cravens, 2001).

4.7 сатурн

4.7.1 общие положения

Наиболее примечательной особенностью Сатурна, второй по размерам планеты
Солнечной системы, является его большая и во многом еще загадочная система
колец. Сатурн превосходит Землю по массе в 95,1 раза, но его средняя
плотность меньше земной примерно в 8 раз и даже меньше плотности воды (0,7
г/см3). Обращаясь вокруг Солнца по орбите близкой к круговой на расстоянии
в 2 раза большем, чем Юпитер, Сатурн совершает полный оборот за 29,5 земных
лет. Экваториальная плоскость Сатурна наклонена на 27њ к плоскости его
орбиты, поэтому для него характерны большие сезонные изменения.
Во многих отношениях Сатурн подобен Юпитеру. Он тоже представляет собой
огромный быстро вращающийся эллипсоид, окутанный мощным слоем атмосферы и
состоящий преимущественно из жидкого водорода и гелия. Сатурн выделяет
примерно в 2,5 раза больше тепла, чем получает от Солнца. Сейчас у Сатурна
известно 47 спутников, из которых самый большой - Титан (диаметр 5150 км),
имеющий самую массивную атмосферу по сравнению с другими спутниками, и еще
четыре спутника диаметром более 1000 км, а остальные - это малые тела. С 30
июня 2004 г. Сатурн и его систему спутников и колец изучают с помощью КА
«Кассини», движущегося по орбите вокруг планеты.


4.7.2 Гравитационное поле Сатурна

Особенности гравитационного поля Сатурна и его спутниковой системы ранее
изучались с помощью наземной астрометрии, КА «Пионер-11» и «Вояджер», а
сейчас - с помощью КА «Кассини».
Величины коэффициентов в разложении гравитационного потенциала планеты
(1) C20 (J2), C22, J3, J4 и J6 приведены в табл. 4.11.6 к данной главе. Из
этой таблицы видно, что у Сатурна наибольшее значение коэффициента J2 в
Солнечной системе, что указывает на сильное сжатие тела планеты, вызываемое
его быстрым вращением (эллиптичность Сатурна составляет 0,09796), а его
момент инерции, характеризующий внутреннее строение планеты, равен 0,210
(Fukushima, 1990; de Pater and Lissauer, 2004). Значение J3 не было
определено по причине его малости, поэтому на современном уровне точности
можно считать, что у Сатурна нет асимметрии северного и южного полушарий. В
то же время коэффициенты J4 и J6 для Сатурна являются самыми большими в
нашей планетной системе и показывают, что имеются крупные неоднородности в
распределении массы как в недрах, так и вблизи поверхности планеты.
Гравитационное ускорение на экваторе (на уровне 1 бар) равно 10,44 м/с2,
что близко к земному. По характеру поля тяготения сделан вывод, что
внутреннее строение Сатурна похоже на строение недр Юпитера. (Jacobson,
2004a, 2004b).

4.7.3 Атмосфера Сатурна

Подобно Юпитеру, Сатурн представляет собой огромный быстро вращающийся шар
(с периодом вращения 10,2 часа для экваториальных районов и более 11 часов
- для приполярных), состоящий преимущественно из жидкого водорода и гелия,
окутанный мощной атмосферой, в верхних слоях которой обнаружены в небольших
количествах метан, аммиак и другие углеводородные и сернистые соединения
(Atreya et al., 1999). На спектральной зависимости геометрического альбедо
всего видимого диска Сатурна преобладают полосы поглощения метана (см. рис.
4.6.1). Экваториальный радиус по верхней границе облачного слоя составляет
60270 км, а полярный - на несколько сотен километров меньше. В атмосфере
Сатурна содержится 94% водорода и 6% гелия (по объему). Напомним, что в
атмосфере Юпитера по объему гелия больше - около 11%. Если полагать, что
начальный состав у обеих планет был одинаков, то это различие указывает на
значительное количество «утонувшего» гелия на Сатурне. Поток солнечной
энергии, достигающий Сатурна, в 91 раз меньше, чем у Земли. Температура на
нижней границе облаков Сатурна составляет -143 њС. Средняя температура
Сатурна равная -170 њС, полученная по результатам измерений его
инфракрасного излучения («Пионер-11»), свидетельствует о том, что планета
излучает в 2,5 раза больше тепла, чем получает от Солнца. Источником этого
избыточного тепла может быть как раз энергия, выделяемая за счет
гравитационной дифференциации вещества. Но частично это может быть и
реликтовое тепло, запасенное Сатурном в начале эволюции. (Atreya et al.,
1999; Saumon and Guillot, 2004).
Как и Юпитер, Сатурн имеет развитую систему поясов и зон, но они никогда
не бывают видны так четко, как на Юпитере. Из-за низких температур в
надоблачной атмосфере Сатурна, где пары аммиака вымораживаются, образуется
плотный слой тумана или дымки, скрывающей структуру поясов и зон (MuЯoz et
al., 2004). В отличие от Юпитера полосы на Сатурне доходят до очень высоких
широт (78њ). По данным «Вояджера 2» широтное распределение ветров в южном
полушарии зеркально повторяет это распределение в северном полушарии
(Atreya et al., 1999). Гигантское овальное образование размером с Землю,
расположенное недалеко от северного полюса, названо Большим Коричневым
Пятном (по аналогии с Большим Красным Пятном Юпитера). Обнаружены также
несколько коричневых пятен меньшего размера. Как и на Юпитере, это
свободные вихри, но из-за большей, чем на Юпитере, скорости потоков, эти
ураганные вихри быстро затухают и перемешиваются с полосами. Скорости
зональных ветров в районе экватора достигают 400 - 500 м/с, а на широте 30њ
- около 100 м/с (Ingersoll, 1999; PИrez-Hoyos et al., 2005; Porco et al.,
2005) (см. рис. 4.6.2).
Имеющиеся теоретические модели показывают, что если у Юпитера газо-жидкая
атмосфера простирается на глубину 10-15 тыс. км, то у Сатурна ее
протяженность может быть намного больше - до глубины 0,55 радиуса, где она
постепенно переходит в смесь жидких водорода и гелия. Примерно на 0,5
радиуса у Сатурна жидкий молекулярный водород переходит в жидкий
металлический водород (с примесью гелия), который на глубине 0,2 радиуса от
центра планеты отделен небольшим переходным слоем от металлосиликатного
ядра. Температура и давление в центре Сатурна могут достигать значений
11000 К и 42 Мбар в адиабатической модели или 9000 К и 46 Мбар - в
неадиабатической (Gudkova and Zharkov, 1999; Guillot, 1999; Marley, 1999).

4.7.4 Магнитное поле и магнитосфера Сатурна

Первым космическим аппаратом, посетившим окрестности Сатурна, был "Пионер
11", который 1 сентября 1979 г. прошел на расстоянии 21400 км от облачной
поверхности этой планеты. Магнитное поле Сатурна, зафиксированное его
приборами, оказалось сильнее, чем у Земли, но слабее, чем у Юпитера.
Магнитное поле Сатурна имеет уникальный характер. В соответствии с
аналитическими решениями для возбуждения магнитного поля планеты по схеме
«планетарного динамо» необходимым условием является угол, например, 10-12њ
между осью вращения планеты и осью магнитного диполя (как это имеет место у
Земли, Меркурия и Юпитера). А у Сатурна ось магнитного диполя совпадает с
осью вращения планеты. Высказано предположение, что в случае Сатурна поле
возникает на большей глубине, чем у Юпитера. Как и юпитерианское, магнитное
поле Сатурна противоположно направлению поля Земли. Напряженность
магнитного поля Сатурна на уровне видимых облаков на экваторе составляет
чуть больше 0,2 Гс (на поверхности Земли - 0,35 Гс). Но магнитный момент
Сатурна гораздо больше земного из-за объема планеты (Davis and Smith, 1990;
Kivelson, 2005).
Магнитосфера Сатурна имеет симметричный вид и по протяженности занимает
место между магнитосферами Земли и Юпитера. Однако, поскольку Сатурн
находится в 10 раз дальше от Солнца, чем Земля, и его размер примерно в 10
раз больше земного, объем его магнитосферы значительно превосходит объем
земной магнитосферы. Радиационные пояса имеют правильную форму, причем в
них наблюдаются пустые полости, где заряженные частицы поглощаются
спутниками или кольцами. Вблизи колец концентрация частиц ничтожна. За
спутниками Сатурна тянутся хвосты из нейтральных и ионизированных молекул и
атомов газа, образующие гигантские торы на орбитах. Одним из источников
такого тора является верхняя атмосфера Титана, самого большого спутника
Сатурна. Пять ледяных спутников Сатурна (Мимас, Энцелад, Тефия, Диона и
Рея) находятся в пределах его внутренней магнитосферы, на расстояниях от 3
до 9 его радиусов (Saur and Strobel, 2005).
Сатурн имеет достаточно плотную ионосферу, состоящую из электронов, ионов
N+, O2+, O+ и других, в которую погружены его кольца и ближайшие спутники
(Young et al., 2005). Распределение электронной плотности в ионосфере
Сатурна по данным «Пионера-11» (Kliore et al., 1980) изображено на рис. 3
Приложения. По данным «Кассини» основной период переменного радиоизлучения
магнитосферы Сатурна практически равен периоду вращения планеты и
составляет 10 час 45 мин 45 сек (±36 сек). В то же время, зарегистрировано
и много сильных радиоимпульсных сигналов, некоторые из которых удалось
связать со вспышками молний в областях интенсивных вихрей в атмосфере
планеты. Также обнаружено авроральное радиоизлучение в области колец
Сатурна, которое свидетельствует о сильном электродинамическом
взаимодействии в пределах или вблизи колец (Gurnett et al., 2005)

4.7.5 Система колец и спутников Сатурна

У всех планет-гигантов есть кольца, но почему именно система колец Сатурна
такая большая, и когда она возникла - пока остается загадкой. Одна из
вероятных гипотез образования необычной системы колец Сатурна - это
относительно недавнее (несколько миллионов лет назад) катастрофическое
разрушение его достаточно крупного спутника (диметром порядка 100 км),
находящегося вблизи предела Роша, при ударе по нему ядра кометы (Ip, 1988).
Схематическое изображение относительных размеров и структуры колец Сатурна
и других планет представлено на рис. 4.7.1 (de Pater and Lissauer, 2004, p.
407). Как видим, кольца всех планет-гигантов находятся если не полностью,
то в значительной мере в пределах сферы Роша.


















Рисунок 4.7.1. Кольца и внутренние спутники планет-гигантов. Все расстояния
масштабированы к экваториальному радиусу соответствующей планеты. Длинным
пунктиром показано расстояние, на котором орбитальный период равен периоду
вращения планеты. Коротким пунктиром показан предел Роша для жидких тел
плотностью 1 г/см3 (de Pater and Lissauer, 2004, p.406).

Крупномасштабная структура колец Сатурна была установлена ещё при его
первых телескопических наблюдениях в XVII веке Галилео Галилеем, Христианом
Гюйгенсом и Жаном Кассини. Внешнюю часть кольца назвали кольцом А, а
внутреннюю - кольцом В. Разделяющую их тёмную полосу называют делением
Кассини. Позже наземными наблюдениями были выявлены кольца С, D и Е.
Космические снимки системы колец Сатурна, полученные КА «Пионер-11»,
«Вояджер-1 и -2» и «Кассини», показали, что кажущиеся с Земли сплошными
кольца Сатурна на самом деле представляют собой структуру из большого числа
отдельных колечек, которые, в свою очередь, состоят из бесчисленного
множества ледяных частиц разного масштаба: от метрового до субмикронного.
Спектрофотометрические наблюдения колец в видимом и ИК диапазонах показали,
что в составе частиц преобладает водяной лед, имеется тёмный бесцветный
компонент (вероятно, аморфный углерод), а также органика типа толина
(Poulet et al., 2003). Наблюдения в тепловой ИК-области показали, что у
частиц колец очень низкая тепловая инерция, что свидетельствует либо об их
высокой пористости в целом, либо о том, что они покрыты слоем очень
пористого вещества (Spilker et al., 2003).
Под действием резонансного гравитационного влияния спутников планеты в
кольцах возникают сгущения, разрежения и щели («деления»), формируются их
внешние и внутренние границы и даже происходит сортировка частиц по
размеру. Кольца Сатурна расположены в следующем порядке от планеты: D, C,
B, A, F, G, E. Невидимое для оптических приборов самое внешнее кольцо E
было зарегистрировано устройствами, реагирующими на поля и заряженные
частицы. А внутреннее кольцо D очень неплотное и, вероятно, доходит до
верхних слоев атмосферы, как и у Юпитера. Интересно, что деление Кассини
(между кольцами А и В), которое считали местом, свободным от материала
колец, на самом деле заполнено веществом с другой степенью измельченности и
меньшей концентрацией. Это установлено путем наблюдений колец с теневой
стороны (de Pater and Lissauer, 2004). Правильным будет считать, что у
Сатурна постоянно имеются только перечисленные крупные кольца. Очертания
более мелких колец меняются под влиянием как притяжения спутников, но и
взаимных столкновений частиц. Узкие кольца могут даже иметь структуру в
виде скрученных шнуров, а на широких кольцах иногда наблюдаются поперечные
светлые или темные полосы или зубцы (так называемые «споки» - спицы). По
одной из новых гипотез, такие образования могут возникать из-за наличия в
кольцах небольших "спутников-пастухов" (размером от нескольких единиц до
десятков километров). Еще одна интересная гипотеза связывает появление
споков с электростатическими волнами, поскольку эти образования быстро
меняют свою форму, иногда со скоростью до 3-15 км/с. Возможно, причина
подобных явлений скрыта в самом Сатурне, поскольку в его атмосфере иногда
возникают мощные электрические разряды, как и на Юпитере, которые могут
передаваться кольцам через сравнительно плотную ионосферу (de Pater and
Lissauer, 2004; McGhee et al., 2005; Porco et al., 2005). Интересно
отметить, что кольца Сатурна не только излучают радиоволны, поскольку
погружены в магнитосферу, а частицы колец служат источниками атомных и
молекулярных ионов (Young et al., 2005), но также испускают и рентгеновское
флуоресцентное излучение под действием более мощного солнечного
рентгеновского излучения и потока частиц солнечного ветра (Bhardwaj et al.,
2005).
В 2005 г. с КА «Кассини» на Титан (крупнейший спутник Сатурна диаметром
5150 км, имеющий плотную атмосферу) был направлен спускаемый аппарат
«Гюйгенс». Он вошел в атмосферу Титана 14 января 2005 г. и сначала 2,5 часа
при спуске на парашюте, а затем ещё около 3 часов на поверхности спутника
передавал научные данные, в том числе - фотопанорамы окружающей местности
(посадка произошла на дневной стороне в экваториальной области). Еще в 1980
г. «Вояджер-1» установил, что основной компонент атмосферы Титана - азот, а
не метан, как предполагали ранее. Поверхность Титана неразличима из космоса
сквозь дымку и плотную атмосферу, состоящую на 85% из азота, около 12%
аргона и менее 3% метана. В атмосфере также наблюдается небольшие
количества этана, пропана, ацетилена, этилена, водорода, кислорода и других
веществ. Температура верхних слоев атмосферы близка к 150 К, а у
поверхности около 94 К. Давление у поверхности около 1,5 бар. В целом масса
атмосферы у Титана почти вдвое больше, чем у Земли. Вполне вероятно, что
поверхность Титана состоит из льда с примесью силикатных пород. Средняя
плотность Титана 1,9 г/см3 (de Pater and Lissauer, 2004; Kim et al., 2005).
Исследования Титана с помощью КА «Кассини-Гюйгенс» уже дают интересную
информацию. В частности, масс-спектрометрические измерения подтвердили, что
основной состав и тепловая структура атмосферы Титана практически не
изменились со времени исследований «Вояджером-1» (Waite et al., 2005).
Оптические измерения ослабления блеска нескольких звезд атмосферой Титана в
диапазоне высот 450-1600 км над его поверхностью позволили идентифицировать
и установить количественное содержание шести менее обильных составляющих
его атмосферы после азота и аргона: это метан, ацетилен, этилен, этан,
диацетилен и цианид водорода (Shemansky et al., 2005). ИК-измерения
«Кассини» показали, что температура в атмосфере Титана в области
стратопаузы (на высоте 310 км над поверхностью) составляет 186 К, а над
южным полюсом температура стратосферы оказалась на 5-6 градусов ниже.
Зарегистрированная скорость зонального ветра в стратосфере Титана велика -
около 160 м/c (Flasar et al., 2005), но на высоте 15 км она снижается до 8
м/с, а у поверхности ветра почти нет.
Особо важными оказались радиолокационные данные о поверхности спутника,
полученные с борта «Кассини», поскольку, как и у Венеры, плотная атмосфера
Титана практически непрозрачна в видимом диапазоне. Проведено зондирование
~1% поверхности с разрешением около 0,5 км и еще ряда его областей с
меньшим разрешением. Оказалось, что Титан имеет сложную поверхность с
низким рельефом и большим разнообразием форм, среди которых имеются
конусообразные вулканические образования, потоки, извилистые каналы.
Поверхность Титана выглядит молодой, с небольшим количеством ударных
кратеров. Ее рассеивающие и диэлектрические свойства характерны для
пористого льда или органики, а высокие радиояркостные температуры некоторых
темных пятен соответствуют составу замороженного углеводородного вещества
(Elachi et al., 2005). На основе гравитационных измерений уточнена модель
внутреннего строения Титана: похоже, что под его ледяной корой имеется
обогащенный аммиаком водный океан, глубина которого может достигать
нескольких десятков километров (Tobie et al., 2005).
Сейчас у Сатурна известно 50 спутников, из которых более половины
обнаружены за последние несколько лет (Jewitt et al., 2005). Параметры их
орбит и физические характеристики приведены в таблицах 4.11.4 и 4.11.5.
Крупнейшие спутники Сатурна (в порядке удаленности от планеты) - Мимас (R =
196 км), Энцелад (R = 250 км), Тефия (R = 530 км), Диона (R = 560 км), Рея
(R = 765 км), Титан (R = 2575 км), Гиперион (175 ( 117 ( 100 км), Япет (R =
730 км), Феба (R = 110 км). Все они (кроме Фебы) находятся в синхронном
вращении, т. е. постоянно обращены к Сатурну одной стороной. Название
«ледяные спутники» наиболее соответствует этим и другим, меньшим спутникам
Сатурна, поскольку некоторые из них имеют среднюю плотность 1,0 г/см3, что
характерно для чистого льда. Плотность других несколько выше, но тоже
невелика. Все они находятся за пределами колец Сатурна, кроме Атланта (19 (
13 км) и Прометея (70 ( 50 ( 37 км), движущихся между внешними кольцами A и
F (de Pater and Lissauer, 2004).
Космическими аппаратами получены изображения всех крупных спутников.
Кратко перечислим только некоторые интересные и, порой, необъяснимые
детали. На Рее очень много кратеров; самый крупный из них имеет поперечник
около 500 км, то есть близок к ее радиусу. У Япета, имеющего круглую форму,
одно полушарие в 10 раз темнее другого. На поверхности Дионы видны следы
выброса светлого материала в виде инея, множество кратеров и извилистая
долина. На самом светлом спутнике - Энцеладе видны следы потоков,
разрушивших прежний рельеф, поэтому предполагается, что недра этого
спутника могут быть активными и в настоящее время. Очень глубокие кратеры
обнаружены на Мимасе, диаметр которого всего 390 км. Следы метеоритной
бомбардировки видны и на Гиперионе, имеющем неправильную форму. На Тефии
(диаметром около 1060 км) обнаружен огромный кратер диаметром около 400 км
и глубиной 16 км (de Pater and Lissauer, 2004). Спектрофотометрия спутников
Сатурна в видимой и ближней ИК-областях показала, что наиболее вероятный
состав их вещества - водяной лед с небольшой примесью (до нескольких
процентов) углеводорода толина, который может обеспечить наблюдаемый
красноватый цвет спутников (Реи и некоторых других) в диапазоне 0,3-1,0
мкм. Моделирование состава и рассеивающих свойств вещества в соответствии с
полученными спектрами отражения показывает, что спутники могут состоять не
только из водного льда, но также изо льдов другого состава (CO2, CH4, и
NH4OH) (Cruikshank et al., 2005).

4.8 УРАН

4.8.1 Общие положения

Уран располагается на расстоянии 19,2 а. е. от Солнца, то есть примерно
вдвое дальше, чем Сатурн, и является третьей по размеру и четвертой по
массе планетой-гигантом. Его орбитальная скорость 6,8 км/с, а период
обращения вокруг Солнца 84,05 года. Период вращения Урана по радиоизлучению
его магнитосферы равен 17 час 14,4 мин. В то время как у большинства
планет (кроме Урана и Венеры) угол между орбитальным и суточным моментами
импульса малы (например, у Земли 23,5(), у Урана этот угол равен 97,8њ.
Поэтому «северный» (в смысле направления вращения) полюс Урана обращен в
южную полусферу эклиптики и в работах по планетологии обычно называется
«южным» (в конце 20 - начале 21 века он обращен к Солнцу). Из-за того, что
ось вращения Урана близка к орбитальной плоскости, день и ночь на этой
планете также являются, соответственно, «летом» и «зимой». Полярные дни и
ночи, на Земле характерные только для высоких широт, на Уране наблюдаются
почти на всей поверхности. В отличие от других планет-гигантов, Уран лишен
внутренних источников тепла. Соотношение между водородом и гелием там
примерно такое же, как на Юпитере. Магнитное поле Урана весьма необычно -
оно не дипольное. Уран окружен одиннадцатью кольцами; у него обнаружено 27
спутников.
Более подробные сведения об Уране и его спутниках приведены ниже, а также
в Приложении.

4.8.2 Гравитационное поле Урана

Ускорение свободного падения вблизи видимой границы атмосферы Урана (на
уровне p = 1 бар) составляет 8,87 м/c2, что близко к земному. Масса планеты
более чем в 6 раз уступает массе Сатурна и примерно в 20 раз меньше, чем у
Юпитера. По измеренному значению коэффициента J2 в разложении
гравитационного потенциала Урана (1) его степень сжатия, вызванного
вращением, примерно в 3 раза больше, чем у Земли, хотя период вращения
Урана меньше земного только на 28%. Коэффициенты J3, J6, C22 и S22 не
измерены по причине их малости, а коэффициент J4, характеризующий степень
неоднородности недр планеты, примерно в 20 раз меньше, чем у Юпитера
(Jacobson et al., 1992). На этом основании можно сделать вывод, что Урана
лишен заметной асимметрии северного и южного полушарий, также как и
эллиптичности экватора. Момент инерции Урана (0,23) меньше, чем у Юпитера,
но больше, чем у Сатурна (Fukushima, 1990). Приведенные данные, а также
среднее значения плотности (1,3 г/см3), близкое к юпитерианскому,
показывают, что Урана может иметь массивное и плотное ядро.

4.8.3 Атмосфера и внутреннее строение Урана

Рассчитанная в предположении только солнечного облучения поверхности
планеты равновесная температура Урана составляет Teq = 60 К, а
соответствующая прямым измерениям его эффективная температура Te = 59,1 К.
Это говорит о том, что Уран лишен значительных внутренних источников тепла.
Из-за сильного поглощения в красной части спектра планета имеет зелено-
голубой цвет. На спектральной зависимости геометрического альбедо всего
видимого диска Урана (рис. 4.6.1) преобладают полосы поглощения метана
(Karkoschka, 1994), хотя метан - малая составляющая атмосферы планеты
(2,3%). Основные же компоненты атмосферы Урана - водород и гелий -
практически не проявляют себя в видимом диапазоне спектра. Объемное
соотношение в атмосфере Урана между водородом и гелием примерно такое же,
как на Юпитере. Любопытно, что гелия на Уране оказалось в 3 раза меньше,
чем предполагалось ранее (Lindal et al., 1987; Lunine, 1993). По снимкам
«Вояджера-2», как и у других планет-гигантов, в атмосфере Урана обнаружены
вихри, струйные течения, пятна, но их гораздо меньше и различить их трудно,
в частности, из-за надоблачной стратосферной дымки, состоящей из
конденсатов этана, ацетилена и диацетилена (West et al., 1991). В глубине
атмосферы зарегистрированы метановые облака (de Pater et al., 2002; de
Pater and Lissauer, 2004). Циркуляция атмосферы (рис. 4.6.2) в высоких
широтах происходит со скоростью до 200 м/с в восточном направлении, а у
экватора со скоростью до 100 м/с в западном направлении (Allison et al.,
1991; Ingersoll, 1999). В 1994 г. по радиоизлучению Урана в сантиметровом
диапазоне получены данные, подтверждающие появление заметных сезонных
изменений глубоко в его атмосфере (точнее, в тропосфере, в интервале
давлений 5-50 бар) по сравнению с ее состоянием в 1980-е годы. Эти сезонные
изменения выражаются в значительном увеличении радиояркости области вблизи
южного полюса Урана, обращенной постоянно в сторону Солнца. В то же время,
области атмосферы планеты на более низких широтах (менее 45є) остаются в
радиодиапазоне темными. Эти наблюдаемые изменения интерпретируются как
проявление резкого возрастания крупномасштабной циркуляции вещества в южной
полусфере планеты, вероятно, вызванного ее нагревом солнечным излучением
(Hofstadter and Butler, 2003).
В соответствии с моделями, построенными по данным «Вояджера-2», строение
Урана может быть таким: над железо-каменным ядром (радиус ок. 0,3R и
температура в центре до 7000 K при давлении ок. 6 Mбар) находится жидкий
океан из молекулярного водорода и гелия, насыщенный ионами (H3O+, NH4+, OH-
и др.), который выше 0,7R при давлении ок. 0,2 Mбар и температуре 2500 K
постепенно переходит в плотную атмосферу из легких газов (водорода и гелия)
с примесью метана и ледяных частиц из метана, аммиака и воды (Fegley and
Prinn, 1986; Marley, 1999).

4.8.4 Магнитное поле и магнитосфера Урана

По данным «Вояджера-2», напряженность магнитного поля Урана (0,23 Гс)
больше, чем у Сатурна и близка к земной, а интенсивность радиационных
поясов такая же, как и у поясов Земли. У магнитного поля Урана имеется
выраженный дипольный компонент, ось которого наклонена на 59њ к оси
вращения планеты и на 8000 км смещена от её центра к ночному, северному
полушарию (на эпоху наблюдения). В то же время, магнитное поле Урана
существенно недипольное, что отличает его от магнитных полей Земли, Юпитера
и Сатурна; в нем имеются квадрупольная и октупольная составляющие, заметно
более сильные, чем у Юпитера (Ness et al., 1991). В некоторых
первоначальных моделях предполагалось, что магнитное поле Урана возникает в
глубоком (до 10000 км) и горячем водном океане, турбулентном и насыщенном
различными ионами, что и делает его проводящим (Holme and Bloxham, 1996).
Но такие модели не воспроизводят недипольный характер магнитного поля Урана
(как и Нептуна). Соответствующими действительности признаны модели, в
которых магнитное поле генерируется в тонком проводящем и конвективном
слое, находящимся под более толстой стационарной оболочкой (Ruzmaikin and
Starchenko, 1991; Stanley and Bloxham, 2004).
Период вращения Урана определен по радиоизлучению его магнитосферы и
равен 17 час 14,4 мин (Lindal et al, 1987). Распределение электронной
плотности с высотой в ионосфере Урана представлено на рис. 4.6.3. Также
установлено, что магнитосфера Урана периодически излучает необычные
«свистящие» радиоимпульсы - вистлеры, которые связаны с орбитальным
движением Ариэля, одного из крупных спутников Урана. Предполагают, что эти
радиоимпульсы возникают при возмущении Ариэлем (или раздробленным
материалом, движущимся по ее орбите) электронного облака повышенной
плотности у ночной стороны Урана. Радиосвисты возникают при выходе Ариэля
из тени Урана, когда спутник увлекает за собой значительную часть этого
электронного облака (Mauk et al., 1994).

4.8.5 Спутники и кольца Урана

Девять колец Урана были известны еще по наземным наблюдениям покрытий
звезд. "Вояджер-2" обнаружил внутреннее десятое кольцо шириной 2,5 км
(1986U2R), близкое к внешнему краю кольцевой системы диффузное кольцо
(1986U1R) и несколько неполных колец. Кольцевая система Урана (рис. 4.7.1)
заключена в диапазоне расстояний 38000-51140 км от его центра, или на
расстояниях 12440-25580 км от его видимой поверхности (de Pater and
Lissauer, 2004). Изображения, полученные «Вояджером-2», показали, что
промежутки между кольцами не пустые, а заполнены мелким пылевым материалом.
Все кольца темного цвета (альбедо 0,04-0,06); по-видимому, это результат их
постоянной бомбардировки заряженными частицами и освобождения углерода из
входящих в их состав углеводородных соединений, поскольку кольца находятся
в радиационных поясах. Отдельные фрагменты, слагающие кольца, вероятно,
имеют в поперечнике до нескольких метров (Karkoschka, 1997; de Pater and
Lissauer, 2004; Gibbard et al, 2005).
Вокруг Урана движутся 27 спутников (табл. 4.11.4-4.11.5). Пять самых
крупных из них были известны до полета «Вояджера-2»: в порядке удаления от
Урана это Миранда (диаметр 480 км), Ариэль (1161 км), Умбриэль (1185 км),
Титания (1586 км) и Оберон (1546 км). «Вояджер-2» передал изображения этих
пяти спутников и десяти новых, небольших по размеру (диаметром 50-80 км), в
основном неправильной формы, расположенных ближе к Урану. Кратко опишем
особенности поверхности крупных спутников Урана.
На Обероне обнаружено несколько крупных кратеров и гора высотой около 6
км. На Титании - многочисленные кратеры и долины. Поверхность Умбриэля
очень гладкая, на ней видны кратеры и светлое пятно. Сильно кратерированная
поверхность Ариэля со следами различных геологических процессов напоминает
спутник Сатурна Энцелад. Наиболее сложной оказалась поверхность Миранды,
испещренная бороздами, хребтами и разломами глубиной несколько километров.
Если такой рельеф считать результатом тектонической активности, то она была
необычно интенсивна на спутнике, диаметр которого менее 500 км (de Pater
and Lissauer, 2004). Как показывают наблюдения, выполненные с помощью
телескопа "Хаббл" и крупнейших наземных телескопов, фотометрические
свойства спутников Урана подобны свойствам астероидов М-типа (их цвет
находится в диапазоне от нейтрального до слегка красного при альбедо около
0,11) (Karkoschka, 1997; Grav et al., 2004). Происхождение всех больших и
ряда малых спутников Урана, орбиты которых имеют малый эксцентриситет и
близки к плоскости планетного экватора, связывается с небулярным диском
Урана (Pollack et al., 1991). Для остальных спутников пока рассматриваются
два варианта происхождения: либо их захват Ураном, либо возникновение в
результате катастрофического дробления более крупных спутников (Colwell and
Espositoet al., 1992; Colwell and Esposito et al., 1993). Однако большое
разнообразие цветовых и фотометрических свойств нерегулярных спутников
Урана привело ряд специалистов (Grav et al., 2004) к выводу о том, что эти
тела не могут быть обломками одного, двух или даже трех родительских тел.
Поэтому, скорее всего, они были в разное время захвачены Ураном.

4.9 НЕПТУН

4.9.1 Общие положения

Нептун находится в 30 раз дальше от Солнца, чем Земля, и имеет орбитальный
период 164,5 лет. Его масса в 17 раз больше земной при радиусе примерно в
3,9 раза больше земного. Средняя плотность Нептуна (1,7 г/см3) указывает на
значительную долю тяжелых соединений и элементов в его недрах по сравнению
с другими планетами-гигантами. Ускорение свободного падения на уровне
видимой поверхности облаков на 14% больше земного. Особенность орбиты
Нептуна - очень малый эксцентриситет (0,01), почти как у Венеры. Угол
наклона экватора к плоскости орбиты 29њ, что делает возможными сезонные
изменения. Период вращения (соответствующий вращению магнитного поля,
связанного с недрами планеты) равен 16,11 ч. Орбита Нептуна наклонена к
эклиптике на малый угол (1,8њ).
Атмосфера состоит в основном из водорода и гелия, причем доля гелия по
предварительным оценкам составляет от 15 до 25%. Весьма необычно то, что
находясь от Солнца в несколько раз дальше Юпитера и Сатурна, Нептун подобно
им выделяет энергии больше, чем получает от Солнца. Как и Уран, Нептун
обладает необычным магнитным полем недипольного характера. Сейчас у Нептуна
известно 13 спутников. Более подробные сведения о Нептуне и его спутниках
приведены ниже, а также в разделе 4.11.

4.9.2 Гравитационное поле Нептуна

Ускорение свободного падения на уровне 1 бар в атмосфере Нептуна составляет
11,2 м/c2. Оно больше, чем у Урана и даже Сатурна (табл. 4.11.2). Для
Нептуна измерены только значения коэффициентов J2 (характеризует степень
сжатия) и J4 (определяется величиной неоднородностей в недрах планеты)
разложения его гравитационного потенциала по сферическим гармоникам (1)
(табл. 4.11.6). По порядку величины они такие же, как и для Урана, хотя
масса Нептуна на 18% больше, а период его вращения на 7% короче. В то же
время, эллиптичность Нептуна (0,01708) в 1,3 раза меньше, чем Урана
(Fukushima, 1990; Jacobson et al., 1991).

4.9.3 Атмосфера и внутреннее строение Нептуна

На цветных снимках, синтезированных на основе слабых сигналов с "Вояджера-
2", видимая поверхность Нептуна представляет собой плотный облачный слой
голубого цвета с нечеткими светлыми полосами, белыми и темными пятнами, а
также редкими и быстро меняющими свои очертания облаками (Bishop et al.,
1995). Голубой цвет Нептуна (рис. 4.6.1) объясняется тем, что в видимом
диапазоне зависимости его геометрического альбедо от длины волны
преобладают полосы поглощения метана (Karkoschka, 1994). Мощный вихрь -
«Большое Темное Пятно» (БТП) - размером с нашу планету вращается против
часовой стрелки (Baines et al., 1995). Интересно отметить, что БТП похоже
по размерам и положению на БКП Юпитера (оно также находится в южном
полушарии и примерно на тех же широтах и долготах). Скорости движений в
атмосфере Нептуна огромны, а их уникальной особенностью является
направление к западу относительно вращающейся к востоку планеты (рис.
4.6.2). Но экваториальная скорость, вызванная вращением планеты, настолько
высока (2,7 км/с), что как бы ни неслись облака (со скоростью сотни метров
в секунду, иногда достигая скорости звука), их результирующая скорость
всегда остается направленной к востоку (Ingersoll, 1999). Вблизи полюсов их
скорость намного больше, чем у экватора. Удивительно то, что у планеты с
наиболее низкой в Солнечной системе температурой верхних слоев атмосферы,
скорости ветров - самые большие. Вероятно, этому способствуют низкая
температура, уменьшающая вязкость атмосферных газов, а также быстрое
вращение самой планеты. Вокруг южного полюса Нептуна видна облачная
полярная шапка. Всё это указывает на интенсивные метеорологические процессы
на планете. При этом характер атмосферной циркуляции свидетельствует, что
энергия приходит «снизу», из недр планеты (Ingersoll et al., 1995; Gautier
et al., 1995).
Атмосфера Нептуна в основном состоит из водорода и гелия, причем доля
гелия по предварительным оценкам составляет от 15 до 25%. Высота атмосферы
может достигать 3-5 тыс. км, а давление у ее основания - около 200 Кбар
(Bishop et al., 1995). Для перехода водорода в жидкое состояние, как на
Юпитере, этого недостаточно. Вполне возможно, что на дне нептунианской
атмосферы находится водный океан, насыщенный разными ионами, что делает его
проводящим, о чем свидетельствует наличие магнитного поля (Hubbard et al.,
1995). Если такие предположения верны, то Нептун окажется самым большим
водным океаном в Солнечной системе. Предполагается также, что в недрах
Нептуна, в мантии, смесь воды, метана и аммиака может образовывать твердые
или газо-жидкие льды даже при очень высоких температурах - 2000-5000 К.
Расчеты показывают, что на долю ледяной мантии приходится до 70% всей массы
планеты, причем основная ее часть - вода. Около 25% массы Нептуна,
вероятно, приходится на расположенное внутри мантии ядро (Hubbard et al.,
1995). Оно может состоять из окислов кремния, магния и железа, сульфидов, а
также первичного хондритового вещества протопланетного облака, из которого
образовались все планеты (Lissauer et al., 1995). С особенностями строения
недр Нептуна, вероятно, связана загадка его теплового излучения. Еще по
наземным исследованиям было известно, что Нептун излучает тепла больше, чем
получает от Солнца (Murphy and Trafton, 1974). «Вояджер-2» показал, что
этот поток в 2,7 раза больше солнечного, падающего на планету (Gautier et
al., 1995). Эффективная температура излучения Нептуна составляет Te = 59,3
К, что даже выше, чем у Урана (59,1 К). Гипотезы, успешно объясняющие
большое тепловыделение Юпитера и Сатурна, здесь не годятся. Поэтому
предполагают, что основное тепло выделяют долгоживущие изотопы, которыми
обогащено первичное хондритовое вещество в недрах Нептуна (Hubbard et al.,
1995; de Pater and Lissauer, 2004).

4.9.4 Внутреннее строение Нептуна, его магнитное поле и магнитосфера

У Нептуна обнаружено магнитное поле, которое оказалось похожим на поле
Урана: такое же аномальное, соответствующее модели «наклонного ротора»,
только примерно вдвое слабее (Ness et al., 1989). В дипольном приближении
ось его магнитных полюсов отклонена на 46,8њ (для Урана - на 59њ) от оси
вращения планеты. При этом нужно учесть, что дипольное приближение
удовлетворительно работает на расстояниях более четырех радиусов планеты
(R), а ближе существенно проявляются недипольные компоненты. У Нептуна ось
диполя сдвинута на 14000 км от центра планеты, а центр диполя смещен на
6000 км в южное полушарие. Поэтому напряженность магнитного поля у южного
магнитного полюса в 10 раз выше, чем у северного, а в среднем - в 2,5 раз
меньше земной.
Особенности магнитного поля Нептуна привели специалистов к следующим
выводам. Поле может возбуждаться в жидкой проводящей среде - в достаточно
тонком слое, который находится на расстоянии 0,55R от центра планеты, то
есть почти в том же месте, что и на Уране (Ness et al., 1989; Ness et al.,
1995). Внутри жидкого океана должно находиться твердое ядро, в котором
магнитное поле возбуждаться не может. Этим, вероятно, и объясняется
характерный сдвиг магнитного поля Нептуна относительно его центра. Таким
образом, структура магнитного поля Нептуна также свидетельствует о наличии
на нем глобального жидкого океана большой протяженности (Ness et al., 1995;
Holme and Bloxham, 1996).
Траектория подлета «Вояджера-2» к Нептуну оказалась близкой к направлению
вектора магнитного диполя (Schulz et al., 1995). Благодаря этому удалось
детально исследовать структуру магнитного поля и магнитосферы Нептуна в
области его «каспа» -сгущения магнитных силовых линий вблизи южного
магнитного полюса. Такие измерения ранее были проведены только для
магнитного поля Земли. Фронт ударной волны, формируемой солнечным ветром на
границе магнитосферы, был зарегистрирован на расстоянии около 39R,
магнитопауза (внешняя граница магнитного поля Нептуна) - на расстоянии
26,4R. Было установлено, что значительный наклон оси магнитного диполя
Нептуна к его оси вращения приводит к сильным колебаниям напряженности его
магнитного поля с периодом 16,11 час (Ness et al., 1989). Именно так был
найден период собственного вращения Нептуна (по периоду радиовсплесков от
заряженных частиц в магнитосфере), поскольку магнитное поле связано с
недрами планеты (Ness et al., 1989; Ness et al., 1995). Тороидальный
радиационный пояс, средняя плоскость которого перпендикулярна вектору
магнитного диполя, также совершает колебания с указанным периодом вращения,
что сильно усложняет траектории заряженных частиц в магнитосфере Нептуна
(Mauk et al., 1995). Оказалось, что орбита Тритона, крупнейшего спутника
Нептуна, проходит практически по внешней поверхности этого радиационного
пояса, поэтому нейтральные газы с Тритона «наполняют» пояс (Cheng et al.,
1992). Распределение электронной плотности с высотой в ионосфере Нептуна
изображено на рис. 4.6.3 (Lindal, 1992).

4.9.5 Кольца и спутники Нептуна

Начиная с 1968 г., при наблюдении покрытий Нептуном звезд астрономы
отмечали кратковременные ослабления яркости звезд вблизи лимба планеты, что
говорило о наличии у неё неизвестных близких спутников или колец.
Действительно, "Вояджер-2" выявил у Нептуна 4 слабых кольца в интервале
расстояний 17136-38216 км от видимой поверхности планеты (41900 - 62980 км
от ее центра) (Chapman and Cruikshank, 1995). Более того, за внешним
кольцом были обнаружены так называемые «арки» - расположенные вдоль
воображаемой окружности вокруг Нептуна разорванные отрезки повышенной
плотности пылевого материала (рис. 4.7.1). Как они возникают и почему не
распадаются? Теория пока не может ответить на эти вопросы. Если бы на
концах арок находились небольшие тела, то можно было бы легко объяснить
гравитационную устойчивость такой системы. Но подобных тел не обнаружено.
Необычно и то, что кольца в пределах арок оказались перевитыми, подобно
кольцу F Сатурна. Как и у колец Урана, частицы кольца Нептуна имеют очень
низкое альбедо - около 6%. Вероятно, их потемнение также является
результатом освобождения углерода под действием бомбардировки заряженными
частицами (Porco et al., 1995).
Наземные наблюдения до 1989 г. выявили только два спутника Нептуна:
Тритон (диаметр 2707 км), обращающийся вокруг Нептуна в обратном
направлении, и Нереида (диаметр 340 км). Снимки с "Вояджера-2" показали,
что поверхность Тритона имеет сложный характер. Наряду с небольшим
количеством древних кратеров на его поверхности обнаружены каньоны и горы.
Выявлены участки, покрытые азотным льдом, а полярная шапка покрыта азотным
инеем (Brown et al., 1995; Pater and Lissauer, 2004). Тритон имеет очень
тонкую атмосферу, основной составляющей которой является молекулярный азот.
Тропопауза лежит на высоте 8-12 км, а ее температура около 37 К. В нижних
слоях обнаружены метан и твердые частицы из азотных соединений. CH4 и CO
являются малыми составляющими атмосферы Тритона, количественное содержание
которых пока точно не установлено и может быть переменным (Yelle et al.,
1995). Но самым неожиданным было открытие на Тритоне азотных гейзеров -
газовых фонтанов, бьющих из недр спутника до высоты атмосферной тропопаузы.
Их струи, состоящие из азота и темных метановых соединений, на высоте около
8 км резко разворачиваются быстрыми атмосферными течениями и переносятся
параллельно поверхности Тритона на расстояния около 150 км. Обнаружено
десять действующих гейзеров в южной полярной области, над которой Солнце в
период съемки находилось в зените. Причиной активности газовых гейзеров
считается нагрев ледяной (и поэтому частично прозрачной) поверхности
Тритона Солнцем, приводящий к плавлению азотного льда на некоторой глубине,
где может быть водный лед и метановые соединения. Давление газовой смеси в
подповерхностных полостях Тритона при ее нагреве всего на несколько
градусов, оказывается достаточным, чтобы выбросить газовый фонтан высоко в
разреженную атмосферу Тритона (Brown et al., 1990; Kirk et al., 1995;
Lorenz, 2002).
Из всего этого следует, что поверхность Тритона молодая, а сам Тритон -
геологически активен (Croft et al., 1995). На его поверхности действует
экзотический криогенный вулканизм, где роль расплавленной магмы играет
холодная жидкость, которая поднимается из недр и замерзает на поверхности,
образуя причудливые ледяные формы рельефа. В то же время, рассматривается
возможность существования на Тритоне богатого аммиаком литосферного океана,
который может оставаться в жидком состоянии благодаря выделению
радиогенного тепла в каменистом веществе спутника (Ruiz, 2003).
У Тритона и Нереиды в ультрафиолетовом диапазоне обнаружены явления,
напоминающие земные полярные сияния (Strobel and Summers, 1995), что
свидетельствует о наличии у них ионосферы. Основные составляющие ионосферы
Тритона - это C+ и N+.
"Вояджер-2" открыл 6 спутников размером от 50 до 400 км, обращающихся в
том же направлении, что и Нептун, и расположенных внутри орбиты Тритона
(Chapman and Cruikshank, 1995). По параметрам орбит (малые значения
эксцентриситетов и наклонений орбит к экваториальной плоскости Нептуна)
происхождение этих тел (Thomas et al., 1995), как и Тритона (McKinnon et
al., 1995), могло произойти в протоспутниковом диске Нептуна. По
результатам обзоров неба с помощью крупных наземных телескопов обнаружено
еще 5 малых спутников Нептуна (диаметром 30-60 км) за пределами орбиты
Нереиды, три из которых движутся в обратном направлении (табл. 4.11.4-
4.11.5). Таким образом, на сегодняшний день у Нептуна известно 13
спутников. Большие эксцентриситеты и наклонения плоскостей орбит Нереиды и
более далеких малых спутников указывают, что они могли быть в разное время
захвачены Нептуном.

4.10 ПЛУТОН И ХАРОН

4.10.1 Всё, что мы пока о них знаем

Из девяти крупнейших тел Солнечной системы, традиционно называемых
планетами, Плутон был открыт последним в 1930 г. Уже тогда в семействе
планет он выглядел экстремальным объектом, обладающим минимальными размером
и массой, имеющим наиболее вытянутую (e = 0,244) и наклоненную к эклиптике
(i = 17,2њ) орбиту. Еще более уникальным он предстал в 1978 г., когда был
открыт его спутник - Харон. Систему Плутон-Харон часто называют "двойной
планетой" из-за необычно большого отношения масс спутник/планета (1/8). У
следующей за ним системы Земля-Луна это отношение на порядок ниже (1/81).
Близость масс Плутона и Харона, а также их пространственная близость
(большая полуось орбиты Харона равна 19410 км, тогда как у Луны - 384400
км), привели к тому, что суточное вращение не только спутника, но и
планеты, синхронизовано с их взаимным орбитальным периодом (6 сут 9 час 17
мин). Предельная синхронизация суточного и орбитального движений Плутона и
Харона является уникальным случаем в Солнечной системе. Существование
магнитного поля у Плутона маловероятно, поскольку планета невелика и
вращается медленно. В окрестностях Плутона пока не бывал ни один
космический аппарат, поэтому все сведения о нем и его спутнике получены
астрономическими методами. Эти данные приведены ниже и в таблицах раздела
4.11.
Для "нормальной" планеты Плутон необычайно мал, даже некоторые спутники
превосходят его размером и массой - это Титан, Тритон, Луна, Ио, Европа,
Ганимед и Каллисто. Когда в 1990-х годах были открыты первые объекты
Эджворта-Койпера, статус Плутона как планеты вообще был поставлен под
сомнение: предлагалось считать его крупнейшим членом семейства занептуновых
тел. В 2005 г. такая идея кажется вполне справедливой, поскольку в поясе
Эджворта-Койпера открыты тела размером до 2700 км (вычислено на основании
блеска и предполагаемого альбедо), превосходящие размером не только Харон
(диаметр которого 1200 км), но и сам Плутон (диаметр чуть более 2300 км).
Среди крупнейших занептуновых тел сейчас числятся Xena (2003 UB313), Sedna
(2003 VB12), Quaoar (2002 LM60) и Orcus (2004 DW) (Brown and Trujillo,
2004; Brown, 2004). Любопытно, что у большинства их них обнаружены спутники
(пока по одному, но поиск только начался). Среди них система Плутон-Харон
уже не выглядит даже первой среди равных. Но, согласно традиции, Плутон
пока называют планетой, а прочие крупные объекты пояса Эджворта-Койпера
пока к числу планет не отнесены.
Из-за большого эксцентриситета своей орбиты Плутон с 1979 г. по 1999 г.
был ближе к Солнцу, чем Нептун. Пройдя в сентябре 1989 г. через перигелий
(29,6 а. е.), он будет до 2112 г. удаляться от Солнца вплоть до расстояния
в 49 а. е. Несмотря на то, что орбиты Нептуна и Плутона пересекаются
(разумеется, только в проекции), эти планеты никогда не сближаются из-за
резонанса, обусловленного соизмеримостью их орбитальных периодов (РН/РП =
2/3). Нептун всегда оказывается вдали от Плутона, когда тот проходит
область перигелия. Правда, Нептун вносит возмущения в движение Плутона, но
они приводят лишь к периодическим либрациям траектории Плутона в
гелиоцентрической системе координат, вращающейся вместе с Нептуном.
Минимальное расстояние между планетами составляет около 18 а. е. и
достигается вблизи афелия Плутона. Поэтому очень тесное сближение, которое
могло бы произойти вблизи перигелия и сильно возмутить орбиты планет,
совершенно исключается (Уайт, 1983; Stern, 1992).
Орбита Харона наклонена к плоскости гелиоцентрической орбиты Плутона на
57,5њ (к эклиптике - на 64њ). Полярные оси планеты и спутника, естественно,
перпендикулярны орбитальной плоскости Харона (результат приливного
эффекта). Орбитальное движение спутника и синхронизованное с ним вращение
обоих тел происходит в обратном направлении; с учетом этого обстоятельства
угол между плоскостями орбит Харона и Плутона часто записывают как 122,5њ.
В этом смысле система Плутон-Харон весьма напоминает Уран с его внутренними
спутниками (Stern and Mitton, 1998).
В 2005 г. у Плутона были обнаружены два новых кандидата в спутники,
удаленные приблизительно втрое дальше Харона (Beasley et al., 2005). О них
пока ничего сказать нельзя.
Размер Плутона и средняя плотность делают его подобным таким спутникам
планет-гигантов, как Тритон и Каллисто. Астрометрические измерения,
выполненные недавно с помощью космического телескопа "Хаббл", позволили
уточнить отношение масс Харон/Плутон (0,122 ± 0,008), что ограничило
возможный диапазон плотности планеты (1,8 - 2,1 г/см-3) и ее спутника (1,6
- 1,8 г/см-3). По этим данным сделан вывод, что массовая доля тяжелых
элементов в веществе Плутона и Харона выше, чем у других тел,
сформировавшихся на периферии Солнечной системы; это свидетельствует о
потере ими летучих в постаккреционный период (Olkin et al., 2003).
У Плутона спектроскопически обнаружена метановая (CH4) атмосфера,
возможно, содержащая также азот (N2) и инертные газы - Ar и Ne (Fink et.
al., 1980). По последним ИК-данным в его атмосфере также присутствуют пока
не идентифицированные углеводородные соединения «неметанового» типа (Sasaki
et al., 2005). Давление атмосферы у поверхности Плутона около 3 микробар,
шкала высот атмосферы около 60 км. Обе величины, вероятно, сильно зависят
от положения планеты на орбите, поскольку температура ее поверхности
существенно меняется от афелия к перигелию: соответственно, от 30 до 50 К,
обеспечивая таким образом возможность сезонных изменений на Плутоне. При
очередном покрытии Плутоном звезды в 2002 г. было установлено (Sicardy et
al., 2003), что в результате прохождения Плутоном области перигелия
примерно вдвое увеличилась протяженность и давление его атмосферы.
Удалось установить, что у Плутона и Харона существенно разные цвета и,
кроме того, поверхность Харона на 30% темнее, чем у Плутона. По затменным
данным составлена предварительная карта альбедо Плутона. На поверхности
Плутона обнаружен метановый лед, что свидетельствует о формировании Плутона
во внешней части Солнечной системы. В отличие от Плутона, Харон в основном
покрыт водным льдом (Grundy and Buie, 2002; de Pater and Lissauer, 2004). В
то же время, по ИК-наблюдениям установлено, что на поверхности Плутона и
Харона вместе с водным льдом достаточно широко распространены и такие
нелетучие (при столь низкой температуре) соединения, как CO2 и/или SO2.
Высказано предположение, что наличие смеси летучих (CH4) и нелетучих
соединений может свидетельствовать о существовании на поверхности этих
небесных тел процессов переноса и перемешивания вещества, в частности,
возникновения эоловой активности в результате сублимации вещества при
сезонных изменениях температуры (Grundy et al., 2002).
Поскольку Плутон и Харон находятся в поясе Эджворта-Койпера, вполне
вероятно, что они постоянно подвергаются воздействию метеороидов -
продуктов дробления более крупных тел. Под ударами метеоритов должна
образоваться масса мелких осколков, которые в виде пылевого облака могут
длительное время удерживаться гравитационным полем Плутона и Харона
(Thiessenhusen et al., 2002). В настоящее время активно обсуждается
гипотеза формирования системы Плутон-Харон в результате катастрофического
(ударного) разрушения более крупного тела (Canup, 2005). Эта идея близка к
известной теории формирования системы Земля-Луна.
До сих пор Плутон остается единственной планетой, которую изучали только
с помощью телескопов. Если бы наблюдатель оказался на поверхности Плутона,
то он не смог бы различить невооруженным глазом солнечный диск: Солнце
будет выглядеть там как ослепительная звезда, тускло освещающая поверхность
планеты (в 250 раз ярче полной Луны на Земле). Хотя низкий поток солнечного
излучения вблизи Плутона (0,88 Вт/м2) делает неэффективными солнечные
элементы космических аппаратов, но этого освещения достаточно для
видеосъемки и даже для чтения. Все же полеты космических аппаратов к
Плутону весьма желательны, поскольку анализ их движения поможет построить
модель внутреннего строения планеты, а наблюдения радиозатмений принесут
данные об атмосфере. Но посылка к Плутону космического аппарата
представляет нелегкую проблему, прежде всего, из-за большого наклона
плоскости его орбиты к эклиптике.

4.11 Основные данные о планетах и спутниках

Таблица 4.11.1. Элементы орбит планет Солнечной системы

Гелиоцентрические оскулирующие элементы орбит планет для начала 2001 г.
(JD = 2451920,5) по отношению к средней эклиптике и точке равноденствия
эпохи J2000.0.
Данные для Земли относятся к барицентру системы Земля-Луна.
Тропический год = 365,242190 суток по 86400 секунд СИ.

| |Среднее расстояние| Период обращения | Синоди- | Среднее |
|Планета | |сидерический, P |ческий |угловое |
| |от Солнца, a | |период, S |движение, n|
| | (а. е.)|(млн. |(троп. лет)| (сут) | (сут) | (њ/сут) |
| | |км) | | | | |
|Меркурий | 0,38710| 57,9 | 0,24085 | 87,969| 115,85 |4,092356 |
|Венера | 0,72333| 108,2 | 0,61521 | 224,70| 583,93 |1,602136 |
|Земля | 1,00001| 149,6 | 1,00004 | 365,26| - |0,985593 |
|Марс | 1,52363| 227,9 | 1,88078 | 686,94| 779,91 |0,524062 |
|Юпитер | 5,20441| 778,6 | 11,8677 | 4334,6| 398,87 |0,0830528 |
|Сатурн | 9,58378|1433,7 | 29,6661 |10835,3| 378,09 |0,0332247 |
|Уран |19,18722|2870,4 | 84,048 |30697,8| 369,66 |0,0117272 |
|Нептун |30,02090|4491,1 |164,491 |60079,0| 367,49 |0,00599211 |
|Плутон |39,23107|5868,9 |245,73 |89751,9| 366,72 |0,00401106 |


| |Наклонение |Эксцент-| Долгота| Долгота| Средняя |Средняя |
| |орбитальной| | | |долгота в |скорость |
|Планета | |риситет |восходя-|перигели|начальную |орбитальног|
| |плоскости | | |я |эпоху |о |
| | |орбиты |щего | | |движения |
| | | |узла | | | |
| | i | e | ( | ( | L | (км/с) |
|Меркурий| 7,005њ |0,20564 | 48,330њ| 77,460њ|348,9226њ | 47,9 |
|Венера | 3,395 |0,00676 | 76,678 |131,709 | 63,5825 | 35,0 |
|Земля | 0,0002 |0,01672 |173,7 |102,834 |110,5560 | 29,8 |
|Марс | 1,850 |0,09344 | 49,561 |335,997 |192,2291 | 24,1 |
|Юпитер | 1,304 |0,04890 |100,508 | 15,389 | 65,5419 | 13,1 |
|Сатурн | 2,486 |0,05689 |113,630 | 91,097 | 62,6852 | 9,6 |
|Уран | 0,772 |0,04634 | 73,924 |169,016 |317,8806 | 6,8 |
|Нептун | 1,769 |0,01129 |131,791 | 51,589 |307,4124 | 5,4 |
|Плутон | 17,165 |0,24448 |110,249 |223,654 |240,4311 | 4,8 |

Таблица 4.11.2. Физические характеристики планет Солнечной системы

Масса указана с атмосферой, но без спутников. Радиус планет-гигантов дан на
уровне атмосферного давления 1 бар. Сплюснутость = разность экваториального
и полярного радиусов по отношению к экваториальному.
| | Масса | Средний |Сплюснутост|Средняя |
|Планета | |экваториальный |ь |плотност|
| | |радиус | |ь |
| |(1024 кг) | (( = 1)| (км) |(( = 1) |(Re-Rp)/Re |(г/см3) |
|Меркурий| 0,33022 | | 2439,7 | 0,3825 | 0 | 5,43 |
| | |0,055274 | | | | |
|Венера | 4,8690 | | 6051,8 | 0,9488 | 0 | 5,24 |
| | |0,815005 | | | | |
|Земля | 5,9742 | | 6378,14 | 1,0000 | 0,003354 | 5,515 |
| | |1,000000 | | | | |
|(Луна) | 0,073483| | 1737,4 | 0,2724 | 0 0017 | 3,34 |
| | |0,012300 | | | | |
|Марс | 0,64191 | 0,10745| 3397 | 0,5326 | 0,006476 | 3,94 |
|Юпитер |1898,8 |317,83 |71492 |11,209 | 0,064874 | 1,33 |
|Сатурн | 568,50 | 95,159 |60268 | 9,4491 | 0,097962 | 0,70 |
|Уран | 86,625 | 14,500 |25559 | 4,0073 | 0,022927 | 1,3 |
|Нептун | 102,78 | 17,204 |24764 | 3,8826 | 0,017081 | 1,7 |
|Плутон | 0,015 | 0,0025 | 1151 | 0,1807 | 0 | 2 |

Параметры сидерического вращения вокруг оси указаны на дату 0,0 января
2001 г. Периоды указаны в сутках длительностью 86400 сек СИ. Для Юпитера и
Сатурна указан период вращения в системе III. Знак периода указывает
направление вращения. Блеск и угловой диаметр планет дан для наблюдателя
на Земле. Блеск верхних планет (Марс - Плутон) указан в их среднюю
оппозицию.

|Планета | Период | Наклон| Координаты|Альбедо| Макс. | Макс. |
| |вращения |экватор|полюса |геометр|блеск |угловой|
| |вокруг оси |а к |вращения |. | |диаметр|
| | |орбите | | | | |
| | | | | | | |
| | | | (| ( | | | |
|Меркурий| 58,6462d| |281,0њ| | 0,106 | -2,2m | 11( |
| | |0,01њ | |61,5њ | | | |
|Венера |-243,0185 |177,36 |272,8 | 67,2| 0,65 | -4,7 | 60 |
|Земля | | 23,44| | 0,0| 0,367 | - | - |
| |0,99726963 | |0,0 | | | | |
|(Луна) | | 6,7|(270 |(67 | 0,12 |-12,7 |1864 |
| |27,321661 | | | | | | |
|Марс | | 25,19| | 52,9| 0,150 | -2,0 | 18 |
| |1,02595675 | |317,7 | | | | |
|Юпитер | | | | 64,5| 0,52 | -2,7 | 47 |
| |0,41354 |3,13 |268,1 | | | | |
|Сатурн | | 26,73| | 83,5| 0,47 | +0,7 | 20 |
| |0,44401 | |40,6 | | | | |
|Уран | | 97,77| | -15,2| 0,51 | +5,5 | 3,9|
| |-0,71833 | |257,3 | | | | |
|Нептун | | 28,32| | 43,0| 0,41 | +7,8 | 2,3|
| |0,67125 | |299,4 | | | | |
|Плутон | -6,3872|122,54 | | | 0,3: |+15,1 | |
| | | |313,0 |9,1 | | |0,08 |

Гравитационное ускорение на поверхности = GM/Re2. Критическая (вторая
космическая) скорость дана без учета сопротивления атмосферы.
| |Момент |Гравита- |Критическа| | |
|Планета| |ционное |я |Температура |Атмосфера |
| |инерции|ускорение|скорость | | |
| | | |на | | |
| |(I/MR2)|(( = 1) |поверхност| | |
| | | |и | | |
| | | |(км/с) | | |
| | | | |эффект|поверхн.| |
| | | | |. | | |
| | | | |(К) |(К) | |
| | | | | | | |
| | | | | | | |
|Меркури| 0,324| | 4,2 | 435 | 90-690 |практ. |
|й | |0,38 | | | |отсутст. |
|Венера | 0,333| | 10,4 | 228 | 735 | CO2, N2 |
| | |0,90 | | | | |
|Земля | 0,330| 1,0| 11,2 | 247 |190-325 | N2, O2 |
|(Луна) | 0,395| | 2,4 | 275 | 40-395|практ. |
| | |0,17 | | | |отсутст. |
|Марс | 0,377| | 5,0 | 216 |150-260 | CO2, N2 |
| | |0,38 | | | | |
|Юпитер | 0,20 | | 59,5 | 134 | | H2, He |
| | |2,53 | | | | |
|Сатурн | 0,22 | | 35,5 | 97 | | H2, He |
| | |1,06 | | | | |
|Уран | 0,23 | | 21,3 | 59 | | H2, He |
| | |0,90 | | | | |
|Нептун | 0,26 | | 23,5 | 59 | | H2, He |
| | |1,14 | | | | |
|Плутон | 0,39 | | 1,3 | 32 | 30-60 | Ar, Ne, |
| | |0,08 | | | |CH4 |

Таблица 4.11.3. Условия солнечного облучения и средняя продолжительность
солнечных суток на планетах

| |Расстояние| Угловой | Облучение Солнцем |Солнечные |
|Планета | |диаметр | |сутки |
| |от Солнца |Солнца | |(сут) |
| | | | | |
| |(а. е.) | | | |
| | | |относительно|световое |зв. вел.| |
| | | | |(1000 лк) | | |
| | | |Земли | |Солнца | |
|Меркурий| 0,387 |1њ 22( 39(| 6,68 | 901 | -28,8 |175,9421 |
|Венера | 0,723 | 44( 15(| 1,91 | 258 | -27,4 |116,7490 |
|Земля | 1,000 | 31( 59(| 1,00 | 135 | -26,7 | 1,0000 |
|Марс | 1,524 | 20( 59(| 0,431 | 58,2 | -25,8 | 1,0275 |
|Юпитер | 5,204 | 6( 09(| 0,0370 | 4,98 | -23,1 | 0,41358 |
|Сатурн | 9,584 | 3( 20(| 0,0110 | 1,48 | -21,8 | 0,44403 |
|Уран | 19,187 | 1( 40(| 0,0027 | 0,366 | -20,3 | 0,71835 |
|Нептун | 30,021 | 1( 04(| 0,0011 | 0,148 | -19,3 | 0,67126 |
|Плутон | 39,231 | 49( | 0,0006 | 0,088 | -18,7 | 6,38766 |


Таблица 4.11.4. Спутники планет: средние параметры движения

В подзаголовках таблицы, в скобках, указаны эпоха орбитальных элементов и
плоскость, относительно которой приведено наклонение орбиты для данной
группы спутников. В графе "Орбитальный период" знак "минус" указывает на
обратное направление обращения (т. е. по часовой стрелке, если смотреть с
северного полюса эклиптики). В графе "Период вращения" дан сидерический
период вращения спутника, либо указано буквой: S - синхронность суточного и
орбитального периодов, C - хаотический характер вращения.

| | |Большая|Орбиталь|Эксцент|Наклонен| Наклон | Период|
|Номер |Название | |- |- |. |плоскост| |
| | |полуось|ный |риситет|орбиты к|и |вращени|
| | | |период | | |Лапласа |я |
| | |орбиты |(сутки) |орбиты |указанно|к |(сутки)|
| | |(тыс. | | |й |экватору| |
| | |км) | | |плоскост| | |
| | | | | |и |планеты | |
|XVI |Метида |Metis | 128 | |0,0012 | 0,02| 0,00 | S |
| | | | |0,295 | | | | |
|XV |Адрастея |Adrastea | 129 | |0,0018 | 0,05| 0,00 | S |
| | | | |0,298 | | | | |
|V |Амальтея |Amalthea | 181 | |0,0031 | 0,39| 0,00 | S |
| | | | |0,498 | | | | |
|XIV |Теба |Thebe | 222 | |0,0177 | 1,07| 0,00 | S |
| | | | |0,675 | | | | |
|I |Ио |Io | 422 | |0,0041 | 0,04| 0,00 | S |
| | | | |1,769 | | | | |
|II |Европа |Europe | 671 | |0,0094 | 0,47| 0,02 | S |
| | | | |3,551 | | | | |
|III |Ганимед |Ganymede | 1070 | |0,0011 | 0,17| 0,07 | S |
| | | | |7,155 | | | | |
|IV |Каллисто |Callisto | 1883 | 16,69 |0,0074 | 0,19| 0,35 | S |
| |
|(эпоха 2000.0; плоскость Лапласа) |
|XIII |Леда |Leda |11165 | 240,92|0,1636 | 27,46 | 2,79 | |
|VI |Гималия |Himalia |11461 | 250,56|0,1623 | 27,50 | 4,27 | 0,40 |
|X |Лиситея |Lysithea |11717 | 259,20|0,1124 | 28,30 | 2,95 | |
|VII |Элара |Elara |11741 | 259,64|0,2174 | 26,63 | 4,28 | 0,5 |
| | |S/2000 |12555 | 287,0 |0,248 | 28,30 | | |
| | |J11 | | | | | | |
|XII |Ананке |Ananke |21276 | -629,77|0,2435 |148,89 | 4,89 | 0,35 |
|XI |Карме |Carme |23404 | -734,17|0,2533 |164,91 | 2,90 | 0,433 |
|VIII |Пасифе |Pasiphae |23624 | -743,63|0,4090 |151,43 | 3,84 | |
|IX |Синопе |Sinope |23939 | -758,90|0,2495 |158,11 | 3,21 | 0,548 |
| (эпоха |
|2002.3; плоскость Лапласа) |
|XVII |Каллирое |Callirrho|24103 | -758,77|0,2828 | 147,16 | 2,85 | |
| | |e | | | | | | |
|XVIII |Фемисто |Themisto | 7284 | 130,02|0,2426 | 43,26| 2,92 | |
|XXIV |Иокасте |Iocaste |21061 | -631,60|0,2160 | 149,43 | 3,19 | |
|XXII |Гарпалике|Harpalyke|20858 | -623,31|0,2268 | 148,64 | 3,22 | |
|XXVII |Праксидик|Praxidike|20907 | -625,38|0,2308 | 148,97 | 3,06 | |
| |е | | | | | | | |
|XX |Тайгете |Taygete |23280 | -732,41|0,2525 | 165,27 | 3,09 | |
|XXI |Халдене |Chaldene |23100 | -723,70|0,2519 | 165,19 | 3,12 | |
|XXIII |Калике |Kalyke |23566 | -742,03|0,2465 | 165,16 | 3,12 | |
|XIX |Мегаклите|Megaclite|23493 | -752,88|0,4197 | 152,77 | 3,12 | |
|XXVI |Исоное |Isonoe |23155 | -726,25|0,2471 | 165,27 | 3,14 | |
|XXV |Эриноме |Erinome |23196 | -728,51|0,2665 | 164,93 | 3,11 | |
|XXVIII|Автоное |Autonoe |24046 | -760,95|0,3168 | 152,42 | 3,14 | |
|XXIX |Тионе |Thyone |20939 | -627,21|0,2286 | 148,51 | 3,26 | |
|XXX |Гермиппе |Hermippe |21131 | -633,90|0,2096 | 150,73 | 3,20 | |
|XXXI |Этне |Aitne |23229 | -730,18|0,2643 | 165,09 | 3,13 | |
|XXXII |Эвридоме |Eurydome |22865 | -717,33|0,2759 | 150,27 | 3,07 | |
|XXXIII|Эванте |Euanthe |20797 | -620,49|0,2321 | 148,91 | 3,09 | |
|XXXIV |Эвпорие |Euporie |19304 | -550,74|0,1432 | 145,77 | 3,06 | |
|XXXV |Ортозие |Orthosie |20720 | -622,56|0,2808 | 145,92 | 3,23 | |
|XXXVI |Спонде |Sponde |23487 | -748,34|0,3121 | 151,00 | 3,07 | |
|XXXVII|Кале |Kale |23217 | -729,47|0,2599 | 165,00 | 3,15 | |
|XXXVII|Пазите |Pasithee |23004 | -719,44|0,2675 | 165,14 | 3,09 | |
|I | | | | | | | | |
|XLIII |Архе |Arche |22931 | -723,90|0,2588 | 165,00 | 2,22 | |
| (эпоха 2003.4; |
|эклиптика; временный номер) |
|XLVII |Эвкеладе |Eukelade |23661 | -746,39|0,2721 | 165,48 | - |S/2003 |
| | | | | | | | |J1 |
| | |S/2003 J2|29541 | -979,99|0,2255 | 160,64 | - | |
| | |S/2003 J3|20221 | -583,88|0,1970 | 147,55 | - | |
| | |S/2003 J4|23930 | -755,24|0,3618 | 149,58 | - | |
| | |S/2003 J5|23495 | -738,73|0,2478 | 165,25 | - | |
|XLV |Гелике |Helike |21263 | -634,77|0,1558 | 154,77 | - |S/2003 |
| | | | | | | | |J6 |
|XLI |Аойде |Aoede |23981 | -761,50|0,4322 | 158,26 | - |S/2003 |
| | | | | | | | |J7 |
|XXXIX |Гегемоне |Hegemone |23947 | -739,60|0,3276 | 155,21 | - |S/2003 |
| | | | | | | | |J8 |
| | |S/2003 J9|23384 | -733,29|0,2632 | 165,08 | - | |
| | |S/2003 |23042 | -716,25|0,4295 | 165,08 | - | |
| | |J10 | | | | | | |
|XLIV |Каллихоре|Kallichor|24043 | -764,74|0,2640 | 165,50 | - |S/2003 |
| | |e | | | | | |J11 |
| | |S/2003 |15912 | -489,52|0,6056 | 151,91 | - | |
| | |J12 | | | | | | |
|XLVIII|Киллене |Cyllene |24349 | -751,91|0,3189 | 149,26 | - |S/2003 |
| | | | | | | | |J13 |
| | |S/2003 |23614 | -779,23|0,3439 | 144,51 | - | |
| | |J14 | | | | | | |
| | |S/2003 |22627 | -689,77|0,1916 | 146,51 | - | |
| | |J15 | | | | | | |
| | |S/2003 |20963 | -616,36|0,2245 | 148,53 | - | |
| | |J16 | | | | | | |
| | |S/2003 |23001 | -714,47|0,2379 | 164,92 | - | |
| | |J17 | | | | | | |
| | |S/2003 |20514 | -596,59|0,0148 | 146,06 | - | |
| | |J18 | | | | | | |
| | |S/2003 |23533 | -740,42|0,2557 | 165,16 | - | |
| | |J19 | | | | | | |
|XLVI |Карпо |Carpo |16989 | 456,10|0,4297 | 51,40| - |S/2003 |
| | | | | | | | |J20 |
|XL |Мнеме |Mneme |21069 | -620,04|0,2273 | 148,64 | - |S/2003 |
| | | | | | | | |J21 |
|XLII |Тельксино|Thelxinoe|21162 | -628,09|0,2206 | 151,42 | - |S/2003 |
| |е | | | | | | |J22 |
| | |S/2003 |23563 | -732,44|0,2714 | 146,31 | - | |
| | |J23 | | | | | | |
| Спутники Сатурна (эпоха 1981.5; |
|плоскость Лапласа) |
|XVIII |Пан |Pan | 133,6| 0,575| 0,000 | 0,00 | 0,00 | |
|XV |Атлант |Atlas | 137,7| 0,602| 0,000 | 0,00 | 0,00 | |
|XVI |Прометей |Prometheu| 139,4| 0,613| 0,002 | 0,00 | 0,00 | |
| | |s | | | | | | |
|XVII |Пандора |Pandora | 141,7| 0,629| 0,004 | 0,00 | 0,00 | |
|XI |Эпиметей |Epimetheu| 151,4| 0,694| 0,021 | 0,34 | 0,02 | S |
| | |s | | | | | | |
|X |Янус |Janus | 151,5| 0,695| 0,007 | 0,14 | 0,02 | S |
|XIII |Телесто |Telesto | 294,7| 1,888| 0,001 | 1,16 | 0,02 | |
|XIV |Калипсо |Calypso | 294,7| 1,888| 0,001 | 1,47 | 0,02 | |
|XII |Елена |Helene | 377,4| 2,737| 0,000 | 0,21 | 0,02 | |
| (эпоха |
|1999.0; плоскость Лапласа) |
|I |Мимас |Mimas | | | 0,0206| 1,57 | 0,01 | S |
| | | |185,6 |0,942 | | | | |
|II |Энцелад |Enceladus| | | 0,0001| 0,01 | 0,00 | S |
| | | |238,1 |1,370 | | | | |
|III |Тефия |Tethys | | | 0,0001| 0,17 | 0,03 | S |
| | | |294,7 |1,888 | | | | |
|IV |Диона |Dione | | | 0,0002| 0,00 | 0,01 | S |
| | | |377,4 |2,737 | | | | |
|V |Рея |Rhea | | | 0,0009| 0,33 | 0,03 | S |
| | | |527,1 |4,518 | | | | |
|VI |Титан |Titan | 1221,9| 15,95| 0,0288| 1,63 | 1,94 | S? |
|VII |Гиперион |Hyperion | 1464,1| 21,28| 0,0175| 0,57 | 0,50 | C |
|VIII |Япет |Iapetus | 3560,8| 79,33| 0,0284| 7,57 |14,84 | S |
|IX |Феба |Phoebe |12944,3|-548,21 | 0,1644|174,75 |26,18 | 0,4 |
| |
|(эпоха 2000.2; эклиптика) |
|XIX |Имир |Ymir |23130 |-1315,33| 0,3339|173,10 | - | |
|XX |Палиак |Paaliaq |15198 | | 0,3632| 45,08 | - | |
| | | | |686,94 | | | | |
|XXI |Тарвос |Tarvos |18239 | | 0,5365| 33,50 | - | |
| | | | |926,13 | | | | |
|XXII |Иджирак |Ijiraq |11442 | | 0,3215| 46,73 | - | |
| | | | |451,47 | | | | |
|XXIII |Суттунг |Suttung |19465 |-1016,51| 0,1140|175,81 | - | |
|XXIV |Кивиок |Kiviuq |11365 | | 0,3336| 46,15 | - | |
| | | | |449,22 | | | | |
|XXV |Мундилфар|Mundilfar|18722 | | 0,2078|167,48 | - | |
| |и |i | |-951,56 | | | | |
|XXVI |Альбиорик|Albiorix |16394 | | 0,4791| 33,98 | - | |
| |с | | |783,47 | | | | |
|XXVII |Скади |Skadi |15641 | | 0,2690|152,62 | - | |
| | | | |-728,18 | | | | |
|XXVIII|Эррипо |Erriapo |17604 | | 0,4740| 34,47 | - | |
| | | | |871,25 | | | | |
|XXIX |Сиарнак |Siarnaq |18195 | | 0,2962| 45,54 | - | |
| | | | |895,55 | | | | |
|XXX |Трюм |Thrymr |20219 |-1091,76| 0,4852|175,82 | - | |
| |
|(эпоха 2003.4; эклиптика) |
|XXXI |Нарви |Narvi |18719 | -956,19| 0,3522|134,59 | - | |
| (Приближенные |
|значения; временный номер) |
|XXXII |Метона |Methone | | | | | |S/2004 |
| | | |194,0 |1,01 | | | |S1 |
|XXXIII|Паллена |Pallene | | | | | |S/2004 |
| | | |211,0 |1,14 | | | |S2 |
|XXXIV |Полидевк |Polydeuce| | | | | |S/2004 |
| | |s |377,4 |2,74 | | | |S5 |
| Новые спутники Сатурна, об открытии которых заявлено в 2005 г. |
|(Jewitt, Sheppard, 2005) |
| | |S/2005 S1| | |0,0 | 0,0 | | |
| | | |136,5 |0,594 | | | | |
| | |S/2004 S7|19800 |-1103 |0,580 |165,1 | | |
| | |S/2004 S8|22200 |-1355 |0,213 |168,0 | | |
| | |S/2004 S9|19800 |-1077 |0,235 |157,6 | | |
| | |S/2004 |19350 |-1026 |0,241 |167,0 | | |
| | |S10 | | | | | | |
| | |S/2004 |16950 | 822 |0,336 | 41,0 | | |
| | |S11 | | | | | | |
| | |S/2004 |19650 |-1048 |0,401 |164,0 | | |
| | |S12 | | | | | | |
| | |S/2004 |18450 |-906 |0,273 |167,4 | | |
| | |S13 | | | | | | |
| | |S/2004 |19950 |-1081 |0,292 |162,7 | | |
| | |S14 | | | | | | |
| | |S/2004 |18750 |-1008 |0,180 |156,9 | | |
| | |S15 | | | | | | |
| | |S/2004 |22200 |-1271 |0,135 |163,0 | | |
| | |S16 | | | | | | |
| | |S/2004 |18600 |-986 |0,259 |166,6 | | |
| | |S17 | | | | | | |
| | |S/2004 |19650 |-1052 |0,795 |147,4 | | |
| | |S18 | | | | | | |
| Спутники Урана (эпоха 1980.0; |
|плоскость экватора) |
|V |Миранда |Miranda | 129,9 | | 0,0013| 4,34 | - | S |
| | | | |1,413 | | | | |
|I |Ариэль |Ariel | 190,9 | | 0,0012| 0,04 | - | S |
| | | | |2,520 | | | | |
|II |Умбриэль |Umbriel | 266,0 | | 0,0039| 0,13 | - | S |
| | | | |4,144 | | | | |
|III |Титания |Titania | 436,3 | | 0,0011| 0,08 | - | S |
| | | | |8,706 | | | | |
|IV |Оберон |Oberon | 583,5 | 13,46 | 0,0014| 0,07 | - | S |
| (эпоха |
|1986.1; плоскость экватора) |
|VI |Корделия |Cordelia | 49,8 | | 0,0003| 0,09 | - | |
| | | | |0,335 | | | | |
|VII |Офелия |Ophelia | 53,8 | | 0,0099| 0,10 | - | |
| | | | |0,376 | | | | |
|VIII |Бианка |Bianca | 59,2 | | 0,0009| 0,19 | - | |
| | | | |0,435 | | | | |
|IX |Крессида |Cressida | 61,8 | | 0,0004| 0,01 | - | |
| | | | |0,464 | | | | |
|X |Дездемона|Desdemona| 62,7 | | 0,0001| 0,11 | - | |
| | | | |0,474 | | | | |
|XI |Джульетта|Juliet | 64,4 | | 0,0007| 0,07 | - | |
| | | | |0,493 | | | | |
|XII |Порция |Portia | 66,1 | | 0,0001| 0,06 | - | |
| | | | |0,513 | | | | |
|XIII |Розалинда|Rosalind | 69,9 | | 0,0001| 0,28 | - | |
| | | | |0,558 | | | | |
|XIV |Белинда |Belinda | 75,3 | | 0,0001| 0,03 | - | |
| | | | |0,624 | | | | |
| | |S/1986 |76,4 |0.638 |0.000 |0.000 | | |
| | |U10 | | | | | | |
|XV |Пак |Puck | 86,0 | | 0,0001| 0,32 | - | |
| | | | |0,762 | | | | |
| (эпоха |
|2004.5; плоскость Лапласа) |
|XVI |Калибан |Caliban | 7231 | -579,73| 0,159 | 140,88 | 98,72 | |
|XX |Стефано |Stephano | 8004 | -677,36| 0,229 | 144,11 | 97,92 | |
|XXI |Тринкуло |Trinculo | 8504 | -749,24| 0,220 | 167,05 | 97,79 | |
|XVII |Сикоракса|Sycorax |12179 |-1288,30| 0,522 | 159,40 | 97,62 | |
|XVIII |Просперо |Prospero |16256 |-1978,29| 0,445 | 151,97 | 97,75 | |
|XIX |Сетебос |Setebos |17418 |-2225,21| 0,591 | 158,20 | 97,76 | |
| | |S/2001 U2|20901 |-2887,21| 0,368 | 169,84 | 97,78 | |
| | |S/2001 U3| 4276 | | 0,146 | 145,22 | 98,52 | |
| | | | |-266,56 | | | | |
| | |S/2003 U1| | | | | | |
| | | |97,7 |0,923 | | | | |
| | |S/2003 U2| | | | | | |
| | | |74,8 |0,618 | | | | |
| | |S/2003 U3|14345 | 1687,01| 0,661 | 56,63| 98,28 | |
| Спутники Нептуна (эпоха 1989.6; |
|плоскость Лапласа) |
|III |Наяда |Naiad | | 0,294| 0,0004| 4,75 | 0,01 | |
| | | |48,23 | | | | | |
|IV |Таласса |Thalassa | | 0,311| 0,0002| 0,21 | 0,01 | |
| | | |50,08 | | | | | |
|V |Деспина |Despina | | 0,335| 0,0002| 0,06 | 0,01 | |
| | | |52,53 | | | | | |
|VI |Галатея |Galatea | | 0,429| 0,0000| 0,06 | 0,02 | |
| | | |61,95 | | | | | |
|VII |Ларисса |Larissa | | 0,555| 0,0014| 0,21 | 0,05 | |
| | | |73,55 | | | | | |
|VIII |Протей |Proteus | 117,65| 1,122| 0,0005| 0,03 | 0,55 | S |
|I |Тритон |Triton | 354,8 | -5,877| 0,0000|156,83 | 0,51 | S |
|II |Нереида |Nereid |5513,4 |360,14 | 0,7512| 7,23 | 30,21 | |
| |
|(эпоха 2003.4; эклиптика) |
| | |S2002 N1 |15728 |-1879,71| 0,5711|134,10 | - | |
| | |S2002 N2 |22422 | 2914,07| 0,2931| 48,51 | - | |
| | |S2002 N3 |23571 | 3167,85| 0,4237| 34,74 | - | |
| | |S2003 N1 |46695 |-9115,91| 0,4499|137,39 | - | |
| | |S2002 N4 |48387 |-9373,99| 0,4945|132,59 | - | |
| Спутник Плутона (эпоха 1986.5; ICRF, плоскость земного|
|экватора 2000.0) |
| Спутник Земли |
| |Луна |384,4 | 3475 | 735 | 3,34 | | - |
| | | | | | |-12,7| |
| Спутники Марса |
|I |Фобос | | 26(18|0,000107| 1,87 | | |
| | |9,38 | | | |11,6 |25( |
|II |Деймос | | 15(10|0,000022| 2,25 | | |
| | |23,46 | | | |12,7 |1( 02( |
| Спутники Юпитера |
|XVI |Метида | 128 | | 0,001| 3,0 | 17,5| |
| | | |43 | | | |42( |
|XV |Адрастея | 129 | | | 3,0 | 18,7| |
| | | |16(26 |0,00007 | | |42 |
|V |Амальтея | 181 | | | 0,85 | 14,1| |
| | | |262(134|0,021 | | |59 |
|XIV |Теба | 222 | 110(90| | 3,0 | 16,0| |
| | | | |0,015 | | |1( 13( |
|I |Ио | 422 | 3643 | 893 | 3,53 | | 2|
| | | | | | |5,0 |18 |
|II |Европа | 671 | 3122 | 480 | 3,04 | | 3|
| | | | | | |5,3 |40 |
|III |Ганимед | 1070 | 5262 |1482 | 1,94 | | 5|
| | | | | | |4,6 |51 |
|IV |Каллисто | 1883 | 4821 |1076 | 1,83 | | 10 |
| | | | | | |5,7 |18 |
|XVIII |Фемисто | 7284 | |0,000007| 2,6 | 21,0| 39 |
| | | |8 | | | |49 |
|XIII |Леда |11165 | |0,0001 | 2,6 | 20,2| 1њ 01( |
| | | |20 | | | |02( |
|VI |Гималия |11461 | 170|0,067 | 2,6 | 14,8| 1 02 |
| | | | | | | |39 |
|X |Лиситея |11717 | |0,0006 | 2,6 | 18,2| 1 04 |
| | | |36 | | | |34 |
|VII |Элара |11741 | |0,0087 | 2,6 | 16,6| 1 04 |
| | | |83 | | | |11 |
| |S/2000 J11|12555 | |0,000001| 2,6 | 22,4| 1 08 |
| | | |4 | | | |38 |
| |S/2003 J12|15912 | |0,000000| 2,6 | 23,9| 1 26 |
| | | |1 |02 | | |59 |
|XLVI |Карпо |16989 | |0,000000| 2,6 | 23,0| 1 32 |
| | | |3 |4 | | |53 |
|XXXIV |Эвпорие |19304 | |0,000000| 2,6 | 23,1| 1 45 |
| | | |2 |1 | | |32 |
| |S/2003 J3 |20221 | |0,000000| 2,6 | 23,4| 1 50 |
| | | |2 |1 | | |33 |
| |S/2003 J18|20514 | |0,000000| 2,6 | 23,4| 1 52 |
| | | |2 |1 | | |09 |
|XXXV |Ортозие |20720 | |0,000000| 2,6 | 23,1| 1 53 |
| | | |2 |1 | | |16 |
|XXXIII|Эванте |20797 | |0,000000| 2,6 | 22,8| 1 53 |
| | | |3 |4 | | |42 |
|XXII |Гарпалике |20858 | |0,000001| 2,6 | 22,2| 1 54 |
| | | |4 | | | |02 |
|XXVII |Праксидике|20907 | |0,000004| 2,6 | 21,2| 1 54 |
| | | |7 | | | |18 |
|XXIX |Тионе |20939 | |0,000001| 2,6 | 22,3| 1 54 |
| | | |4 | | | |28 |
| |S/2003 J16|20963 | |0,000000| 2,6 | 23,3| 1 54 |
| | | |2 |1 | | |36 |
|XXIV |Иокасте |21061 | |0,000002| 2,6 | 21,8| 1 55 |
| | | |5 | | | |08 |
|XL |Мнеме |21069 | |0,000000| 2,6 | 23,3| 1 55 |
| | | |2 |1 | | |11 |
|XXX |Гермиппе |21131 | |0,000001| 2,6 | 22,1| 1 55 |
| | | |4 | | | |31 |
|XLII |Тельксиное|21162 | |0,000000| 2,6 | 23,5| 1 55 |
| | | |2 |1 | | |41 |
|XLV |Гелике |21263 | |0,000001| 2,6 | 22,6| 1 56 |
| | | |4 | | | |15 |
|XII |Ананке |21276 | |0,0003 | 2,6 | 18,9| 1 56 |
| | | |28 | | | |19 |
| |S/2003 J15|22627 | |0,000000| 2,6 | 23,5| 2 03 |
| | | |2 |1 | | |42 |
|XXXII |Эвридоме |22865 | |0,000000| 2,6 | 22,7| 2 05 |
| | | |3 |4 | | |00 |
|XLIII |Архее |22931 | |0,000000| 2,6 | 22,8| 2 05 |
| | | |3 |4 | | |22 |
| |S/2003 J17|23001 | |0,000000| 2,6 | 23,4| 2 05 |
| | | |2 |1 | | |45 |
|XXXVII|Пазите |23004 | |0,000000| 2,6 | 23,2| 2 05 |
|I | | |2 |1 | | |46 |
| |S/2003 J10|23042 | |0,000000| 2,6 | 23,6| 2 05 |
| | | |2 |1 | | |58 |
|XXI |Халдене |23100 | |0,000000| 2,6 | 22,5| 2 06 |
| | | |4 |7 | | |17 |
|XXVI |Исоное |23155 | |0,000000| 2,6 | 22,5| 2 06 |
| | | |4 |7 | | |35 |
|XXV |Эриноме |23196 | |0,000000| 2,6 | 22,8| 2 06 |
| | | |3 |4 | | |49 |
|XXXVII|Кале |23217 | |0,000000| 2,6 | 23,0| 2 06 |
| | | |2 |1 | | |56 |
|XXXI |Этне |23229 | |0,000000| 2,6 | 22,7| 2 06 |
| | | |3 |4 | | |59 |
|XX |Тайгете |23280 | |0,000002| 2,6 | 21,9| 2 07 |
| | | |5 | | | |16 |
| |S/2003 J9 |23384 | |0,000000| 2,6 | 23,7| 2 07 |
| | | |1 |02 | | |50 |
|XI |Карме |23404 | |0,0013 | 2,6 | 18,0| 2 07 |
| | | |46 | | | |57 |
|XXXVI |Спондее |23487 | |0,000000| 2,6 | 23,0| 2 08 |
| | | |2 |1 | | |24 |
|XIX |Мегаклите |23493 | |0,000002| 2,6 | 21,7| 2 08 |
| | | |5 | | | |26 |
| |S/2003 J5 |23495 | |0,000001| 2,6 | 22,4| 2 08 |
| | | |4 | | | |27 |
| |S/2003 J19|23533 | |0,000000| 2,6 | 23,7| 2 08 |
| | | |2 |1 | | |39 |
| |S/2003 J23|23563 | |0,000000| 2,6 | 23,6| 2 08 |
| | | |1 |02 | | |49 |
|XXIII |Калике |23566 | |0,000002| 2,6 | 21,8| 2 08 |
| | | |5 | | | |50 |
| |S/2003 J14|23614 | |0,000000| 2,6 | 16,7| 2 09 |
| | | |2 |1 | | |06 |
|VIII |Пасифе |23624 | |0,003 | 2,6 | 17,0| 2 09 |
| | | |58 | | | |09 |
|XLVII |Эвкеладе |23661 | |0,000001| 2,6 | 22,6| 2 09 |
| | | |4 | | | |21 |
| |S/2003 J4 |23930 | |0,000000| 2,6 | 23,0| 2 10 |
| | | |2 |1 | | |49 |
|IX |Синопе |23939 | |0,0008 | 2,6 | 18,3| 2 10 |
| | | |38 | | | |52 |
|XXXIX |Гегемоне |23947 | |0,000000| 2,6 | 22,8| 2 10 |
| | | |3 |4 | | |55 |
|XLI |Аойде |23981 | |0,000001| 2,6 | 22,5| 2 11 |
| | | |4 | | | |06 |
|XLIV |Каллихоре |24043 | |0,000000| 2,6 | 23,7| 2 11 |
| | | |2 |1 | | |26 |
|XXVIII|Автоное |24046 | |0,000001| 2,6 | 22,0| 2 11 |
| | | |4 | | | |27 |
|XVII |Каллирое |24103 | |0,000009| 2,6 | 20,8| 2 11 |
| | | |9 | | | |46 |
|XLVIII|Киллене |24349 | |0,000000| 2,6 | 16,2| 2 13 |
| | | |2 |1 | | |07 |
| |S/2003 J2 |29541 | |0,000000| 2,6 | 16,6| 2 41 |
| | | |2 |1 | | |30 |
| Спутники Сатурна |
|XVIII |Пан | | 20 | | 0,6 | | |
| | |133,6 | |0,00003 | |19,4 |22( |
|XV |Атлант | | 39(27| 0,0001| 0,6 | | |
| | |137,7 | | | |19,0 |22 |
|XVI |Прометей | |148(68 | 0,003 | 0,6 | | |
| | |139,4 | | | |15,8 |23 |
|XVII |Пандора | |110(62 | 0,002 | 0,6 | | |
| | |141,7 | | | |16,4 |23 |
|XI |Эпиметей | |138(110| 0,005 | 0,6 | | |
| | |151,4 | | | |15,6 |24 |
|X |Янус | |194(154| 0,02 | 0,7 | | |
| | |151,5 | | | |14,4 |24 |
|I |Мимас | | 397 | 0,38 | 1,2 | | |
| | |185,6 | | | |12,9 |30 |
|XXXII |Метона | | 3| | | | |
| | |194,0 | | | | |31 |
|XXXIII|Паллена | | 4| | | | |
| | |211,0 | | | | |34 |
|II |Энцелад | | 500 | 1,04 | 1,6 | | |
| | |238,1 | | | |11,7 |38 |
|III |Тефия | | 1060 | 6,18 | 1,0 | | |
| | |294,7 | | | |10,2 |48 |
|XIII |Телесто | |30(15 |0,00007 | 1,0 | | |
| | |294,7 | | | |18,5 |48 |
|XIV |Калипсо | | 19 |0,00004 | 1,0 | | |
| | |294,7 | | | |18,7 |48 |
|IV |Диона | | 1120 | 11,0 | 1,5 | | |
| | |377,4 | | | |10,4 |1( 01( |
|XII |Елена | |36(30 | 0,0003 | 1,5 | | 1|
| | |377,4 | | | |18,4 |01 |
|XXXIV |Полидевк | | 5| | | | 1|
| | |377,4 | | | | |01 |
|V |Рея | | 1530 | 23,2 | 1,2 | | 1|
| | |527,1 | | | |9,7 |25 |
|VI |Титан | 1221,9| 5150 | 1346,5 | 1,9 | | 3|
| | | | | | |8,3 |17 |
|VII |Гиперион | 1464,1|360(226| | 1,1 | | 3|
| | | | |0,11 | |14,4 |59 |
|VIII |Япет | 3560,8| 1440 | 19,5 | 1,3 | | 9|
| | | | | | |11,1 |35 |
|XXIV |Кивиок |11365 |14 |0,00003 |2,3 | | 30 |
| | | | | | |22,0R|35 |
|XXII |Иджирак |11442 |10 |0,00001 |2,3 | | 30 |
| | | | | | |22,6R|47 |
|IX |Феба |12944 |220 |0,07 |1,3 | | 34 |
| | | | | | |16,5 |50 |
|XX |Палиак |15198 |19 |0,00008 |2,3 | | 40 |
| | | | | | |21,3R|54 |
|XXVII |Скади |15641 |6 |0,000003|2,3 | | 42 |
| | | | | | |23,6R|05 |
|XXVI |Альбиорикс|16394 |26 |0,0002 |2,3 | | 44 |
| | | | | | |20,5R|07 |
|XXVIII|Эррипо |17604 |9 |0,000008|2,3 | | 47 |
| | | | | | |23,0R|22 |
|XXIX |Сиарнак |18195 |32 |0,0004 |2,3 | | 48 |
| | | | | | |20,1R|57 |
|XXI |Тарвос |18239 |13 |0,00003 |2,3 | | 49 |
| | | | | | |22,1R|05 |
|XXXI |Нарви |18719 |7 |0,000003|2,3 | 24,0| 50 |
| | | | | | | |22 |
|XXV |Мундилфари|18722 |6 |0,000002|2,3 | | 50 |
| | | | | | |23,8R|23 |
|XXIII |Суттунг |19465 |6 |0,000002|2,3 | | 52 |
| | | | | | |23,9R|22 |
|XXX |Трюм |20219 |6 |0,000002|2,3 | | 54 |
| | | | | | |23,9R|24 |
|XIX |Имир |23130 |16 |0,00005 |2,3 | | 1њ 02( |
| | | | | | |21,7R|14( |
| Новые спутники Сатурна об открытии которых заявлено в 2005 г. |
|(Jewitt, Sheppard, 2005) |
| |S/2005 S1 |133,5 |7 | | | | |
| |S/2004 S7 |19800 |6 | | |24,5R| |
| |S/2004 S8 |22200 |6 | | |24,6R| |
| |S/2004 S9 |19800 |5 | | |24,7R| |
| |S/2004 S10|19350 |6 | | |24,4R| |
| |S/2004 S11|16950 |6 | | |24,1R| |
| |S/2004 S12|19650 |5 | | |24,8R| |
| |S/2004 S13|18450 |6 | | |24,5R| |
| |S/2004 S14|19950 |6 | | |24,4R| |
| |S/2004 S15|18750 |6 | | |24,2R| |
| |S/2004 S16|22200 |4 | | |25,0R| |
| |S/2004 S17|18600 |4 | | |25,2 | |
| |S/2004 S18|19650 |7 | | |23,8 | |
|Спутники Урана |
|VI |Корделия |49,8 |40 |0,0004 |1,3 | | |
| | | | | | |23,6 |4( |
|VII |Офелия |53,8 |43 |0,0005 |1,3 | | |
| | | | | | |23,3 |4 |
|VIII |Бианка |59,2 |51 |0,0009 |1,3 | | |
| | | | | | |22,5 |4 |
|IX |Крессида |61,8 |80 |0,003 |1,3 | | |
| | | | | | |21,6 |5 |
|X |Дездемона |62,7 |64 |0,002 |1,3 | | |
| | | | | | |22,0 |5 |
|XI |Джульетта |64,4 |94 |0,006 |1,3 | | |
| | | | | | |21,1 |5 |
|XII |Порция |66,1 |135 |0,017 |1,3 | | |
| | | | | | |20,4 |5 |
|XIII |Розалинда |69,9 |72 |0,003 |1,3 | | |
| | | | | | |21,8 |5 |
| |S/2003 U2 |74,8 |24 |0,00007 |1,3 | 24| |
| | | | | | | |5 |
|XIV |Белинда |75,3 |80 |0,004 |1,3 | | |
| | | | | | |21,5 |6 |
| |S/1986 U10|76,4 |20 | | |24,0R| |
|XV |Пак |86,0 |162 |0,03 |1,3 | | |
| | | | | | |19,8 |7 |
| |S/2003 U1 |97,7 |32 |0,0002 |1,3 | 23| |
| | | | | | | |7 |
|V |Миранда |129,9 |472 |0,66 |1,2 | | |
| | | | | | |15,8 |10 |
|I |Ариэль |190,9 |1158 |13,5 |1,7 | | |
| | | | | | |13,7 |14 |
|II |Умбриэль |266,0 |1170 |11,7 |1,4 | | |
| | | | | | |14,5 |20 |
|III |Титания |436,3 |1578 |35,2 |1,7 | | |
| | | | | | |13,5 |32 |
|IV |Оберон |583,5 |1523 |30,1 |1,6 | | |
| | | | | | |13,7 |43 |
| |S/2001 U3 |4276 |12 |0,00001 |1,5 | | 5(|
| | | | | | |25,0R|14( |
|XVI |Калибан |7231 |98 |0,007 |1,5 | | 8 |
| | | | | | |22,4 |51 |
|XX |Стефано |8004 |20 |0,00006 |1,5 | | 9 |
| | | | | | |24,1 |48 |
| |Тринкуло |8571 |10 |0,000007|1,5 | | 10 |
| | | | | | |25,4R|24 |
|XVII |Сикоракса |12179 |190 |0,054 |1,5 | | 14 |
| | | | | | |20,8 |54 |
| |S/2003 U3 |14345 |11 |0,00001 |1,5 | | 17 |
| | | | | | |25,2R|34 |
|XVIII |Просперо |16256 |30 |0,0002 |1,5 | | 19 |
| | | | | | |23,2 |54 |
|XIX |Сетебос |17418 |30 |0,0002 |1,5 | | 21 |
| | | | | | |23,3 |19 |
| |S/2001 U2 |20901 |12 |0,00001 |1,5 | | 25 |
| | | | | | |25,1R|35 |
| Спутники Нептуна |
|III |Наяда | | | | | | |
| | |48,23 |96(52 |0,002 | |24,7 |2( |
|IV |Таласса | | 108(52| | | | |
| | |50,08 | |0,004 | |23,8 |2 |
|V |Деспина | | | 0,02| | | |
| | |52,53 |180(128| | |22,6 |2 |
|VI |Галатея | | | 0,04| | | |
| | |61,95 |204(144| | |22,3 |3 |
|VII |Ларисса | | | 0,05| | | |
| | |73,55 |216(168| | |22,0 |3 |
|VIII |Протей | | | 0,5 | | | |
| | |117,65 |440(404| | |20,3 |6 |
|I |Тритон |354,8 |2707 |214 |2,1 | | |
| | | | | | |13,5 |17 |
|II |Нереида |5513,4 |340 |0,3 |1,0 | | 4(|
| | | | | | |18,7 |21( |
| |S2002 N1 |15728 |60 |0,001 | | | 12 |
| | | | | | |24,5 |25 |
| |S2002 N2 |22422 |50 |0,001 | | | 17 |
| | | | | | |25,5 |41 |
| |S2002 N3 |23571 |50 |0,001 | | | 18 |
| | | | | | |25,5 |36 |
| |S2003 N1 |46695 |30 |0,0002 | | | 36 |
| | | | | | |25,5 |51 |
| |S2002 N4 |48387 |60 |0,001 | | | 38 |
| | | | | | |24,6 |11 |
| Спутник |
|Плутона |
| |Харон | | 1200 | 18 | 2,1 | | |
| | |19,41 | | | |16,8 |0,9( |


Имена спутников - на сайте http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html
.

Более точные последние значения орбитальных параметров панет и спутников
см. на сайтах:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/;
http://ssd.jpl.nasa.gov/sat_elem.html.

Сводные и текущие данные на русском языке см. на сайте ГАИШ (МГУ):
http://lnfm1.sai.msu.ru/neb/rw/natsat/index.htm


Таблица 4.11.6 Гравитационное поле планет


|Планета |GM |GM | | | | | | |
| |планеты |системы |J2 в106 |J3 в106|J4 |J6 |C22 |S22 |
| |(км3/с2) |(км3/с2) | | |в106 |в106 |в106 |в106 |
|Меркурий|22032,08 |- |0,2056 |58,6462|47,87|- |- |- |
|Венера | 324858,60|- |0,0068 |-243,01|35,02|- |- |- |
| | | | |87 | | | | |
|Земля | 398600,44| 403503,24 |1082,628|-2,538 |-1,59|0,502 |1,5744|-0,9038|
| | | | | |3 | | | |
|Марс | 42828,314|- |1960 |36 |-32 |- |-55 |31 |
|Юпитер | 126686537| |14735,0 |0,2 |588,8|27,8 |-0,03 |-0,04 |
| | |126712762,8|±0,4 |±2,0 | |±12,5 |±0,06 |±0,05 |
| | | | | |±3,5 | | | |
|Сатурн | 37931200 | |16292 |- |-931 |91 |0,7±1 |-0,2 |
| | |37940629,76|± 7 | |±32 |± 32 | |±1 |
| | |4 | | | | | | |
|Уран | 5793939,3|5794548,6 |3343,46 |- |-28,8|- |- |- |
| | | |±0,12 | |5 | | | |
| | | | | |±0,16| | | |
|Нептун | 6835107 |6836534,9 |3410 |- |-35 ±|- |- |- |
| | | |± 9 | |10 | | | |
|Плутон | 826,1 |955,5 | | | |- |- |- |


Обозначения:

J2 - коэффициент при второй зональной гармонике разложения потенциала;

J3 - коэффициент при третьей зональной гармонике потенциала;

J4 - коэффициент при четвертой зональной гармонике потенциала;

J6 - коэффициент при шестой зональной гармонике потенциала;

C22 - коэффициент при тессеральной гармонике C22;

S22 - коэффициент при тессеральной гармонике S22 .
Литература к Таблице 6:
[1] Fukushima, 1990.
[2] Yoder, 1995.
[3] Yuan et al., 2001.
[4] Jacobson, 2001a; Jacobson, 2001b.
[5] Jacobson, 2004a; Jacobson, 2004b.
[6] Jacobson et al., 1992.
[7] Jacobson et al., 1991.
[8] Young et al, 1994.

Сводные и текущие данные на русском языке см. на сайте ГАИШ (МГУ):
http://lnfm1.sai.msu.ru/neb/rw/natsat/plagraw.htm#planets





4.12 ЛИТЕРАТУРА

абалакин В.к., аксенов е.п., гребеников е.а. и др., ред., справочное
руководство по небесной механике и астродинамике. м.: наука, 1976, 864 с.
Аким Э.Л. Определение поля тяготения Луны по движению искусственного
спутника Луны «Луна-10». Космич. исслед. 4, 6, с. 823-826, 1966.
Аким Э.Л., Власова З.П., Чуйко И.В. Определение динамического сжатия Венеры
по траекторным измерениям ее первых искусственных спутников «Венера-9» и
«Венера-10». ДАН СССР, 240, 3, 556-559, 1978.
Грушинский Н.П. Теория фигуры Земли. М.: Наука, 1976, 511 с.
Дорофеева В.А., Макалкин А.Б. Эволюция ранней Солнечной системы.
Космохимические и физические аспекты. М.: Едиториал УРСС, 2004, 264 с.
Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет. М., Наука, 1983, 192 с.
Жарков В.Н. От Юпитера к Марсу - геофизическая космогония. В кн.:
Современные проблемы механики и физики космоса (В.С. Авдуевский, А.В.
Колесниченко, ред.), М., ФИЗМАТЛИТ, 2003. С. 369-380.
Кусков О.Л., Кронрод В.А. Модели внутреннего строения спутников Юпитера -
Ганимеда, Европы и Каллисто. Астрон. вестн., 32, с. 49-57, 1998.
Латем Г., Накамура И., Дорман Дж. и др. Результаты пассивного сейсмического
эксперимента по программе «Аполлон». В кн.: Космохимия Луны и планет. М.:
Наука, с. 299-310, 1975.
Макалкин А.Б., Дорофеева В.А. Рускол Е.Л. Моделирование аккреционного
протоспутникового диска Юпитера: оценка основных параметров. Астрон.
вестн., 33, c. 518-526, 1999.
Макалкин А.Б., Рускол Е.Л. Диссипация газа из протоспутникового диска
Юпитера. Астрон. вестн., 37, c. 545-554, 2003.
Маров М.Я. Планеты Солнечной системы. М.: Наука, 1986, 320 с.
Митрофанов И.Г., Литвак М.Л., Козырев А.С. и др. Поиск воды в грунте Марса
по данным глобального картографирования потока нейтронов российским
прибором ХЕНД на борту американского аппарата 2001 MARS ODYSSEY. Астрон.
вестн., 37, 5, с. 400-412, 2003.
Сафронов В.С. Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет.
М.: Наука, 1969. 244 с.
Слюта Е.Н., Иванов А.В., Иванов М.А. Сравнительная планетология: Основные
понятия, термины и определения. М.: Наука, 1995, 96 с.
Субботин М.Ф. Курс небесной механики. Л.-М.: Гостехиздат, т. 3, 1949, 280
с.
Уайт А. Планета Плутон. М., Мир, 1983, 125 c.
Шари В.П. Перенос теплового излучения в атмосфере Венеры. В кн.:
Современные проблемы механики и физики космоса (В.С. Авдуевский, А.В.
Колесниченко, ред.), М.: ФИЗМАТЛИТ, с. 302-329, 2003.
Шевченко В.В. Современная селенография, М., Наука, 1980, 288 с.
Шевченко В.В. «Лунар проспектор» погиб, проблемы остались... Земля и
Вселенная, 1, с. 23 - 33, 2001.
Шевченко В.В. Структура поверхности реголита Меркурия по дистанционным
данным. Астрон. вестн., 36, 5, с. 387 - 394, 2002.
Шевченко В.В. Альбедные аномалии и палеомагнетизм Луны. В кн.: Современные
проблемы механики и физики космоса (В.С. Авдуевский, А.В. Колесниченко,
ред.), М., ФИЗМАТЛИТ, с. 251-254, 2003.
Allison M., Beebe R.F., Conrath B.J. et al. Uranus atmospheric dynamics and
circulation, in: Uranus (A92-18701 05-91). Univ. of Arizona Press, Tucson,
pp. 253-295, 1991.
Atreya S. K., Donahue T. M. Model ionospheres of Jupiter, in: Jupiter (T.
Gehrels, ed.), Univ. of Arizona Press, Tucson, pp. 304-318, 1976.
Atreya S.K., Wong M.H., Owen T.C. et al. A comparison of the atmospheres of
Jupiter and Saturn: deep atmospheric composition, cloud structure,
vertical mixing, and origin. Planet. Space Sci., 47, 1243-1262, 1999.
Avduevsky V.S., Marov M.Ya., Kulikov Yu.N. et al. Structure and parameters
of the Venus atmosphere according to Venera probe data, in: Venus
(D.M.Hunten, L.Colin, T.M.Donahue, V.I.Moroz, eds), The Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 280 - 298, 1983.
Baines K.H., Hammel H.B. et al. Clouds and hazes in the atmosphere of
Neptune, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 489-546, 1996.
Balmino G., Moynot G., Vales N. Gravity field model of Mars in spherical
harmonics up to degree and order eighteen. J. Geophys. Res., 87, 9735-
9746, 1982.
Balogh A. Magnetic field and plasma environments at Mercury. 31st
Scientific Assembly of COSPAR, p. 48, 1996.
Barth C.A., Stewart I.F., Bougher S.W. et al., Aeronomy of the current
Martian atmosphere, in: Mars (H.H. Kieffer, B.M.Jakosky, C.W. Snyder et
al., eds), The Univ. Arizona Press, Tucson & London, pp. 1054-1089, 1992.
Beasley D., Hupp E., Weaver D. 2005. NASA's Hubble reveals possible new
moons around Pluto //
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/19/full/
Berg O.E., Richardson F.F., Rhee J.W. et al. Pleriminary results of a
cosmic dust experiment on the Moon. Geophys. Res. Lett., 1, 7, pp. 289-
290, 1974.
Bhardwaj A., Elsner R.F., Waite J.H., Jr. et al. The discovery of oxygen K-
alpha emission from the rings of Saturn. Astrophys. J., 627, L73-L76,
2005.
Bishop J., Atreya S.K., Romani P.N. et al. The middle and upper atmosphere
of Neptune, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 427-488, 1996.
Brown M.E., Trujillo C.A. Direct measurement of the size of the large
Kuiper belt object (50000) Quaoar. Astron. J., 127, 2413-2417, 2004.
Brown R.H., Cruikshank D.P., Veverka J. et al. Surface composition and
photometric properties of Triton, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank,
ed.), Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 991-1030, 1996.
Burns J.A., Simonelli D.P., Showalter M.R. et al. Jupiter's ring-moon
system, in: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal
et al., eds.), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, UK, pp. 241-262,
2004.
Canup R.M., Ward W.R. Formation of the Galilean satellites: conditions of
accretion. Astron. J., 124, 3404-3423, 2002.
Canup R.M. A Giant Impact Origin of Pluto-Charon. Science, 307, 546-550,
2005.
Chamberlain J.W., Hunten D. M. Theory of planetary atmospheres, Academic
Press, Inc., N.Y., 1987.
Chapman C.R. Surface properties of asteroids. Massach. Inst. of Technology,
1972.
Chapman C.R., Cruikshank D.P. Preclude to exploration and the Voyager
mission to Neptune, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ.
Arizona Press, Tucson, pp. 3-14, 1996.
Chen D.H., Bao G. The waves caused by the impact of Shoemaker-Levy 9 with
Jupiter. Acta Astronomica Sinica, 44, pp. 337-341, 2003.
Cheng A.F., Maclennan C.G., Mauk B.H. et al. Energetic ion phase space
densities in Neptune's magnetosphere. Icarus, 99, 420-429, 1992.
Cisowski S.M. Magnetic studies on Shergotty and other SNC meteorites.
Geochim. Cosmochim. Acta, 50, 1043-1048, 1986.
Cisowski S.M. and Fuller M. Lunar paleointensities via the IRMs
normalization method and the early magnetic history of the Moon, in:
Origin of the Moon (W.K.Hartmann et al. eds.), LPI, pp 411-424, 1986.
Clarke J.T., Stern S.A., Trafton L.M. Pluto's extended atmosphere: an
escape model and initial observations. Icarus, 95, 173-179, 1992.
Colwell J.E., Esposito L.W. Origins of the rings of Uranus and Neptune. I -
Statistics of satellite disruptions. J. Geoph. Res., 97, no. E6, 1992, pp.
10227-10241, 1992.
Colwell J.E., Esposito L.W. Origins of the rings of Uranus and Neptune. II
- Initial conditions and ring moon populations. J. Geoph. Res., 98, no.
E4, pp. 7387-7401, 1993.
Connerney J.E.P., Ness N.F. Mercury's magnetic field and interior, in:
Mercury (F.Vilas, C.R.Chapman, M.S.Matthews, eds.), The Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 494-513, 1988.
Connerney J. E. P., Acuna M.H., Ness N.F. et al. An extraordinary magnetic
field map of Mars. Lunar and Planetary Science XXXV. Houston. LPI, # 1114.
2004.
Croft S.K., Kargel J.S., Kirk R.L. et al. The geology of Triton, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 879-948, 1996.
Cruikshank D.P., Owen T.C., Ore C.D. et al. A spectroscopic study of the
surfaces of Saturn's large satellites: H2O ice, tholins, and minor
constituents. Icarus, 175, 268-283, 2005.
Davis L.Jr., Smith E.J. A model of Saturn's magnetic field based on all
available data. J. Geophys. Res., 95, 15257-15261, 1990.
de Pater I., Gibbard S.G., Macintosh B.A. et al. Keck adaptive optics
images of Uranus and its rings. Icarus, Volume 160, Issue 2, 359-374,
2002.
de Pater I., Lissauer J.J. Planetary Sciences, Cambridge Univ. Press,
Cambridge, 2004. 568 pp.
Donahue T.M., Russell C.T. The Venus atmosphere and ionosphere and their
interaction with the solar wind: an overview, in: Venus II - Geology,
Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment (S.W.Bouger,
D.M.Hunten, R.J.Phillips eds), The Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 3-31,
1997.
Duennenbier T., Dorman J., Lammlein D. et al., Meteoroid flux from long
period lunar seismic data. Lunar Science VI. Houston. LPI, pp. 217-219.
1975.
Elachi C., Wall S., Allison M. et al. Cassini Radar Views the Surface of
Titan. Science, 308, 970-974, 2005.
Encrenaz T., Bibring J.-P., Blanc M. The Solar System. Springer-Verlag.
1990. 330 p.
Esposito P.B., Banerdt W.B., Lindal G.F. et al., Gravity and topography,
in: Mars (H.H. Kieffer, B.M.Jakosky, C.W. Snyder et al. eds), The Univ.
Arizona Press, Tucson & London, pp. 209-248, 1992.
Esposito L.W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V., Moroz V.I., Zasova L.V.
Chemistry of lower atmosphere and clouds, in: Venus II - Geology,
Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment (S.W.Bouger,
D.M.Hunten, R.J.Phillips eds), The Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 415-
458, 1997.
Fegley B., Jr., Prinn R.G. Chemical models of the deep atmosphere of
Uranus. Astrophys. J., 307, 852-865, 1986.
Fink U., Smith B.A., Johnson J.R. et al. Detection of a CH4 atmosphere on
Pluto. Icarus, 44, 62-71, 1980.
Flasar F.M., Achterberg R.K., Conrath B.J. et al. Titan's atmospheric
temperatures, winds, and composition. Science, 308, 975-978, 2005.
Folkner W.M., Yoder C.F., Luan D.N. et al., Interior structure and seasonal
mass redistribution of Mars from radio tracking of Mars Pathfinder.
Science, 278, 1749-1751, 1997.
Fox J.L., Bougher S.W. Structure, luminosity, and dynamics of the Venus
thermosphere. Space Sci. Rev., 55, 357-489, 1991.
Fox J.L., Kliore A.J. Ionoshere: solar cycle variation, in: Venus II -
Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment (S.W.Bouger,
D.M.Hunten, R.J.Phillips eds), The Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 161-
188, 1997.
Fukushima T. System of astronomical units and constants. IAU - WGRS / SGAC,
Circ. 13, 1990.
Gautier D., Conrath B.J., Owen T. et al. The troposphere of Neptune, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 547-612, 1996.
Gibbard S.G., de Pater I., Hammel H.B. Near-infrared adaptive optics
imaging of the satellites and individual rings of Uranus. Icarus, 174, 253-
262, 2005.
Giuranna M., Formisano V., Hansen G.B. et al. PFS observations of polar ice
composition at Mars. 35th COSPAR Scientific assembly, Paris, France, July
2004. Abstracts. A-02646. 2004.
Grard R., Laakso H. The charged particle environment of Mercury and related
electric phenomena, in: Mercury: Space Environment, Surface, and Interior.
Chicago, # 8025, 2001.
Grav T. H., Matthew J., Fraser W.C. Photometry of irregular satellites of
Uranus and Neptune. Astrophys. J., 613, L77-L80, 2004.
Greeley R., Chyba C.F., Head III J.W. et al. Geology of Europa, in:
Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al.,
eds.), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 329-362, 2004.
Griffith C. A., Bezard B., Greathouse T. et al. Meridional transport of HCN
from SL9 impacts on Jupiter. Icarus, 170, 58-69, 2004.
Grimm R.E., Hess P.C. The crust of Venus, in: Venus II - Geology,
geophysics, atmosphere, and solar wind environment (S.W.Bouger,
D.M.Hunten, R.J.Phillips eds), The Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 1205-
1244, 1997.
Grun E., Zook H.A., Fechtig H. et al., Collisional balance of the
meteoritic complex. Icarus, 62, 244-272. 1985.
Grundy W.M., Buie M.W. Spatial and Compositional Constraints on Non-ice
Components and H2O on Pluto's Surface. Icarus, 157, 128-138, 2002.
Grundy W.M., Buie M.W., Spencer J.R. Spectroscopy of Pluto and Triton at 3-
4 Microns: Possible Evidence for Wide Distribution of Nonvolatile Solids.
Astron. J., 124, 2273-2278, 2002.
Gudkova T.V., Zharkov V.N. Models of Jupiter and Saturn after "Galileo"
mission. Planet. Space Sci., 47, 1201-1210, 1999
Gurnett D.A., Kurth W.S., Hospodarsky G.B. et al. Radio and Plasma Wave
Observations at Saturn from Cassini's Approach and First Orbit. Science,
307, 1255-1259, 2005.
Guillot T. A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn. Planet.
Space Sci., 47, 1183-1200, 1999.
Guillot T., Stevenson D. J. et al. The interior of Jupiter, in: Jupiter.
The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al., eds.), V. 1,
Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 35-58, 2004.
Gupta R., ed., Observer's handbook 2001, R. Astron. Soc. of Canada, 2001.
Hannel R.A., Conrath B.J. et al. Exploration of the Solar System by
infrared remote sensing. 2nd ed., Cambridge Univ. Press, Cambridge, 2003.
Hanson W.B., Mantas G.P. Viking electron temperature measurements: Evidence
for a magnetic field in Martian ionosphere. J. Geophys. Res., 93, 7538-
7544, 1988.
Hapke B. Space weathering and the composition of the crust of Mercury, in:
Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. Chicago, # 8014, 2001.
Harmon J.K., Campbell D.B. Radar observations of Mercury, in: Mercury
(F.Vilas, C.R.Chapman, M.S.Matthews eds.), The Univ. Arizona Press,
Tucson, pp. 101-117, 1988.
Harrington J., de Pater I., Brecht S.H. et al. Lessons from Shoemaker-Levy
9 about Jupiter and planetary impacts, in: Jupiter. The planet, satellites
and magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press,
Cambridge, pp. 159-184, 2004.
Head J.W., Mustard J.F. Geological evidence for climate change on Mars.
Lunar and Planetary Science XXXV. Houston. LPI, # 1889. 2004.
Hofstadter M.D., Butler B.J. Seasonal change in the deep atmosphere of
Uranus. Icarus, 165, 168-180, 2003.
Holme R., Bloxham J. The magnetic fields of Uranus and Neptune: Methods and
models. J. Geophys. Res., 101, 2177-2200, 1996.
Hood L.L., Richmond N.C. Distribution of crustal magnetic fields on Mars:
Shock effects of basin-forming impacts. Lunar and Planetary Science XXXV.
Houston. LPI, # 1704. 2004.
Hood L.L., Young C.N. Modeling of major Martian magnetic anomalies: Further
evidence for polar reorientations during the Noachian. Lunar and Planetary
Science XXXV. Houston. LPI, # 1108. 2004.
Hubbard W.B., Podolak M., Stevenson D.J. The interior of Neptune, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 109-138, 1996.
Hunten D.M., Morgan T.H., Shemansky D.E. The Mercury atmosphere, in:
Mercury (F.Vilas, C.R.Chapman, M.S.Matthews eds.), The Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 562-612, 1988.
Heiken G.H., Vaniman D.T., French B.M., eds., Lunar Sourcebook, Cambridge
Univ. Press, 736 p., 1995.
Ingersoll A.P., Barnet C.D., Beebe R.F. et al. Dynamic meteorology of
Neptune, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 613-682, 1996.
Ingersoll A.P. Atmospheres of the giant planets, in: The new Solar System
(J.K. Beatty, C.C. Petersen and A. Chaikin, eds.), 4th Edition, Cambridge
Univ. Press and Sky Publishing Corp., pp. 201-220, 1999.
Ingersoll A.P., Dowling T.E., Gierasch P.J. et al. Dynamics of Jupiter's
atmosphere, in: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F.
Bagenal et al., eds.), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 105-
128, 2004.
Ip W.-H. An evaluation of a catastrophic fragmentation origin of the
Saturnian ring system. Astron. Astroph., 199, 340-342, 1988.
Jacobson R.A., Riedel J.E., Taylor A.H. The orbits of Triton and Nereid
from spacecraft and Earth-based observations. Astron. Astrophys., 247, 565-
575, 1991.
Jacobson R.A., Campbell J.K., Taylor A.H., Synnott S.P. The masses of
Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based
Uranian satellite data. Astron. J., 103, 2068-2078, 1992.
Jacobson R.A. Gravity Field of the Jovian System and the Orbits of the
Regular Jovian Satellites. Bulletin of the American Astronomical Society,
33 (3), 1039, 2001a.
Jacobson R.A. The Orbits of Jupiter and its Galilean Satellites and the
Gravity Field of the Jovian System. Jupiter: The Planet, Satellites, and
Magnetosphere, Boulder, Colorado, 2001b.
Jacobson R.A. The orbits of the major Saturnian satellites and the gravity
field of Saturn from spacecraft and Earthbased observations. Astron. J.,
128, 492-501, 2004a.
Jacobson R.A. et al. The Orbits of the Major Saturnian Satellites and the
Gravity Field of the Saturnian System. Bulletin of the American
Astronomical Society, 36 (3), 1097, 2004b.
Jewitt D. C., Sheppard S., Porco C. Jupiter's outer satellites and Trojans,
in: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al.,
eds), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 263-280, 2004.
Jewitt D., Sheppard S. et al. New Satellites of Saturn. IAU Circ., 8523, 1,
2005. См. также:
http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/saturn2005.html.
Karkoschka E. Spectrophotometry of the Jovian planets and Titan at 300 to
1000 nm wavelength: The methane spectrum. Icarus, 111, 174-192, 1994.
Karkoschka E. Rings and Satellites of Uranus: Colorful and Not So Dark.
Icarus, 125, 348-363, 1997.
Kaula W.M. Regional gravity fields on Venus from tracking of Magellan
cycles 5 and 6. J. Geophys. Res., 101, 4683-4690, 1996.
Kerr R. A. Mars has magnetic sports. Science, 278, p. 215, 1997.
Khan A., Mosegaard K., Lognonne P. et al. A look at the interior of Mars.
Lunar and Planetary Science XXXV. Houston. LPI, # 1631. 2004.
Khurana K.K., Kivelson M.G., Vasyliunas V.M. et al. The configuration of
Jupiter's magnetosphere, in: Jupiter. The planet, satellites and
magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press,
Cambridge, pp. 593-616, 2004.
Kim S.J., Ruiz M., Rieke G.H. et al. High Temperatures in Returning Ejecta
from the R Impact of Comet SL9. Icarus, 138, 164-172, 1999.
Kim S.J., Geballe T.R. et al. Clouds, haze, and CH4, CH3D, HCN, and C2H2 in
the atmosphere of Titan probed via 3 mum spectroscopy. Icarus, 173, 522-
532, 2005.
Kirk R.L., Soderblom L.A., Brown R.H. et al. Triton's plumes: Discovery,
characteristics, and models, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank,
ed.), Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 949-990, 1996.
Kivelson M.G., Bagenal F., Kurth W.S. et al. Magnetospheric interactions
with satellites, in: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F.
Bagenal et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 513-536,
2004.
Kivelson M. G., The current systems of the Jovian magnetosphere and
ionosphere and predictions for Saturn. Space Sci. Rev., 116, 299-318,
2005.
Kliore A.J., Gain D.L., Fjeldbo G. et al. The atmosphere of Mars from
Mariner 9 radio occultation measurements. Icarus, 17, 484-516, 1972.
Kliore A.J., Patel I.R., Lindal G.F. et al. Structure of the ionosphere and
atmosphere of Saturn from Pioner 11. Saturn radio occultation. J. Geophus.
Res., 85, 5857-5870, 1980.
Kruger H., Horanyi M. et al. Jovian dust: Streams, clouds and rings, in:
Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al.,
eds), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 219-240, 2004.
Kunde V.G.; Flasar F.M.; Jennings D.E. et al. Jupiter's Atmospheric
Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment.
Science, 305, pp. 1582-1587, 2004.
Kuskov O.L., Kronrod V.A. Core sizes and internal structure of the Earth's
and Jupiter's satellites. Icarus, 151, 204-227, 2001.
Lemman M. et al. Atmospheric imaging results from the Mars exploration
rovers. 35th COSPAR Scientific assembly, Paris, France, July 2004.
Abstracts. A-03744. 2004.
Lin R.P., Mitchell D.L., Curtis D.W. et al. Lunar surface magnetic fields
and their interaction with the solar wind: Results from Lunar Prospector.
Science, 281, 1480-1484, 1998.
Lissauer J.J., Pollack J.B. et al. Formation of the Neptune system, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 37-108, 1995.
Lorenz R.D. Thermodynamics of geysers: Application to Titan. Icarus, 156,
176-183, 2002.
Luhmann J.G., Russell C.T., Scraft F.L. et al. Characteristics of the Mars
like limit of the Venus-solar wind interaction. J. Geophys. Res., 92, 8455-
8557, 1987.
Luhmann J.G., Russell C.T., Brace L.L. et al. The intrinsic magnetic field
and solar-wind interaction of Mars, in: Mars (H.H. Kieffer, B.M.Jakosky,
C.W. Snyder et al., eds), The Univ. Arizona Press, Tucson & London, pp.
1090-1134, 1992.
Lindal G.F., Lyons J.R., Sweetnam D.N. et al. The atmosphere of Uranus:
Results of radio occultation measurements with Voyager 2. J. Geophys.
Res., 92, 14987-15002, 1987.
Lindal G. F. The atmosphere of Neptune: An analysis of radio occultation
data acquired with Voyager 2. Astron. J., 103, 967-982, 1992.
Lunine J.I. The atmospheres of Uranus and Neptune. Ann. Rev. Astron.
Astroph., 31, 17-263, 1993.
Marov M. Ya., Grinspoon D.H. The Planet Venus. Yale Univ. Press, New Heaven
& London, 1998. 442 pp.
Marley M.S. Interiors of the giant planets, in: Encyclopedia of the Solar
System (P. R. Weissman, L. McFadden and T. V. Johnson, eds.), Academic
Press, Inc., N. Y., pp. 339-356, 1999.
Mauk B.H., Keath E.P., Krimigis S.M. Unusual satellite-electron signature
within the Uranian magnetosphere and its implications regarding whistler
electron loss processes. J. Geophys. Res., 99, no. A10, 19441-19450, 1994.
Mauk B.H., Krimigis S.M. et al. Energetic particles and hot plasmas of
Neptune, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 169-232, 1996.
Maurellis A.N., Cravens T.E. Ionospheric effects of comet Shoemaker-Levy 9
impacts with Jupiter. Icarus, 154, 350-371, 2001.
McDonnell J.A.M. The role of accretionary particles on lunar exposure and
aging processes - lunar dust slow lunar clocks. COSPAR Plenary Meeting
20th, p.6. 1977.
McEwen A.S., Keszthelyi L.P., Lopes R. et al. The lithosphere and surface
of Io, in: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal
et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 307-328, 2004.
McGhee C.A., French R.G., Dones L. et al. HST observations of spokes in
Saturn's B ring. Icarus, 173, 508-521, 2005.
McKinnon W.B., Lunine J.I., Banfield D. Origin and evolution of Triton, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 807-878, 1996.
Melosh H.J., Dzurisin D. Tectonic implications for the gravity structure of
the Caloris Basin, Mercury. Icarus, 33, 141-144, 1978.
Miller et al. Solar zenith angle dependence of ionospheric in and electron
temperatures and density on Venus. J. Geophys. Res., 85, 7759, 1980.
Millward G., Miller S., Stallard T. et al. On the dynamics of the jovian
ionosphere and thermosphere. Icarus, 173, 200-211, 2005.
Mitrofanov I.G., Litvak M.I., Kozyrev A.S. et al. Northern and Southern
permafrost regions on Mars with high content of water ice: similarities
and differences. Lunar and Planetary Science XXXV. Houston. LPI, # 1629.
2004.
Moore J.M., Chapman C.R., Bierhaus E.B. et al. Callisto, in: Jupiter. The
planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1,
Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 397-426, 2004.
Morbidelli A., Levison H.F. et al. Chaotic capture of Jupiter's Trojan
asteroids in the early Solar System. Nature, 435, 462-465, 2005.
Moroz V.I. Stellar magnitude and albedo data on Venus, in: Venus (D. M.
Hunten et al. eds.), Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 27-68, 1983.
MuЯoz O., Moreno F., Molina A. et al. Study of the vertical structure of
Saturn's atmosphere using HST/WFPC2 images. Icarus, 169, 413-428, 2004.
Murphy R.E., Trafton L.M. Evidence for an internal heat source in Neptune.
Astrophys. J., 193, 253-255, 1974.
Nagy A.F., Gravens T.E. Ionosphere: energetics, in: Venus II - Geology,
Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment (S.W.Bouger,
D.M.Hunten, R.J.Phillips eds), The Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 189-
223, 1997.
Ness N.F., Acuna M.H., Burlaga L.J. et al. Magnetic fields at Neptune.
Science, 246, 1473-1478, 1989.
Ness N.F., Connerney J.E.P., Lepping R.P. et al. The magnetic field and
magnetospheric configuration of Uranus. Uranus (A92-18701 05-91). Univ. of
Arizona Press, Tucson, pp. 739-779, 1991.
Ness N.F., Acuna M.H., Connerney J.E.P. Neptune's magnetic field and field-
geometric properties, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ.
Arizona Press, Tucson, pp. 141-168, 1996.
Noble S.K., Pieters C.M. Space weathering in the Mercurian environment, in:
Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. Chicago, # 8012, 2001.
Null G.W. A solution for the mass and dynamical oblateness of Mars using
Mariner IV Doppler data. Bull. Amer. Astron. Soc., 1, p. 356, 1969.
Olkin C.B., Wasserman L.H., Franz O.G. The mass ratio of Charon to Pluto
from Hubble Space Telescope astrometry with the fine guidance sensors.
Icarus, 164, 254-259, 2003.
Owen T. The composition and early history of the atmosphere of Mars, in:
Mars (H.H. Kieffer, B.M.Jakosky, C.W. Snyder et al. eds), The Univ.
Arizona Press, Tucson & London, pp. 818-834, 1992.
Pappalardo R.T., Collins G.C., Head III J.W. et al. Geology of Ganymede,
in: Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al.,
eds), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 363-396, 2004.
Peale S.J. Does Mercury have a molten core? Nature, 262, 765-766, 1976.
Peale S.J. Measurement accuracies required for the determination of a
Mercurian liquid core. Icarus, 48, 143-145, 1981.
Peale S.J. The rotational dynamics of Mercury and the state of its core,
in: Mercury (F.Vilas, C.R.Chapman, M.S.Matthews eds.), The Univ. Arizona
Press, Tucson, pp.461-493, 1988.
PИrez-Hoyos S., SАnchez-Lavega A., French R.G. et al. Saturn's cloud
structure and temporal evolution from ten years of Hubble Space Telescope
images (1994 2003). Icarus, 176, 155-174, 2005.
Pollak J.B., O. Hubickyj, P. Bodenheimer et al. Formation of the giant
planets by concurrent accretion of solids and gas. Icarus, 124, 62-85,
1996.
Porco C.C., Nicholson P.D., Cuzzi J.N. et al. Neptune's ring system, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 703-804, 1996.
Porco C.C., Baker E., Barbara J. et al. Cassini imaging science: Initial
results on Saturn's atmosphere. Science, 307, 1243-1247, 2005.
Pollak J.B., Hubickyj O., Bodenheimer P. et al. Formation of the giant
planets by concurrent accretion of solids and gas. Icarus, 124, 62-85,
1996.
Porco C.C., Nicholson P.D., Cuzzi J.N. et al. Neptune's ring system, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 703-804, 1996.
Porco C.C., Baker E., Barbara J. et al. Cassini imaging science: Initial
results on Saturn's atmosphere. Science, 307, 1243-1247, 2005.
Potter A.E., Killen R.M., Morgan T.H. The distant sodium tail of Mercury,
in: Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. Chicago, # 8020,
2001.
Poulet F., Cruikshank D.P., Cuzzi J.N. et al. Compositions of Saturn's
rings A, B, and C from high resolution near-infrared spectroscopic
observations. Astron. Astroph., 412, 305-316, 2003.
Poulet F., Cruikshank D.P., Cuzzi J.N. et al. Compositions of Saturn's
rings A, B, and C from high resolution near-infrared spectroscopic
observations. Astron. Astroph., 412, 305-316, 2003.
Ravat D., Miller J. Analytic signal in the interpretation of Mars southern
highlands magnetic field. Lunar and Planetary Science XXXV. Houston. LPI,
# 1047. 2004.
Richmond N.C., Hood L.L. Paleomagnetic pole positions of Mars. Lunar and
Planetary Science XXXIV. Houston. LPI, # 1721. 2003.
Reedy R.C., Arnold J.R., Lal D. Cosmic-ray record in solar system matter.
Annu. Rev. Nucl. Part. Sci., 33, 505-537, 1983.
Ruiz J. Heat flow and depth to a possible internal ocean on Triton. Icarus,
166, 436-439, 2003.
Russell C.T., Baker D.N., Slavin J.A. The magnitosphere of Mercury, in:
Mercury (F.Vilas, C.R.Chapman, M.S.Matthews eds), The Univ. Arizona Press,
Tucson, pp.514-561, 1988.
Russell C.T. The magnetic field and magnetosphere of Mercury, in: Mercury:
Space Environment, Surface, and Interior. Chicago, # 8058, 2001.
Ruzmaikin A.A., Starchenko S.V. On the origin of Uranus and Neptune
magnetic fields. Icarus, 93, 82-87, 1991.
Sasaki T., Kanno A., Ishiguro M. et al. Search for Nonmethane Hydrocarbons
on Pluto. Astrophys. J., 618, L57-L60, 2005.
Saumon D., Guillot T. Shock Compression of Deuterium and the Interiors of
Jupiter and Saturn. Astrophys. J., 609, 1170-1180, 2004.
Saur J., Neubauer F.M., Connerney J.E.P. et al. Plasma interaction of Io
with its plasma torus, in: Jupiter. The planet, satellites and
magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press,
Cambridge, pp. 537-560, 2004.
Saur J., Strobel D.F. Atmospheres and plasma interactions at Saturn's
largest inner icy satellites. Astrophys. J., 620, L115-L118, 2005.
Schubert G., Ross M. N., Stevenson D. J., Spohn T. Mercury's thermal
history and the generation of its magnetic field, , in: Mercury (F.Vilas,
C.R.Chapman, M.S.Matthews eds), The Univ. Arizona Press, Tucson, pp.429-
460, 1988.
Schubert G., Anderson J. D. et al. Interior compositions, structure and
dynamics of the Galilean satellites, in: Jupiter. The planet, satellites
and magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press,
Cambridge, pp. 281-308, 2004.
Schulz M., McNab M.C. et al. Magnetospheric configuration of Neptune, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 233-277, 1996.
Shemansky D.E., Stewart A.I.F., West R.A. et al. The Cassini UVIS stellar
probe of the Titan atmosphere. Science, 308, 978-982, 2005.
Sheppard S.S., Jewitt D.C. The irregular satellites of Jupiter. Bull. Am.
Astron. Soc, 34, p. 881, 2002.
Sicardy B., Widemann T., Lellouch E. et al. Large changes in Pluto's
atmosphere as revealed by recent stellar occultations. Nature, 424, 168-
170, 2003.
Siegfried R.W., Solomon S.C. Mercury: Internal structure and thermal
evolution. Icarus, 23, 192-205, 1974.
Sjogren W.L., Banerdt W.B., Chodas P.W. et al. The Venus gravity field and
other geodetic parameters, in: Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere,
and Solar Wind Environment (S.W.Bouger, D.M.Hunten, R.J.Phillips eds), The
Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 1125-1162, 1997.
Smith G. R., Shemansky D.E. et al. Monte Carlo modelling of exospheric
bodies: Mercury. J. Geophys. Res., 83, 3783-3790, 1978.
Smith M. et al. Mars exploration rovers Mini-TES atmospheric results. 35th
COSPAR Scientific assembly, Paris, France, July 2004. Abstracts. A-03236.
2004.
Spenner K., Knudsen W.C., Lotze W. Suprathermal electron fluxes in the
Venus hightside ionosphere at moderat and high solar activity. J. Geophys.
Res., 101, 4557-4564, 1995.
Spilker L., Ferrari C., Cuzzi J.N. et al. Saturn's rings in the thermal
infrared. Planet. & Space Sci., 51, 929-935, 2003.
Sprague A.L. A diffusion source for sodium and potassium in atmosphere of
Mercury and the Moon. Icarus, 84, 93-105, 1990.
Sprague A.L. Mercury's atmospheric species, in: Mercury: Space Environment,
Surface, and Interior. Chicago, # 8007, 2001.
Stallard T., Miller S. et al. On the dynamics of the Jovian ionosphere and
thermosphere. II. The measurement of H3+ vibrational temperature, column
density, and total emission. Icarus, 156, 498-514, 2002.
Stanley S., Bloxham J. Convective-region geometry as the cause of Uranus'
and Neptune's unusual magnetic fields. Nature, 428, 151-153, 2004.
Stern A., Mitton J. Pluto and Charon. New York: John Wiley & Sons, 1998.
Stern S.A., Yelle R.V. Pluto and Charon, in: Encyclopedia of the Solar
System (P. R. Weissman, L. McFadden and T. V. Johnson, eds.), Academic
Press, Inc., N. Y., pp. 499-518, 1999.
Stern S.A. The Pluto-Charon system. Annu. Rev. Astron. Astrophys., 30, 185-
233, 1992.
Stevenson D.J. On the nature of the magnetic fields of Jupiter and Saturn.
BAAS, 32, p.1021, 2000.
Stewart A.I. Mariner 6 and 7 ultraviolet spectrometer experiment:
Implication of CO2+, CO, and O airglow. J. Geophys. Res., 77, 54-68,
1972.
Strobel D.F., Summers M.E. Triton's upper atmosphere and ionosphere, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 1107-1148, 1996.
Taylor F. W., Atreya S. K., Encrenaz Th. et al. The composition of the
atmosphere of Jupiter, in: Jupiter. The planet, satellites and
magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1, Cambridge Univ. Press,
Cambridge, pp. 59-78, 2004.
The Astronomical Almanac for the year 2001. U.S. Naval Observatory;
Royal Greenwich Observatory, Publisher: Washington: USGPO and London:
HMSO, 2000.
The National Space Science Data Center (NSSDC), NASA, 2005.
(http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/)
Theis R.G., Brace L.H. Solar cycle variations of electron density and
temperature in the Venusian nightside ionosphere. Geophys. Res. Lett. 20,
2719-2722, 1993.
Thiessenhusen K.-U., Krivov A.V. et al. A dust cloud around Pluto and
Charon. Planet. Space Sci., 50, 79-87, 2002.
Thomas P.C., Veverka J., Helfenstein P. Neptune's small satellites, in:
Neptune and Triton (D.P. Cruikshank, ed.), Univ. Arizona Press, Tucson,
pp. 685-699, 1996.
Tobie G., Grasset O., Lunine J.I. et al. Titan's internal structure
inferred from a coupled thermal-orbital model. Icarus, 175, 496-502, 2005.
Urey H.C. The origin and developmentof the Earth and other terrestrial
planets. Geochim. Cosmochim. Acta, 1, 209-277, 1951.
Urey H.C. The Planets: Their Origin and Development. New Haven: Yale Univ.
Press, 1952.
Van Hollebeke M.A.I., Ma Sung L.S., McDonald F.B. The variation of solar
proton spectra and size distribution with heliolongitude. Solar Phys., 41.
189-223, 1975.
Veverka J., Helfenstein P. et al. Photometry and polarimetry of Mercury,
in: Mercury (F.Vilas, C.R.Chapman, M.S. Matthews eds.), Univ. Arizona
Press, Tucson, pp. 101-117, 1988.
Waite J.H., Niemann H., Yelle R.V. et al. Ion Neutral Mass Spectrometer
Results from the First Flyby of Titan. Science, 308, 982-986, 2005.
Walker R.M. Interaction of energetic nuclear particles in space with the
lunar surface. Ann. Rev. Earth Planet. Sci., 3, 99-128, 1975.
Weidenschilling S.J. The distribution of mass in the planetary system and
the solar nebula. Astrophys. Space Sci., 51, 152-158, 1977.
West R.A., Baines K.H., Pollack J.B. et al. Clouds and aerosols in the
Uranian atmosphere, in: Uranus (A92-18701 05-91). University of Arizona
Press, Tucson, pp. 296-324, 1991.
West R.A., Baines K.H., Friedson A.J. et al. Jovian clouds and haze, in:
Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al.,
eds), V. 1, Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 79-104, 2004.
Williams M.A., Mottinger N.A., Panagiotacopulos N.D. Venus gravity field:
Pioner Venus orbiter navigation results. Icarus, 56, 3, 578-589, 1983.
Yelle R.V., Lunine J.I. et al. Lower atmospheric structure and surface-
atmosphere interactin on Triton, in: Neptune and Triton (D.P. Cruikshank,
ed.), Univ. Arizona Press, Tucson, pp. 1031-1106, 1996.
Yelle R.V., Miller S. Jupiter's thermosphere and ionosphere, in: Jupiter.
The planet, satellites and magnetosphere (F. Bagenal et al., eds), V. 1,
Cambridge Univ. Press, Cambridge, pp. 185-219, 2004.
Yoder C.F. Astrometric and Geodetic properties of Earth and the Solar
System, in: Global Earth Physics, A Handbook of Physical Constants, AGU
Reference Shelf 1, AGU, 1995. (http://ssd.jpl.nasa.gov)
Young D.T., Berthelier J.-J., Blanc M. et al. Composition and Dynamics of
Plasma in Saturn's Magnetosphere. Science, 307, 1262-1266, 2005.
Young L.A., Olkin C.B., Elliot J.L. et al. The Charon-Pluto mass ratio from
MKO astrometry. Icarus, 108, 186-199, 1994.
Yuan D.N., Sjogren W.L., Konopliv A.S., Kucinskas A.B. The Gravity Field of
Mars: A 75th Degree and Order Model. J. Geophys. Res., 106, E10, pp.
23377-23401, 2001.
Zook H.A. The state of meteoritic material on the Moon. Proc. Lunar Sci.
Conf. 6th, pp. 1653-1672, 1975.
Zuber M.T., Neumann G.A., McGovern P.J. et al. An improved model of the
crustal structure of Mars. Lunar and Planetary Science XXXV. Houston. LPI,
# 1827. 2004.
Zurec R.W. Introduction to the Mars atmosphere, in: Mars (H.H. Kieffer,
B.M.Jakosky, C.W. Snyder et al. eds), The Univ. Arizona Press, Tucson &
London, pp. 799-817, 1992.



4.13 словарь терминов к Главе 4:

Аккреция - процесс захвата разреженного вещества из окружающего
пространства гравитационным полем небесного тела с последующим падением
части этого вещества на поверхность тела. Термин «аккреция» широко
используется в астрономии при описании захвата и падения межзвёздного и
межпланетного газа и пыли на поверхность звёзд и планет. К аккреции относят
также перетекание вещества в двойных звёздных системах с одного компонента
на другой. Аккреция вещества на конечные продукты звёздной эволюции - белые
карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры - сопровождается значительным
выделением гравитационной энергии в виде излучения. В Солнечной системе
аккреция играла важную роль при формировании планет из вещества
протопланетного диска. В областях звездообразования наблюдается аккреция
дозвёздного вещества на формирующиеся звёзды.


Альбедо - доля световой энергии, отраженная поверхностью тела. Различают
несколько видов альбедо. Истинное, или ламбертово, альбедо,
совпадающее с коэффициентом диффузного отражения, - это отношение
потока, рассеянного плоским элементом поверхности во всех
направлениях, к падающему на него потоку. Если поверхность
освещается и наблюдается вертикально, то такое истинное альбедо
называют нормальным. В астрономии часто используют геометрическое,
или плоское, альбедо - отношение освещенности у Земли, создаваемой
планетой в полной фазе, к освещенности, которую создал бы плоский
абсолютно белый экран того же размера, что и планета, отнесенный на
ее место и расположенный перпендикулярно лучу зрения и солнечным
лучам. Для расчета энергетического баланса планет используется
сферическое альбедо ("альбедо Бонда"). Это отношение отраженного
всей планетой потока излучения к падающему на нее потоку.


Астероид - малая планета, т. е. твердое тело, обычно неправильной формы,
размер которого, как правило, не превосходит 1000 км. Астероиды движутся
вокруг Солнца в поясе астероидов (на гелиоцентрических расстояниях 2-3
а.е.), либо по орбите Юпитера, в резонансе 1:1 с ним, в одной из групп тел,
называемых «греками» или «троянцами», либо в группе астероидов,
сближающихся с Землей (Аполлонцы, Атонцы и Амурцы). Крупнейшие среди
астероидов - Церера (диаметр 974 км), Паллада (538 км) и Веста (526 км).
Они настолько массивны, что под действием собственной гравитации приняли
почти сферическую форму.

Астрономическая единица (а.е.) - единица длины, равная среднему
расстоянию между центрами Земли и Солнца, т. е. равная большой полуоси
земной орбиты. 1 а.е. = 149597870 ( 2 км.

Гравитационная аномалия (планетная) - локальная особенность
околопланетного гравитационного поля, вызванная особенностью структуры
или состава верхних слоев планетного тела.

Дифференциация планетных недр (гравитационная, или плотностная) -
разделение вещества планетных недр по удельному весу под влиянием силы
тяжести. Дифференциация вещества с глубиной по составу приводит к
формированию у планеты ядра, мантии и коры в виде концентрических
оболочек.

Динамо-эффект - самовозбуждение магнитных полей вследствие движения
проводящей жидкости или газовой плазмы. Этот эффект привлекают для
объяснения происхождения и поддержания магнитных полей небесных тел.
Развитию динамо-эффекта способствует дифференциальное вращение и
конвективное движение в недрах тела.

Диссипация атмосфер - ускользание газов из атмосфер небесных тел,
вызванное тепловым движением атомов и молекул. Диссипация происходит из
верхних, разреженных слоев атмосферы, где длина свободного пробега атома
или молекулы сравнима со шкалой высот. Атмосферу покидают частицы,
тепловая скорость которых превосходит вторую космическую скорость [pic],
где M - масса планеты, r - расстояние от ее центра, G - гравитационная
постоянная. Интенсивность диссипации атмосферы определяется тем,
насколько характерная скорость теплового движения атомов и молекул
([pic], где m - масса частицы, T - температура газа, k - постоянная
Больцмана) близка ко второй космической скорости. Поэтому первыми из
атмосферы уходят легкие газы - водород, гелий. За критерий устойчивости
атмосферы можно принять условие [pic] , при котором время диссипации
атмосферы превышает время существования планеты (несколько миллиардов
лет).

Ионосфера - слой атмосферы от мезопаузы (82 км для Земли) до экзосферы
(около 800 км), богатый ионизованными атомами воздуха. Кинетическая
температура газа в ионосфере около 1500 њC (меняется с активность Солнца)
и может достигать 3000 њC в областях полярных сияний.

Кора (планетного тела) - внешняя твердая оболочка, перекрывающая мантию и
слагающая верхнюю часть литосферы. Кора отделяется от подстилающего
субстрата по скачкообразному изменению скорости распространения
сейсмических волн (на Земле и на Луне - раздел Мохоровичича).

Летучие - вещества и соединения с низкой температурой кипения.

Лунация - полный цикл смены фаз Луны (около 29,5 сут).

Магнитосфера - полость в набегающем на планету сверхзвуковом потоке
замагниченной плазмы солнечного ветра, возникшая из-за взаимодействия
этого потока с магнитным полем планеты. В грубом приближении можно
считать, что магнитное поле планеты полностью вытесняет плазму солнечного
ветра из этой полости. На самом деле как межпланетная, так и ионосферная
плазма частично проникают в магнитосферу. В "ловушках", образуемых
магнитным полем планеты, могут удерживаться заряженные частицы высокой
энергии, ускоряющиеся в самой магнитосфере. Скопления таких частиц
образуют радиационные пояса планет.

Мантия - оболочка планетного тела, располагающаяся ниже коры и выше ядра.
В зависимости от физических условий и фазового состава может
подразделяться на несколько зон (у Земли - верхняя и нижняя мантия с
переходной зоной между ними)(Слюта и др., 1995).

Мезосфера - атмосферный слой, лежащий над стратосферой и простирающийся
от стратопаузы (высота 50 км для Земли) до мезопаузы (около 82 км). В
мезосфере температура понижается с высотой до -110 њC, вследствие чего
сильно развита вертикальная конвекция и турбулентность. В верхней части
мезосферы из кристаллов воды образуются серебристые облака.

Метеороид - небольшое твердое тело в космическом пространстве, обычно -
фрагмент кометы и астероида. Влетая в атмосферу Земли со скоростью более
11 км/с, метеороиды раскаляются и испаряются, ионизуя и возбуждая при
этом атомы воздуха, из-за чего возникает наблюдаемый яркий след - метеор.
Наиболее мощные метеоры - болиды - бывают видны даже днем. Они часто
сопровождаются падением на поверхность Земли метеоритов.

Объекты Эджворта-Койпера (или объекты пояса Койпера) - множество твердых
ледяных тел с диаметрами примерно до 1000 км, находящихся за орбитой
Нептуна и образующих пояс в диапазоне гелиоцентрических расстояний 30-50
а.е. Первые тела этого пояса были обнаружены в начале 90-х годов XX в., а в
настоящее время их известно уже около 1000. По параметрам орбит объекты
Эджворта-Койпера делят на два класса. Класс "плутино" объединяет те из них,
которые (как и Плутон) движутся в резонансе 3:2 с Нептуном по довольно
эллиптичным орбитам: их большие полуоси - около 39 а. е., эксцетриситеты -
0,11-0,35, наклоны орбит к эклиптике - от 0 до 20(. Во второй, более
многочисленный класс входят "типичные объекты пояса Койпера", движущиеся по
орбитам, близким к круговым, с большими полуосями от 40 до 48 а.е. и
наклонами орбит от 0 до 40(.


Парниковый эффект - удержание тепла у поверхности планеты, вызванное
непрозрачностью ее атмосферы к инфракрасному излучению, которое
служит основным агентом теплоотдачи планет. Особенно сильно
парниковый эффект атмосферы проявляется на Венере, имеющей
вследствие этого высокую температуру поверхности.

Пояс астероидов - область Солнечной системы, заключенная между орбитами
Марса и Юпитера и населенная малыми планетами, астероидами. Эту область
пространства часто называют также «Главным поясом астероидов», имея в виду,
что орбиты некоторых астероидов лежат вне этой области. С уменьшением
размера астероида их количество в Поясе возрастает: только у 30-ти из них
диаметр превышает 200 км, еще около 250-ти имеют диаметры до 100 км;
астероидов с диаметрами более 1 км порядка 100 тыс. Некоторые из них
образуют двойные системы или имеют спутники.

Предел (или радиус сферы) Роша - минимальное расстояние до центра планеты,
на котором разность гравитационных сил, действующих на ближайшую или
наиболее удаленную точку поверхности и центр какого-либо естественного
спутника планеты, сравнима с величиной силы самогравитации этого спутника.
Ближе этого расстояния естественный спутник может распасться под действием
приливных сил на более мелкие фрагменты (напр., Субботин, 1949).

Приливная сила - составляющая силы тяготения, связанная с неоднородностью
поля гравитационного ускорения. У протяженного тела, находящегося в
неоднородном гравитационном поле, приливная сила вызывает внутреннее
напряжение. Например, разные части Земли испытывают различное (как по
величине, так и по направлению) притяжение к Луне; в результате
статическая деформация земного шара составляет 0,5 м, а динамические
эффекты, связанные с вращением Земли, значительно усиливают амплитуду
приливов, например, на море - до нескольких метров.

Резонанс (соизмеримость орбитального движения) - такое движение двух тел
в планетной системе, когда их орбитальные периоды находятся в простом
соотношении друг с другом. Например, для орбитальных периодов Юпитера (PJ
= 11,8677 лет), Сатурна (PS = 29,6661 лет), Нептуна (PN = 164,491 лет) и
Плутона (PP = 245,73 лет) весьма точно выполняются соотношения: PS/PJ =
5/2 и PP/PN = 3/2. Группы астероидов "греки" и "троянцы" демонстрируют
простейший резонанс с Юпитером: отношение их периодов 1:1. При этом
астероиды совершают устойчивое либрационное движение ("покачивание")
вблизи точек Лагранжа L4 и L5, отстоящих на равное расстояние от Юпитера
и Солнца.

Синхронное вращение - совпадение периодов орбитального и осевого вращения
планеты или ее спутника. Например, Луна всегда повернута к Земле одной
стороной из-за совпадения ее суточного периода и месячного периода
обращения вокруг Земли.

Скорость ускользания (вторая космическая скорость) - скорость, при
которой кинетическая энергия объекта по абсолютной величине равна его
потенциальной гравитационной энергии в поле тяготения планеты.
Определяется по формуле [pic], где M - масса планеты, r - расстояние от
ее центра, G - гравитационная постоянная. Имея такую скорость, объект
(например, космический аппарат или нейтральный атом) может удалиться от
планеты "на бесконечность".

Солнечный ветер - постоянное истечение плазмы из атмосферы Солнца.
Средний поток вещества, теряемого при этом Солнцем, составляет около 10-
14 M(/год, а его скорость в окрестности Земли около 400 км/с. Солнечный
ветер образуется при газодинамическом расширении солнечной короны в
межпланетное пространство. Он заполняет собой Солнечную систему до
гелиоцентрических расстояний ~100 а. е., где встречается с межзвездной
средой.

Стратосфера - слой земной атмосферы, лежащий над тропосферой и
начинающийся с высот 8-10 км в полярных областях и 16-18 км в
экваториальных; простирается до высот 50 км, где расположена верхняя
граница стратосферы - стратопауза. В стратосфере температура в среднем
растет с высотой от -80 њC (тропики) . -50 њC (полярные области) в
тропопаузе до приблизительно 0 њC в стратопаузе. Причина в том, что
источник тепла - слой озона (O3), поглощающий солнечный ультрафиолет, -
находится в верхней части стратосферы. Максимальное содержание озона в
полярных областях наблюдается на высотах 15-20 км, в умеренных широтах -
20-25 км и в тропиках - на высотах 25-30 км; выше содержание озона
убывает и на высоте 70 км сходит на нет. Рост температуры с высотой
делает стартосферу устойчивой: в ней отсутствуют вертикальные
конвективные движения.

Тропосфера - нижний слой атмосферы, в котором температура в среднем
убывает с высотой. В тропиках этот слой постирается от земной поверхности
до высоты 15-17 км, в умеренных широтах - до высоты 10-12 км, над полюсами
- до 8-9 км. Источником тепла для тропосферы служит нагретая Солнцем
земная поверхность. Поэтому для тропосферы характерны сильные вертикальные
движения и перемешивание. Средний вертикальный градиент температуры в
тропосфере -6њC/км. В тропосфере сосредоточено 4/5 всей массы атмосферного
воздуха, а также почти весь водяной пар атмосферы. Тропосфера испытывает
сильное влияние подстилающей поверхности: различное нагревание суши и
моря, заснеженных и свободных от снега пространств, теплые и холодные
морские течения создают температурные различия в прилегающих слоях
атмосферы, вызывая теплые и холодные воздушные течения. (Хромов С.П.,
Петросянц М.А. Метеорология и климатология. М.: Из-во МГУ, 1994, с. 43-46)

Шкала высот - характерное расстояние по вертикали, на котором давление и
плотность газа в изотермической атмосфере планеты изменяется в e раз. Из
условия гидростатического равновесия (dp = -g(dh) для идеального газа (p
= ( (T/(), в котором можно считать температуру (T) и ускорение силы
тяжести (g) постоянными, получим барометрическое уравнение:
[pic]

где ( - универсальная газовая постоянная, ( - молекулярный вес, p0 -
давление на уровне h = 0. Значит, при неизменной температуре газовое
давление в атмосфере убывает с высотой экспоненциально. Шкала высот (H)
определяется соотношением:
[pic]
Если бы плотность атмосферы не менялась с высотой, то при давлении у
поверхности p0 она имела бы полную толщину H. Поэтому величину H называют
также высотой однородной атмосферы.

Экзосфера (внешняя атмосфера) - атмосферные слои выше 800-1000 км (для
Земли), где длина свободного пробега частиц газа превышает высоту
однородной атмосферы. В экзосфере частицы движутся по эллиптическим
орбитам, а если приобретаю скорость больше скорости ускользания, то
вообще покидают планету. Наиболее интенсивно из экзосферы ускользают
атомы водорода и гелия.

Эклиптика - видимый путь Солнца на небесной сфере в течение тропического
года. Плоскость эклиптики - это плоскость орбиты Земли в ее движении
вокруг Солнца.

-----------------------
[pic]


[pic]

[pic]

[pic]

[pic]

[pic]

[pic]

[pic]


[pic]


[pic]

[pic]


[pic]


[pic]