Планеты Солнечной системы

2.7 Уран и его спутники

Уран имеет цвет морской волны и выглядит невыразительно, поскольку верхние слои его атмосферы заполнены туманом. Ось планеты наклонена к орбитальной оси на 98,5°, т.е. лежит почти в плоскости орбиты. Поэтому каждый из полюсов некоторое время обращен прямо на Солнце, а затем на полгода (42 земных года) уходит в тень. Атмосфера Урана содержит в основном водород, 12-15% гелия и немного других газов. Температура атмосферы около 50 К, хотя в верхних разреженных слоях она поднимается до 750 К днем и 100 К ночью. Магнитное поле Урана по напряженности у поверхности немного слабее земного, а его ось наклонена к оси вращения планеты на 55°. О внутренней структуре планеты известно мало. Вероятно, облачный слой простирается до глубины 11 000 км, затем следует горячий водяной океан глубиной 8000 км, а под ним расплавленное каменное ядро радиусом 7000 км. В 1976 году были открыты уникальные кольца Урана, состоящие из отдельных тонких колечек, самая широкая из которых имеет толщину 100 км. Кольца расположены в диапазоне расстояний от 1,5 до 2,0 радиусов планеты от ее центра. В отличие от колец Сатурна кольца Урана состоят из крупных темных камней. Полагают, что в каждом кольце движется маленький спутник или даже два спутника, как в кольце Сатурна. Открыто 20 спутников Урана. Крупнейшие - Титания и Оберон - диаметром по 1500 км. Есть еще 3 крупных, размером более 500 км, остальные очень маленькие. Спектры поверхности пяти крупных спутников указывают на большое количество водяного льда. Поверхности всех спутников покрыты метеоритными кратерами.

2.8 Нептун

Внешне Нептун похож на Уран; в его спектре также доминируют полосы метана и водорода. Поток тепла от Нептуна заметно превышает мощность падающего на него солнечного тепла, что указывает на существование внутреннего источника энергии. Возможно, значительная часть внутреннего тепла выделяется в результате приливов, вызванных массивным спутником Тритоном, который обращается в обратном направлении на расстоянии 14,5 радиуса планеты. «Вояджер-2», пролетев в 1989 на расстоянии 5000 км от облачного слоя, обнаружил у Нептуна еще 6 спутников и 5 колец. В атмосфере были открыты Большое Темное Пятно и сложная система вихревых потоков. На розоватой поверхности Тритона обнаружились удивительные геологические детали, включая мощные гейзеры.

2.9 Плутон

У Плутона сильно вытянутая и наклоненная орбита; в перигелии он приближается к Солнцу на 29,6 а.е. и удаляется в афелии на 49,3 а.е. В 1989 Плутон прошел перигелий; с 1979 по 1999 он был ближе к Солнцу, чем Нептун. Однако из-за большого наклона орбиты Плутона его путь никогда не пересекается с Нептуном. Средняя температура поверхности Плутона 50 К, она изменяется от афелия к перигелию на 15 К, что весьма заметно при таких низких температурах. В частности, это приводит к появлению разреженной метановой атмосферы в период прохождения планетой перигелия, но ее давление в 100 000 раз меньше давления земной атмосферы. Плутон не может долго удерживать атмосферу - ведь он меньше Луны. Спутник Плутона Харон обращается за 6,4 сут близко от планеты. Его орбита очень сильно наклонена к эклиптике, так что затмения происходят лишь в редкие эпохи прохождения Земли через плоскость орбиты Харона. Яркость Плутона регулярно меняется с периодом 6,4 сут. Следовательно, Плутон вращается синхронно с Хароном и на поверхности у него есть крупные пятна. По отношению к размеру планеты Харон очень велик. Часто пару Плутон - Харон называют «двойной планетой». Одно время Плутон считали «сбежавшим» спутником Нептуна, но после открытия Харона это выглядит маловероятным.

2.10 Поиск планет в Солнечной системе

Учёные не раз высказывали предположения о возможности существования планеты, более близкой к Солнцу, чем Меркурий. Леверье, предсказавший открытие Нептуна, исследовал аномалии в движении перигелия орбиты Меркурия и на основе этого предсказал существование внутри его орбиты новой неизвестной планеты. Вскоре появилось сообщение о её наблюдении и планете даже присвоили имя - Вулкан. Но открытие не подтвердилось. В 1977 году американский астроном Коуэл открыл очень слабый объект, который окрестили «десятой планетой». Но для планеты объект оказался слишком мал (ок. 200 км). Его назвали Хироном и отнесли к астероидам, среди которых он был тогда самым далеким: афелий его орбиты удален на 18,9 а.е. и почти касается орбиты Урана, а перигелий лежит сразу за орбитой Сатурна на расстоянии 8,5 а.е. от Солнца. При наклоне орбиты всего 7° он действительно может близко подходить к Сатурну и Урану. Вычисления показывают, что такая орбита неустойчива: Хирон либо столкнется с планетой, либо будет выброшен из Солнечной системы.

Время от времени публикуются теоретические предсказания о существовании крупных планет за орбитой Плутона, но до сих пор они не подтверждались. Анализ кометных орбит показывает, что до расстояния 75 а.е. планет крупнее Земли за Плутоном нет. Однако вполне возможно существование в этой области большого количества малых планет, обнаружить которые не просто. Существование этого скопления занептуновых тел подозревалось уже давно и даже получило название - пояс Койпера, по имени известного американского исследователя планет. Тем не менее, обнаружить первые объекты в нем удалось лишь недавно. В 1992-1994 гг. было открыто 17 малых планет за орбитой Нептуна. Из них 8 движутся на расстояниях 40-45 а.е. от Солнца, т.е. даже за орбитой Плутона. Ввиду большой удаленности блеск этих объектов чрезвычайно слаб; для их поиска годятся лишь крупнейшие телескопы мира. Поэтому до сих пор систематически просмотрено всего около 3 квадратных градусов небесной сферы, т.е. 0,01% ее площади. Поэтому ожидается, что за орбитой Нептуна могут существовать десятки тысяч объектов, подобных обнаруженным, и миллионы более мелких, диаметром 5-10 км. Судя по оценкам, это скопление малых тел в сотни раз массивнее пояса астероидов, расположенного между Юпитером и Марсом, но уступает по массе гигантскому кометному облаку Оорта.

Объекты за Нептуном пока трудно отнести к какому-либо классу малых тел Солнечной системы - к астероидам или к ядрам комет. Новооткрытые тела имеют размер 100-200 км и довольно красную поверхность, что указывает на её древний состав и возможное присутствие органических соединений. Тела «пояса Койпера» в последнее время обнаруживают весьма часто (к концу 1999 года их открыто ок. 200). Некоторые планетологи считают, что Плутон было бы правильнее называть не «самой маленькой планетой», а «крупнейшим телом пояса Койпера».

Глава III. Сравнительный анализ планет Солнечной системы

Важнейшим параметром, определяющим состав планеты, служит средняя плотность (полная масса, делённая на полный объем). Её значение сразу указывает, какова планета - «каменная» (силикаты, металлы), «ледяная» (вода, аммиак, метан) или «газовая» (водород, гелий). Хотя поверхности Меркурия и Луны поразительно похожи, их внутренний состав совершенно различен, поскольку средняя плотность Меркурия в 1,6 раза выше, чем у Луны. При этом масса Меркурия невелика, а значит, его высокая плотность в основном обязана не сжатию вещества под действием силы тяжести, а особому химическому составу: Меркурий содержит по массе 60-70% металлов и 30-40% силикатов. Содержание металлов на единицу массы у Меркурия значительно выше, чем у любой другой планеты. Венера вращается настолько медленно, что её экваториальное вздутие измеряется лишь долями метра (у Земли - 21 км) и совершенно не может сообщить что-либо о внутренней структуре планеты. Её гравитационное поле коррелирует с топографией поверхности, в отличие от Земли, где континенты «плавают». Возможно, континенты Венеры фиксируются жесткостью мантии, но не исключено, что рельеф Венеры динамически поддерживается энергичной конвекцией в ее мантии. Поверхность Земли существенно моложе поверхностей других тел Солнечной системы. Причиной этого в основном служит интенсивная переработка вещества коры в результате тектоники плит. Заметно влияет и эрозия под действием жидкой воды. На поверхностях большинства планет и спутников доминируют кольцевые структуры, связанные с ударными кратерами или вулканами; на Земле тектоника плит привела к тому, что ее крупнейшие возвышенности и низменности носят линейный характер. Примером служат горные хребты, вырастающие в местах столкновения двух плит; океанические желоба, отмечающие места, где одна плита уходит под другую (зоны субдукции); а также срединно-океанические хребты в тех местах, где две плиты расходятся под действием всплывающей из мантии молодой коры (зоны спрединга). Таким образом, рельеф земной поверхности отражает динамику её недр. Небольшие образцы верхней мантии Земли становятся доступны для лабораторного изучения, когда они поднимаются к поверхности в составе магматических пород. Известны ультраосновные включения (ультрабазиты, бедные силикатами и богатые Mg и Fe), содержащие минералы, которые формируются только при высоком давлении (например, алмаз), а также парные минералы, способные сосуществовать только в том случае, если они сформировались при высоком давлении. Эти включения позволили с достаточной точностью оценить состав верхней мантии до глубины ок. 200 км. Минералогический состав глубинной мантии известен не так хорошо, поскольку пока нет точных данных о распределении температуры с глубиной и не воспроизведены в лаборатории основные фазы глубинных минералов. Ядро Земли подразделяют на внешнее и внутренее. Внешнее ядро не пропускает поперечные сейсмические волны, следовательно, оно жидкое. Однако на глубине 5200 км вещество ядра вновь начинает проводить поперечные волны, но с низкой скоростью; это означает, что внутреннее ядро частично «заморожено». Плотность ядра ниже, чем была бы у чистой железо-никелевой жидкости, вероятно, из-за примеси серы. Четверть марсианской поверхности занимает возвышенность Фарсида, поднявшаяся на 7 км относительно среднего радиуса планеты. Именно на ней расположено большинство вулканов, при формировании которых лава растекалась на большое расстояние, что характерно для расплавленных пород, богатых железом. Одна из причин огромного размера марсианских вулканов (крупнейших в Солнечной системе) состоит в том, что, в отличие от Земли, у Марса нет плит, движущихся относительно горячих очагов в мантии, поэтому вулканы долго растут на одном месте. У Марса нет магнитного поля и не обнаружена сейсмическая активность. В его грунте оказалось много окислов железа, что указывает на слабую дифференциацию недр. Многие планеты излучают больше тепла, чем получают от Солнца. Количество тепла, выработанное и сохранившееся в недрах планеты, зависит от ее истории. Для формирующейся планеты главным источником тепла служит метеоритная бомбардировка; затем тепло выделяется в ходе дифференциации недр, когда наиболее плотные компоненты, такие, как железо и никель, оседают к центру и формируют ядро. Юпитер, Сатурн и Нептун всё ещё излучают тепло, запасённое ими в период формирования 4,6 млрд. лет назад. У планет земного типа важным источником нагрева в нынешнюю эпоху служит распад радиоактивных элементов - урана, тория и калия, - входивших в небольшом количестве в исходный хондритный (солнечный) состав. Рассеяние энергии движения в приливных деформациях - так называемая «приливная диссипация» - служит главным источником нагрева Ио и играет заметную роль в эволюции некоторых планет, вращение которых (например, Меркурия) замедлили приливы. Поперечные сейсмические волны проходят сквозь земные недра за минуты. В геологической шкале времени, измеряемой миллионами лет, породы деформируются пластически, если к ним постоянно приложено значительное напряжение. Поразительно, что земная кора все еще выпрямляется, возвращаясь к прежней форме, которую она имела до последнего оледенения, закончившегося 10 000 лет назад. Изучив возраст поднявшихся берегов Скандинавии, Н. Хаскель вычислил в 1935 году, что вязкость земной мантии в 10²³ раз больше вязкости жидкой воды. Но и при этом математический анализ показывает, что земная мантия находится в состоянии интенсивной конвекции (такое движение земных недр можно было бы увидеть в ускоренном кинофильме, где за секунду проходит миллион лет). Аналогичные вычисления показывают, что конвективными мантиями, вероятно, обладают также Венера, Марс и, в меньшей степени, Меркурий и Луна. Природа конвекции в газовых планетах-гигантах до конца ещё не изучена. Известно, что на конвективные движения сильно влияет быстрое вращение, которое существует у планет-гигантов, но экспериментально изучить конвекцию во вращающейся сфере с центральным притяжением очень нелегко. До сих пор наиболее точные эксперименты такого рода проводили в условиях микрогравитации на околоземной орбите. Эти опыты вместе с теоретическими расчетами и численными моделями показали, что конвекция происходит в трубках, вытянутых вдоль оси вращения планеты и изогнутых в соответствии с ее сферичностью. Такие конвективные ячейки за их форму прозвали «бананами». Давление у газовых планет-гигантов изменяется от 1 бар на уровне верхушек облаков до примерно 50 Мбар в центре. Поэтому их основной компонент - водород - пребывает на разных уровнях в разных фазах. При давлении выше 3 Мбар обычный молекулярный водород становится жидким металлом, подобным литию. Вычисления показывают, что Юпитер в основном состоит из металлического водорода. А Уран и Нептун, по-видимому, имеют протяжённую мантию из жидкой воды, также являющейся неплохим проводником. Внешнее магнитное поле планеты несёт важную информацию о движении её недр. Именно магнитное поле задаёт систему отсчета, в которой измеряют скорость ветра в облачной атмосфере планеты-гиганта; именно оно указывает, что в жидком металлическом ядре Земли существуют мощные потоки, а в водяных мантиях Урана и Нептуна происходит активное перемешивание. Напротив, отсутствие сильного магнитного поля у Венеры и Марса накладывает ограничения на их внутреннюю динамику. Среди планет земной группы магнитное поле Земли имеет выдающуюся интенсивность, указывая на активный динамо-эффект. Отсутствие сильного магнитного поля у Венеры не означает, что ее ядро затвердело: скорее всего, медленное вращение планеты препятствует динамо-эффекту. Уран и Нептун имеют одинаковые магнитные диполи с большим наклоном к осям планет и смещением относительно их центров; это указывает, что их магнетизм рождается в мантиях, а не в ядрах. Собственные магнитные поля имеют спутники Юпитера - Ио, Европа и Ганимед, а у Каллисто его нет. Остаточный магнетизм обнаружен у Луны. Атмосферу имеют Солнце, восемь из девяти планет и три из шестидесяти трёх спутников. Каждая атмосфера имеет свой особый химический состав и тип поведения, называемый «погодой». Атмосферы делят на две группы: у планет земного типа плотная поверхность материков или океана определяет условия на нижней границе атмосферы, а у газовых гигантов атмосфера практически бездонная. У планет земного типа тонкий (0,1 км) слой атмосферы вблизи поверхности постоянно испытывает от неё нагрев или охлаждение, а при движении - трение и турбулентность (из-за неровностей рельефа); этот слой называют приземным или пограничным. У самой поверхности молекулярная вязкость как бы «приклеивает» атмосферу к земле, поэтому даже легкий ветерок создаёт сильный вертикальный градиент скорости, который может вызывать турбулентность. Изменение температуры воздуха с высотой контролируется конвективной неустойчивостью, поскольку снизу воздух нагревается от теплой поверхности, становится легче и всплывает; поднимаясь в области низкого давления, он расширяется и излучает тепло в космос, отчего охлаждается, становится плотнее и тонет. В результате конвекции в нижних слоях атмосферы устанавливается адиабатический вертикальный градиент температуры: например, в атмосфере Земли температура воздуха уменьшается с высотой на 6,5 К/км. Такая ситуация существует вплоть до тропопаузы (греч. «тропо» - поворот, «паузис» - прекращение), ограничивающей нижний слой атмосферы, называемый тропосферой. Именно здесь происходят те изменения, которые мы называем погодой. У Земли тропопауза проходит на высотах 8-18 км; у экватора она на 10 км выше, чем у полюсов. По причине экспоненциального уменьшения плотности с высотой 80% массы атмосферы Земли заключено в тропосфере. В ней же находится почти весь водяной пар, а значит, и облака, создающие погоду. На Венере двуокись углерода и водяной пар вместе с серной кислотой и двуокисью серы поглощают почти все инфракрасное излучение, испускаемое поверхностью. Это вызывает сильный парниковый эффект, т.е. приводит к тому, что температура поверхности Венеры на 500 К выше той, которую она имела бы при прозрачной для инфракрасного излучения атмосфере. Главными «парниковыми» газами на Земле служат водяной пар и двуокись углерода, повышающие температуру на 30 К. На Марсе двуокись углерода и атмосферная пыль вызывают слабый парниковый эффект всего в 5 К. Горячая поверхность Венеры препятствует выходу серы из состава атмосферы путем ее связывания в поверхностных породах. Двуокисью серы обогащена нижняя атмосфера Венеры, поэтому в ней на высотах от 50 до 80 км присутствует плотный слой сернокислотных облаков. Незначительное количество серосодержащих веществ обнаруживается и в земной атмосфере, в особенности после мощных вулканических извержений. В атмосфере Марса сера не зарегистрирована, следовательно, его вулканы в нынешнюю эпоху неактивны. На Земле стабильное понижение температуры с высотой в тропосфере cменяется выше тропопаузы на рост температуры с высотой. Поэтому там существует чрезвычайно устойчивый слой, названный стратосферой (лат. stratum - слой, настил). Существование постоянных тонких аэрозольных слоев и длительное пребывание там радиоактивных элементов от ядерных взрывов служат прямым доказательством отсутствия перемешивания в стратосфере. В земной стратосфере температура продолжает расти с высотой вплоть до стратопаузы, проходящей на высоте ок. 50 км. Источником тепла в стратосфере служат фотохимические реакции озона, концентрация которого максимальна на высоте ок. 25 км. Озон поглощает ультрафиолетовое излучение, поэтому ниже 75 км почти все оно преобразуется в тепло. Химия стратосферы сложна. Озон в основном образуется над экваториальными областями, но его наибольшая концентрация обнаруживается над полюсами; это указывает, что на содержание озона влияет не только химия, но и динамика атмосферы. У Марса концентрация озона также выше над полюсами, в особенности над зимним полюсом. В сухой атмосфере Марса относительно мало гидроксильных радикалов (OH), разрушающих озон. Температурные профили атмосфер планет-гигантов определены по наземным наблюдениям покрытий планетами звезд и по данным зондов, в частности, по ослаблению радиосигналов при заходе зонда за планету. У каждой из планет обнаружились тропопауза и стратосфера, выше которых лежат термосфера, экзосфера и ионосфера. Температура термосфер Юпитера, Сатурна и Урана соответственно составляет ок. 1000, 420 и 800 К. Высокая температура и относительно низкая сила тяжести на Уране позволяют атмосфере простираться до колец. Это вызывает торможение и быстрое падение пылевых частиц. Поскольку в кольцах Урана все же наблюдаются пылевые полосы, там должен быть источник пыли. Хотя температурная структура тропосферы и стратосферы в атмосферах разных планет имеет много общего, их химический состав сильно различается. Атмосферы Венеры и Марса в основном состоят из углекислого газа, но представляют два крайних примера эволюции атмосферы: у Венеры атмосфера плотная и горячая, а у Марса - холодная и разреженная. Важно понять, придет ли в конце-концов земная атмосфера к одному из этих двух типов, и всегда ли эти три атмосферы были такими разными. Судьбу исходной воды на планете можно выяснить, измеряя содержание дейтерия по отношению к легкому изотопу водорода: отношение D/H налагает ограничение на количество водорода, покидающего планету. Масса воды в атмосфере Венеры сейчас составляет 10-⁵ от массы земных океанов. Но отношение D/H у Венеры раз в 100 выше, чем на Земле. Если вначале это отношение было на Земле и Венере одинаковым и запасы воды на Венере за время ее эволюции не пополнялись, то стократный рост отношения D/H на Венере означает, что когда-то на ней было раз в сто больше воды, чем сейчас. Объяснение этому обычно ищут в рамках теории «парникового улетучивания», которая утверждает, что Венера никогда не была достаточно холодной для конденсации воды на ее поверхности. Если вода всегда заполняла атмосферу в виде пара, то фотодиссоциация молекул воды приводила к выделению водорода, легкий изотоп которого улетучивался из атмосферы в космос, а оставшаяся вода обогащалась дейтерием. Большой интерес вызывает сильное различие атмосфер Земли и Венеры. Считается, что современные атмосферы планет земного типа образовались в результате дегазации недр; при этом в основном выделялись пары воды и углекислый газ. На Земле вода сосредоточилась в океане, а двуокись углерода оказалась связанной в осадочных породах. Но Венера ближе к Солнцу, там жарко и нет жизни; поэтому углекислый газ остался в атмосфере. Пары воды под действием солнечного света диссоциировали на водород и кислород; водород улетучился в космос (земная атмосфера тоже быстро теряет водород), а кислород оказался связанным в горных породах. Правда, различие этих двух атмосфер может оказаться и более глубоким: до сих пор нет объяснения тому факту, что в атмосфере Венеры значительно больше аргона, чем в атмосфере Земли. Поверхность Марса представляет сейчас холодную и сухую пустыню. В самое теплое время суток температура может слегка превышать нормальную точку замерзания воды, но низкое атмосферное давление не позволяет воде на поверхности Марса быть в жидком состоянии: лёд сразу превращается в пар. Тем не менее, на Марсе есть несколько каньонов, напоминающих русла высохших рек. Некоторые из них, по-видимому, прорыты кратковременными, но катастрофически мощными потоками воды, тогда как другие демонстрируют глубокие овраги и разветвленную сеть долин, что указывает на вероятное длительное существование равнинных рек в ранние периоды истории Марса. Имеются также морфологические указания, что старые кратеры Марса разрушены эрозией значительно сильнее, чем молодые, а это возможно лишь в случае, если атмосфера Марса была гораздо плотнее, чем сейчас. В начале 1960-х годов считалось, что полярные шапки Марса состоят из водяного льда. Но в 1966 году Р. Лейтон и Б. Мюррей рассмотрели тепловой баланс планеты и показали, что двуокись углерода должна в большом количестве конденсироваться на полюсах, а между полярными шапками и атмосферой должен поддерживаться баланс твердой и газообразной углекислоты. Любопытно, что сезонный рост и сокращение полярных шапок приводят к колебаниям давления в марсианской атмосфере на 20%. Точно неизвестно, почему давление марсианской атмосферы так сильно понизилось, вероятно, от нескольких бар в первый миллиард лет до 7 мбар сейчас. Не исключено, что выветривание поверхностных пород извлекло двуокись углерода из атмосферы, связав углерод в карбонатных породах, как это произошло на Земле. При температуре поверхности 273 К этот процесс мог уничтожить углекислотную атмосферу Марса с давлением в несколько бар всего за 50 млн. лет; очевидно, оказалось весьма трудно поддерживать теплый и влажный климат на Марсе в течение всей истории Солнечной системы. Подобный процесс также влияет на содержание углерода в земной атмосфере. Около 60 бар углерода связано сейчас в карбонатных породах Земли. Очевидно, в прошлом земная атмосфера содержала значительно больше углекислого газа, чем сейчас, и температура атмосферы была выше. Основное различие эволюции атмосферы Земли и Марса в том, что на Земле тектоника плит поддерживает круговорот углерода, тогда как на Марсе он «заперт» в породах и полярных шапках. Любопытно, что системы колец есть у каждой из планет-гигантов, но нет ни у одной планеты земного типа. Бледное кольцо Юпитера испытывает загадочное взаимодействие с его магнитным полем. Уран и Нептун окружены несколькими тонкими кольцами каждый; структура этих колец отражает их резонансное взаимодействие с близкими спутниками. Особенно интригуют исследователей три кольцевые дуги Нептуна, поскольку они четко ограничены как в радиальном, так и в азимутальном направлениях. Большой неожиданностью было открытие узких колец Урана во время наблюдения покрытия им звезды в 1977 году. Дело в том, что существует немало явлений, которые всего за несколько десятилетий могли бы заметно расширить узкие кольца: это взаимные столкновения частиц, эффект Пойнтинга - Робертсона (радиационное торможение) и плазменное торможение. С практической точки зрения узкие кольца, положение которых можно измерить с высокой точностью, оказались весьма удобным индикатором орбитального движения частиц. Прецессия колец Урана позволила выяснить распределение массы внутри планеты. Высказывалось немало догадок о происхождении колец. Важно, что они лежат внутри зоны Роша, т.е. на таком расстоянии от планеты, где взаимное притяжение частиц меньше, чем разница сил притяжения их планетой. Внутри зоны Роша из рассеянных частиц не может сформироваться спутник планеты. Возможно, вещество колец осталось «невостребованным» с момента формирования самой планеты. Но, может быть, это следы недавней катастрофы - столкновения двух спутников или разрушения спутника приливными силами планеты. Если собрать все вещество колец Сатурна, то получится тело радиусом ок. 200 км. В кольцах остальных планет вещества значительно меньше.

Заключение

Исходя из всего вышесказанного можно сделать следующие выводы:

ь Солнечная система включает в себя Солнце и обращающиеся вокруг него небесные тела - 9 планет, более 63 спутников, четыре системы колец у планет-гигантов, десятки тысяч астероидов, несметное количество метеороидов размером от валунов до пылинок, а также миллионы комет. В пространстве между ними движутся частицы солнечного ветра - электроны и протоны.

ь Солнце и планеты сформировались из единого сжимающегося облака.

ь Солнце - рядовая звезда среднего размера и среднего возраста. Это горячий газовый шар диаметром 1 390 000 км и массой в 333 000 раз больше Земли, состоящий в основном из водорода. В его центре, где давление в миллиард раз больше давления воздуха у поверхности Земли, а температура 13 000 000 К, термоядерные реакции превращают водород в гелий с выделением огромной энергии. Эта энергия постепенно достигает более холодной (5800 К) солнечной поверхности и покидает её в виде излучения и сверхзвуковых потоков заряженных и нейтральных частиц, называемых солнечным ветром.

ь Пояс астероидов, проходящий между орбитами Марса и Юпитера, делит планетную систему Солнца на две группы. Внутри него располагаются планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс), схожие тем, что это небольшие, каменистые и довольно плотные тела: их средние плотности от 3,9 до 5,5 г/см³. Они сравнительно медленно вращаются вокруг осей, лишены колец и имеют мало естественных спутников: земную Луну и марсианские Фобос и Деймос. Вне пояса астероидов находятся планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Для них характерны большие радиусы, низкая плотность (0,7-1,8 г/см³) и глубокие атмосферы, богатые водородом и гелием. Юпитер, Сатурн и, возможно, другие гиганты лишены твердой поверхности. Все они быстро вращаются, имеют много спутников и окружены кольцами. Далекий маленький Плутон и крупные спутники планет-гигантов во многом схожи с планетами земной группы.

ь В настоящее время стоит проблема теоретического поиска других планет Солнечной системы.

Список литературы

1. Бялко А.В. Наша планета - Земля. - М., 2001.

2. Горькавый Н.Н., Фридман А.М. Физика планетных колец. - М., 1994.

3. Еремеева А.И., Цицин Ф.А. История астрономии. - М., 1989.

4. Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет. - М., 1983.

5. Ксанфомалити Л.В. Парад планет. - М., 1997.

6. Магницкий В.А. Внутреннее строение и физика Земли. - М., 1965.

7. Мороз В.И. Физика планеты Марс. - М., 2003.

8. Найдыш В. М. Концепции современного естествознания. - М., 2005.

9. Рингвуд А. Происхождение Луны и Земли. - М., 1982.

10. Чемберлен Дж. Теория планетных атмосфер. - М., 2001.