Вене́ра — вторая планета Солнечной системы. Названа в честь древнеримской богини любви Венеры.

Общие сведения

Среднее расстояние Венеры от Солнца — 108 млн км (0,723 а. е.). Расстояние от Венеры до Земли меняется в пределах от 38 до 261 млн км. Её орбита очень близка к круговой — эксцентриситет составляет всего 0,0067. Период обращения вокруг Солнца равен 224,7 земных суток; средняя орбитальная скорость — 35 км/с. Наклон орбиты к плоскости эклиптики равен 3,4. По размерам Венера довольно близка к Земле. Радиус планеты равен 6051,8 км (95 % земного), масса — 4,87뜐24 кг (81,5 % земной), средняя плотность — 5,24 г/см. Ускорение свободного падения равно 8,87 м/с, вторая космическая скорость — 10,36 км/с.

Венера классифицируется как землеподобная планета, и иногда её называют сестрой Земли, потому что обе планеты похожи размерами и составом. Однако условия на двух планетах очень разнятся. Атмосфера Венеры, самая плотная среди землеподобных планет, состоит главным образом из углекислого газа. Поверхность планеты полностью скрывают облака серной кислоты, непрозрачные в видимом свете. Споры о том, что находится под густой облачностью Венеры, продолжались до XX века. В то же время атмосфера Венеры прозрачна для радиоволн, с помощью которых впоследствии и был исследован рельеф планеты.

В глубокой древности Венера, как полагают, настолько разогрелась, что подобные земным океаны, которыми, как считается, она обладала, полностью испарились, оставив после себя пустынный пейзаж с множеством плитоподобных скал. Одна из гипотез полагает, что из-за слабости магнитного поля водяной пар (расщеплённый солнечным излучением на элементы) был унесён солнечным ветром в межпланетное пространство. Установлено, что атмосфера планеты и сейчас теряет водород и кислород в соотношении 2:1.

Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92 раза больше, чем на Земле. Подробное картографирование поверхности Венеры проводилось в течение последних 22 лет, в частности проектом Магеллан. Поверхность Венеры носит яркие признаки вулканической деятельности, а атмосфера содержит серу. Есть некоторые признаки того, что вулканическая деятельность на Венере продолжается и сейчас, но доказательств этому не найдено. Удивительно низкое число ударных кратеров говорит в пользу того, что поверхность Венеры относительно молода: ей приблизительно 500 миллионов лет. Тектоники плит на Венере нет (вероятно, потому что её литосфера из-за отсутствия воды слишком вязкая и, следовательно, недостаточно подвижна), но есть много следов менее масштабных тектонических движений.

Астрономические характеристики

Венера — третий по яркости объект на небе Земли после Солнца и Луны и достигает видимой звёздной величины −4,6m . Поскольку Венера ближе к Солнцу, чем Земля, она никогда не удаляется от Солнца более чем на 47,8 (для земного наблюдателя). Поэтому обычно Венера видна незадолго до восхода или через некоторое время после захода Солнца, что дало повод называть её также Вечерняя звезда или Утренняя звезда.

Венеру легко распознать, так как по блеску она намного превосходит самые яркие звёзды. Отличительным признаком планеты является её ровный белый цвет. Венера, так же как и Меркурий, не отходит на небе на большое расстояние от Солнца. В моменты элонгаций Венера может удалиться от нашей звезды максимум на 47,8. Как и у Меркурия, у Венеры есть периоды утренней и вечерней видимости:

в древности считали, что утренняя и вечерняя Венеры — разные звёзды. Венера — третий по яркости объект на нашем небе. В периоды видимости её блеск в максимуме около — 4,4m.

В телескоп, даже небольшой, можно без труда наблюдать изменение видимой фазы диска планеты. Его впервые наблюдал в 1610 году Галилей.

Ось вращения Венеры

Венера вращается вокруг своей оси, отклонённой на 2,6 от перпендикуляра к плоскости орбиты, с востока на запад, то есть в направлении, противоположном направлению вращения большинства планет. Один оборот вокруг оси занимает 243,02 земных суток. Комбинация этих движений даёт величину солнечных суток на планете 116,8 земных суток. Интересно, что один оборот вокруг своей оси по отношению к Земле Венера совершает за 146 суток, а синодический период составляет 584 суток, то есть ровно вчетверо дольше. Поэтому в каждом нижнем соединении Венера обращена к Земле одной и той же стороной. Пока неизвестно, является ли это совпадением, или же здесь действует приливное взаимодействие Земли и Венеры.

Прохождение по диску Солнца

Так как Венера расположена ближе к Солнцу, чем Земля, с Земли можно наблюдать прохождение Венеры по диску Солнца. При этом планета предстаёт в виде маленького чёрного диска на фоне огромного светила. Однако это очень редкое явление. В течение примерно двух с половиной столетий случается четыре прохождения — два декабрьских и два июньских. Последнее произошло 6 июня 2012 года. Следующее прохождение будет только 11 декабря 2117 года.

Впервые наблюдал прохождение Венеры по диску Солнца 4 декабря 1639 года английский астроном Иеремия Хоррокс (1619—1641). Он же это явление предвычислил.

Особый интерес для науки представляли наблюдения явления Венеры на Солнце, которые сделал М. В. Ломоносов 6 июня 1761 года. Это космическое явление было также заранее вычислено и с нетерпением ожидалось астрономами всего мира. Исследование его требовалось для определения параллакса, позволявшего уточнить расстояние от Земли до Солнца (по методу, разработанному английским астрономом Э. Галлеем), что требовало организации наблюдений из разных географических точек на поверхности земного шара — совместных усилий учёных многих стран.

Аналогичные визуальные исследования производились в 40 пунктах при участии 112 человек. На территории России организатором их был М. В. Ломоносов, обратившийся 27 марта в Сенат с донесением, обосновывавшим необходимость снаряжения с этой целью астрономических экспедиций в Сибирь, ходатайствовал о выделении денежных средств на это дорогостоящее мероприятие, он составил руководства для наблюдателей и т. д. Результатом его усилий стало направление экспедиции Н. И. Попова в Иркутск и С. Я. Румовского — в Селенгинск. Немалых усилий также стоила ему организация наблюдений в Санкт-Петербурге, в Академической обсерватории, при участии А. Д. Красильникова и Н. Г. Курганова. В их задачу входило наблюдение контактов Венеры и Солнца — зрительного касания краёв их дисков. М. В. Ломоносов, более всего интересовавшийся физической стороной явления, ведя самостоятельные наблюдения в своей домашней обсерватории, обнаружил световой ободок вокруг Венеры.

Это прохождение наблюдалось во всём мире, но только М. В. Ломоносов обратил внимание на то, что при соприкосновении Венеры с диском Солнца вокруг планеты возникло тонкое, как волос, сияние. Такой же светлый ореол наблюдался и при схождении Венеры с солнечного диска.

М. В. Ломоносов дал правильное научное объяснение этому явлению, считая его результатом рефракции солнечных лучей в атмосфере Венеры. Планета Венера, — писал он, — окружена знатной воздушной атмосферой, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного. Так впервые в истории астрономии, ещё за сто лет до открытия спектрального анализа, было положено начало изучению физико-химических свойств планет. Поэтому наличие атмосферы на Венере М. В. Ломоносов рассматривал как неоспоримое доказательство сходства планет и, в частности, сходства между Венерой и Землёй. Эффект увидели многие наблюдатели: Т. Бергман, П. Варгентин, Шапп д’Отерош, С. Я. Румовский, но только М. В. Ломоносов правильно его истолковал. В астрономии этот феномен рассеяния света, отражение световых лучей при скользящем падении (у М. В. Ломоносова — пупырь), получил его имя — явление Ломоносова.

Интересен второй эффект, наблюдавшийся астрономами с приближением диска Венеры к внешнему краю диска Солнца или при удалении от него. Данное явление, открытое также М. В. Ломоносовым, не было удовлетворительно истолковано, и его, по всей видимости, следует расценивать как зеркальное отражение Солнца атмосферой планеты — особенно велико оно при незначительных углах скольжения, при нахождении Венеры вблизи Солнца. Учёный описывает его следующим образом:

Спутники Венеры

Венера наряду с Меркурием является планетой, не имеющей естественных спутников.

В XIX веке существовала гипотеза, что в прошлом спутником Венеры являлся Меркурий, который впоследствии был ею потерян. В 1976 году Том ван Фландерн и Р. С. Харрингтон при помощи численного моделирования показали, что эта гипотеза хорошо объясняет большие отклонения (эксцентриситет) орбиты Меркурия, его резонансный характер обращения вокруг Солнца и потерю вращательного момента как у Меркурия, так и у Венеры. Также объясняется приобретение Венерой вращения, обратного основному в Солнечной системе, разогрев поверхности планеты и возникновение плотной атмосферы.

В прошлом было сделано много заявлений о наблюдении спутников Венеры, но они всегда оказывались основанными на ошибке. Первые такие заявления относятся к XVII веку. Всего за 120-летний период до 1770 года о наблюдении спутника сообщалось более 30 раз, как минимум 20 астрономами.

К 1770 году поиски спутников Венеры были практически прекращены, в основном из-за того, что не удавалось повторить результаты предыдущих наблюдений, а также в результате того, что никаких признаков наличия спутника не было обнаружено при наблюдении прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769 году.

Квазиспутники

У Венеры (как и у Марса и Земли) существует квазиспутник, астероид 2002 VE68, обращающийся вокруг Солнца таким образом, что между ним и Венерой существует орбитальный резонанс, в результате которого на протяжении многих периодов обращения он остаётся вблизи планеты.

Магнитное поле

Венера не имеет магнитного поля. Причина его отсутствия не ясна, но, вероятно, связана с медленным вращением планеты или отсутствием конвекции в мантии. Венера имеет только индуцированную магнитосферу, образованную ионизированными частицами солнечного ветра. Этот процесс можно представить в виде силовых линий, обтекающих препятствие — в данном случае Венеру.

Индуцированная магнитосфера

Индуцированная магнитосфера Венеры имеет ударную волну, магнитослой, магнитопаузу и хвост магнитосферы с токовым слоем. В подсолнечной точке ударная волна находится на высоте 1900 км (0,3Rv, где Rv — радиус Венеры). Это расстояние измерялось в 2007 году вблизи минимума солнечной активности. Вблизи её максимума эта высота может быть в несколько раз меньше. Магнитопауза расположена на высоте 300 км. Верхняя граница ионосферы (ионопауза) находится вблизи 250 км. Между магнитопаузой и ионопаузой существует магнитный барьер — локальное усиление магнитного поля, что не позволяет солнечной плазме проникать глубоко в атмосферу Венеры, по крайней мере, вблизи минимума солнечной активности. Значение магнитного поля в барьере достигает 40 нТл. Хвост магнитосферы тянется на расстояние до десяти радиусов планеты. Это наиболее активная часть венерианской магнитосферы — здесь происходит пересоединение силовых линий и ускорение частиц. Энергия электронов и ионов в хвосте магнитосферы составляет около 100 эВ и 1000 эВ соответственно.

В связи с отсутствием у Венеры собственного магнитного поля солнечный ветер проникает глубоко в её экзосферу, что ведет к существенным потерям атмосферы. Потери происходят в основном через хвост магнитосферы. В настоящее время основными типами ионов, которые уходят из атмосферы, являются O+, H+ и He+. Отношение ионов водорода к кислороду составляет около 2 (то есть почти стехиометрическое), то есть указывает на непрекращающуюся потерю воды.

Атмосфера

Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа (96,5 %) и азота (3,5 %). Содержание других газов очень мало: диоксида серы — 0,018 %, аргона — 0,007 %, водяного пара — 0,003 %, у остальных составляющих — ещё меньше. Масса венерианской атмосферы более чем в 90 раз превышает массу земной. Давление на среднем уровне поверхности составляет 93 атм, температура — 740 К (467 ). Это больше температуры поверхности Меркурия, находящегося вдвое ближе к Солнцу. Причиной столь высокой температуры на Венере является парниковый эффект, создаваемый плотной углекислотной атмосферой.

Плотность атмосферы Венеры у поверхности всего в 15 раз меньше плотности воды. Несмотря на медленное вращение планеты, перепад температур между дневной и ночной стороной планеты (а также между экватором и полюсами) составляет лишь около 1—2 K — настолько велика тепловая инерция атмосферы.

Атмосфера Венеры простирается до высоты 250 км.

Облачный покров расположен на высотах примерно 48—65 км и состоит из нескольких слоёв. Облака состоят в основном из капель концентрированной серной кислоты; есть признаки наличия там и других веществ. В частности, известно, что в составе частиц облаков есть хлор. Их желтоватый оттенок может быть вызван примесью серы или хлорного железа. Измерения, проведённые с борта космических аппаратов, спускавшихся в атмосфере Венеры, показали, что облачный покров не очень плотный: дальность видимости в нём составляет порядка километра.

Во время пролёта мимо Венеры была проведена съёмка инфракрасным спектрометром NIMS, и неожиданно выяснилось, что на волнах длиной 1,02, 1,1 и 1,18 мкм сигнал коррелирует с топографией поверхности, то есть для соответствующих частот существуют окна, через которые видна поверхность Венеры.

В ультрафиолетовом свете облачный покров выглядит как мозаика светлых и тёмных полос, вытянутых под небольшим углом к экватору. Их наблюдения показывают, что облачный покров вращается с востока на запад с периодом 4 суток. Это означает, что на уровне облачного покрова дуют ветры со скоростью 100 м/с.

О нерешённых проблемах, связанных с атмосферой планеты, высказался сотрудник Института исследований Солнечной системы Общества Макса Планка (ФРГ) Дмитрий Титов:

В венерианской атмосфере молнии бьют в два раза чаще, чем в земной. Это явление получило название электрический дракон Венеры. Природа такой электрической активности пока неизвестна. Впервые этот феномен был зафиксирован аппаратом Венера-2. Причём обнаружили его как помехи в радиопередаче.

По данным советского аппарата Венера-8, освещённость у поверхности планеты при высоте Солнца 5,5 над горизонтом составляет 350넕0 люкс, то есть незначительная часть солнечного излучения достигает поверхности планеты. При нахождении Солнца в зените освещённость составляет уже 1000—3000 люкс. На Венере никогда не бывает ясных дней.

По данным аппарата Венера-экспресс в атмосфере Венеры был обнаружен озоновый слой. Он расположен намного выше земного — на высоте около 100 км — и содержит в сотни раз меньше озона. Предполагается, что озоновый слой на Венере образуется под действием солнечного излучения из углекислого газа. Учёные подчёркивают, что концентрация озона в атмосфере Венеры характерна для неорганического сценария образования.

Климат

Расчёты показывают, что при отсутствии парникового эффекта максимальная температура поверхности Венеры не превышала бы 80 [уточнить]. В действительности же температура на поверхности Венеры (на уровне среднего радиуса планеты) — около 750 К (477 ), причём её суточные колебания незначительны. Давление — около 93 атм, плотность газа почти на два порядка выше, чем в атмосфере Земли. Установление этих фактов разочаровало многих исследователей, полагавших, что на этой, так похожей на нашу, планете условия близки к тем, что были на Земле в каменноугольный период, а следовательно, там может существовать похожая биосфера. Первые определения температуры, казалось, могли оправдать такие надежды, но уточнения (в частности, при помощи спускаемых аппаратов) показали, что по причине парникового эффекта возле поверхности Венеры исключена всякая возможность существования жидкой воды.

Этот эффект в атмосфере планеты, приводящий к сильному разогреванию поверхности, создают углекислый газ и водяной пар, которые интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемые нагретой поверхностью Венеры. Температура и давление сначала падают с увеличением высоты. Минимум температуры 150—170 К (−125… −105 ) определён на высоте 60—80 км, а по мере дальнейшего подъёма температура растёт, достигая на высоте 90—120 км 310—345 К (35—70 ).

Ветер, весьма слабый у поверхности планеты (не более 1 м/с), в районе экватора на высоте свыше 50 км усиливается до 150—300 м/с. Наблюдения с автоматических космических станций обнаружили в атмосфере грозы.

Поверхность и внутреннее строение

Исследование поверхности Венеры стало возможным с развитием радиолокационных методов. Наиболее подробную карту составил американский аппарат Магеллан, заснявший 98 % поверхности планеты. Картографирование выявило на Венере обширные возвышенности. Крупнейшие из них — Земля Иштар и Земля Афродиты, сравнимые по размерам с земными материками. Ударных кратеров на Венере относительно немного. Значительная часть поверхности планеты геологически молода (порядка 500 млн лет). 90 % поверхности планеты покрыто застывшей базальтовой лавой.

В 2009 году была опубликована карта южного полушария Венеры, составленная с помощью аппарата Венера-экспресс. На основе данных этой карты возникли гипотезы о наличии в прошлом на Венере океанов воды и сильной тектонической активности.

Предложено несколько моделей внутреннего строения Венеры. Согласно наиболее реалистичной из них, на Венере есть три оболочки. Первая — кора толщиной примерно 16 км. Далее — мантия, силикатная оболочка, простирающаяся на глубину порядка 3300 км до границы с железным ядром, масса которого составляет около четверти всей массы планеты. Поскольку собственное магнитное поле планеты отсутствует, то следует считать, что в железном ядре нет перемещения заряженных частиц — электрического тока, вызывающего магнитное поле, следовательно, движения вещества в ядре не происходит, то есть оно находится в твёрдом состоянии. Плотность в центре планеты достигает 14 г/см.

Подавляющее большинство деталей рельефа Венеры носит женские имена, за исключением высочайшего горного хребта планеты, расположенного на Земле Иштар близ плато Лакшми и названного в честь Джеймса Максвелла.

Рельеф

Аппараты Венера-15 и Венера-16 в 1983—1984 годах с помощью радара закартировали большую часть северного полушария. Американский Магеллан с 1989 по 1994 год произвёл более детальное (с разрешением 300 м) и почти полное картографирование поверхности планеты. На ней обнаружены тысячи древних вулканов, извергавших лаву, сотни кратеров, арахноиды, горы. Поверхностный слой (кора) очень тонок; ослабленный высокой температурой, он слабо препятствует прорыванию лавы наружу. Два венерианских континента — Земля Иштар и Земля Афродиты — по площади не меньше Европы каждый, однако по протяжённости их несколько превосходят каньоны Парнгэ, названные в честь хозяйки леса у ненцев, которые являются самой большой деталью рельефа Венеры. Низменности, похожие на океанские впадины, занимают на Венере только одну шестую поверхности. Горы Максвелла на Земле Иштар возвышаются на 11 км над средним уровнем поверхности. Горы Максвелла, а также области Альфа и Бета являются единственными исключениями из правила о наименованиях, принятого МАС. Всем остальным районам Венеры даны женские имена, в том числе русские: на карте можно найти Землю Лады, равнину Снегурочки и каньон Бабы-Яги.

Ударные кратеры — редкий элемент венерианского пейзажа: на всей планете их лишь около 1000. На снимке справа — кратер Адывар диаметром около 30 км. Внутренняя область заполнена застывшим расплавом пород. Лепестки вокруг кратера образованы раздроблённой породой, выброшенной наружу во время взрыва при его образовании.

Особенности номенклатуры

Поскольку облака скрывают поверхность Венеры от визуальных наблюдений, её можно изучать только радиолокационными методами. Первые, довольно грубые, карты Венеры были составлены в 1960-е гг. на основе радиолокации, проводимой с Земли. Светлые в радиодиапазоне детали величиной в сотни и тысячи километров получили условные обозначения, причём в то время существовало несколько систем таких обозначений, которые не имели всеобщего хождения, а использовались локально группами учёных. Одни применяли буквы греческого алфавита, другие — латинские буквы и цифры, третьи — римские цифры, четвёртые — именования в честь знаменитых учёных, работавших в сфере электро- и радиотехники (Гаусс, Герц, Попов). Эти обозначения (за отдельными исключениями) ныне вышли из научного употребления, хотя ещё встречаются в современной литературе по астрономии. Исключением являются область Альфа, область Бета и горы Максвелла, которые были удачно сопоставлены и отождествлены с уточнёнными данными, полученными с помощью космической радиолокации.

Первую карту части венерианской поверхности по данным радиолокации составила Геологическая служба США в 1980 году. Для картографирования была использована информация, собранная радиозондом Пионер-Венера-1 (Пионер-12), который работал на орбите Венеры с 1978 по 1992 год.

Карты северного полушария планеты (треть поверхности) составлены в 1989 году в масштабе 1:5 000 000 совместно Американской геологической службой и российским Институтом геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского. Использовались данные советских радиозондов Венера-15 и Венера-16. Полная (кроме южных полярных областей) и более детальная карта поверхности Венеры составлена в 1997 году в масштабах 1:10 000 000 и 1:50 000 000 Американской геологической службой. При этом были использованы данные радиозонда Магеллан.

Правила именования деталей рельефа Венеры были утверждены на XIX Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 1985 году, после обобщения результатов радиолокационных исследований Венеры автоматическими межпланетными станциями. Было решено использовать в номенклатуре только женские имена (кроме трёх приведённых ранее исторических исключений):

Крупные кратеры Венеры получают название в честь фамилий знаменитых женщин, малые кратеры — женские имена. Примеры крупных: Ахматова, Барсова, Барто, Волкова, Голубкина, Данилова, Дашкова, Ермолова, Ефимова, Клёнова, Мухина, Обухова, Орлова, Осипенко, Потанина, Руднева, Русланова, Федорец, Яблочкина. Примеры мелких: Аня, Катя, Оля, Света, Таня и т. д.

Некратерные формы рельефа Венеры получают имена в честь мифических, сказочных и легендарных женщин: возвышенностям даются имена богинь разных народов, понижениям рельефа — прочих персонажей из различных мифологий:

земли и плато получают название в честь богинь любви и красоты; тессеры — по имени богинь судьбы, счастья и удачи; горы, купола, области называются именами различных богинь, великанш, титанид; холмы — именами морских богинь; уступы — именами богинь домашнего очага, венцы — именами богинь плодородия и земледелия; гряды — именами богинь неба и женских персонажей, связанных в мифах с небом и светом.

Борозды и линии получают названия воинственных женщин, а каньоны — имена мифологических персонажей, связанных с Луной, охотой и лесом.

Терраформирование Венеры

Венера — кандидат на терраформирование. По одному из планов предполагалось распылить в атмосфере Венеры генетически модифицированные цианобактерии, которые, перерабатывая углекислый газ (составляющий 96 % атмосферы Венеры) в кислород, значительно уменьшили бы парниковый эффект и понизили бы температуру на планете.

Однако для фотосинтеза необходима вода, которой на Венере практически нет (даже в виде паров в атмосфере). Поэтому для реализации такого проекта необходимо в первую очередь доставить на Венеру воду — например, посредством бомбардировки её водно-аммиачными астероидами или иным путём.

Древний Мир и Средние Века

Вавилонские астрономы уделяли большое внимание планете Венере. В текстах позднего периода она, вместе с Луной и Солнцем, составляет триаду. Согласно некоторым предположениям, вавилонские астрономы знали, что в период своей большой яркости после или до нижнего соединения Венера кажется серпом. Согласно этой версии, вавилонские астрономы уделяли столь большое внимание Венере именно из-за этой её особенности, поскольку эта особенность делала её сестрой Луны. Поэтому в интересах религии вавилонские астрономы внимательно наблюдали за Венерой, а в поздний период (1500—1000 годы до н. э.) даже пытались использовать величину периодов её исчезновений и появлений для астрологических предсказаний.

Новое Время. Исследование Венеры оптическими телескопами

Атмосферу на Венере открыл М. В. Ломоносов во время прохождения Венеры по диску Солнца 6 июня 1761 года (по новому стилю).

Новейшее Время. Исследования Венеры с помощью радиотелескопов и космических аппаратов

Венера довольно интенсивно исследовалась с помощью космических аппаратов. Первым аппаратом, предназначавшимся для изучения Венеры, была советская Венера-1, запущенная 12 февраля 1961 года; эта попытка оказалась неудачной. После этого к планете направлялись советские аппараты серии Венера, Вега, американские Маринер, Пионер-Венера-1, Пионер-Венера-2, Магеллан, европейский Венера-экспресс, японский Акацуки. В 1975 году космические аппараты Венера-9 и Венера-10 передали на Землю первые фотографии поверхности Венеры; в 1982 году Венера-13 и Венера-14 передали с поверхности Венеры цветные изображения. Впрочем, условия на поверхности Венеры таковы, что ни один из космических аппаратов не проработал на планете более двух часов. Роскосмос планирует отправку станции Венера-Д со спутником планеты и более живучим зондом, который должен проработать на поверхности планеты не менее месяца, а также комплекса Венера-Глоб из орбитального спутника и нескольких спускаемых модулей.

Земля́ — третья от Солнца планета. Пятая по размеру среди всех планет Солнечной системы. Она является также крупнейшей по диаметру, массе и плотности среди планет земной группы.

Иногда упоминается как Мир, Голубая планета, иногда Терра (от лат. Terra). Единственное известное человеку на данный момент тело Солнечной системы в частности и Вселенной вообще, населённое живыми организмами.

Научные данные указывают на то, что Земля образовалась из солнечной туманности около 4,54 миллиарда лет назад и вскоре после этого приобрела свой единственный естественный спутник — Луну. Предположительно жизнь появилась на Земле примерно 4,25 млрд лет назад, то есть вскоре после её возникновения.С тех пор биосфера Земли значительно изменила атмосферу и прочие абиотические факторы, обусловив количественный рост аэробных организмов, а также формирование озонового слоя, который вместе с магнитным полем Земли ослабляет вредную для жизни солнечную радиацию, тем самым сохраняя условия существования жизни на Земле. Радиация, обусловленная самой земной корой, со времён её образования значительно снизилась благодаря постепенному распаду радионуклидов в ней. Кора Земли разделена на несколько сегментов, или тектонических плит,которые движутся по поверхности со скоростями порядка нескольких сантиметров в год. Изучением состава, строения и закономерностей развития Земли занимается наука геология.

Приблизительно 70,8 % поверхности планеты занимает Мировой океан, остальную часть поверхности занимают континенты и острова. На материках расположены реки, озёра, подземные воды и льды, вместе с Мировым океаном они составляют гидросферу. Жидкая вода, необходимая для всех известных жизненных форм, не существует на поверхности какой-либо из известных планет и планетоидов Солнечной системы, кроме Земли. Полюсы Земли покрыты ледяным панцирем, который включает в себя морской лёд Арктики и антарктический ледяной щит.

Внутренние области Земли достаточно активны и состоят из толстого, очень вязкого слоя, называемого мантией, которая покрывает жидкое внешнее ядро, являющееся источником магнитного поля Земли, и внутреннее твёрдое ядро, предположительно, состоящее из железа и никеля. Физические характеристики Земли и её орбитального движения позволили жизни сохраниться на протяжении последних 3,5 млрд лет. По различным оценкам, Земля будет сохранять условия для существования живых организмов ещё в течение 0,5—2,3 млрд лет.

Земля взаимодействует (притягивается гравитационными силами) с другими объектами в космосе, включая Солнце и Луну. Земля обращается вокруг Солнца и делает вокруг него полный оборот примерно за 365,26 солнечных суток — сидерический год. Ось вращения Земли наклонена на 23,44 относительно перпендикуляра к её орбитальной плоскости, это вызывает сезонные изменения на поверхности планеты с периодом в один тропический год — 365,24 солнечных суток.Сутки сейчас составляют примерно 24 часа. Луна начала своё обращение на орбите вокруг Земли примерно 4,53 миллиарда лет назад. Гравитационное воздействие Луны на Землю является причиной возникновения океанских приливов. Также Луна стабилизирует наклон земной оси и постепенно замедляет вращение Земли.Некоторые теории полагают, что падения астероидов приводили к существенным изменениям в окружающей среде и поверхности Земли, вызывая, в частности,массовые вымирания различных видов живых существ.

Планета является домом для миллионов видов живых существ,включая человека. Территория Земли разделена на 195 независимых государств,которые взаимодействуют между собой. Человеческая культура сформировала многопредставлений об устройстве мироздания — таких, как концепция о плоской Земле,геоцентрическая система мира и гипотеза Геи, по которой Земля представляетсобой единый суперорганизм.

История Земли

Современной научной гипотезой формирования Земли и других планет Солнечной системы является гипотеза солнечной туманности, по которой Солнечная система образовалась из большого облака межзвёздной пыли и газа. Облако состояло главным образом из водорода и гелия, которые образовались после Большого взрыва, и более тяжёлых элементов, оставленных взрывами сверхновых. Примерно 4,5 млрд лет назад облако стало сжиматься, что, вероятно, произошло из-за воздействия ударной волны от вспыхнувшей на расстоянии нескольких световых лет сверхновой. Когда облако начало сокращаться, его угловой момент, гравитация и инерция сплюснули его в протопланетный диск перпендикулярно к его оси вращения.После этого обломки в протопланетном диске под действием силы притяжения стали сталкиваться, и, сливаясь, образовывали первые планетоиды.

В процессе аккреции планетоиды, пыль, газ и обломки, оставшиеся после формирования Солнечной системы, стали сливаться во всё более крупные объекты, формируя планеты. Примерная дата образования Земли — 4,54,04 млрд лет назад. Весь процесс формирования планеты занял примерно 10—20 миллионов лет.

Луна сформировалась позднее, примерно 4,527,01 млрд лет назад,хотя её происхождение до сих пор точно не установлено. Основная гипотеза гласит, что она образовалась путём аккреции из вещества, оставшегося после касательного столкновения Земли с объектом, по размерам близким Марсу и массой 10—12 % от земной (иногда этот объект называют Тейя). При этом столкновении было высвобождено примерно в 100 млн раз больше энергии, чем в результате того,которое, предположительно, вызвало вымирание динозавров. Этого было достаточно для испарения внешних слоёв Земли и расплавления обоих тел. Часть мантии была выброшена на орбиту Земли, что предсказывает, почему Луна обделена металлическим материалом, и объясняет её необычный состав. Под влиянием собственной силы тяжести выброшенный материал принял сферическую форму и образовалась Луна.

Протоземля увеличилась за счёт аккреции, и была достаточно раскалена, чтобы расплавлять металлы и минералы. Железо, а также геохимически сродственные ему сидерофильные элементы, обладая более высокой плотностью, чем силикаты и алюмосиликаты, опускались к центру Земли. Это привело к разделению внутренних слоёв Земли на мантию и металлическое ядро спустя всего 10 миллионов лет после того, как Земля начала формироваться, произведя слоистую структуру Земли и сформировав магнитное поле Земли. Выделение газов из коры и вулканическая активность привели к образованию первичной атмосферы. Конденсация водяного пара, усиленная льдом, занесённым кометами и астероидами, привела к образованию океанов. Земная атмосфера тогда состояла из лёгких атмофильных элементов: водорода и гелия, но содержала значительно больше углекислого газа,чем сейчас, а это уберегло океаны от замерзания, поскольку светимость Солнца тогда не превышала 70 % от нынешнего уровня. Примерно 3,5 миллиарда лет назад образовалось магнитное поле Земли, которое предотвратило опустошение атмосферы солнечным ветром.

Поверхность планеты постоянно изменялась в течение сотен миллионов лет: континенты появлялись и разрушались. Они перемещались по поверхности, порой собираясь в суперконтинент. Приблизительно 750 млн лет назад самый ранний из известных суперконтинентов — Родиния — стал раскалываться на части. Позже эти части объединились в Паннотию (600—540 млн лет назад), затем в последний из суперконтинентов — Пангею, который распался 180 миллионов лет назад.

Геохронологическая шкала

Геохронологическая шкала — геологическая временная шкала истории Земли; применяется в геологии и палеонтологии, своеобразный календарь для промежутков времени в сотни тысяч и миллионы лет. Впервые геохронологическая шкала фанерозоя была предложена английским геологом А. Холмсом в 1938 году.Из-за отсутствия останков фауны, геохронологическая шкала докембрия построена,в основном, по данным определений абсолютных возрастов пород на разных континентах.

История Земли разделена на различные временные промежутки. Их границы проходят по важнейшим событиям, которые тогда происходили.

Граница между эрами фанерозоя проведена по крупнейшим эволюционным событиям — глобальным вымираниям. Палеозойская эра отделена от мезозойской крупнейшим за историю Земли массовым пермским вымиранием.Мезозойская эра отделена от кайнозойской мел-палеогеновым вымиранием.

Кайнозойская эра делится на три периода: палеоген, неоген и четвертичный период (антропоген). Эти периоды, в свою очередь, подразделяются на геологические эпохи (отделы): палеоген — на палеоцен, эоцен и олигоцен;неоген — на миоцен и плиоцен. Антропоген включает в себя плейстоцен и голоцен.

Возникновение жизни

Существует ряд теорий возникновения жизни на Земле. Около 3,5—3,9 млрд лет назад появился последний универсальный общий предок, от которого впоследствии произошли все другие живые организмы.

Развитие фотосинтеза позволило живым организмам использовать солнечную энергию напрямую. Это привело к наполнению кислородом атмосферы,начавшемуся примерно 2,5 млрд лет назад, а в верхних слоях — к формированию озонового слоя. Симбиоз мелких клеток с более крупными привёл к развитию сложных клеток — эукариот. Примерно 2,1 млрд лет назад появились многоклеточные организмы, которые продолжали приспосабливаться к окружающим условиям.Благодаря поглощению губительного ультрафиолетового излучения озоновым слоем жизнь смогла начать освоение поверхности Земли.

В 1960 году была выдвинута гипотеза Земли-снежка, утверждающая,что в период между 750 и 580 млн лет назад Земля была полностью покрыта льдом.Эта гипотеза объясняет кембрийский взрыв — резкое повышение разнообразия многоклеточных форм жизни около 542 млн лет назад. В настоящее время эта гипотеза получила подтверждение:

Это первый случай, когда показано, что в ледниковую эпохуSturtian лёд доходил до тропических широт, прямое доказательство того, что в данное оледенение существовала „Земля-снежок“, — говорит ведущий автор работы Френсис Макдоналд (Francis A. Macdonald) из Гарварда (Harvard University). —Наши данные также показывают, что это оледенение продолжалось как минимум 5 миллионов лет.

Возраст изученных ледниковых отложений близок к возрасту большой магматической провинции, протянувшейся на 930 миль на северо-востоке Канады, что косвенно подтверждает большую роль вулканизма в освобождении планеты из ледяного плена.

Около 1200 млн лет назад появились первые водоросли, а примерно 450 млн лет назад — первые высшие растения. Беспозвоночные животные появились в эдиакарском периоде, а позвоночные — во время кембрийского взрыва около 525 миллионов лет назад.

После кембрийского взрыва было пять массовых вымираний. Вымирание в конце пермского периода, которое является самым массовым в истории жизни на Земле, привело к гибели более 90 % живых существ на планете. После пермской катастрофы самыми распространёнными наземными позвоночными сталиархозавры, от которых в конце триасового периода произошли динозавры. Они доминировали на планете в течение юрского и мелового периодов. 65 млн лет назад произошло мел-палеогеновое вымирание, вызванное, вероятно, падением метеорита;оно привело к исчезновению динозавров и других крупных рептилий, но обошло многих мелких животных, таких как млекопитающие, которые тогда представляли собой небольших насекомоядных животных, а также птиц, являющихся эволюционной ветвью динозавров. В течение последних 65 миллионов лет развилось огромное количество разнообразных видов млекопитающих, и несколько миллионов лет назад обезьяноподобные животные получили способность прямохождения. Это позволило использовать орудия и способствовало общению, которое помогало добывать пищу и стимулировало необходимость в большом мозге. Развитие земледелия, а затем цивилизации, в короткие сроки позволило людям воздействовать на Землю как никакая другая форма жизни, влиять на природу и численность других видов.

Последний ледниковый период начался примерно 40 млн лет назад,его пик приходится на плейстоцен около 3 миллионов лет назад. На фоне продолжительных и значительных изменений средней температуры земной поверхности, что может быть связано с периодом обращения Солнечной системы вокруг центра Галактики (около 200 млн лет), имеют место и меньшие по амплитуде и длительности циклы похолодания и потепления (см. циклы Миланковича),происходящие каждые 40—100 тысяч лет, имеющие явно автоколебательный характер,возможно, вызванный действием обратных связей от реакции всей биосферы как целого, стремящейся обеспечить стабилизацию климата Земли (см. гипотезу Геи,выдвинутую Джеймсом Лавлоком).

Последний цикл оледенения в Северном полушарии закончился около 10 тысяч лет назад.

Строение

Земля относится к планетам земной группы, и в отличие от газовых гигантов, таких как Юпитер, имеет твёрдую поверхность. Это крупнейшая из четырёх планет земной группы в Солнечной системе, как по размеру, так и по массе. Кроме того, Земля среди этих четырёх планет имеет наибольшие плотность,поверхностную гравитацию и магнитное поле. Это единственная известная планета с активной тектоникой плит.

Недра Земли делятся на слои по химическим и физическим(реологическим) свойствам, но в отличие от других планет земной группы, Земля имеет ярко выраженное внешнее и внутреннее ядро. Наружный слой Земли представляет собой твёрдую оболочку, состоящую главным образом из силикатов. От мантии она отделена границей с резким увеличением скоростей продольных сейсмических волн — поверхностью Мохоровичича. Твёрдая кора и вязкая верхняя часть мантии составляют литосферу. Под литосферой находится астеносфера, слой относительно низкой вязкости, твёрдости и прочности в верхней мантии.

Значительные изменения кристаллической структуры мантии происходят на глубине 410—660 км ниже поверхности, охватывающей переходную зону(en:Transition zone (Earth)), которая отделяет верхнюю и нижнюю мантию. Под мантией находится жидкий слой, состоящий из расплавленного железа с примесями никеля, серы и кремния — ядро Земли. Сейсмические измерения показывают, что оно состоит из 2 частей: твёрдого внутреннего ядра с радиусом ~1220 км и жидкого внешнего ядра, с радиусом ~ 2250 км.

Форма

Форма Земли (геоид) близка к сплюснутому эллипсоиду. Расхождение геоида с аппроксимирующим его эллипсоидом достигает 100 метров. Средний диаметр планеты составляет примерно 12 742 км, а окружность — 40 000 км, поскольку метр в прошлом определялся как 1/10 000 000 расстояния от экватора до северного полюса через Париж (из-за неправильного учёта полюсного сжатия Земли эталон метра 1795 года оказался короче приблизительно на 0,2 мм, отсюда неточность).

Вращение Земли создаёт экваториальную выпуклость, поэтому экваториальный диаметр на 43 км больше, чем полярный. Высочайшей точкой поверхности Земли является гора Эверест (8848 м над уровнем моря), а глубочайшей — Марианская впадина (10 994 м под уровнем моря). Из-за выпуклости экватора самыми удалёнными точками поверхности от центра Земли являются вершина вулкана Чимборасо в Эквадоре и гора Уаскаран в Перу.

Химический состав

Масса Земли приблизительно равна 5,9736뜐24 кг. Общее число атомов, составляющих Землю, ≈ 1,3-1,4뜐50. Она состоит в основном из железа(32,1 %), кислорода (30,1 %), кремния (15,1 %), магния (13,9 %), серы (2,9 %),никеля (1,8 %), кальция (1,5 %) и алюминия (1,4 %); на остальные элементы приходится 1,2 %. Из-за сегрегации по массе область ядра, предположительно,состоит из железа (88,8 %), небольшого количества никеля (5,8 %), серы (4,5 %)и около 1 % других элементов. Примечательно, что углерода, являющегося основой жизни, в земной коре всего 0,1 %.

Геохимик Франк Кларк вычислил, что земная кора чуть более, чем на 47 % состоит из кислорода. Наиболее распространённые породообразующие минералы земной коры практически полностью состоят из оксидов; суммарное содержание хлора, серы и фтора в породах обычно составляет менее 1 %. Основными оксидами являются кремнезём (SiO2), глинозём (Al2O3), оксид железа (FeO), окись кальция (CaO), окись магния (MgO), оксид калия (K2O) и оксид натрия (Na2O).Кремнезём служит главным образом кислотной средой, формирует силикаты; природа всех основных вулканических пород связана с ним. Из расчётов, основанных на анализе 1 672 видов пород, Кларк сделал вывод, что 99,22 % из них содержат 11 оксидов(таблица справа). Все прочие компоненты встречаются в очень незначительных количествах. Ниже приводится более подробная информация о химическом составе Земли (для инертных газов данные приведены в 10—8 см3/г; для остальных элементов — в процентах).

Внутреннее строение

Земля, как и другие планеты земной группы, имеет слоистоевнутреннее строение. Она состоит из твёрдых силикатных оболочек (коры, крайневязкой мантии), и металлического ядра. Внешняя часть ядра жидкая (значительноменее вязкая, чем мантия), а внутренняя — твёрдая.

Внутреннее тепло

Внутренняя теплота планеты обеспечивается сочетанием остаточно готепла, оставшегося от аккреции вещества, которая происходила на начальном этапе формирования Земли (около 20 %) и радиоактивным распадом нестабильных изотопов: калия-40, урана-238, урана-235 и тория-232. У трёх из перечисленных изотопов период полураспада составляет более миллиарда лет. В центре планеты,температура, возможно, поднимается до 6000 С (10,830 ) (больше, чем на поверхности Солнца), а давление может достигать 360 ГПа (3,6 млн атм). Часть тепловой энергии ядра передаётся к земной коре посредством плюмов. Плюмы приводят к появлению горячих точек и траппов. Поскольку бо́льшая часть тепла, производимого Землёй, обеспечивается радиоактивным распадом, то в начале истории Земли, когда запасы короткоживущих изотопов ещё не были истощены, энерговыделение нашей планеты было гораздо больше, чем сейчас.

Средние потери тепловой энергии Земли составляют 87 м Втм — 2 или 4,421013 Вт (глобальные теплопотери). Часть тепловой энергии ядра транспортируется к плюмам — горячим мантийным потокам. Эти плюмы могут вызвать появление траппов, рифтов и горячих точек. Больше всего энергии теряется Землёй посредством тектоники плит, подъёма вещества мантии на срединно-океанические хребты.Последним основным типом потерь тепла является теплопотеря сквозь литосферу,причём бо́льшее количество теплопотерь таким способом происходит в океане, так как земная кора там гораздо тоньше, чем под континентами.

Литосфера

Литосфера (от др.-греч. λίθος — камень и σφαῖρα — шар, сфера) —твёрдая оболочка Земли. Состоит из земной коры и верхней части мантии. В строении литосферы выделяют подвижные области (складчатые пояса) и относительно стабильные платформы. Блоки литосферы — литосферные плиты — двигаются по относительно пластичной астеносфере. Изучению и описанию этих движений посвящён раздел геологии о тектонике плит.

Под литосферой располагается астеносфера, составляющая внешнюю часть мантии. Астеносфера ведёт себя как перегретая и чрезвычайно вязкая жидкость, где происходит понижение скорости сейсмических волн, свидетельствуя об изменении пластичности пород.

Для обозначения внешней оболочки литосферы применялся нынеустаревший термин сиаль, происходящий от названия основных элементов горныхпород Si (лат. Silicium — кремний) и Al (лат. Aluminium — алюминий).

Земная кора

Земная кора — это верхняя часть твёрдой Земли. От мантии отделена границей с резким повышением скоростей сейсмических волн — границей Мохоровичича. Есть два типа коры — континентальная и океаническая. Толщина коры колеблется от 6 км под океаном до 30—70 км на континентах. В континентальной коре выделяют три слоя: осадочный чехол, гранитный и базальтовый. Океаническая кора сложена преимущественно породами основного состава, плюс осадочный чехол.Земная кора разделена на различные по величине литосферные плиты, двигающиеся относительно друг друга. Кинематику этих движений описывает тектоника плит.

Земная кора под океанами и континентами существенно различается.

Земная кора под континентами обычно имеет толщину 35—45 км, в гористых местностях мощность коры может доходить до 70 км. С глубиной в составе земной коры увеличивается содержание оксидов магния и железа, уменьшается содержание кремнезёма, причём эта тенденция в бо́льшей степени имеет место при переходе к верхней мантии (субстрату).

Верхняя часть континентальной земной коры представляет собой прерывистый слой, состоящий из осадочных и вулканических горных пород. Слои могут быть смяты в складки, смещены по разрыву. На щитах осадочная оболочка отсутствует. Ниже расположен гранитный слой, состоящий из гнейсов и гранитов (скорость продольных волн в этом слое — до 6,4 км/с). Ещё ниже находится базальтовый слой (6,4—7,6 км/с), сложенный метаморфическими горными породами, базальтами и габбро. Между этими 2-мя слоями проходит условная граница, называемая поверхностью Конрада. Скорость продольных сейсмических волн при прохождении через эту поверхность скачкообразно увеличивается с 6 до 6,5 км/с.

Кора под океанами имеет толщину 5—10 км. Она подразделяется на несколько слоёв. Сначала расположен верхний слой, состоящий из донных осадков,толщиной менее километра. Ниже лежит второй слой, сложенный главным образом из серпентинита, базальта и, вероятно, из прослоев осадков. Скорость продольных сейсмических волн в данном слое доходит до 4—6 км/с, а его толщина 1—2,5 км.Нижний, океанический слой сложен габбро. Этот слой имеет толщину в среднем около 5 км и скорость прохождения сейсмических волн 6,4—7 км/с.

Мантия Земли

Мантия — это силикатная оболочка Земли, расположенная между земной корой и ядром Земли.

Мантия составляет 67 % массы Земли и около 83 % её объёма (без учёта атмосферы). Она простирается от границы с земной корой (на глубине 5—70 километров) до границы с ядром на глубине около 2900 км. От земной коры разделена поверхностью Мохоровичича, где скорость сейсмических волн при переходе из коры в мантию быстро увеличивается с 6,7—7,6 до 7,9—8,2 км/с. Мантия занимает огромный диапазон глубин, и с увеличением давления в веществе происходят фазовые переходы, при которых минералы приобретают всё более плотную структуру. Мантия Земли подразделяется на верхнюю мантию и нижнюю мантию. Верхний слой, в свою очередь, подразделяется на субстрат, слой Гутенберга и слой Голицына (средняя мантия).

Согласно современным научным представлениям, состав земной мантии считается похожим на состав каменных метеоритов, в частности хондритов. В состав мантии преимущественно входят химические элементы, находившиеся в твёрдом состоянии или в твёрдых химических соединениях во время формирования Земли: кремний, железо, кислород, магний и др. Эти элементы образуют с диоксидом кремния силикаты. В верхней мантии (субстрате), скорее всего, больше форстерита MgSiO4, глубже несколько увеличивается содержание фаялита Fe2SiO4. В нижней мантии под воздействием очень высокого давления эти минералы разложились на оксиды (SiO2, MgO, FeO).

Агрегатное состояние мантии обуславливается воздействием температур и сверхвысокого давления. Из-за давления вещество почти всей мантии находится в твёрдом кристаллическом состоянии, несмотря на высокую температуру. Исключение составляет лишь астеносфера, где действие давления оказывается слабее, чем температуры, близкие к точке плавления вещества. Из-за этого эффекта, по-видимому, вещество здесь находится либо в аморфном состоянии, либо в полурасплавленном.

Ядро Земли

Ядро — центральная, наиболее глубокая часть Земли, геосфера,находящаяся под мантией и, предположительно, состоящая из железо-никелевого сплава с примесью других сидерофильных элементов. Глубина залегания — 2900 км.Средний радиус сферы — 3485 км. Разделяется на твёрдое внутреннее ядро радиусом около 1300 км и жидкое внешнее ядро радиусом около 2200 км, между которыми иногда выделяют переходную зону. Температура в центре ядра Земли достигает 6000 С, плотность около 12,5 т/м, давление до 360 ГПа (3,55 млн атмосфер). Масса ядра — 1,9354뜐24 кг.

Тектонические платформы

Согласно теории тектонических плит, земная кора состоит из относительно целостных блоков — литосферных плит, которые находятся в постоянном движении относительно друг друга. Плиты представляют собой жёсткие сегменты, которые двигаются относительно друг друга. Существует три типа их взаимного перемещения: конвергенция (схождение), дивергенция (расхождение) и сдвиговые перемещения по трансформным разломам. На разломах между тектоническими плитами могут происходить землетрясения, вулканическая активность, горообразование, образование океанских впадин.

Список крупнейших тектонических плит с размерами приведён в таблице справа. Среди плит меньших размеров следует отметить индостанскую, арабскую, карибскую плиты, плиту Наска и плиту Скотия. Австралийская плита фактически слилась с Индостанской между 50 и 55 млн лет назад. Быстрее всего движутся океанские плиты; так, плита Кокос движется со скоростью 75 мм в год, а тихоокеанская плита — со скоростью 52—69 мм в год. Самая низкая скорость у евразийской плиты — 21 мм в год.

Географическая оболочка

Приповерхностные части планеты (верхняя часть литосферы,гидросфера, нижние слои атмосферы) в целом называются географической оболочкой и изучаются географией.

Рельеф Земли очень разнообразен. Около 70,8 % поверхности планеты покрыто водой (в том числе континентальные шельфы). Подводная поверхность гористая, включает систему срединно-океанических хребтов, а также подводные вулканы, океанические желоба, подводные каньоны, океанические плато и абиссальные равнины. Оставшиеся 29,2 %, непокрытые водой, включают горы,пустыни, равнины, плоскогорья и др.

В течение геологических периодов поверхность планеты постоянно изменяется из-за тектонических процессов и эрозии. В меньшей степени рельеф земной поверхности формируется под воздействием выветривания, которое вызывается атмосферными осадками, колебаниями температур, химическими воздействиями. Изменяют земную поверхность и ледники, береговая эрозия, образование коралловых рифов, столкновения с крупными метеоритами.

При перемещении континентальных плит по планете океаническое дно погружается под их надвигающиеся края. В то же время вещество мантии, поднимающееся из глубин, создаёт дивергентную границу на срединно-океанических хребтах. Совместно эти два процесса приводят к постоянному обновлению материала океанической плиты. Возраст большей части океанского дна меньше 100 млн лет. Древнейшая океаническая кора расположена в западной части Тихого океана, а её возраст составляет примерно 200 млн лет. Для сравнения, возраст старейших ископаемых, найденных на суше, достигает около 3 млрд лет.

Континентальные плиты состоят из материала с низкой плотностью,такого как вулканические гранит и андезит. Менее распространён базальт —плотная вулканическая порода, являющаяся основной составляющей океанического дна. Примерно 75 % поверхности материков покрыто осадочными породами, хотя эти породы составляют примерно 5 % земной коры. Третьими по распространённости на Земле породами являются метаморфические горные породы, сформировавшиеся в результате изменения (метаморфизма) осадочных или магматических горных пород под действием высокого давления, высокой температуры или того и другого одновременно. Самые распространённые силикаты на поверхности Земли — это кварц, полевой шпат, амфибол, слюда, пироксен и оливин; карбонаты — кальцит (в известняке), арагонит и доломит.

Педосфера — самый верхний слой литосферы — включает почву. Она находится на границе между литосферой, атмосферой, гидросферой. Общая площадь культивируемых земель (возделываемых человеком) составляет 13,31 % поверхности суши, из которых лишь 4,71 % постоянно заняты сельскохозяйственными культурами. Примерно 40 % земной суши сегодня используется для пахотных угодий и пастбищ,это примерно 1,3뜐7 км пахотных земель и 3,4뜐7 км пастбищ.

Гидросфера

Гидросфера (от др.-греч. ὕδωρ — вода и σφαῖρα — шар) — совокупность всех водных запасов Земли.

Наличие жидкой воды на поверхности Земли является уникальным свойством, которое отличает нашу планету от других объектов Солнечной системы.Бо́льшая часть воды сосредоточена в океанах и морях, значительно меньше — в речных сетях, озёрах, болотах и подземных водах. Также большие запасы воды имеются в атмосфере, в виде облаков и водяного пара.

Часть воды находится в твёрдом состоянии в виде ледников,снежного покрова и в вечной мерзлоте, слагая криосферу.

Общая масса воды в Мировом океане примерно составляет 1,35뜐18 тонн, или около 1/4400 от общей массы Земли. Океаны покрывают площадь около 3,618뜐8 км2 со средней глубиной 3682 м, что позволяет вычислить общий объём воды в них: 1,332뜐9 км3. Если всю эту воду равномерно распределить по поверхности, то получился бы слой толщиной более 2,7 км. Из всей воды, которая есть на Земле, только 2,5 % приходится на пресную, остальная — солёная. Бо́льшая часть пресной воды, около 68,7 %, в настоящее время находится в ледниках. Жидкая вода появилась на Земле, вероятно, около четырёх миллиардов лет назад.

Средняя солёность земных океанов — около 35 грамм соли на килограмм морской воды (35 ‰). Значительная часть этой соли была высвобождена при вулканических извержениях или извлечена из охлаждённых изверженных горных пород, сформировавших дно океана.

В океанах содержатся растворённые газы атмосферы, которые необходимы для выживания многих водных форм жизни. Морская вода имеет значительное влияние на климат в мире, делая его прохладнее летом, и теплее — зимой. Колебания температур воды в океанах могут привести к значительным изменениям климата, например, Эль-Ниньо.

Атмосфера

Атмосфера (от. др.-греч. ἀτμός — пар и σφαῖρα — шар) — газовая оболочка, окружающая планету Земля; состоит из азота и кислорода, со следовыми количествами водяного пара, диоксида углерода и других газов. С момента своего образования она значительно изменилась под влиянием биосферы. Появление оксигенного фотосинтеза 2,4—2,5 млрд лет назад способствовало развитию аэробных организмов, а также насыщению атмосферы кислородом и формированию озонового слоя, который оберегает всё живое от вредных ультрафиолетовых лучей. Атмосфера определяет погоду на поверхности Земли, защищает планету от космических лучей, и частично — от метеоритных бомбардировок. Она также регулирует основные климатообразующие процессы: круговорот воды в природе, циркуляцию воздушных масс, переносы тепла. Молекулы атмосферных газов могут захватывать тепловую энергию, мешая ей уйти в открытый космос, тем самым повышая температуру планеты. Это явление известно как парниковый эффект. Основными парниковыми газами считаются водяной пар, двуокись углерода, метан и озон. Без этого эффекта теплоизоляции средняя поверхностная температура Земли составила бы от−18 до −23 (при том, что в действительности она равна 14,8 С), и жизнь скорее всего не существовала бы.

Через атмосферу к земной поверхности поступает электромагнитное излучение Солнца — главный источник энергии химических, физических и биологических процессов в географической оболочке Земли.

Атмосфера Земли разделяется на слои, которые различаются между собой температурой, плотностью, химическим составом и т. д. Общая масса газов,составляющих земную атмосферу — примерно 5,15뜐18 кг. На уровне моря атмосфера оказывает на поверхность Земли давление, равное 1 атм (101,325 кПа). Средняя плотность воздуха у поверхности — 1,22 г/л, причём она быстро уменьшается с ростом высоты: так, на высоте 10 км над уровнем моря она составляет 0,41 г/л, а на высоте 100 км — 10—7 г/л.

В нижней части атмосферы содержится около 80 % общей её массы и 99 % всего водяного пара (1,3-1,5뜐13 т), этот слой называется тропосферой. Его толщина неодинакова и зависит от типа климата и сезонных факторов: так, в полярных регионах она составляет около 8—10 км, в умеренном поясе до 10—12 км,а в тропических или экваториальных доходит до 16—18 км. В этом слое атмосферы температура опускается в среднем на 6 С на каждый километр при движении в высоту. Выше располагается переходный слой — тропопауза, отделяющий тропосферу от стратосферы. Температура здесь находится в пределах 190—220 K.

Стратосфера — слой атмосферы, который расположен на высоте от 10—12 до 55 км (в зависимости от погодных условий и времени года). На него приходится не более 20 % всей массы атмосферы. Для этого слоя характерно понижение температуры до высоты ~25 км, с последующим повышением на границе с мезосферой почти до 0 С. Эта граница называется стратопаузой и находится на высоте 47—52 км. В стратосфере отмечается наибольшая концентрация озона в атмосфере, который оберегает все живые организмы на Земле от вредного ультрафиолетового излучения Солнца. Интенсивное поглощение солнечного излучения озоновым слоем и вызывает быстрый рост температуры в этой части атмосферы.

Мезосфера расположена на высоте от 50 до 80 км над поверхностью Земли, между стратосферой и термосферой. Она отделена от этих слоёв мезопаузой (80—90 км). Это самое холодное место на Земле, температура здесь опускается до −100. При такой температуре вода, содержащаяся в воздухе, быстро замерзает, иногда формируя серебристые облака. Их можно наблюдать сразу после захода Солнца, но наилучшая видимость создаётся, когда оно находится от 4 до 16 ниже горизонта. В мезосфере сгорает бо́льшая часть метеоритов, проникающих в земную атмосферу. С поверхности Земли они наблюдаются как падающие звёзды. На высоте 100 км над уровнем моря находится условная граница между земной атмосферой и космосом — линия Кармана.

В термосфере температура быстро поднимается до 1000 К, это связано с поглощением в ней коротковолнового солнечного излучения. Это самый протяжённый слой атмосферы (80—1000 км). На высоте около 800 км рост температуры прекращается, поскольку воздух здесь очень разрежён и слабо поглощает солнечную радиацию.

Ионосфера включает в себя два последних слоя. Здесь происходит ионизация молекул под действием солнечного ветра и возникают полярные сияния.

Экзосфера — внешняя и очень разреженная часть земной атмосферы. В этом слое частицы способны преодолевать вторую космическую скорость Земли и улетучиваться в космическое пространство. Это вызывает медленный, но устойчивый процесс, называемый диссипацией (рассеянием) атмосферы. В космос ускользают в основном частицы лёгких газов: водорода и гелия. Молекулы водорода, имеющие самую низкую молекулярную массу, могут легче достигать второй космической скорости и утекать в космическое пространство более быстрыми темпами, чем другие газы. Считается, что потеря восстановителей, например водорода, была необходимым условием для возможности устойчивого накопления кислорода в атмосфере. Следовательно, свойство водорода покидать атмосферу Земли, возможно, повлияло на развитие жизни на планете. В настоящее время бо́льшая часть водорода, попадающая в атмосферу, преобразуется в воду, не покидая Землю, а потеря водорода происходит в основном от разрушения метана в верхних слоях атмосферы.

Химический состав атмосферы

У поверхности Земли осушенный воздух содержит около 78,08 %азота (по объёму), 20,95 % кислорода, 0,93 % аргона и около 0,03 % углекислого газа. Объемная концентрация компонентов зависит от влажности воздуха — содержания в нём водяного пара, которое колеблется от 0,1 до 1,5 % в зависимости от климата, времени года, местности. Например, при 20 С и относительной влажности 60 % (средняя влажность комнатного воздуха летом) концентрация кислорода в воздухе составляет 20,64 %. На долю остальных компонентов приходится не более 0,1 %: это водород, метан, оксид углерода, и оксиды азота и другие инертные газы, кроме аргона. Также в воздухе всегда присутствуют твёрдые частицы (пыль — это частицы органических материалов, пепел, сажа,пыльца растений и др., при низких температурах — кристаллы льда) и капли воды(облака, туман) — аэрозоли. Концентрация твёрдых частиц пыли уменьшается с высотой. В зависимости от времени года, климата и местности концентрация частиц аэрозолей в составе атмосферы изменяется. Выше 200 км основной компонент атмосферы — азот. На высоте свыше 600 км преобладает гелий, а от 2000 км — водород (водородная корона).

Погода и климат

Земная атмосфера не имеет определённых границ, она постепенно становится тоньше и разреженнее, переходя в космическое пространство. Три четверти массы атмосферы содержится в первых 11 километрах от поверхности планеты (тропосфера). Солнечная энергия нагревает этот слой у поверхности,вызывая расширение воздуха и уменьшая его плотность. Затем нагретый воздух поднимается, а его место занимает более холодный и плотный воздух. Так возникает циркуляция атмосферы — система замкнутых течений воздушных масс путём перераспределения тепловой энергии.

Основой циркуляции атмосферы являются пассаты в экваториальном поясе (ниже 30 широты) и западные ветры умеренного пояса (в широтах между 30 и 60). Морские течения также являются важными факторами в формировании климата,также как и термохалинная циркуляция, которая распределяет тепловую энергию из экваториальных регионов в полярные.

Водяной пар, поднимающийся с поверхности, формирует облака в атмосфере. Когда атмосферные условия позволят подняться тёплому влажному воздуху, эта вода конденсируется и выпадает на поверхность в виде дождя, снега или града. Бо́льшая часть атмосферных осадков, выпавших на сушу, попадает в реки, и в конечном итоге возвращается в океаны или остаётся в озёрах, а затем снова испаряется, повторяя цикл. Этот круговорот воды в природе является жизненно важным фактором для существования жизни на суше. Количество осадков,выпадающих за год различно, начиная от нескольких метров до нескольких миллиметров в зависимости от географического положения региона. Атмосферная циркуляция, топологические особенности местности и перепады температур определяют среднее количество осадков, которое выпадает в каждом регионе.

Количество солнечной энергии, достигнувшее поверхности Земли,уменьшается с увеличением широты. В более высоких широтах солнечный свет падает на поверхность под более острым углом, чем в низких; и он должен пройти более длинный путь в земной атмосфере. В результате этого среднегодовая температура воздуха (на уровне моря) уменьшается примерно на 0,4 С при движении на 1 градус по обе стороны от экватора. Земля разделена на климатические пояса — природные зоны, имеющие приблизительно однородный климат. Типы климата могут быть классифицированы по режиму температуры, количеству зимних и летних осадков.Наиболее распространённая система классификации климата — классификация Кёппена, в соответствии с которой наилучшим критерием определения типа климата является то, какие растения произрастают на данной местности в естественных условиях. В систему входят пять основных климатических зон (влажные тропические леса, пустыни, умеренный пояс, континентальный климат и полярный тип), которые в свою очередь подразделяются на более конкретные подтипы.

Биосфера

Биосфера (от др.-греч. βιος — жизнь и σφαῖρα — сфера, шар) — это совокупность частей земных оболочек (лито-, гидро- и атмосферы), которая заселена живыми организмами, находится под их воздействием и занята продуктами их жизнедеятельности. Термин биосфера был впервые предложен австрийским геологом и палеонтологом Эдуардом Зюссом в 1875 году. Биосфера — оболочка Земли, заселённая живыми организмами и преобразованная ими. Она начала формироваться не ранее, чем 3,8 млрд лет назад, когда на нашей планете стали зарождаться первые организмы. Она включает в себя всю гидросферу, верхнюю часть литосферы и нижнюю часть атмосферы, то есть населяет экосферу. Биосфера представляет собой совокупность всех живых организмов. В ней обитает несколько миллионов видов растений, животных, грибов и микроорганизмов.

Биосфера состоит из экосистем, которые включают в себя сообщества живых организмов (биоценоз), среды их обитания (биотоп), системы связей, осуществляющие обмен веществом и энергией между ними. На суше они разделены главным образом географическими широтами, высотой над уровнем моря и различиями по выпадению осадков. Наземные экосистемы, находящиеся в Арктике или Антарктике, на больших высотах или в крайне засушливых районах, относительно бедны растениями и животными; разнообразие видов достигает пика во влажных тропических лесах экваториального пояса.

Магнитное поле Земли

Магнитное поле Земли в первом приближении представляет собой диполь, полюсы которого расположены рядом с географическими полюсами планеты.Поле формирует магнитосферу, которая отклоняет частицы солнечного ветра. Они накапливаются в радиационных поясах — двух концентрических областях в форме тора вокруг Земли. Около магнитных полюсов эти частицы могут высыпаться в атмосферу и приводить к появлению полярных сияний. На экваторе магнитное поле Земли имеет индукцию 3,05뜐-5 Tл и магнитный момент 7,91뜐15 Tл м3.

Согласно теории магнитного динамо, поле генерируется в центральной области Земли, где тепло создаёт протекание электрического тока в жидком металлическом ядре. Это в свою очередь приводит к возникновению у Земли магнитного поля. Конвекционные движения в ядре являются хаотичными; магнитные полюсы дрейфуют и периодически меняют свою полярность. Это вызывает инверсии магнитного поля Земли, которые возникают в среднем несколько раз за каждые несколько миллионов лет. Последняя инверсия произошла приблизительно 700 000 лет назад.

Магнитосфера — область пространства вокруг Земли, которая образуется, когда поток заряженных частиц солнечного ветра отклоняется от своей первоначальной траектории под воздействием магнитного поля. На стороне,обращённой к Солнцу, толщина её головной ударной волны составляет около 17 км и расположена она на расстоянии около 90 000 км от Земли. На ночной стороне планеты магнитосфера вытягивается, приобретая длинную цилиндрическую форму.

Когда заряженные частицы высокой энергии сталкиваются с магнитосферой Земли, то появляются радиационные пояса (пояса Ван Аллена).Полярные сияния возникают когда солнечная плазма достигает атмосферы Земли в районе магнитных полюсов.

Орбита и вращение Земли

Земле требуется в среднем 23 часа 56 минут и 4,091 секунд (звёздные сутки), чтобы совершить один оборот вокруг своей оси. Скорость вращения планеты с запада на восток составляет примерно 15 в час (1 в 4 минуты, 15' в минуту). Это эквивалентно угловому диаметру Солнца или Луны,около 0,5, каждые 2 минуты (видимые размеры Солнца и Луны примерно одинаковы).

Вращение Земли нестабильно: скорость её вращения относительно небесной сферы меняется (в апреле и ноябре продолжительность суток отличается от эталонных на 0,001 с), ось вращения прецессирует (на 20,1" в год) и колеблется (удаление мгновенного полюса от среднего не превышает 15'). В большом масштабе времени — замедляется. Продолжительность одного оборота Земли увеличивалась за последние 2000 лет в среднем на 0,0023 секунды в столетие (по наблюдениям за последние 250 лет это увеличение меньше — около 0,0014 секунды за 100 лет). Из-за приливного ускорения каждые следующие сутки оказываются длиннее предыдущих в среднем на 29 наносекунд.

Период вращения Земли относительно неподвижных звезд, согласно Международной службе вращения Земли (IERS), равен 86164,098903691 секунд по UT1 или 23 ч 56 мин 4,098903691 с.

Земля движется вокруг Солнца по эллиптической орбите на расстоянии около 150 млн км со средней скоростью 29,765 км/с. Скорость колеблется от 30,27 км/с (в перигелии) до 29,27 км/с (в афелии). Двигаясь по орбите, Земля совершает полный оборот за 365,2564 средних солнечных суток (один звёздный год). С Земли перемещение Солнца относительно звёзд составляет около 1 в день в восточном направлении. Скорость движения Земли по орбите непостоянна: при прохождении афелия она минимальна и составляет около 60 угловых минут в сутки, а при прохождении перигелия максимальна — около 62 минут в сутки. Солнце и вся Солнечная система обращается вокруг центра галактики Млечного Пути по почти круговой орбите со скоростью около 220 км/c. В свою очередь, Солнечная система в составе Млечного Пути движется со скоростью примерно 20 км/с по направлению к точке (апексу), находящейся на границе созвездий Лиры и Геркулеса, ускоряясь по мере расширения Вселенной.

Луна обращается вместе с Землёй вокруг общего центра масс каждые 27,32 суток относительно звёзд. Промежуток времени между двумя одинаковыми фазами луны (синодический месяц) составляет 29,53059 дня. Если смотреть с северного полюса мира, Луна движется вокруг Земли против часовой стрелки. В эту же сторону происходит и обращение всех планет вокруг Солнца, и вращение Солнца,Земли и Луны вокруг своей оси. Ось вращения Земли отклонена от перпендикуляра к плоскости её орбиты на 23,4 (видимое возвышение Солнца зависит от времени года); орбита Луны наклонена на 5 относительно орбиты Земли (без этого отклонения в каждом месяце происходило бы одно солнечное и одно лунное затмение).

Из-за наклона земной оси высота Солнца над горизонтом в течение года изменяется. Для наблюдателя в северных широтах летом, когда Северный полюс наклонён к Солнцу, светлое время суток длится дольше, и Солнце в небе находится выше. Это приводит к более высоким средним температурам воздуха. Зимой, когда Северный полюс отклоняется в противоположную от Солнца сторону, ситуация изменяется на обратную, и средняя температура становится ниже. За Северным полярным кругом в это время бывает полярная ночь, которая на широте Северного полярного круга длится почти двое суток (солнце не восходит в день зимнего солнцестояния), достигая на Северном полюсе полугода.

Изменения погодных условий, обусловленные наклоном земной оси,приводят к смене времён года. Четыре сезона определяются двумя солнцестояниями — моментами, когда земная ось максимально наклонена по направлению к Солнцу либо от Солнца, — и двумя равноденствиями. Зимнее солнцестояние происходит около 21 декабря, летнее — примерно 21 июня, весеннее равноденствие — приблизительно 20 марта, а осеннее — 23 сентября. Когда Северный полюс наклонён к Солнцу, Южный полюс, соответственно, наклонён от него. Таким образом, когда в Северном полушарии лето, в Южном полушарии зима, и наоборот (хотя месяцы называются одинаково, то есть, например, февраль — зимний месяц в Северном полушарии, но летний — в Южном полушарии).

Угол наклона земной оси относительно постоянен в течение длительного времени. Однако он претерпевает незначительные смещения (известные как нутация) с периодичностью 18,6 лет. Также существуют долгопериодические колебания (около 41 000 лет). Ориентация оси Земли со временем тоже изменяется,длительность периода прецессии составляет 25 000 лет. Прецессия является причиной различия звёздного года и тропического года. Оба эти движения вызваны меняющимся притяжением, действующим со стороны Солнца и Луны на экваториальную выпуклость Земли. Полюсы Земли перемещаются относительно её поверхности на несколько метров. Такое движение полюсов имеет разнообразные циклические составляющие, которые вместе называются квазипериодическим движением. В дополнение к годичным компонентам этого движения существует 14-месячный цикл, именуемый чандлеровским движением полюсов Земли. Скорость вращения Земли также не постоянна, что отражается в изменении продолжительности суток.

В настоящее время Земля проходит перигелий около 3 января, аафелий — примерно 4 июля. Количество солнечной энергии, достигающей Земли в перигелии, на 6,9 % больше, чем в афелии, поскольку расстояние от Земли до Солнца в афелии больше на 3,4 %. Это объясняется законом обратных квадратов.Так как Южное полушарие наклонено в сторону Солнца примерно в то же время,когда Земля находится ближе всего к Солнцу, то в течение года оно получает немного больше солнечной энергии, чем Северное полушарие. Однако этот эффект значительно менее важен, чем изменение полной энергии, обусловленное наклоном земной оси, и, кроме того, бо́льшая часть избыточной энергии поглощается больши́м количеством воды Южного полушария.

Для Земли радиус сферы Хилла (сфера влияния земной гравитации)равен примерно 1,5 млн км. Это максимальное расстояние, на котором влияниегравитации Земли больше, чем влияние гравитации других планет и Солнца.

Наблюдение

Впервые Земля была сфотографирована из космоса в 1959 году аппаратом Эксплорер-6. Первым человеком, увидевшим Землю из космоса, стал в 1961 году Юрий Гагарин. Экипаж Аполлона-8 в 1968 году первым наблюдал восход Земли с лунной орбиты. В 1972 году экипаж Аполлона-17 сделал знаменитый снимок Земли —Blue Marble.

Из открытого космоса и с внешних планет (расположенных за орбитой Земли) можно наблюдать прохождение Земли через фазы, подобные лунным,так же, как земной наблюдатель может видеть фазы Венеры (открытые Галилео Галилеем).

Луна

Луна — относительно большой планетоподобный спутник с диаметром,равным четверти земного. Это самый большой, по отношению к размерам своей планеты, спутник Солнечной системы. По названию земной Луны, естественные спутники других планет также называются лунами.

Гравитационное притяжение между Землёй и Луной является причиной земных приливов и отливов. Аналогичный эффект на Луне проявляется в том, что она постоянно обращена к Земле одной и той же стороной (период оборота Луны вокруг своей оси равен периоду её оборота вокруг Земли; см. также приливное ускорение Луны). Это называется приливной синхронизацией. Во время обращения Луны вокруг Земли Солнце освещает различные участки поверхности спутника, что проявляется в явлении лунных фаз: тёмная часть поверхности отделяется от светлой терминатором.

Из-за приливной синхронизации Луна удаляется от Земли примерно на 38 мм в год. Через миллионы лет это крошечное изменение, а также увеличение земного дня на 23 мкс в год, приведут к значительным изменениям. Так, например,в девоне (примерно 410 млн лет назад) в году было 400 дней, а сутки длились 21,8 часа.

Луна может существенно повлиять на развитие жизни путём изменения климата на планете. Палеонтологические находки и компьютерные модели показывают, что наклон земной оси стабилизируется приливной синхронизацией Земли с Луной. Если бы ось вращения Земли приблизилась к плоскости эклиптики,то в результате климат на планете стал бы чрезвычайно суровым. Один из полюсов был бы направлен прямо на Солнце, а другой — в противоположную сторону, и по мере обращения Земли вокруг Солнца они менялись бы местами. Полюсы были бы направлены прямо на Солнце летом и зимой. Планетологи, изучавшие такую ситуацию, утверждают, что, в таком случае на Земле вымерли бы все крупные животные и высшие растения.

Видимый с Земли угловой размер Луны очень близок к видимому размеру Солнца. Угловые размеры (и телесный угол) этих двух небесных тел схожи, потому что хоть диаметр Солнца и больше лунного в 400 раз, оно находится в 400 раз дальше от Земли. Благодаря этому обстоятельству и наличию значительного эксцентриситета орбиты Луны, на Земле могут наблюдаться как полные, так и кольцеобразные затмения.

Наиболее распространённая гипотеза происхождения Луны, гипотеза гигантского столкновения, утверждает, что Луна образовалась в результате столкновения протопланеты Теи (размером примерно с Марс) с прото-Землёй. Это, среди прочего, объясняет причины сходства и различия состава лунного грунта и земного.

В настоящее время у Земли нет других естественных спутников, кроме Луны, однако есть по крайней мере два естественных соорбитальных спутника— это астероиды 3753 Круитни, 2002 AA29 и множество искусственных.

Потенциально опасные объекты

Падение на Землю крупных (диаметром в несколько тысяч км)астероидов представляет опасность её разрушения, однако все наблюдаемые вс овременную эпоху подобные тела для этого слишком малы и их падение опасно только для биосферы. Согласно распространённым гипотезам, такие падения могли послужить причиной нескольких массовых вымираний, но однозначного ответа до сих пор не получено.

Астероиды с перигелийными расстояниями, меньшими или равными 1,3 астрономических единицы считаются сближающимися с Землёй. Астероиды, которые могут в обозримом будущем приблизиться к Земле на расстояние, меньшее или равное 0,05 а. е. и абсолютная звёздная величина которых не превышает 22m,считаются потенциально опасными объектами. Если взять среднее альбедо астероидов равным 0,13, то этому значению соответствуют тела, размер которых в поперечнике превышает 150 м. Тела меньших размеров при прохождении сквозь атмосферу большей частью разрушаются и сгорают, не представляя Земле существенной угрозы. Такие объекты могут причинить лишь локальный ущерб. Только 20 % астероидов, сближающихся с Землёй, являются потенциально опасными.

Географические сведения

Площадь

Поверхность: 510,072 млн км

Суша: 148,94 млн км (29,1 %)

Вода: 361,132 млн км (70,9 %)

Длина береговой линии: 356 000 км

Использование суши

Данные на 2011 год

пашня — 10,43 %

многолетние насаждения — 1,15 %

другое — 88,42 %

Поливные земли: 3 096 621,45 км (на 2011 год)

Будущее

Будущее планеты тесно связано с будущим Солнца. В результате накопления в ядре Солнца отработанного гелия светимость звезды начнёт медленно возрастать. Она увеличится на 10 % в течение следующих 1,1 млрд лет, ив результате этого обитаемая зона Солнечной системы сместится за пределы современной земной орбиты. Согласно некоторым климатическим моделям, увеличение количества солнечного излучения, падающего на поверхность Земли, приведёт к катастрофическим последствиям, включая возможность полного испарения всех океанов.

Повышение температуры поверхности Земли ускорит неорганическую циркуляцию CO2, уменьшив его концентрацию до смертельного для растений уровня (10 ppm для C4-фотосинтеза) за 500—900 млн лет. Исчезновение растительности приведёт к снижению содержания кислорода в атмосфере и жизнь на Земле станет невозможной за несколько миллионов лет. Ещё через миллиард лет вода с поверхности планеты исчезнет полностью, а средние температуры поверхности достигнут 70 С. Бо́льшая часть суши станет непригодна для существования жизни,и она в первую очередь должна остаться в океане. Но даже если бы Солнце было вечно и неизменно, то продолжающееся внутреннее охлаждение Земли могло бы привести к потере большей части атмосферы и океанов (из-за снижения вулканической активности). К тому времени единственными живыми существами на Земле останутся экстремофилы, организмы, способные выдерживать высокую температуру и недостаток воды.

Спустя 3,5 миллиарда лет от настоящего времени светимость Солнца увеличится на 40 % по сравнению с современным уровнем. Условия на поверхности Земли к тому времени будут схожи с поверхностными условиями современной Венеры: океаны полностью испарятся и улетучатся в космос, поверхность станет бесплодной раскалённой пустыней. Эта катастрофа сделает невозможным существование каких-либо форм жизни на Земле. Через 7,05 млрд лет в солнечном ядре закончатся запасы водорода. Это приведёт к тому, что Солнце сойдёт с главной последовательности и перейдёт в стадию красного гиганта. Модель показывает, что оно увеличится в радиусе до величины, равной примерно 120 % нынешнего радиуса орбиты Земли (1,2 а. е.), а его светимость возрастет в 2350—2730 раз. Однако к тому времени орбита Земли может увеличиться до 1,4 а. е., поскольку ослабнет притяжение Солнца из-за того, что оно потеряет 28-33 % своей массы вследствие усиления солнечного ветра. Однако исследования 2008 года показывают, что Земля, возможно, всё-таки будет поглощена Солнцем вследствие приливных взаимодействий с его внешней оболочкой.

К тому времени поверхность Земли будет расплавленной, поскольку температура на ней достигнет 1370 С. Атмосфера Земли, вероятно, будет унесена в космическое пространство сильнейшим солнечным ветром, испускаемым красным гигантом. С поверхности Земли Солнце будет выглядеть как огромный красный круг с угловыми размерами ≈160, занимая тем самым бо́льшую часть неба. Через 10 млн лет с того времени, как Солнце войдёт в фазу красного гиганта, температуры в солнечном ядре достигнут 100 млн K, произойдёт гелиевая вспышка, и начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия, Солнце уменьшится в радиусе до 9,5 современных. Стадия выжигания гелия (Helium Burning Phase) продлится 100—110 миллионов лет, после чего повторится бурное расширение внешних оболочек звезды, и она снова станет красным гигантом. Выйдя на асимптотическую ветвь гигантов, Солнце увеличится в диаметре в 213 раз по сравнению с современным размером. Спустя 20 миллионов лет начнётся период нестабильных пульсаций поверхности звезды. Эта фаза существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5000 раз. Это будет происходить от того, что в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия.

Ещё через примерно 75 000 лет (по другим источникам — 400 000)Солнце сбросит оболочки, и в конечном итоге от красного гиганта останется лишь его маленькое центральное ядро — белый карлик, небольшой, горячий, но очень плотный объект, с массой около 54,1 % от первоначальной солнечной. Если Земля сможет избежать поглощения внешними оболочками Солнца во время фазы красного гиганта, то она будет существовать ещё многие миллиарды (и даже триллионы) лет,до тех пор пока будет существовать Вселенная, однако условий для повторного возникновения жизни (по крайней мере, в её нынешнем виде) на Земле не будет. Со вхождением Солнца в фазу белого карлика, поверхность Земли постепенно остынет и погрузится во мрак. Если представить размеры Солнца с поверхности Земли будущего, то оно будет выглядеть не как диск, а как сияющая точка с угловыми размерами около 0’9".

Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли. Названа в честь Марса — древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют красной планетой из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей оксидом железа.

Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.

У Марса есть два естественных спутника — Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого — страх и ужас, имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос — 26,8휢,4휘,4 км, Деймос — 15휒,2휐,4 км) и имеют неправильную форму.

Начиная с 1960-х годов непосредственным исследованием Марса с помощью АМС занимались СССР (программы Марс и Фобос), США (программы Маринер, Викинг,Global Surveyor и другие), Европейское космическое агентство (программа Марс-экспресс) и Индия (программа Мангальян). На сегодняшний день, после Земли, Марс — самая подробно изученная планета Солнечной системы.

Основные сведения

Марс — четвёртая по удалённости от Солнца (после Меркурия, Венеры и Земли) и седьмая по размерам (превосходит по массе и диаметру только Меркурий) планета Солнечной системы. Масса Марса составляет 10,7 % массы Земли (6,423뜐23 кг против 5,9736뜐24 кг для Земли), объём — 0,15 объёма Земли, а средний линейный диаметр — 0,53 диаметра Земли (6800 км).

Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан гора Олимп — самая высокая известная гора на планетах Солнечной системы (самая высокая известная гора в Солнечной системе — на астероиде Веста), а долины Маринер — самый крупный известный каньон на планетах (самый большой каньон в солнечной системе обнаружен на спутнике Плутона — Хароне). Помимо этого, в июне 2008 года три статьи, опубликованные в журнале , представили доказательства существования в северном полушарии Марса самого крупного известного ударного кратера в Солнечной системе. Его длина — 10,6 тыс. км, а ширина — 8,5 тыс. км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший ударный кратер, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса.

Марс имеет период вращения и смену времён года, аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.

Вплоть до полёта к Марсу автоматической межпланетной станции Маринер-4 в 1965 году многие исследователи полагали, что на его поверхности есть вода в жидком состоянии. Это мнение было основано на наблюдениях за периодическими изменениями в светлых и тёмных участках, особенно в полярных широтах, которые были похожи на континенты и моря. Тёмные длинные линии на поверхности Марса интерпретировались некоторыми наблюдателями как ирригационные каналы для жидкой воды. Позднее было доказано, что большинство этих тёмных линий являются оптической иллюзией.

На самом деле из-за низкого давления вода не может существовать в жидком состоянии на большей части (около 70 %) поверхности Марса. Вода в состоянии льда была обнаружена в марсианском грунте космическим аппаратом НАСА Феникс. В то же время собранные марсоходами Спирит и геологические данные позволяют предположить, что в далёком прошлом вода покрывала значительную часть поверхности Марса. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность. По наблюдениям с космического аппаратаGlobal Surveyor, некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают.

С февраля 2009 по настоящее время орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывает три функционирующих космических аппарата: Марс Одиссей, Марс-экспресс и Reconnaissance Orbiter. Это больше, чем около любой другой планеты, помимо Земли.

Поверхность Марса в настоящий момент исследуют два марсохода. На поверхности Марса также находятся несколько неактивных посадочных модулей и марсоходов, завершивших исследования.

Марс хорошо виден с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает −2,91m (при максимальном сближении с Землёй), уступая по яркости лишь Юпитеру (и то далеко не всегда во время великого противостояния) и Венере (но лишь утром или вечером). Противостояние Марса можно наблюдать каждые два года. Последний раз такое явление на Земле наблюдалось с 9 по 14 апреля 2014 года. Как правило, во время великого противостояния (то есть при совпадении противостояния с Землёй и прохождения Марсом перигелия своей орбиты) оранжевый Марс является ярчайшим объектом земного ночного неба (не считая Луны), но это происходит лишь один раз в 15—17 лет в течение одной-двух недель.

Орбитальные характеристики

Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,76 млн км (когда Земля находится точно между Солнцем и Марсом), максимальное — около 401 млн км (когда Солнце находится точно между Землёй и Марсом).

Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн км (1,52 а. e.), период обращения вокруг Солнца равен 687 земным суткам. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн км. Наклонение орбиты Марса к плоскости эклиптики равно 1,85.

Марс ближе всего к Земле во время противостояния, когда планета находится на небе в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса и Земли. Раз в 15—17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи своего перигелия; в этих традиционно называемых великими противостояниях расстояние до планеты минимально (менее 60 млн км), и Марс достигает наибольшего углового размера 25,1″ и яркости −2,88m.

Физические характеристики

По линейному размеру Марс почти вдвое меньше Земли — его экваториальный радиус равен 3396,9 км (53,2 % земного). Площадь поверхности Марса примерно равна площади суши на Земле.

Полярный радиус Марса примерно на 20 км меньше экваториального, хотя период вращения у планеты больший, чем у Земли, что даёт повод предположить изменение скорости вращения Марса со временем.

Масса планеты — 6,418뜐23 кг (11 % массы Земли). Ускорение свободного падения на экваторе равно 3,711 м/с (0,378 земного); первая космическая скорость составляет 3,6 км/с, вторая — 5,027 км/с.

Период вращения планеты — 24 часа 37 минут 22,7 секунд (относительно звёзд), длина средних солнечных суток (называемых солами) составляет 24 часа 39 минут 35,24409 секунды, всего на 2,7 % длиннее земных суток. Марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток.

Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к перпендикуляру плоскости орбиты под углом 25,19. Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности — так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и относительно тёплое.

Атмосфера и климат

Температура на планете колеблется от −153 на полюсе зимой и до более +20 на экваторе в полдень. Средняя температура составляет −50 .

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.

По данным НАСА (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 210 ppm водяного пара, 0,08 % угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2,5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm (состав приведён в объёмных долях).

По данным спускаемого аппарата АМС Викинг (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1—2 % аргона, 2—3 % азота, а 95 % — углекислый газ. Согласно данным АМС Марс-2 и Марс-3, нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1,7휐5 электронов/см расположен на высоте 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км.

Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см, проведённое АМС Марс-4 10 февраля 1974 года, показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4,6휐3 электронов/см, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км.

Разреженность марсианской атмосферы и отсутствие магнитосферы являются причиной того, что уровень ионизирующей радиации на поверхности Марса существенно выше, чем на поверхности Земли. Мощность эквивалентной дозы на поверхности Марса составляет в среднем 0,7 мЗв/сутки (изменяясь в зависимости от солнечной активности и атмосферного давления в пределах от 0,35 до 1,15 мЗв/сутки) и обусловлена главным образом космическим излучением; для сравнения, на Земле среднемировая эквивалентная доза облучения от естественных источников, накапливаемая за год, равна 2,4 мЗв, в том числе от космических лучей 0,4 мЗв. Таким образом, за один-два дня космонавт на поверхности Марса получит такую же эквивалентную дозу облучения, какую на поверхности Земли он получил бы за год.

Атмосферное давление

По данным НАСА на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет 636 Па (6,36 мбар). Плотность атмосферы у поверхности — около 0,020 кг/м, общая масса атмосферы Марса — около 2,5휐16 кг.

В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Зимой 20—30 процентов всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты. Сезонные перепады давления, по разным источникам, составляют следующие значения:

По данным НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 мбар на среднем радиусе;

По данным Encarta (2000): от 6 до 10 мбар;

По данным Zubrin и Wagner (1996): от 7 до 10 мбар;

По данным посадочного аппарата Викинг-1: от 6,9 до 9 мбар;

По данным посадочного аппаратаPathfinder: от 6,7 мбар.

В месте посадки зонда АМС Марс-6 в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 мбар, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высо́ты и глуби́ны на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска, тропопауза находится на высоте примерно 30 км, где давление составляет 5휐−7 г/см (как на Земле на высоте 57 км).

Область Эллада настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 мбар, что выше тройной точки воды (около 6,1 мбар), поэтому при достаточно высокой температуре вода могла бы существовать там в жидком состоянии; при таком давлении, однако, вода закипает и превращается в пар уже при +10 .

На вершине высочайшей горы Марса, 27-километрового вулкана Олимп, давление может составлять от 0,5 до 1 мбар.

До высадки на поверхность Марса посадочных модулей давление было измерено за счёт ослабления радиосигналов с АМС Маринер-4, Маринер-6, Маринер-7 и Маринер-9 при их захождении за марсианский диск и выходе из-за марсианского диска — 6,5,0 мбар на среднем уровне поверхности, что в 160 раз меньше земного; такой же результат показали спектральные наблюдения АМС Марс-3. При этом в расположенных ниже среднего уровня областях (например, в марсианской Амазонии) давление, согласно этим измерениям, достигает 12 мбар.

Начиная с 1930-х годов, советские астрономы пытались определять давление атмосферы методами фотографической фотометрии — по распределению яркости вдоль диаметра диска в разных диапазонах световых волн. Французские учёные Б. Лио и О. Дольфюс производили с этой целью наблюдения поляризации рассеянного атмосферой Марса света. Сводку оптических наблюдений опубликовал американский астроном Ж. де Вокулёр в 1951 году, и по ним получалось давление 85 мбар, завышенное почти в 15 раз, поскольку не было отдельно учтено рассеяние света пылью, взвешенной в атмосфере Марса. Вклад пыли был приписан газовой атмосфере.

Климат

Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,1919; соответственно, на Марсе, так же как и на Земле, происходит смена времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в северном полушарии и лета в южном, афелий — во время разгара зимы в южном полушарии и соответственно лета в северном. Вследствие этого климат северного и южного полушарий различается. Для северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето; в южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат Феникс зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности.

По сведениям НАСА (2004 год), средняя температура составляет ~210 K (−63 ). По данным посадочных аппаратов Викинг, суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31 ) (Викинг-1), а скорость ветра 2—7 м/с (лето), 5—10 м/с (осень), 17—30 м/с (пылевой шторм).

По данным посадочного зонда Марс-6, средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км) стратосфера имеет почти постоянную температуру 144 K.

Исследователи из Центра имени Карла Сагана в 2007—2008 годах пришли к выводу, что в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Специалисты НАСА подтвердили эту гипотезу на основе анализа изменений альбедо разных частей планеты. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано. В мае 2016 года исследователи из Юго-Западного исследовательского института в Боулдере (Колорадо) опубликовали в журнале Science статью, в которой предъявили новые доказательства идущего потепления климата (на основе анализа данных Mars Reconnaissance Orbiter). По их мнению, этот процесс длительный и идёт, возможно, уже в течение 370 тыс. лет.

Существуют предположения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат — тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 184 .

Главной особенностью общей циркуляции атмосферы Марса являются фазовые переходы углекислого газа в полярных шапках, приводящие к значительным меридиональным потокам. Численное моделирование общей циркуляции атмосферы Марса указывает на существенный годовой ход давления с двумя минимумами незадолго перед равноденствиями, что подтверждается и наблюдениями по программе Викинг. Анализ данных о давлении выявил годовой и полугодовой циклы. Интересно, что, как и на Земле, максимум полугодовых колебаний зональной скорости ветра совпадает с равноденствиями. Численное моделирование выявляет также и существенный цикл индекса с периодом 4—6 суток в периоды солнцестояний. Викингом обнаружено подобие цикла индекса на Марсе с аналогичными колебаниями в атмосферах других планет.

Пылевые бури и пыльные вихри

Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10—40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса.

22 сентября 1971 года в светлой области Noachis в южном полушарии началась большая пылевая буря. К 29 сентября она охватила двести градусов по долготе от Ausonia до Thaumasia, а 30 сентября закрыла южную полярную шапку. Буря продолжала бушевать вплоть до декабря 1971 года, когда на орбиту Марса прибыли советские станции Марс-2 и Марс-3. Марсы проводили съёмку поверхности, но пыль полностью скрывала рельеф — не видно было даже горы Олимп, возвышающейся на 27 км. В одном из сеансов съёмки была получена фотография полного диска Марса с чётко выраженным тонким слоем марсианских облаков над пылью. Во время этих исследований в декабре 1971 года пылевая буря подняла в атмосферу столько пыли, что планета выглядела мутным красноватым диском. Только примерно к 10 января 1972 года пылевая буря прекратилась, и Марс принял обычный вид.

Начиная с 1970-х годов, в рамках программы Викинг, а также марсоходом Спирит и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это воздушные завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие в воздух большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют пыльными демонами — англ. dust devil), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. В марте 2005 года такой вихрь очистил солнечные батареи у марсохода Спирит.

Основные регионы

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями. Моря сосредоточены главным образом в южном полушарии планеты, между 10 и 40 широты. В северном полушарии есть только два крупных моря — Ацидалийское и Большой Сирт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся предметом дискуссий. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30 к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской поверхности.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты съехались (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту Пангея на Земле, а затем застыли в этом положении. Другая гипотеза предполагает столкновение Марса с космическим телом размером с Плутон.

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд. лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда.

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов — Фарсида и Элизий. Фарсида — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и высочайшая известная в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.

По другим данным, высота Олимпа составляет 21 287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания — примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 км. Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км.

Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долины Маринер — тянется в широтном направлении почти на 4000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 и глубины 7—10 км; по размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долины Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом Маринер-9 в 1971 году, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.

Лёд и полярные шапки

Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Полярные шапки в максимуме разрастания могут достигать широты 50. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет 1000 км. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.

Северная и Южная полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа и вековой — водяного льда. По данным со спутника Марс-экспресс, толщина шапок может составлять от 1 м до 3,7 км. Аппарат Марс Одиссей обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.

В 1784 году астроном У. Гершель обратил внимание на сезонные изменения размера полярных шапок, по аналогии с таянием и намерзанием льдов в земных полярных областях. В 1860-х годах французский астроном Э. Ляи наблюдал волну потемнения вокруг тающей весенней полярной шапки, что тогда было истолковано как растекание талых вод и развитие растительности. Спектрометрические измерения, которые были проведены в начале XX века в обсерватории Ловелла во Флагстаффе В. Слайфером, однако, не показали наличия линии хлорофилла — зелёного пигмента земных растений.

По фотографиям Маринера-7 удалось определить, что полярные шапки имеют толщину в несколько метров, а измеренная температура 115 K (−158 ) подтвердила возможность того, что она состоит из замёрзшей углекислоты — сухого льда.

Возвышенность, которая получила название гор Митчелла, расположенная близ южного полюса Марса, при таянии полярной шапки выглядит как белый островок, поскольку в горах ледники тают позднее, в том числе и на Земле.

Данные аппарата Mars Reconnaissance Orbiter позволили обнаружить под каменистыми осыпями у подножия гор значительный слой льда. Ледник толщиной в сотни метров занимает площадь в тысячи квадратных километров, и его дальнейшее изучение способно дать информацию об истории марсианского климата.

Русла рек и другие особенности

На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.

В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км. Намывшая дельту река имела в длину более 60 км.

Данные марсоходов НАСА Спирит и Оппортьюнити свидетельствуют также о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат Феникс обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.

Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, обтекают различные препятствия, сливаются и расходятся. Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного, — заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек. Дальнейший спектральный анализ показал присутствие в указанных областях перхлоратов — солей, способных обеспечить существование жидкой воды в условиях марсианского давления.

28 сентября 2012 года на Марсе обнаружены следы пересохшего водного потока. Об этом объявили специалисты американского космического агентства НАСА после изучения фотографий, полученных с марсохода Кьюриосити, на тот момент работавшего на планете лишь семь недель. Речь идёт о фотографиях камней, которые, по мнению учёных, явно подвергались воздействию воды.

На вулканической возвышенности Фарсида обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата Марсианский разведывательный спутник, сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а освещённая часть стенки уходит в глубину не менее чем на 178 метров. Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований.

На Марсе имеется необычный регион — Лабиринт Ночи, представляющий собой систему пересекающихся каньонов. Их образование не было связано с водной эрозией, и вероятная причина появления — тектоническая активность. Когда Марс находится вблизи перигелия, над лабиринтом Ночи и долинами Маринера появляются высокие (40—50 км) облака. Восточный ветер вытягивает их вдоль экватора и сносит к западу, где они постепенно размываются. Их длина достигает нескольких сотен (до тысячи) километров, а ширина — нескольких десятков. Состоят они, судя по условиям в этих слоях атмосферы, тоже из водяного льда. Они довольно густые и отбрасывают на поверхность хорошо заметные тени. Их появление объясняют тем, что неровности рельефа вносят возмущения в воздушные потоки, направляя их вверх. Там они охлаждаются, а содержащийся в них водяной пар конденсируется.

Грунт

Элементный состав поверхностного слоя грунта, определённый по данным посадочных аппаратов, неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы — кремнезём (20—25 %), содержащий примесь гидратов (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого).

Согласно данным зонда НАСА Феникс (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. Фактически мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем, сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта (pH = 7,7) многие могут встретить на своём заднем дворе, и он вполне пригоден для выращивания спаржи.

В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда. Орбитальный зонд Марс Одиссей также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решён в 2008 году, когда зонд Феникс, севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта.

Данные, полученные марсоходом Curiosity и обнародованные в сентябре 2013 года, показали, что содержание воды под поверхностью Марса гораздо выше, чем считалось ранее. В породе, из которой брал образцы марсоход, её содержание может достигать 2 % по весу.

Геология и внутреннее строение

В прошлом на Марсе, как и на Земле, происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле, и достигать гигантских размеров, говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов и, возможно, не позволяло достичь им такой высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов.

Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (максимальная оценка — не более 125 км), силикатной мантии и ядра радиусом, по разным оценкам, от 1480 до 1800 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14—18 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам, формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит, в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, что фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта.

Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов, поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт, и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа.

Магнитное поле

У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле.

Согласно показаниям магнетометров станций Марс-2 и Марс-3, напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60 гамм, на полюсе — 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС Марс-5, напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент планетарного диполя — 2,4휐22 эрстедсм.

Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.

По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции Марс Глобал Сервейор), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад — до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млрд. лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50—75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша и разрушился. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе.

Геологическая история

Согласно одной из гипотез, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы. Потеря легких атомов и молекул из атмосферы — следствие слабого притяжения Марса. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд. лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации, которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у самой его поверхности.

Геологическая история Марса заключает в себя три нижеследующие эпохи:

Нойская эра (названа в честь Ноевой земли, района Марса): формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса. Продолжалась в период 4,5—3,5 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами. Плато провинции Фарсида было, вероятно, сформировано в этот период с интенсивным обтеканием водой позднее.

Гесперийская эра: от 3,5 млрд лет назад до 2,9—3,3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена образованием огромных лавовых полей.

Амазонийская эра (названа в честь Амазонской равнины на Марсе): 2,9—3,3 млрд лет назад до наших дней. Районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но во всём остальном они полностью различаются. Гора Олимп сформирована в этот период. В это время в других частях Марса разливались лавовые потоки.

Спутники

Естественными спутниками Марса являются Фобос и Деймос. Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Фобос и Деймос имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие (5261) Эврика из Троянской группы астероидов. Спутники названы в честь персонажей, сопровождающих бога Ареса (то есть Марса), — Фобоса и Деймоса, олицетворяющих страх и ужас, которые помогали богу войны в битвах.

Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной (это вызвано эффектом приливного захвата и характерно для большинства спутников планет в Солнечной системе, в том числе для Луны). Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, и, в конце концов, приведёт к падению спутника на Марс (при сохранении текущей тенденции), или к его распаду. Напротив, Деймос удаляется от Марса.

Орбитальный период Фобоса меньше, чем период обращения Марса, поэтому для наблюдателя на поверхности планеты Фобос (в отличие от Деймоса и вообще от всех известных естественных спутников планет Солнечной системы, кроме Метиды и Адрастеи) восходит на западе и заходит на востоке.

Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду, Фобос (26,8휢,4휘,4 км) несколько крупнее Деймоса (15휒,2휑 км). Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.

Жизнь

Популярная идея, что Марс населён разумными марсианами, широко распространилась в конце XIX века.

Наблюдения Скиапарелли так называемых каналов, в сочетании с книгой Персиваля Лоуэлла по той же теме сделали популярной идею о планете, климат которой становился всё суше, холоднее, которая умирала и на которой существовала древняя цивилизация, выполняющая ирригационные работы.

Другие многочисленные наблюдения и объявления известных лиц породили вокруг этой темы так называемую Марсианскую лихорадку (англ. Mars Fever). В 1899 году во время изучения атмосферных радиопомех с использованием приёмников в Колорадской обсерватории, изобретатель Никола Тесла наблюдал повторяющийся сигнал. Он высказал догадку, что это может быть радиосигнал с других планет, например, Марса. В интервью 1901 года Тесла сказал, что ему пришла в голову мысль о том, что помехи могут быть вызваны искусственно. Хотя он не смог расшифровать их значение, для него было невозможным то, что они возникли совершенно случайно. По его мнению, это было приветствие одной планеты другой.

Гипотеза Теслы вызвала горячую поддержку известного британского учёного-физика Уильяма Томсона (лорда Кельвина), который, посетив США в 1902 году, сказал, что, по его мнению, Тесла поймал сигнал марсиан, посланный в США. Однако ещё до отбытия из Америки Кельвин стал решительно отрицать это заявление: На самом деле я сказал, что жители Марса, если они существуют, несомненно могут видеть Нью-Йорк, в частности, свет от электричества.

Фактические данные

Научные гипотезы о существовании в прошлом жизни на Марсе присутствуют давно. По результатам наблюдений с Земли и данным космического аппарата Марс-экспресс в атмосфере Марса обнаружен метан. Позднее, в 2014 году, марсоход НАСА Curiosity зафиксировал всплеск содержания метана в атмосфере Марса и обнаружил органические молекулы в образцах, извлечённых в ходе бурения скалы Камберленд.

В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий. Интересно, что в некоторых метеоритах марсианского происхождения обнаружены образования, по форме напоминающие клетки, хотя они и уступают мельчайшим земным организмам по размерам. Одним из таких метеоритов является ALH 84001, найденный в Антарктиде в 1984 году.

Важные открытия сделаны марсоходом . В декабре 2012 года были получены данные о наличии на Марсе органических веществ, а также перхлоратов. Те же исследования показали наличие водяного пара в нагретых образцах грунта. Интересным фактом является то, что на Марсе приземлился на дно высохшего озера.

Анализ наблюдений говорит, что планета ранее имела значительно более благоприятные для жизни условия, нежели теперь. Согласно программе Викинг, осуществлённой в середине 1970-х годов, была проведена серия экспериментов для обнаружения микроорганизмов в марсианской почве. Она дала положительные результаты: например, временное увеличение выделения CO2 при помещении частиц почвы в воду и питательную среду. Однако затем данное свидетельство жизни на Марсе было оспорено учёными команды Викингов. Это привело к их продолжительным спорам с учёным из NASA Гильбертом Левиным, который утверждал, что Викинг обнаружил жизнь. После переоценки данных Викинга в свете современных научных знаний об экстремофилах было установлено, что проведённые эксперименты были недостаточно совершенны для обнаружения этих форм жизни. Более того, эти тесты могли убить организмы, даже если последние содержались в пробах. Тесты, проведённые в рамках программы Феникс, показали, что почва имеет очень щелочной pH и содержит магний, натрий, калий и хлориды. Питательных веществ в почве достаточно для поддержания жизни, однако жизненные формы должны иметь защиту от интенсивного ультрафиолетового света.

На сегодняшний день условием для развития и поддержания жизни на планете считается наличие жидкой воды на её поверхности, а также нахождение орбиты планеты в так называемой зоне обитаемости, которая в Солнечной системе начинается за орбитой Венеры и заканчивается большой полуосью орбиты Марса. Вблизи перигелия Марс находится внутри этой зоны, однако тонкая атмосфера с низким давлением препятствует появлению жидкой воды на длительный период. Недавние свидетельства говорят о том, что любая вода на поверхности Марса является слишком солёной и кислотной для поддержания постоянной земноподобной жизни.

Отсутствие магнитосферы и крайне разрежённая атмосфера Марса также являются проблемой для поддержания жизни. На поверхности планеты идёт очень слабое перемещение тепловых потоков, она плохо изолирована от бомбардировки частицами солнечного ветра; помимо этого, при нагревании вода мгновенно испаряется, минуя жидкое состояние из-за низкого давления. Кроме того, Марс также находится на пороге т. н. геологической смерти. Окончание вулканической активности, по всей видимости, остановило круговорот минералов и химических элементов между поверхностью и внутренней частью планеты.

Близость Марса и относительное его сходство с Землёй породило ряд фантастических проектов терраформирования и колонизации Марса землянами в будущем.

Марсоход Curiosity обнаружил сразу два источника органических молекул на поверхности Марса. Помимо кратковременного увеличения доли метана в атмосфере, аппарат зафиксировал наличие углеродных соединений в порошкообразном образце, оставшемся от бурения марсианской скалы. Первое открытие позволил сделать инструмент SAM на борту марсохода. За 20 месяцев он 12 раз измерил состав марсианской атмосферы. В двух случаях — в конце 2013 года и начале 2014 — Curiosity удалось обнаружить десятикратное увеличение средней доли метана. Этот всплеск, по мнению членов научной команды марсохода, свидетельствует об обнаружении локального источника метана. Имеет ли он биологическое или же иное происхождение, специалисты утверждать затрудняются вследствие нехватки данных для полноценного анализа.

Астрономические наблюдения с поверхности Марса

После посадок автоматических аппаратов на поверхность Марса появилась возможность вести астрономические наблюдения непосредственно с поверхности планеты. Вследствие астрономического положения Марса в Солнечной системе, характеристик атмосферы, периода обращения Марса и его спутников картина ночного неба Марса (и астрономических явлений, наблюдаемых с планеты) отличается от земной и во многом представляется необычной и интересной.

Небесная сфера

Северный полюс на Марсе, вследствие наклона оси планеты, находится в созвездии Лебедя (экваториальные координаты: прямое восхождение 21ч 10м 42с, склонение +52 53.0′ и не отмечен яркой звездой: ближайшая к полюсу — тусклая звезда шестой величины BD +52 2880 (другие её обозначения — HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южный полюс мира (координаты 9ч 10м 42с и −52 53,0) находится в паре градусов от звезды Каппа Парусов (видимая звёздная величина 2,5) — её, в принципе, можно считать Южной Полярной звездой Марса.

Вид неба похож на наблюдаемый с Земли, с одним отличием: при наблюдении годичного движения Солнца по созвездиям Зодиака оно (как и другие планеты, включая Землю), выйдя из восточной части созвездия Рыб, будет проходить в течение 6 дней через северную часть созвездия Кита перед тем, как снова вступить в западную часть Рыб.

Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красновато-розовый цвет, а в непосредственной близости к диску Солнца — от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь.

В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина таких отличий от цветовой гаммы земного неба — свойства тонкой, разреженной, содержащей взвешенную пыль атмосферы Марса. На Марсе рэлеевское рассеяние лучей (которое на Земле и является причиной голубого цвета неба) играет незначительную роль, эффект его слаб, но проявляется в виде голубого свечения при восходе-закате Солнца, когда свет проходит более толстый слой воздуха. Предположительно, жёлто-оранжевая окраска неба также вызывается присутствием 1 % магнетита в частицах пыли, постоянно взвешенной в марсианской атмосфере и поднимаемой сезонными пылевыми бурями. Сумерки начинаются задолго до восхода Солнца и длятся долго после его захода. Иногда цвет марсианского неба приобретает фиолетовый оттенок в результате рассеяния света на микрочастицах водяного льда в облаках (последнее — довольно редкое явление).

Солнце и планеты

Угловой размер Солнца, наблюдаемый с Марса, меньше видимого с Земли и составляет 2⁄3 от последнего. Меркурий с Марса будет практически недоступен для наблюдений невооружённым глазом из-за чрезвычайной близости к Солнцу. Самой яркой планетой на небе Марса является Венера, на втором месте — Юпитер (его четыре крупнейших спутника часть времени можно наблюдать без телескопа), на третьем — Земля.

Земля по отношению к Марсу является внутренней планетой, так же, как Венера для Земли. Соответственно, с Марса Земля наблюдается как утренняя или вечерняя звезда, восходящая перед рассветом или видимая на вечернем небе после захода Солнца.

Максимальная элонгация Земли на небе Марса составляет 38 градусов. Для невооружённого глаза Земля будет видна как яркая (максимальная видимая звёздная величина около −2,5m) зеленоватая звезда, рядом с которой будет легко различима желтоватая и более тусклая (около +0,9m) звёздочка Луны. В телескоп оба объекта будут видны с одинаковыми фазами. Обращение Луны вокруг Земли будет наблюдаться с Марса следующим образом: на максимальном угловом удалении Луны от Земли невооружённый глаз легко разделит Луну и Землю: через неделю звёздочки Луны и Земли сольются в неразделимую глазом единую звезду, ещё через неделю Луна будет снова видна на максимальном расстоянии, но уже с другой стороны от Земли. Периодически наблюдатель на Марсе сможет видеть проход (транзит) Луны по диску Земли либо, наоборот, покрытие Луны диском Земли. Максимальное видимое удаление Луны от Земли (и их видимая яркость) при наблюдении с Марса будет значительно изменяться в зависимости от взаимного положения Земли и Марса, и, соответственно, расстояния между планетами. В эпохи противостояний оно составит около 17 минут дуги (около половины углового диаметра Солнца и Луны при наблюдении с Земли), на максимальном удалении Земли и Марса — 3,5 минуты дуги. Земля, как и другие планеты, будет наблюдаться в полосе созвездий Зодиака. Астроном на Марсе также сможет наблюдать прохождение Земли по диску Солнца; ближайшее такое явление произойдёт 10 ноября 2084 года.

Исследование Марса классическими методами астрономии

Первые наблюдения Марса проводились до изобретения телескопа. Это были позиционные наблюдения с целью определения положений планеты по отношению к звёздам. Существование Марса как блуждающего объекта в ночном небе было письменно засвидетельствовано древнеегипетскими астрономами в 1534 году до н. э. Ими же было установлено ретроградное (попятное) движение планеты и рассчитана траектория движения вместе с точкой, где планета меняет своё движение относительно Земли с прямого на попятное.

В вавилонской планетарной теории были впервые получены временные измерения планетарного движения Марса и уточнено положение планеты на ночном небе. Пользуясь данными египтян и вавилонян, древнегреческие (эллинистические) философы и астрономы разработали подробную геоцентрическую модель для объяснения движения планет. Спустя несколько веков индийскими и исламскими астрономами был оценен размер Марса и расстояние до него от Земли. В XVI веке Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель для описания Солнечной системы с круговыми планетарными орбитами. Его результаты были пересмотрены Иоганном Кеплером, который ввёл более точную эллиптическую орбиту Марса, совпадающую с наблюдаемой.

Голландский астроном Христиан Гюйгенс первым составил карту поверхности Марса, отражающую множество деталей. 28 ноября 1659 года он сделал несколько рисунков Марса, на которых были отображены различные темные области, позже сопоставленные с плато Большой Сирт.

Предположительно первые наблюдения, установившие существование у Марса ледяной шапки на южном полюсе, были сделаны итальянским астрономом Джованни Доменико Кассини в 1666 году. В том же году он при наблюдениях Марса делал зарисовки видимых деталей поверхности и выяснил, что через 36 или 37 дней положения деталей поверхности повторяются, а затем вычислил период вращения — 24 ч. 40 м. (этот результат отличается от правильного значения менее чем на 3 минуты).

В 1672 году Христиан Гюйгенс заметил нечёткую белую шапочку и на северном полюсе

В 1888 году Джованни Скиапарелли дал первые имена отдельным деталям поверхности: моря Афродиты, Эритрейское, Адриатическое, Киммерийское; озёра Солнца, Лунное и Феникс.

Расцвет телескопических наблюдений Марса пришёлся на конец XIX — середину XX века. Во многом он обусловлен общественным интересом и известными научными спорами вокруг наблюдавшихся марсианских каналов. Среди астрономов докосмической эры, проводивших телескопические наблюдения Марса в этот период, наиболее известны Скиапарелли, Персиваль Ловелл, Слайфер, Антониади, Барнард, Жарри-Делож, Л. Эдди, Тихов, Вокулёр. Именно ими были заложены основы ареографии и составлены первые подробные карты поверхности Марса — хотя они и оказались практически полностью неверными после полётов к Марсу автоматических зондов.

Изучение с помощью орбитальных телескопов

Для систематического исследования Марса были использованы возможности космического телескопа Хаббл (КТХ или HST — Hubble Space Telescope), при этом были получены фотографии Марса с самым высоким разрешением из когда-либо сделанных на Земле. КТХ может создать изображения полушарий, что позволяет промоделировать погодные системы. Наземные телескопы, оснащенные ПЗС, могут сделать фотоизображения Марса высокой чёткости, что позволяет в противостоянии регулярно проводить мониторинг планетной погоды.

Рентгеновское излучение с Марса, впервые обнаруженное астрономами в 2001 году с помощью космической рентгеновской обсерватории Чандра, состоит из двух компонентов. Первая составляющая связана с рассеиванием в верхней атмосфере Марса рентгеновских лучей Солнца, в то время как вторая происходит от взаимодействия между ионами с обменом зарядами.

Исследование Марса межпланетными станциями

С 1960-х годов к Марсу для подробного изучения планеты с орбиты и фотографирования поверхности были направлены несколько автоматических межпланетных станций (АМС). Кроме того, продолжалось дистанционное зондирование Марса с Земли в большей части электромагнитного спектра с помощью наземных и орбитальных телескопов, например, в инфракрасном для определения состава поверхности, в ультрафиолетовом и субмиллиметровом диапазонах — для исследования состава атмосферы, в радиодиапазоне — для измерения скорости ветра.

Советские исследования

Советские исследования Марса включали в себя программу Марс, в рамках которой с 1962 по 1973 год были запущены автоматические межпланетные станции четырёх поколений для исследования планеты Марс и околопланетного пространства. Первые АМС (Марс-1, Зонд-2) исследовали также и межпланетное пространство.

Космические аппараты четвёртого поколения (серия М-71 — Марс-2, Марс-3, запущены в 1971 году) состояли из орбитальной станции — искусственного спутника Марса и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией, комплектовавшейся марсоходом ПрОП-М. Космические аппараты серии М-73С Марс-4 и Марс-5 должны были выйти на орбиту вокруг Марса и обеспечивать связь с автоматическими марсианскими станциями, которые несли АМС серии М-73П Марс-6 и Марс-7; эти четыре АМС были запущены в 1973 году.

Из-за неудач спускаемых аппаратов главная техническая задача всей программы Марс — проведение исследований на поверхности планеты с помощью автоматической марсианской станции — не была решена. Тем не менее, многие научные задачи, такие, как получение фотографий поверхности Марса и различные измерения атмосферы, магнитосферы, состава почвы являлись передовыми для своего времени. В рамках программы была осуществлена первая мягкая посадка спускаемого аппарата на поверхность Марса (Марс-3, 2 декабря 1971 года) и первая попытка передачи изображения с поверхности.

СССР осуществил также программу Фобос — две автоматические межпланетные станции, предназначенные для исследования Марса и его спутника Фобоса.

Первая АМС Фобос-1 была запущена 7 июля, а вторая, Фобос-2 — 12 июля 1988 года. Основная задача — доставка на поверхность Фобоса спускаемых аппаратов (ПрОП-Ф и ДАС) для изучения спутника Марса — осталась невыполненной. Однако, несмотря на потерю связи с обоими КА, исследования Марса, Фобоса и околомарсианского пространства, выполненные в течение 57 дней на этапе орбитального движения Фобоса-2 вокруг Марса, позволили получить новые научные результаты о тепловых характеристиках Фобоса, плазменном окружении Марса, взаимодействии его с солнечным ветром.

Американские исследования в XX веке

В 1964 году в США был осуществлён первый удачный запуск к Марсу в рамках программы Маринер. Маринер-4 осуществил первое исследование с пролётной траектории и сделал первые снимки поверхности. Маринер-6 и Маринер-7, запущенные в 1969 году, произвели первое исследование состава атмосферы с применением спектроскопических методик и определение температуры поверхности по измерениям инфракрасного излучения. В 1971 году Маринер-9 стал первым искусственным спутником Марса и осуществил первое картографирование поверхности.

Следующая программа США — Викинг — включала запуск в 1975 году двух идентичных космических аппаратов — Викинг-1 и Викинг-2, которые провели исследования с около марсианской орбиты и на поверхности Марса, в частности, поиск жизни в пробах грунта. Каждый Викинг состоял из орбитальной станции — искусственного спутника Марса — и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией. Автоматические марсианские станции Викингов — первые космические аппараты, успешно работавшие на поверхности Марса и передавшие фотографии с места посадки. Это одна из наиболее информативных и успешных марсианских программ, хотя ей и не удалось обнаружить жизнь.

Mars Pathfinder — посадочный аппарат НАСА, работавший на поверхности в 1996—1997 годах.

В наше время

Mars Global Surveyor — орбитальный аппарат НАСА, осуществлявший картографирование поверхности в 1999—2007 годах.

Феникс — посадочный аппарат НАСА, работавший на поверхности в 2008 году.

Спирит — марсоход, работавший на поверхности в 2004—2010 годах.

На настоящий момент (2016 год) на орбитах искусственных спутников Марса находятся несколько работающих АМС:

Марс Одиссей (с 24 октября 2001 года),

Марс-экспресс (с 25 декабря 2003 года),

Марсианский разведывательный спутник (с 10 марта 2006 года),

(с 21/22 сентября 2014 года),

(c 24 сентября 2014 года).

На поверхности планеты работают марсоходы:

Оппортьюнити (с 25 января 2004 года),

Кьюриосити (Mars Science Laboratory) (с 6 августа 2012 года).

Кроме того, к Марсу летит

Десантный модуль с посадочной платформой Экзомарс (с 14 марта 2016 года).

Мерку́рий — самая близкая к Солнцу планета Солнечной системы. Планета названа в честь древнеримского бога торговли — быстроногого Меркурия, поскольку она движется по небесной сфере быстрее других планет.

Общие сведения

Среднее расстояние Меркурия от Солнца чуть меньше 58 млн км. (57,91 млн км.). Планета обращается вокруг Солнца за 88 земных суток. Видимая звёздная величина Меркурия колеблется от −1,9 до 5,5, но его нелегко заметить из-за близости к Солнцу.

Меркурий относится к планетам земной группы. По своим физическим характеристикам Меркурий напоминает Луну. У него нет естественных спутников, но есть очень разрежённая атмосфера. Планета обладает крупным железным ядром, являющимся источником магнитного поля, напряжённость которого составляет 0,01 от земного магнитного поля. Ядро Меркурия составляет 83 % от всего объёма планеты. Температура на поверхности Меркурия колеблется от 90 до 700 К (от −180 до +430 ). Солнечная сторона нагревается гораздо больше, чем полярные области и обратная сторона планеты.

Радиус Меркурия составляет всего 2439,71,0 км, что меньше радиуса спутника Юпитера Ганимеда и спутника Сатурна Титана. Масса планеты равна 3,3뜐23 кг. Средняя плотность Меркурия довольно велика — 5,43 г/см, что лишь незначительно меньше плотности Земли. Учитывая, что Земля намного больше по размерам, значение плотности Меркурия указывает на повышенное содержание в его недрах металлов. Ускорение свободного падения на Меркурии равно 3,70 м/с. Вторая космическая скорость — 4,25 км/с. Несмотря на меньший радиус, Меркурий всё же превосходит по массе такие спутники планет-гигантов, как Ганимед и Титан.

О планете пока известно сравнительно немного. Только в 2009 году учёные составили первую полную карту Меркурия, используя снимки аппаратов Маринер-10 и Мессенджер.

После лишения Плутона в 2006 году статуса планеты к Меркурию перешло звание самой маленькой планеты Солнечной системы.

Астрономические характеристики

Видимая звёздная величина Меркурия колеблется от −1.9m до 5,5m, но его нелегко заметить по причине небольшого углового расстояния от Солнца (максимум 28,3).

Наиболее благоприятные условия для наблюдения Меркурия — в низких широтах и вблизи экватора: это связано с тем, что продолжительность сумерек там наименьшая. В средних широтах найти Меркурий гораздо труднее и возможно только в период наилучших элонгаций. В высоких широтах планету практически никогда нельзя увидеть на тёмном ночном небе: Меркурий виден в течение очень небольшого промежутка времени после наступления сумерек.

Наиболее благоприятные условия для наблюдения Меркурия в средних широтах обоих полушарий складываются около равноденствий (продолжительность сумерек при этом минимальная). Оптимальным временем для наблюдений планеты являются утренние или вечерние сумерки в периоды его элонгаций (периодов максимального удаления Меркурия от Солнца на небе, наступающих несколько раз в год).

Астрономический символ Меркурия представляет собой стилизованное изображение крылатого шлема бога Меркурия с его кадуцеем.

Небесная механика Меркурия

Меркурий обращается по своей орбите вокруг Солнца с периодом около 88 земных суток. Продолжительность одних звёздных суток на Меркурии составляет 58,65 земных, а солнечных — 176 земных. Меркурий движется вокруг Солнца по довольно сильно вытянутой эллиптической орбите (эксцентриситет 0,205) на среднем расстоянии 57,91 млн км (0,387 а. е.). В перигелии Меркурий находится в 45,9 млн км от Солнца (0,3 а. е.), в афелии — в 69,7 млн км (0,46 а. е.), таким образом, в перигелии Меркурий более чем в полтора раза ближе к Солнцу, чем в афелии. Наклон орбиты к плоскости эклиптики равен 7. На один оборот по орбите Меркурий затрачивает 87,97 земных суток. Средняя скорость движения планеты по орбите — 48 км/с. Расстояние от Меркурия до Земли меняется от 82 до 217 млн км. Поэтому при наблюдении с Земли, Меркурий за несколько дней изменяет своё положение относительно Солнца от запада (утренняя видимость) к востоку (вечерняя видимость).

Астрономы долгое время считали, что Меркурий постоянно обращён к Солнцу одной и той же стороной, и один оборот вокруг оси занимает у него те же 87,97 земных суток. Наблюдения деталей на поверхности Меркурия не противоречили этому. Данное заблуждение было связано с тем, что наиболее благоприятные условия для наблюдения Меркурия повторяются через период, примерно равный четырёхкратному периоду вращения Меркурия (352 суток), поэтому в различное время наблюдался приблизительно один и тот же участок поверхности планеты. Истина раскрылась только в середине 1960-х годов, когда была проведена радиолокация Меркурия.

Оказалось, что меркурианские звёздные сутки равны 58,65 земных суток, то есть 2/3 меркурианского года. Такое соотношение периодов вращения вокруг оси и обращения Меркурия вокруг Солнца является уникальным для Солнечной системы явлением. Оно, предположительно, объясняется тем, что приливное воздействие Солнца отбирало момент количества движения и тормозило вращение, которое было первоначально более быстрым, до тех пор, пока оба периода не оказались связаны целочисленным отношением. В результате за один меркурианский год Меркурий успевает повернуться вокруг своей оси на полтора оборота. То есть если в момент прохождения Меркурием перигелия определённая точка его поверхности обращена точно к Солнцу, то при следующем прохождении перигелия к Солнцу будет обращена в точности противоположная точка поверхности, а ещё через один меркурианский год Солнце снова вернётся в зенит над первой точкой. В результате солнечные сутки на Меркурии длятся два меркурианских года или трое меркурианских звёздных суток.

В результате такого движения планеты на ней можно выделить горячие долготы — два противоположных меридиана, которые попеременно обращены к Солнцу во время прохождения Меркурием перигелия, и на которых из-за этого бывает особенно горячо даже по меркурианским меркам.

На Меркурии нет смены времён года, как на Земле. Это происходит из-за того, что ось вращения планеты почти перпендикулярна к плоскости орбиты. Как следствие, рядом с полюсами есть области, которые солнечные лучи не освещают. Исследования, проведённые с помощью радиотелескопа в Аресибо, позволяет предположить, что в этой холодной и тёмной зоне существуют ледники. Слой водяного льда может достигать 2 м и покрыт слоем пыли.

Комбинация осевого и орбитального движений планеты порождает ещё одно интересное явление. Скорость вращения планеты вокруг оси — величина практически постоянная, в то время как скорость орбитального движения постоянно изменяется. На участке орбиты вблизи перигелия в течение примерно 8 суток угловая скорость орбитального движения превышает угловую скорость вращательного движения. В результате Солнце на небосводе Меркурия останавливается и начинает двигаться в обратном направлении — с запада на восток. Этот эффект иногда называют [кто?] эффектом Иисуса Навина, по имени Иисуса Навина, который, согласно Библии, однажды остановил движение Солнца (Нав. 10:12—13). Для наблюдателя на долготах, отстоящих на 90 от горячих долгот, Солнце при этом восходит (или заходит) дважды.

Интересно также, что, хотя ближайшими по расположению орбит к Земле являются Марс и Венера, Меркурий в среднем чаще других является ближайшей к Земле планетой (поскольку другие планеты отдаляются в большей степени, не будучи столь привязанными к Солнцу).

Прохождение Меркурия по диску Солнца

Прохождение Меркурия по диску Солнца — довольно редкое астрономическое явление, однако, оно случается намного чаще, чем например прохождения Венеры, поскольку Меркурий находится ближе к Солнцу и меркурианский год короче.

Возможно также одновременное прохождение по диску Солнца и Венеры одновременно с Меркурием, но такое событие бывает исключительно редко. Ближайший совместный транзит Венеры и Меркурия будет 26 июля 69 163 года, следующий — в 224 508 году. Предыдущий одновременный транзит был более 350 тысяч лет назад, в 373 173 году до н. э. В 13 425 году н. э. будет транзит Меркурия и Венеры с разницей в 16 часов.

Прохождение Меркурия может произойти и в момент солнечного затмения. Подобное крайне редкое совпадение случится 30 мая 6757 года.

Продолжительность прохождения Меркурия по диску Солнца обычно длится 5 часов.

7 апреля 2094 года в 10.45 по всемирному времени Меркурий пройдёт по диску Юпитера.

Аномальная прецессия орбиты

Меркурий находится близко к Солнцу, поэтому эффекты общей теории относительности проявляются в его движении в наибольшей мере среди всех планет Солнечной системы. Уже в 1859 году французский математик и астроном Урбен Леверье сообщил, что существует медленная прецессия перигелия Меркурия, которая не может быть полностью объяснена на основе расчёта влияния известных планет согласно ньютоновской механике.

Прецессия перигелия Меркурия составляет 574,100,65″ (угловых секунд) за столетие в гелиоцентрической системе координат, или 5600 угловых секунд за столетие в геоцентрической системе координат. Расчёт влияния всех других небесных тел на Меркурий согласно ньютоновской механике даёт прецессию соответственно 531,630,69 и 5557 угловых секунд за столетие. Пытаясь объяснить наблюдаемый эффект, Леверье предположил, что существует ещё одна планета (или, возможно, пояс небольших астероидов), орбита которой расположена ближе к Солнцу, чем у Меркурия, и которая вносит возмущающее влияние (другие объяснения рассматривали неучтённое полярное сжатие Солнца). Благодаря ранее достигнутым успехам в поисках Нептуна с учётом его влияния на орбиту Урана данная гипотеза стала популярной, и искомая гипотетическая планета даже получила название — Вулкан. Однако эта планета так и не была обнаружена.

Так как ни одно из этих объяснений не выдержало проверки наблюдениями, некоторые физики начали выдвигать более радикальные гипотезы, что необходимо изменять сам закон тяготения, например, менять в нём показатель степени или добавлять в потенциал члены, зависящие от скорости тел. Однако большинство таких попыток оказались противоречивыми. В начале XX века общая теория относительности дала объяснение наблюдаемой прецессии. Эффект очень мал: релятивистская добавка составляет всего 42,98 угловой секунды за век, что составляет 1/130 (0,77 %) от общей скорости прецессии, так что потребуется по меньшей мере 12 млн оборотов Меркурия вокруг Солнца, чтобы перигелий вернулся в положение, предсказанное классической теорией. Подобное, но меньшее смещение существует и для других планет — 8,62 угловой секунды за век для Венеры, 3,84 для Земли, 1,35 для Марса, а также астероидов — 10,05 для Икара.

Магнитное поле

Меркурий обладает магнитным полем, напряжённость которого, по результатам измерения Маринера-10, примерно в 100 раз меньше земного и составляет ~300 нТл. Магнитное поле Меркурия имеет дипольную структуру и в высшей степени симметрично, а его ось всего на 10 градусов отклоняется от оси вращения планеты, что налагает существенное ограничение на круг теорий, объясняющих его происхождение. Магнитное поле Меркурия, возможно, образуется в результате эффекта динамо, то есть так же, как и на Земле. Этот эффект является результатом циркуляции вещества в жидком ядре планеты. Из-за выраженного эксцентриситета планеты возникает чрезвычайно сильный приливный эффект. Он поддерживает ядро в жидком состоянии, что необходимо для проявления эффекта динамо. В 2015 году ученые из США, Канады и России оценили нижнюю границу среднего возраста магнитного поля Меркурия в 3,7—3,9 миллиарда лет.

Магнитное поле Меркурия достаточно сильное, чтобы влиять на движение солнечного ветра вокруг планеты, создавая магнитосферу. Магнитосфера планеты, хотя и настолько мала, что может поместиться внутри Земли, достаточно мощная, чтобы захватить заряженные частицы (плазму) солнечного ветра. Результаты наблюдений, полученные Маринером-10, указывают на существование низкоэнергетической плазмы в магнитосфере с ночной стороны планеты. В подветренном хвосте магнитосферы были обнаружены всплески высокоэнергетических частиц, что указывает на динамические качества магнитосферы планеты.

Во время второго пролёта мимо планеты 6 октября 2008 года Мессенджер обнаружил, что магнитное поле Меркурия может иметь значительное количество окон — зон со сниженной напряженностью магнитного поля. Приборы космического аппарата обнаружили явление магнитных вихрей — сплетённых узлов магнитного поля, соединяющих аппарат с магнитным полем планеты. Вихрь достигал 800 км в поперечнике, что составляет треть радиуса планеты. Такая вихревая форма магнитного поля порождается солнечным ветром. Так как солнечный ветер обтекает магнитное поле планеты, силовые линии магнитного поля связываются с плазмой солнечного ветра и увлекаются им, завиваясь в вихреподобные структуры. Эти вихри магнитного поля формируют окна в планетарном магнитном щите, через которые заряженные частицы солнечного ветра проникают сквозь него и достигают поверхности Меркурия. Процесс связи планетного и межпланетного магнитных полей, названный магнитным пересоединением, — обычное явление в космосе. Оно наблюдается и в магнитосфере Земли, при этом возникают магнитные вихри. Однако, по наблюдениям Мессенджера, частота присоединения магнитного поля к плазме солнечного ветра в магнитосфере Меркурия в 10 раз выше.

Атмосфера

При пролёте космического аппарата Маринер-10 мимо Меркурия было установлено наличие у планеты предельно разрежённой атмосферы, давление которой в 5뜐11 раз меньше давления земной атмосферы. В таких условиях атомы чаще сталкиваются с поверхностью планеты, чем друг с другом. Атмосферу составляют атомы, захваченные из солнечного ветра или выбитые солнечным ветром с поверхности, — гелий, натрий, кислород, калий, аргон, водород. Среднее время жизни отдельного атома в атмосфере — около 200 суток.

Водород и гелий, вероятно, поступают на планету с солнечным ветром, диффундируя в её магнитосферу, и затем уходят обратно в космос. Радиоактивный распад элементов в коре Меркурия является другим источником гелия, и аргона-40, образующегося в результате распада слаборадиоактивного природного изотопа калия-40. Присутствуют водяные пары, выделяющиеся в результате ряда процессов, таких как удары комет о поверхность планеты, образование воды из водорода солнечного ветра и кислорода, содержащегося в оксидах пород и минералов, сублимация льда, который, возможно, находится в постоянно затенённых полярных кратерах. Нахождение значительного числа связанных с водой ионов, таких как O+, OH− и H2O+, стало неожиданностью для исследователей.

Так как значительное число этих ионов было найдено в окружающем Меркурий космосе, учёные предположили, что они образовались из молекул воды, разрушенных на поверхности или в экзосфере планеты солнечным ветром.

5 февраля 2008 года группа астрономов из Бостонского университета под руководством Джеффри Бомгарднера объявила об открытии у Меркурия кометоподобного хвоста длиной более 2,5 млн км. Обнаружили его при наблюдениях с наземных обсерваторий в дублетной спектральной линии натрия. До этого было известно о хвосте длиной не более 40 тыс. км. Первое изображение хвоста этой группой было получено в июне 2006 года с помощью 3,7-метрового телескопа Военно-воздушных сил США на горе Халеакала (Гавайи), а затем использовали ещё три меньших инструмента: один на Халеакала и два на обсерватории Макдональд (штат Техас). Телескоп с 4-дюймовой апертурой (100 мм) использовался для создания изображения с большим полем зрения. Изображение длинного хвоста Меркурия было получено в мае 2007 года Джоди Вилсоном (старший научный сотрудник) и Карлом Шмидтом (аспирант). Видимая угловая длина хвоста для наблюдателя с Земли составляет порядка 3.

Новые данные о хвосте Меркурия появились после второго и третьего пролёта АМС Мессенджер в начале ноября 2009 года. На основе этих данных сотрудники НАСА смогли предложить модель данного явления.

Гипотезы образования Меркурия

Основной гипотезой появления Меркурия и других планет является небулярная гипотеза.

С XIX века существует гипотеза, что Меркурий в прошлом был спутником планеты Венеры, а впоследствии был ею потерян. В 1976 году Том ван Фландерн и К. Р. Харрингтон на основании математических расчётов показали, что эта гипотеза хорошо объясняет большую вытянутость (эксцентриситет) орбиты Меркурия, его резонансный характер обращения вокруг Солнца и потерю вращательного момента как у Меркурия, так и у Венеры (у последней также — приобретение вращения, обратного обычному в Солнечной системе). Согласно другой модели на заре формирования Солнечной системы прото-Меркурий почти по касательной столкнулся с прото-Венерой, в результате чего значительные части мантии и коры раннего Меркурия были рассеяны в окружающее пространство и потом собраны Венерой.

Сейчас есть несколько версий происхождения относительно большого внутреннего ядра Меркурия. Самая распространённая из них говорит, что первоначально отношение массы металлов к массе силикатных пород у этой планеты было близким к обычному для твёрдых тел Солнечной системы (внутренних планет и самых распространённых метеоритов — хондритов). При этом масса Меркурия превышала нынешнюю приблизительно в 2,25 раз. Затем, согласно этой версии, он столкнулся с планетезималью массой около 1/6 его собственной массы на скорости ~20 км/с. Большую часть коры и верхнего слоя мантии унесло в космическое пространство, где они и рассеялись. А ядро планеты, состоящее из более тяжёлых элементов, сохранилось.

По другой гипотезе, Меркурий сформировался в уже крайне обеднённой лёгкими элементами внутренней части протопланетного диска, откуда они были выметены давлением солнечного излучения и солнечным ветром во внешние области Солнечной системы.

Геологическая история

Как и у Земли, Луны и Марса, геологическая история Меркурия разделена на периоды (понятие эр используется только для Земли). Это деление установлено по относительному возрасту деталей рельефа планеты. Их абсолютный возраст, измеряемый в годах и оцениваемый по концентрации кратеров, известен с низкой точностью. Эти периоды названы по именам характерных кратеров. Их последовательность (от более ранних к более поздним, с датировками начала): дотолстовский (~4,5 млрд лет назад), толстовский (4,20—3,80 млрд лет назад), калорский (3,87—3,75 млрд лет назад), мансурский (3,24—3,11 млрд лет назад) и койперский (2,2—1,25 млрд лет назад).

После формирования Меркурия 4,6 млрд лет назад происходила интенсивная бомбардировка планеты астероидами и кометами. Последняя сильная бомбардировка планеты окончилась 3,8 млрд лет назад.

Вулканическая активность, вероятно, была характерна для молодого Меркурия. Часть регионов, например, равнина Жары, была покрыта лавой. Это приводило к образованию гладких равнин внутри кратеров, наподобие лунных морей, но сложенных светлыми породами. Вулканизм на Меркурии закончился, когда толщина коры увеличилась настолько, что лава уже не могла изливаться на поверхность планеты. Это, вероятно, произошло в первые 700—800 млн лет его истории.

В дальнейшем, когда Меркурий остывал от извержений лавы, объем его уменьшался, и каменная оболочка, остывшая и затвердевшая раньше, чем недра, вынуждена была сжиматься. Это приводило к растрескиванию внешней каменной коры планеты и наползанию одного края на другой с образованием своего рода чешуи, в которой один слой пород надвинут на другой. Верхний слой, надвинувшийся на более низкий, приобретал выпуклый профиль, напоминая застывшую каменную волну. Следы таких движений до сих пор отчетливо видны на поверхности Меркурия в виде уступов высотой в несколько километров, имеющих извилистую форму и протяженность в сотни километров. Такое сжатие коры планеты безусловно сопровождалось сильными землетрясениями.

Все последующие изменения рельефа обусловлены ударами о поверхность планеты внешних космических тел.

Геология и внутреннее строение

До недавнего времени предполагалось, что в недрах Меркурия находится твёрдое металлическое ядро радиусом 1800—1900 км, содержащее 60 % массы планеты, так как КА Маринер-10 обнаружил слабое магнитное поле, и считалось, что планета с таким малым размером не может иметь жидкого металлического ядра. Но в 2007 году группа Жана-Люка Марго подвела итоги пятилетних радарных наблюдений за Меркурием, в ходе которых были замечены вариации вращения планеты, слишком большие для модели недр планеты с твёрдым ядром. Поэтому сегодня можно с высокой долей уверенности говорить, что ядро планеты именно жидкое.

Ядро окружено силикатной мантией толщиной 500—600 км. Согласно данным Маринера-10 и наблюдениям с Земли толщина коры планеты составляет от 100 до 300 км.

Жидкое железно-никелевое ядро Меркурия составляет около 3/4 его диаметра, что примерно равно размеру Луны. Оно очень массивное по сравнению с ядром других планет.

Концентрация железа в ядре Меркурия выше, чем у любой другой планеты Солнечной системы. Было предложено несколько теорий для объяснения этого факта. Согласно наиболее широко поддерживаемой в научном сообществе теории, Меркурий изначально имел такое же соотношение металла и силикатов, как в обычном метеорите, имея массу в 2,25 раза больше, чем сейчас. Однако в начале истории Солнечной системы в Меркурий ударилось планетоподобное тело, имеющее в 6 раз меньшую массу и несколько сот километров в поперечнике. В результате удара от планеты отделилась большая часть изначальной коры и мантии, из-за чего относительная доля ядра в составе планеты увеличилась. Подобная гипотеза, известная как теория гигантского столкновения, была предложена и для объяснения формирования Луны. Однако этой версии противоречат первые данные исследования элементного состава поверхности Меркурия с помощью гамма-спектрометра АМС Мессенджер, который даёт возможность измерить содержание радиоактивных изотопов: оказалось, что на Меркурии много летучего элемента калия (по сравнению с более тугоплавкими ураном и торием), что не согласуется с высокими температурами, неизбежными при столкновении. Поэтому предполагается, что элементный состав Меркурия соответствует первичному элементному составу материала, из которого он сформировался, близкому к энстатитовым хондритам и безводным кометным частицам, хотя содержание железа в исследованных к настоящему времени энстатитовых хондритах недостаточно для объяснения высокой средней плотности Меркурия.

Поверхность

Поверхность Меркурия во многом напоминает лунную — она сильно кратерирована. Плотность кратеров на поверхности различна на разных участках. От молодых кратеров, как и у кратеров на Луне в разные стороны тянутся светлые лучи. Предполагается, что более густо усеянные кратерами участки являются более древними, а менее густо усеянные — более молодыми, образовавшимися при затоплении лавой более старой поверхности. В то же время крупные кратеры встречаются на Меркурии реже, чем на Луне. Самый большой кратер на Меркурии — бассейн равнины Жары (1525휓15 км). Среди кратеров с собственным именем первое место занимает вдвое меньший кратер Рембрандт, его поперечник составляет 716 км. Однако сходство Меркурия и Луны неполное — на Меркурии существуют образования, которые на Луне не встречаются.

Важным различием гористых ландшафтов Меркурия и Луны является присутствие на Меркурии многочисленных зубчатых откосов, простирающихся на сотни километров, — уступов (эскарпов). Изучение их структуры показало, что они образовались при сжатии, сопровождавшем остывание планеты, в результате которого площадь поверхности Меркурия уменьшилась на 1 %. Наличие на поверхности Меркурия хорошо сохранившихся больших кратеров говорит о том, что в течение последних 3—4 млрд лет там не происходило в широких масштабах движение участков коры, а также отсутствовала эрозия поверхности, последнее почти полностью исключает возможность существования в истории Меркурия сколько-нибудь существенной атмосферы.

Благодаря зонду Мессенджер, заснявшему всю поверхность Меркурия, выявлено, что она однородна. Этим Меркурий не схож с Луной или Марсом, у которых одно полушарие резко отличается от другого. Самая высокая точка на Меркурии (+4,48 километра над средним уровнем) расположена к югу от экватора в одной из старейших областей на планете, а самая низкая точка (–5,38 километра ниже среднего уровня) находится на дне Рахманиновского бассейна, окруженного двойным кольцом загадочных гор, которые по предположению ученых являются одними из последних вулканических проявлений на планете.

Первые данные исследования элементного состава поверхности с помощью рентгенофлуоресцентного спектрометра аппарата Мессенджер показали, что она бедна алюминием и кальцием по сравнению с плагиоклазовым полевым шпатом, характерным для материковых областей Луны. В то же время поверхность Меркурия сравнительно бедна титаном и железом и богата магнием, занимая промежуточное положение между типичными базальтами и ультраосновными горными породами типа земных коматиитов. Обнаружено также относительное изобилие серы, что предполагает восстановительные условия при формировании поверхности планеты.

Кратеры

Кратеры на Меркурии варьируют от маленьких впадин, имеющих форму чаши, до многокольцевых ударных кратеров, имеющих в поперечнике сотни километров. Они находятся на разных стадиях разрушения. Есть относительно хорошо сохранившиеся кратеры с длинными лучами вокруг них, которые образовались в результате выброса вещества в момент удара. Некоторые кратеры разрушены очень сильно. Меркурианские кратеры отличаются от лунных меньшим размером окружающего ореола выбросов, из-за большей силы тяжести на Меркурии.

Одна из самых заметных деталей поверхности Меркурия — равнина Жары (лат. Caloris Planitia). Она получила такое название потому, что расположена вблизи одной из горячих долгот. Эта лавовая равнина заполняет кратер (импактный бассейн) размером 1525휓15 км — крупнейший на планете. Его вал местами (горы Жары) превышает 2 км. В центре равнины находится своеобразная система борозд, получившая название Пантеон (неофициальное название — Паук).

Вероятно, тело, при ударе которого образовался кратер, имело поперечник не менее 100 км. Удар был настолько сильным, что сейсмические волны, прошли всю планету насквозь и, сфокусировавшись в противоположной точке поверхности, привели к образованию здесь своеобразного пересечённого хаотического ландшафта.

Самый яркий участок поверхности Меркурия — 60-километровый кратер Койпер. Вероятно, это один из наиболее молодых крупных кратеров планеты.

В 2012 году ученые обнаружили ещё одну интересную последовательность кратеров на поверхности Меркурия. Их конфигурация напоминает лицо Микки Мауса. Возможно, в будущем и эта цепь кратеров получит своё название.

Особенности номенклатуры

Правила именования деталей рельефа Меркурия утверждены на XV Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 1973 году:

Крупнейший объект на поверхности Меркурия, диаметром около 1500 км, назван равниной Жары, поскольку она располагается на одном из двух меридианов, где температура достигает рекордных значений. Это многокольцевая структура ударного происхождения, залитая застывшей лавой. Другая равнина, находящаяся в области минимальных температур, у северного полюса, названа Северной равниной. Остальные подобные формирования получили название планеты Меркурий или аналога римского бога Меркурия в языках разных народов мира. Например: равнина Суйсей (планета Меркурий по-японски) и равнина Будх (планета Меркурий на хинди), равнина Собкоу (планета Меркурий у древних египтян), равнина Одина (скандинавского бога) и равнина Тир (древнее персидское название Меркурия).

Кратеры Меркурия (за двумя исключениями) получают название в честь известных людей в гуманитарной сфере деятельности (архитекторы, музыканты, писатели, поэты, философы, фотографы, художники). Например: Барма, Белинский, Глинка, Гоголь, Державин, Лермонтов, Мусоргский, Пушкин, Репин, Рублёв, Стравинский, Суриков, Тургенев, Феофан Грек (Theophanes), Фет, Чайковский, Чехов. Исключение составляют два кратера: Койпер по имени одного из главных разработчиков проекта Маринер-10 и Хун Каль, что означает число ꬠ на языке народа майя, который использовал двадцатеричную систему счисления. Последний кратер находится у экватора на меридиане 20 западной долготы и был избран в качестве удобного ориентира для отсчёта в системе координат поверхности Меркурия. Первоначально кратерам большего размера присваивались имена знаменитостей, которые, по мнению МАС, имели соответственно большее значение в мировой культуре. Чем крупнее кратер — тем сильнее влияние личности на современный мир. В первую пятёрку вошли Бетховен (диаметром 643 км), Достоевский (430 км), Шекспир (400 км), Толстой (355 км) и Рафаэль. Спустя 30 лет, когда Мессенджер заснял ранее неизвестные области планеты, на первое по размеру место вышел 715-километровый кратер, получивший имя Рембрандт.

Цепочки кратеров получают названия в честь крупных радиообсерваторий, как признание значения метода радиолокации в исследовании планеты. Например, цепочка Хайстек (радиотелескоп в США).

Уступы (эскарпы) получают названия кораблей исследователей, вошедших в историю, поскольку бог Меркурий/Гермес считался покровителем путешественников. Например: Бигль, Заря, Санта-Мария, Фрам, Восток, Мирный.

Горы получают названия от слова жара на разных языках, а гряды именуются в честь астрономов, исследовавших Меркурий. По состоянию на 2015 год на Меркурии наименована одна горная система (горы Жары) и две гряды: гряда Антониади и гряда Скиапарелли.

Долины называют именами заброшенных древних поселений (например, долина Ангкор).

Борозды называют в честь великих архитектурных сооружений. Единственный пока пример — борозды Пантеон на равнине Жары.

Природные условия на Меркурии

Близость к Солнцу и довольно медленное вращение планеты, а также крайне разрежённая атмосфера приводят к тому, что на Меркурии наблюдаются самые резкие перепады температур в Солнечной системе. Этому способствует также рыхлая поверхность Меркурия, которая плохо проводит тепло (а при практически отсутствующей атмосфере тепло может передаваться вглубь только за счёт теплопроводности). Поверхность планеты быстро нагревается и остывает, но уже на глубине в 1 м суточные колебания перестают ощущаться, а температура становится стабильной, равной приблизительно +75 .

Средняя температура его дневной поверхности равна 623 К (349,9 ), ночной — всего 103 К (−170,2 ). Минимальная температура на Меркурии равна 90 К (−183,2 ), а максимум, достигаемый в полдень на горячих долготах при нахождении планеты близ перигелия, — 700 К (426,9 ).

Несмотря на такие условия, в последнее время появились предположения о том, что на поверхности Меркурия может существовать лёд. Радарные исследования приполярных областей планеты показали наличие там участков деполяризации от 50 до 150 км, наиболее вероятным кандидатом отражающего радиоволны вещества может являться обычный водяной лёд. Поступая на поверхность Меркурия при ударах о неё комет, вода испаряется и путешествует по планете, пока не замёрзнет в полярных областях на дне глубоких кратеров, куда никогда не заглядывает Солнце, и где лёд может сохраняться практически неограниченно долго.

Небо на Меркурии

Небо на Меркурии черно и днем, и ночью. Ведь Меркурий окружен так называемой экзосферой — пространством настолько разреженным, что составляющие его нейтральные атомы практически никогда не сталкиваются.

Совсем по-другому выглядит дневной ход Солнца вблизи 90 и 270 з. д. Здесь оно выписывает просто уникальные траектории — за сутки происходит по три восхода и по три заката. Утром из-за горизонта на востоке очень медленно появляется ослепительный светящийся диск громадного размера (в 3 раза больше, чем на земном небосводе), он немного поднимается над горизонтом, останавливается, а затем идет вниз и ненадолго скрывается за горизонтом. Вскоре следует повторный восход, после которого Солнце начинает медленно ползти по небу вверх, постепенно ускоряя свой бег и при этом быстро уменьшаясь в размерах и тускнея. Точку зенита это маленькое Солнце пролетает на большой скорости, а потом замедляет свой ход, растет в размерах и медленно скрывается за вечерним горизонтом. Вскоре после первого заката Солнце поднимается вновь на небольшую высоту, ненадолго застывает на месте, а затем снова опускается к горизонту и заходит окончательно.

Такие особенности солнечного хода происходят оттого, что на коротком отрезке орбиты при прохождении перигелия (минимального расстояния от Солнца) угловая скорость движения Меркурия по орбите вокруг Солнца становится больше, чем угловая скорость его вращения вокруг оси, что приводит к перемещению Солнца на небосводе планеты в течение короткого промежутка времени (около двух земных суток) вспять его обычному ходу. А вот звезды на небе Меркурия перемещаются втрое быстрее, чем Солнце. Звезда, появившаяся одновременно с Солнцем над утренним горизонтом, зайдет на западе еще до полудня, то есть раньше, чем Солнце доберется до зенита, и успеет еще раз взойти на востоке, пока Солнце не село.

Древние и Средневековые наблюдения

Наиболее раннее известное наблюдение Меркурия было зафиксировано в таблицах Муль апин (сборник вавилонских астрологических таблиц). Это наблюдение, скорее всего, было выполнено ассирийскими астрономами примерно в XIV веке до н. э. Шумерское название, используемое для обозначения Меркурия в таблицах Муль апин, может быть транскрибировано в виде UDU.IDIM.GUUD (прыгающая планета). Первоначально планету ассоциировали с богом Нинуртой, а в более поздних записях её называют Набу в честь бога мудрости и писцового искусства.

В Древней Греции во времена Гесиода планету знали под именами Στίλβων (Стилбон) и Ἑρμάων (Гермаон). Название Гермаон является формой имени бога Гермеса. Позже греки стали называть планету Аполлон.

Существует гипотеза, что название Аполлон соответствовало видимости на утреннем небе, а Гермес (Гермаон) на вечернем. Римляне назвали планету в честь быстроногого бога торговли Меркурия, который эквивалентен греческому богу Гермесу, за то, что он перемещается по небу быстрее остальных планет. Римский астроном Клавдий Птолемей, живший в Египте, написал о возможности прохождения планеты по диску Солнца в своей работе Гипотезы о планетах. Он предположил, что такое прохождение никогда не наблюдалось потому, что Меркурий слишком мал для наблюдения или потому, что это явление случается нечасто.

В Древнем Китае Меркурий назывался Чэнь-син (辰星), Утренняя звезда. Он ассоциировался с направлением на север, чёрным цветом и элементом воды в У-син. По данным Ханьшу, синодический период Меркурия китайскими учёными признавался равным 115,91 дней, а по данным Хоу Ханьшу — 115,88 дней. В современной китайской, корейской, японской и вьетнамской культурах планета стала называться Водяная звезда (水星).

Индийская мифология использовала для Меркурия имя Будха (санскр. बुधः). Этот бог, сын Сомы, был главенствующим по средам. В германском язычестве бог Один также ассоциировался с планетой Меркурий и со средой. Индейцы майя представляли Меркурий как сову (или, возможно, как четыре совы, причём две соответствовали утреннему появлению Меркурия, а две — вечернему), которая была посланником загробного мира. На иврите Меркурий был назван Коха́в Хама́ (ивр. ‏כוכב חמה‎‏‎‎, Солнечная планета).

В средневековой арабской астрономии астроном из Андалусии Аз-Заркали описал деферент геоцентрической орбиты Меркурия как овал наподобие яйца или кедрового ореха. Тем не менее, эта догадка не оказала влияния на его астрономическую теорию и его астрономические вычисления. В XII веке Ибн Баджа наблюдал две планеты в виде пятен на поверхности Солнца. Позднее астрономом марагинской обсерватории Аш-Ширази было высказано предположение, что его предшественником наблюдалось прохождение Меркурия и (или) Венеры. В Индии астроном кералийской школы Нилаканса Сомаяджи в XV веке разработал частично гелиоцентрическую планетарную модель, в которой Меркурий вращался вокруг Солнца, которое, в свою очередь, вращалось вокруг Земли. Эта система была похожа на систему Тихо Браге, разработанную в XVI веке.

Средневековые наблюдения Меркурия в северных частях Европы затруднялись тем, что планета всегда наблюдается в заре — утренней или вечерней — на фоне сумеречного неба и довольно низко над горизонтом (особенно в северных широтах). Период его наилучшей видимости (элонгация) наступает несколько раз в году (продолжаясь около 10 дней). Даже в эти периоды увидеть Меркурий невооружённым глазом непросто (относительно неяркая звёздочка на довольно светлом фоне неба). Существует история о том, что Николай Коперник, наблюдавший астрономические объекты в условиях северных широт и туманного климата Прибалтики, сожалел, что за всю жизнь так и не увидел Меркурий. Эта легенда сложилась исходя из того, что в работе Коперника "О вращениях небесных сфер" не приводится ни одного примера наблюдений Меркурия, однако он описал планету, используя результаты наблюдений других астрономов. Как он сам сказал, Меркурий всё-таки можно изловить с северных широт, проявив терпение и хитрость. Следовательно, Коперник вполне мог наблюдать Меркурий и наблюдал его, но описание планеты делал по чужим результатам исследований.

Новое Время. Наблюдения с помощью оптических телескопов

Первое телескопическое наблюдение Меркурия было сделано Галилео Галилеем в начале XVII века. Хотя он наблюдал фазы Венеры, его телескоп не был достаточно мощным, чтобы наблюдать фазы Меркурия. 7 ноября 1631 года Пьер Гассенди сделал первое телескопическое наблюдение прохождения планеты по диску Солнца. Момент прохождения был вычислен до этого Иоганном Кеплером. В 1639 году Джованни Зупи с помощью телескопа открыл, что орбитальные фазы Меркурия подобны фазам Луны и Венеры. Наблюдения окончательно продемонстрировали, что Меркурий обращается вокруг Солнца.

Очень редко случается покрытие одной планетой диска другой, наблюдаемое с Земли. Венера покрывает Меркурий раз в несколько столетий, и это событие наблюдалось только один раз в истории — 28 мая 1737 года Джоном Бевисом в Королевской Гринвичской обсерватории. Следующее покрытие Венерой Меркурия будет 3 декабря 2133 года.

Трудности, сопровождающие наблюдение Меркурия, привели к тому, что он долгое время был изучен хуже остальных планет. В 1800 году Иоганн Шрётер, наблюдавший детали поверхности Меркурия, объявил о том, что наблюдал на ней горы высотой 20 км. Фридрих Бессель, используя зарисовки Шрётера, ошибочно определил период вращения вокруг своей оси в 24 часа и наклон оси в 70. В 1880-х годах Джованни Скиапарелли картографировал планету более точно и предположил, что период вращения составляет 88 дней и совпадает с сидерическим периодом обращения вокруг Солнца из-за приливных сил. Работа по картографированию Меркурия была продолжена Эженом Антониади, который в 1934 году выпустил книгу, где были представлены старые карты и его собственные наблюдения. Многие детали поверхности Меркурия получили своё название согласно картам Антониади.

Итальянский астроном Джузеппе Коломбо заметил, что период вращения составляет 2/3 от сидерического периода обращения Меркурия, и предположил, что эти периоды попадают в резонанс 3:2. Данные с Маринера-10 впоследствии подтвердили эту точку зрения. Это не означает, что карты Скиапарелли и Антониади неверны. Просто астрономы видели одни и те же детали планеты каждый второй оборот её вокруг Солнца, заносили их в карты и игнорировали наблюдения в то время, когда Меркурий был обращён к Солнцу другой стороной, так как из-за геометрии орбиты в это время условия для наблюдения были плохими.

Близость Солнца создаёт некоторые проблемы и для телескопического изучения Меркурия. Так, например, телескоп Хаббл никогда не использовался и не будет использоваться для наблюдения этой планеты. Его устройство не позволяет проводить наблюдения близких к Солнцу объектов — при попытке сделать это аппаратура получит необратимые повреждения.

Новейшее Время. Исследования Меркурия радиотелескопами и космическими аппаратами

Меркурий — наименее изученная планета земной группы. К телескопическим методам его изучения в XX веке добавились радиоастрономические, радиолокационные и исследования с помощью космических аппаратов. Радиоастрономические измерения Меркурия были впервые проведены в 1961 году Ховардом, Барреттом и Хэддоком с помощью рефлектора с двумя установленными на нём радиометрами. К 1966 году на основе накопленных данных получены неплохие оценки температуры поверхности Меркурия: 600 К в подсолнечной точке и 150 К на неосвещённой стороне. Первые радиолокационные наблюдения были проведены в июне 1962 года группой В. А. Котельникова в ИРЭ, они выявили сходство отражательных свойств Меркурия и Луны. В 1965 году подобные наблюдения на радиотелескопе в Аресибо позволили получить оценку периода вращения Меркурия: 59 дней.

Развитие электроники и информатики сделало возможным наземные наблюдения Меркурия с помощью приёмников излучения ПЗС и последующую компьютерную обработку снимков. Одним из первых серии наблюдений Меркурия с ПЗС-приёмниками осуществил в 1995—2002 годах Йохан Варелл в обсерватории на острове Ла Пальма на полуметровом солнечном телескопе[уточнить]. Варелл выбирал лучшие из снимков, не используя компьютерное сведе́ние. Сведение начали применять в Абастуманской астрофизической обсерватории к сериям фотографий Меркурия, полученным 3 ноября 2001 года, а также в обсерватории Скинакас Ираклионского университета к сериям от 1—2 мая 2002 года; для обработки результатов наблюдений применили метод корреляционного совмещения. Полученное разрешённое изображение планеты обладало сходством с фотомозаикой Маринера-10, очертания небольших образований размерами 150—200 км повторялись. Так была составлена карта Меркурия для долгот 210—350.

Отправить космический аппарат на Меркурий крайне сложно. Сначала нужно затормозить аппарат, чтобы он вышел на высокоэллиптическую орбиту, а как только он приблизится к Меркурию — дать импульс, чтобы выйти на орбиту планеты. За время полёта накопится немалая скорость, и, с учётом слабого притяжения Меркурия, на второй манёвр нужно много топлива. Поэтому Меркурий исследовали только два космических аппарата. Первым был Маринер-10, который в 1974—1975 годах трижды пролетел мимо планеты; максимальное сближение составляло 320 км. В результате было получено несколько тысяч снимков, покрывающих примерно 45 % поверхности. Дальнейшие исследования с Земли показали возможность существования водяного льда в полярных кратерах.

Второй стала миссия НАСА под названием Мессенджер. Аппарат был запущен 3 августа 2004 года, а в январе 2008 года впервые совершил облёт Меркурия. 17 марта 2011 года, совершив ряд гравитационных манёвров вблизи Меркурия, Земли и Венеры, зонд Мессенджер вышел на орбиту Меркурия. Предполагалось, что с помощью аппаратуры, установленной на нём, зонд сможет исследовать ландшафт планеты, состав её атмосферы и поверхности; также оборудование Мессенджера позволит вести исследования энергичных частиц и плазмы..

17 июня 2011 года стало известно, что, по данным первых исследований, проведённых КА Мессенджер, магнитное поле планеты не симметрично относительно полюсов; таким образом, северного и южного полюса Меркурия достигает различное количество частиц солнечного ветра. Также был проведён анализ распространённости химических элементов на планете. В 2015 году зонд Мессенджер упал на Меркурий, предположительно образовав пятнадцатиметровый кратер.

Перспективы

Европейским космическим агентством (ESA) совместно с японским агентством аэрокосмических исследований (JAXA) разрабатывается миссия Бепи Коломбо, состоящая из двух космических аппаратов: Mercury Planetary Orbiter (MPO) и Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO). Европейский аппарат MPO будет исследовать поверхность Меркурия и его глубины, в то время как японский MMO будет наблюдать за магнитным полем и магнитосферой планеты. Запуск BepiColombo планируется на 2017 год, а в 2024 году он выйдет на орбиту вокруг Меркурия, где и разделится на две составляющие.

Россия планирует отправить на планету первую посадочную станцию Меркурий-П. Реализация проекта планировалась на 2019 год, но была значительно отодвинута.

Непту́н — восьмая и самая дальняя планета Солнечной системы. Нептун также является четвёртой по диаметру и третьей по массе планетой. Масса Нептуна в 17,2 раза, а диаметр экватора в 3,9 раза больше земных. Планета была названа в честь римского бога морей. Её астрономический символ — стилизованная версия трезубца Нептуна.

Обнаруженный 23 сентября 1846 года, Нептун стал первой планетой, открытой благодаря математическим расчётам, а не путём регулярных наблюдений. Обнаружение непредвиденных изменений в орбите Урана породило гипотезу о неизвестной планете, гравитационным возмущающим влиянием которой они и обусловлены. Нептун был найден в пределах предсказанного положения. Вскоре был открыт и его спутник Тритон, однако остальные 13 спутников, известные ныне, были неизвестны до XX века. Нептун был посещён лишь одним космическим аппаратом, Вояджером-2, который пролетел вблизи от планеты 25 августа 1989 года.

Нептун по составу близок к Урану, и обе планеты отличаются по составу от более крупных планет-гигантов — Юпитера и Сатурна. Иногда Уран и Нептун помещают в отдельную категорию ледяных гигантов. Атмосфера Нептуна, подобно атмосфере Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия, наряду со следами углеводородов и, возможно, азота, однако содержит более высокую долю льдов: водного, аммиачного, метанового. Ядро Нептуна, как и Урана, состоит главным образом из льдов и горных пород. Следы метана во внешних слоях атмосферы, в частности, являются причиной синего цвета планеты.

В атмосфере Нептуна бушуют самые сильные ветры среди планет Солнечной системы, по некоторым оценкам, их скорости могут достигать 2100 км/ч. Во время пролёта Вояджера-2 в 1989 году в южном полушарии Нептуна было обнаружено так называемое Большое тёмное пятно, аналогичное Большому красному пятну на Юпитере. Температура Нептуна в верхних слоях атмосферы близка к −220 . В центре Нептуна температура составляет по различным оценкам от 5400 K до 7000—7100 , что сопоставимо с температурой на поверхности Солнца и сравнимо с внутренней температурой большинства известных планет. У Нептуна есть слабая и фрагментированная кольцевая система, возможно, обнаруженная ещё в 1960-е годы, но достоверно подтверждённая Вояджером-2 лишь в 1989 году.

В 1948 году в честь открытия планеты Нептун было предложено назвать новый химический элемент под номером 93 нептунием.

12 июля 2011 года исполнился ровно один Нептунианский год — или 164,79 земного года — с момента открытия Нептуна 23 сентября 1846 года.

История открытия

Согласно зарисовкам, Галилео Галилей наблюдал Нептун 28 декабря 1612 года, а затем 29 января 1613 года. Однако в обоих случаях Галилей принял планету за неподвижную звезду в соединении с Юпитером на ночном небе. Поэтому Галилей не считается первооткрывателем Нептуна.

Во время первого периода наблюдений в декабре 1612 года Нептун был в точке стояния, как раз в день наблюдений он перешёл к попятному движению. Видимое попятное движение наблюдается, когда Земля обгоняет по своей орбите внешнюю планету. Поскольку Нептун был вблизи точки стояния, движение планеты было слишком слабым, чтобы быть замеченным с помощью маленького телескопа Галилея.

В 1821 году Алексис Бувар опубликовал астрономические таблицы орбиты Урана. Более поздние наблюдения показали существенные отклонения реального движения Урана от таблиц. В частности, английский астроном Т.Хасси на основе собственных наблюдений обнаружил аномалии в орбите Урана и предположил, что они могут быть вызваны наличием внешней планеты. В 1834 Хасси посетил Бувара в Париже и обсудил с ним вопрос об этих аномалиях. Бувар согласился с гипотезой Хасси и обещал провести расчёты, необходимые для поиска гипотетической планеты, если найдёт время для этого, но в дальнейшем не занимался этой проблемой. В 1843 Джон Куч Адамс вычислил орбиту гипотетической восьмой планеты для объяснения изменения в орбите Урана. Он послал свои вычисления сэру Джорджу Эйри, королевскому астроному, а тот в ответном письме попросил разъяснений. Адамс начал набрасывать ответ, но почему-то так и не отправил его и в дальнейшем не настаивал на серьёзной работе по данному вопросу.

Урбен Леверье независимо от Адамса в 1845—1846 годы провёл свои собственные расчёты, но астрономы Парижской обсерватории не разделяли его энтузиазма и проводить поиски предполагаемой планеты не стали. В июне, ознакомившись с первой опубликованной Леверье оценкой долготы планеты и убедившись в её схожести с оценкой Адамса, Эйри убедил директора Кембриджской обсерватории Д. Чэллиса начать поиски планеты, которые безуспешно продолжались в течение августа и сентября. Чэллис дважды наблюдал Нептун, но, вследствие того, что он отложил обработку результатов наблюдений на более поздний срок, ему не удалось своевременно идентифицировать искомую планету.

Тем временем Леверье удалось убедить астронома Берлинской обсерватории Иоганна Готтфрида Галле заняться поисками планеты. Генрих д’Арре, студент обсерватории, предложил Галле сравнить недавно нарисованную карту неба в районе предсказанного Леверье местоположения с видом неба на текущий момент, чтобы заметить передвижение планеты относительно неподвижных звёзд. Планета была обнаружена в первую же ночь примерно после одного часа поисков. Вместе с директором обсерватории Иоганном Энке в течение двух ночей они продолжили наблюдение участка неба, где находилась планета, в результате чего им удалось обнаружить её передвижение относительно звёзд и убедиться, что это действительно новая планета. Нептун был обнаружен 23 сентября 1846 года, в пределах 1 от координат, предсказанных Леверье, и примерно в 12 от координат, предсказанных Адамсом.

Вслед за открытием последовал спор между англичанами и французами за право считать открытие Нептуна своим. В конечном счёте, консенсус был найден и было принято решение считать Адамса и Леверье сооткрывателями. В 1998 году были вновь найдены так называемые бумаги Нептуна (имеющие историческое значение бумаги из Гринвичской обсерватории), которые были незаконно присвоены астрономом Олином Дж. Эггеном, хранились у него в течение почти трёх десятилетий и были найдены в его владении только после его смерти. После пересмотра документов некоторые историки теперь полагают, что Адамс не заслуживает равных с Леверье прав на открытие Нептуна (что, впрочем, подвергалось сомнениям и ранее: например Деннисом Роулинсом ещё с 1966 года). В 1992 году в статье в журналеон назвал требования британцев признать равноправие Адамса на открытие воровством. Адамс проделал некоторые вычисления, но он был немного не уверен в том, где находится Нептун — сказал Николас Коллеструм из Университетского колледжа Лондона в 2003 году.

Название

Некоторое время после открытия Нептун обозначался просто как внешняя от Урана планета или как планета Леверье. Первым, кто выдвинул идею об официальном наименовании, был Галле, предложивший название Янус. В Англии Чайлз предложил другое название: Океан.

Утверждая, что имеет право дать наименование открытой им планете, Леверье предложил назвать её Нептуном, ложно утверждая, что такое название одобрено французским бюро долгот. В октябре он пытался назвать планету по своему имени — Леверье — и был поддержан директором обсерватории Франсуа Араго, однако эта инициатива натолкнулась на существенное сопротивление за пределами Франции. Французские альманахи очень быстро вернули название Гершель для Урана, в честь её первооткрывателя Уильяма Гершеля, и Леверье для новой планеты.

Директор Пулковской обсерватории Василий Струве отдал предпочтение названию Нептун. В римской мифологии Нептун — бог моря и соответствует греческому Посейдону. О причинах своего выбора он сообщил на съезде Императорской Академии наук в Петербурге 29 декабря 1846 года. Это название получило поддержку за пределами России и вскоре стало общепринятым международным наименованием планеты.

Статус

С момента открытия и до 1930 года Нептун оставался самой далёкой от Солнца известной планетой. После открытия Плутона Нептун стал предпоследней планетой, за исключением 1979—1999 годов, когда Плутон находился внутри орбиты Нептуна. Однако исследование пояса Койпера в 1992 году привело к обсуждению вопроса о том, считать ли Плутон планетой или частью пояса Койпера. В 2006 году Международный астрономический союз принял новое определение термина планета и классифицировал Плутон как карликовую планету, и, таким образом, вновь сделал Нептун последней планетой Солнечной системы.

Эволюция представлений о Нептуне

Ещё в конце 1960-х годов представления о Нептуне несколько отличались от сегодняшних. Хотя были относительно точно известны сидерический и синодический периоды обращения вокруг Солнца, среднее расстояние от Солнца, наклон экватора к плоскости орбиты, существовали и параметры, измеренные менее точно. В частности, масса оценивалась в 17,26 земных вместо 17,15; экваториальный радиус в 3,89 вместо 3,88 от земных. Звёздный период обращения вокруг оси оценивался в 15 часов 8 минут вместо 15 часов и 58 минут, что является наиболее существенным расхождением текущих знаний о планете со знаниями того времени.

В некоторых моментах разночтения были и позже. Первоначально, до полёта Вояджера-2, предполагалось, что магнитное поле Нептуна имеет такую же конфигурацию, как поля Земли и Сатурна. По последним представлениям, поле Нептуна имеет вид т. н. наклонного ротатора. Географические и магнитные полюса Нептуна (если представить его поле дипольным эквивалентом) оказались под углом друг к другу более 45. Таким образом, при вращении планеты её магнитное поле описывает конус.

Физические характеристики

Обладая массой в 1,0243뜐26 кг, Нептун является промежуточным звеном между Землёй и большими газовыми гигантами. Его масса в 17 раз превосходит земную, но составляет лишь 1⁄19 от массы Юпитера. Экваториальный радиус Нептуна равен 24 764 км, что почти в 4 раза больше земного. Нептун и Уран часто считаются подклассом газовых гигантов, который называют ледяными гигантами из-за их меньшего размера и иного состава (меньшей концентрации летучих веществ). При поиске экзопланет Нептун используется как метоним: обнаруженные экзопланеты со схожей массой часто называют Нептунами, также часто астрономы используют как метоним Юпитер (Юпитеры).

Орбита и вращение

Среднее расстояние между Нептуном и Солнцем — 4,55 млрд км (около 30,1 средних расстояний между Солнцем и Землёй, или 30,1 а. е.), и полный оборот вокруг Солнца у него занимает 164,79 года. Расстояние между Нептуном и Землёй составляет от 4,3 до 4,6 млрд км. 12 июля 2011 года Нептун завершил свой первый с момента открытия планеты в 1846 году полный оборот. С Земли он был виден иначе, чем в день открытия, в результате того, что период обращения Земли вокруг Солнца (365,25 дня) не является кратным периоду обращения Нептуна. Эллиптическая орбита планеты наклонена на 1,77 относительно орбиты Земли. Вследствие наличия эксцентриситета 0,011, расстояние между Нептуном и Солнцем изменяется на 101 млн км — разница между перигелием и афелием, то есть ближайшей и самой отдалённой точками положения планеты вдоль орбитального пути. Осевой наклон Нептуна — 28,32, что похоже на наклон оси Земли и Марса. В результате этого планета испытывает схожие сезонные изменения. Однако из-за длинного орбитального периода Нептуна сезоны длятся около сорока лет каждый.

Сидерический период вращения для Нептуна равен 16,11 часа. Вследствие осевого наклона, сходного с Земным (23), изменения в сидерическом периоде вращения в течение его длинного года не являются значимыми. Поскольку Нептун не имеет твёрдой поверхности, его атмосфера подвержена дифференциальному вращению. Широкая экваториальная зона вращается с периодом приблизительно 18 часов, что медленнее, чем 16,1-часовое вращение магнитного поля планеты. В противоположность экватору, полярные области вращаются за 12 часов. Среди всех планет Солнечной системы такой вид вращения наиболее ярко выражен именно у Нептуна. Это приводит к сильному широтному сдвигу ветров.

Орбитальные резонансы

Нептун оказывает большое влияние на весьма отдалённый от него пояс Койпера. Пояс Койпера — кольцо из ледяных малых планет, подобное поясу астероидов между Марсом и Юпитером, но намного протяжённее. Он располагается в пределах от орбиты Нептуна (30 а. е.) до 55 астрономических единиц от Солнца. Гравитационная сила притяжения Нептуна оказывает наиболее существенное влияние на пояс Койпера (в том числе в плане формирования его структуры), сравнимое по доле с влиянием силы притяжения Юпитера на пояс астероидов. За время существования Солнечной системы некоторые области пояса Койпера были дестабилизированы гравитацией Нептуна, и в структуре пояса образовались промежутки. В качестве примера можно привести область между 40 и 42 а. е..

Орбиты объектов, которые могут удерживаться в этом поясе в течение достаточно долгого времени, определяются т. н. вековыми резонансами с Нептуном. Для некоторых орбит это время сравнимо с временем всего существования Солнечной системы. Эти резонансы появляются, когда период обращения объекта вокруг Солнца соотносится с периодом обращения Нептуна как небольшие натуральные числа, например, 1:2 или 3:4. Таким образом объекты взаимостабилизируют свои орбиты. Если, к примеру, объект будет совершать оборот вокруг Солнца в два раза медленнее Нептуна, то он пройдёт ровно половину пути, тогда как Нептун вернётся в своё начальное положение.

Наиболее плотно населённая часть пояса Койпера, включающая в себя более 200 известных объектов, находится в резонансе 2:3 с Нептуном. Эти объекты совершают один оборот каждые 1 оборота Нептуна и известны как плутино, потому что среди них находится один из крупнейших объектов пояса Койпера — Плутон. Хотя орбиты Нептуна и Плутона подходят очень близко друг к другу, резонанс 2:3 не позволит им столкнуться. В других, менее населённых, областях существуют резонансы 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5.

В своих точках Лагранжа (L4 и L5) — зонах гравитационной стабильности — Нептун удерживает множество астероидов-троянцев, как бы таща их за собой по орбите. Троянцы Нептуна находятся с ним в резонансе 1:1. Троянцы очень устойчивы на своих орбитах, и поэтому гипотеза их захвата гравитационным полем Нептуна сомнительна. Скорее всего, они сформировались вместе с ним.

Внутреннее строение

Внутреннее строение Нептуна напоминает внутреннее строение Урана. Атмосфера составляет примерно 10—20 % от общей массы планеты, и расстояние от поверхности до конца атмосферы составляет 10—20 % расстояния от поверхности до ядра. Вблизи ядра давление может достигать 10 ГПа. Объёмные концентрации метана, аммиака и воды найдены в нижних слоях атмосферы.

Постепенно эта более тёмная и более горячая область уплотняется в перегретую жидкую мантию, где температуры достигают 2000—5000 К. Масса мантии Нептуна превышает земную в 10—15 раз, по разным оценкам, и богата водой, аммиаком, метаном и прочими соединениями. По общепринятой в планетологии терминологии эту материю называют ледяной, даже при том, что это горячая, очень плотная жидкость. Эту жидкость, обладающую высокой электропроводимостью, иногда называют океаном водного аммиака. На глубине 7000 км условия таковы, что метан разлагается на алмазные кристаллы, которые падают на ядро. Согласно одной из гипотез, имеется целый океан алмазной жидкости. Ядро Нептуна состоит из железа, никеля и силикатов и, как полагают, имеет массу в 1,2 раза больше, чем у Земли. Давление в центре достигает 7 мегабар, то есть примерно в 7 млн раз больше, чем на поверхности Земли. Температура в центре, возможно, достигает 5400 К.

Магнитосфера

И своей магнитосферой, и магнитным полем, сильно наклонённым на 47 относительно оси вращения планеты и распространяющимся на 0,55 от её радиуса (приблизительно 13 500 км), Нептун напоминает Уран. До прибытия к Нептуну Вояджера-2 учёные полагали, что наклонённая магнитосфера Урана была результатом его бокового вращения. Однако теперь, после сравнения магнитных полей этих двух планет, учёные полагают, что такая странная ориентация магнитосферы в пространстве может быть вызвана приливами во внутренних областях. Такое поле может появиться благодаря конвективным перемещениям жидкости в тонкой сферической прослойке электропроводных жидкостей этих двух планет (предполагаемая комбинация из аммиака, метана и воды), что приводит в действие гидромагнитное динамо. Магнитное поле на экваториальной поверхности Нептуна оценивается в 1,42 μT в течение магнитного момента 2,16뜐17 Tm. Магнитное поле Нептуна имеет сложную геометрию с относительно большими небиполярными компонентами, включая сильный квадрупольный момент, который по мощности может превышать дипольный. В противоположность этому — у Земли, Юпитера и Сатурна относительно небольшой квадрупольный момент, и их поля менее отклонены от полярной оси. Головная ударная волна Нептуна, где магнитосфера начинает замедлять солнечный ветер, проходит на расстоянии в 34,9 планетарных радиусов. Магнитопауза, где давление магнитосферы уравновешивает солнечный ветер, находится на расстоянии в 23—26,5 радиусов Нептуна. Хвост магнитосферы тянется до расстояния в 72 радиуса Нептуна, а возможно и гораздо дальше.

Атмосфера

В верхних слоях атмосферы обнаружен водород и гелий, которые составляют соответственно 80 и 19 % на данной высоте. Также наблюдаются следы метана. Заметные полосы поглощения метана встречаются на длинах волн выше 600 нм в красной и инфракрасной части спектра. Как и в случае с Ураном, поглощение красного света метаном является важнейшим фактором, придающим атмосфере Нептуна синий оттенок, хотя яркая лазурь Нептуна отличается от более умеренного аквамаринового цвета Урана. Так как содержание метана в атмосфере Нептуна не сильно отличается от такового в атмосфере Урана, предполагается, что существует также некий, пока неизвестный, компонент атмосферы, способствующий образованию синего цвета. Атмосфера Нептуна подразделяется на 2 основные области: более низкая тропосфера, где температура снижается вместе с высотой, и стратосфера, где температура с высотой, наоборот, увеличивается. Граница между ними, тропопауза, находится на уровне давления в 0,1 бар. Стратосфера сменяется термосферой на уровне давления ниже, чем 10−4 — 10−5 микробар. Термосфера постепенно переходит в экзосферу. Модели тропосферы Нептуна позволяют полагать, что в зависимости от высоты, она состоит из облаков переменных составов. Облака верхнего уровня находятся в зоне давления ниже одного бара, где температура способствует конденсации метана.

При давлении между одним и пятью барами, формируются облака аммиака и сероводорода. При давлении более 5 бар облака могут состоять из аммиака, сульфида аммония, сероводорода и воды. Глубже, при давлении в приблизительно 50 бар, могут существовать облака из водяного льда, при температуре, равной 0 . Также, не исключено, что в данной зоне могут быть найдены облака из аммиака и сероводорода. Высотные облака Нептуна наблюдались по отбрасываемым ими теням на непрозрачный облачный слой ниже уровнем. Среди них выделяются облачные полосы, которые обёртываются вокруг планеты на постоянной широте. У данных периферических групп ширина достигает 50—150 км, а сами они находятся на 50—110 км выше основного облачного слоя. Изучение спектра Нептуна позволяет предполагать, что его более низкая стратосфера затуманена из-за конденсации продуктов ультрафиолетового фотолиза метана, таких как этан и ацетилен. В стратосфере также обнаружены следы циановодорода и угарного газа. Стратосфера Нептуна более тёплая, чем стратосфера Урана из-за более высокой концентрации углеводородов. По невыясненным причинам, термосфера планеты имеет аномально высокую температуру около 750 К. Для столь высокой температуры планета слишком далека от Солнца, чтобы оно могло так разогреть термосферу ультрафиолетовой радиацией. Возможно, данное явление является следствием атмосферного взаимодействия с ионами в магнитном поле планеты. Согласно другой теории, основой механизма разогревания являются волны гравитации из внутренних областей планеты, которые рассеиваются в атмосфере. Термосфера содержит следы угарного газа и воды, которая попала туда, возможно, из внешних источников, таких как метеориты и пыль.

Климат

Одно из различий между Нептуном и Ураном — уровень метеорологической активности. Вояджер-2, пролетавший вблизи Урана в 1986 году, зафиксировал крайне слабую активность атмосферы. В противоположность Урану, на Нептуне были отмечены заметные перемены погоды во время съёмки с Вояджера-2 в 1989 году.

Погода на Нептуне характеризуется чрезвычайно динамической системой штормов, с ветрами, достигающими почти сверхзвуковых скоростей (около 600 м/с). В ходе отслеживания движения постоянных облаков было зафиксировано изменение скорости ветра от 20 м/с в восточном направлении к 325 м/с на западном. В верхнем облачном слое скорости ветров разнятся от 400 м/с вдоль экватора до 250 м/с на полюсах. Большинство ветров на Нептуне дуют в направлении, обратном вращению планеты вокруг своей оси. Общая схема ветров показывает, что на высоких широтах направление ветров совпадает с направлением вращения планеты, а на низких широтах противоположно ему. Различия в направлении воздушных потоков, как полагают, следствие скин-эффекта, а не каких-либо глубинных атмосферных процессов. Содержание в атмосфере метана, этана и ацетилена в области экватора превышает в десятки и сотни раз содержание этих веществ в области полюсов. Это наблюдение может считаться свидетельством в пользу существования апвеллинга на экваторе Нептуна и его понижения ближе к полюсам. В 2007 году было замечено, что верхняя тропосфера южного полюса Нептуна была на 10теплее, чем остальная часть Нептуна, где температура в среднем составляет −200 . Такая разница в температуре достаточна, чтобы метан, который в других областях верхней части атмосферы Нептуна находится в замороженном виде, просачивался в космос на южном полюсе. Эта горячая точка — следствие осевого наклона Нептуна, южный полюс которого уже четверть нептунианского года, то есть примерно 40 земных лет, обращён к Солнцу. По мере того, как Нептун будет медленно продвигаться по орбите к противоположной стороне Солнца, южный полюс постепенно уйдёт в тень, и Нептун подставит Солнцу северный полюс. Таким образом, высвобождение метана в космос переместится с южного полюса на северный. Из-за сезонных изменений облачные полосы в южном полушарии Нептуна, как наблюдалось, увеличились в размере и альбедо. Эта тенденция была замечена ещё в 1980 году, и, как ожидается, продлится до 2020 года с наступлением на Нептуне нового сезона. Сезоны меняются каждые 40 лет.

Штормы

В 1989 году аппаратом НАСА Вояджер-2 было открыто Большое тёмное пятно, устойчивый шторм-антициклон размерами 13 0006600 км. Этот атмосферный шторм напоминал Большое красное пятно Юпитера, однако 2 ноября 1994 года космический телескоп Хаббл не обнаружил его на прежнем месте. Вместо него новое похожее образование было обнаружено в северном полушарии планеты. Скутер — это другой шторм, обнаруженный южнее Большого тёмного пятна. Его название — следствие того, что ещё за несколько месяцев до сближения Вояджера-2 с Нептуном было ясно, что эта группка облаков перемещалась гораздо быстрее Большого тёмного пятна. Последующие изображения позволили обнаружить ещё более быстрые, чем скутер, группы облаков. Малое тёмное пятно, второй по интенсивности шторм, наблюдавшийся во время сближения Вояджера-2 с планетой в 1989 году, расположено ещё южнее. Первоначально оно казалось полностью тёмным, но при сближении яркий центр Малого тёмного пятна стал виднее, что можно заметить на большинстве чётких фотографий с высоким разрешением. Тёмные пятна Нептуна, как полагают, рождаются в тропосфере на более низких высотах, чем более яркие и заметные облака. Таким образом, они кажутся своеобразными дырами в верхнем облачном слое. Поскольку эти штормы носят устойчивый характер и могут существовать в течение нескольких месяцев, они, как считается, имеют вихревую структуру. Часто связываются с тёмными пятнами более яркие, постоянные облака метана, которые формируются в тропопаузе. Постоянство сопутствующих облаков показывает, что некоторые прежние тёмные пятна могут продолжить своё существование как циклон, даже при том что они теряют тёмный окрас. Тёмные пятна могут рассеяться, если они движутся слишком близко к экватору или через некий иной неизвестный пока механизм.

Внутреннее тепло

Более разнообразная погода на Нептуне, по сравнению с Ураном, как полагают, — следствие более высокой внутренней температуры. При этом Нептун в полтора раза удалённее от Солнца, чем Уран, и получает лишь 40 % от того количества солнечного света, которое получает Уран. Поверхностные же температуры этих двух планет примерно равны. Верхние области тропосферы Нептуна достигают весьма низкой температуры в −221,4 . На глубине, где давление равняется 1 бару, температура достигает −201,15 . Глубже идут газы, однако температура устойчиво повышается. Как и с Ураном, механизм нагрева неизвестен, но несоответствие большое: Уран излучает в 1,1 раза больше энергии, чем получает от Солнца. Нептун же излучает в 2,61 раза больше, чем получает, его внутренний источник тепла добавляет 161 % к энергии, получаемой от Солнца. Хотя Нептун — самая далёкая от Солнца планета, его внутренней энергии оказывается достаточно, чтобы породить самые быстрые ветры в Солнечной системе. Предлагается несколько возможных объяснений, включая радиогенный нагрев ядром планеты (подобно разогреву Земли радиоактивным калием-40), диссоциация метана в другие цепные углеводороды в условиях атмосферы Нептуна, а также конвекция в нижней части атмосферы, которая приводит к торможению гравитационных волн над тропопаузой.

Образование и миграция

Для формирования ледяных гигантов — Нептуна и Урана — оказалось трудно создать точную модель. Современные модели полагают, что плотность материи во внешних регионах Солнечной системы была слишком низкой для формирования таких крупных тел традиционно принятым методом аккреции материи на ядро. Чтобы объяснить эволюцию Урана и Нептуна, было выдвинуто множество гипотез.

Одна из них считает, что оба ледяных гиганта не сформировались методом аккреции, а появились из-за нестабильностей внутри изначального протопланетного диска, и позднее их атмосферы были сдуты излучением массивной звезды класса O или B.

Другая концепция заключается в том, что Уран и Нептун сформировались ближе к Солнцу, где плотность материи была выше, и впоследствии переместились на нынешние орбиты. Гипотеза перемещения Нептуна пользуется популярностью, потому что позволяет объяснить текущие резонансы в поясе Койпера, в особенности, резонанс 2:5. Когда Нептун двигался наружу, он сталкивался с объектами прото-пояса Койпера, создавая новые резонансы и хаотично меняя существующие орбиты. Считается, что объекты рассеянного диска оказались в своём нынешнем положении из-за взаимодействия с резонансами, созданными миграцией Нептуна.

Предложенная в 2004 году компьютерная модель Алессандро Морбиделли из обсерватории Лазурного берега в Ницце предположила, что перемещение Нептуна к поясу Койпера могло быть вызвано возникновением резонанса 1:2 орбит Юпитера и Сатурна, который послужил своего рода гравитационным рычагом, заставившим Уран и Нептун изменить своё местоположение и вытолкнувшим их на более высокие орбиты. Выталкивание объектов из пояса Койпера в результате этой миграции может также объяснить Позднюю тяжёлую бомбардировку, произошедшую через 600 миллионов лет после формирования Солнечной системы, и появление у Юпитера троянских астероидов.

Спутники и кольца

У Нептуна на данный момент известно 14 спутников. Масса крупнейшего составляет более, чем 99,5 % от суммарной массы всех спутников Нептуна, и лишь он массивен настолько, чтобы стать сфероидальным. Это Тритон, открытый Уильямом Ласселом всего через 17 дней после открытия Нептуна. В отличие от всех остальных крупных спутников планет в Солнечной системе, Тритон обладает ретроградной орбитой. Возможно, он был захвачен гравитацией Нептуна, а не сформировался на месте, и, возможно, когда-то был карликовой планетой в поясе Койпера. Он достаточно близок к Нептуну, чтобы постоянно находиться в синхронном вращении. Из-за приливного ускорения Тритон медленно двигается по спирали к Нептуну, и, в конечном счёте, будет разрушен при достижении предела Роша, в результате чего образуется кольцо, которое может быть более мощным, чем кольца Сатурна (это произойдёт через относительно небольшой в астрономических масштабах период времени: от 10 до 100 миллионов лет). В 1989 году была проведена оценка температуры Тритона, которая составила −235(38 К). На тот момент это было наименьшее измеренное значение для объектов в Солнечной системе, обладающих геологической активностью. Тритон является одним из трёх спутников планет Солнечной системы, имеющих атмосферу (наряду с Ио и Титаном). Не исключено существование под ледяной корой Тритона жидкого океана, подобного океану Европы.

Второй (по времени открытия) известный спутник Нептуна — Нереида, спутник неправильной формы с одним из самых высоких эксцентриситетов орбиты среди прочих спутников Солнечной системы. Эксцентриситет в 0,7512 даёт ей апоапсиду, в 7 раз большую её периапсиды.

С июля по сентябрь 1989 года Вояджер-2 обнаружил 6 новых спутников Нептуна. Среди них примечателен спутник Протей неправильной формы. Он интересен тем, что являет собой пример, насколько крупным может быть тело его плотности, без стягивания в сферическую форму собственной гравитацией. Второй по массе спутник Нептуна составляет лишь четверть процента от массы Тритона.

Четыре самые внутренние спутника Нептуна — Наяда, Таласса, Деспина и Галатея. Их орбиты так близки к Нептуну, что находятся в пределах его колец. Следующая за ними, Ларисса, была первоначально открыта в 1981 году при покрытии звезды. Сначала покрытие было приписано дугам колец, но когда Вояджер-2 посетил Нептун в 1989 году, выяснилось, что покрытие было произведено спутником. Между 2002 и 2003 годом было открыто ещё 5 спутников Нептуна неправильной формы, что было анонсировано в 2004 году. 16 июля 2013 с помощью телескопа Хаббл был открыт 14-й спутник Нептуна около 20 км в диаметре. Поскольку Нептун был римским богом морей, его спутники называют в честь меньших морских божеств.

Кольца

У Нептуна есть кольцевая система, хотя гораздо менее существенная, чем, к примеру, у Сатурна. Кольца могут состоять из ледяных частиц, покрытых силикатами, или основанным на углероде материалом, — наиболее вероятно, это он придаёт им красноватый оттенок. В систему колец Нептуна входит 5 компонентов.

Наблюдения

Нептун не виден невооружённым глазом, так как его звёздная величина находится между +7,7 и +8,0. Таким образом, Галилеевы спутники Юпитера, карликовая планета Церера и астероиды 4 Веста, 2 Паллада, 7 Ирида, 3 Юнона и 6 Геба ярче его на небе. Для уверенного наблюдения планеты необходим телескоп c увеличением от 200 и выше и диаметром не менее 200—250 мм.. В этом случае можно увидеть Нептун как небольшой голубоватый диск, похожий на Уран. В бинокль 7흐 его можно заметить как слабую звезду.

Из-за значительности расстояния между Нептуном и Землёй угловой диаметр планеты меняется лишь в пределах 2,2—2,4 угловых секунд. Это наименьшее значение среди остальных планет Солнечной системы, поэтому визуальное наблюдение деталей поверхности данной планеты затруднено. Поэтому точность большинства телескопических данных о Нептуне была невысокой до появления космического телескопа Хаббл и крупных наземных телескопов с адаптивной оптикой. В 1977 году, к примеру, не был достоверно известен даже период вращения Нептуна.

Для земного наблюдателя каждые 367 дней Нептун вступает в кажущееся ретроградное движение, таким образом, образуя своеобразные воображаемые петли на фоне звёзд во время каждого противостояния. В апреле и июле 2010 года и в октябре и ноябре 2011 года эти орбитальные петли привели его близко к тем координатам, где он был открыт в 1846 году.

Наблюдения за Нептуном в диапазоне радиоволн показывают, что планета является источником непрерывного излучения и нерегулярных вспышек. И то и другое объясняют вращающимся магнитным полем планеты. В инфракрасной части спектра на более холодном фоне чётко видны волнения в глубине атмосферы Нептуна(т. н. штормы), порождённое теплом от сжимающегося ядра. Наблюдения позволяют с высокой долей достоверности установить их форму и размер, а также отслеживать их передвижения .

Исследования

Ближе всего к Нептуну Вояджер-2 подошёл 25 августа 1989 года. Так как Нептун был последней крупной планетой, которую мог посетить космический аппарат, было решено совершить близкий пролёт вблизи Тритона, не считаясь с последствиями для траектории полёта. Схожая задача стояла и перед Вояджером-1 — пролёт вблизи Сатурна и его крупнейшего спутника — Титана. Изображения Нептуна, переданные на Землю Вояджером-2, стали основой для появления в 1989 году в Публичной телевещательной службе (PBS) программы на всю ночь под названием Нептун всю ночь.

Во время сближения сигналы с аппарата шли до Земли 246 минут. Поэтому, по большей части, миссия Вояджера-2 опиралась на предварительно загруженные команды для сближения с Нептуном и Тритоном, а не на команды с Земли. Вояджер-2 совершил достаточно близкий проход вблизи от Нереиды, прежде чем прошёл всего в 4400 км от атмосферы Нептуна 25 августа. Позднее в тот же день Вояджер пролетел вблизи Тритона.

Вояджер-2 подтвердил существование магнитного поля планеты и установил, что оно наклонено, как и поле Урана. Вопрос о периоде вращения планеты был решён измерением радиоизлучения. Вояджер-2 также показал необычно активную погодную систему Нептуна. Было открыто 6 новых спутников планеты и кольца, которых, как оказалось, было несколько.

Около 2016 года НАСА планировала послать к Нептуну КА Нептун Орбитер. В настоящее время никаких предположительных дат старта не называется, и стратегический план исследования Солнечной системы больше не включает этот аппарат.

Плуто́н (134340 Pluto) — крупнейшая известная карликовая планета Солнечной системы, транснептуновый объект и десятое по массе (без учёта спутников) небесное тело, обращающееся вокруг Солнца — после восьми планет и Эриды. Первоначально Плутон причисляли к обычным планетам, но сейчас он считается карликовой планетой и самым крупным объектом в поясе Койпера.

Как и большинство тел пояса Койпера, Плутон состоит в основном из камня и льда и он относительно мал: его масса меньше массы Луны в шесть раз, а объём — в три раза. Площадь поверхности Плутона примерно равна площади России. У орбиты Плутона большой эксцентриситет и большой наклон к плоскости эклиптики.

Из-за эксцентричности орбиты Плутон то приближается к Солнцу на расстояние 29,7 а. е. (4,4 млрд км), оказываясь к нему ближе Нептуна, то удаляется на 49,3 а. е. (7,4 млрд км). Плутон и его крупнейший спутник Харон, открытый в 1978 году, часто рассматриваются как двойная планета, поскольку барицентр их системы находится вне обоих объектов. Международный астрономический союз (МАС) заявил о намерении дать формальное определение для двойных карликовых планет, а до этого момента Харон классифицируется как спутник Плутона. У Плутона есть и четыре меньших спутника — Никта и Гидра, которые были открыты в 2005 году, Кербер, первое сообщение о котором опубликовано 20 июля 2011 года, и Стикс, об открытии которого было объявлено 11 июля 2012 года.

Со дня своего открытия в 1930 и до 2006 года Плутон считался девятой планетой Солнечной системы. Однако в конце XX и начале XXI века во внешней части Солнечной системы было открыто множество объектов. Среди них примечательны Квавар, Седна и особенно Эрида, которая на 27 % массивнее Плутона. 24 августа 2006 года МАС впервые дал определение термину планета. Плутон не попадал под это определение, и МАС причислил его к новой категории карликовых планет вместе с Эридой и Церерой. После переклассификации Плутон был добавлен к списку малых планет и получил номер 134340 по каталогу Центра малых планет. Некоторые учёные продолжают считать, что Плутон должен быть переклассифицирован обратно в планету.

Система Плутона ранее изучалась земными и околоземными астрономическими средствами, а в 2015 году была исследована с близкого расстояния американским космическим аппаратом Новые горизонты (New Horizons), который был запущен ещё когда Плутон считался обычной планетой.

В честь Плутона был назван химический элемент плутоний.

История открытия

В 1840-е годы Урбен Леверье с помощью ньютоновой механики предсказал положение тогда ещё не открытой планеты Нептун на основе анализа возмущений орбиты Урана. Последующие наблюдения за Нептуном в конце XIX века заставили астрономов предположить, что, помимо него, на орбиту Урана влияет и другая планета. В 1906 году Персиваль Лоуэлл, состоятельный житель Бостона, основавший в 1894 году обсерваторию Лоуэлла, инициировал обширный проект по поиску девятой планеты Солнечной системы, которой он дал имя Планета X. К 1909 году Лоуэлл и Уильям Генри Пикеринг рассчитали для неё несколько возможных значений небесных координат. Лоуэлл и его обсерватория продолжали поиск планеты до его смерти в 1916 году, но безуспешно. На самом деле 19 марта и 7 апреля 1915 года в обсерватории Лоуэлла были получены два слабых изображения Плутона, однако он на них не был опознан.

Плутон могли открыть и на обсерватории Маунт-Вильсон в 1919 году. В тот год Милтон Хьюмасон по поручению Уильяма Пикеринга проводил поиски девятой планеты, и Плутон попал на 4 фотопластинки. Но при их анализе внимательно просматривались только близкие к эклиптике области, а Плутон оказался слишком далёк от неё. Кроме того, он терялся среди множества звёзд и, по некоторым данным, его изображение на некоторых снимках совпало с небольшим браком эмульсии или частично наложилось на звезду. Даже в 1930 году изображение Плутона на этих архивных снимках удалось выявить с немалым трудом.

Из-за десятилетней судебной тяжбы с Констанцией Лоуэлл — вдовой Персиваля Лоуэлла, которая пыталась получить от обсерватории Лоуэлла миллион долларов как часть его наследия, — поиски планеты X не возобновлялись. И только в 1929 году директор обсерватории Весто Мелвин Слайфер без долгих раздумий поручил продолжение поисков Клайду Томбо, 23-летнему канзасцу, который только что был принят в обсерваторию после того, как на Слайфера произвели впечатление его астрономические рисунки.

Задачей Томбо стала систематическая съёмка ночного неба. Каждый участок фотографировался трижды с интервалом в несколько дней, а на снимках искали объекты, изменившие своё положение. Для сравнения использовался блинк-компаратор, позволяющий быстро переключать показ двух пластинок, что создаёт иллюзию движения для любого объекта, который на разных снимках находится в разных местах. 18 февраля 1930 года, после почти года работы, Томбо обнаружил движущийся объект на снимках от 23 и 29 января. Менее качественная фотография от 21 января подтвердила его существование. 13 марта 1930 года, в день рождения Лоуэлла и в годовщину открытия Урана, новость об открытии была телеграфирована в обсерваторию Гарвардского колледжа. За открытие Плутона Клайд Томбо был удостоен медали имени Xанны Джексон-Гвилт Лондонского королевского астрономического общества (1931) с изображением Уильяма Гершеля, и других наград.

Название

Право дать название новому небесному телу принадлежало обсерватории Лоуэлла. Томбо посоветовал Слайферу сделать это как можно скорее, пока их не опередили. Варианты названия начали поступать со всего мира. Констанция Лоуэлл, вдова Лоуэлла, предложила сначала Зевс, потом имя своего мужа — Персиваль, а затем и вовсе собственное имя. Все подобные предложения были проигнорированы.

Имя Плутон первой предложила Венеция Берни, одиннадцатилетняя школьница из Оксфорда. Венеция интересовалась не только астрономией, но и классической мифологией, и решила, что это имя — древнеримский вариант имени греческого бога подземного царства — подходит для такого, вероятно, тёмного и холодного мира. Она предложила это название в разговоре со своим дедом Фолконером Мейданом (англ.), работавшим в Бодлианской библиотеке в Оксфордском университете — Мейдан прочитал об открытии планеты в Таймс и за завтраком рассказал об этом внучке. Её предложение он передал профессору Герберту Тернеру, который телеграфировал его коллегам в США.

Каждый член обсерватории Лоуэлла мог проголосовать по короткому списку из трёх вариантов: Минерва (хотя так уже был назван один из астероидов), Кронос (это имя оказалось непопулярным, будучи предложенным Томасом Джефферсоном Джексоном Си — астрономом с плохой репутацией) и Плутон. Последний из предложенных получил все голоса. Предложение имени было впервые опубликовано обсерваторией 1 мая 1930 года, а объявление для СМИ произошло 25 мая. После этого Фолконер Мейдан вручил Венеции 5 фунтов стерлингов в качестве награды.

Астрономическим символом Плутона является монограмма из букв P и L (), которые также являются инициалами имени П. Лоуэлла. Астрологический символ Плутона напоминает символ Нептуна (), с той разницей, что на месте среднего зубца в трезубце круг ().

Название Плутона в китайском, японском (冥王星) и корейском (명왕성) языках означает звезда подземного царя — этот вариант предложил в 1930 году японский астроном Хоэй Нодзири. Чувствуется влияние этого варианта и во вьетнамском названии Плутона (Sao Di Vương), означающем звезда Ямы. Во многих других языках используется транслитерация(в русском языке — Плутон); однако в некоторых индийских языках может использоваться имя бога Яма (например, Ямдев в гуджарати) — стража ада в буддизме и индуизме.

Поиски Планеты Икс

Сразу после открытия Плутона его тусклость и отсутствие у него различимого планетного диска вызвали сомнения в том, что он является лоуэлловской Планетой X. Всю середину XX века оценка массы Плутона постоянно пересматривалась в сторону уменьшения. Открытие в 1978 году Харона — спутника Плутона — впервые позволило измерить его массу. Она оказалась равной примерно 0,2 % массы Земли, что слишком мало, чтобы быть причиной несоответствий в орбите Урана.

Последующие поиски альтернативной Планеты X, среди которых выделяются проведённые Робертом Гаррингтоном (англ.), не увенчались успехом. Во время прохождения Вояджера-2 около Нептуна в 1989 году были получены данные, по которым масса Нептуна была пересмотрена в сторону уменьшения на 0,5 %. В 1993 году Майлс Стэндиш (англ.) использовал эти данные для перевычисления гравитационного воздействия Нептуна на Уран. В результате несоответствия в орбите Урана исчезли, а с ними — и надобность в Планете X.

На сегодняшний день подавляющее большинство астрономов согласно с тем, что лоуэлловская Планета X не существует. В 1915 году Лоуэлл предсказал положение Планеты X, которое было весьма близко к фактическому положению Плутона на тот момент; однако английский математик и астроном Эрнест Браун пришёл к заключению, что это было случайным совпадением, и данная точка зрения ныне общепринята.

Хронология

1906—1916 годы. Американский астроном Персиваль Лоуэлл предсказал существование 9-й планеты, называя её Планета-Х.

18 февраля 1930 года. Клайд Томбо открыл недалеко от предсказанного положения новый объект.

13 марта 1930 года. Лоуэлловская обсерватория объявила об открытии.

1 мая 1930 года. Обсерватория объявила о присвоении планете названия Плутон.

24 августа 2006 года. Через некоторое время после открытия Эриды Плутон перестал считаться обычной планетой Солнечной системы и переведен в разряд карликовых планет.

14 июля 2015 года. Впервые систему Плутона посетила автоматическая межпланетная станция.

Август 2113 года. Плутон впервые с момента его открытия достигнет афелия.

2178 год. Плутон впервые с момента его открытия завершит полный оборот вокруг Солнца.

Орбита и вращение

Орбита Плутона сильно отличается от орбит больших планет Солнечной системы: у неё намного больший эксцентриситет (0,2488) и наклон к плоскости эклиптики (17,14). Большая полуось орбиты Плутона составляет 5,906 млрд км, или 39,482 а. е., но из-за большого эксцентриситета расстояние Плутона от Солнца меняется от 4,437 млрд км в перигелии до 7,376 млрд км в афелии (29,7—49,3 а. е.). Свет (как и радиоволны) проходит расстояние от Солнца до Плутона за 247 минут в перигелии и 410 минут в афелии, а интенсивность освещения отличается в 2,8 раз. Когда Плутон в противостоянии, сигнал с Земли достигает его на 8 минут быстрее, чем когда он в квадратуре.

Большой эксцентриситет орбиты приводит к тому, что часть её проходит ближе к Солнцу, чем Нептун. Последний раз такое положение Плутон занимал с 7 февраля 1979 по 11 февраля 1999 года. Вычисления показывают, что в предыдущий раз он был в таком положении с 11 июля 1735 по 15 сентября 1749 года (всего 14 лет), тогда как с 30 апреля 1483 по 23 июля 1503 года он находился в таком положении 20 лет. Из-за большого наклона орбиты Плутона к плоскости эклиптики она не пересекается с орбитой Нептуна. Проходя перигелий, Плутон находится в 10 а. е. над плоскостью эклиптики. К тому же период обращения Плутона равен 247,92 земного года, и Плутон делает два оборота, пока Нептун делает три. В результате Плутон и Нептун никогда не сближаются менее чем на 17 а. е.

Орбиту Плутона можно предсказать на несколько миллионов лет как назад, так и вперёд, но не больше. Его движение хаотично и описывается нелинейными уравнениями. Но чтобы заметить этот хаос, необходимо наблюдать за ним достаточно долго. Есть характерное время его развития, так называемое время Ляпунова, которое для Плутона составляет 10—20 млн лет. Если производить наблюдения в течение малых промежутков времени, то это движение будет казаться регулярным (периодическим по эллиптической орбите). На самом же деле орбита с каждым периодом чуть сдвигается, и в конце концов сдвигается настолько сильно, что следов от первоначальной орбиты уже не остаётся. Поэтому моделировать движение Плутона для отдалённых моментов времени очень сложно.

Орбиты Нептуна и Плутона

Плутон находится с Нептуном в орбитальном резонансе 3:2 — на каждые три оборота Нептуна вокруг Солнца приходится два оборота Плутона. Весь цикл занимает около 495 лет.

Проекция орбиты Плутона на плоскость эклиптики пересекается с проекцией орбиты Нептуна, поэтому кажется, что Плутон должен периодически сильно приближаться к Нептуну. Парадокс заключается в том, что Плутон иногда оказывается ближе к Урану. Причина этого — всё тот же резонанс. В каждом цикле, когда Плутон первый раз проходит перигелий, Нептун оказывается впереди Плутона (например, во время перигелия 5 сентября 1989 года — в 57); когда Плутон второй раз будет проходить перигелий, Нептун сделает полтора оборота вокруг Солнца и окажется позади Плутона (во время перигелия 16 сентября 2237 года — в 120); в то время, когда Нептун и Плутон оказываются на одной линии с Солнцем и по одну от него сторону, Плутон уходит в афелий.

Таким образом, Плутон не бывает ближе 17 а. е. к Нептуну, а с Ураном возможны сближения до 11 а. е..

Орбитальный резонанс между Плутоном и Нептуном очень стабилен и сохраняется миллионы лет. Даже если бы орбита Плутона лежала в плоскости эклиптики, столкновение было бы невозможно.

Стабильная взаимозависимость орбит свидетельствует против гипотезы, что Плутон был спутником Нептуна и покинул его систему. Однако возникает вопрос: если Плутон никогда не проходил близко от Нептуна, то откуда мог возникнуть резонанс у карликовой планеты, гораздо менее массивной, чем, например, Луна? Одна из теорий предполагает, что если Плутон изначально не был в резонансе с Нептуном, то он, вероятно, время от времени сближался с ним гораздо сильнее, и эти сближения за миллиарды лет воздействовали на Плутон, изменив его орбиту и превратив её в наблюдаемую ныне.

Дополнительные факторы, влияющие на орбиту Плутона

Расчёты позволили установить, что в течение миллионов лет общая природа взаимодействий между Нептуном и Плутоном не меняется. Однако существует ещё несколько резонансов и воздействий, которые влияют на особенности их перемещения относительно друг друга и дополнительно стабилизируют орбиту Плутона. Помимо орбитального резонанса 3:2, преимущественное значение имеют следующие два фактора.

Во-первых, аргумент перигелия Плутона близок к 90, что обеспечивает достаточно большую дистанцию до плоскости эклиптики и основных планет при прохождении перигелия, тем самым избегается сближение с Нептуном. Это прямое следствие эффекта Козаи, который соотносит эксцентриситет и наклонение орбиты (в данном случае орбиты Плутона), учитывая воздействие более массивного тела (здесь — Нептуна). При этом амплитуда либрации Плутона относительно Нептуна составляет 38, и угловое разделение перигелия Плутона с орбитой Нептуна всегда будет более 52 (то есть 90−38). Момент, когда угловое разделение бывает наименьшим, повторяется каждые 10 тыс. лет.

Во-вторых, долготы восходящих узлов орбит этих двух тел (точек, где они пересекают эклиптику) практически находятся в резонансе с вышеуказанными колебаниями. Когда эти две долготы совпадают, то есть когда можно протянуть прямую линию через эти 2 узла и Солнце, перигелий Плутона составит с ней угол в 90, и при этом карликовая планета будет находиться выше всего над орбитой Нептуна. Другими словами, когда Плутон максимально приблизится к Солнцу, он будет дальше всего от плоскости орбиты Нептуна. Это явление называют суперрезонансом 1:1.

Чтобы понять природу либрации, представьте, что вы смотрите на эклиптику с северной стороны, откуда планеты видны движущимися против часовой стрелки. После прохождения восходящего узла Плутон находится внутри орбиты Нептуна и движется быстрее, нагоняя Нептун сзади. Сильное притяжение между ними вызывает переход углового момента от Нептуна к Плутону. Это переводит Плутон на немного более высокую орбиту, где он движется чуть медленнее в соответствии с 3-м законом Кеплера. Так как орбита Плутона меняется, то процесс постепенно влечёт за собой изменение перицентра и долгот Плутона (и, в меньшей степени, Нептуна). После многих таких циклов Плутон настолько тормозится, а Нептун настолько ускоряется, что Нептун начинает ловить Плутон на противоположной стороне своей орбиты (возле узла, противоположного тому, с которого мы начали). Процесс затем обращается, и Плутон отдаёт угловой момент Нептуну до тех пор, пока Плутон не разгоняется настолько, что начинает догонять Нептун возле первоначального узла. Полный цикл завершается примерно за 20 тыс. лет.

Вращение

Направление вращения вокруг своей оси у Плутона, как и у Венеры с Ураном, обратное, то есть противоположное направлению обращения планет вокруг Солнца. Сутки на Плутоне длятся 6,387 земных суток. До 2009 года северным полюсом Плутона, как и других планет, считался тот, который направлен в ту же сторону от неизменной плоскости Солнечной системы (она почти совпадает с плоскостью эклиптики), что и северный полюс Земли. Его координаты — прямое восхождение: 312,993, склонение: 6,163. В 2009 году МАС постановил определять северный полюс всех тел Солнечной системы, кроме больших планет и их спутников, исходя из направления вращения вокруг своей оси. Северным (точнее, положительным) полюсом считается тот, со стороны которого объект выглядит вращающимся против часовой стрелки. Таким образом, координаты северного полюса Плутона — прямое восхождение: 132,993, склонение: −6,163. Если у Земли ось вращения направлена приблизительно на Полярную звезду, то ось вращения Плутона направлена в созвездие Гидры, недалеко от звезды Альфард. Наклон оси вращения Плутона — около 120, это значительно ближе к 90, чем у оси вращения Земли, поэтому времена года на Плутоне выражены намного сильнее, в этом он подобен Урану. Последнее равноденствие на Плутоне наступило 16 декабря 1987; тогда весна наступила в его северном полушарии. Таким образом, по состоянию на 2016 год к Солнцу и Земле повёрнут его северный полюс.

Физические характеристики

Большое расстояние Плутона от Земли сильно усложняет его исследование. Многое о нём оставалось неизвестным до 2015 года, когда мимо него пролетел аппарат Новые горизонты (New Horizons).

Визуальные характеристики и строение

Звёздная величина Плутона составляет в среднем 15,1, а в перигелии достигает 13,65. Для наблюдений Плутона необходим телескоп, желательно с апертурой не менее 30 см. Даже в очень большие телескопы Плутон виден как точка (неотличим от обычной звезды), поскольку его угловой диаметр не превышает 0,11″. Цвет у него светло-коричневый. Расстояние до Плутона и возможности современных телескопов не позволяют получить качественные снимки его поверхности. На фотографиях, сделанных космическим телескопом Хаббл, видно лишь основные детали альбедо. Первыми картами Плутона были карты яркости, созданные по наблюдениям затмений Плутона его спутником Хароном, происходивших в 1985—1990 гг. Метод основан на том, что затмение яркого участка поверхности даёт большее падение видимой яркости, чем затмение тёмной. Поэтому компьютерная обработка наблюдений изменений яркости при затмениях даёт возможность закартировать альбедо обращённого к Харону полушария Плутона. На этих картах тоже видно только основные детали альбедо, в частности, прерывистую тёмную полосу южнее экватора.

Поверхность Плутона очень неоднородна. Это видно даже на снимках, сделанных телескопом Хаббл, а позже было подтверждено намного лучшими фотографиями зонда New Horizons. Альбедо разных участков его поверхности варьирует от 10 до 70 %, что делает его вторым по контрастности объектом Солнечной системы после Япета. Эта неоднородность приводит к периодическому изменению при вращении Плутона его блеска (переменность достигает 0,3m — 30 %) и спектра. Последнее дало возможность узнать, что азота и монооксида углерода больше на стороне, обращённой от Харона (180 в.д., где находится сердце Плутона), а метана больше всего в окрестностях 300 в.д..

Плотность Плутона составляет 1,8600,013 г/см3. Вероятно, его недра на 50—70 % состоят из камня и на 50—30 % — изо льда, в основном водяного. Он там может существовать в модификациях лёд I, лёд II, лёд III, лёд V и лёд VI. Если тепла от распада радиоактивных элементов хватило на отделение льда от камня, то недра Плутона дифференцированы — плотное каменное ядро окружено мантией изо льда, толщина которой составляет около 300 км. Не исключено, что этого тепла хватило и на создание под поверхностью океана жидкой воды. При её замерзании могли появиться наблюдаемые следы растяжения поверхности — грабены и уступы.

Спектральные данные показывают, что водяной лёд есть и на поверхности Плутона, но его по большей части маскирует покров из более летучих льдов, в основном азотного (97—98 %). Кроме того, обнаружены замёрзшие метан (по разным оценкам, 1,5 или 3 %) и монооксид углерода (0,01 или 0,5 %), а также примеси других соединений (в основном образующихся из метана и азота под действием жёсткого излучения). Это, в частности, этан и, вероятно, более сложные углеводороды или нитрилы, а также толины, придающие Плутону (как и некоторым другим далёким от Солнца телам) коричневатый цвет. Среди перечисленных веществ азот, монооксид углерода и, в меньшей степени, метан отличаются существенной летучестью в условиях Плутона и способны к сезонным перемещениям по поверхности.

В 2015 году по изображениям с АМС Новые горизонты на Плутоне обнаружены обширная светлая зона в форме символа сердца размером 1800휕00 км; в экваториальной зоне — резко возвышающиеся над в целом сглаженной ледяной поверхностью 3,5-километровые горы, состоящие, предположительно, из водяного льда, и много других деталей поверхности. Им были даны предварительные имена (по состоянию на июнь 2016 года эти имена не утверждены рабочей группой по номенклатуре планетной системы МАС, поэтому могут измениться).

Самый примечательный геологический объект, обнаруженный на Плутоне, — равнина Спутника. Это впадина размером больше 1000 км, занимающая 5 % его поверхности, — вероятно, сильно разрушенный ударный кратер. Она заполнена замёрзшими газами (в основном азотом) и пересечена множеством борозд, которые делят её на ячейки размером в десятки километров. Их интерпретируют как результат конвекции в текучем азотном льде. Водяной же лёд при температурах Плутона очень прочный; по-видимому, именно из него состоят окружающие равнину горы высотой до 5 км. Он легче азотного и может образовывать плавающие в нём айсберги. Вероятно, такими айсбергами и являются мелкие тёмные холмы, которых немало в упомянутых бороздах. Предполагается, что подобные мелкие блоки водяного льда под действием конвекции могут плавать по всей равнине, тогда как большие — угловатые горы, расположенные по её краям, — лишь немного смещаются и поворачиваются (судя по их виду, они могут быть фрагментами когда-то целостного покрова). Компьютерное моделирование показывает, что скорость льда на поверхности равнины измеряется сантиметрами в год.

Масса и размеры

Сначала астрономы, полагая, что Плутон и есть та самая Планета X Лоуэлла, пытались вычислить его массу на основе его предполагаемого воздействия на орбиту Нептуна и Урана. Сам Лоуэлл в 1915 году предсказывал массу 6,6 земных. В 1931 году считалось, что масса Плутона близка к массе Земли, а дальнейшие расчёты к 1971 году позволили понизить эту оценку на порядок, примерно до массы Марса (такая же оценка была получена в 1950 году в ходе попыток измерить его угловой диаметр). В 1976 году астрономы из Гавайского университета обнаружили в спектре Плутона признаки метанового льда. Это указывало на его большое альбедо, а оно, в свою очередь, — на малый размер и, соответственно, массу в несколько тысячных земной.

Открытие в 1978 году спутника Плутона — Харона — позволило измерить их общую массу, используя третий закон Кеплера. Дальнейшие исследования позволили определить массу Плутона и Харона по отдельности. Современное значение массы Плутона — (1,3030,003)뜐22 кг, что составляет 0,22 % массы Земли.

До 1950 года считалось, что по диаметру Плутон близок к Марсу (то есть около 6700 км), ввиду того, что если бы Марс был на таком же расстоянии от Солнца, то он тоже имел бы 15 звёздную величину. В 1950 Дж. Койпер измерил при помощи телескопа с 5-метровым объективом угловой диаметр Плутона, получив значение 0,23″, которому соответствует диаметр в 5900 км. В 1963 году Холидей (Ian Halliday) предложил метод оценки диаметра Плутона на основании наблюдения из нескольких обсерваторий покрытия им звезды. Расчёты показали, что в ночь с 28 на 29 апреля 1965 года Плутон должен был покрыть звезду 15-й величины с экваториальными координатами: прямое восхождение — 11 ч 23 мин 12,1 с, склонение — 19끇’32" (1950), если бы его диаметр был равен определённому Койпером. Двенадцать обсерваторий следили за блеском этой звёздочки, но он не ослабел. Так было установлено, что диаметр Плутона не превосходит 5500 км. В 1978 году, после открытия Харона, диаметр Плутона был оценён как 2600 км. Позднее наблюдения за Плутоном во время затмений Плутона Хароном и Харона Плутоном в 1985—1990 годах позволили установить, что его диаметр равен 2290높 км. В 2007 году диаметр Плутона был определён в 2322 км, в 2014 году — в 2368 км. В 2015 году на основе данных АМС Новые Горизонты было получено значение 2374 км. Соответственно, площадь поверхности Плутона составляет 17,7 млн км, что немного больше площади России. Заметной сплюснутости у него нет (по крайней мере, она не превышает 1 %, то есть экваториальный радиус отличается от полярного не более чем на 12 км).

Плутон уступает по размерам и массе не только большим планетам Солнечной системы, но и некоторым их спутникам. Он меньше семи спутников: Ганимеда, Титана, Каллисто, Ио, Луны, Европы и Тритона. Масса Плутона меньше массы Луны почти вшестеро. Но он в 2,5 раза крупнее и в 14 раз массивнее Цереры, самого большого тела пояса астероидов. Среди известных транснептуновых объектов Плутон — крупнейший, но по массе он на четверть уступает карликовой планете Эриде из рассеянного диска.

Атмосфера

Атмосфера Плутона была обнаружена в 1985 году при наблюдении покрытия им звезды. Если у покрывающего объекта нет атмосферы, свет звезды исчезает довольно резко, а в случае с Плутоном — постепенно. Окончательно наличие атмосферы было подтверждено в 1988 году интенсивными наблюдениями нового покрытия.

Атмосфера Плутона очень разрежена и состоит из газов, испаряющихся из поверхностного льда. Это азот с примесью метана (около 0,25 %) и угарного газа (около 0,05–0,1%). Под действием жёсткого излучения из них образуются более сложные соединения (например, этан, этилен и ацетилен), постепенно выпадающие на поверхность. Вероятно, именно их частицы образуют лёгкую слоистую дымку, достигающую высот >200 км.

Давление атмосферы Плутона очень мало и сильно меняется со временем, причём неожиданным образом. Из-за эксцентричности орбиты в афелии Плутон получает почти втрое меньше тепла, чем в перигелии, и это должно приводить к сильным изменениям в его атмосфере. По некоторым прогнозам, в афелии она большей частью замерзает и выпадает на поверхность, а её давление уменьшается во много раз. Но наблюдения покрытий Плутоном звёзд показывают, что с 1988 до 2015 года это давление выросло примерно втрое, хотя с 1989 года Плутон удаляется от Солнца. Вероятно, это связано с тем, что в 1987 году северный (точнее, положительный) полюс Плутона впервые за 124 года вышел из тени, что способствовало испарению азота из полярной шапки. В 2015 году измерения зонда Новые горизонты показали, что поверхностное давление составляет около 10–5 атм (1 Па). Это согласуется с наблюдениями покрытий за предыдущие несколько лет, хотя некоторые расчёты указывали на то, что данные покрытий соответствуют значительно большему давлению (определение поверхностного давления по наблюдениям покрытий сопряжено с некоторыми трудностями).

Температура поверхности Плутона растёт с высотой (3—15 на километр). Средняя температура поверхности — 50 К, а средняя по атмосфере — на 40 больше (данные 2008 года). Это результат парникового эффекта, вызванного метаном.

Взаимодействие с атмосферой существенно влияет на температуру поверхности Плутона. Расчёты показывают, что она, несмотря на очень низкое давление, способна эффективно сглаживать суточные перепады этой температуры. Участки поверхности, где возгоняется азотный лёд, охлаждаются (подобно охлаждению при испарении воды) на величину до 20.

Спутники

У Плутона известно пять естественных спутников, один из которых — Харон — намного больше остальных. Он был открыт в 1978 году Джеймсом Кристи, а остальные — значительно позже с помощью телескопа Хаббл. Никту и Гидру обнаружили в 2005 году, Кербер — в 2011, Стикс — в 2012. Все они обращаются по почти круговым орбитам примерно в экваториальной плоскости Плутона в ту же сторону, что и он вокруг своей оси.

Ближайший к Плутону спутник — Харон; дальше идут Стикс, Никта, Кербер и Гидра. Все они близки к орбитальному резонансу: периоды их обращения соотносятся примерно как 1:3:4:5:6. Три спутника — Стикс, Никта и Гидра — действительно находятся в резонансе с соотношением периодов 18:22:33.

Спутниковая система Плутона интересна тем, что занимает очень малую часть возможного объёма. Максимальный возможный радиус стабильных орбит для его проградных спутников оценивают в 2,2 млн км (для ретроградных — ещё больше), но фактически радиус орбиты известных спутников Плутона не превышает 3 % этой величины (65 000 км).

Харон вращается синхронно с Плутоном, а другие спутники — нет: периоды их осевого вращения намного меньше орбитальных, а оси вращения сильно наклонены к осям Плутона и Харона.

Все 4 маленьких спутника Плутона имеют неправильную форму и неожиданно яркие (геометрическое альбедо около 0,6, а у Гидры — даже 0,8). Это существенно больше, чем у Харона (0,38) и большинства других небольших тел пояса Койпера (около 0,1); вероятно, они покрыты довольно чистым водяным льдом.

Съёмка системы Плутона аппаратом Новые горизонты позволила определить предельные размеры неоткрытых спутников. Установлено, что на расстояниях до 180 000 км от Плутона нет спутников размером >4,5 км (для меньших расстояний эта величина ещё меньше). При этом предполагается альбедо 0,38, как у Харона.

Открытие маленьких спутников Плутона позволило предположить наличие у него системы колец, образованных выбросами от ударов в эти спутники метеоритов. Но ни по данным Хаббла, ни по данным Новых горизонтов никаких признаков колец найти не удалось (если они и существуют, то настолько разрежены, что их геометрическое альбедо не превышает 1,0휐–7).

Харон

Сообщение об открытии Джеймсом Кристи первого спутника Плутона было опубликовано Международным астрономическим союзом 7 июля 1978 года. Его временным обозначением стало 1978 P 1, а 3 января 1986 года МАС утвердил для него имя Харона — перевозчика душ умерших через Стикс. Его диаметр составляет 1212 км (чуть больше половины диаметра Плутона), а масса — 1/8 массы Плутона. Это очень большие соотношения (для сравнения, масса Луны составляет 1/81 земной). Расстояние между Плутоном и Хароном (точнее, большая полуось орбиты Харона относительно центра Плутона) — 19 596 км.

В период с февраля 1985 года по октябрь 1990 года наблюдались чрезвычайно редкие явления: попеременные затмения Плутона Хароном и Харона Плутоном. Они происходят, когда восходящий или нисходящий узел орбиты Харона оказывается между Плутоном и Солнцем, а такое случается примерно каждые 124 года. Поскольку период обращения Харона — чуть меньше недели, затмения повторялись каждые трое суток, и за пять лет произошла большая серия этих событий. Эти затмения позволили составить карты яркости и получить хорошие оценки радиуса Плутона (1150—1200 км) и Харона.

Барицентр системы Плутон—Харон находится вне поверхности Плутона, поэтому некоторые астрономы считают Плутон и Харон двойной планетой. Такой вид взаимодействий крайне редко встречается в Солнечной системе, уменьшенным вариантом такой системы можно считать астероид (617) Патрокл. Кроме того, эта система необычна синхронным вращением обоих тел: и Харон, и Плутон всегда повёрнуты друг к другу одной и той же стороной. Таким образом, если смотреть с одной стороны Плутона, Харон виден всегда (и не движется по небу), а с другой стороны не виден никогда. Точно так же виден Плутон с Харона. Особенности спектра отражаемого света приводят к заключению, что Харон покрыт водным льдом, а не метаново-азотным, как Плутон. В 2007 году наблюдения обсерватории Джемини позволили обнаружить на Хароне участки с гидратами аммиака и водяными кристаллами, что позволяет предположить наличие там криогейзеров.

Согласно проекту Резолюции 5 XXVI Генеральной ассамблеи МАС (2006) Харону (наряду с Церерой и Эридой) предполагалось присвоить статус планеты. В примечаниях к проекту резолюции указывалось, что в таком случае система Плутон—Харон будет считаться двойной планетой. Однако в итоге приняли иное решение: Плутон, Цереру и Эриду отнесли к новому классу карликовых планет, а Харон не попал даже в их число, поскольку является спутником.

В июне 2016 года были опубликованы результаты исследования центра НАСА, согласно которым на поверхности Харона могут скрываться крупные залежи графита.

Гидра и Никта

Эти спутники были открыты вместе на снимках, сделанных космическим телескопом Хаббл 15 и 18 мая 2005 года. Об открытии было объявлено 31 октября 2005 года. Спутники получили временные обозначения S/2005 P 1 и S/2005 P 2, а 21 июня 2006 года МАС официально назвал их Гидра (или Плутон III, более далёкий спутник) и Никта (Плутон II, более близкий) соответственно. Обращаются они в 2—3 раза дальше, чем Харон: радиус орбиты Никты — 49 тыс. км, а Гидры — 65 тыс. км. Они находятся в орбитальном резонансе: за время трёх оборотов Никты Гидра делает два.

Размер Гидры — 43휳 км, а Никты — 54흁휶 км. Их масса точно не известна; грубая оценка — 0,003 % массы Харона (0,0003 % массы Плутона) у каждой. На их поверхности видно отдельные кратеры. Разные области отличаются яркостью, а у Никты — и цветом: там обнаружена тёмная красноватая область, окружающая крупный кратер.

Кербер и Стикс

В июне 2011 года телескопом Хаббл был обнаружен ещё один спутник Плутона — S/2011 (134340) 1, S/2011 P 1, или Р4; об открытии было объявлено 20 июля 2011. 2 июля 2013 года он получил имя Кербер. Его размер, как выяснилось впоследствии, составляет около 12,5 км, а расстояние от Плутона — 58 тысяч км.

11 июля 2012 года было объявлено об открытии с помощью того же телескопа пятого спутника Плутона. Его временным обозначением стало S/2012 (134340) 1 или Р5, а 2 июля 2013 года он получил имя Стикс. Его размер — 7 км, а расстояние от Плутона — 42 тысячи км.

Происхождение и место в Солнечной системе

Происхождение Плутона и его место в классификации тел Солнечной системы долго были загадкой. В 1936 году английский астроном Реймонд Литлтон высказал гипотезу, что он — сбежавший спутник Нептуна, выбитый с орбиты самым крупным спутником Нептуна, Тритоном. Такое предположение подверглось сильной критике: как говорилось выше, Плутон никогда не подходит близко к Нептуну. Начиная с 1992 года, астрономы стали открывать за орбитой Нептуна всё новые и новые небольшие ледяные тела, подобные Плутону не только орбитой, но и размером и составом. Эта часть внешней Солнечной системы была названа в честь Джерарда Койпера, одного из астрономов, который, размышляя над природой транснептуновых объектов, предположил, что эта область является источником короткопериодических комет. По состоянию на июль 2015 года Плутон — самый крупный известный объект пояса Койпера. Он имеет характерные особенности других тел этого пояса, например, таких, как кометы — солнечный ветер сдувает газы с его атмосферы, как и у комет. Если бы Плутон был так же близок к Солнцу, как и Земля, у него бы развился и кометный хвост. Спутник Нептуна Тритон, который немного больше Плутона, близок к нему по составу (хотя и сильно отличается по геологическим характеристикам) и, вероятно, захвачен из того же пояса. Эрида, которая лишь ненамного меньше Плутона, не считается объектом пояса; скорее всего, она входит в рассеянный диск. Немалое количество объектов пояса, как и Плутон, обладают орбитальным резонансом 3:2 с Нептуном. Их называют плутино.

Исследования Плутона космическими аппаратами

Удалённость Плутона и его маленькая масса затрудняют его исследования с помощью космических аппаратов. Некоторые значительные данные были получены с американского околоземного космического телескопа Хаббл. Плутон могла бы посетить автоматическая межпланетная станция Вояджер-1, но предпочтение было отдано пролёту вблизи спутника Сатурна — Титана, в результате чего траектория полёта оказалась несовместимой с пролётом вблизи Плутона. А у Вояджера-2 вообще не было возможности приблизиться к Плутону. Никаких серьёзных попыток исследовать Плутон не предпринималось вплоть до последнего десятилетия XX века. В августе 1992 года учёный Лаборатории реактивного движения Роберт Стеле позвонил первооткрывателю Плутона Клайду Томбо с просьбой дать разрешение на посещение его планеты. Я сказал ему: добро пожаловать, — позже вспоминал Томбо, — однако вам предстоит долгое и холодное путешествие. Несмотря на полученный импульс, НАСА отменило в 2000 миссию к Плутону и поясу КойпераKuiper Express, ссылаясь на увеличившиеся затраты и задержки с ракетой-носителем. В 2003 году после интенсивных политических дебатов финансирование от американского правительства получила пересмотренная миссия к Плутону под названием Новые горизонты. Запуск состоялся 19 января 2006 года при помощи ракеты-носителя Атлас-5, на первой ступени которой был установлен двигатель РД-180 российского производства. Руководитель этой миссии Алан Стерн подтвердил слухи о том, что на корабль была помещена часть пепла, оставшаяся от кремации Клайда Томбо, умершего в 1997 году. В начале 2007 года аппарат совершил гравитационный манёвр вблизи Юпитера, что придало ему дополнительное ускорение, а 14 июля 2015 года пролетел мимо Плутона. Научные наблюдения за Плутоном начались за 5 месяцев до этого и продлятся по крайней мере месяц после сближения.

Новые горизонты сделал первое фото Плутона ещё в конце сентября 2006 года, в целях проверки камеры LORRI (Long Range Reconnaissance Imager). Изображения, полученные с расстояния приблизительно в 4,2 млрд км, подтверждают способность аппарата отслеживать отдалённые цели, что важно для маневрирования по пути к Плутону и прочим объектам в поясе Койпера.

На борту аппарата находится множество разнообразной научной аппаратуры, в том числе фотокамеры, спектрометры и прибор для просвечивания атмосферы Плутона радиоволнами. Их данные позволят изучить глобальную геологию и морфологию Плутона и Харона, составить их карты и проанализировать атмосферу Плутона.

Открытие спутников Никта и Гидра после старта Новых горизонтов вызвало некоторое беспокойство за судьбу миссии. Расчёты показали, что частицы, выбрасываемые при ударах метеоритов в эти спутники, могут образовывать вокруг Плутона кольца. Если бы космический аппарат попал в такое кольцо, он мог бы получить серьёзные повреждения или вовсе потерпеть крушение. Но этого не случилось, а никаких признаков колец обнаружить не удалось.

15 июля 2015 года АМС Новые горизонты пролетела мимо Плутона на расстоянии 12,5 тыс. км от поверхности (13,691 тыс. км от центра). И для Плутона, и для Харона была заснята как видимая при максимальном сближении сторона, так и обратная (её снимки были сделаны перед сближением и поэтому имеют более низкое разрешение). Широты ниже –30 заснять не удалось, так как там была полярная ночь. Самые детальные снимки имеют разрешение 77—85 метров на пиксель.

Статус

Международный астрономический союз присвоил Плутону статус планеты в мае 1930 года (тогда предполагалось, что он сравним по размеру с Землёй). Однако начиная с 1992 года, когда был открыт первый объект пояса Койпера (15760) 1992 QB1, этот статус подвергался сомнениям. Открытия в поясе Койпера других тел лишь усилили споры. В итоге 24 августа 2006 года Плутон перенесли в разряд карликовых планет.

Плутон как планета

На пластинках, отправившихся с зондами Пионер-10 и Пионер-11 в начале 1970-х, Плутон ещё упоминается в качестве планеты. Эти пластинки из анодированного алюминия, отправленные с аппаратами в дальний космос с надеждой, что они будут обнаружены представителями внеземных цивилизаций, должны им дать представление о девяти планетах Солнечной системы. Отправившиеся с подобным посланием в тех же 1970-х Вояджер-1 и Вояджер-2 тоже несли с собой информацию о Плутоне как о девятой планете Солнечной системы. По некоторым версиям, в честь Плутона назван и пёс Плуто из диснеевских мультфильмов, появившийся на экранах через полгода после его открытия.

В 1943 году Гленн Сиборг назвал недавно созданный элемент плутонием в соответствии с традицией называть новые элементы в честь недавно обнаруженных планет: нептуний в честь Нептуна, уран в честь Урана, а также церий и палладий в честь поначалу считавшихся планетами Цереры и Паллады.

Дебаты 2000-х годов

В 2002 году за орбитой Нептуна был обнаружен Квавар, диаметр которого составляет, по современным данным, около 1110 км, а в 2004 году — Седна диаметром около 1000 км. Таким образом, они сравнимы по размеру с Плутоном (2374 км). Так же как Церера потеряла статус планеты после открытия других астероидов, так и статус Плутона должен был быть пересмотрен в свете открытия других подобных ему объектов.

29 июля 2005 года было объявлено об открытии Эриды. Она оказалась самым массивным известным транснептуновым объектом, а сначала считалась и самым большим. Первооткрыватели Эриды и пресса первоначально называли её десятой планетой, хотя консенсуса по этому вопросу не было. Некоторые астрономы считали открытие Эриды сильнейшим аргументом в пользу перевода Плутона в разряд малых планет. Однако у Плутона оставались ещё два характерных для планет признака: наличие крупного спутника и атмосферы. Но и это, скорее всего, не делает его уникальным среди транснептуновых тел: спутники известны и у нескольких других, в том числе у Эриды, а её спектральный анализ предполагает схожий с Плутоном состав поверхности, что делает вероятным и наличие схожей атмосферы. В планетарии Хейдена при Американском музее естественной истории после реконструкции в 2000 году Солнечная система была представлена состоящей из 8 планет. Один из авторов этого изменения считал Плутон королём комет пояса Койпера. Однако, в отличие от других транснептуновых объектов, у Плутона к 2006 году было открыто уже три спутника, а позднее открыли ещё два.

Решение МАС повторно классифицировать Плутон

В решающую стадию дебаты о статусе Плутона перешли в 2006 году с решением Международного астрономического союза дать понятию планета официальное определение. Согласно принятому решению, планетой Солнечной системы называется объект, удовлетворяющий таким критериям:

Он должен обращаться по орбите вокруг Солнца и быть спутником нашей звезды, а не одной из планет.

Он должен быть достаточно массивным, чтобы принять форму гидростатического равновесия (близкую к сферической) под действием своих гравитационных сил.

Он должен расчистить окрестности своей орбиты (то есть он должен быть гравитационной доминантой и рядом не должно быть других тел сравнимого размера, кроме его собственных спутников или находящихся под его гравитационным воздействием).

Плутон не удовлетворяет третьему условию, так как его масса составляет всего 7 % массы всех объектов пояса Койпера. Для сравнения, масса Земли в 1,7 млн раз больше, чем у всех остальных тел в окрестностях её орбиты. МАС решил отнести Плутон одновременно к двум новым категориям объектов — к карликовым планетам и (в качестве прототипа) к классу транснептуновых тел, позже получившему название плутоиды. 7 сентября 2006 года МАС включил Плутон в каталог малых планет, дав ему номер 134340. Если бы Плутон получил статус малой планеты сразу после открытия, то его номер был бы среди первых тысяч. Первая после открытия Плутона малая планета была обнаружена месяц спустя, ею стала (1164) Кобольда; таким образом, Плутон мог бы иметь номер 1164. В астрономическом сообществе было некоторое сопротивление переклассификации Плутона. Алан Стерн — ответственный исследователь миссии НАСА Новые горизонты — публично высмеял решение МАС, заявив, что определение никуда не годится и ему не соответствуют даже Земля, Марс, Юпитер и Нептун, так как они разделяют свои орбиты с астероидами. Он также заявил, что так как проголосовало меньше 5 % астрономов, решение нельзя считать мнением всего астрономического сообщества. Ряд других замечаний высказал Марк Буйе из Лоуэлловской обсерватории, тоже не согласившийся с новым определением планеты. Майкл Браун, астроном, обнаруживший Эриду, поддержал решение МАС. Он сказал: Несмотря на эту больше похожую на цирк сумасшедшую процедуру, мы, так или иначе, наткнулись на ответ. Это потребовало немало времени. В конце концов наука самокорректируется, даже если в обсуждении были сильные эмоции.

Широкая публика по-разному восприняла утерю Плутоном статуса планеты. Большинство спокойно приняли это решение, некоторые же ходатайствовали МАС в онлайн-режиме и даже устраивали митинги и уличные акции с лозунгами "Спасите Плутон!" и т. п., стараясь убедить астрономов его пересмотреть. Группа членов законодательного собрания штата Калифорния внесла проект постановления с осуждением решения МАС, где оно названо научной ересью. Законодательные собрания штатов Иллинойс и Нью-Мексико (где родился и жил Клайд Томбо) постановили, что в его честь Плутон в этих штатах всегда будет считаться планетой. Немало людей не приняли решение МАС по сентиментальным причинам, так как они всю жизнь знали Плутон как планету и продолжают так считать вне зависимости от решений МАС. Опросы среди американцев свидетельствуют о том, что многие из них настроены против решения также и потому, что Плутон вплоть до лишения статуса был единственной планетой, открытой американцем.

11 июня 2008 года МАС объявил о введении понятия плутоид. К плутоидам были отнесены карликовые планеты Плутон и Эрида, а позднее — Макемаке и Хаумеа. Карликовая планета Церера плутоидом не является.

Оплутонить

Американское диалектологическое общество признало глаголpluto (оплутонить) новым словом 2006 года. Оно означает понизить в звании или ценности кого-либо или что-либо, как это произошло с теперь уже бывшей планетой Плутон.

Статус Плутона в законодательстве некоторых штатов США

13 марта 2007 года законодательное собрание штата Нью-Мексико, где долго жил Клайд Томбо, единогласно постановило, что в его честь Плутон в нью-мексиканском небе всегда будет считаться планетой. 26 февраля 2009 года аналогичное постановление принял сенат штата Иллинойс, откуда родом первооткрыватель Плутона. В резолюции сената утверждается, что Плутон был несправедливо понижен до карликовой планеты.

Будущее системы Плутона

Согласно современной теории эволюции звёзд, с течением времени светимость Солнца постепенно возрастает. Через 1,1 млрд лет оно будет на 11 % ярче, чем сейчас. Обитаемая зона Солнечной системы к тому времени сместится за пределы современной земной орбиты, достигнув Марса, Юпитера, а затем Сатурна. Через 7,6—7,8 миллиарда лет ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке. Это приведёт к резкому расширению внешних оболочек Солнца и оно станет красным гигантом. Вполне возможно, что в те времена на Плутоне и объектах пояса Койпера будут существовать условия, приемлемые для развития жизни. Плутон сможет поддерживать эти условия на протяжении десятков миллионов лет, до тех пор, пока Солнце не станет белым карликом и окончательно не погаснет.

Сату́рн — шестая планета от Солнца и вторая по размерам планета в Солнечной системе после Юпитера. Сатурн, а также Юпитер, Уран и Нептун, классифицируются как газовые гиганты. Сатурн назван в честь римского бога земледелия. Символ Сатурна — серп (Юникод: ♄).

В основном Сатурн состоит из водорода, с примесями гелия и следами воды, метана, аммиака и тяжёлых элементов. Внутренняя область представляет собой небольшое ядро из железа, никеля и льда, покрытое тонким слоем металлического водорода и газообразным внешним слоем. Внешняя атмосфера планеты кажется из космоса спокойной и однородной, хотя иногда на ней появляются долговременные образования. Скорость ветра на Сатурне может достигать местами 1800 км/ч, что значительно больше, чем на Юпитере. У Сатурна имеется планетарное магнитное поле, занимающее промежуточное положение по напряжённости между магнитным полем Земли и мощным полем Юпитера. Магнитное поле Сатурна простирается на 1 000 000 километров в направлении Солнца. Ударная волна была зафиксирована Вояджером-1 на расстоянии в 26,2 радиуса Сатурна от самой планеты, магнитопауза расположена на расстоянии в 22,9 радиуса.

Сатурн обладает заметной системой колец, состоящей главным образом из частичек льда, меньшего количества тяжёлых элементов и пыли. Вокруг планеты обращается 62 известных на данный момент спутника. Титан — самый крупный из них, а также второй по размерам спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера, Ганимеда), который превосходит по своим размерам Меркурий и обладает единственной среди спутников Солнечной системы плотной атмосферой.

В настоящее время на орбите Сатурна находится автоматическая межпланетная станция Кассини, запущенная в 1997 году и достигшая системы Сатурна в 2004 году, в задачи которой входит изучение структуры колец, а также динамики атмосферы и магнитосферы Сатурна.

Сатурн среди планет Солнечной системы

Сатурн относится к типу газовых планет: он состоит в основном из газов и не имеет твёрдой поверхности. Экваториальный радиус планеты равен 60 300 км, полярный радиус — 54 400 км; из всех планет Солнечной системы Сатурн обладает наибольшим сжатием. Масса планеты в 95,2 раза превышает массу Земли, однако средняя плотность Сатурна составляет всего 0,687 г/см3, что делает его единственной планетой Солнечной системы, чья средняя плотность меньше плотности воды. Поэтому, хотя массы Юпитера и Сатурна различаются более чем в 3 раза, их экваториальный диаметр различается только на 19 %. Плотность остальных газовых гигантов значительно больше (1,27—1,64 г/см3). Ускорение свободного падения на экваторе составляет 10,44 м/с, что сопоставимо со значениями Земли и Нептуна, но намного меньше, чем у Юпитера.

Орбитальные характеристики и вращение

Среднее расстояние между Сатурном и Солнцем составляет 1430 млн км (9,58 а. е.). Двигаясь со средней скоростью 9,69 км/с, Сатурн обращается вокруг Солнца за 10 759 суток (примерно 29,5 года). Расстояние от Сатурна до Земли меняется в пределах от 1195 (8,0 а. е.) до 1660 (11,1 а. е.) млн км, среднее расстояние во время их противостояния около 1280 млн км. Сатурн и Юпитер находятся почти в точном резонансе 2:5. Поскольку эксцентриситет орбиты Сатурна 0,056, то разность расстояния до Солнца в перигелии и афелии составляет 162 млн км.

Видимые при наблюдениях характерные объекты атмосферы Сатурна вращаются с разной скоростью в зависимости от широты. Как и в случае Юпитера, имеется несколько групп таких объектов. Так называемая Зона 1 имеет период вращения 10 ч 14 мин 00 с (то есть угловая скорость составляет 844,3/сутки, или 2,345 оборота/сутки). Она простирается от северного края южного экваториального пояса до южного края северного экваториального пояса. На всех остальных широтах Сатурна, составляющих Зону 2, период вращения первоначально был оценён в 10 ч 39 мин 24 с (скорость 810,76/сутки или 2,2521 оборота/сутки). Впоследствии данные были пересмотрены: была дана новая оценка — 10 ч, 34 мин и 13 с. Зона 3, наличие которой предполагается на основе наблюдений радиоизлучения планеты в период полёта Вояджера−1, имеет период вращения 10 ч 39 мин 22,5 с (скорость 810,8/сутки или 2,2522 оборота/сутки).

В качестве продолжительности оборота Сатурна вокруг оси принята величина 10 часов, 34 минуты и 13 секунд. Сатурн — единственная планета, у которой осевая скорость вращения на экваторе больше орбитальной скорости вращения (9,87 км/с и 9,69 км/с соответственно). Точная величина периода вращения внутренних частей планеты остаётся трудноизмеримой. Когда аппарат Кассини достиг Сатурна в 2004 году, было обнаружено, что согласно наблюдениям радиоизлучения длительность оборота внутренних частей заметно превышает период вращения в Зоне 1 и Зоне 2 и составляет приблизительно 10 ч 45 мин 45 с ( 36 с).

Дифференциальное вращение атмосферы Сатурна подобно вращению атмосфер Юпитера и Венеры, а также Солнца. Скорость вращения Сатурна переменна не только по широте и глубине, но и во времени. Впервые это обнаружил А. Вилльямс. Анализ переменности периода вращения экваториальной зоны Сатурна за 200 лет показал, что основной вклад в эту переменность вносит полугодовой и годовой циклы.

В марте 2007 года было обнаружено, что вращение диаграммы направленности радиоизлучения Сатурна порождено конвекционными потоками в плазменном диске, которые зависят не только от вращения планеты, но и от других факторов. Было также сообщено, что колебание периода вращения диаграммы направленности связано с активностью гейзера на спутнике Сатурна — Энцеладе. Заряженные частицы водяных паров на орбите планеты приводят к искажению магнитного поля и, как следствие, картины радиоизлучения. Обнаруженная картина породила мнение, что на сегодняшний день вообще не существует корректного метода определения скорости вращения ядра планеты.

Происхождение

Происхождение Сатурна (равно как и Юпитера) объясняют две основные гипотезы. Согласно гипотезе контракции, схожесть состава Сатурна с Солнцем в том, что у обоих небесных тел имеется большая доля водорода, и, как следствие, малую плотность можно объяснить тем, что в процессе формирования планет на ранних стадиях развития Солнечной системы в газопылевом диске образовались массивные сгущения, давшие начало планетам, то есть Солнце и планеты формировались схожим образом. Тем не менее, эта гипотеза не может объяснить различия состава Сатурна и Солнца.

Гипотеза аккреции гласит, что процесс образования Сатурна происходил в два этапа. Сначала в течение 200 миллионов лет шёл процесс формирования твёрдых плотных тел, наподобие планет земной группы. Во время этого этапа из области Юпитера и Сатурна диссипировала часть газа, что затем повлияло на различие в химическом составе Сатурна и Солнца. Затем начался второй этап, когда самые крупные тела достигли удвоенной массы Земли. На протяжении нескольких сотен тысяч лет длился процесс аккреции газа на эти тела из первичного протопланетного облака. На втором этапе температура наружных слоёв Сатурна достигала 2000 .

Атмосфера и строение

Верхние слои атмосферы Сатурна состоят на 96,3 % из водорода (по объёму) и на 3,25 % — из гелия (по сравнению с 10 % в атмосфере Юпитера). Имеются примеси метана, аммиака, фосфина, этана и некоторых других газов. Аммиачные облака в верхней части атмосферы мощнее юпитерианских. Облака нижней части атмосферы состоят из гидросульфида аммония (NH4SH) или воды.

По данным Вояджеров, на Сатурне дуют сильные ветра, аппараты зарегистрировали скорости воздушных потоков 500 м/с. Ветра дуют в основном в восточном направлении (по направлению осевого вращения). Их сила ослабевает при удалении от экватора; при удалении от экватора появляются также и западные атмосферные течения. Ряд данных указывают, что циркуляция атмосферы происходит не только в слое верхних облаков, но и на глубине, по крайней мере, до 2 тыс. км. Кроме того, измерения Вояджера-2 показали, что ветры в южном и северном полушариях симметричны относительно экватора. Есть предположение, что симметричные потоки как-то связаны под слоем видимой атмосферы.

В атмосфере Сатурна иногда появляются устойчивые образования, представляющие собой сверхмощные ураганы. Аналогичные объекты наблюдаются и на других газовых планетах Солнечной системы (см. Большое красное пятно на Юпитере, Большое тёмное пятно на Нептуне). Гигантский Большой белый овал появляется на Сатурне примерно один раз в 30 лет, в последний раз он наблюдался в 2010 году (менее крупные ураганы образуются чаще).

12 ноября 2008 года камеры станции Кассини получили изображения северного полюса Сатурна в инфракрасном диапазоне. На них исследователи обнаружили полярные сияния, подобные которым не наблюдались ещё ни разу в Солнечной системе. Также данные сияния наблюдались в ультрафиолетовом и видимом диапазонах. Полярные сияния представляют собой яркие непрерывные кольца овальной формы, окружающие полюс планеты. Кольца располагаются на широте, как правило, в 70—80. Южные кольца располагаются на широте в среднем 751, а северные — ближе к полюсу примерно на 1,5, что связано с тем, что в северном полушарии магнитное поле несколько сильнее. Иногда кольца становятся спиральной формы вместо овальной.

В отличие от Юпитера полярные сияния Сатурна не связаны с неравномерностью вращения плазменного слоя во внешних частях магнитосферы планеты. Предположительно, они возникают из-за магнитного пересоединения под действием солнечного ветра. Форма и вид полярных сияний Сатурна сильно меняются с течением времени. Их расположение и яркость сильно связаны с давлением солнечного ветра: чем оно больше, тем сияния ярче и ближе к полюсу. Среднее значение мощности полярного сияния составляет 50 ГВт в диапазоне 80—170 нм (ультрафиолет) и 150—300 ГВт в диапазоне 3—4 мкм (инфракрасный).

Во время бурь и штормов на Сатурне наблюдаются мощные разряды молнии. Электромагнитная активность Сатурна, вызванная ими колеблется с годами от почти полного отсутствия до очень сильных электрических бурь.

28 декабря 2010 года Кассини сфотографировал шторм, напоминающий сигаретный дым. Ещё один, особенно мощный шторм, был зафиксирован 20 мая 2011 года.

Шестиугольное образование на северном полюсе

Облака на северном полюсе Сатурна образуют гигантский шестиугольник. Впервые это обнаружено во время пролётов Вояджера около Сатурна в 1980-х годах, подобное явление никогда не наблюдалось ни в одном другом месте Солнечной системы. Шестиугольник располагается на широте 78, и каждая его сторона составляет приблизительно 13 800 км, то есть больше диаметра Земли. Период его вращения — 10 часов 39 минут. Этот период совпадает с периодом изменения интенсивности радиоизлучения, который, в свою очередь, принят равным периоду вращения внутренней части Сатурна.

Странная структура облаков показана на инфракрасном изображении, полученном обращающимся вокруг Сатурна космическим аппаратом Кассини в октябре 2006 года. Изображения показывают, что шестиугольник оставался стабильным все 20 лет после полёта Вояджера, причём шестиугольная структура облаков сохраняется во время их вращения. Отдельные облака на Земле могут иметь форму шестиугольника, но, в отличие от них, шестиугольник на Сатурне близок к правильному. Внутри него могут поместиться четыре Земли. Предполагается, что в районе гексагона имеется значительная неравномерность облачности. Области, в которых облачность практически отсутствует, имеют высоту до 75 км.

Полного объяснения этого явления пока нет, однако учёным удалось провести эксперимент, который довольно точно смоделировал эту атмосферную структуру. 30-литровый баллон с водой поставили на вращающуюся установку, причём внутри были размещены маленькие кольца, вращающиеся быстрее ёмкости. Чем больше была скорость кольца, тем больше форма вихря, который образовывался при совокупном вращении элементов установки, отличалась от круговой. В этом эксперименте был получен, в том числе, и 6-угольный вихрь.

Внутреннее строение

В глубине атмосферы Сатурна растут давление и температура, а водород переходит в жидкое состояние, однако этот переход является постепенным. На глубине около 30 тыс. км водород становится металлическим (давление там достигает около 3 миллионов атмосфер). Циркуляция электрических токов в металлическом водороде создаёт магнитное поле (гораздо менее мощное, чем у Юпитера). В центре планеты находится массивное ядро из твердых и тяжёлых материалов — силикатов, металлов и, предположительно, льда. Его масса составляет приблизительно от 9 до 22 масс Земли. Температура ядра достигает 11 700 , а энергия, которую Сатурн излучает в космос, в 2,5 раза больше энергии, которую планета получает от Солнца. Значительная часть этой энергии генерируется за счёт механизма Кельвина — Гельмгольца (когда температура планеты падает, то падает и давление в ней, в результате она сжимается, а потенциальная энергия её вещества переходит в тепло). При этом, однако, было показано, что этот механизм не может являться единственным источником энергии планеты. Предполагается, что дополнительная часть тепла создаётся за счёт конденсации и последующего падения капель гелия через слой водорода (менее плотный, чем капли) вглубь ядра. Результатом является переход потенциальной энергии этих капель в тепловую. По оценкам, область ядра имеет диаметр приблизительно 25 000 км.

Магнитное поле

Магнитосфера Сатурна открыта космическим аппаратом Пионер-11 в 1979 году. По размерам уступает только магнитосфере Юпитера. Магнитопауза, граница между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром, расположена на расстоянии порядка 20 радиусов Сатурна от его центра, а хвост магнитосферы протягивается на сотни радиусов. Магнитосфера Сатурна наполнена плазмой, продуцируемой планетой и её спутниками. Среди спутников наибольшую роль играет Энцелад, гейзеры которого выбрасывают водяной пар, часть которого ионизируется магнитным полем Сатурна.

Взаимодействие между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром генерирует яркие овалы полярного сияния вокруг полюсов планеты, наблюдаемые в видимом, ультрафиолетовом и инфракрасном свете.

Магнитное поле Сатурна, так же как и Юпитера, создаётся за счёт эффекта динамо при циркуляции металлического водорода во внешнем ядре. Магнитное поле является почти дипольным, так же как и у Земли, с северным и южным магнитными полюсами. Северный магнитный полюс находится в северном полушарии, а южный — в южном, в отличие от Земли, где расположение географических полюсов противоположно расположению магнитных. Величина магнитного поля на экваторе Сатурна 21 мкТл (0,21 Гс), что соответствует дипольному магнитному моменту примерно в 4,61018 Tлм3. Магнитный диполь Сатурна жёстко связан с его осью вращения, поэтому магнитное поле очень асимметрично. Диполь несколько смещён вдоль оси вращения Сатурна к северному полюсу.

Внутреннее магнитное поле Сатурна отклоняет солнечный ветер от поверхности планеты, предотвращая его взаимодействие с атмосферой, и создаёт область, называемую магнитосферой и наполненную плазмой совсем иного вида, чем плазма солнечного ветра. Магнитосфера Сатурна — вторая по величине магнитосфера в Солнечной системе, наибольшая — магнитосфера Юпитера. Как и в магнитосфере Земли, граница между солнечным ветром и магнитосферой называется магнитопаузой. Расстояние от магнитопаузы до центра планеты (по прямой Солнце — Сатурн) варьируется от 16 до 27 R♄ (R♄ = 60 330 км — экваториальный радиус Сатурна). Расстояние зависит от давления солнечного ветра, который зависит от солнечной активности. Среднее расстояние до магнитопаузы составляет 22 R♄. С другой стороны планеты солнечный ветер растягивает магнитное поле Сатурна в длинный магнитный хвост.

Исследования Сатурна

Сатурн — одна из пяти планет Солнечной системы, легко видимых невооружённым глазом с Земли. В максимуме блеск Сатурна превышает первую звёздную величину. Чтобы наблюдать кольца Сатурна, необходим телескоп диаметром не менее 15 мм. При апертуре инструмента в 100 мм видны более тёмная полярная шапка, тёмная полоса у тропика и тень колец на планете. А при 150—200 мм станут различимы четыре-пять полос облаков в атмосфере и неоднородности в них, но их контраст будет заметно меньше, чем у юпитерианских.

Впервые наблюдая Сатурн через телескоп в 1609—1610 годах, Галилео Галилей заметил, что Сатурн выглядит не как единое небесное тело, а как три тела, почти касающихся друг друга, и высказал предположение, что это два крупных компаньона (спутника) Сатурна. Два года спустя Галилей повторил наблюдения и, к своему изумлению, не обнаружил спутников.

В 1659 году Гюйгенс с помощью более мощного телескопа выяснил, что компаньоны — это на самом деле тонкое плоское кольцо, опоясывающее планету и не касающееся её. Гюйгенс также открыл самый крупный спутник Сатурна — Титан. Начиная с 1675 года изучением планеты занимался Кассини. Он заметил, что кольцо состоит из двух колец, разделённых чётко видимым зазором — щелью Кассини, и открыл ещё несколько крупных спутников Сатурна: Япет, Тефию, Диону и Рею.

В дальнейшем значительных открытий не было до 1789 года, когда У. Гершель открыл ещё два спутника — Мимас и Энцелад. Затем группой британских астрономов был открыт спутник Гиперион, с формой, сильно отличающейся от сферической, находящийся в орбитальном резонансе с Титаном. В 1899 году Уильям Пикеринг открыл Фебу, которая относится к классу нерегулярных спутников и не вращается синхронно с Сатурном как большинство спутников. Период её обращения вокруг планеты — более 500 дней, при этом обращение идёт в обратном направлении. В 1944 году Джерардом Койпером было открыто наличие мощной атмосферы на другом спутнике — Титане. Данное явление для спутника уникально в Солнечной системе.

В 1990-х Сатурн, его спутники и кольца неоднократно исследовались космическим телескопом Хаббл. Долговременные наблюдения дали немало новой информации, которая была недоступна для Пионера-11 и Вояджеров при их однократном пролёте мимо планеты. Также было открыто несколько спутников Сатурна, и определена максимальная толщина его колец. При измерениях, проведённых 20—21 ноября 1995 года, была определена их детальная структура. В период максимального наклона колец в 2003 году был получены 30 изображений планеты в различных диапазонах длин волн, что на тот момент дало наилучший охват по спектру излучений за всю историю наблюдений. Эти изображения позволили учёным лучше изучить динамические процессы, происходящие в атмосфере, и создавать модели сезонного поведения атмосферы. Также широкомасштабные наблюдения Сатурна велись Южной Европейской обсерваторией в период с 2000 по 2003 год. Было обнаружено несколько маленьких спутников неправильной формы.

Исследования с помощью космических аппаратов

В 1979 г. автоматическая межпланетная станция (АМС) США Пионер-11 впервые в истории пролетела вблизи Сатурна. Изучение планеты началось 2 августа 1979 года. Окончательное сближение с Сатурном состоялось 1 сентября 1979 года. Во время полёта аппарат приблизился к слою максимальной облачности планеты на расстояние 21 400 км. Были получены изображения планеты и некоторых её спутников, однако их разрешение было недостаточно для того, чтобы разглядеть детали поверхности. Также, ввиду малой освещённости Сатурна Солнцем, изображения были слишком тусклые. Аппарат также пролетел под плоскостью колец для их изучения. В числе открытий было обнаружение тонкого F кольца. Кроме того, было обнаружено, что многие участки, видимые с Земли как светлые, были видны с Пионера-11 как тёмные, и наоборот. Также аппаратом была измерена температура Титана. Исследования планеты продолжались до 15 сентября, после чего аппарат стал удаляться от Сатурна и Солнца.

В 1980—1981 годах за Пионером-11 последовали также американские АМС Вояджер-1 и Вояджер-2. Вояджер-1 сблизился с планетой 13 ноября 1980 года, но его исследование Сатурна началось на три месяца раньше. Во время прохождения был сделан ряд фотографий в высоком разрешении. Удалось получить изображение спутников: Титана, Мимаса, Энцелада, Тефии, Дионы, Реи. При этом аппарат пролетел около Титана на расстоянии всего 6500 км, что позволило собрать данные о его атмосфере и температуре. Было установлено, что атмосфера Титана настолько плотная, что не пропускает достаточного количества света в видимом диапазоне, поэтому фотографий деталей его поверхности получить не удалось. После этого аппарат покинул плоскость эклиптики Солнечной системы, чтобы заснять Сатурн с полюса.

Годом позже, 25 августа 1981 года, к Сатурну приблизился Вояджер-2. За время своего пролёта аппарат произвёл исследование атмосферы планеты с помощью радара. Были получены данные о температуре и плотности атмосферы. На Землю было отправлено около 16 000 фотографий с наблюдениями. К сожалению, во время полётов система поворота камеры заклинилась на несколько суток, и часть необходимых изображений получить не удалось. Затем аппарат, используя силу притяжения Сатурна, развернулся и полетел по направлению к Урану. Также эти аппараты впервые обнаружили магнитное поле Сатурна и исследовали его магнитосферу, наблюдали штормы в атмосфере Сатурна, получили детальные снимки структуры колец и выяснили их состав. Были открыты щель Максвелла и щель Килера в кольцах. Кроме того, около колец было открыто несколько новых спутников планеты.

В 1997 г. к Сатурну была запущена АМС Кассини-Гюйгенс, которая после 7 лет полёта 1 июля 2004 г. достигла системы Сатурна и вышла на орбиту вокруг планеты. Основными задачами этой миссии, рассчитанной первоначально на 4 года, являлось изучение структуры и динамики колец и спутников, а также изучение динамики атмосферы и магнитосферы Сатурна и детальное изучение крупнейшего спутника планеты — Титана.

До выхода на орбиту в июне 2004 года АМС прошла мимо Фебы и послала на Землю её снимки в высоком разрешении и другие данные. Кроме того, американский орбитальный аппарат Кассини неоднократно пролетал у Титана. Были получены изображения больших озёр и их береговой линии со значительным количеством гор и островов. Затем специальный европейский зонд Гюйгенс отделился от аппарата и на парашюте 14 января 2005 года спустился на поверхность Титана. Спуск занял 2 часа 28 минут. Во время спуска Гюйгенс отбирал пробы атмосферы. Согласно интерпретации данных с зонда Гюйгенс, верхняя часть облаков состоит из метанового льда, а нижняя — из жидких метана и азота.

С начала 2005 года учёные наблюдали за излучением, идущим с Сатурна. 23 января 2006 года на Сатурне произошёл шторм, который дал вспышку, в 1000 раз превосходящую по мощности обычное излучение в диапазоне радиочастот. В 2006 году НАСА доложило об обнаружении аппаратом очевидных следов воды, которые извергаются гейзерами Энцелада. В мае 2011 года учёные НАСА заявили, что Энцелад оказался наиболее приспособленным для жизни местом в Солнечной системе после Земли.

Фотографии, сделанные Кассини, позволили сделать другие значительные открытия. По ним были обнаружены ранее неоткрытые кольца планеты вне главной яркой области колец и внутри колец G и Е. Данные кольца получили названия R/2004 S1 и R/2004 S2. Предполагается, что материал для этих колец мог образоваться вследствие удара о Янус или Эпиметей метеорита или кометы.

В июле 2006 года снимки Кассини позволили установить наличие углеводородного озера недалеко от северного полюса Титана. Окончательно этот факт был подтверждён дополнительными снимками в марте 2007 года. В октябре 2006 года на южном полюсе Сатурна были обнаружен ураган диаметром 8000 км.

В октябре 2008 года Кассини передал изображения северного полушария планеты. С 2004 года, когда Кассини подлетел к ней, произошли заметные изменения, и теперь она окрашена в необычные цвета. Причины этого пока непонятны. Предполагается, что недавнее изменение цветов связано со сменой времён года. C 2004 года по 2 ноября 2009 года с помощью аппарата были открыты 8 новых спутников. Основная миссия Кассини закончилась в 2008 году, когда аппарат совершил 74 витка вокруг планеты. Затем задачи зонда были продлены до сентября 2010 года, а потом до 2017 года для изучения полного цикла сезонов Сатурна.

В 2009 году появился совместный американско-европейский проект НАСА и ЕКА по запуску АМСSaturn System Mission для изучения Сатурна и его спутников Титана и Энцелада. В ходе него станция 7—8 лет будет лететь к системе Сатурна, а затем станет спутником Титана на два года. Также с неё будут спущены воздушный шар-зонд в атмосферу Титана и посадочный модуль (возможно, плавающий).

Спутники

Крупнейшие спутники — Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан и Япет — были открыты к 1789 году, однако и по сегодняшний день остаются основными объектами исследований. Диаметры этих спутников варьируются в пределе от 397 (Мимас) до 5150 км (Титан), большая полуось орбиты от 186 тыс. км (Мимас) до 3561 тыс. км (Япет). Распределение по массам соответствует распределению по диаметрам. Наибольшим эксцентриситетом орбиты обладает Титан, наименьшим — Диона и Тефия. Все спутники c известными параметрами находятся выше синхронной орбиты, что приводит к их постепенному удалению.

Самый крупный из спутников — Титан. Также он является вторым по величине в Солнечной системе в целом, после спутника Юпитера Ганимеда. Титан состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину — из скальных пород. Такой состав схож с некоторыми другими крупными спутниками газовых планет, но Титан сильно отличается от них составом и структурой своей атмосферы, которая преимущественно состоит из азота, также имеется небольшое количество метана и этана, которые образуют облака. Также Титан является единственным, кроме Земли, телом в Солнечной системе, для которого доказано существование жидкости на поверхности. Возможность возникновения простейших организмов не исключается учёными. Диаметр Титана на 50 % больше, чем у Луны. Также он превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ей по массе.

Другие основные спутники также имеют характерные особенности. Так, Япет имеет два полушария с разным альбедо (0,03—0,05 и 0,5 соответственно). Поэтому, когда Джованни Кассини открыл данный спутник, то обнаружил, что он виден только тогда, когда он находится по определённую сторону от Сатурна. Ведущее и заднее полушария Дионы и Реи также имеют свои отличия. Ведущее полушарие Дионы сильно кратерировано и однородно по яркости. Заднее полушарие содержит тёмные участки, а также паутину тонких светлых полосок, являющихся ледяными хребтами и обрывами. Отличительной особенностью Мимаса является огромный ударный кратер Гершель диаметром 130 км. Аналогично Тефия имеет кратер Одиссей диаметром 400 км. Энцелад согласно изображениям Вояджер-2 имеет поверхность с участками разного геологического возраста, массивными кратерами в средних и высоких северных широтах и незначительными кратерами ближе к экватору.

По состоянию на февраль 2010 г. известно 62 спутника Сатурна. 12 из них открыты при помощи космических аппаратов: Вояджер-1 (1980), Вояджер-2 (1981), Кассини (2004—2007). Большинство спутников, кроме Гипериона и Фебы, имеет синхронное собственное вращение — они повёрнуты к Сатурну всегда одной стороной. Информации о вращении самых мелких спутников нет. Тефии и Дионе сопутствуют по два спутника в точках Лагранжа L4 и L5.

В течение 2006 г. команда учёных под руководством Дэвида Джуитта из Гавайского университета, работающих на японском телескопе Субару на Гавайях, объявляла об открытии 9 спутников Сатурна. Все они относятся к так называемым нерегулярным спутникам, которые отличаются ретроградной орбитой. Период их обращения вокруг планеты составляет от 862 до 1300 дней.

В 2015 году впервые были получены качественные снимки с изображением одного из спутников Тефии с хорошо освещенным гигантским ударным кратером, названным Одиссеем.

Кольца

Сегодня известно, что у всех четырёх газообразных гигантов есть кольца, но у Сатурна они самые заметные. Кольца расположены под углом приблизительно 28 к плоскости эклиптики. Поэтому с Земли в зависимости от взаимного расположения планет они выглядят по-разному: их можно увидеть и в виде колец, и с ребра. Как предполагал ещё Гюйгенс, кольца не являются сплошным твёрдым телом, а состоят из миллиардов мельчайших частиц, находящихся на околопланетной орбите. Это было доказано спектрометрическими наблюдениями А. А. Белопольского в Пулковской обсерватории и двумя другими учёными в 1895—1896 гг.

Существует три основных кольца и четвёртое — более тонкое. Все вместе они отражают больше света, чем диск самого Сатурна. Три основных кольца принято обозначать первыми буквами латинского алфавита. Кольцо В — центральное, самое широкое и яркое, оно отделяется от внешнего кольца А щелью Кассини шириной почти 4000 км, в которой находятся тончайшие, почти прозрачные кольца. Внутри кольца А есть тонкая щель, которая называется разделительной полосой Энке. Кольцо С, находящееся ещё ближе к планете, чем В, почти прозрачно.

Кольца Сатурна очень тонкие. При диаметре около 250 000 км их толщина не достигает и километра (хотя существуют на поверхности колец и своеобразные горы). Несмотря на внушительный вид, количество вещества, составляющего кольца, крайне незначительно. Если его собрать в один монолит, его диаметр не превысил бы 100 км. На изображениях, полученных зондами, видно, что на самом деле кольца образованы из тысяч колец, чередующихся со щелями; картина напоминает дорожки грампластинок. Частички, из которых состоят кольца, имеют размер от 1 сантиметра до 10 метров. По составу они на 93 % состоят изо льда с незначительными примесями (которые могут включать в себя сополимеры, образующиеся под действием солнечного излучения, и силикаты) и на 7 % из углерода.

Существует согласованность движения частиц в кольцах и спутников планеты. Некоторые из них, так называемые спутники-пастухи, играют роль в удержании колец на их местах. Мимас, например, находится в резонансе 2:1 c щелью Кассини и под воздействием его притяжения вещество удаляется из неё, а Пан находится внутри разделительной полосы Энке. В 2010 году были получены данные от зонда Кассини, которые говорят о том, что кольца Сатурна колеблются. Колебания складываются из постоянных возмущений, которые вносит Мимас и самопроизвольных возмущений, возникающих из-за взаимодействия летящих в кольце частиц. Происхождение колец Сатурна ещё не совсем ясно. По одной из теорий, выдвинутой в 1849 году Эдуардом Рошем, кольца образовались вследствие распада жидкого спутника под действием приливных сил. По другой — спутник распался из-за удара кометы или астероида.

Существует гипотеза, согласно которой кольца также могут быть у одного из спутников Сатурна — Реи.

Наблюдать кольца Сатурна удобнее всего, когда их раскрытие максимально. В это время на Сатурне либо зима, либо лето.

Слух в 1921 году

В 1921 году разнесся слух о том, что Сатурн лишился своих колец, а их частицы летят в том числе и на Землю. Ожидаемое событие настолько взбудоражило умы людей, что публиковались расчёты, когда на Землю упадут частицы колец. Слух появился из-за того, что кольца попросту повернулись ребром к земным наблюдателям, а так как они очень тонкие, то в приборы того времени их было невозможно разглядеть. Люди поняли исчезновение колец в прямом смысле, что и породило слух.

Ура́н — планета Солнечной системы, седьмая по удалённости от Солнца, третья по диаметру и четвёртая по массе. Была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана.

Уран стал первой планетой, обнаруженной в Новое время и при помощи телескопа. Его открыл Уильям Гершель 13 марта 1781 года, тем самым впервые со времён античности расширив границы Солнечной системы в глазах человека. Несмотря на то, что порой Уран различим невооружённым глазом, более ранние наблюдатели принимали его за тусклую звезду.

В отличие от газовых гигантов — Сатурна и Юпитера, состоящих в основном из водорода и гелия, в недрах Урана и схожего с ним Нептуна отсутствует металлический водород, но зато много льда в его высокотемпературных модификациях. По этой причине специалисты выделили эти две планеты в отдельную категорию ледяных гигантов. Основу атмосферы Урана составляют водород и гелий. Кроме того, в ней обнаружены следы метана и других углеводородов, а также облака изо льда, твёрдого аммиака и водорода. Это самая холодная планетарная атмосфера Солнечной системы с минимальной температурой в 49 К (−224 ). Полагают, что Уран имеет сложную слоистую структуру облаков, где вода составляет нижний слой, а метан — верхний. В отличие от Нептуна, недра Урана состоят в основном изо льдов и горных пород.

Так же, как у газовых гигантов Солнечной системы, у Урана имеется система колец и магнитосфера, а кроме того, 27 спутников. Ориентация Урана в пространстве отличается от остальных планет Солнечной системы — его ось вращения лежит как бы на боку относительно плоскости обращения этой планеты вокруг Солнца. Вследствие этого планета бывает обращена к Солнцу попеременно то северным полюсом, то южным, то экватором, то средними широтами.

В 1986 году американский космический аппарат Вояджер-2 передал на Землю снимки Урана с близкого расстояния. На них видна невыразительная в видимом спектре планета без облачных полос и атмосферных штормов, характерных для других планет-гигантов. Однако в настоящее время наземными наблюдениями удалось различить признаки сезонных изменений и увеличения погодной активности на планете, вызванных приближением Урана к точке своего равноденствия. Скорость ветров на Уране может достигать 250 м/с (900 км/ч).

Открытие планеты

Люди наблюдали Уран ещё до Уильяма Гершеля, но обычно принимали его за звезду. Наиболее ранним задокументированным свидетельством этого факта следует считать записи английского астронома Джона Флемстида, который наблюдал его в 1690 году, по крайней мере, 6 раз, и зарегистрировал как звезду 34 в созвездии Тельца. С 1750 по 1769 год французский астроном Пьер Шарль ле Моньер наблюдал Уран 12 раз. Всего Уран до 1781 года наблюдался 21 раз.

Во время открытия Гершель участвовал в наблюдениях параллакса звёзд, используя телескоп своей собственной конструкции, и 13 марта 1781 года впервые увидел эту планету из сада своего дома № 19 на Нью Кинг стрит (город Бат, графство Сомерсет в Великобритании), сделав следующую запись в своём журнале:

17 марта в журнале появилась другая запись:

22 марта его письмо к сэру Уильяму Уотсону было впервые прочитано в Королевском обществе. Затем последовало ещё три письма (29 марта, 5 апреля и 26 апреля), в которых он, продолжая упоминать о том, что обнаружил комету, сравнивал вновь открытый объект с планетами:

23 апреля Гершель получил ответ от Королевского астронома Невила Маскелайна, который звучал следующим образом:

В то время как Гершель ещё продолжал осторожно описывать объект как комету, другие астрономы заподозрили, что это какой-то другой объект. Российский астроном Андрей Иванович Лексель установил, что расстояние от Земли до объекта превышает расстояние от Земли до Солнца (астрономическую единицу) в 18 раз и отметил, что нет ни одной кометы с перигелийным расстоянием более 4 астрономических единиц (в настоящее время такие объекты известны). Берлинский астроном Иоганн Боде описал объект, открытый Гершелем, как движущуюся звезду, которую можно считать подобной планете, обращающуюся по кругу вне орбиты Сатурна, и сделал вывод, что эта орбита более похожа на планетарную, нежели чем на кометную. Вскоре стало очевидным, что объект действительно является планетой. В 1783 году Гершель сам сообщил о признании этого факта президенту Королевского общества Джозефу Банксу:

За свои заслуги Гершель был награждён королём Георгом III пожизненной стипендией в 200 фунтов стерлингов, при условии, что он переедет в Виндзор, дабы у королевской семьи была возможность посмотреть в его телескопы.

Название

Невил Маскелайн написал Гершелю письмо, в котором попросил его сделать одолжение астрономическому сообществу и дать название планете, открытие которой — целиком заслуга этого астронома. В ответ Гершель предложил назвать планетуSidus (с латыни Звезда Георга), или планетой Георга в честь короля Георга III. Своё решение он мотивировал в письме к Джозефу Банксу:

Французский астроном Жозеф Лаланд предложил назвать планету в честь её первооткрывателя — Гершелем. Предлагались и другие названия: например, Кибела, по имени, которое в античной мифологии носила жена бога Сатурна. Немецкий астроном Иоганн Боде первым из учёных выдвинул предложение именовать планету Ураном, в честь бога неба из греческого пантеона. Он мотивировал это тем, что так как Сатурн был отцом Юпитера, то новую планету следует назвать в честь отца Сатурна. Наиболее раннее официальное именование планеты Ураном встречается в научной работе 1823 года, уже через год после смерти Гершеля. Прежнее названиеSidus или Георг встречалось уже нечасто, хотя в Великобритании оно и использовалось в течение почти 70 лет. Окончательно же Ураном планета стала называться только после того, как издательство Морского альманаха Его ВеличестваNautical Almanac Office в 1850 году само закрепило это название в своих списках.

Уран — единственная большая планета, название которой происходит не из римской, а из греческой мифологии. Прилагательным производным от Урана считается слово уранианский. Астрономический символ , обозначающий Уран, является гибридом символов Марса и Солнца. Причиной этого называется то, что в древнегреческой мифологии Уран-небо находится в объединённой власти Солнца и Марса. Астрологический символ Урана , предложенный Лаландом в 1784 году, сам Лаланд объяснял в письме к Гершелю следующим образом:

В китайском, японском, вьетнамском и корейском языках название планеты переводится буквально как Звезда/Планета Небесного Царя.

Орбита и вращение

Средняя удалённость планеты от Солнца составляет 19,1914 а. е. (2,8 млрд км). Период полного обращения Урана вокруг Солнца составляет 84 земных года. Расстояние между Ураном и Землёй меняется от 2,6 до 3,15 млрд км. Большая полуось орбиты равна 19,229 а. е., или около 3 млрд км. Интенсивность солнечного излучения на таком расстоянии составляет 1/400 от значения на орбите Земли. Впервые элементы орбиты Урана были вычислены в 1783 году французским астрономом Пьером-Симоном Лапласом, однако со временем были выявлены несоответствия расчётных и наблюдаемых положений планеты. В 1841 году британец Джон Кауч Адамс первым предположил, что ошибки в расчётах вызваны гравитационным воздействием ещё не открытой планеты. В 1845 году французский математик Урбен Леверье начал независимую работу по вычислению элементов орбиты Урана, а 23 сентября 1846 года Иоганн Готфрид Галле обнаружил новую планету, позже названную Нептуном, почти на том же месте, которое предсказал Леверье. Период вращения Урана вокруг своей оси составляет 17 часов 14 минут. Однако, как и на других планетах-гигантах, в верхних слоях атмосферы Урана дуют очень сильные ветры в направлении вращения, достигающие скорости 240 м/c. Таким образом, вблизи 60 градусов южной широты некоторые видимые атмосферные детали делают оборот вокруг планеты всего за 14 часов.

Наклон оси вращения

Плоскость экватора Урана наклонена к плоскости его орбиты под углом 97,86 — то есть планета вращается ретроградно, лёжа на боку слегка вниз головой. Это приводит к тому, что смена времён года происходит совсем не так, как на других планетах Солнечной системы. Если другие планеты можно сравнить с вращающимися волчками, то Уран больше похож на катящийся шар. Такое аномальное вращение обычно объясняют столкновением Урана с большой планетезималью на раннем этапе его формирования. В моменты солнцестояний один из полюсов планеты оказывается направленным на Солнце. Только узкая полоска около экватора испытывает быструю смену дня и ночи; при этом Солнце там расположено очень низко над горизонтом — как в земных полярных широтах. Через полгода (уранианского) ситуация меняется на противоположную: полярный день наступает в другом полушарии. Каждый полюс 42 земных года находится в темноте — и ещё 42 года под светом Солнца. В моменты равноденствия Солнце стоит перед экватором Урана, что даёт такую же смену дня и ночи, как на других планетах. Очередное равноденствие на Уране наступило 7 декабря 2007 года.

Благодаря такому наклону оси полярные области Урана получают в течение года больше энергии от Солнца, чем экваториальные. Однако Уран теплее в экваториальных районах, чем в полярных. Механизм, вызывающий такое перераспределение энергии, пока остаётся неизвестным.

Объяснения необычного положения оси вращения Урана также пока остаются в области гипотез, хотя обычно считается, что во время формирования Солнечной системы протопланета размером примерно с Землю врезалась в Уран и изменила его ось вращения. Многие учёные не согласны с данной гипотезой, так как она не может объяснить, почему ни одна из лун Урана не обладает такой же наклонной орбитой. Была предложена гипотеза, что ось вращения планеты за миллионы лет раскачал крупный спутник, впоследствии утерянный.

Во время первого посещения Урана Вояджером-2 в 1986 году южный полюс Урана был обращён к Солнцу. Этот полюс называется южным. Согласно определению, одобренному Международным астрономическим союзом южный полюс — тот, который находится с определённой стороны плоскости Солнечной системы (независимо от направления вращения планеты). Иногда используют другое соглашение, согласно которому направление на север определяется исходя из направления вращения по правилу правой руки. По такому определению полюс, который был освещённым в 1986 году, не южный, а северный. Астроном Патрик Мур прокомментировал эту проблему следующим лаконичным образом: Выбирайте любой.

Видимость

С 1995 по 2006 год видимая звёздная величина Урана колебалась между +5,6m и +5,9m, то есть планета была видна невооружённым глазом на пределе его возможностей (приблизительно +6,0m)). Угловой диаметр планеты был в промежутке между 3,4 и 3,7 угловыми секундами (для сравнения: Сатурн: 16-20 угловых секунд, Юпитер: 32-45 угловых секунд). При чистом тёмном небе Уран в противостоянии виден невооружённым глазом, а с биноклем его можно наблюдать даже в городских условиях. В большие любительские телескопы с диаметром объектива от 15 до 23 см Уран виден как бледно-голубой диск с явно выраженным потемнением к краю. В более крупные телескопы с диаметром объектива более 25 см можно различить облака и увидеть крупные спутники (Титанию и Оберон).

Физические характеристики

Внутренняя структура

Уран тяжелее Земли в 14,5 раз, что делает его наименее массивной из планет-гигантов Солнечной системы. Плотность Урана, равная 1,270 г/см, ставит его на второе после Сатурна место среди наименее плотных планет Солнечной системы. Несмотря на то, что радиус Урана немного больше радиуса Нептуна, его масса несколько меньше, что свидетельствует в пользу гипотезы, согласно которой он состоит в основном из различных льдов — водного, аммиачного и метанового. Их масса, по разным оценкам, составляет от 9,3 до 13,5 земных масс. Водород и гелий составляют лишь малую часть от общей массы (между 0,5 и 1,5 земных масс); оставшаяся доля (0,5—3,7 земных масс) приходится на горные породы (которые, как полагают, составляют ядро планеты).

Стандартная модель Урана предполагает, что Уран состоит из трёх частей: в центре — каменное ядро, в середине — ледяная оболочка, снаружи — водородно-гелиевая атмосфера. Ядро является относительно маленьким, с массой приблизительно от 0,55 до 3,7 земных масс и с радиусом в 20 % от радиуса всей планеты. Мантия (льды) составляет бо́льшую часть планеты (60 % от общего радиуса, до 13,5 земных масс). Атмосфера при массе, составляющей всего 0,5 земных масс (или, по другим оценкам, 1,5 земной массы), простирается на 20 % радиуса Урана. В центре Урана плотность должна повышаться до 9 г/см, давление должно достигать 8 млн бар (800 ГПа) при температуре в 5000 К. Ледяная оболочка фактически не является ледяной в общепринятом смысле этого слова, так как состоит из горячей и плотной жидкости, являющейся смесью воды, аммиака и метана. Эту жидкость, обладающую высокой электропроводностью, иногда называют океаном водного аммиака. Состав Урана и Нептуна сильно отличается от состава Юпитера и Сатурна благодаря льдам, преобладающим над газами, оправдывая помещение Урана и Нептуна в категорию ледяных гигантов.

Несмотря на то, что описанная выше модель наиболее распространена, она не является единственной. На основании наблюдений можно также построить и другие модели — например, в случае если существенное количество водородного и скального материала смешивается в ледяной мантии, то общая масса льдов будет ниже, и соответственно, полная масса водорода и скального материала — выше. В настоящее время доступные данные не позволяют определить, какая модель правильней. Жидкая внутренняя структура означает, что у Урана нет никакой твёрдой поверхности, так как газообразная атмосфера плавно переходит в жидкие слои. Однако, ради удобства за поверхность было решено условно принять сплющенный сфероид вращения, где давление равно 1 бару. Экваториальный и полярный радиус этого сплющенного сфероида составляют 25 5594 и 24 97320 км. Далее в статье эта величина и будет приниматься за нулевой отсчёт для шкалы высот Урана.

Внутреннее тепло

Внутреннее тепло Урана значительно меньше, чем у других планет-гигантов Солнечной системы. Тепловой поток планеты очень низкий, и причина этого сейчас неизвестна. Нептун, схожий с Ураном размерами и составом, излучает в космос в 2,61 раза больше тепловой энергии, чем получает от Солнца. У Урана же избыток теплового излучения очень мал, если вообще есть. Тепловой поток от Урана равен 0,042—0,047 Вт/м, и эта величина меньше, чем у Земли (~0,075 Вт/м). Измерения в дальней инфракрасной части спектра показали, что Уран излучает лишь 1,060,08 % энергии от той, что получает от Солнца. Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К, что делает планету самой холодной из всех планет Солнечной системы — даже более холодной, чем Нептун.

Существуют две гипотезы, пытающиеся объяснить этот феномен. Первая из них утверждает, что предположительное столкновение протопланеты с Ураном во время формирования Солнечной системы, которое вызвало большой наклон его оси вращения, привело к рассеянию исходно имевшегося тепла. Вторая гипотеза гласит, что в верхних слоях Урана есть некая прослойка, препятствующая тому, чтобы тепло от ядра достигало верхних слоёв. Например, если соседние слои имеют различный состав, конвективный перенос тепла от ядра вверх может быть затруднён.

Отсутствие избыточного теплового излучения планеты значительно затрудняет определение температуры её недр, однако если предположить, что температурные условия внутри Урана близки к характерным для других планет-гигантов, то там возможно существование жидкой воды и, следовательно, Уран может входить в число планет Солнечной системы, где возможно существование жизни.

Атмосфера

Хотя Уран и не имеет твёрдой поверхности в привычном понимании этого слова, наиболее удалённую часть газообразной оболочки принято называть его атмосферой. Полагается, что атмосфера Урана начинается на расстоянии в 300 км от внешнего слоя при давлении в 100 бар и температуре в 320 K. Атмосферная корона простирается на расстояние, в 2 раза превышающее радиус от поверхности с давлением в 1 бар. Атмосферу условно можно разделить на 3 части: тропосфера (-300 км — 50 км; давление составляет 100 — 0,1 бар), стратосфера (50 — 4000 км; давление составляет 0,1 — 10−10 бар) и термосфера/атмосферная корона (4000 — 50000 км от поверхности). Мезосфера у Урана отсутствует.

Состав

Состав атмосферы Урана заметно отличается от состава остальных частей планеты благодаря высокому содержанию гелия и молекулярного водорода. Мольная доля гелия (то есть отношение количества атомов гелия к количеству всех атомов и молекул) в верхней тропосфере равна 0,150,03 и соответствует массовой доле 0,260,05 . Это значение очень близко к протозвёздной массовой доле гелия (0,2750,01). Гелий не локализован в центре планеты, что характерно для других газовых гигантов. Третья составляющая атмосферы Урана — метан (CH4). Метан обладает хорошо видимыми полосами поглощения в видимом и ближнем инфракрасном спектре. Он составляет 2,3 % по числу молекул (на уровне давления в 1,3 бара). Это соотношение значительно снижается с высотой из-за того, что чрезвычайно низкая температура заставляет метан вымерзать. Присутствие метана, поглощающего свет красной части спектра, придаёт планете её зелёно-голубой цвет. Распространённость менее летучих соединений, таких как аммиак, вода и сероводород, в глубине атмосферы известна плохо. Кроме того, в верхних слоях Урана обнаружены следы этана (C2H6), метилацетилена (CH3C2H) и диацетилена (C2HC2H). Эти углеводороды, как предполагают, являются продуктом фотолиза метана солнечной ультрафиолетовой радиацией. Спектроскопия также обнаружила следы водяного пара, угарного и углекислого газов. Вероятно, они попадают на Уран из внешних источников (например, из пролетающих мимо комет).

Тропосфера

Тропосфера — самая нижняя и самая плотная часть атмосферы — характеризуется уменьшением температур с высотой. Температура падает от 320 К в самом низу тропосферы (на глубине в 300 км) до 53 К на высоте в 50 км. Температура в самой верхней части тропосферы (тропопаузе) варьирует от 57 до 49 К в зависимости от широты. Тропопауза ответственна за большую часть инфракрасного излучения (в дальней инфракрасной части спектра) планеты и позволяет определить эффективную температуру планеты (59,10,3 K). Тропосфера обладает сложным строением: предположительно, водные облака могут находиться в промежутке давления от 50 до 100 бар, облака гидросульфида аммония — в диапазоне 20-40 бар, облака аммиака и сероводорода — в диапазоне 3-10 бар. Метановые же облака могут быть расположены в промежутке между 1 и 2 барами. Тропосфера — очень динамичная часть атмосферы, и в ней хорошо видны сезонные изменения, облака и сильные ветры.

Верхняя часть атмосферы

После тропопаузы начинается стратосфера, где температура не понижается, а, наоборот, увеличивается с высотой: с 53 К в тропопаузе до 800—850 К в основной части термосферы. Нагревание стратосферы вызвано поглощением солнечной инфракрасной и ультрафиолетовой радиации метаном и другими углеводородами, образующимися благодаря фотолизу метана. Кроме того, стратосфера нагревается также и термосферой. Углеводороды занимают относительно низкий слой от 100 до 280 км в промежутке от 10 до 0,1 миллибар и температурные границы между 75 и 170 К. Наиболее распространённые углеводороды — ацетилен и этан — составляют в этой области 10−7 относительно водорода, концентрация которого здесь близка к концентрации метана и угарного газа. У более тяжёлых углеводородов, углекислого газа и водяного пара это отношение ещё на три порядка ниже. Этан и ацетилен конденсируются в более холодной и низкой части стратосферы и тропопаузе, формируя туманы. Однако концентрация углеводородов выше этих туманов значительно меньше, чем на других планетах-гигантах.

Наиболее удалённые от поверхности части атмосферы — термосфера и корона — имеют температуру в 800—850 К, но причины такой температуры ещё непонятны. Ни солнечная ультрафиолетовая радиация (ни ближняя, ни дальняя часть ультрафиолетового спектра), ни полярные сияния не могут обеспечить нужную энергию (хотя низкая эффективность охлаждения из-за отсутствия углеводородов в верхней части стратосферы может вносить свой вклад). Кроме молекулярного водорода, термосфера содержит большое количество свободных водородных атомов. Их маленькая масса и большая температура могут помочь объяснить, почему термосфера простирается на 50 000 км (на два планетарных радиуса). Эта протяжённая корона — уникальная особенность Урана. Именно она является причиной низкого содержания пыли в его кольцах. Термосфера Урана и верхний слой стратосферы образуют ионосферу, которая находится на высотах от 2000 до 10000 км. Ионосфера Урана более плотная, чем у Сатурна и Нептуна, возможно, по причине низкой концентрации углеводородов в верхней стратосфере. Ионосфера поддерживается главным образом солнечной ультрафиолетовой радиацией и её плотность зависит от солнечной активности. Полярные сияния здесь не настолько часты и существенны, как на Юпитере и Сатурне.

Кольца Урана

У Урана есть слабо выраженная система колец, состоящая из очень тёмных частиц диаметром от микрометров до долей метра. Это — вторая кольцевая система, обнаруженная в Солнечной системе (первой была система колец Сатурна). На данный момент у Урана известно 13 колец, самым ярким из которых является кольцо ε (эпсилон). Кольца Урана, вероятно, весьма молоды — на это указывают промежутки между ними, а также различия в их прозрачности. Это говорит о том, что кольца сформировались не вместе с планетой. Возможно, ранее кольца были одним из спутников Урана, который разрушился либо при столкновении с неким небесным телом, либо под действием приливных сил.

В 1789 году Уильям Гершель утверждал, что видел кольца, однако это сообщение выглядит сомнительным, поскольку ещё в течение двух веков после этого другие астрономы не могли их обнаружить. Наличие системы колец у Урана было подтверждено официально лишь 10 марта 1977 года американскими учёными Джеймсом Л. Элиотом (James L. Elliot), Эдвардом В. Данемом (Edward W. Dunham) и Дагласом Дж. Минком (Douglas J. Mink), использовавшими бортовую обсерваторию Койпера. Открытие было сделано случайно — группа первооткрывателей планировала провести наблюдения атмосферы Урана при покрытии Ураном звезды SAO 158687. Однако, анализируя полученную информацию, они обнаружили ослабление звезды ещё до её покрытия Ураном, причём произошло это несколько раз подряд. В результате было открыто 9 колец Урана. Когда в окрестности Урана прибыл космический аппарат Вояджер-2, при помощи бортовой оптики удалось обнаружить ещё 2 кольца, тем самым увеличив общее число известных колец до 11. В декабре 2005 года космический телескоп Хаббл позволил открыть ещё 2 ранее неизвестных кольца. Они удалены на расстояние в два раза большее, чем ранее открытые кольца, и поэтому их ещё часто называют внешней системой колец Урана. Кроме колец, Хаббл также помог открыть два ранее неизвестных небольших спутника, орбита одного из которых (Маб) совпадает с самым дальним кольцом. С учётом последних двух колец общее количество колец Урана составляет 13. В апреле 2006 года изображения новых колец, полученные обсерваторией Кека на Гавайских островах, позволили различить цвета внешних колец. Одно из них было красным, а другое (самое внешнее) — синим. Предполагают, что синий цвет внешнего кольца обусловлен тем, что оно состоит из мелких частиц водяного льда с поверхности Маб. Внутренние кольца планеты выглядят серыми.

В работах первооткрывателя Урана Уильяма Гершеля первое упоминание о кольцах встречается в записи от 22 февраля 1789 года. В примечаниях к наблюдениям он отметил, что предполагает у Урана наличие колец. Гершель также заподозрил их красный цвет (что было подтверждено в 2006 году наблюдениями обсерватории Кека для предпоследнего кольца). Примечания Гершеля попали в Журнал Королевского общества в 1797 году. Однако впоследствии, на протяжении почти двух столетий — с 1797 по 1979 год, — кольца в литературе не упоминаются вовсе, что, конечно, даёт право подозревать ошибку учёного. Тем не менее, достаточно точные описания увиденного Гершелем не дают повода просто так сбрасывать со счетов его наблюдения.

Когда Земля пересекает плоскость колец Урана, они видны с ребра. Такое было, например, в 2007—2008 годах.

Магнитосфера Урана

До начала исследований с помощью Вояджера-2 никаких измерений магнитного поля Урана не проводилось. Перед прибытием аппарата к орбите Урана в 1986 году предполагалось, что оно будет соответствовать направлению солнечного ветра. В этом случае геомагнитные полюса должны были бы совпадать с географическими, которые лежат в плоскости эклиптики. Измерения Вояджера-2 позволили обнаружить у Урана весьма специфическое магнитное поле, которое не направлено из геометрического центра планеты и наклонено на 59 градусов относительно оси вращения. Фактически магнитный диполь смещён от центра планеты к южному полюсу примерно на 1/3 от радиуса планеты. Эта необычная геометрия приводит к очень асимметричному магнитному полю, где напряжённость на поверхности в южном полушарии может составлять 0,1 гаусса, тогда как в северном полушарии может достигать 1,1 гаусса. В среднем по планете этот показатель равен 0,23 гауссам (для сравнения, магнитное поле Земли одинаково в обоих полушариях, и магнитный экватор примерно соответствует физическому экватору). Дипольный момент Урана превосходит земной в 50 раз. Кроме Урана, аналогичное смещённое и накренившееся магнитное поле также наблюдается и у Нептуна — в связи с этим предполагают, что такая конфигурация является характерной для ледяных гигантов. Одна из теорий объясняет данный феномен тем обстоятельством, что магнитное поле у планет земной группы и других планет-гигантов генерируется в центральном ядре, а магнитное поле у ледяных гигантов формируется на относительно малых глубинах: например, в океане жидкого аммиака, в тонкой конвективной оболочке, окружающей жидкую внутреннюю часть, имеющую стабильную слоистую структуру.

Тем не менее, по общему строению магнитосферы Уран схож с другими планетами Солнечной системы. Есть головная ударная волна, которая расположена на расстоянии от Урана в 23 его радиуса, и магнитопауза (на расстоянии 18 радиусов Урана). Имеются развитые магнитный хвост и радиационные пояса. В целом Уран по структуре магнитосферы отличается от Юпитера и больше напоминает Сатурн. Магнитный хвост Урана тянется за планетой на миллионы километров и вращением планеты искривлён в штопор. Магнитосфера Урана содержит заряженные частицы: протоны, электроны и небольшое количество ионов H2+. Никаких более тяжёлых ионов в ходе исследований обнаружено не было. Многие из этих частиц наверняка берутся из горячей термосферы Урана. Энергии ионов и электронов могут достигать 4 и 1,2 мегаэлектронвольт (МэВ) соответственно. Плотность низкоэнергетических ионов (то есть ионов с энергией менее 0,001 МэВ) во внутренней магнитосфере — около 2 ионов на кубический сантиметр. Важную роль в магнитосфере Урана играют его спутники, образующие большие полости в магнитном поле. Поток частиц достаточно высок, чтобы вызвать затемнение поверхности лун за время порядка 100 000 лет. Это может быть причиной тёмной окраски спутников и частиц колец Урана. На Уране хорошо развиты полярные сияния, которые видны как яркие дуги вокруг обоих полярных полюсов. Однако, в отличие от Юпитера, на Уране полярные сияния не значимы для энергетического баланса термосферы.

Климат

Атмосфера Урана — необычно спокойная по сравнению с атмосферами других планет-гигантов, даже по сравнению с Нептуном, который схож с Ураном и по составу, и по размерам. Когда Вояджер-2 приблизился к Урану, то удалось заметить всего 10 полосок облаков в видимой части этой планеты. Такое спокойствие в атмосфере может быть объяснено чрезвычайно малым внутренним теплом. Оно гораздо меньше, чем у других планет-гигантов. Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К (-224 ), что делает планету самой холодной среди планет Солнечной системы — даже холоднее по сравнению с более удалёнными от Солнца Нептуном и Плутоном.

Атмосферные образования, облака и ветра

Снимки, сделанные Вояджером-2 в 1986 году, показали, что видимое южное полушарие Урана можно поделить на две области: яркий полярный капюшон и менее яркие экваториальные зоны. Эти зоны граничат на широте −45. Узкая полоса в промежутке между −45 и −50, именуемая южным кольцом, является самой заметной особенностью полушария и видимой поверхности вообще. Капюшон и кольцо, как полагают, расположены в интервале давления от 1,3 до 2 бар и являются плотными облаками метана.

К сожалению, Вояджер-2 приблизился к Урану во время Южного полярного лета и не смог зафиксировать северный полярный круг. Однако в начале XXI столетия, когда северное полушарие Урана удалось рассмотреть через космический телескоп Хаббл и телескопы обсерватории Кека, никакого капюшона или кольца в этой части планеты обнаружено не было. Таким образом, была отмечена очередная асимметрия в строении Урана, особенно яркого близ южного полюса и равномерно тёмного в областях к северу от южного кольца.

Помимо крупномасштабной полосчатой структуры атмосферы, Вояджер-2 отметил 10 маленьких ярких облачков, большая часть которых была отмечена в области нескольких градусов севернее южного кольца; во всех иных отношениях Уран выглядел динамически мёртвой планетой. Однако в 1990-х годах число зарегистрированных ярких облаков значительно выросло, причём бо́льшая их часть была обнаружена в северном полушарии планеты, которое в это время стало видимым. Первое объяснение этого (светлые облака легче заметить в северном полушарии, нежели в более ярком южном) не подтвердилось. В структуре облаков двух полушарий имеются различия: северные облака меньшие, более яркие и более чёткие. Судя по всему, они расположены на большей высоте. Время жизни облаков бывает самое разное — некоторые из замеченных облаков не просуществовали и нескольких часов, в то время как минимум одно из южных сохранилось с момента пролёта около Урана Вояджера-2. Недавние наблюдения Нептуна и Урана показали, что между облаками этих планет есть и много схожего. Хотя погода на Уране более спокойная, на нём, так же как и на Нептуне, были отмечены тёмные пятна (атмосферные вихри) — в 2006 году впервые в его атмосфере был замечен и сфотографирован вихрь.

Отслеживание различных облаков позволило определить зональные ветры, дующие в верхней тропосфере Урана. На экваторе ветры являются ретроградными, то есть дуют в обратном по отношению к вращению планеты направлении, и их скорости (так как движение обратно вращению) составляют −100 и −50 м/с. Скорости ветров стремятся к нулю с увеличением расстояния от экватора вплоть до широты20, где ветра почти нет. Ветра начинают дуть в направлении вращения планеты вплоть до полюсов. Скорости ветров начинают расти, достигая своего максимума в широтах 녠 и падая практически до нуля на полюсах. Скорость ветра на широте в −40 колеблется от 150 до 200 м/с, а дальше наблюдениям мешает Южное кольцо, своей яркостью затеняющее облака и не позволяющее вычислить скорость ветра ближе к южному полюсу. Максимальная же скорость ветра, замеченная на планете, была зарегистрирована на северном полушарии на широте +50 и равняется более чем 240 м/с.

Сезонные изменения

В течение короткого периода с марта по май 2004 года в атмосфере Урана было замечено более активное появление облаков, почти как на Нептуне. Наблюдения зарегистрировали скорость ветра до 229 м/с (824 км/ч) и постоянную грозу, названную фейерверком четвёртого июля. 23 августа 2006 года Институт исследования космического пространства (Боулдер, штат Колорадо, США) и Университет Висконсина наблюдали тёмное пятно на поверхности Урана, что позволило расширить знания о смене времён года на этой планете. Почему происходит такое повышение активности, точно неизвестно — возможно, экстремальный наклон оси Урана приводит к экстремальным же сменам сезонов. Определение сезонных вариаций Урана остаётся лишь делом времени, ведь первые качественные сведения о его атмосфере были получены менее чем 84 года назад (уранианский год длится 84 земных года). Фотометрия, начатая примерно половину уранианского года назад (в 1950-е годы), показала вариации яркости планеты в двух диапазонах: с максимумами, приходящимися на периоды солнцестояний, и минимумами во время равноденствий. Подобная периодическая вариация была отмечена благодаря микроволновым измерениям тропосферы, начатым в 1960-е годы. Стратосферные температурные измерения, появившиеся в 1970-е, также позволили выявить максимумы во время солнцестояний (в частности, в 1986 году). Большинство этих изменений предположительно происходит из-за асимметрии планеты.

Тем не менее, как показывают исследования, сезонные изменения на Уране не всегда зависят от факторов, указанных выше. В период своего предыдущего северного солнцестояния в 1944 году у Урана поднялся уровень яркости в области северного полушария — это показало, что оно не всегда было тусклым. Видимый, обращённый к Солнцу полюс во время солнцестояния набирает яркость и после равноденствия стремительно темнеет. Детальный анализ визуальных и микроволновых измерений показал, что увеличение яркости не всегда происходит во время солнцестояния. Также происходят изменения в меридианном альбедо. Наконец, в 1990-е годы, когда Уран покинул точку солнцестояния, благодаря космическому телескопу Хаббл удалось заметить, что южное полушарие начало заметно темнеть, а северное — становиться ярче, в нём увеличивалась скорость ветров и становилось больше облаков, но прослеживалась тенденция к прояснению. Механизм, управляющий сезонными изменениями, всё ещё недостаточно изучен. Около летних и зимних солнцестояний оба полушария Урана находятся либо под солнечным светом, либо под тьмой открытого космоса. Прояснения освещённых солнцем участков, как предполагают, происходят из-за локального утолщения тумана и облаков метана в слоях тропосферы. Яркое кольцо на широте в −45 также связано с облаками метана. Другие изменения в южной полярной области могут объясняться изменениями в более низких слоях. Вариации изменения интенсивности микроволнового излучения с планеты, по всей видимости, вызваны изменениями в глубинной тропосферной циркуляции, потому что толстые полярные облака и туманы могут помешать конвекции. Когда близится день осеннего равноденствия, движущие силы меняются, и конвекция может протекать снова.

Формирование Урана

Имеется много аргументов в пользу того, что отличия между ледяными и газовыми гигантами зародились ещё при формировании Солнечной системы. Как полагают, Солнечная система сформировалась из гигантского вращающегося шара, состоящего из газа и пыли и известного как Протосолнечная туманность. Потом шар уплотнился, и сформировался диск с Солнцем в центре. Бо́льшая часть водорода с гелием пошла на формирование Солнца. А частицы пыли стали собираться вместе, чтобы впоследствии сформировать протопланеты. По мере роста планет некоторые из них обзавелись достаточно сильным гравитационным полем, чтобы сконцентрировать вокруг себя остаточный газ. Они продолжали набирать газ до тех пор, пока не достигали предела, и росли по экспоненте. Ледяным же гигантам удалось набрать значительно меньше газа — всего несколько масс Земли. Таким образом, их масса не достигала этого предела. Современные теории формирования Солнечной системы имеют некоторые трудности в объяснениях формирования Урана и Нептуна. Эти планеты слишком крупные для расстояния, на котором они находятся от Солнца. Возможно, ранее они были ближе к Солнцу, но потом каким-то образом поменяли орбиты. Впрочем, новые методы планетарного моделирования показывают, что Уран и Нептун действительно могли сформироваться на своём теперешнем месте, и, таким образом, их настоящие размеры согласно этим моделям не являются помехой в теории происхождения Солнечной системы.

Спутники Урана

В системе Урана открыто 27 естественных спутников. Названия для них выбраны по именам персонажей произведений Уильяма Шекспира и Александра Поупа. Можно выделить пять основных самых крупных спутников: это Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон. Спутниковая система Урана наименее массивна среди спутниковых систем газовых гигантов. Даже суммарная масса всех этих пяти спутников не составит и половины массы Тритона, спутника Нептуна. Наибольший из спутников Урана, Титания, имеет радиус всего в 788,9 км, что менее половины радиуса земной Луны, хотя и больше, чем у Реи — второго по величине спутника Сатурна. У всех лун относительно низкие альбедо — от 0,20 у Умбриэля до 0,35 у Ариэля. Луны Урана состоят изо льда и горных пород в соотношении примерно 50 на 50. Лёд может включать в себя аммиак и углекислый газ. Среди спутников у Ариэля, судя по всему, самая молодая поверхность: на нём меньше всего кратеров. Поверхность Умбриэля, судя по степени кратерированности, скорее всего, самая старая. На Миранде имеются каньоны до 20 километров глубиной, террасы и хаотичный ландшафт. Одна из теорий объясняет это тем, что когда-то Миранда столкнулась с неким небесным телом и развалилась на части, а потом собралась силами притяжения снова.

Исследование Урана

В 1986 году космический аппарат НАСА Вояджер-2 по пролётной траектории пересёк орбиту Урана и прошёл в 81 500 км от поверхности планеты. Это единственное в истории космонавтики посещение окрестностей Урана. Вояджер-2 стартовал в 1977 году, до пролёта мимо Урана провёл исследования Юпитера и Сатурна (а позднее — и Нептуна). Аппарат провёл изучение структуры и состава атмосферы Урана, обнаружил 10 новых спутников, изучил уникальные погодные условия, вызванные осевым креном в 97,77, и исследовал систему колец. Также было исследовано магнитное поле и строение магнитосферы и, в особенности, магнитного хвоста, вызванного поперечным вращением. Было обнаружено 2 новых кольца и сфотографированы 5 самых крупных спутников. В настоящее время НАСА планирует запуск аппарата Uranus orbiter and probe в 2020-х годах.

В предложении, представленном Европейскому космическому агентству группой из 168 учёных, описывается путешествие к внешней части Солнечной системы, в котором конечной целью является планета Уран. Миссия названа Uranus Pathfinder. Она позволит изучить уникальный химический состав планеты, её кольца и спутники, а также раскрыть несколько самых важных тайн планеты. Эта миссия, в свою очередь, будет способствовать увеличению наших знаний о Солнечной системе. Руководитель проекта рассказал, что мотивацией к этой миссии является исследование гигантских внешних областей Солнечной системы, о которых мы очень мало знаем. В зависимости от размеров корабля, миссия может занять от 8 до 15 лет, чтобы достичь места назначения. Команда надеется, что миссия Uranus Pathfinder может быть запущена в 2021 году.

Юпи́тер — пятая планета от Солнца, крупнейшая в Солнечной системе. Наряду с Сатурном, Ураном и Нептуном Юпитер классифицируется как газовый гигант.

Планета была известна людям с глубокой древности, что нашло своё отражение в мифологии и религиозных верованиях различных культур: месопотамской, вавилонской, греческой и других. Современное название Юпитера происходит от имени древнеримского верховного бога-громовержца.

Ряд атмосферных явлений на Юпитере: штормы, молнии, полярные сияния, — имеет масштабы, на порядки превосходящие земные. Примечательным образованием в атмосфере является Большое красное пятно — гигантский шторм, известный с XVII века.

Юпитер имеет, по крайней мере, 67 спутников, самые крупные из которых — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто — были открыты Галилео Галилеем в 1610 году.

Исследования Юпитера проводятся при помощи наземных и орбитальных телескопов; с 1970-х годов к планете было отправлено 8 межпланетных аппаратов НАСА: Пионеры, Вояджеры, Галилео и другие.

Во время великих противостояний (одно из которых происходило в сентябре 2010 года) Юпитер виден невооружённым глазом как один из самых ярких объектов на ночном небосклоне после Луны и Венеры. Диск и спутники Юпитера являются популярными объектами наблюдения для астрономов-любителей, сделавших ряд открытий (например, кометы Шумейкеров-Леви, которая столкнулась с Юпитером в 1994 году, или исчезновения Южного экваториального пояса Юпитера в 2010 году).

Инфракрасный диапазон

В инфракрасной области спектра лежат линии молекул H2 и He, а также линии множества других элементов. Количество первых двух несёт информацию о происхождении планеты, а количественный и качественный состав остальных — о её внутренней эволюции.

Однако молекулы водорода и гелия не имеют дипольного момента, а значит, абсорбционные линии этих элементов незаметны до того момента, пока поглощение за счёт ударной ионизации не станет доминировать. Это с одной стороны, с другой — эти линии образуются в самых верхних слоях атмосферы и не несут информацию о более глубоких слоях. Поэтому самые надёжные данные по обилию гелия и водорода на Юпитере получены со спускаемого аппарата Галилео.

Что же касается остальных элементов, то при их анализе и интерпретации тоже возникают трудности. Пока что нельзя с полной уверенностью сказать, какие процессы происходят в атмосфере Юпитера и насколько сильно они влияют на химический состав — как во внутренних областях, так и во внешних слоях. Это создаёт определённые трудности при более детальной интерпретации спектра. Однако считается, что все процессы, способные тем или иным образом влиять на обилие элементов, локальны и сильно ограничены, так что они не способны глобально изменить распределения вещества.

Также Юпитер излучает (в основном в инфракрасной области спектра) на 60 % больше энергии, чем получает от Солнца. За счёт процессов, приводящих к выработке этой энергии, Юпитер уменьшается приблизительно на 2 см в год. По мнению П. Боденхеймера (1974), когда планета только сформировалась, она была в 2 раза больше и её температура была значительно выше, чем в настоящее время.

Коротковолновый диапазон

Излучение Юпитера в гамма-диапазоне связано с полярным сиянием, а также с излучением диска. Впервые зарегистрировано в 1979 году космической лабораторией имени Эйнштейна.

На Земле области полярных сияний в рентгене и ультрафиолете практически совпадают, однако на Юпитере это не так. Область рентгеновских полярных сияний расположена гораздо ближе к полюсу, чем ультрафиолетовых. Ранние наблюдения выявили пульсацию излучения с периодом в 40 минут, однако в более поздних наблюдениях эта зависимость проявляется гораздо хуже.

Ожидалось, что рентгеновский спектр авроральных сияний на Юпитере схож с рентгеновским спектром комет, однако, как показали наблюдения на Chandra, это не так. Спектр состоит из эмиссионных линий с пиками у кислородных линий вблизи 650 эВ, у OVIII линий при 653 эВ и 774 эВ, а также у OVII на 561 эВ и 666 эВ. Существуют также линии излучения при более низких энергиях в спектральной области от 250 до 350 эВ, возможно, они принадлежат сере или углероду.

Гамма-излучение, не связанное с полярным сиянием, впервые было обнаружено при наблюдениях на ROSAT в 1997 году. Спектр схож со спектром полярных сияний, однако в районе 0,7—0,8 кэВ. Особенности спектра хорошо описываются моделью корональной плазмы с температурой 0,4—0,5 кэВ с солнечной металличностью, с добавлением эмиссионных линий Mg10+ и Si12+. Существование последних, возможно, связано с солнечной активностью в октябре-ноябре 2003 года.

Наблюдения космической обсерватории XMM-Newton показали, что излучение диска в гамма-спектре — это отражённое солнечное рентгеновское излучение. В отличие от полярных сияний, никакой периодичности изменения интенсивности излучения на масштабах от 10 до 100 мин обнаружено не было.

Радионаблюдения

Юпитер — самый мощный (после Солнца) радиоисточник Солнечной системы в дециметровом — метровом диапазонах длин волн. Радиоизлучение имеет спорадический характер и в максимуме всплеска достигает 106 Янских.

Всплески происходят в диапазоне частот от 5 до 43 МГц (чаще всего около 18 МГц), в среднем их ширина составляет примерно 1 МГц. Длительность всплеска невелика: от 0,1—1 с (иногда до 15 с). Излучение сильно поляризовано, особенно по кругу, степень поляризации достигает 100 %. Наблюдается модуляция излучения близким спутником Юпитера Ио, вращающимся внутри магнитосферы: вероятность появления всплеска больше, когда Ио находится вблизи элонгации по отношению к Юпитеру. Монохроматический характер излучения говорит о выделенной частоте, скорее всего гирочастоте. Высокая яркостная температура (иногда достигает 1015 K) требует привлечения коллективных эффектов (типа мазеров).

Радиоизлучение Юпитера в миллиметровом — короткосантиметровом диапазонах имеет чисто тепловой характер, хотя яркостная температура несколько выше равновесной, что предполагает поток тепла из недр. Начиная с волн ~9 см Tb (яркостная температура) возрастает — появляется нетепловая составляющая, связанная с синхротронным излучением релятивистских частиц со средней энергией ~30 МэВ в магнитном поле Юпитера; на волне 70 см Tb достигает значения ~5뜐4 K. Источник излучения расположен по обе стороны планеты в виде двух протяжённых лопастей, что указывает на магнитосферное происхождение излучения.

При пролёте аппаратов Пионер-10, Пионер-11, Вояджер-1, Вояджер-2, Галилео и Кассини для вычисления гравитационного потенциала использовались: измерение эффекта Доплера аппаратов (для отслеживания их скорости), изображение, передаваемое аппаратами для определения их местоположения относительно Юпитера и его спутников, радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами. Для Вояджера-1 и Пионера-11 пришлось учитывать и гравитационное влияние Большого красного пятна.

Кроме того, при обработке данных приходится постулировать верность теории о движении Галилеевых спутников вокруг центра Юпитера. Для точных вычислений большой проблемой является также учёт ускорения, имеющего негравитационный характер.

По характеру гравитационного поля также можно судить о внутреннем строении планеты.

Масса

Юпитер — самая большая планета Солнечной системы, газовый гигант. Его экваториальный радиус равен 71,4 тыс. км, что в 11,2 раза превышает радиус Земли .

Юпитер — единственная планета, у которой центр масс с Солнцем находится вне Солнца и отстоит от него примерно на 7 % солнечного радиуса.

Масса Юпитера в 2,47 раза превышает суммарную массу всех остальных планет Солнечной системы, вместе взятых, в 317,8 раз — массу Земли и примерно в 1000 раз меньше массы Солнца. Плотность (1326 кг/м) примерно равна плотности Солнца и в 4,16 раз уступает плотности Земли (5515 кг/м). При этом сила тяжести на его поверхности, за которую обычно принимают верхний слой облаков, более чем в 2,4 раза превосходит земную: тело, которое имеет массу, например, 100 кг, будет весить столько же, сколько весит тело массой 240 кг на поверхности Земли. Это соответствует ускорению свободного падения 24,79 м/с на Юпитере против 9,80 м/с для Земли.

Большинство из известных на настоящее время экзопланет сопоставимы по массе и размерам с Юпитером, поэтому его масса (MJ) и радиус (RJ) широко используются в качестве удобных единиц измерения для указания их параметров.

Юпитер как неудавшаяся звезда

Теоретические модели показывают, что если бы масса Юпитера была намного больше его реальной массы, то это привело бы к сжатию планеты. Небольшие изменения массы не повлекли бы за собой каких-нибудь значительных изменений радиуса. Однако если бы масса Юпитера превышала его реальную массу в четыре раза, плотность планеты возросла бы до такой степени, что под действием возросшей гравитации размеры планеты сильно уменьшились. Таким образом, по всей видимости, Юпитер имеет максимальный диаметр, который могла бы иметь планета с аналогичным строением и историей. С дальнейшим увеличением массы сжатие продолжалось бы до тех пор, пока в процессе формирования звезды Юпитер не стал бы коричневым карликом с массой, превосходящей его нынешнюю примерно в 50 раз. Это даёт астрономам основания считать Юпитер неудавшейся звездой, хотя неясно, схожи ли процессы формирования таких планет, как Юпитер, с теми, что приводят к формированию двойных звёздных систем. Хотя для того, чтобы стать звездой, Юпитеру потребовалось бы быть в 75 раз массивнее, самый маленький из известных красных карликов всего лишь на 30 % больше в диаметре.

Орбита и вращение

При наблюдениях с Земли во время противостояния Юпитер может достигать видимой звёздной величины в −2,94m, это делает его третьим по яркости объектом на ночном небе после Луны и Венеры. При наибольшем удалении видимая величина падает до −1,61m. Расстояние между Юпитером и Землёй меняется в пределах от 588 до 967 млн км.

Противостояния Юпитера происходят с периодом раз в 13 месяцев. В 2010 году противостояние планеты-гиганта пришлось на 21 сентября. Раз в 12 лет происходят великие противостояния Юпитера, когда планета находится около перигелия своей орбиты. В этот период времени его угловой размер для наблюдателя с Земли достигает 50 угловых секунд, а блеск — ярче −2,9m.

Среднее расстояние между Юпитером и Солнцем составляет 778,57 млн км (5,2 а. е.), а период обращения составляет 11,86 года. Поскольку эксцентриситет орбиты Юпитера 0,0488, то разность расстояния до Солнца в перигелии и афелии составляет 76 млн км.

Основной вклад в возмущения движения Юпитера вносит Сатурн. Первого рода возмущение — вековое, действующее на масштабе ~70 тысяч лет, меняя эксцентриситет орбиты Юпитера от 0,2 до 0,06, а наклон орбиты от ~1 — 2. Возмущение второго рода — резонансное с соотношением, близким к 2:5 (с точностью до 5 знаков после запятой — 2:4,96666).

Экваториальная плоскость планеты близка к плоскости её орбиты (наклон оси вращения составляет 3,13 против 23,45 для Земли), поэтому на Юпитере не бывает смены времён года.

Юпитер вращается вокруг своей оси быстрее, чем любая другая планета Солнечной системы. Период вращения у экватора — 9 ч 50 мин 30 с, а на средних широтах — 9 ч 55 мин 40 с. Из-за быстрого вращения экваториальный радиус Юпитера (71492 км) больше полярного (66854 км) на 6,49 %; таким образом, сжатие планеты составляет (1:51,4).

Гипотезы о существовании жизни в атмосфере

В настоящее время наличие жизни на Юпитере представляется маловероятным: низкая концентрация воды в атмосфере, отсутствие твёрдой поверхности и т. д. Однако ещё в 1970-х годах американский астроном Карл Саган высказывался по поводу возможности существования в верхних слоях атмосферы Юпитера жизни на основе аммиака. Следует отметить, что даже на небольшой глубине в юпитерианской атмосфере температура и плотность достаточно высоки, и возможность, по крайней мере, химической эволюции исключать нельзя, поскольку скорость и вероятность протекания химических реакций благоприятствуют этому. Однако возможно существование на Юпитере и водно-углеводородной жизни: в слое атмосферы, содержащем облака из водяного пара, температура и давление также весьма благоприятны. Карл Саган совместно с Э. Э. Солпитером, проделав вычисления в рамках законов химии и физики, описали три воображаемые формы жизни, способные существовать в атмосфере Юпитера:

Синкеры (англ. sinker — грузило) — крошечные организмы, размножение которых происходит очень быстро и которые дают большое количество потомков. Это позволяет выжить части из них при наличии опасных конвекторных потоков, способных унести синкеров в горячие нижние слои атмосферы;

Флоатеры (англ. floater — поплавок) — гигантские (величиной с земной город) организмы, подобные воздушным шарам. Флоатер откачивает из воздушного мешка гелий и оставляет водород, что позволяет ему держаться в верхних слоях атмосферы. Он может питаться органическими молекулами или вырабатывать их самостоятельно, подобно земным растениям;

Хантеры (англ. hunter — охотник) — хищные организмы, охотники на флоатеров.

Химический состав

Химический состав внутренних слоёв Юпитера невозможно определить современными методами наблюдений, однако обилие элементов во внешних слоях атмосферы известно с относительно высокой точностью, поскольку внешние слои непосредственно исследовались спускаемым аппаратом Галилео, который был спущен в атмосферу 7 декабря 1995 года. Два основных компонента атмосферы Юпитера — молекулярный водород и гелий. Атмосфера содержит также немало простых соединений, например, воду, метан (CH4), сероводород (H2S), аммиак (NH3) и фосфин (PH3). Их количество в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере подразумевает, что атмосфера Юпитера богата углеродом, азотом, серой и, возможно, кислородом по фактору 2—4 относительно Солнца.

Другие химические соединения, арсин (AsH3) и герман (GeH4), присутствуют, но в незначительных количествах.

Концентрация инертных газов, аргона, криптона и ксенона, превышает их количество на Солнце (см. таблицу), а концентрация неона явно меньше. Присутствует незначительное количество простых углеводородов: этана, ацетилена и диацетилена, — которые формируются под воздействием солнечной ультрафиолетовой радиации и заряженных частиц, прибывающих из магнитосферы Юпитера. Диоксид углерода, моноксид углерода и вода в верхней части атмосферы, как полагают, своим присутствием обязаны столкновениям с атмосферой Юпитера комет, таких, например, как комета Шумейкеров-Леви 9. Вода не может прибывать из тропосферы, потому что тропопауза, действующая как холодная ловушка, эффективно препятствует поднятию воды до уровня стратосферы.

Красноватые вариации цвета Юпитера могут объясняться наличием соединений фосфора (красный фосфор), серы, углерода и, возможно, органики, возникающей благодаря электрическим разрядам в атмосфере. В эксперименте, (довольно тривиально) симулирующем нижние слои атмосферы, проведённом Карлом Саганом, в среде коричневатых толинов был обнаружен 4-кольцовый хризен, a преобладающими для данной смеси являются полициклические ароматические углеводороды с 4 и более бензольными кольцами, реже с меньшим количеством колец. Поскольку цвет может сильно варьироваться, предполагается, что химический состав атмосферы также различен в разных местах. Например, имеются сухие и мокрые области с разным содержанием водяного пара.

Структура

На данный момент наибольшее признание получила следующая модель внутреннего строения Юпитера:

Атмосфера. Её делят на три слоя:

внешний слой, состоящий из водорода;

средний слой, состоящий из водорода (90 %) и гелия (10 %);

нижний слой, состоящий из водорода, гелия и примесей аммиака, гидросульфида аммония и воды, образующих три слоя облаков:

вверху — облака из оледеневшего аммиака (NH3). Его температура составляет около −145 , давление — около 1 атм;

ниже — облака кристаллов гидросульфида аммония (NH4HS);

в самом низу — водяной лёд и, возможно, жидкая водавероятно, имеется в виду — в виде мельчайших капель. Давление в этом слое составляет около 1 атм, температура примерно −130 (143 К). Ниже этого уровня планета непрозрачна.

Слой металлического водорода. Температура этого слоя меняется от 6 300 до 21 000 К, а давление от 200 до 4000 ГПа.

Каменное ядро.

Построение этой модели основано на синтезе наблюдательных данных, применении законов термодинамики и экстраполяции лабораторных данных о веществе, находящемся под высоким давлением и при высокой температуре. Основные предположения, положенные в её основу:

Юпитер находится в гидродинамическом равновесии;

Юпитер находится в термодинамическом равновесии.

Если к этим положениям добавить законы сохранения массы и энергии, получится система основных уравнений.

В рамках этой простой трёхслойной модели чёткой границы между основными слоями не существует, однако и области фазовых переходов невелики. Следовательно, можно сделать допущение, что почти все процессы локализованы, и это позволяет каждый слой рассматривать отдельно.

Атмосфера

Температура в атмосфере растёт немонотонно. В ней, как и на Земле, можно выделить экзосферу, термосферу, стратосферу, тропопаузу, тропосферу. В самых верхних слоях температура велика; по мере продвижения вглубь давление растёт, а температура падает до тропопаузы; начиная с тропопаузы и температура, и давление растут по мере продвижения вглубь. В отличие от Земли, на Юпитере нет мезосферы и соответствующей ей мезопаузы.

В термосфере Юпитера происходит довольно много интересных процессов: именно здесь планета теряет излучением значительную часть своего тепла, именно здесь формируются полярные сияния, именно тут формируется ионосфера. За её верхнюю границу взят уровень давления в 1 нбар. Наблюдаемая температура термосферы 800—1000 К, и на данный момент этот фактический материал до сих пор не получил объяснения в рамках современных моделей, так как в них температура не должна быть выше примерно 400 К. Охлаждение Юпитера — тоже нетривиальный процесс: трёхатомный ион водорода (H3+), кроме Юпитера, найденный только на Земле, вызывает сильную эмиссию в средней инфракрасной части спектра на длинах волн между 3 и 5 мкм.

Согласно непосредственным измерениям спускаемого аппарата, верхний уровень непрозрачных облаков характеризовался давлением в 1 атмосферу и температурой −107 ; на глубине 146 км — 22 атмосферы, +153 . Также Галилео обнаружил тёплые пятна вдоль экватора. По-видимому, в этих местах слой внешних облаков тонок и можно видеть более тёплые внутренние области.

Под облаками находится слой глубиной 7—25 тыс. км, в котором водород постепенно изменяет своё состояние от газа к жидкости с увеличением давления и температуры (до 6000 ). Чёткой границы, отделяющей газообразный водород от жидкого, по-видимому, не существует. Это может выглядеть примерно как непрерывное кипение глобального водородного океана.

Слой металлического водорода

Металлический водород возникает при больших давлениях (около миллиона атмосфер) и высоких температурах, когда кинетическая энергия электронов превышает потенциал ионизации водорода. В итоге протоны и электроны в нём существуют раздельно, поэтому металлический водород является хорошим проводником электричества. Предполагаемая толщина слоя металлического водорода — 42—46 тыс. км.

Мощные электротоки, возникающие в этом слое, порождают гигантское магнитное поле Юпитера. В 2008 году Реймондом Джинлозом из Калифорнийского университета в Беркли и Ларсом Стиксрудом из Лондонского университетского колледжа была создана модель строения Юпитера и Сатурна, согласно которой в их недрах находится также металлический гелий, образующий своеобразный сплав с металлическим водородом.

Ядро

С помощью измеренных моментов инерции планеты можно оценить размер и массу её ядра. На данный момент считается, что масса ядра — 10 масс Земли, а размер — 1,5 её диаметра.

Юпитер выделяет существенно больше энергии, чем получает от Солнца. Исследователи предполагают, что Юпитер обладает значительным запасом тепловой энергии, образовавшимся в процессе сжатия материи при формировании планеты. Прежние модели внутреннего строения Юпитера, стараясь объяснить избыточную энергию, выделяемую планетой, допускали возможность радиоактивного распада в её недрах или освобождение энергии при сжатии планеты под действием сил тяготения.

Межслоевые процессы

Локализовать все процессы внутри независимых слоёв невозможно: необходимо объяснять недостаток химических элементов в атмосфере, избыточное излучение и т. д.

Различие в содержании гелия во внешних и во внутренних слоях объясняют тем, что гелий конденсируется в атмосфере и в виде капель попадает в более глубокие области. Данное явление напоминает земной дождь, но только не из воды, а из гелия. Недавно было показано, что в этих каплях может растворяться неон. Тем самым объясняется и недостаток неона.

Атмосферные явления и феномены

Движение атмосферы

Скорость ветров на Юпитере может превышать 600 км/ч. В отличие от Земли, где циркуляция атмосферы происходит за счёт разницы солнечного нагрева в экваториальных и полярных областях, на Юпитере воздействие солнечной радиации на температурную циркуляцию незначительно; главными движущими силами являются потоки тепла, идущие из центра планеты, и энергия, выделяемая при быстром движении Юпитера вокруг своей оси.

Ещё по наземным наблюдениям астрономы разделили пояса и зоны в атмосфере Юпитера на экваториальные, тропические, умеренные и полярные. Поднимающиеся из глубин атмосферы нагретые массы газов в зонах под действием значительных на Юпитере кориолисовых сил вытягиваются вдоль параллелей планеты, причём противоположные края зон движутся навстречу друг другу. На границах зон и поясов (области нисходящих потоков) существует сильная турбулентность. Севернее экватора потоки в зонах, направленные к северу, отклоняются кориолисовыми силами к востоку, а направленные к югу — к западу. В южном полушарии — соответственно, наоборот. Схожей структурой на Земле обладают пассаты.

Полосы

Характерной особенностью внешнего облика Юпитера являются его полосы. Существует ряд версий, объясняющих их происхождение. Так, по одной из версий, полосы возникали в результате явления конвекции в атмосфере планеты-гиганта — за счёт подогрева и, как следствие, поднятия одних слоёв и охлаждения и опускания вниз других. Весной 2010 года учёными была выдвинута гипотеза, согласно которой полосы на Юпитере возникли в результате воздействия его спутников. Предполагается, что под влиянием притяжения спутников на Юпитере сформировались своеобразные столбы вещества, которые, вращаясь, и сформировали полосы.

Конвективные потоки, выносящие внутреннее тепло к поверхности, внешне проявляются в виде светлых зон и тёмных поясов. В области светлых зон отмечается повышенное давление, соответствующее восходящим потокам. Облака, образующие зоны, располагаются на более высоком уровне (примерно на 20 км), а их светлая окраска объясняется, видимо, повышенной концентрацией ярко-белых кристаллов аммиака. Располагающиеся ниже тёмные облака поясов состоят, предположительно, из красно-коричневых кристаллов гидросульфида аммония и имеют более высокую температуру. Эти структуры представляют области нисходящих потоков. Зоны и пояса имеют разную скорость движения в направлении вращения Юпитера. Период обращения колеблется на несколько минут в зависимости от широты. Это приводит к существованию устойчивых зональных течений или ветров, постоянно дующих параллельно экватору в одном направлении. Скорости в этой глобальной системе достигают от 50 до 150 м/с и выше. На границах поясов и зон наблюдается сильная турбулентность, которая приводит к образованию многочисленных вихревых структур. Наиболее известным таким образованием является Большое красное пятно, наблюдающееся на поверхности Юпитера в течение последних 300 лет.

Возникнув, вихрь поднимает на поверхность облаков нагретые массы газа с пара́ми малых компонентов. Образующиеся кристаллы аммиачного снега, растворов и соединений аммиака в виде снега и капель, обычного водяного снега и льда постепенно опускаются в атмосфере, пока не достигают уровней, на которых температура достаточна высока, и испаряются. После чего вещество в газообразном состоянии снова возвращается в облачный слой.

Летом 2007 года телескоп Хаббл зафиксировал резкие изменения в атмосфере Юпитера. Отдельные зоны в атмосфере к северу и югу от экватора превратились в пояса, а пояса — в зоны. При этом изменились не только формы атмосферных образований, но и их цвет.

9 мая 2010 года астроном-любитель Энтони Уэсли (англ. Anthony Wesley, также см. ниже) обнаружил, что с лика планеты внезапно исчезло одно из самых заметных и самых стабильных во времени образований — Южный экваториальный пояс. Именно на широте Южного экваториального пояса расположено омываемое им Большое красное пятно. Причиной внезапного исчезновения Южного экваториального пояса Юпитера считается появление над ним слоя более светлых облаков, под которыми и скрывается полоса тёмных облаков. По данным исследований, проведённых телескопом Хаббл, был сделан вывод о том, что пояс не исчез полностью, а просто оказался скрыт под слоем облаков, состоящих из аммиака.

Расположение полос, их ширины, скорости вращения, турбулентность и яркость периодически изменяются. В каждой полосе развивается свой цикл с периодом порядка 3—6 лет. Наблюдаются и глобальные колебания с периодом 11—13 лет. Численный эксперимент даёт основание считать эту переменность подобной явлению цикла индекса, наблюдаемому на Земле.

Большое красное пятно

Большое красное пятно — овальное образование изменяющихся размеров, расположенное в южной тропической зоне. Было открыто Робертом Гуком в 1664 году. В настоящее время оно имеет размеры 15휰 тыс. км (диаметр Земли ~12,7 тыс. км), а 100 лет назад наблюдатели отмечали в 2 раза бо́льшие размеры. Иногда оно бывает не очень чётко видимым. Большое красное пятно — это уникальный долгоживущий гигантский ураган, вещество в котором вращается против часовой стрелки и совершает полный оборот за 6 земных суток.

Благодаря исследованиям, проведённым в конце 2000 года зондом Кассини, было выяснено, что Большое красное пятно связано с нисходящими потоками (вертикальная циркуляция атмосферных масс); облака здесь выше, а температура ниже, чем в остальных областях. Цвет облаков зависит от высоты: синие структуры — самые верхние, под ними лежат коричневые, затем белые. Красные структуры — самые низкие. Скорость вращения Большого красного пятна составляет 360 км/ч. Его средняя температура составляет −163 , причём между окраинными и центральными частями пятна наблюдается различие в температуре порядка 3—4 градусов. Это различие, как предполагается, ответственно за тот факт, что атмосферные газы в центре пятна вращаются по часовой стрелке, в то время как на окраинах — против. Также выдвинуто предположение о взаимосвязи температуры, давления, движения и цвета Красного пятна, хотя как именно она осуществляется, учёные пока затрудняются сказать.

Время от времени на Юпитере наблюдаются столкновения больших циклонических систем. Одно из них произошло в 1975 году, в результате чего красный цвет Пятна поблёк на несколько лет. В конце февраля 2002 года ещё один гигантский вихрь — Белый овал — начал тормозиться Большим красным пятном, и столкновение продолжалось целый месяц. Однако оно не нанесло серьёзного ущерба обоим вихрям, так как произошло по касательной.

Красный цвет Большого красного пятна представляет собой загадку. Одной из возможных причин могут быть химические соединения, содержащие фосфор. Цвета и механизмы, создающие вид всей юпитерианской атмосферы, до сих пор ещё плохо поняты и могут быть объяснены только при прямых измерениях её параметров.

В 1938 году было зафиксировано формирование и развитие трёх больших белых овалов вблизи 30 южной широты. Этот процесс сопровождался одновременным формированием ещё нескольких маленьких белых овалов — вихрей. Это подтверждает, что Большое красное пятно представляет собой самый мощный из юпитерианских вихрей. Исторические записи не обнаруживают подобных долго существующих систем в средних северных широтах планеты. Наблюдались большие тёмные овалы вблизи 15 северной широты, но, видимо, необходимые условия для возникновения вихрей и последующего их превращения в устойчивые системы, подобные Красному пятну, существуют только в Южном полушарии.

Малое красное пятно

Что же касается трёх вышеупомянутых белых вихрей-овалов, то два из них объединились в 1998 году, а в 2000 году возникший новый вихрь слился с оставшимся третьим овалом. В конце 2005 года вихрь (Овал ВА, англ. Oval BC) начал менять свой цвет, приобретя в конце концов красную окраску, за что получил новое название — Малое красное пятно. В июле 2006 года Малое красное пятно соприкоснулось со своим старшим собратом — Большим красным пятном. Тем не менее, это не оказало какого-либо существенного влияния на оба вихря — столкновение произошло по касательной. Столкновение было предсказано ещё в первой половине 2006 года.

Молнии

В центре вихря давление оказывается более высоким, чем в окружающем районе, а сами ураганы окружены возмущениями с низким давлением. По снимкам, сделанным космическими зондами Вояджер-1 и Вояджер-2, было установлено, что в центре таких вихрей наблюдаются колоссальных размеров вспышки молний протяжённостью в тысячи километров. Мощность молний на три порядка превышает земные.

Горячие тени от спутников

Ещё одним непонятным явлением можно назвать горячие тени. Согласно данным радиоизмерений, проведённым в 1960-х годах, в местах, куда на Юпитер падают тени от его спутников, температура заметно повышается, а не понижается, как можно было бы ожидать.

Магнитное поле и магнитосфера

Первый признак любого магнитного поля — радио- и рентгеновское излучение. О строении магнитного поля можно судить с помощью моделей происходящих процессов. Так было установлено, что магнитное поле Юпитера имеет не только дипольную составляющую, но и квадруполь, октуполь и другие гармоники более высоких порядков. Предполагается, что магнитное поле создаётся динамо-машиной, похожей на земную. Но в отличие от Земли, проводником токов на Юпитере служит слой металлического гелия.

Ось магнитного поля наклонена к оси вращения 10,20,6, почти как и на Земле, однако северный магнитный полюс расположен рядом с южным географическим, а южный магнитный — с северным географическим. Напряжённость поля на уровне видимой поверхности облаков равна 14 Э у северного полюса и 10,7 Э у южного. Его полярность обратна полярности земного магнитного поля.

Форма магнитного поля у Юпитера сильно сплюснута и напоминает диск (в отличие от каплевидной у Земли). Центробежная сила, действующая на вращающуюся плазму, с одной стороны и тепловое давление горячей плазмы с другой растягивают силовые линии, образуя на расстоянии 20 RJ структуру, напоминающую тонкий блин, также известную как магнитодиск. Он имеет тонкую токовую структуру вблизи магнитного экватора.

Вокруг Юпитера, как и вокруг большинства планет Солнечной системы, существует магнитосфера — область, в которой поведение заряженных частиц, плазмы, определяется магнитным полем. Для Юпитера источниками таких частиц являются солнечный ветер и его спутник Ио. Вулканический пепел, выбрасываемый вулканами Ио, ионизируется под действием солнечного ультрафиолета. Так образуются ионы серы и кислорода: S+, O+, S2+ и O2+. Эти частицы покидают атмосферу спутника, однако остаются на орбите вокруг него, образуя тор. Этот тор был открыт аппаратом Вояджер-1, он лежит в плоскости экватора Юпитера и имеет радиус в 1 RJ в поперечном сечении и радиус от центра (в данном случае от центра Юпитера) до образующей поверхности в 5,9 RJ. Именно он определяет динамику магнитосферы Юпитера.

Набегающий солнечный ветер уравновешивается давлением магнитного поля на расстоянии в 50—100 радиусов планеты, без влияния Ио это расстояние было бы не более 42 RJ. На ночной стороне протягивается за орбиту Сатурна, достигая в длину 650 млн км и более. Ускоренные в магнитосфере Юпитера электроны достигают Земли. Если бы магнитосферу Юпитера можно было видеть с поверхности Земли, то её угловые размеры превышали бы размеры Луны.

Радиационные пояса

Юпитер обладает мощными радиационными поясами. При сближении с Юпитером Галилео получил дозу радиации, в 25 раз превышающую смертельную дозу для человека. Излучение радиационного пояса Юпитера в радиодиапазоне впервые было обнаружено в 1955 году. Радиоизлучение носит синхротронный характер. Электроны в радиационных поясах обладают огромной энергией, составляющей около 20 МэВ, при этом зондом Кассини было обнаружено, что плотность электронов в радиационных поясах Юпитера ниже, чем ожидалось. Поток электронов в радиационных поясах Юпитера может представлять серьёзную опасность для космических аппаратов ввиду большого риска повреждения аппаратуры радиацией. Вообще, радиоизлучение Юпитера не является строго однородным и постоянным — как по времени, так и по частоте. Средняя частота такого излучения, по данным исследований, составляет порядка 20 МГц, а весь диапазон частот — от 5—10 до 39,5 МГц.

Юпитер окружён ионосферой протяжённостью 3000 км.

Полярные сияния

Юпитер демонстрирует яркие устойчивые сияния вокруг обоих полюсов. В отличие от таких же на Земле, которые появляются в периоды повышенной солнечной активности, полярные сияния Юпитера являются постоянными, хотя их интенсивность меняется изо дня в день. Они состоят из трёх главных компонентов: основная и наиболее яркая область сравнительно небольшая (менее 1000 км в ширину), расположена примерно в 16 от магнитных полюсов; горячие пятна — следы магнитных силовых линий, соединяющих ионосферы спутников с ионосферой Юпитера, и области кратковременных выбросов, расположенных внутри основного кольца. Выбросы полярных сияний были обнаружены почти во всех частях электромагнитного спектра от радиоволн до рентгеновских лучей (до 3 кэВ), однако они наиболее ярки в среднем инфракрасном диапазоне (длина волны 3—4 мкм и 7—14 мкм) и глубокой ультрафиолетовой области спектра (длина волны 80—180 нм).

Положение основных авроральных колец устойчиво, как и их форма. Однако их излучение сильно модулируется давлением солнечного ветра — чем сильнее ветер, тем слабее полярные сияния. Стабильность сияний поддерживается большим притоком электронов, ускоряемых за счёт разности потенциалов между ионосферой и магнитодиском. Эти электроны порождает ток, который поддерживает синхронность вращения в магнитодиске. Энергия этих электронов 10 — 100 кэВ; проникая глубоко внутрь атмосферы, они ионизируют и возбуждают молекулярный водород, вызывая ультрафиолетовое излучение. Кроме того, они разогревают ионосферу, чем объясняется сильное инфракрасное излучение полярных сияний и частично нагрев термосферы.

Горячие пятна связаны с тремя Галилеевыми спутниками: Ио, Европа и Ганимед. Они возникают из-за того, что вращающаяся плазма замедляется вблизи спутников. Самые яркие пятна принадлежат Ио, поскольку этот спутник является основным поставщиком плазмы, пятна Европы и Ганимеда гораздо слабее. Яркие пятна внутри основных колец, появляющиеся время от времени, как считается, связаны с взаимодействием магнитосферы и солнечного ветра.

В 2016 году ученые фиксировали самое яркое полярное сияние на Юпитере за все время наблюдения.

Большое рентгеновское пятно

Орбитальным телескопом Чандра в декабре 2000 года на полюсах Юпитера (главным образом, на северном полюсе) обнаружен источник пульсирующего рентгеновского излучения, названный Большим рентгеновским пятном. Причины этого излучения пока представляют загадку.

Модели формирования и эволюции

Значительный вклад в наши представления о формировании и эволюции звёзд вносят наблюдения экзопланет. Так, с их помощью были установлены черты, общие для всех планет, подобных Юпитеру:

Они образуются ещё до момента рассеяния протопланетного диска.

Значительную роль в формировании играет аккреция.

Обогащение тяжёлыми химическими элементами за счёт планетезималей.

Существуют две основные гипотезы, объясняющие процессы возникновения и формирования Юпитера.

Согласно первой гипотезе, получившей название гипотезы контракции, относительное сходство химического состава Юпитера и Солнца (большая доля водорода и гелия) объясняется тем, что в процессе формирования планет на ранних стадиях развития Солнечной системы в газопылевом диске образовались массивные сгущения, давшие начало планетам, то есть Солнце и планеты формировались схожим образом. Правда, эта гипотеза не объясняет всё-таки имеющиеся различия в химическом составе планет: Сатурн, например, содержит больше тяжёлых химических элементов, чем Юпитер, а тот, в свою очередь, больше, чем Солнце. Планеты же земной группы вообще разительно отличаются по своему химическому составу от планет-гигантов.

Вторая гипотеза (гипотеза аккреции) гласит, что процесс образования Юпитера, а также Сатурна, происходил в два этапа. Сначала в течение нескольких десятков миллионов лет шёл процесс формирования твёрдых плотных тел, наподобие планет земной группы. Затем начался второй этап, когда на протяжении нескольких сотен тысяч лет длился процесс аккреции газа из первичного протопланетного облака на эти тела, достигшие к тому моменту массы в несколько масс Земли.

Ещё на первом этапе из области Юпитера и Сатурна диссипировала часть газа, что повлекло за собой некоторые различия в химическом составе этих планет и Солнца. На втором этапе температура наружных слоёв Юпитера и Сатурна достигала 5000 и 2000 соответственно. Уран и Нептун же достигли критической массы, необходимой для начала аккреции, гораздо позже, что повлияло как на их массы, так и на химический состав.

В 2004 году Катариной Лоддерс из Университета Вашингтона была выдвинута гипотеза о том, что ядро Юпитера состоит в основном из некоего органического вещества, обладающего клеящими способностями, что, в свою очередь, в немалой степени повлияло на захват ядром вещества из окружающей области пространства. Образовавшееся в результате каменное-смоляное ядро силой своего притяжения захватило газ из солнечной туманности, сформировав современный Юпитер. Эта идея вписывается во вторую гипотезу о возникновении Юпитера путём аккреции.

Будущее Юпитера и его спутников

Известно, что Солнце в результате постепенного исчерпания своего термоядерного топлива увеличивает свою светимость примерно на 11 % каждые 1,1 млрд лет, и в результате этого его околозвёздная обитаемая зона сместится за пределы современной земной орбиты, пока не достигнет системы Юпитера. Увеличение яркости Солнца в этот период разогреет спутники Юпитера, позволив высвободиться на их поверхность жидкой воде, а значит, создаст условия для поддержания жизни. Через 7,59 миллиарда лет Солнце станет красным гигантом. Модель показывает, что расстояние между Солнцем и газовым гигантом сократится с 765 до 500 млн км. В таких условиях Юпитер перейдёт в новый класс планет, называемый горячие юпитеры. Температура на его поверхности достигнет 1000 К, что вызовет тёмно-красное свечение планеты. Спутники станут непригодными для поддержания жизни и будут представлять собой иссушённые раскалённые пустыни.

Спутники и кольца

По данным на октябрь 2014 года, у Юпитера известно 67 спутников — наибольшее значение среди планет Солнечной системы. По оценкам, спутников может быть не менее сотни. Спутникам даны в основном имена различных мифических персонажей, так или иначе связанных с Зевсом-Юпитером. Спутники разделяют на две большие группы — внутренние (8 спутников, галилеевы и негалилеевы внутренние спутники) и внешние (55 спутников, также подразделяются на две группы) — таким образом, всего получается 4 разновидности. Четыре самых крупных спутника — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто — были открыты ещё в 1610 году Галилео Галилеем. Открытие спутников Юпитера послужило первым серьёзным фактическим доводом в пользу гелиоцентрической системы Коперника.

Европа

Наибольший интерес представляет Европа, обладающая глобальным океаном, в котором не исключено наличие жизни. Специальные исследования показали, что океан простирается вглубь на 90 км, его объём превосходит объём земного Мирового океана. Поверхность Европы испещрена разломами и трещинами, возникшими в ледяном панцире спутника. Высказывалось предположение, что источником тепла для Европы служит именно сам океан, а не ядро спутника. Существование подлёдного океана предполагается также на Каллисто и Ганимеде. Основываясь на предположении о том, что за 1—2 млрд лет кислород мог проникнуть в подлёдный океан, учёные теоретически предполагают наличие жизни на спутнике. Содержание кислорода в океане Европы достаточно для поддержания существования не только одноклеточных форм жизни, но и более крупных. Этот спутник занимает второе место по возможности возникновения жизни после Энцелада.

Ио

Ио интересен наличием мощных действующих вулканов; поверхность спутника залита продуктами вулканической активности. На фотографиях, сделанных космическими зондами, видно, что поверхность Ио имеет ярко-жёлтую окраску с пятнами коричневого, красного и тёмно-жёлтого цветов. Эти пятна — продукт извержений вулканов Ио, состоящих преимущественно из серы и её соединений; цвет извержений зависит от их температуры.

Ганимед

Ганимед является самым большим спутником не только Юпитера, но и вообще в Солнечной системе среди всех спутников планет. Ганимед и Каллисто покрыты многочисленными кратерами, на Каллисто многие из них окружены трещинами.

Каллисто

На Каллисто, как предполагается, также есть океан под поверхностью спутника; на это косвенно указывает магнитное поле Каллисто, которое может быть порождено наличием электрических токов в солёной воде внутри спутника. Также в пользу этой гипотезы свидетельствует тот факт, что магнитное поле у Каллисто меняется в зависимости от его ориентации на магнитное поле Юпитера, то есть существует высокопроводящая жидкость под поверхностью данного спутника.

Особенности галилеевых спутников

Все крупные спутники Юпитера вращаются синхронно и всегда обращены к Юпитеру одной и той же стороной вследствие влияния мощных приливных сил планеты-гиганта. При этом Ганимед, Европа и Ио находятся друг с другом в орбитальном резонансе 4:2:1. К тому же среди спутников Юпитера существует закономерность: чем дальше спутник от планеты, тем меньше его плотность (у Ио — 3,53 г/см, Европы — 2,99 г/см, Ганимеда — 1,94 г/см, Каллисто — 1,83 г/см). Это зависит от количества воды на спутнике: на Ио её практически нет, на Европе — 8 %, на Ганимеде и Каллисто — до половины их массы.

Малые спутники

Остальные спутники намного меньше и представляют собой скалистые тела неправильной формы. Среди них есть обращающиеся в обратную сторону. Из числа малых спутников Юпитера немалый интерес для учёных представляет Амальтея: как предполагается, внутри неё существует система пустот, возникших в результате имевшей место в далёком прошлом катастрофы — из-за метеоритной бомбардировки Амальтея распалась на части, которые затем вновь соединились под действием взаимной гравитации, но так и не стали единым монолитным телом.

Метида и Адрастея — ближайшие спутники к Юпитеру с диаметрами примерно 40 и 20 км соответственно. Они движутся по краю главного кольца Юпитера по орбите радиусом 128 тысяч км, делая оборот вокруг Юпитера за 7 часов и являясь при этом самыми быстрыми спутниками Юпитера.

Общий диаметр всей системы спутников Юпитера составляет 24 млн км. Более того, предполагается, что в прошлом спутников у Юпитера было ещё больше, но некоторые из них упали на планету под воздействием её мощной гравитации.

Спутники с обратным вращением

Спутники Юпитера, чьи названия заканчиваются на е — Карме, Синопе, Ананке, Пасифе и другие (см. группа Ананке, группа Карме, группа Пасифе) — обращаются вокруг планеты в обратном направлении (ретроградное движение) и, по предположениям учёных, образовались не вместе с Юпитером, а были захвачены им позже. Аналогичным свойством обладает спутник Нептуна Тритон.

Временные луны

Некоторые кометы представляют собой временные луны Юпитера. Так, в частности, комета Кусиды — Мурамацу в период с 1949 по 1961 г. была спутником Юпитера, совершив за это время вокруг планеты два оборота. Кроме данного объекта известно ещё, как минимум, о 4 временных лунах планеты-гиганта.

Кольца

У Юпитера имеются слабые кольца, обнаруженные во время прохождения Вояджера-1 мимо Юпитера в 1979 году. Наличие колец предполагал ещё в 1960 году советский астроном Сергей Всехсвятский: на основе исследования дальних точек орбит некоторых комет Всехсвятский заключил, что эти кометы могут происходить из кольца Юпитера, и предположил, что образовалось кольцо в результате вулканической деятельности спутников Юпитера (вулканы на Ио открыты два десятилетия спустя):157.

Кольца оптически тонки, оптическая толщина их ~10−6, а альбедо частиц всего 1,5 %. Однако наблюдать их всё же возможно: при фазовых углах, близких к 180 градусам (взгляд против света), яркость колец возрастает примерно в 100 раз, а тёмная ночная сторона Юпитера не оставляет засветки. Всего колец три: одно главное, паутинное и гало.

Главное кольцо простирается от 122 500 до 129 230 км от центра Юпитера. Внутри главное кольцо переходит в тороидальное гало, а снаружи контактирует с паутинным. Наблюдаемое прямое рассеяние излучения в оптическом диапазоне характерно для пылевых частиц микронного размера. Однако пыль в окрестности Юпитера подвергается мощным негравитационным возмущениям, из-за этого время жизни пылинок 103 лет. Это означает, что должен быть источник этих пылинок. На роль подобных источников подходят два малых спутника, лежащих внутри главного кольца — Метида и Адрастея. Сталкиваясь с метеороидами, они порождают рой микрочастиц, которые впоследствии распространяются по орбите вокруг Юпитера. Наблюдения паутинного кольца выявили два отдельных пояса вещества, берущих начало на орбитах Фивы и Амальтеи. Структура этих поясов напоминает строение зодиакальных пылевых комплексов.

Троянские астероиды

Троянские астероиды — группа астероидов, расположенных в районе точек Лагранжа L4 и L5 Юпитера. Астероиды находятся с Юпитером в резонансе 1:1 и движутся вместе с ним по орбите вокруг Солнца. При этом существует традиция называть объекты, расположенные около точки L4, именами греческих героев, а около L5 — троянских. Всего на июнь 2010 года открыто 1583 таких объекта.

Существует две теории, объясняющие происхождение троянцев. Первая утверждает, что они возникли на конечном этапе формирования Юпитера (рассматривается аккрецирующий вариант). Вместе с веществом были захвачены планетозимали, на которые тоже шла аккреция, а так как механизм был эффективным, то половина из них оказалась в гравитационной ловушке. Недостатки этой теории: число объектов, возникших таким образом, на четыре порядка больше наблюдаемого, и они имеют гораздо больший наклон орбиты.

Вторая теория — динамическая. Через 300—500 млн лет после формирования солнечной системы Юпитер и Сатурн проходили через резонанс 1:2. Это привело к перестройке орбит: Нептун, Плутон и Сатурн увеличили радиус орбиты, а Юпитер уменьшил. Это повлияло на гравитационную устойчивость пояса Койпера, и часть астероидов, его населявших, переселилась на орбиту Юпитера. Одновременно с этим были разрушены все изначальные троянцы, если таковые были.

Дальнейшая судьба троянцев неизвестна. Ряд слабых резонансов Юпитера и Сатурна заставит их хаотично двигаться, но какова будет эта сила хаотичного движения и будут ли они выброшены со своей нынешней орбиты, трудно сказать. Кроме этого, столкновения между собой медленно, но верно уменьшают количество троянцев. Какие-то фрагменты могут стать спутниками, а какие-то кометами.

Комета Шумейкеров — Леви

В июле 1992 года к Юпитеру приблизилась комета. Она прошла на расстоянии около 15 тысяч километров от верхней границы облаков, и мощное гравитационное воздействие планеты-гиганта разорвало её ядро на 21 большую часть. Этот кометный рой был обнаружен на обсерватории Маунт-Паломар супругами Кэролин и Юджином Шумейкерами и астрономом-любителем Дэвидом Леви. В 1994 году, при следующем сближении с Юпитером, все обломки кометы врезались в атмосферу планеты с огромной скоростью — около 64 километров в секунду. Этот грандиозный космический катаклизм наблюдался как с Земли, так и с помощью космических средств, в частности, с помощью космического телескопа Хаббл, спутника IUE и межпланетной космической станции Галилео. Падение ядер сопровождалось вспышками излучения в широком спектральном диапазоне, генерацией газовых выбросов и формированием долгоживущих вихрей, изменением радиационных поясов Юпитера и появлением полярных сияний, ослаблением яркости плазменного тора Ио в крайнем ультрафиолетовом диапазоне.

Другие падения

19 июля 2009 года уже упомянутый выше астроном-любитель Энтони Уэсли (англ. Anthony Wesley) обнаружил тёмное пятно в районе Южного полюса Юпитера. В дальнейшем эту находку подтвердили в обсерватории Кек на Гавайях. Анализ полученных данных указал, что наиболее вероятным телом, упавшим в атмосферу Юпитера, был каменный астероид.

3 июня 2010 года в 20:31 по международному времени два независимых наблюдателя — Энтони Уэсли (англ. Anthony Wesley, Австралия) и Кристофер Го (англ. Christopher Go, Филиппины) — засняли вспышку над атмосферой Юпитера, что, скорее всего, является падением нового, ранее неизвестного тела на Юпитер. Через сутки после данного события новые тёмные пятна в атмосфере Юпитера не обнаружены. Уже проведены наблюдения на крупнейших инструментах Гавайских островов (Gemini, Keck и IRTF) и запланированы наблюдения на космическом телескопе Хаббл. 16 июня 2010 года НАСА опубликовало пресс-релиз, в котором сообщается, что на снимках, полученных на космическом телескопе Хаббл 7 июня 2010 года (через 4 суток после фиксирования вспышки), не обнаружены признаки падения в верхних слоях атмосферы Юпитера.

20 августа 2010 года в 18:21:56 по международному времени произошла вспышка над облачным покровом Юпитера, которую обнаружил японский астроном-любитель Масаюки Татикава из префектуры Кумамото на сделанной им видеозаписи. На следующий день после объявления о данном событии нашлось подтверждение от независимого наблюдателя Аоки Кадзуо (Aoki Kazuo) — любителя астрономии из Токио. Предположительно, это могло быть падение астероида или кометы в атмосферу планеты-гиганта.

Астрономом-любителем Герритом Кернбауэром (Gerrit Kernbauer) 17 марта 2016 года на 20-сантиметровом телескопе были сделаны снимки столкновения Юпитера с космическим объектом (предположительно, кометой). По мнению астрономов, в результате столкновения произошёл колоссальный выброс энергии, равный 12,5 мегатонны в тротиловом эквиваленте.

В древних культурах

В месопотамской культуре планета называлась Мулу-баббар (шумер. MUL2.BABBAR, аккад. kakkabu peṣ), то есть белая звезда. Вавилоняне впервые разработали теорию для объяснения видимого движения Юпитера и связали планету с богом Мардуком. Подробное описание 12-летнего цикла движения Юпитера было дано китайскими астрономами, называвшими планету Суй-син (Звезда года). Инки называли Юпитер кечуа Pirwa — амбар, склад, что может свидетельствовать о наблюдении инками галилеевых спутников (ср. кечуа Qullqa Плеяды, букв. склад). Греки именовали его Φαέθων — сияющий, блестящий, а также Διὸς ὁ ἀστήρ — звезда Зевса. Римляне дали этой планете название в честь своего бога Юпитера.

XVII век: Галилей, Кассини, Рёмер

В начале XVII века Галилео Галилей изучал Юпитер с помощью изобретённого им телескопа и открыл четыре крупнейших спутника планеты. В 1660-х годах Джованни Кассини наблюдал пятна и полосы на поверхности гиганта. В 1671 году, наблюдая за затмениями спутников Юпитера, датский астроном Оле Рёмер обнаружил, что истинное положение спутников не совпадает с вычисленными параметрами, причём величина отклонения зависела от расстояния до Земли. На основании этих наблюдений Рёмер сделал вывод о конечности скорости света и установил её величину — 215 000 км/с (современное значение — 299 792,458 км/с).

Современные наблюдения

Со второй половины XX века активно проводятся исследования Юпитера как с помощью наземных телескопов (в том числе и радиотелескопов), так и с помощью космических аппаратов — телескопа Хаббл и ряда зондов.

Космические зонды

Юпитер изучался исключительно аппаратами НАСА США. В конце 1980-х — начале 1990-х гг. был разработан проект советской АМС Циолковский для исследования Солнца и Юпитера, планировавшийся к запуску в 1990-х гг., но нереализованный ввиду распада СССР.

В 1973 и 1974 мимо Юпитера прошли Пионер-10 и Пионер-11 на расстоянии (от облаков) 132 тыс. км и 43 тыс. км соответственно. Аппараты передали несколько сот снимков (невысокого разрешения) планеты и галилеевых спутников, впервые измерили основные параметры магнитного поля и магнитосферы Юпитера, были уточнены масса и размеры спутника Юпитера — Ио. Также именно во время пролёта мимо Юпитера аппарата Пионер-10 с помощью аппаратуры, установленной на нём, удалось обнаружить, что количество энергии, излучаемой Юпитером в космическое пространство, превосходит количество энергии, получаемой им от Солнца.

В 1979 году около Юпитера пролетели Вояджеры (на расстоянии 207 тыс. км и 570 тыс. км). Впервые были получены снимки высокого разрешения планеты и её спутников (всего было передано около 33 тыс. фотографий), были обнаружены кольца Юпитера; аппараты также передали большое количество других ценных данных, включая сведения о химическом составе атмосферы, данные по магнитосфере и т. д.; также были получены (Вояджером-1) данные о температуре верхних слоёв атмосферы.

В 1992 году мимо планеты прошёл Улисс на расстоянии 900 тыс. км. Аппарат провёл измерения магнитосферы Юпитера (Улисс предназначен для изучения Солнца и не имеет фотокамер).

С 1995 по 2003 год на орбите Юпитера находился Галилео. С помощью этой миссии было получено множество новых данных. В частности, спускаемый аппарат впервые изучил атмосферу газовой планеты изнутри. Множество снимков с высоким разрешением и данные других измерений позволили подробно изучить динамику атмосферных процессов Юпитера, а также сделать новые открытия, касающиеся его спутников. В 1994 году с помощью Галилео учёные смогли наблюдать падение на Юпитер осколков кометы Шумейкеров — Леви 9. Хотя главная антенна Галилео не раскрылась (вследствие чего поток данных составил лишь 1 % от потенциально возможного), тем не менее, все основные цели миссии были достигнуты.

В 2000 году мимо Юпитера пролетел Кассини. Он сделал ряд фотографий планеты с рекордным (для масштабных снимков) разрешением и получил новые данные о плазменном торе Ио. По снимкам Кассини были составлены самые подробные на сегодняшний день цветные карты Юпитера, на которых размер самых мелких деталей составляет 120 км. При этом были обнаружены некоторые непонятные явления, как, например, загадочное тёмное пятно в северных приполярных районах Юпитера, видимое только в ультрафиолетовом свете. Также было обнаружено огромное облако газа вулканического происхождения, протянувшееся от Ио в открытый космос на расстояние порядка 1 а. е. (150 млн км). Кроме того, был поставлен уникальный эксперимент по измерению магнитного поля планеты одновременно с двух точек (Кассини и Галилео).

28 февраля 2007 года по пути к Плутону в окрестностях Юпитера совершил гравитационный манёвр аппарат Новые горизонты. Проведена съёмка планеты и спутников, данные в объёме 33 гигабайт переданы на Землю, получены новые сведения.

В августе 2011 года был запущен аппарат Джуно, который вышел на полярную орбиту Юпитера в июле 2016 года и должен провести детальные исследования планеты. Такая орбита — не вдоль экватора планеты, а от полюса к полюсу — позволит, как предполагают учёные, лучше изучить природу полярных сияний на Юпитере.

Из-за наличия возможных подземных жидких океанов на спутниках планеты — Европа, Ганимед и Каллисто — наблюдается большой интерес к изучению именно этого явления. Однако финансовые проблемы и технические трудности привели к отмене в начале XXI века первых проектов их исследования — американских Europa Orbiter (с высадкой на Европу аппаратов криобота для работы на ледяной поверхности и гидробота для запуска в подповерхностном океане) и Jupiter Icy Moons Orbiter, а также европейского Jovian Europa Orbiter.

На 2020 год запланировано осуществление силами НАСА и ЕКА межпланетной миссии по изучению галилеевых спутников Europa Jupiter System Mission (EJSM). В феврале 2009 года ЕКА объявило о приоритете проекта по исследованию Юпитера перед другим проектом — по исследованию спутника Сатурна — Титана (Titan Saturn System Mission). Однако, миссия EJSM не отменена. В её рамках NASA планирует построить аппарат, который предназначен для исследований планеты-гиганта и её спутников Европы и Ио — Jupiter Europa Orbiter. ЕКА собирается отправить к Юпитеру другую станцию для исследования его спутников Ганимеда и Каллисто — Jupiter Ganymede Orbiter. Запуск обоих космических роботов спланирован на 2020 год, с достижением Юпитера в 2026 году и работой на три года. Оба аппарата будут запущены в рамках проекта Europa Jupiter System Mission. Кроме того, в миссии EJSM возможно участие Японии с аппаратом Jupiter Magnetospheric Orbiter (JMO) для исследований магнитосферы Юпитера. Также в рамках миссии EJSM Россия и ЕКА планируют ещё один аппарат (Лаплас - Европа П) для посадки на Европу.

В мае 2012 года было объявлено, что ЕКА будет проводить комплексную европейско-российскую миссию Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) по изучению Юпитера и его спутников с предполагаемым океаном под поверхностью (Ганимеда, Каллисто, Европы) c запуском в 2022 и прибытием в систему Юпитера в 2030 году, в ходе которой российский аппарат совершит посадку на Ганимед.

Орбитальные телескопы

С помощью телескопа Хаббл, в частности, были получены первые снимки полярных сияний в ультрафиолетовом диапазоне на Юпитере, сделаны фотографии столкновения с планетой обломков кометы Шумейкеров — Леви 9 (также см. ниже), осуществлены наблюдения за юпитерианскими вихрями, проведён ряд других исследований.

Любительские наблюдения

При наблюдении Юпитера в 80-миллиметровый телескоп можно различить ряд деталей: полосы с неровными границами, вытянутые в широтном направлении, тёмные и светлые пятна. Телескоп с апертурой от 150 мм покажет Большое красное пятно и подробности в поясах Юпитера. Малое красное пятно можно заметить в телескоп от 250 мм с ПЗС-камерой. Один полный оборот планета совершает за период от 9 ч 50 мин (на экваторе планеты) до 9 ч 55,5 мин (на полюсах). Это вращение позволяет наблюдателю увидеть всю планету за одну ночь.