Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 1.5. Солнечная система

топологической связности магнитных силовых линий, которое называется магнит-

ным пересоединением.

§ 1.5. Солнечная система

Солнечная система включает центральное светило — Солнце, девять больших пла-

нет, многочисленные спутники семи больших планет (их открыто уже более 70),

множество малых планет — астероидов, из которых у примерно 40

ООО

диаметры

больше 1 км

), около 70 известных короткопериодических комет и значительно

большее число комет с периодами обращения в сотни лет

', свыше 50 метеор-

ных роев (но их, вероятно, много больше), пылеобразное вещество, образующее

зодиакальный свет и противосияние и некоторое количество рассеянного в меж-

планетном пространстве метеорного вещества (метеорных тел различного размера

вплоть до микрометеоритов или метеорной пыли). Кроме того, между Землей

и Солнцем обнаружен нейтральный водород в количестве 3 • Ю

атомов/см

. Раз-

меры Солнечной системы, если их определять большой осью орбиты самой далекой

> Около 20 тыс. из них уже имеют надежно определенные орбиты.

' Сохранились сведения об открытии и наблюдении более 500 комет. Их общее число оценивается

несколькими миллиардами. Кеплер писал, что комет «как рыб в океане».

Глава 1. Общие сведения

из известных планет — Плутона, около 12- 10

км (~80 а. е.). Окружающее Солнце

«Облако Оорта» занимает сферу с поперечником (3-6)-10

км, или 200-300 тыс. а. е.

Часть общего плана Солнечной системы (с соблюдением масштаба) показана

на рис.42, где наряду с орбитами планет нанесена также орбита периодической

Рис. 43. Наклоны орбит больших планет к плоскости эклиптики (плоскости земной орбиты)

2004 /

5- / / \

' / 1

/ I

X » \ 1

J9S0 \ /

Рис. 44. Движение центра Солнца относительно центра масс Солнечной системы с 1975

по 2013 гг. Пунктирный круг — положение Солнца в 1982 г. Центр масс в начале координат;

стрелка вниз указывает направление на точку весеннего равноденствия в 1950 году

§ 1.6. Планеты

кометы Галлея. На рис. 43 показаны наклоны орбит больших планет к плоско-

сти эклиптики. Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении.

В том же направлении происходит вращение всех планет (кроме Урана и Венеры).

Большинство спутников обращается в том же направлении.

Масса всей Солнечной системы 1,994-

кг, из которых на долю Солнца прихо-

дится 99,87 %. Масса Солнца в 750 раз больше

массы всех остальных тел Солнечной систе-

мы. Однако, строго говоря, обращение пла-

нет совершается не вокруг Солнца, а вокруг

общего центра масс всей Солнечной систе-

мы, по отношению к которому само Солн-

це описывает сложную кривую, показанную

на рис.44. Центр масс системы почти совпал

с центром Солнца в 1990 г., а к 1995 г. вновь

вышел за пределы солнечного шара.

Размеры Солнечной системы очень ма-

лы по сравнению со средними межзвездными

расстояниями. Лишь некоторые кометы с гро-

мадными периодами обращения удаляются

от Солнца на половину расстояния до бли-

жайших звезд. Большинство спутников обра-

щается вокруг планет по почти правильным

круговым орбитам и близко к плоскости эква-

тора планеты (исключение — Луна, внешние

спутники Юпитера, а также Япет, Феба, Не-

реида И Тритон). Рис.45. Движение Солнца с Солнечной

г, „ „ ' „ системой в пространстве (схематически)

Солнце со всей планетной системой дви-

жется в 'пространстве относительно окружа-

ющих его звезд в направлении созвездия Геркулеса (рис.45). На рис.46 показаны

размеры планет по сравнению с Солнцем (белый диск). Этот же рисунок дает

представление о расположении некоторых спутников планет и о положении эква-

ториальной плоскости каждой планеты по отношению к плоскости эклиптики,

параллельной в каждом случае линии, указанной на рисунке.

§1.6. Планеты

Пять «блуждающих звезд» — планет были известны еще в древности; у каждого

народа существовали свои названия планет, но удержались названия, данные римля-

нами: Меркурий, Марс, Венера

', Юпитер и Сатурн'

'. Уран был открыт случайно

в 1781 г. В. Гершелем, Нептун — в 1846 г. Галле (по указаниям Леверье, который

У древних греков для Венеры существовало два названия: Фосфорос и Гесперис, соответствующие

утренней и вечерней видимости планеты.

Латинские названия планет общеупотребительны, однако при образовании прилагательных с грече-

скими корнями (например, графив — пишу, описываю) используются греческие названия планет. Отсю-

да — гелиографический (Гелиос — Солнце), география (Гея — Земля); селенология, селенографический

(Селена — Луна), гермология, термографический (Гермес — Меркурий), ареология, ареографичес-

кий (Арей или Арес — Марс), зенографический (зено — родит, падеж греческого названия Зевс),

кронографический (Кронос — Сатурн); посейдонология (Посейдон — Нептун). Иногда употребляют

йовиграфические координаты (Йовис — родительный падеж от латинского «Юпитер»),

Глава 1. Общие сведения

Умбриэль ; . Платон

Ариэль i

ЩЩтг/н

Мамаев Ч

Т/7ито

„

Миранда

'Знцелад \ Плоскость зклилтини

Лиона

\ Титания

,\ по

Юпитер

— I Оберон

•«««'.а

Астероиды (сяематтно)

Марс . Фобос

MOC

'' y/z/на

Земля

YWWVWVSWI

vwxwvwwwj

Afacu//77a£

О 5/7 700 радиусы Земли

| I I ||

м,1 I 1,1 M|l I l|l I I

I r|

О 700 20/7 300 40O 5O0 60/7 700 тыс. нм

Рис. 46. Размеры планет по сравнению с Солнцем и расположение

некоторых спутников (расстояния и наклоны плоскостей их орбит)

вычислил орбиту и положение на небе Нептуна по возмущениям в движении Урана).

Плутон открыт в 1930 г. К. Томбо после многолетних поисков, основанных на тео-

ретических расчетах П. Ловелла (США) и его учеников. Во время полных солнечных

затмений неоднократно, но тщетно разыскивали «интермеркуриальную планету»,

для которой даже придумали название — Вулкан. Велись также поиски планеты,

расположенной за орбитой Плутона. Данные о членах Солнечной системы собраны

в табл. 25-33.

Планеты — темные тела сферической или почти сферической формы, обра-

щающиеся вокруг Солнца. Почти круговые их орбиты (е < 0,25) лежат близко

к плоскости эклиптики, от которой значительно отклоняются лишь орбиты Мерку-

рия (на 7°) и Плутона (на 17°). Наклон оси вращения к плоскости орбиты каждой

планеты показан на рис. 47. Венера, Уран и Плутон имеют обратное вращение (угол

наклона больше 90°).

По многим характеристикам — размерам, строению, составу и особенностям ат-

мосферы — планеты делятся на две группы: группу планет земного типа (Меркурий,

§ 1.6. Планеты

90° 26?,4° 66,5° 64,0°

^ £ I </

Рис.47. Наклоны осей вращения планет к плоскости орбиты

Венера, Земля и Марс) и группу планет-гигантов (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун).

Природа Плутона еще недостаточно изучена. Первые состоят из плотного камени-

стого вещества и металлов; вторые — в основном из водорода, гелия и других легких

веществ (метан СН

, аммиак NH

Со времени 4-го издания «Справочника» сведения о планетах существенно по-

полнились, в особенности благодаря космическим исследованиям: уточнены пери-

оды вращения Меркурия, Венеры, Нептуна, обнаружены кольцевые горы на Марсе,

Меркурии, Венере, открыто много новых спутников у планет-гигантов и спутник

Плутона (Харон). За последние годы открыты кольца Урана, Юпитера и Нептуна;

о возможном их существовании еще в 1960 г. писал С. К. Всехсвятский.

Данные о физических характеристиках планет и их орбитах помещены в табл.

25-27, а данные о спутниках планет в табл. 28 и 29. Данные о названиях деталей

планет и их спутников см. в книгах Г. А. Бурба.

1.6.1. Меркурий

Период вращения Меркурия равен 58,646

. При этом солнечные сутки на Меркурии

в точности равны трем меркурианским звездным суткам. В перигелии движение

Меркурия по орбите совершается быстрее, чем его вращение. В эту пору для

наблюдателя на Меркурии Солнце пятится назад, чтобы дня через четыре вновь

продолжать прямое движение. Ось вращения планеты почти перпендикулярна к ее

орбите. Новые оптические и радиолокационные измерения дают диаметр Мерку-

рия 4880 ± 2 км. Температура поверхности в подсолнечной точке достигает 700 К.

Температура ночной стороны около 90 К. По фотометрическим и поляриметри-

ческим наблюдениям степень изрытости поверхности Меркурия столь же велика,

как и у Луны, если не больше. Рис. 48 показывает их сходство. Сферическое аль-

бедо Меркурия равно 0,058. В прошлом веке Скиапарелли, а в начале нашего

века Антониади изучали еле заметные пятна на поверхности Меркурия и пыта-

лись составить карту планеты. Космические наблюдения позволили составить карту

96 Глава 1. Общие сведения

Рис.48. Меркурий. Снимок передан АМС «Маринер-10»

половины поверхности планеты; 30 марта 1974 г. «Маринер-10» обнаружил кратеры

от 800 м до 120 км и более в диаметре, а также длинные узкие долины. Вторая

космическая скорость у поверхности Меркурия всего 4,3 км/с. У Меркурия есть

крайне разреженная атмосфера, содержащая атомы натрия, гелия, кислорода, калия

§ 1.6. Планеты

и водорода, вероятно, испаряющиеся с поверхности планеты при ее бомбардировке

частицами солнечного ветра и метеоритами. При своей малой массе (0,05 массы

Земли) и высокой температуре обращенной к Солнцу стороны поверхности он

не в состоянии удержать заметной газовой оболочки: давление газов у поверхности

Меркурия около 2

•

-13

атм.

Комиссия MAC по обозначениям деталей астрономических тел приняла решение

кратеры на Меркурии называть именами художников, писателей, композиторов.

Уже есть на Меркурии кратеры Толстой, Бальзак, Софокл, Лермонтов, Пушкин,

Бах, Бетховен, Репин, Ван-Гог и др. Горные цепи и каньоны получили названия

знаменитых кораблей и научных станций: Санта-Мария, Фрам, Кон-Тики, Персей,

Мирный, Восток и др. Большой интерес представляют наблюдения прохождения

Меркурия по диску Солнца, которые происходят через 7 и 13 лет, а иногда

через 33 года. Ближайшее произойдет 7 мая 2003 г.

1.6.2. Венера

Венера по своим размерам и массе похожа на Землю. Она имеет атмосферу, впервые

открытую М.В.Ломоносовым в 1761 г. во время прохождения планеты по диску

Солнца. Ближайшие прохождения Венеры по диску Солнца (они чередуются через

8 и 235 лет) произойдут 8 июля 2004 г. и 5 июня 2012 г. Планета окутана густым

слоем белых облаков, скрывающих ее поверхность. Наличие в атмосфере Венеры

густых облаков, вероятно, состоящих из концентрированного водного раствора

серной кислоты, объясняет высокую отражательную способность планеты ~75 %

падающего солнечного света отражается от нее. В настоящее время визуальным

наблюдениям доступна лишь та часть атмосферы Венеры, которая расположена

над слоем облаков. Радиус Венеры, соответствующий уровню внешней поверхности

облачного слоя, равен 6120 км. Температура на уровне наружного слоя облачного

покрова примерно — 40 °С. В силу действия парникового эффекта температура

на поверхности в месте посадки «Венеры-7» на ночной стороне планеты достигла

475±20 °С. «Венера-8» на дневной стороне отметила температуру 470±8 °С. Давление

на поверхности 90 ± 1,5 атм. Плотность фунта ~1,4 г/см

; он состоит, вероятно,

из раздробленных пород.

На Венере иногда видны изменчивые темные пятна неопределенной формы,

не имеющие резких границ. В телескоп можно увидеть фазы, подобные фазам

Луны (рис. 49). Вопрос о периоде вращения Венеры вокруг оси и о ее наклоне долгое

время был неясен. Радиолокационные наблюдения дают период вращения планеты,

равный 243,02

, причем вращение происходит в обратную сторону. Плоскость

экватора наклонена на 177,4° к плоскости орбиты

'. Измерения радиоизлучения

Венеры и его распределения по диску также показали, что поверхность планеты

очень горячая 735 К).

На Венере не обнаружено сколько-нибудь заметного магнитного поля.

Радиолокационные наблюдения с Земли и особенно с КА «Венера-15 и 16»

и «Магеллан», выведенных на орбиты искусственных спутников Венеры, позволили

изучить значительную часть поверхности Венеры. В основном поверхность Венеры

представляет собой плоские равнины с невысокими холмами; гористые районы зани-

мают значительно меньшую площадь. Обнаружено много кратеров диаметром от 10

Обсуждалась гипотеза, что обратное вращение Венеры произошло в результате сравнительно

недавнего ее столкновения с астероидом диаметром около 200 км, нанесшим ей боковой удар. Миф

о Венере, засиявшей светом, соперничающим с Солнцем, может быть, отражает в фольклоре это

космическое событие.

Глава 1. Общие сведения

до 80 км, в основном неглубоких.

Горные районы на Венере обыч-

но называют континентами. Наи-

больший из них получил назва-

ние Земля Афродиты, его площадь

около 40 млн км

. Гораздо мень-

ше Земля Иштар. Здесь находятся

самые высокие горы на Венере —

Горы Максвелла; они возвышают-

ся примерно на 11 км. На верши-

не самой крупной из этих гор за-

метен кратер поперечником около

100 км. Горные цепи Земли Иштар

огибают Плато Лакшми, вероят-

но, имеющее вулканическую при-

роду. Крупным деталям поверхно-

сти Венеры решено давать имена

Рис. 49. Фотографии Венеры в различных фазах ученых В области радио- И ЭЛекрО-

техники (Эдисон, Гальвани, По-

пов и др.). Менее заметным — женские имена. Радиолокационные съемки дали

материалы для «Атласа Венеры», подготовленного Главным управлением геодезии

и картографии.

Атмосфера планеты состоит на 96,5% из углекислоты СО2, не более 3%

составляет азот N

, обнаружены следы 0

, воды Н

0, инертных газов и некоторых

химических соединений.

• •

1.6.3. Марс

Наклон экватора Марса к плоскости его орбиты почти такой же, как у Земли

(25,2°), а период вращения (24

22,6

) близок к земным суткам, поэтому видимое

движение небесного свода на Марсе должно носить такой же характер, как на Земле.

На Марсе происходит аналогичная

смена времен года, только их про-

должительность почти вдвое боль-

ше земных. Экваториальный диа-

метр Марса 6794 км, полярный —

6752 км. Его масса 6,420 • 10

кг,

а средняя плотность 3,94 г/см

На поверхности Марса мно-

го устойчивых деталей, позволив-

ших составить довольно подроб-

ную ареографическую карту. Уже

в телескоп скромных размеров на

диске Марса можно заметить белое

пятно близ полюса. Это — одна

из двух полярных шапок (рис. 50);

они претерпевают сезонные изме-

нения, исчезая с наступлением лета

в соответствующем полушарии Марса. Две трети поверхности Марса имеют крас-

новато-оранжевый оттенок. Вероятнее всего, это пустыни с почвой, окрашенной

ИВ*

МНИИг

Рис.50. Фотография Марса (Б.Лио, 23.09.1941 г.,

Пик-дю-Миди)

§ 1.6. Планеты

окислами железа. Слабее окрашенные области, которые по контрасту кажутся зеле-

новато-серыми пятнами (моря), занимающие около трети поверхности, испытывают

сезонные изменения в интенсивности окраски: они темнеют с наступлением весны.

Можно думать, что в это время тают полярные шапки Марса, состоящие, как это

показали спектрографические исследования В. И. Мороза, из тонкого слоя снега или

инея Н

0, иногда припорошенного инеем С0

. Подлинных морей или каких-либо

обширных водных пространств на Марсе нет. Кроме того, имеются небольшие,

неправильной формы и более темные, чем окружающая местность пятна, так назы-

ваемые оазисы. Темные узкие полосы, называемые каналами, как будто соединяют

оазисы с темными областями (морями).

В связи с вопросом о возможности жизни на Марсе весьма важно изучение

атмосферы этой планеты. Полярные шапки и белая полоса утренних заморозков,

видимая вдоль линии терминатора, свидетельствуют о наличии атмосферы на Марсе.

Об этом говорят также явления сумерек в полосе шириной около 8° вдоль линии

терминатора. Последние данные о химическом составе атмосферы Марса говорят

о том, что углекислый газ (двуокись углерода) С0

составляет 95 %, азот N

~ 2,7 %,

аргон Ar ~ 1,6%; замечены следы окиси углерода СО (~10

%), кислорода 0

;

озона Оз и воды (от <1 до ~50 мкм в осажденном виде; на неосвещенной стороне

атмосферы в 10

раз больше).

Иногда на поверхности Марса в районах пустынь наблюдаются желтоватые

пятна пылевых туч (подчас значительных размеров), которые заметно передвигаются

по поверхности планеты (со скоростью до 24 км/ч). Изредка появляются голубые

облака, которые можно сфотографировать только в синих и фиолетовых лучах,

фиолетовая вуаль или дымка и фиолетовые облака. Цвет неба для наблюдателя

на поверхности Марса должен быть светло-розовым. Редкость появления голубых

облаков (высота которых 18-22 км над поверхностью планеты) и сравнительно

быстрое таяние полярных шапок с наступлением весны также говорят о том, что

количество влаги на этой планете весьма невелико.

Измерения температуры поверхности Марса показали, что в перигелии наиболь-

шая температура в подсолнечной точке может достигать 0°С. Ночью температура

—100 °С на экваторе и -125°С на полярных шапках.

Многолетние исследования известного советского астрофизика Г. А. Тихова ра-

стительности на Дальнем Севере и в высокогорных областях привели его к выводу,

что растительность на Марсе (если она существует) должна иметь серо-голубую

окраску. Своими работами Г. А. Тихов положил начало новой науке — астробо-

танике. В последние годы возникли глубокие сомнения в объяснении сезонных

изменений на Марсе деятельностью органической жизни и выдвигаются гипотезы

неорганического характера этих изменений.

Большой вклад в изучение Марса внесли КА, запущенные в СССР и в США:

«Марсы», «Маринеры», «Викинги» и др. Пролетая вблизи Марса или переходя на ор-

биты его искусственных спутников, они получили и передали на Землю крупномас-

штабные снимки поверхности планеты и ее спутников, позволили расширить наши

знания о марсианской атмосфере. На поверхность Марса были доставлены спуска-

емые аппараты КА «Марс-3 и 6», «Викинг-1 и 2» и «Марс Пасфайндер». Изучались

физические условия и химический состав пород в местах посадок. Гипотезы о суще-

ствовании на Марсе каких-либо форм жизни подтверждения пока не получили.

Поверхность Марса усеяна множеством крупных и мелких кратеров (рис.51)

метеоритного происхождения, а также потухшими вулканами, среди которых есть

100 Глава 1. Общие сведения

Рис.51. Кратеры на поверхности Марса, в области Земли Ноя, 30° S,

10° W. Размер кадра 280 х 220 км («Викинг», 1976 г., НАСА, США)

гиганты поперечником у основания до 500 км

'. Два таких вулкана — Арсия

и Олимп — возвышаются над поверхностью более чем на 25 км. На фотографиях хо-

рошо видны разломы марсианской коры — гигантские

ущелья с системой каньонов. Замечены также обра-

зования, сходные с руслами рек. Поскольку условия

на Марсе не позволяют существовать там настоящим

рекам, полагают, что эти образования могли возник-

нуть в результате таяния по разным причинам подпоч-

венного льда. Составлена достаточно подробная карта

Марса (Приложение II).

Атмосфера Марса очень разрежена — давление

на поверхности 6 миллибар

', что в 170 раз мень-

ше нормального атмосферного давления у поверх-

ности Земли на уровне моря и близко к давлению

на высоте 40 км. Обнаружена ионосфера из несколь-

ких слоев: высота основного максимума плотности

Рис. 52. Орбиты спутников

Марса по сравнению с раз-

мерами планеты

'В 1947 г. В. В. Федынский и К.П.Станюкович (СССР), а в 1949 г. Болдуин (Великобритания)

сделали предположение о сходстве поверхностей Марса и Луны, но оно было забыто; открытие кратеров

на Марсе явилось полной неожиданностью.

' В метеорологчи 1 бар — единица давления, равная I0

Н/м

. Миллибар (мб) равен 10

дин/см

Один миллиметр ртутного столба равен 133,322 Н/м

, 1 атм — нормальное атмосферное давление

на поверхности Земли = физическая атмосфера (760 ммрт.столба) = 1,01325- Ю

Н/м