Планетные системы

Может показаться, что множественное число в этом заголовке ничем не оправдано,- ведь нам пока что достоверно известна единственная планетная система, к которой принадлежит Земля. Реальность других образований такого рода находится под вопросом, и даже раздаются голоса об уникальности Земли и жизни.

Непосредственно наблюдать планетные системы других звезд мы пока не можем. Но есть множество косвенных и весьма убедительных доказательств того, что планетные системы далеко не редкость во Вселенной и их общее число в нашей Галактике близко к сотням миллионов. Если это так, то рассуждения об уникальности жизни теряют силу и Земля становится обычной, заурядной планетой.

Если вокруг какой-нибудь звезды обращаются достаточно массивные планеты, они своим тяготением нарушают почти прямолинейный полет звезды. В движении звезды появляются отклонения, вызываемые тем, что сама звезда, как и ее планета, обращается вокруг общего центра масс планетной системы. Тщательно изучая движение звезды, можно вычислить массу ее невидимых спутников.

Шведский астроном А. Хольмберг был первым, кто в 1937 г. описанным динамическим методом попробовал обнаружить невидимые спутники ближайших звезд. Несколько позже такими исследованиями занялся пулковский астроном А. Н. Дейч, другие астрономы. Оказалось, что невидимые спутники звезд встречаются в окрестностях Солнца сравнительно часто. Правда, масса многих из них столь велика, что планетами они быть не могут. Скорее это звезды очень малой светимости, невидимые в телескоп. Но известны и другие случаи.

Голландский астроном Ван де Камп вокруг одной из ближайших звезд ("летящая" звезда Барнарда, расстояние до кбторой около 6 св. лет) обнаружил три невидимых спутника, массы которых в долях массы Юпитера равны 1,26; 0,63 и 0,89, а расстояния спутников до звезды соответственно составляют 4,5; 2,9 и 1,8 а. е. Это уже планетная система, возможно, включающая в себя более мелкие планеты. Есть и другие подобные примеры.

Динамический метод, увы, пригоден лишь для ближайших звезд - неправильности в движении более удаленных звезд пока неуловимы. Но там, в космических далях, планеты, возможно, обнаруживают себя иначе. Известно, что в Солнечной системе основной "запас движения" (момент количества движения) . приходится на долю планет (98%), а огромный солнечный шар вращается так медленно, что из общего "запаса движения" на него приходится всего 2%. Есть основание думать, что так было не всегда. Можно подсчитать, что если бы планеты упали на Солнце, отдав ему свой "запас движения", оно стало бы вращаться очень быстро.

В мире звезд мы наблюдаем странную картину: все физические свойства звезд главной последовательности от голубых гигантов до красных карликов меняются постепенно, а вот скорость осевого вращения изменяется скачками. Горячие звезды вращаются быстро, а звезды типа Солнца и более холодные отличаются весьма медленным вращением. Вероятно, это связано с образованием планет. Если это так, то число планетных систем в одной нашей Галактике измеряется миллиардами.

В 1970 г. американский астроном С. Доул провел обстоятельное исследование, какие из звезд могут обладать земноподобными планетами. Под последними Доул подразумевал планеты, на которых физические условия таковы, что люди могли бы жить без специальных защитных мер^*. Выводы его работы весьма впечатляющие.

^* (Доул С. Планеты для людей.- М. Наука, 1971.)

"В нашей Галактике существует, по-видимому, около 700 миллионов планет, пригодных для жизни человека. Среднее расстояние между ними составляет 24 св. года, а среди ближайших соседей Солнца (ближе 22 св. лет) из ста звезд 43 могли бы обладать условиями, вполне пригодными для жизни".

Тот же С. Доул с помощью ЭВМ вычислил, как могут образовываться планетные системы при сгущении первичной туманности. Расчеты показали, что в самых разных вариантах картина напоминает Солнечную систему: ближние и дальние планеты всех планетных систем невелики по размерам, а примерно на ²/₃ расстояния от звезды располагаются планеты-гиганты.

Таким образом, весьма вероятно, что Солнечная система - обычное, заурядное и даже типичное явление во Вселенной. Поэтому знакомство с нашей планетной системой в какой-то мере проливает свет и на свойства других планетных систем. Что же находится в ближайших окрестностях Солнца?

Солнечной системой называется система, состоящая из Солнца и обращающихся вокруг него небесных тел (рис. 63). В состав Солнечной системы кроме Солнца входят планеты и их спутники, астероиды, кометы, а также продукты их распада - метеориты, метеорные тела, межпланетная твердая космическая пыль и разреженные газы. Пространство, занимаемое Солнечной системой, пронизывается корпускулярным и электромагнитным излучением Солнца. Значительно менее интенсивно собственное электромагнитное (главным образом длинноволновое) излучение планет. Столь же повсеместны в Солнечной системе электромагнитные и гравитационные поля. Взаимодействием в основном гравитационных полей объясняется движение всех достаточно крупных тел Солнечной системы.

Рис. 63. Солнечная система

Солнце не только геометрический, но прежде всего динамический центр Солнечной системы. Масса Солнца в тысячу раз превосходит суммарную массу всех обращающихся вокруг него космических тел. Вокруг Солнца обращается девять больших планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Вместе с Солнцем они составляют основу Солнечной системы. Их орбиты (почти круговые) лежат приблизительно в одной плоскости.

Все планеты, кроме Венеры, вращаются вокруг своей оси, как и Земля, в прямом направлении, т. е. с запада на восток. Лишь Венере присуще обратное вращение - с востока на запад. Кроме того, следует заметить, что ось вращения Урана лежит почти в плоскости его орбиты,- особенность уникальная, по крайней мере в пределах Солнечной системы. Обращает на себя внимание тот факт, что ось вращения Солнца почти перпендикулярна к плоскости орбит большинства больших планет, что, по-видимому, связано с происхождением Солнечной системы.

По своим физическим свойствам большие планеты естественно делятся на две группы - планеты земного типа и планеты-гиганты. К первой из этих групп, кроме Земли, относятся Меркурий, Венера, Марс. Вторую группу образуют планеты-гиганты Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Плутон плохо изучен, и это не позволяет отнести его ни к первой, ни ко второй группе.

Наибольшее число спутников (обнаруженных к настоящему времени) у Сатурна (17) и Юпитера (16). Вместе с самими планетами их системы спутников напоминают в миниатюре Солнечную систему. Около полутора десятков спутников имеет Уран, по два спутника - Нептун и Марс, естественный спутник Луна обращается вокруг нашей планеты. У Плутона также есть один спутник. Наконец, у Меркурия, Венеры спутников нет или они пока не открыты.

Орбиты почти всех спутников мало отличаются от окружностей. Если у планеты есть несколько спутников, то плоскости их орбит, как правило, совпадают. Кроме того, большинство спутников обращается вокруг своей планеты в плоскости ее экватора и в прямом направлении, т. е. с запада на восток.

По физическим свойствам спутники планет можно разбить на две группы. К первой относятся крупные планетоподобные спутники с поперечником больше 3 000 км. В эту группу кроме Луны входят четыре самых крупных спутника Юпитера (Ио, Европа, Каллисто, Ганимед), спутник Сатурна Титан и спутник Нептуна Тритон. Вторую группу образуют все остальные спутники, среди которых наблюдается постепенный переход от спутника Сатурна Реи (диаметр 1 850 км) до крошечных спутников Марса - Фобоса и Деймоса. Последние представляют собой каменные глыбы неправильной формы, размером 22Х12 км (Фобос) и 12X8 км (Деймос). Их поверхность испещрена кратерами - следами от ударов метеоритов.

Из всех спутников планет пока лишь у Титана надежно обнаружена атмосфера. До последнего времени считалось, что она в основном состоит из метана, так как в 1944 г. в спектре Титана были найдены полосы этого газа (СH₄). Однако в 1980 г. с космического аппарата "Вояджер-1" обнаружено, что на 93% атмосфера Титана состоит из азота, а метан составляет незначительную примесь (1%) среди других газов.

В 1964 г. выяснилось, что инфракрасные спектры Ганимеда и Европы похожи на инфракрасный спектр полярных шапок Марса. Этот факт свидетельствует о наличии ледяного покрова на поверхностях этих спутников.

Луна. Среди спутников планет Луна по своим размерам занимает шестое место (после Титана, Ганимеда, Каллисто, Тритона и Ио). Ее радиус равен 1738 км, а масса в 81,3 раза меньше массы земного шара. Ускорение силы тяжести на поверхности Луны составляет всего 1,63 м/с² и соответственно параболическая скорость равна 2,38 км/с.

Все попытки обнаружить следы лунной атмосферы не увенчались успехом. Судя по точности примененных методов, атмосфера Луны, если она существует, в миллиарды раз по плотности уступает земной.

Невооруженный глаз различает на поверхности Луны светлые и темные области, называемые условно лунными материками и морями (рис. 64). Постоянство внешнего облика поверхности Луны свидетельствует о том, что наш спутник всегда обращен к Земле одним своим полушарием, т. е. период вращения Луны вокруг оси *равен периоду ее обоащения вокруг Земли (27 земных суток 8 ч).

Рис. 64. Поверхность Луны

Уже первые телескопические наблюдения Луны, начатые Галилеем в XVII в., выявили сложность лунного рельефа. В крупные современные телескопы на Луне различимы объекты поперечником не менее 1 км. При непосредственных исследованиях космонавтами, доставленными на Луну с помощью космических аппаратов, отдельные районы Луны ныне могут быть изучены столь же подробно, как земная поверхность.

Средняя плотность Луны невелика (около 3 300 кг/м³). Это означает, что Луна, в отличие от Земли, не имеет плотного центрального ядра.

Материки и моря - наиболее крупные детали лунной поверхности. Первые представляют собой горные области, вторые, наоборот, низменности, впадины, глубина которых достигает иногда нескольких километров (относительно среднего уровня лунной поверхности). Так как некоторые лунные горы (например, гора Лейбниц в районе южного полюса Луны) достигают высоты 9 км, перепад высот и глубин на Луне не уступает тому, который наблюдается на нашей планете.

Материки на Луне не имеют специальных наименований. Зато каждое из лунных морей получило наименование еще во времена Галилея. На рисунке 65 показаны главнейшие из лунных морей.

Рис. 65. Лунные моря и некоторые кратеры

Части морей, вдающиеся в материки, называются заливами (например, Залив Радуги в Море Дождей). Изолированные темные пятна небольших размеров называются озерами, а области, промежуточные по яркости между материками и морями,- болотами (например, Болото Снов, примыкающее к Морю Спокойствия).

Лунные горные хребты в большинстве случаев носят "земные" названия - Апеннины, Альпы, Карпаты, Кавказ, Алтай. В некоторых случаях эти горные цепи окаймляют лунные моря (например, Апеннины и Альпы на границе Моря Дождей). Большинство лунных хребтов тянутся в длину на сотни километров при средней высоте около 3 км. Как правило, склоны лунных гор имеют в среднем наклон, не превышающий 15°, хотя в отдельных случаях он может быть в несколько раз больше.

Самые распространенные формы лунного рельефа - многочисленные кольцевые горы, названные лунными кратерами. Многие из них носят имена крупных ученых (например, кратеры Птолемей, Коперник, Циолковский).

В тех случаях, когда крупный кратер имеет темное дно, это образование называется кратерным морем (например, Море Кризисов). Многие из лунных кратеров огромны. Так, внутри лунного кратера Шик-кард поперечником в 200 км свободно разместился бы почти весь Крым.

От некоторых лунных кратеров (например, кратеров Тихо и Коперник) радиально расходятся системы светлых лучей, тянущихся иногда на сотни и даже тысячи километров (рис. 66). Исследования при помощи космических аппаратов показали, что в ряде случаев светлые лучи представляют собой скопление мелких кратеров, образовавшихся при выбросе вещества из центрального крупного кратера.

Рис. 66. Кратер Тихо и его система светлых лучей

В некоторых местах лунной поверхности наблюдаются почти прямолинейные углубления в горном массиве, называемые долинами. Наиболее заметна Альпийская долина, на протяжении 150 км пересекающая лунные Альпы. Образованиями, сходными с долинами, являются лунные борозды, или трещины, которых известно более четырехсот. Самые большие из них имеют длину 300 км и ширину до 5 км. Трещины более извилисты, чем долины, и глубина их в среднем достигает нескольких сот метров.

Есть на Луне и типичные сбросовые образования, например знаменитая Прямая стена длиной около 100 км. Высота Прямой стены равна 200 м, а крутизна склона не превышает 44°.

На поверхности крупных морей (например, Моря Дождей) наблюдаются извилистые сглаженные низкие валы, тянущиеся на многие десятки километров, их высота не превосходит нескольких сот метров при ширине порядка 15-20 км.

Обратная сторона Луны в основном имеет материковый характер. Ее рельеф похож на окрестности южного полюса Луны, видимые с Земли. Здесь, на обратной стороне Луны, есть лишь два небольших моря - Море Москвы (кратерное море) и Море Мечты. Низменности на обратной стороне Луны, как правило, светлые, а не темные. Выявлены десятки тысяч кратеров, из которых несколько десятков имеют поперечник свыше 100 км. Как и на видимой стороне Луны, здесь встречаются кратеры с центральными горками и системами лучей. Характерны цепочки кратеров диаметром 10-30 км. Некоторые из этих цепочек имеют протяженность до 700 км.

Происхождение некоторых форм лунного рельефа пока не ясно. Однако в общих чертах процесс формирования лунной поверхности выявлен достаточно уверенно.

Лишенная атмосферы Луна на протяжении миллиардов лет подвергалась непрерывной метеоритной бомбардировке. При скорости подлета 5 км/с метеорит, ударившийся о лунную поверхность, взрывается, выделяя столько же энергии, как равное ему по массе количество тротила. При большей скорости взрывные эффекты возрастают в сотни и тысячи раз. Есть основания думать, что в далеком рошлом метеоритная бомбардировка Луны была более интенсивной. Таким образом, многие лунные кратеры имеют метеоритное происхождение.

Чем мельче метеориты, тем они многочисленнее и тем в большем количестве они сталкиваются с Луной. Микрометеориты массой в доли грамма и миллиграмма бомбардируют ее практически непрерывно. За миллиарды лет на Луне сформировался тонкий, пористый (пемзообразный) малотеплопроводный поверхностный слой из вещества Луны и микрометеоритов. Кстати сказать, процессам спекания благоприятствует вакуум, в котором силы молекулярного сцепления проявляются гораздо сильнее, чем в воздухе.

Кроме того, лунная поверхность подвергается непрерывному воздействию со стороны ультрафиолетового излучения Солнца и солнечных корпускул. Наряду с метеоритной эрозией эти физические факторы, несомненно, участвуют в формировании самого поверхностного слоя Луны.

Было бы, однако, ошибкой полагать, что лунный рельеф сформировался под влиянием одних только внешних факторов. На Луне повсюду наблюдаются и следы действия мощных внутренних сил. Даже внешне гладкие лунные моря напоминают обширные лавовые поля. Морщинистая поверхность валов заставляет думать, что эти образования представляют собой застывшие края лавовых потоков. Некоторые лунные кратеры (например, кратер Варгентин) превратились в столовые горы, по-видимому, потому, что их внутренность была залита "до краев" застывшей затем лавой. В некоторых местах лунной поверхности видно, как лава обтекала различные препятствия на своем пути.

Не менее чем в сорока Случаях центральные горки лунных кратеров имеют "жерла". Можно ли считать центральные горки лунными вулканами - бывшими или ныне действующими? Еще Вильям Гершель (XVIII в.), а за ним и другие астрономы сообщали о наблюдениях действующих вулканов на Луне. Долгое время к такого рода сообщениям относились скептически. Но в 1958 г. пулковский астроном Н. А. Козырев сфотографировал спектр углекислого газа, извергавшегося из центральной горки кратера Альфонс. Год спустя он снова наблюдал извержение газов из того же кратера, а несколько позже заметил выделение молекулярного водорода из центральной горки лунного кратера Аристарх. В 1963 г. американские астрономы зафиксировали три лунных извержения. Таким образом, возможно, что вулканическая деятельность на Луне полностью еще не угасла.

Анализ лунных пород показал, что по набору химических элементов лунные образцы не отличаются от земных изверженных вулканических пород и метеоритов. Есть, однако, и существенные различия - лунные породы обогащены титаном, цирконием и обеднены щелочными летучими элементами. По своему минералогическому характеру лунные породы относятся к группе базальтов.

Оказалось, что поверхностный слой Луны состоит из рыхлой мелкозернистой слабосвязанной породы коричневато-серого цвета. Плотность этой породы с глубиной возрастает (под ногами космонавтов она проседала на глубину 5-10 см). По лабораторным данным плотность лунного кристаллического вещества составляет в среднем 3 100 кг/м³ (для Земли 2 700 кг/м³) Некоторые лунные породы обладают небольшим остаточным магнетизмом.

Многое в природе Луны остается пока неясным - ведь ее непосредственное изучение только началось.

Рассмотрим теперь физическую природу планет.

Меркурий - ближайшая к Солнцу планета. Ее среднее расстояние от Солнца равно 58 млн. км, а период обращения вокруг Солнца составляет 88 сут. Меркурий немного больше Луны - его радиус равен 2 439 км.

Средняя плотность Меркурия (5 600 кг/м³) близка к средней плотности Земли. Ускорение силы тяжести на поверхности Меркурия 3,7 м/с², а параболическая скорость 4,3 км/с. Близость к Солнцу и малые угловые размеры диска Меркурия затрудняют его изучение.

Долгое время считалось, что Меркурий всегда обращен к Солнцу одной стороной, т. е. что его осевое вращение синхронно обращению вокруг Солнца. Однако радиолокационные наблюдения Меркурия показали, что эта планета вращается вокруг оси в прямом направлении с периодом около 58 сут, что составляет точно ²/₃ периода обращения планеты вокруг Солнца.

Так как орбита Меркурия заметно вытянута, температура на его поверхности в подсолнечной точке^* от афелия до перигелия меняется в значительных пределах. Наивысшая температура в подсолнечной точке равна 430°С. В ночном полушарии Меркурия температура опускается до - 170°С.

^* (Подсолнечной точкой называется такая точка поверхности планеты, для которой Солнце в данный момент находится в зените. )

Исследование Меркурия с пролетавших вблизи него космических аппаратов показало, что рельеф изученных 40% его поверхности очень схож с лунным (рис. 67). Однако на Меркурии есть лишь одно море -темная низменность, получившая наименование Моря Зноя. Кроме того, выделяются эскарпы - крупные обрывы глубиной 2-3 км и протяженностью в сотни километров, не встречающиеся на Луне. Высота гор на Меркурии не превышает 4 км. Как и на Луне, рельеф Меркурия возник под воздействием двух факторов - метеоритной бомбардировки и вулканических сил.

Рис. 67. Поверхность Меркурия

Венера - ближайшая к Земле планета. Иногда расстояние Венера - Земля сокращается почти до 40 млн. км. Радиус Венеры равен 6 050 км, а ее масса лишь на 18% меньше массы Земли. Еще в 1761 г. М. В. Ломоносов, наблюдая прохождение Венеры по диску Солнца, открыл существование плотной атмосферы вокруг этой планеты. Позднейшие астрономические наблюдения показали, что атмосфера Венеры обладает сплошным облачным покровом, сквозь который невозможно различить какие-либо детали ее поверхности.

Венера завершает оборот вокруг Солнца за 225 сут, Что касается периода осевого вращения Венеры, то долгое время этот вопрос оставался предметом многочисленных дискуссий. Лишь в 1957 г. с помощью радиолокационных методов проблема была решена.

Оказалось, что, в отличие от всех остальных больших планет, Венера вращается в обратную сторону (с востока на запад) с периодом около 243 сут. Таким образом, за один оборот вокруг Солнца на Венере наблюдаются два восхода и два захода Солнца, т. е. продолжительность солнечных суток на Венере близка к 117 земным суткам.

Еще в 1932 г. в спектре Венеры были обнаружены интенсивные линии углекислого газа. Позднее методом спектроскопии в атмосфере Венеры был найден угарный газ СО, а также пары плавиковой и соляной кислот (HF и НСl), правда, в ничтожно малых по сравнению с СO₂ количествах. Все эти газы на Земле выделяются в процессе вулканических извержений. Не исключено, что на Венере они имеют аналогичное происхождение.

Спектроскопические наблюдения Венеры позволили обнаружить в ее атмосфере незначительные примеси водяных паров и молекулярного кислорода. По массе их примерно в 10000 раз меньше, чем углекислого газа.

Долгое время в астрономии господствовало мнение, что Венера по своей природе весьма сходна с Землей (небесный двойник Земли). Изучение Венеры при помощи главным образом советских автоматических межпланетных станций (АМС) "Венера" развеяло эти иллюзии.

Прежде всего, оказалось, что атмосфера Венеры на 97% состоит из углекислого газа. Она содержит не более 2% азота, 0,1% кислорода, 0,1% аммиака и в среднем около 0,05% воды. Нижняя граница облачного слоя, толщина которого оценивается приблизительно в 10-12 км, находится примерно в 60-70 км от твердой поверхности Венеры. Верхний ярус облаков Венеры состоит скорее всего из капелек 80%-ной серной кислоты с примесью хлорных соединений. Общее количество воды в облаках Венеры ни в какое сравнение не может идти с количеством воды в гидросфере Земли.

Обилие углекислоты и густой облачный покров в атмосфере Венеры порождают мощный "парниковый эффект". Сущность парникового эффекта заключается в том, что атмосфера планеты относительно прозрачна для видимого излучения, но непрозрачна для инфракрасного (теплового) излучения, выходящего с поверхности планеты. Возможно, что высокая температура на поверхности Венеры вызвана не только парниковым эффектом, но отчасти и механическим перемешиванием атмосферных газов.

По данным "Венеры-7", достигшей планеты в конце 1970 г., температура на поверхности Венеры порядка 500 °С, а атмосферное давление примерно в 100 раз больше нормального атмосферного давления на Земле.

По данным, полученным советской АМС "Венера-8", опустившейся на дневную часть поверхности планеты в июле 1972 г., температура в месте посадки составляет 470± ±8'°С, а давление 9*10⁶±1,5Х10⁵ Па. Фотометр спускаемого аппарата зарегистрировал на поверхности Венеры заметную, хотя и слабую освещенность. По последним данным эта освещенность достаточно высока, примерно такая, как на Земле днем в особо пасмурную погоду. Гамма-спектрометр регистрировал γ-излучение поверхностных пород в месте посадки. Оказалось, что по содержанию радиоактивных элементов они напоминают земные гранитные породы.

Спускаемый аппарат АМС "Венера-8" зарегистрировал существование в атмосфере Венеры широтных ветров, направленных в сторону вращения планеты. На высотах более 45 км скорости этих ветров превосходят 50 м/с.

В атмосфере Венеры замечена интенсивная циркуляция облачных масс с периодом около четырех суток в сторону, обратную направлению вращения Венеры. Причина этого явления пока не выяснена. Радиоисследования Венеры с Земли и из космоса показали, что под ее облачным покровом скрыт сложный рельеф с обилием гор, долин, эскарпов и кратеров. Некоторые из венерианских кратеров достигают в поперечнике 2 600 км при глубине всего 700 м. На Венере несомненно есть и действующие вулканы. В целом же ее рельеф (рис. 68) несколько сглажен по сравнению с рельефом Луны или Земли, хотя отдельные горы по высоте превышают 10 км (горы Максвелла).

Рис. 68. Панорама поверхности Венеры, переданная спускаемым аппаратом 'Венера-14'

Когда с Земли в телескоп Венера видна узким серпом, иногда удается различить свечение и неосвещенной части планеты - ее "пепельный свет". Судя по всему, это свечение по природе аналогично полярным сияниям в атмосфере Земли, хотя Венера, в отличие от Земли, не обладает собственным магнитным полем.

Марс - наиболее изученная планета Солнечной системы. В периоды великих противостояний, регулярно повторяющихся каждые 15-17 лет, Марс подходит к Земле на расстояние 56 млн. км, что лишь на 15 млн. км превосходит кратчайшее расстояние между Венерой и Землей.

По диаметру Марс вдвое меньше Земли (его радиус равен 3 394 км) и в 9 раз уступает ей по массе. Ускорение силы тяжести на поверхности Марса 3,76 м/с², а параболическая скорость 5,0 км/с. Год на Марсе длится 687 земных суток, а сутки на Марсе почти равны земным - 24 ч 37 мин 23 с. Ось вращения Марса наклонена к плоскости его орбиты под углом, близким к 65°, и поэтому на Марсе происходит такая же смена времен года, как и на Земле.

Марс окружен атмосферой, в которой изредка наблюдаются облака двух типов - желтые, по-видимому, состоящие из пыли, и белые, скорее всего напоминающие земные скопления мелких ледяных кристалликов. Во время пылевых бурь желтые облака иногда почти полностью заслоняют диск Марса, на котором детали поверхности в эту пору неразличимы. Белые облака, как правило, наблюдаются на поверхности Марса в утренние часы.

Еще в 1947 г. в спектре планеты были найдены заметные полосы поглощения ССЬ. Позже, в 1963 г., в атмосфере Марса обнаружили также незначительную примесь водяных паров. Изучение Марса при помощи космических аппаратов привело к выводу, что его атмосфера содержит 95% углекислого газа, 2-3% азота, 1-2% аргона, 0,1-0,4% кислорода и небольшое количество водяных паров. Если бы можно было сконденсировать все водяные пары атмосферы Марса, то они покрыли бы поверхность планеты тонкой водяной пленкой толщиной 3-5 мкм.

Атмосфера Марса весьма разрежена - давление у поверхности планеты составляет всего 400-800 Па. В атмосфере Земли такое давление наблюдается на высоте около 35 км.

Атмосфера смягчает температурные контрасты на планете. Ночная температура на Марсе близка к -100 °С. Летом в полдень она может подниматься до + 25°С и даже иногда несколько выше. Однако средняя температура на поверхности Марса значительно ниже земной (-60°С).

Долгое время господствовало убеждение, что поверхность Марса почти идеально ровная. Однако исследования, выполненные при помощи космических аппаратов, и радиолокационное зондирование доказали ошибочность этих представлений. Марс оказался весьма гористой планетой, не уступающей в этом отношении Луне. На Марсе обнаружен исполинский вулкан, названный Олимпом. Его высота достигает 27 км, а диаметр у основания свыше 500 км (рис. 69).

Рис. 69. Вулкан Олимп - самый большой в Солнечной системе

Основной рельеф Марса - многочисленные кратеры, по размерам, форме и деталям строения очень похожие на лунные (рис. 70). Поперечники марсианских кратеров весьма различны - от 100 м до 200 км. Однако марсианские кратеры, в отличие от лунных, имеют более пологие склоны (наклон 5-10°) и более гладкое дно. Пока не замечено и кратеров с системами светлых лучей, типичных для Луны. Лишь небольшое число марсианских кратеров обладает центральными горками. Скорее всего все эти различия объясняются действием эрозии, более интенсивной на Марсе, чем на Луне,- ведь на Марсе есть ветры и пылевые бури.

Горные кряжи и системы, возвышенности также присутствуют на Марсе. Возможно, что некоторые из них представляют собой полуразрушенные остатки валов очень крупных кратеров. Кстати сказать, у многих марсианских кратеров дно заметно темнее окружающей поверхности. Валы, окаймляющие кратеры, как правило, невысоки - до 200-300 м.

Замечены на Марсе и бороздки, аналогичные лунным. При ширине 3-5 км в длину они простираются на 200-300 км. Возможно, что это следы тектонических разломов в марсианской коре. Есть на Марсе сравнительно ровные районы. Такова, например, огромная, почти круглая пустыня поперечником 1700 км, расположенная в южном полушарии Марса. Внутри ограничивающего пустыню двойного вала нет ни одного кратера. Возможно, что это место удара о поверхность Марса небольшого астероидного тела, и пустыня представляет собой исполинский кратер. По другой гипотезе - кратеры в пустыне засыпаны ветровыми наносами и отложениями.

Процессы эрозии играют на Марсе, по-видимому, важную роль. Об этом свидетельствует относительно малое число мелких кратеров, легче подверженных эрозии, чем крупные. На снимках, полученных в 1971 г. станцией "Маринер-9", видны образования, напоминающие земные овраги и русла высохших рек.

При астрономических наблюдениях Марса прежде всего обращают на себя внимание его полярные шапки. Эти белые пятна, покрывающие околополярные районы Марса, подвержены сезонным изменениям. В середине зимы ежи достигают максимальных размеров. Летом северная полярная шапка исчезает полностью, а от южной остается лишь небольшой остаток. В основном белое вещество полярных шапок Марса - смесь снега и льда.

Еще в XVII в. на поверхности Марса были замечены устойчивые темные образования, названные морями. Остальные оранжево-красноватые области, занимающие ²/₃ поверхности Марса, получили наименование материков. Марсианские моря неоднородны. Различные их части имеют разную интенсивность окраски, и при высокой разрешающей способности телескопа в морях Марса наблюдается большое число разнообразных деталей. Хотя очертания марсианских морей в целом неизменны, они, как и полярные шапки, подвержены сезонным изменениям. Зимой марсианские моря блекнут и становятся плохо различимыми на фоне марсианских пустынь. С наступлением весны в данном полушарии Марса полярная шапка начинает уменьшаться в размерах. Вокруг нее появляется темная кайма, напоминающая почву, покрытую талой водой. Однако при марсианских давлениях и температуре вода в жидкой фазе на Марсе существовать не может. Полярные шапки весной не тают, а возгоняются в атмосферу, минуя жидкое состояние. Поэтому природа каймы пока не ясна.

От каймы к экватору постепенно распространяется волна потемнения, захватывающая одно море за другим. Фронт этой волны, растянутый по параллелям, перемещается к экватору со скоростью 35 км в сутки. Достигнув экватора, волна потемнения движется дальше и доходит до умеренных широт противоположного полушария. Но в это время начинает таять другая полярная шапка Марса, и описанный процесс совершается в противоположном направлении. Возможно, что все эти сезонные изменения связаны с распространением в атмосфере Марса влажных весенних ветров.

Анализ марсианского грунта показал, что в основном он состоит из кремния (20%) и железа (14%) с примесью кальция, магния, серы и других химических элементов.

Знаменитые марсианские "каналы" оказались или иллюзиями зрения, или линиями тектонических разломов в марсианской коре. На Марсе обнаружен гигантский разлом длиной 4 000 км при ширине 120 км и глубине 6 км. Несомненно, что все "каналы" Марса имеют естественное происхождение.

Юпитер возглавляет группу планет-гигантов. Это самая большая планета Солнечной системы. Диаметр Юпитера больше диаметра Земли в 11 раз, а масса - в 318 раз, т.е. масса Юпитера почти в тысячу раз меньше массы Солнца. Средняя плотность Юпитера невелика (1300 кг/м³), а вторая космическая скорость для этой планеты составляет 60,4 км/с. Эта скорость столь огромна, что рассеяние даже легких газов в поле тяготения Юпитера практически не происходит. Сутки на Юпитере продолжаются примерно 10 земных часов, а ось его вращения почти перпендикулярна к плотности орбиты планеты. По этой причине при обращении вокруг Солнца (около 12 лет) никакой смены времен года на Юпитере не происходит. Из-за быстрого осевого вращения Юпитер заметно сжат - его полярный радиус на ¹/₁₆ меньше экваториального, и эта особенность хорошо заметна даже в небольшие телескопы.

Юпитер обладает мощной атмосферой, в которой постоянно наблюдаются облачные образования в виде сероватых полос, тянущихся параллельно экватору планеты (рис. 71). Наибольшей интенсивностью обладают ближайшие к экватору тропические полосы. Умеренные полосы выражены менее четко, а околополярные зоны отмечены равномерной сероватой окраской. Полосы имеют сложное строение. В них наблюдаются пятна и другие неоднородности, они соединяются иногда друг с другом перемычками, а края полос испещрены мелкими деталями, углублениями и выступами. Вся эта картина меняется не только ото дня ко дню, но и от часа к часу. Во внешнем облачном покрове Юпитера наблюдается зональное вращение - с удалением от экватора периоды вращения отдельных деталей увеличиваются.

Рис. 71. Юпитер

Казалось бы, в этом вечно меняющемся океане облаков не может быть ничего постоянного. Однако еще в XVII в. в тропической зоне южного полушария Юпитера было обнаружено загадочное образование, получившее наименование Большого Красного Пятна. С тех пор размеры и форма этого эллиптического красноватого пятна заметно не менялись (его длина равна 35 000 км, ширина 14 000 км), зато его интенсивность и окраска изменяются в значительных пределах. В 1870 г. Большое Красное Пятно стало особенно ярким. Начиная с 1882 г. его интенсивность начала постепенно уменьшаться, и в настоящее время Большое Красное Пятно поблекло настолько, что его трудно различить даже при помощи хороших инструментов, хотя наибольший поперечник этого загадочного образования в четыре раза превышает поперечник Земли.

Наблюдатели свидетельствуют о том, что Большое Красное Пятно оказывает какое-то "отталкивающее" действие на другие образования в атмосфере Юпитера. Например, облака, составляющие южную умеренную и южную экваториальную полосу в атмосфере Юпитера, перемещаются с несколько иной скоростью, чем Большое Красное Пятно. Соприкоснувшись с ним, облачные потоки всегда огибают его с севера или с юга, но никогда не проходят прямо над пятном. Обойдя таким образом пятно, оба потока затем снова сближаются подобно струям воды, обтекающим огромный камень. Замечено, что чем ярче окраска Большого Красного Пятна, тем больше его отталкивающее воздействие. При уменьшении яркости пятна оно начинает затягиваться какой-то белесоватой пеленой, которая ныне почти полностью скрыла от нас этот таинственный объект.

Природа Большого Красного Пятна вполне пока не ясна. Скорее всего это устойчивый вихрь в атмосфере планеты, причем период его вращения близок к 6 сут. Есть в атмосфере Юпитера и другие пятна - меньших масштабов и интенсивности. На Юпитере часто возникают полярные сияния и молнии, что оправдывает присвоение этой планете имя бога-громовержца.

По современным данным, атмосфера Юпитера в основном состоит из молекулярного водорода Н2 (70%) и гелия Не (22%) с небольшой примесью метана и аммиака. В верхних слоях атмосферы температура по радиометрическим измерениям получилась равной - 143 °С. Так как температура замерзания аммиака -77°С, то, по всей вероятности, облака Юпитера состоят в основном из ледяных кристаллов аммиака, хотя некоторая доля аммиака всегда находится в газообразном состоянии.

Облачные полосы на Юпитере имеют различную окраску, оттенки и интенсивность. Вероятно, все эти различия объясняются примесями натрия или других "окрашивающих" веществ.

В 1955 г. было обнаружено радиоизлучение Юпитера ( в метровом диапазоне волн). Позже удалось установить, что кроме теплового радиоизлучения, обусловленного "нагретостью" Юпитера, эта планета интенсивно излучает радиоволны, происхождение которых пока не ясно. Возможно, что отчасти это "нетепловое" радиоизлучение порождается мощными грозовыми разрядами в атмосфере планеты. Другую долю составляют радиоволны, порожденные плазменными колебаниями в ионосфере Юпитера и релятивистскими электронами, захваченными его исполинской магнитосферой.

Юпитер окружен мощными радиационными поясами. Частицы, их составляющие, как и в радиационных поясах Земли, имеют солнечное происхождение - это корпускулы (в основном электроны и протоны), выброшенные Солнцем и захваченные Юпитером.

Вопрос о внутреннем строении Юпитера пока еще не решен однозначно.

Наилучшее объяснение известным о планетах-гигантах фактам дают водородно-гелиевые модели, по которым глубина газообразной атмосферы Юпитера и других планет-гигантов находится в пределах от 1 до 20% радиуса планеты. Скорее всего, твердое тело этих планет состоит из затвердевших водорода и гелия. Нижняя, прилегающая к твердому телу часть атмосферы имеет значительную плотность (100-200 кг/м3) и по своим механическим свойствам более похожа на жидкость, чем на газ. В центре Юпитера температура достигает 3 000 К, а давление 7 АО12 Па. Поперечник его ядра вряд ли превышает 9 000 км.

Если бы масса Юпитера была всего в пять раз больше, температура в его центре составляла бы многие миллионы Кельвинов. Неизбежно начавшиеся в этом случае ядерные реакции превратили бы Юпитер в звезду.

У Юпитера обнаружено 16 спутников и разреженное кольцо из камней и пыли. Его толщина близка к 1 км, а внутренний и внешний радиусы кольца равны соответственно 113 000 и 123 000 км.

Сатурн (рис. 72) примерно вдвое дальше от Солнца, чем Юпитер. Продолжительность обращения Сатурна по орбите вокруг Солнца составляет 29,5 года. По диаметру Сатурн в 9,5 раза больше Земли, по массе в 95,1 раза. Как и Юпитер, Сатурн быстро вращается вокруг оси, завершая оборот за 10 ч 14 мин. Сплюснутость Сатурна (¹/₁₀) еще больше, чем у Юпитера, а средняя плотность меньше плотности воды (680 кг/м³).

Рис. 72. Сатурн и его кольца

В атмосфере Сатурна обнаружены Н₂, Не и СН₄. Следов аммиака в его спектре пока не замечено, возможно, это связано с очень низкой температурой верхних слоев атмосферы планеты ( - 183 °С). На диске Сатурна иногда различимы слабые полосы и пятна, подобные тем, которые видны в атмосфере Юпитера. Однако эти изменчивые атмосферные образования видны плохо.

В сантиметровом радиодиапазоне наблюдается спокойное радиоизлучение Сатурна. Никаких радиовсплесков, характерных для Юпитера, в данном случае не обнаружено. Особенность Сатурна - его знаменитое кольцо, или, точнее, кольца, лежащие в плоскости экватора планеты: внешнее кольцо (с радиусами 139 000-120 000 км), отделенное от внутреннего, наиболее яркого кольца (с радиусами 117 000- 89 000 км), так называемой щелью Кассини, и полупрозрачное креповое кольцо (с радиусами 89 000 - 79 000 км). Так как внутренняя граница крепового кольца^ резко не очерчена, возможно, оно доходит даже до самых внешних слоев атмосферы Сатурна. Толщина колец незначительна, по последним данным она не превышает 2-3 км. Кольца Сатурна состоят из множества мелких тел, точнее, глыб поперечником порядка 1 м. Часть этих глыб покрыта льдом или инеем, что подтверждается спектроскопическими наблюдениями. Каждая из глыб самостоятельно обращается вокруг Сатурна как его микроспутник, и хотя между этими глыбами возможны столкновения, в целом система колец Сатурна представляет собой устойчивое образование.

В 1979 г. с космических аппаратов "Вояджер" и "Пионер" обнаружены новые кольца Сатурна и подробности их строения. Открытые к настоящему времени 17 спутников Сатурна образуют самую крупную систему спутников из известных.

Уран и Нептун. Эти планеты значительно меньше Юпитера и Сатурна. Их диаметры почти одинаковы, около 50 000 км. Масса Урана в 14,5 раза, а масса Нептуна в 17 раз превосходит массу Земли. Сутки на Уране продолжаются около 15 ч 36 мин, на Нептуне - 18 ч 29 мин. В спектрах Урана и Нептуна найдены Н₂ и СН₄. Иногда на диске Урана удается различить слабые следы полос, напоминающих полосы Юпитера. На Нептуне каких-либо деталей поверхности рассмотреть не удается. Есть основания полагать, что внутреннее строение всех планет-гигантов однотипно. Что касается Урана и Нептуна, то примесь тяжелых элементов в этих планетах должна быть значительной. У Урана при помощи космических аппаратов обнаружено 14 спутников, у Нептуна - два. Кроме того, у Урана открыто 9 очень разреженных и темных колец, состоящих в основном из силикатных частиц.

Плутон. Наши сведения о Плутоне пока весьма скудны. Эта планета, обращающаяся вокруг Солнца на расстоянии 39 а. е., с Земли даже в мощные телескопы трудно-наблюдаема. Обращается Плутон вокруг Солнца по орбите с большим эксцентриситетом (0,253) и поэтому иногда оказывается к Солнцу ближе, чем Нептун. Его орбита наклонена под углом 17° к орбитам остальных планет.

Размеры Плутона постоянно уточняются. По последним данным его диаметр порядка 3 400 км, и потому Плутон - наименьшая из больших планет. Нет пока и надежных определений массы Плутона, но предполагают, что она в несколько сотен раз меньше массы Земли. По периодическим колебаниям яркости Плутона можно сделать вывод, что он вращается вокруг оси с периодом 6,4 земных суток. Единственный спутник Плутона, названный Хароном, обращается вокруг планеты с тем же периодом и уступает ей по диаметру в три раза. Расстояние Харона от Плутона относительно невелико (20 000 км), и потому Плутон и Харон могут считаться "двойной планетой".

В состав Солнечной системы входят тысячи ' малых планет - астероидов, из которых зарегистрировано более 3 000. Наибольший из астероидов - Церера имеет поперечник около 1 000 км. Основная их доля обращается вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера (рис. 73). Спутниками Солнца являются также многочисленные кометы, главная часть которых (ядро) по существу представляет собой куски грязного рыхлого льда поперечником не более нескольких километров. Все пространство Солнечно/! системы заполнено частицами сол печного ветра, нейтрино, излучением и скоплением мельчайших пылинок- продуктов распада планет и комет.

Рис. 73. Пояс малых планет