Солнечная система: состав и особенности

2.2.Планеты земной группы 

          Планеты земной группы – Меркурий, Венера, Земля и Марс отличаются от планет-гигантов меньшими размерами, меньшей массой. Они движутся внутри пояса малых планет. В пределах одной группы планеты близки по таким физическим характеристикам, как плотность, размеры химический состав, но одна группа резко отличается при этом от другой. Каждая планета имеет свои неповторимые особенности.  
         Меркурий – самая близкая к Солнцу планета Солнечной системы. Расположена на расстоянии 58 млн. км от Солнца. Полный оборот на небе завершает за 88 сут. Из-за близости к Солнцу и малых видимых размеров Меркурий долго оставался малоизученной планетой. Только в 1965г. Благодаря применению радиолокации был измерен период вращения Меркурия вокруг своей оси, оказавшийся равным 58, 65 сут. , т. Е. 2/3 его обращения вокруг Солнца. Такое вращение является динамически устойчивым. Солнечные сутки на Меркурии продолжаются 176 дней. Ось вращения Меркурия почти перпендикулярна плоскости его орбиты. Как подсказали радионаблюдения температура на поверхности Меркурия в пункте, где Солнце находится в зените достигает 620 К. Температура ночного полушария около 110 К. С помощью радионаблюдений удалось определить тепловые свойства наружного покроя планеты, которые оказались близкими к свойствам тонкораздробленных породи лунного реголита. Причиной такого состояния пород, по всей видимости, являются непрерывные удары метеоритов, почти не ослабляемые разряжённой атмосферой Меркурия. Фотографирование поверхности Меркурия американским космическим аппаратом «Маринер-10» в 1974-1975 гг. показало, что по виду планета напоминает Луну. Поверхность усеяна кратерами разных размеров, причём их распределение по величине диаметра аналогично распределению кратеров Луны. Это говорит о том, что они образовались в результате интенсивной метеоритной бомбардировки миллиарды лет назад на первых этапах эволюции планеты. Встречаются кратеры со светлыми лучами, с центральными горками и без них, с тёмным и светлым дном, с резкими очертаниями валов (молодые) и полуразрушенные (древние). Обнаружены долины, напоминающие известную Долину Альп не Луне, гладкие круглые равнины, получившие название бассейнов. Наибольший из них – Калорис – имеет диаметр 1300 км. Наличие тёмного вещества в бассейнах и заполненных лавой кратерах свидетельствует о том, что в начальный период своего существования планета испытала сильное разогревание, за которым последовала одна или несколько эпох интенсивного вулканизма. Атмосфера Меркурия очень сильно разряжена по сравнению с земной атмосферой. По данным, полученным с «Маринера -10», её плотность не превосходит плотности земной атмосферы на высоте 620 км. В составе атмосферы обнаружено небольшое количество водорода, гелия и кислорода, присутствуют и некоторые инертные газы, например, аргон и неон. Такие газы могли выделится в результате распада радиоактивных веществ, входящих в состав грунта планеты. Обнаружено слабое магнитное поле, напряженность которого меньше, чем у Земли, и больше, чем у Марса. Межпланетное магнитное поле, взаимодействуя с ядром Меркурия, может создавать в нём электрические токи. Эти токи, а также перемещения зарядов в ионосфере, которая у Меркурия слабее по сравнению с земной, могут поддерживать магнитное поле планеты. Взаимодействуя с солнечным ветром (см. Излучения Солнца), оно создаёт магнитосферу. Средняя плотность Меркурия значительно выше лунной и почти равна средней плотности Земли. Высказывается гипотеза о том, что Меркурий имеет мощную селикатную оболочку (500 – 600 км. ), а оставшиеся 50% объема занимает железистое ядро. Жизнь на Меркурии из-за очень высокой дневной температуры и отсутствия жидкой воды не может существовать. Спутников Меркурий не имеет.  
            Венера – вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца – 108 млн. км. Период обращения вокруг него – 225 сут. Во время нижних соединений может приближаться к Земле до 40 млн. км, т. Е. ближе любой другой большой планеты Солнечной системы. Синодический период (от одного нижнего соединения до другого) равен 584 сут. Венера – самое яркое светило на небе после Солнца и Луны. Известна людям с глубокой древности. Диаметр Венеры – 12 100 км. (95% диаметра Земли), масса – 81, 5% массы Земли или 1:408 400 массы Солнца, средняя плотность 5, 2 г/см3, ускорение силы тяжести на поверхности – 8, 6 м/с2 (90% земного). Период вращения Венеры долго не удавалось установить из-за плотной атмосферы и облачного слоя, окутывающих эту планету. Только с помощью радиолокации установили, что он равен 243, 2 сут. , причём Венера вращается в обратную сторону по сравнению с Землёй и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к плоскости её орбиты равен почти 900. Существование атмосферы Венеры было обнаружено в 1761 г. М. В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения её по диску Солнца. В XX веке с помощью спектральных исследований в атмосфере Венеры найден углекислый газ, который оказался основным газом её атмосферы. По данным советских межпланетных станций серии «Венера», не долю углекислого газа приходится 97% всего состава атмосферы Венеры. В неё входят так же около 2% азота и инертных газов, не более 0, 1% кислорода и небольшие количества окиси углерода, хромоводорода и фтороводорода. Кроме того, в её атмосфере содержится около 0, 1% водяного пара. Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект, приводящий к сильному разогреванию планеты. Причина этого состоит в том, что оба газа интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемые нагретой поверхностью Венеры. Температура её достигает около 5000 С. Облачный слой Венеры, скрывающий от нас её поверхность, как установлено станциями серии «Венера», расположен на высоте 49-68 км. Над поверхностью, по плотности напоминает легкий туман. Но большая протяжённость облачного слоя делает его совершенно непрозрачным для земного наблюдателя. Предполагается, что облака состоят из капель водородного раствора серной кислоты. Освещённость на поверхности в дневное время подобна земной в пасмурный день. Из космоса облака Венеры выглядят как система полос, располагающихся обычно параллельно экватору планеты, однако порой они образуют детали, которые были замечены ещё с Земли, что и позволило установить примерно 4-х суточный период вращения облачного слоя. Это четырехсуточное вращение было подтверждено космическими аппаратами и объясняется наличием на уровне облаков постоянных ветров, дующих в сторону вращения планеты со скоростью около 100 м/с. Атмосферное давление у поверхности Венеры составляет около 9Мпа, а плотность в 35 раз превышает плотность земной атмосферы. Количество углекислого газа в атмосфере Венеры в 400 тыс. раз больше, чем в земной атмосфере. Причиной этого, вероятно, является интенсивная вулканическая деятельность, а кроме того, отсутствие на планете двух основных поглотителей углекислого газа – океана с его планктоном и растительности. Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят целиком из водорода. Водородная атмосфера простирается до высоты 5500 км. Радиолокация позволила изучить невидимый из-за облаков рельеф Венеры. В приэкваториальной зоне обнаружено белее 10 кольцевых структур, подобных кратерам Луны и Меркурия, диаметром от 35 до 150 км., но сильно сглаженных и плоских. Обнаружен разлом в коре планеты длиной 1500 км., шириной 150 км. И глубиной около 2 км. , горные массивы, вулкан с диаметром основания 300-400 км. И высотой около 1 км. , огромная котловина протяжённостью 1500 км. С севера на юг и 1000 км. С запада на восток. Межпланетные станции «Венера-9» и «Венера-10» позволили изучить с орбит искусственных спутников Венеры рельеф 55 районов планеты; при этом были обнаружены гористые участки местности с перепадом высот 2-3 км. , а так же относительно ровные участки. Поверхность Венеры относительно более гладкая, чем поверхность Луны. Анализ природы и поверхности Венеры может иметь большое значение для построения теории эволюции всех планет Солнечной системы, в том числе и нашей Земли. Спутников Венера не имеет.  
           Земля – одна из планет Солнечной системы. Подобно другим планетам она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите. Расстояние от Земли до Солнца в разных точках орбиты неодинаковое. Среднее же расстояние около 149, 6 млн. км. В процессе движения нашей планеты вокруг Солнца плоскость земного экватора перемещается параллельно самой себе таким образом, что в одних участках орбиты земной шар наклонен к Солнцу своим северным полушарием, а в других – южным. Большую часть поверхности Земли (до 71%) занимает Мировой океан. Средняя глубина Мирового океана – 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых превосходит 3, 5 млрд. лет, служит доказательством существования на Земле обширных водоёмов уже в ту далёкую пору. На современных континентах более распространены равнины, главным образом низменные, а горы – в особенности высокие – занимают незначительную часть поверхности планеты, так же как и глубоководные впадины на дне океанов. Форма Земли, как известно близкая к шарообразной, при более детальных измерениях оказывается очень сложной, даже если обрисовать её ровной поверхностью океана (не искаженной приливами, ветрами, течениями) и условным продолжением этой поверхности под континенты. Неровности поддерживаются неравномерным распределением массы в недрах Земли. Такая поверхность называется геоидом. Геоид( с точностью порядка сотен метров) совпадает с эллипсоидом вращения, экваториальный радиус которого 6378 км. , а полярный радиус на 21, 38 км. Меньше экваториального. Разница этих радиусов возникла за счёт центробежной силы, создаваемой суточным вращением Земли. Суточное вращение земного шара происходит с практически постоянной угловой скоростью с периодом 23 ч. 56 мин. 4, 1с. Т. Е. за одни звёздные сутки, количество которых в году ровно на одни сутки больше, чем солнечных. Ось вращения Земли направлена своим северным концом приблизительно на звезду альфа Малой Медведица, которая поэтому называется Полярной звездой. Одна из особенностей Земли – её магнитное поле, благодаря которому мы можем пользоваться компасом. Магнитный полюс Земли, к которому притягивается северный конец стрелки компаса, не совпадает с Северным географическим полюсом. Под действием солнечного ветра (см. Излучения Солнца) магнитное поле Земли искажается и приобретает «шлейф» в направлении от Солнца, который простирается на сотни тысяч километров. Наша планета окружена обширной атмосферой. Основными газами, входящими в состав нижних слоёв атмосферы являются азот (примерно 78%), кислород (около 21%) и аргон (около 1%). Других газов в атмосфере Земли очень мало, например углекислого газа около 0, 03%. Атмосферное давление на уровне поверхности океана составляет при нормальных условиях приблизительно 0, 1Мпа. Полагают, что земная атмосфера сильно изменилась в процессе эволюции: обогатилась кислородом и приобрела современный состав в результате длительного взаимодействия с горными породами и при участии биосферы, т. Е. растительных и животных организмов. Доказательством того, что такие изменения действительно произошли, служат, например, залежи каменного угля и мощные пласты отложений карбонатов в осадочных породах. Они содержат громадное количество углерода, который раньше входил в состав земной атмосферы в виде углекислого газа и окиси углерода. Учёные считают, что древняя атмосфера произошла из газообразных продуктов вулканических извержений; о её составе судят по химическому анализу образцов газа, «замурованных» в полостях древних горных пород.

     Твёрдую оболочку Земли называют литосфера. Её можно сравнить со скорлупой, охватывающей всю поверхность Земли. Но эта «скорлупа» как бы растрескалась на части и состоит из нескольких крупных литосферных плит, медленно перемещающихся одна относительно другой. По их границам концентрируется подавляющее число землетрясений. Верхний слой литосферы – это земная кора, минералы которой состоят преимущественно из оксидов кремния и алюминия, оксидов железа и щелочных металлов. Земная кора имеет неравномерную толщину:35-65 км. На континентах и 6-8 км. Подо дном океана. Верхний слой земной коры состоит из осадочных пород, нижний из базальтов. Между ними находится слой гранитов, характерный только для континентальной коры. Под корой расположена так называемая мантия, имеющая иной химический состав и большую плотность. Граница между корой и мантией называется поверхностью Мохоровичича. В ней скачкообразно увеличивается скорость распространения сейсмических волн. На глубине 120-250 км. Под материками и 60-400 км. Под океанами залегает слой мантии, называемый астеносферой. Здесь вещество находится в близком к плавлению состоянии, вязкость его сильно понижена. Все литосферные плиты как бы плавают в полужидкой астеносфере, как льдины в воде. Более толстые участки земной коры, а так же участки, состоящие из менее плотных пород, поднимаются по отношению к другим участкам коры. В то же время дополнительная нагрузка на участок коры, например, вследствие накопления толстого слоя материковых льдов, как это происходит в Антарктиде, приводит к постепенному погружению участка . Такое явление называется изостатическим выравнивание. Ниже астеносферы, начиная с глубины около 410 км. «упаковка» атомов в кристаллах минералов уплотнена под влиянием большого давления. Резкий переход обнаружен сейсмическими методами исследований на глубине около 2920 км. Здесь начинается земное ядро, или, точнее говоря, внешнее ядро, так как в его центре находится ещё одно – внутреннее ядро, радиус которого 1250 км. Внешнее ядро, очевидно, находится в жидком состоянии, поскольку поперечные волны, не распространяющиеся в жидкости, через него не проходят. С существованием жидкого внешнего ядра связывают происхождение магнитного поля Земли. Внутреннее ядро, по-видимому, твёрдое. У нижней границы мантии давление достигает 130Гпа, температура там не выше 5000 К. В центре Земли температура, возможно поднимается выше 10 000 К.  
Земля имеет единственный естественный спутник – Луну.

          Марс – четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы. На звёздном небе она выглядит как немигающая точа красного цвета, которая время от времени значительно превосходит по блеску звезды первой величины. Марс периодически подходит к Земле на расстояние до 5 7 млн. км. , значительно ближе, чем любая планета, кроме Венеры. По основным физическим характеристикам Марс отностится к планетам земной группы. По диаметру он почти вдвое меньше Земли и Венеры. Планета окутана газовой оболочкой – атмосферой, которая имеет меньшую плотность, чем земная. Даже в глубоких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно прибизительно в 100 раз меньше, чем у поверхности Земли, а на уровне марсианских горных вершин – в 500-1000 раз меньше. Тем не менее в атмосфере Марса наблюдаются облака и постоянно присутствует более или менее плотная дымка из мелких частич пыли и кристаликов льда. Как показали снимки с американских посадочных станций «Викинг-1» и «Викинг-2» марсианское небо в ясную погоду имеет розоватый цвет, что объясняется рассеянием солнечного света на пылинках и подсветкой дымки ораньжевой поверхностью планеты. По химическому составу марсианская атмосфера отличается от земной и содержит 95, 3% углекислого газа с примесью 2, 7% азота, 1, 6% аргона, 00, 7%окиси углерода, 0, 13% кислорода и приблизительно 0, 03% водяного пара, содержание которого изменяется, а также примеси неона, криптона, ксенона. При отсутствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, в том числе и для ультрафиалетовых лучей, опасных для живых организмов. Солнечные сутки на Марсе длятся 24ч. 39 мин. 35с. Значительный наклон экватора к плоскости орбиты (25, 20) приводит к тому, что на одних участках орбиты освещаются и обогреваются Солнцем преимущественно северные широты Марса, на других – южные, т. Е. происходит смена сезонов. Марсианский год длится около 686, 9 дней. Эллиптичность марсианской орбиты приводит к значительным различиям климата северного и южного полушарий: в средних широтах зима холоднее, а лето теплее, чем в южных, но короче, чем в северных. Температурные условия на Марсе суровы с точки зрения жителя Земли. Наиболее высокая температура поверзности 290К достигается в так называемой подсолнечной точке. Наиболее низка температура поверхности в полярных районах, где в зимний сезон она держится на отметке около 150К. Полученные из наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярных шапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белые пятно возле полюсов планеты. Когда в северном полушарии Марса наступает лето, северная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время растёт другая – возле южного полюса, где наступает зима. В конце XIX – начале XX века считали, что полярные шапки Марса – это ледники и снега. По современным данным, обе полярные шапки Марса – северная и южная – состоят из твёрдой двуокиси углерода, т. Е. сухого льда, который образуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианской атмосферы, и из водяного льда с примесью минеральной пыли.  
В 1975 году на основе материалов телевизионной съёмки всей поверхности планеты с космических аппаратов была составлена карта деталей марсианского рельефа, многие из которых уже получили названия, и на карте Марса появились имена: кратер Ломоносов, Королёв, Фесенков и др. Нанесённые на карты Марса ещё в XIX веке тёмные области в основном сохраняют свои очертания, но в научной литературе указаны примеры местных изменений отражательных свойств отдельных районов Марса. В течение многих лет популярны были гипотезы, в основе которых лежит изменение оптических свойств некоторых веществ под влиянием изменений на Марсе биосферы, т. Е. живых организмов. Задача поиска жизни на Марсе была одной из основных программ американского «Викинга». Однако обнаружить какие-то следы жизни не удалось. Не оказалось в образцах грунта и органических соединений. Были проведены элементные исследования состава образцов марсианского грунта. Найдено близкое сходство химического состава образцов в двух взаимоудалённых местах посадки. В исследованных образцах обнаружено большое содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (в виде сульфатов) в десятки раз больше, чем в земной коре. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеоритной, так и вулканической активности, а так же следы движений, поднятий и растрескиваний марсианской коры и следы многих процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхности, перемещения и отложения наносов. Перепад высоты между высочайшими вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 20 км. Для марсианских гор характерны многовершинные, в основном сглаженные формы. Кроме того, обнаружены типичные вулканические конусы с кратерами на вершине. На снимках поверхности Марса космическими аппаратами отчётливо видны детали, имеющие большое сходство с руслами рек на Земле. Поскольку весь комплекс информации противоречит возможности существования там рек, можно предположить, что марсианские русла возникли в результате растапливания подповерхностного водяного льда в зонах повышенного выделения тепла планеты. Некоторые дополнительные сведения о Марсе удаётся получить косвенными методами на основе исследований его природных спутников – Фобоса и Деймоса.  
Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своём орбитальном положении остаются повёрнутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км. , а Деймоса – около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень тёмных минералов и покрыта многочисленными кратерами. Один из них – на Фобосе имеет поперечник около 5, 3 км. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно 
                                          

2.3. Планеты-гиганты

 
        Юпитер – пятая по расстоянию от Солнца и самая большая планета Солнечной системы – отстоит от Солнца в 5, 2 раза дальше, чем Земля, и затрачивает на одни оборот по орбите почти 12 лет. Экваториальный диаметр Юпитера 142 600 км (в 11 раз больше диаметра Земли). Период вращения Юпитера – самый короткий из всех планет – 9ч. 50 мин. 30с. На экваторе и 9ч. 55мин. 40с. В средних широтах. Таким образом, Юпитер, подобно солнцу, вращается не как твёрдое тело – скорость вращения неодинакова в разных широтах. Из-за быстрого вращения эта планета имеет сильное сжатие у полюсов. Масса Юпитера равна 318 массам Земли. Средняя плотность 1, 33 г/см3, что близко к плотности Солнца. Ось вращения Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты (наклон 87о). Даже в небольшой телескоп видно полярное сжатие Юпитера и полосы на его поверхности, параллельные экватору планеты. Видимая поверхность Юпитера представляет собой верхний уровень облаков, окружающих планету. Благодаря этому все детали на поверхности Юпитера постоянно меняют свой вид. Из устойчивых деталей известно Большое Красное пятно, наблюдающееся уже более 300 лет. Это – громадное овальное образование, размерами около 35 000 км по долготе и 14 000 по широте между Южной тропической и Южной умеренной полосами. Цвет его красноватый, но подвержен изменениям. Спектральные исследования Юпитера показали, что атмосфера его состоит из молекулярного водорода и его соединений: метана и аммиака. В небольших количествах присутствуют также этан, ацетилен, фосфен и водяной пар. Облака Юпитера состоят из кристалликов и капелек аммиака. В декабре 1973 г. С помощью американского космического аппарата «Пионер -10» удалось обнаружить наличие гелия в атмосфере Юпитера и измерить его содержание. Можно считать, что атмосфера Юпитера на 74% состоит из водорода и на 26% из гелия. На долю метана приходится не более 0, 1% состава атмосферы планеты (по массе). Атмосферный слой имеет толщину около 1000 км. Ниже чисто газового слоя в атмосфере лежит слой облаков, которые мы и видим в телескоп. Слой жидкого молекулярного водорода имеет толщину 24 000 км. На этой глубине давление достигает 300 Гпа, а температура 11 000 К, здесь водород переходит в жидкое металлическое состояние, т. Е. становится подобным жидкому металлу. Слой жидкого металлического водорода имеет толщину около 42 000 км. Внутри него располагается небольшое железно-силикатное твёрдое ядро радиусом 4 000 км. На границе ядра температура достигает 30 000 К. В 1956 г. Было обнаружено радиоизлучение Юпитера на волне 3 см. , соответствующее тепловому излучению с температурой 145 К. По измерениям в инфракрасном диапазоне температура самых наружных облаков Юпитера 130 К. Полёты американских космических аппаратов «Пионер-10» и «Пионер-11» позволили уточнить строение магнитосферы Юпитера, а изменение температуры облачного слоя в основном подтвердило известный из наземных наблюдений результат: количество тепла, которое Юпитер испускает, более чем в двое превышает тепловую энергию, которая планета получает от Солнца. Возможно, что идущее из недр планеты тепло выделятся в процесс медленного сжатия гигантской планеты (1мм. В год).  
Магнитное поле планеты оказалось сложным и состоит как бы из двух полей: дипольного (как поле Земли), которое простирается до 1, 5 млн. км. От Юпитера, и недипольного, занимающего остальную часть магнитосферы. Напряженность магнитного поля у поверхности в 20 раз больше, чем на Земле. Кроме теплового и дециметрового радиоизлучения Юпитер является источником радио всплесков (резких усилений мощности излучнеия) на волнах длиной от 4 до 85 м. , продолжительностью от долей секунды до нескольких минут или даже часов. Однако длительные возмущения – это не отдельные всплески, а серии всплесков – своеобразные шумовые бури и грозы. Согласно современным гипотезам, эти всплески объясняются плазменными колебаниями в ионосфере планеты. Ипитер имеет 13 спутников. Первые 4 спутника открыты ещё Галилеем (Ио, Европа, Ганимед, Каллисто). Они, а также внутренний, самый близкий спутник Амальтея движутся почти в плоскости экватора планеты. Ио и Европа почти сравнимы с Луной, а Ганимед и Каллисто даже больше Меркурия, хотя по массе значительно уступают ему. По сравнению с другими спутниками, галилеевские исследованы более детально. Внешние спутники обращаются вокруг планеты по сильно вытянутым орбитам с большими углами наклона к экватору (до 30о). Это маленькие тела – от 10 до 120 км, по-видимому, неправильной формы. Самые внешние 4 спутника Юпитера обращаются вокруг планеты в обратном направлении. По данным, полученным с американских космических аппаратов «Вояжер», Юпитер окружен в экваториальной области системой колец. Кольцо расположено на расстоянии 50 000 км. От поверхности планеты, его ширина около 1 000 км. Существование кольца Юпитера было предсказано в 1960 г. Астрономом С. К. Всехсвятским на основании наблюдений. В 1975 году был обнаружен объект, который, по-видимому, является 14-м спутником Юпитера. Орбита его неизвестна.  
     Сатурн – вторая по величине среди планет Солнечной системы. Его экваториальный диаметр лишь немного меньше, чем у Юпитера, но по массе Сатурн уступает Юпитеру более чем втрое и имеет очень низкую среднюю плотность – около 0, 7 г/см3. Низкая плотность объясняется тем, что планеты-гиганты состоят главным образом из водорода и гелия. При этом в недрах Сатурна давление не достигает столь высоких значений, как на Юпитере, поэтому плотность вещества там меньше. Спектроскопические исследования обнаружили в атмосфере Сатурна некоторые молекулы. Температура поверхности облаков на Сатурне близка к температуре плавления метана (-184оС), из твёрдых частичек которого скорее всего и состоит облачный слой планеты. В телескоп видны вытянутые вдоль экватора тёмные полосы, называемые также поясами, и светлые зоны, но эти детали менее контрасны, чем на Юпитере, и отдельные пятна в них наблюдаются гораздо реже. Сатурн окружен кольцами, которые хорошо видны в телескоп в виде «ушек» по обе стороны диска планеты. Они были замечены ещё Галилеем в 1610 году. Кольца Сатурна – одно из самых удивительных и интересных образований в Солнечной системе. Плоская система колец опоясывает планету вокруг экватора и нигде не соприкасается с поверхностью. В кольцах разделяются три основные концентрические зоны, разграниченные узкими щелями: внешнее кольцо А, среднее В (наиболее яркое), внутреннее кольцо С, довольно прозрачное, «креповое», внутренний край его не резкий. Наиболее близкие к планете слаборазличимые части внутреннего кольца обозначаются символом D. Обнаружено также существование практически прозрачного самого внешнего кольца D'. Сквозь все кольца Сатурна просвечивают звёзды. Кольца вращаются вокруг Сатурна, причём скорость движения внутренних частей больше, чем наружных. Кольца Сатурна не сплошные, а представляют собой плоскую систему из бесконечного количества мелких спутников планеты. Плоскость колец практически совпадает с плоскостью экватора Сатурна и имеет постоянный наклон к плоскости орбиты, равный приблизительно 27о. В зависимости от положений планеты на орбите мы аидим кольца то с одной, то с другой стороны. Полный цикл изменения их вида завершается в течение 29, 5 лет- таков период обращения Сатурна вокруг Солнца. Время от времени кольца на короткий срок перестают быть видимыми в телескопы средних размеров. Это происходит когда плоскость колец проходит точно через Солнце и боловая поверхность оказывается лишенной яркого освещения, либо когда кольца бывают обращены к наблюдателю «ребром» и выглядят как чрезвычайно тонкая полоска, видимая только в крупнейшие телескопы. Толщина колец, по современным данным, около 3, 5 км. Она очень мала по сравнению с их диаметром, который по наружному краю кольца А составляет 275 тыс. км. Размеры частиц не определены окончательно. Радиоастронометрические наблюдения свидетельствуют о наличии в кольцах множества частиц размером не менее нескольких сантиметров. Не исключена возможность присутствия в кольцах Сатурна ещё более крупных частиц, так же как и пыли.  Инфракрасные спектры колец Сатурна напоминают спектры водяного инея. Однако в других частях спектра позднее была обнаружена особенность, не характерная для чистого льда. Кроме колец, у Сатурна известно 10 спутников. Это Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан, Гиперион, Япет, Феба, Янус. Последней – самый близкий к Сатурну, движется настолько близко к поверхности планеты, что обнаружить его удалось только при затмений колец Сатурна, создающих вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна – Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размеру и массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой, состоящей из метана и водорода. В ней движутся непрозрачные облака. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.  
      Уран – седьмая по порядку от Солнца планета Солнечной системы. По диаметру он почти вчетверо больше Земли. Очень далёк от Солнца и освещён сравнительно слабо. Уран был открыт английским учёным В. Гершелем в 1781 г. Какие-либо детали на поверхности Урана различить не удаётся из-за малых угловых размеров планеты в поле зрения телескопа. Это затрудняет его исследования, в том числе и изучение закономерностей вращения. По-видимому, Уран (в отличие от всех других планет) вращается вокруг своей оси как бы лёжа на боку. Такой наклон экватора создаёт необычные условия освещения: на полюсах в определённый сезон солнечные лучи падают почти отвесно, а полярный день и полярная ночь охватывают (попеременно) всю поверхность планеты, кроме узкой полосы вдоль экватора. Так как Уран обращается по орбите вокруг Солнца за 84 года, то полярный день на полюсах продолжается 42 года, затем сменяется полярной ночью такой же продолжительности. Лишь в экваториальном поясе Урана Солнце регулярно восходит и заходит с периодичностью равномерного осевого вращения планеты. Даже в тех участках, гда Солнце расположено в зените, температура на Уране (точнее на видимой поверхности облаков) составляет около -215оС. В таких условиях некоторые газы замерзают. В составе атмосферы Урана по спектроскопическим наблюдениям найдены водород и небольшая примесь метана. В относительно большом количестве есть, по косвенным признакам, гелий. Как и другие планеты-гиганты, Уран имеет такой состав, вероятно, почти до самого центра. Однако средняя плотность Урана (1, 58г/см3) несколько больше, чем плотность Сатурна и Юпитера, хотя вещество в недрах этих гигантов сжато гораздо сильнее, чем на Уране. Такую плотность Урана можно объяснит предположением о повышенном содержании гелия или существованием в недрах Урана ядра из тяжелых элементов. Одной необычной особенностью Урана является открытая в 1977г. Система опоясывающих колец. Они состоят из множества отдельных непрозрачных и, по-видимому, очень тёмных частиц. В отличие от колец Сатурна кольца Урана – узкие, как бы «ниточные» образования. Они не видны в отраженном свете и обнаруживаются только по сильному ослаблению блеска звёзд, оказавшихся для земного наблюдателя позади колец при орбитальном движении планеты. Удалённость колец от центра Урана составляет от 1, 6 до 1, 85 радиуса планеты. Спутники Урана – Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберлон вращаются по орбитам, плоскости которых практически совпадают между собой. Вся система в целом отличается необычайным наклоном – её плоскость почти перпендикулярна к средней плоскости всех планетных орбит.  
. Нептун – восьмая по счёту планета Солнечной системы. Нептун был открыт необычным образом. Было замечено, что Уран движется не совсем так, как ему полагается двигаться под действием притяжения Солнца и известных в то время планет. Тогда заподозрили существование ещё одной массивной планеты и попытались предвычислить её положение на небе. Эту чрезвычайно сложную задачу независимо друг от друга успешно решили английский астроном Дж. Адамс и француз У. Леверье. Получив данные Леверье, ассистент Берлинской обсерватории И. Галле 23 сентября 1846 г. Обнаружил планету. Открытие Нептуна имело величайшее значение прежде всего потому, что оно послужило блестящим подтверждение закона всемирного тяготения, положенного в основу расчётов. Средняя удалённость Нептуна от Солнца 30, 1 а. е., период вращения по орбите – 164 года и 288 дней. Таким образом, с момента открытия Нептун даже не совершил полного оборота по своей орбите. Видимый угловой диаметр Нептуна составляет около 2». При измерении столь малого диаметра угломерными приспособлениями с поверхности Земли относительная ошибка очень велика. Уточнить диаметр Нептуна удалось 7 апреля 1967 г. , когда планета в своём движении на фоне звёздного неба заслонила одну из далёких звёзд. По результатам наблюдений с нескольких астрономических обсерваторий экваториальный диаметр Нептуна составляет 50 200 км. Новые сведения о диаметре позволили уточнить величину средней плотности Нептуна: она оказалась равной 2, 30 г/см3. Такие характеристики типичны для планет-гигантов, состоящих главным образом из водорода и гелия с примесью соединений других химических элементов. В центре Нептуна, согласно расчётам, имеется тяжёлое ядро из силикатов, металлов и других элементов, входящих в состав земной группы. Изучение характера ослабления блеска звезды при её затемнении атмосферой Нептуна дало много дополнительной информации. В частности, был найден средний молекулярный вес надоблачных слоёв атмосферы Нептуна. Он соответствует молекулярному водороду с небольшой примесью метана. Детали на поверхности Нептуна различить очень трудно. Поэтому параметры суточного вращения – положение оси, направление и период вращения – определить из наземных наблюдений очень сложно.  У Нептуна всего два спутника. Первый Тритон, открытый в 1846 г. , через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Второй спутник – Нереида – очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние от спутника до планеты меняется в пределах от 1, 5 до 9, 6 млн. км. Направление орбитального движения – прямое.  

2.4. Кометы, астероиды, пояс Койпера

        Комета — небольшое небесное тело, имеющее туманный вид, обращающееся вокруг Солнца обычно по вытянутым орбитам. При приближении к Солнцу комета образует кому и иногда хвост из газа и пыли.

      Предположительно, долгопериодические кометы залетают к нам из Облака Оорта, в котором находится огромное количество кометных ядер. Тела, находящиеся на окраинах Солнечной системы, как правило, состоят из летучих веществ (водяных, метановых и других льдов), испаряющихся при подлёте к Солнцу. На данный момент обнаружено более 400 короткопериодических комет. Из них около 200 наблюдалось в более чем одном прохождении перигелия. Многие из них входят в так называемые семейства. Например, большинство самых короткопериодических комет (их полный оборот вокруг Солнца длится 3—10 лет) образуют семейство Юпитера. Немного малочисленнее семейства Сатурна, Урана и Нептуна (к последнему, в частности, относится знаменитая комета Галлея).

      Кометы, прибывающие из глубины космоса, выглядят как туманные объекты, за которыми тянется хвост, иногда достигающий в длину нескольких миллионов километров. Ядро кометы представляет собой тело из твёрдых частиц и льда, окутанное туманной оболочкой, которая называется комой. Ядро диаметром в несколько километров может иметь вокруг себя кому в 80 тыс. км в поперечнике. Потоки солнечных лучей выбивают частицы газа из комы и отбрасывают их назад, вытягивая в длинный дымчатый хвост, который движется за ней в пространстве. Яркость комет очень сильно зависит от их расстояния до Солнца. Из всех комет только очень малая часть приближается к Солнцу и Земле настолько, чтобы их можно было увидеть невооружённым глазом. Самые заметные из них иногда называют «большими (великими) кометами».

      Как правило, кометы состоят из ядра и окружающей его светлой туманной оболочки (комы), состоящей из газов и пыли. У ярких комет с приближением к Солнцу образуется «хвост» — слабая светящаяся полоса, которая в результате светового давления и действия солнечного ветра чаще всего направлена в противоположную от нашего светила сторону.

      Хвосты  комет различаются длиной и формой. У некоторых комет они тянутся  через всё небо. Например, хвост  кометы, появившейся в 1944 году, был  длиной 20 млн км. А комета C/1680 V1 имела хвост, протянувшийся на 240 млн км. Также были зафиксированы случаи отделения хвоста от кометы. Хвосты комет не имеют резких очертаний и практически прозрачны — сквозь них хорошо видны звёзды, — так как образованы из чрезвычайно разрежённого вещества (его плотность гораздо меньше, чем плотность газа, выпущенного из зажигалки). Состав его разнообразен: газ или мельчайшие пылинки, или же смесь того и другого. Состав большинства пылинок схож с астероидным материалом солнечной системы, что выяснилось в результате исследования кометы 81P/Вильда космическим аппаратом «Стардаст». По сути, это «видимое ничто»: человек может наблюдать хвосты комет только потому, что газ и пыль светятся. При этом свечение газа связано с его ионизацией ультрафиолетовыми лучами и потоками частиц, выбрасываемых с солнечной поверхности, а пыль просто рассеивает солнечный свет.

      Теорию  хвостов и форм комет разработал в конце XIX века русский астроном Фёдор Бредихин (1831—1904). Ему же принадлежит и классификация кометных хвостов, использующаяся в современной астрономии. Бредихин предложил относить хвосты комет к основным трём типам: прямые и узкие, направленные прямо от Солнца; широкие и немного искривлённые, уклоняющиеся от Солнца; короткие, сильно уклонённые от центрального светила. Астрономы объясняют столь различные формы кометных хвостов следующим образом. Частицы, из которых состоят кометы, обладают неодинаковым составом и свойствами и по-разному отзываются на солнечное излучение. Таким образом, пути этих частиц в пространстве «расходятся», и хвосты космических путешественниц приобретают разные формы.