Спутники планет. Кольца планет

Нептун

Уран

Сатурн

Юпитер

Марс

Венера

Масса и радиус Венеры (рис. 4.4) очень близки к земным (0,82 М _Å и 0,95 R _Åсоответственно). Средняя плотность равна 5,2 г/см ³, ускорение свободного падения составляет 0,9 соответствующей величины для Земли. Уже в 1761 г. наблюдения прохождения Венеры по диску Солнца позволили М. В. Ломоносову установить, что эта планета, как и Земля, обладает мощной атмосферой. Таким образом, Венера и Земля во многом похожи друг на друга. Поэтому предполагалось, что физические условия на поверхности Венеры и Земли примерно одинаковы. Однако исследования, проведенные в последние десятилетия, заставили пересмотреть старые представления.

Рис. 4.4. Венера.

Угловой диаметр Венеры довольно велик. Он меняется от 20"вблизи верхнего соединения почти до 1¢ вблизи нижнего. Вблизи наибольшей элонгации можно заметить постепенное потемнение видимой поверхности диска от лимба к терминатору. Иногда это потемнение является не вполне регулярным. Опытные наблюдатели отмечают на диске наличие туманных пятен, вид которых меняется ото дня ко дню. Эти пятна могут быть только деталями облачной структуры. Облака на Венере образуют мощный сплошной слой, полностью скрывающий от нас поверхность планеты. Фотографии Венеры в ультрафиолетовых лучах часто показывают более или менее устойчивые (в течение нескольких дней) детали, иногда имеющие вид параллельных полос, но и они, безусловно, не связаны с твердой поверхностью. Что скрывается под облачным слоем Венеры, как высоко расположен облачный слой над ее поверхностью, какова температура поверхности и давление атмосферы? Ответ на эти вопросы сейчас известен, но получить его было нелегко.

Даже период вращения Венеры долгое время не был известен, пока не пришли на помощь радиолокаторы. Впервые радиолокационное отражение от Венеры было получено в 1957 г. Исследования показали, что период вращения планеты составляет 243 земных суток, причем направление вращения обратно направлению орбитального движения. Ось приблизительно перпендикулярна к плоскости орбиты и, следовательно, на Венере отсутствует явление смены времен года.

Поскольку периоды вращения (243 суток) и обращения (225 суток) близки по величине, а направление противоположно, то за один оборот вокруг Солнца на Венере наблюдаются два восхода и два захода Солнца, т.е. длительность солнечных суток на Венере составляет 117 земных суток.

Вращение Венеры обладает еще одной очень интересной особенностью. Скорость его как раз такова, что во время нижнего соединения Венера обращена к Земле все время одной и той же стороной. Причины такой согласованности между вращением Венеры и орбитальным движением Земли пока не ясны.

В октябре 1975 г. спускаемые аппараты АМС «Венера-9» и «Венера-10» совершили мягкую посадку на поверхность планеты и передали на Землю изображение места посадки. Это были первые в мире фотографии, переданные с поверхности другой планеты. Место посадки представляло собой россыпь довольно крупных камней. Измерения плотности поверхностных пород и содержания в них естественных радиоактивных элементов показали, что эти породы близки по составу к базальтам — наиболее широко распространенным изверженным породам земной коры.

Большую часть поверхности Венеры занимают равнины. Самые высокие горы — горы Максвелла — поднимаются на 11 км над средним уровнем поверхности. Обнаружены кратеры диаметром до сотен километров, похожие на лунные и марсианские, но гораздо более сглаженные. Крупные кратеры названы в честь выдающихся женщин мира (Ахматова, Войнич, Дункан и др.) или просто женскими именами.

Спектроскопические наблюдения показали, что в атмосфере Венеры присутствует СО₂ , а также некоторые другие газы (водяной пар Н₂О, угарный газ СО, пары соляной кислоты НСl, пары фтористоводородной кислоты HF, двуокись серы SO₂), но в гораздо меньших количествах, чем СО₂. Прямые измерения на советских АМС «Венера-4, 5, 6, 11, 12» и «Пионер-Венера» показали, что содержание СО₂ в атмосфере Венеры около 96-97%, а количество азота 3-4%. Содержание Н₂О в глубоких слоях атмосферы составляет всего около 0,003%. Заметим, что это очень малая величина в сравнении с количеством воды на Земле. На Венере нет океанов, и вся вода, выделившаяся в течение геологической истории планеты, должна быть в атмосфере.

Температура на поверхности Венеры составляет около 470°С, а давление 90 атм. Высокая температура поверхности, большое атмосферное давление и большое относительное содержание СO₂— факты, видимо, связанные между собой.

Наиболее вероятная причина, вызывающая разогрев поверхности Венеры, — это парниковый эффект, который возникает при выполнении двух условий: а) атмосфера достаточно прозрачна для солнечного излучения; б) атмосфера в высокой степени непрозрачна для теплового излучения поверхности (максимум в инфракрасной области).

Магнитное поле Венеры очень мало по причине медленного вращения планеты вокруг оси. Однако Венера создает возмущения в межпланетном магнитном поле, связанном с солнечным ветром; она рассекает солнечный ветер, образуя при своем орбитальном движении характерный конус ударной волны. Это взаимодействие имеет место благодаря наличию электрических зарядов в верхней атмосфере планеты, иными словами, ионосферы.

Спутников Венера не имеет.

Марс (рис. 4.5), четвертая из планет земной группы, примерно вдвое меньше Земли по размерам (экваториальный радиус 3390 км)и в девять раз меньше по массе. Средняя плотность составляет 3,9 г/см ³. Ускорение свободного падения на поверхности планеты равно 3,76 м/с ² или 0,38 земного.

Угловой диаметр Марса во время великих противостояний 25", во время афелийных 14". На поверхности Марса наблюдаются устойчивые детали, что позволило определить период его вращения с очень большой точностью: 24^h 37^m 22^s,6. Экватор планеты наклонен к плоскости ее орбиты на 24° 56', почти так же, как и у Земли. Поэтому на Марсе наблюдается смена времен года, очень похожая на земную, с той лишь разницей, что лето в южном полушарии Марса жарче и короче, чем в северном, так как оно наступает вблизи прохождения планетой своего перигелия. Марсианский год длится 687 земных суток.

Рис. 4.5. Марс.

Детали, наблюдаемые в телескоп на диске Марса, можно классифицировать следующим образом:

1. Яркие области, или материки, занимающие 2/3 диска. Они представляют собой однородные светлые поля оранжево-красноватого цвета.

2. Полярные шапки — белые пятна, образующиеся вокруг полюсов осенью и исчезающие в начале лета. Это самые заметные детали. В середине зимы полярные шапки занимают поверхность до 50° по широте. Летом северная полярная шапка исчезает целиком, от южной сохраняется небольшой остаток. Сквозь синие светофильтры полярные шапки выделяются очень контрастно.

3. Темные области (или моря), занимающие 1/3 диска. Они видны на фоне светлых областей в виде пятен, различных по величине и форме. Изолированные темные области небольших размеров называются озерами или оазисами. Вдаваясь в материки, моря образуют заливы. И материки, и моря имеют красноватый цвет.

Качественно новый уровень представлений о характеристиках поверхности Марса был достигнут в результате исследований, проведенных на космических аппаратах. Тысячи изображений разного масштаба было получено с американских орбитальных аппаратов «Маринер-9», «Викинг-1 и 2», «Марс-Глобал-Сервейор», сотни с борта советского «Марс-5». Три американских аппарата совершили успешную посадку на поверхность Марса — «Викинг-1 и 2» (1976 г.) и «Марс-Пасфайндер» (1997 г.). В последнем случае исследования проводились с помощью отделившегося марсохода. Кроме этого, в начале 2004 г. на поверхность Марса были высажены два одинаковых исследовательских марсохода «Марс Эксплорэйшн Ровер».

Фотографии поверхности показали, что поверхность Марса весьма разнообразна по характеру геологических форм. Большая часть ее покрыта кратерами, однако имеются и ровные области, почти лишенные кратеров. Среди кратеров попадаются такие, которые расположены на вершинах огромных конусообразных гор высотой до 25-27 км (самой высокой является гора Олимп). Такое расположение означает, что это не метеоритные кратеры, а вулканические. На склонах крупнейших вулканов мало метеоритных кратеров и, следовательно, эти вулканы «молодые», они образовались сравнительно недавно. Таким образом, Марс — геологически активная планета.

На поверхности Марса имеются образования, очень похожие на высохшие русла рек. Марсианский пейзаж очень напоминает некоторые земные пустыни. Видны отлогие песчаные дюны, много угловатых камней. Марсианский грунт представляет собой раздробленный материал (реголит). По составу марсианские породы похожи на земные, однако в них больше окислов железа. Этим можно объяснить красный цвет поверхности Марса.

Температура поверхности Марса колеблется в широких пределах. На экваторе днем она достигает +30 °С, а ночью -100 °С. Это происходит из-за малой теплопроводности марсианского грунта. Она почти столь же низка, как у лунного. Самая низкая температура бывает зимой на поверхности полярных шапок (-125°С).

Атмосфера Марса имеет низкую плотность. Основными составляющими атмосферы являются СО₂ (95%), N₂ (2,5%) и Аг (1,5%). Имеются малые примеси Н₂О, СО, O₂ и др. газов. Скорость ветра в атмосфере обычно невелика — всего несколько метров в секунду. Но иногда она может достигать 40-50 м/с и тогда ветер может поднимать пылевые частицы с поверхности. При этом возникают пылевые бури, которые иногда закрывают всю планету. Глобальные пылевые бури, продолжающиеся по нескольку месяцев, — это специфически марсианское явление.

Марс обладает слабым магнитным полем напряженностью в 500 раз меньше земного.

Марс имеет два спутника, Фобос и Деймос.

Юпитер — самая большая планета Солнечной системы. Его масса в 318 раз больше земной и составляет около 1/1050 массы Солнца. Экваториальный радиус Юпитера равен 71 400 км (в 11,2 раза больше земного). Точность, с которой определен радиус Юпитера, невелика. Ошибка может достигать нескольких сотен километров. Полярный радиус заметно меньше экваториального и равен 66 900 км, т.е. сжатие планеты равно 1/16. Гравитационное ускорение около 25 м/с ². Средняя плотность составляет 1,3 г/см ³.

Рис. 4.6. Юпитер.

Угловой диаметр Юпитера — около 40". На диске видно множество деталей (рис 4.6), но среди них нет ни одной постоянной. Есть некоторое число деталей, которые наблюдаются в течение столетий, но их положение и вид изменяются. Это означает, что видимая поверхность Юпитера представляет собой облачный покров. Наиболее заметны темные красноватые полосы, вытянутые параллельно экватору. Светлые промежутки между ними называются зонами. Зоны и полосы расчленяются на отдельные пятна различного вида и формы. В 1878 г. на широте -20° было обнаружено образование, названное позднее Большим Красным пятном, занимавшее по долготе 30°. Впоследствии оно уменьшало свою интенсивность, затем несколько увеличивало, но всегда оставалось более слабым, чем в момент открытия. Его можно видеть и сейчас, а просмотр старых зарисовок показал что его наблюдали еще в XVII в., не обращая на него особого внимания.

Период вращения, определенный по движению деталей, которые расположены на разных широтах, оказывается различным, аналогично тому, как это имеет место на Солнце. Период вращения увеличивается с ростом широты. За период вращения Юпитера вокруг оси принимается 9^h 50^m 30^s.

Полосатая структура диска Юпитера является следствием преимущественно зонального (т.е. ориентированного вдоль параллелей) направления ветра в атмосфере Юпитера. Механизм, который приводит в действие общую циркуляцию на Юпитере, такой же, как на Земле: разность в количестве тепла, получаемого от Солнца на полюсах и экваторе, вызывает возникновение гидродинамических потоков, которые отклоняются в зональном направлении кориолисовой силой. При таком быстром вращении, как у Юпитера, линии тока практически параллельны экватору. Картина усложняется конвективными движениями, которые наиболее интенсивны на границах между гидродинамическими потоками, имеющими разную скорость. Конвективные движения выносят вверх окрашивающее вещество, присутствием которого объясняется слегка красноватый цвет Юпитера. В области темных полос конвективные движения наиболее сильны, и это объясняет их более интенсивную окраску.

Так же, как и в земной атмосфере, на Юпитере могут формироваться циклоны. Оценки показывают, что крупные циклоны, если они образуются в атмосфере Юпитера, могут быть очень устойчивы (время жизни до 10⁵ лет). Вероятно, Большое Красное пятно является примером такого циклона. Изображения Юпитера, полученные при помощи аппаратуры, установленной на американских космических аппаратах «Пионер-10» и «Пионер-11», показали, что Большое Красное пятно не является единственным образованием такого типа: имеется несколько устойчивых красных пятен меньшего размера.

Основные компоненты атмосферы — молекулярный водород Н₂ (около 84%) и гелий Не (около 16%). Имеется много малых составляющих (метан СН₄ , аммиак NН₃ и др.).

Полное давление у верхней границы облачного слоя составляет около 0,5 атм. Облачный слой имеет сложную структуру. Верхний ярус состоит из кристалликов NН₃, ниже должны быть расположены облака из кристаллов льда и капелек воды.

Если рассчитать энергию, которую Юпитер получает от Солнца, то верхние слои атмосферы планеты должны были бы иметь температуру около -160°С. Однако на самом деле температура оказалась равной около -130°С. Причина этого состоит в том, что горячие недра планеты излучают тепла примерно столько же, чем Юпитер получает от Солнца. В этом смысле Юпитер ближе к звездам, чем к планетам земного типа. Однако источником внутренней энергии Юпитера не являются, конечно, ядерные реакции. По-видимому, излучается запас энергии, накопленной при гравитационном сжатии планеты. В процессе формирования планеты из протопланетной туманности гравитационная энергия пыли и газа, образующих планету, должна была переходить в кинетическую и затем в тепловую энергию.

Наличие большого потока внутреннего тепла означает, что температура довольно быстро растет с глубиной. Согласно наиболее вероятным теоретическим моделям она достигает 130°С на глубине 100 км ниже уровня верхней границы облаков, а на глубине 500 км — около 930°С. Водородно-гелиевая атмосфера на глубине около 1000 км плавно переходит в более плотную газожидкую оболочку, а еще глубже расположена зона металлического водорода.

Токи в жидких недрах Юпитера генерируют мощное магнитное поле, напряженность которого на границе облачного слоя в 12 раз выше, чем у земного магнитного поля.

Юпитер является одним из самых сильных космических источников радиоизлучения в декаметровом диапазоне (l > 10 м). Оно имеет спорадический характер, т.е. состоит из отдельных всплесков разной интенсивности.

В 1979 г. космические аппараты «Вояджер-1» и «Вояджер-2» обнаружили у Юпитера кольца. Они состоят из очень мелких твердых частиц. Кольцо тонкое (толщина не превышает 1 км), оно обращено к Земле ребром и поэтому с Земли не видно.

Вокруг Юпитера обращается 28 спутников (на начало 2003 г.). Четыре самые крупные из них открыл Галилео Галилей — это Ио (I), Европа (II), Ганимед (III) и Каллисто (IV). По размерам они примерно такие же, как Луна, но вследствие большого расстояния от нас их диски (порядка 1")различаются лишь на пределе.

Экваториальный радиус Сатурна равен 60 330 км, масса в 95 раз больше земной, ускорение свободного падения на экваторе 11 м/с ². Сатурн имеет заметное сжатие диска, равное 1/10 т.е. больше, чем у Юпитера. Средняя плотность составляет 0,7 г/см ³.

Период вращения на экваторе равен 10^h14^m и, как у Юпитера, увеличивается с увеличением широты. На диске Сатурна тоже можно различить полосы, зоны и другие более тонкие образования, но контрастность деталей значительно меньше, чем у Юпитера, и в целом диск Сатурна деталями гораздо беднее (рис. 4.7).

Рис. 4.7. Сатурн.

Спектроскопические исследования обнаружили в атмосфере Сатурна водород H₂, метан CH₄, ацетилен С₂Н₂, этан С₂Н₆. Элементный состав, по-видимому, не отличается от солнечного, т.е. планета состоит на 99% из водорода и гелия. По внутреннему строению Сатурн похож на Юпитер.

Инфракрасные наблюдения показывают температуру Сатурна около -170°С. Так же как и у Юпитера, около половины излучаемой энергии обусловлено потоком внутреннего тепла.

Сатурн имеет магнитное поле, напряженность которого близка к земной, а также радиационные пояса.

Одним из самых красивых объектов, которые можно наблюдать в телескоп, являются кольца Сатурна. Причина, по которой Сатурн на расстоянии около 10⁵ км имеет именно кольцо, а не спутник, состоит в приливной силе. Было показано, что если бы спутник и образовался на таком расстоянии, то он был бы разорван под действием приливной силы на мелкие осколки. В эпоху формирования планет-гигантов вокруг них на некотором этапе возникли уплощенные облака протопланетной материи, из которой потом образовались спутники. В зоне колец приливная сила воспрепятствовала образованию спутника. Таким образом, кольца Сатурна, вероятно, являются остатками допланетной материи.

К началу 2003 г. известно о 30 спутниках Сатурна. Самый большой спутник, Титан, имеет линейный диаметр 5150 км, и на нем, так же как на галилеевых спутниках Юпитера, удается различить некоторые детали. Титан — единственный спутник в Солнечной системе, на котором найдена атмосфера.

Уран — третья по величине планета-гигант. Экваториальный радиус равен 26 220 км, масса Урана в 14,6 раза больше земной. Уран обладает заметным сжатием (1/17). Средняя плотность

планеты равна 1,55 г/см ³. Ускорение свободного падения на экваторе составляет 0,9 земного.

Планета красивого зеленовато-голубоватого цвета (рис. 4.8). Причина этого кроется в составе атмосферы планеты и ее температуре. При температуре -217°С в верхних слоях водородно-гелиевой атмосферы Урана образовалась метановая дымка. Метан хорошо поглощает красные лучи и отражает голубые и зеленые. Отсюда и соответствующий цвет планеты.

Рис. 4.8. Уран.

Все планеты, рассмотренные ранее, видны на небе невооруженным глазом и принадлежат к числу наиболее ярких объектов. Уран виден только в телескоп (его звездная величина 5^m,8) и выглядит маленьким диском диаметром около 4". Детали на диске Урана уверенным образом не различаются, но наблюдаются периодические колебания блеска. По этим колебаниям и по эффекту Доплера был определен период вращения вокруг оси 17,24^h. Наклонение плоскости экватора Урана к плоскости эклиптики очень большое (98°), так что направление вращения — обратное.

Установлено, что Уран обладает магнитным полем, напряженность которого почти равна земной.

В 1977 г. были открыты кольца Урана, а снимки, сделанные аппаратом «Вояджер-2» в 1986 г., подтвердили их существование. Уран окружен одиннадцатью узкими кольцами, толщина которых не превышает 1 км.

Уран имеет 31 спутник (на начало 2003 г.), крупнейшим из которых является Титания.

Нептун — самый маленький из гигантов (рис. 4.9). Экваториальный радиус планеты 24 760 км, масса Урана составляет 17,2 массы Земли. Средняя плотность планеты равна 1,7 г/см ³. Ускорение свободного падения на экваторе в 1,1 раза больше земного.

Нептун, так же как и Уран, виден только в телескоп (его звездная величина 7^m,6). Угловой диаметр Нептуна около 2",4. Период вращения вокруг оси был определен спектроскопически и составляет 16,11^h. Направление вращения прямое.

На фотографиях планеты хорошо видны облака, появляющиеся и исчезающие в атмосфере. Примечательной деталью является Большое Темное пятно, схожее по структуре с Большим Красным пятном Юпитера.

По характеристикам атмосферы и внутреннего строения Нептун очень похож на Уран. Скорость ветра в атмосфере планеты достигает рекордного значения ¾ 600 м/с.

Средняя плотность Нептуна, так же как и Урана, больше, чем у Юпитера и Сатурна, но размеры этих планет меньше. По-видимому, они содержат больше тяжелых элементов.

В 1989 г. около Нептуна пролетел космический аппарат «Вояджер-2». На снимках, полученных аппаратом, видна система колец планеты: три замкнутых и одно незамкнутое кольцо.

Рис. 4.9. Нептун.

Нептун обладает магнитным полем, напряженность которого в 3 раза меньше, чем у Земли.

У Нептуна известны 8 спутников. Один из двух спутников Нептуна, Тритон, принадлежит к числу крупнейших в Солнечной системе (его радиус равен 1353 км) и движется вокруг планеты в обратном направлении.

Спутники. В Солнечной системе на начало 2003 г. известно 102 естественных спутника планет. Из них два спутника, Ганимед и Титан, превосходят по размеру Меркурий. Еще 9 спутников «перешагнули» 1000-километровый рубеж, размеры большинства меньше 500 км.

Системы спутников, расположенные около планет-гигантов, во многом подобны самой Солнечной системе. Орбиты многих спутников почти совпадают с плоскостью экватора центральной планеты, что является сильным аргументом в пользу их совместного образования. Однако некоторые малые по размерам спутники имеют большие наклонения орбит и обратное направление обращения. Не исключено, что они являются бывшими астероидами, которые изменили свои орбиты и были захвачены планетами-гигантами.

Каждый из четырех галилеевых спутников Юпитера — это своеобразный, до недавнего времени совсем не известный мир. По размерам некоторые из них несколько больше Луны, другие несколько меньше. Поверхность Ио необычного желтовато-красного цвета. Судя по спектру отражения она покрыта в значительной части серой. Вид поверхности свидетельствует о бурной активности недр. Во время пролета «Вояджера-1» и «Вояджера-2» через систему Юпитера на Ио были обнаружены действующие вулканы. Спутник имеет разреженную атмосферу, но состав ее детально не изучен. Одной из составляющих является двуокись серы SО₂. Средняя температура поверхности Ио около -120°С, но в некото­рых районах она существенно выше. Были предложены две гипотезы о возможных источниках энергии, обеспечивающих вулканизм на Ио:

1) мощные приливы, обусловленные гравитационным полем Юпитера;

2) электрические токи, возникающие при движении Ио в магнитном поле планеты.

Три других больших спутника Юпитера, по-видимому, имеют ледяную кору. Поверхность их покрыта множеством ударных кратеров. Отличительной особенностью Европы является причудливая сеть переплетающихся тонких деталей — возможно, это трещины в ледяной коре. На Европе и Ганимеде обнаружены разреженные кислородные атмосферы.

Среди спутников Сатурна особое место занимает Титан. Он обладает плотной атмосферой (около 1 атм у поверхности), состоящей в основном из азота. Обнаружены и малые составляющие, включая метан СН₄ и синильную кислоту HСN. Молекула HCN — вероятно, одна из важнейших участниц предбиологического синтеза, но жизнь на поверхности Титана невозможна, так как средняя температура ее около -180°С.

Ударные кратеры покрывают поверхность спутников Сатурна — Дионы, Реи, Тефии, Мимаса, Япета, изображения которых были получены во время пролетов «Вояджера-1» и «Вояджера-2» через систему Сатурна в 1980-1981 гг.

С 5 до 15 возросло число известных спутников Урана в результате пролета «Вояджера-2» вблизи этой планеты (1980 г.). Были получены также изображения поверхности пяти известных ранее спутников: Титании, Оберона, Умбриэль, Ариэль и Миранды.

В системе Нептуна крупнейший спутник — Тритон. Его орбита сильно накло­нена к плоскости экватора планеты и он имеет обратное направление орбитального движения. По-видимому, он образовался отдельно от Нептуна и был им захвачен. Когда «Вояджер-2» совершил пролет через систему Нептуна (1989 г.) были полу­чены очень хорошие изображения Тритона, а спектроскопические исследования показали, что на нем есть разреженная атмосфера, состоящая из азота и метана. Метановый и азотный льды покрывают поверхность Тритона. Температура поверхности Тритона очень низкая (-235°С), но ее строение указывает на внутреннюю активность. Это тектонические и даже вулканические явления в вязкой ледяной среде, механизм которых пока не изучен.

У нескольких крупных спутников обнаружены собственные магнитные поля.

Из планет земной группы, кроме Земли, только Марс имеет два спутника, которые были открыты американским астрономом Холлом в 1877 г. Они очень близки к планете и слабы, наблюдать их поэтому трудно. Оба спутника представляют небольшие каменистые тела неправильной формы. Размеры Фобоса составляют 27´19 км, Деймоса — 16´11 км.

Кольца. Кольца Сатурна — один из самых красивых объектов, которые можно наблюдать в телескоп. Их впервые увидел Галилей в 1610 г., но установить действительную форму найденного им образования Галилею не удалось. Это сделал в 1655 г. Гюйгенс, который обнаружил, что оно представляет собой плоское кольцо, концентричное телу планеты, но не примыкающее к нему. Ныне известно, что «кольцо» представляет собой систему из многих сотен концентрических колец. При наблюдениях с Земли они сливаются и можно выделить лишь несколько градаций, обычно три: внешнее А, среднее В и внутреннее кольцо С. Внешнее кольцо А отделено от среднего кольца В резким темным промежутком, называемым щелью Кассини. Среднее кольцо является самым ярким. От внутреннего кольца С оно тоже отделено темным промежутком. Внутреннее кольцо С, темное и полупрозрачное, называется креповым кольцом. Край этого кольца Сатурна с внутренней стороны заметно размыт и сходит на нет постепенно. Фотографии, полученные «Вояджерами», показали многие удивительные детали, не нашедшие пока объяснения, например, радиальные лучи, переплетения, пучки. Кольца состоят из огромного количества частиц, находящихся в орбитальном движении вокруг планеты. Спектр отражения колец в ближайшей инфракрасной области содержит полосы поглощения, характерные для льда Н₂О. По-видимому, частицы колец со­стоят в основном из льда. При прохождении Земли через плоскость колец Сатурна удалось установить, что их толщина очень мала (несколько километров).

Юпитер и Уран тоже имеют кольца, но открыты они были только недавно. Они существенно менее развиты, и наблюдать их гораздо труднее. Кольцо Юпитера расположено в плоскости экватора, его радиус около 1,7 радиуса планеты. Впервые кольцо Юпитера было обнаружено на снимках, переданных с борта «Вояджера-1». Внутри кольца находится очень слабое «гало», заполняющее тороидальную зону между кольцом и облачным слоем планеты.

Уран имеет систему колец, но они тоже узкие. Их впервые обнаружили с Земли при наблюдениях покрытий звезд, но гораздо более полные данные были получены при пролете «Вояджера-2» вблизи Урана (1986 г.).

Наблюдения покрытий звезд Нептуном также дали определенные свидетельства о том, что у него есть система колец, но не очень уверенные, и наличие их было по настоящему установлено только при встрече «Вояджера-2» с Нептуном (1989 г.)

Дата добавления: 2013-12-12