|
|
ёп≥тер.
|
ѕершим кораблем, що л≥тав до ёп≥тера в 1973 роц≥, був Pioneer 10, а п≥зн≥ше це були Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 ≥ Ulysses. осм≥чний корабель Galileo нещодавно знаходивс¤ на пост≥йн≥й орб≥т≥ навколо ёп≥тера ≥ надсилав одержан≥ дан≥ до 2002 року.
¬ивчати планети-г≥ганти за допомогою косм≥чноњ техн≥ки почали на дес¤тил≥тт¤ п≥зн≥ше, н≥ж планети земноњ групи. 3 березн¤ 1972 р. ≥з «емл≥ стартував американський косм≥чний апарат "ѕ≥онер-10". „ерез 6 м≥с¤ц≥в польоту апарат усп≥шно минав по¤с астероњд≥в ≥ ще через 15 м≥с¤ц≥в дос¤г околиць "цар¤ планет", пройшовши на в≥дстан≥ 130 300 км в≥д нього в грудн≥ 1973 р.
«а допомогою ориг≥нального фотопол¤риметра отримано 340 зн≥мк≥в хмарного покриву ёп≥тера ≥ поверхонь чотирьох самих великих супутник≥в: ≤о, ™вропи, √ан≥меда ≥ алл≥сто. р≥м ¬еликоњ „ервоноњ ѕл¤ми, розм≥ри ¤коњ перевищують д≥аметр нашоњ планети, ви¤влена б≥ла пл¤ма д≥аметром б≥льше 10 тис. к≥лометр≥в. ≤нфрачервоний рад≥ометр показав, що температура зовн≥шнього хмарного покриву складаЇ 133 ƒќ. Ѕуло ви¤влено також, що ёп≥тер випром≥нюЇ в 1,6 рази б≥льше тепла, н≥ж одержуЇ в≥д —онц¤; уточнена маса планети ≥ супутника ≤о.
ƒосл≥дженн¤ показали, що ёп≥тер волод≥Ї могутн≥м магн≥тним полем; також була зареЇстрована зона з ≥нтенсивною рад≥ац≥Їю (у 10 тис. раз б≥льше, н≥ж у навколоземних рад≥ац≥йних по¤сах) на в≥дстан≥ 177 тис. к≥лометр≥в в≥д планети. ѕрит¤ганн¤ ёп≥тера сильно зм≥нило траЇктор≥ю польоту апарату. "ѕ≥онер-10" почав рухатис¤ по дотичн≥й до орб≥ти ёп≥тера, в≥ддал¤ючись в≥д «емл≥ майже по пр¤м≥й. ÷≥каво, що шлейф магн≥тосфери ёп≥тера був ви¤влений за межами орб≥ти —атурна. ” 1987 р. "ѕ≥онер-10" вийшов за границ≥ —он¤чноњ системи.
“раса "ѕ≥онера-11", що пролет≥в на в≥дстан≥ 43 тис. к≥лометр≥в в≥д ёп≥тера в грудн≥ 1974 р., була розрахована ≥накше. ¬≥н пройшов м≥ж по¤сами ≥ самою планетою, не одержавши небезпечноњ дози рад≥ац≥њ. Ќа цьому апарат≥ були встановлен≥ т≥ ж прилади, що ≥ на попередньому. јнал≥з кольорових зображень хмарного шару, отриманих фотопол¤риметром, дозволив ви¤вити особливост≥ ≥ структуру хмар. ѓхн¤ висота ви¤вилас¤ р≥зною в смугах ≥ розташованих м≥ж ними зонах. ¬≥дпов≥дно до досл≥джень "ѕ≥онера-II", св≥тл≥ зони ≥ ¬елика „ервона ѕл¤ма характеризуютьс¤ висх≥дними теч≥¤ми в атмосфер≥. ’мари в них розташован≥ вище, н≥ж у сус≥дн≥х област¤х смуг, ≥ тут холодн≥ше.
ѕрит¤ганн¤ ёп≥тера розвернуло "ѕ≥онер-11" майже на 180∞. ѕ≥сл¤ дек≥лькох корекц≥й траЇктор≥њ польоту в≥н перетнув орб≥ту —атурна недалеко в≥д самоњ планети.
"¬о¤джер-1" зробив прол≥т б≥л¤ ёп≥тера в березн≥ 1979 р., а "¬о¤джер-2" пройшов повз г≥ганта на чотири м≥с¤ц≥ п≥зн≥ше. ¬они передали на «емлю зн≥мки хмарного покриву ёп≥тера ≥ поверхонь найближчих супутник≥в з дивними подробиц¤ми. јтмосферн≥ маси червоного, жовтогар¤чого, жовтого, коричневого ≥ синього кольор≥в пост≥йно перем≥щалис¤. —муги вихрових поток≥в захоплювали один одного, то звужуючись, то розширюючись. Ўвидк≥сть перем≥щенн¤ хмар ви¤вилас¤ р≥вною 11 км/с. ¬елика „ервона ѕл¤ма оберталас¤ проти вартовий стр≥лки ≥ робилас¤ повний оборот за 6 год. "¬о¤джер-1" вперше показав, що в ёп≥тера Ї система бл≥дих к≥лець, розташованих на в≥дстан≥ 57 тис. к≥лометр≥в в≥д хмарного покриву планети, а на супутнику ≤о д≥ють в≥с≥м вулкан≥в. "¬о¤джер-2" пов≥домив через к≥лька м≥с¤ц≥в, що ш≥сть з них продовжують активно д≥¤ти. ‘отограф≥њ ≥нших гал≥леЇвих супутник≥в - ™вропи, √ан≥меда ≥ алл≥сто - показали, що њхн≥ поверхн≥ р≥зко в≥др≥зн¤ютьс¤ друг в≥д друга.
јмериканський косм≥чний апарат "√ал≥лео", доставлений на навколоземну орб≥ту у вантажному в≥дс≥ку корабл¤ багаторазового використанн¤ "јтлант≥с", ¤вл¤в собою апарат нового покол≥нн¤ дл¤ досл≥дженн¤ х≥м≥чного складу ≥ ф≥зичних характеристик ёп≥тера, а також дл¤ б≥льш детального фотографуванн¤ його супутник≥в. јпарат складавс¤ з орб≥тального модул¤ дл¤ тривалих спостережень ≥ спец≥ального зонда, що повинен був проникнути в атмосферу планети. “раЇктор≥¤ "√ал≥лео" була досить складною. —початку апарат направивс¤ до ¬енери, повз ¤ку пройшов у лютому 1990 р. ѕот≥м по нов≥й траЇктор≥њ в грудн≥ в≥н повернувс¤ до «емл≥. Ѕули передан≥ численн≥ фотограф≥њ ¬енери, «емл≥ ≥ ћ≥с¤ц≥.
” жовтн≥ 1991 р., проход¤чи через по¤с астероњд≥в, апарат сфотографував малу планету √аспра. ѕовернувшись до «емл≥ друг раз у грудн≥ 1992 р. ≥ одержавши нове прискоренн¤, в≥н кинувс¤ до основноњ мети своЇњ подорож≥ - ёп≥теров≥. ¬и¤вившись у серпн≥ 1993 р. знову в по¤с≥ астероњд≥в, в≥н сфотографував ще одну малу планету, …ду.
„ерез два роки "√ал≥лео" дос¤г околиць ёп≥тера. ѕо команд≥ з «емл≥ в≥д нього в≥докремивс¤ зонд, що спускаЇтьс¤, ≥ прот¤гом п'¤ти м≥с¤ц≥в робив самост≥йний пол≥т до границь атмосфери ёп≥тера з≥ швидк≥стю 45 км/с. «а рахунок опору њњ верхн≥х шар≥в прот¤гом двох хвилин швидк≥сть знизилас¤ до к≥лькох сотень метр≥в у секунду. ѕри цьому перевантаженн¤ перевершували земну силу ваги в 230 раз≥в. јпарат проникнув в атмосферу на глибину 156 км ≥ функц≥онував прот¤гом 57 хв. ƒан≥ про атмосферу ретранслювалис¤ через основний блок "√ал≥лео".
√азов≥ планети, до ¤ких в≥дноситьс¤ ёп≥тер, не мають твердоњ поверхн≥, њхн≥й газопод≥бний матер≥ал просто стаЇ б≥льш щ≥льним ≥з глибиною (рад≥уси ≥ д≥аметри дл¤ таких планет визначаютьс¤ по р≥вн¤х, що в≥дпов≥даЇ тиску в 1 атмосферу). “ак що коли ми дивимос¤ на таку планету, ми бачимо верхн≥ шари хмар.
ёп≥тер складаЇтьс¤ приблизно на 90% з водню ≥ на 10% з гел≥ю (по числу атом≥в ≥ в сп≥вв≥дношенн≥ 75/25 % по мас≥) з≥ сл≥дами метану, води, ам≥аку. ÷ей склад дуже близький до складу споконв≥чноњ —он¤чноњ “уманност≥, з ¤коњ сформувалас¤ вс¤ —он¤чна система. ѕод≥бний склад ≥ в —атурна, а до складу ”рана ≥ Ќептуна входить набагато менше водню ≥ гел≥ю.
Ќаш≥ знанн¤ щодо внутр≥шньоњ будови ёп≥тера (≥ ≥нших газових планет) нос¤ть непр¤мий характер ≥, ≥мов≥рно, ще довго залишатьс¤ такими. јтмосферний зонд √ал≥лео передав дан≥ про склад атмосфери усього на глибин≥ 150 км. нижче верхн≥х шар≥в хмар. ёп≥тер, можливо, маЇ ¤дро з твердого матер≥алу, маса ¤кого складаЇ приблизно в≥д 10 до 15 мас «емл≥.
¬ище ¤дра знаходитьс¤ основний обс¤г планети у форм≥ р≥дкого металевого водню. ÷¤ екзотична форма можлива т≥льки при тисках, що перевищують 4 м≥льйони бар. –≥дкий металевий водень складаЇтьс¤ з ≥он≥зованих протон≥в ≥ електрон≥в (¤к усередин≥ —онц¤, але при б≥льш низьк≥й температур≥). ѕри так≥й температур≥ ≥ тиску, ¤к у ёп≥тера, водень усередин≥ нього - р≥дина, а не газ. ¬≥н Ї електричним пров≥дником ≥ джерелом магн≥тного пол¤ ёп≥тера. ÷ей водневий шар, можливо, також м≥стить де¤ку к≥льк≥сть гел≥ю.
Ќайб≥льш в≥ддалений в≥д ¤дра шар складаЇтьс¤ насамперед з≥ звичайного молекул¤рного водню ≥ гел≥ю, що знаход¤тьс¤ в р≥дкому стан≥ усередин≥ ≥ поступово переход¤ть у газопод≥бний ззовн≥. јтмосфера, що ми бачимо - т≥льки сама верхн¤ частина цього глибокого р≥вн¤. “акож присутн≥, але в малюс≥ньких к≥лькост¤х, вода, двоокис вуглецю, метан ≥ ≥нш≥ прост≥ молекули.
як думають, ≥снуЇ три ч≥тко вид≥люваних шари хмар: ≥з замороженого ам≥аку, г≥дросульф≥ду амон≥ю ≥ сум≥ш≥ льоду ≥ води.
ƒан≥ атмосферного зонда Galileo також показують значно меншу к≥льк≥сть води, н≥ж оч≥кували.
Ќа ёп≥тер≥ й ≥нших газових планетах ≥снують смуги, обмежен≥ по широт≥, усередин≥ ¤ких дують в≥три з дуже високими швидкост¤ми, причому њхн≥ напр¤мки протилежн≥ в сум≥жних смугах. Ќевеликоњ р≥зниц≥ в х≥м≥чному склад≥ ≥ температур≥ м≥ж цими област¤ми досить дл¤ того, щоб вони вигл¤дали ¤к кольоров≥ смуги, що ми бачимо на зображенн¤х цих планет. —в≥тл≥ смуги називаютьс¤ зонами, темн≥ - по¤сами. —муги були в≥дом≥ ¤кийсь час на ёп≥тер≥, але вихри на границ≥ м≥ж смугами були вперше зам≥чен≥ завд¤ки спостереженн¤м на Voyager. «г≥дно даним зонда Galileo ви¤влено, що швидк≥сть в≥тру ви¤вилас¤ набагато вище оч≥куваною (б≥льше н≥ж 400 миль у годину), ≥ ц≥ потоки простираютьс¤ на всю глибину атмосфери, на ¤ку був здатний опуститис¤ зонд; вони можуть проникати на тис¤ч≥ к≥лометр≥в усередину планети. ¬и¤вилос¤, що атмосфера ёп≥тера високо турбулентна.
яскрав≥ кольори, видим≥ в хмарах ёп≥тера, Ї результатом прот≥канн¤ р≥зних х≥м≥чних реакц≥й елемент≥в, що Ї присутн≥ми в атмосфер≥, можливо, включаючи с≥рку, на¤вн≥сть ¤коњ може давати широкий спектр кв≥т≥в, але подробиц≥ поки не в≥дом≥.
ольори сп≥вв≥днос¤тьс¤ з висотою хмар: син≥ - найнижч≥, супроводжуван≥ коричневими та б≥лими, найвищ≥ - червон≥. ≤нод≥ ми можемо спостер≥гати нижн≥ р≥вн≥ через розриви у верхн≥х шарах хмар.
¬елика „ервона ѕл¤ма була пом≥чена земними спостер≥гачами б≥льш н≥ж 300 рок≥в тому (в≥дкритт¤ приписуЇтьс¤ асс≥н≥, чи –обертов≥ ’уку, у 17 стол≥тт≥). ¬она маЇ розм≥ри 12 000 на 25 000 км - досить дл¤ того, щоб вм≥стити дв≥ так≥ планети, ¤к «емл¤. ≤нш≥ менш≥ под≥бн≥ пл¤ми спостер≥галис¤ прот¤гом дес¤тил≥ть. ≤нфрачервон≥ спостереженн¤ ≥ напр¤мок њњ обертанн¤ вказують, що ц¤ пл¤ма - область високого тиску, над ¤кою верхн≥ шари хмар розташовуютьс¤ значно вище ≥ вони б≥льш холодн≥, н≥ж над навколишн≥ми област¤ми. ѕод≥бн≥ структури були пом≥чен≥ на —атурн≥ ≥ Ќептун≥. Ќе в≥домо, ¤к так≥ структури можуть збер≥гатис¤ так довго.
ёп≥тер випром≥нюЇ в космос б≥льшу к≥льк≥сть енерг≥њ, н≥ж одержуЇ в≥д —онц¤. ”середин≥ ёп≥тера - гар¤че ¤дро, температура ¤кого складаЇ приблизно 20 000 K. “еплота генеруЇтьс¤ механ≥змом ельв≥на - √ельмгольца, за рахунок пов≥льного грав≥тац≥йного стиску планети. ёп≥тер не робить енерг≥ю ¤дерним синтезом, ¤к —онце; в≥н занадто малий, ≥ його внутр≥шн¤ температура занадто холодна дл¤ того, щоб запустити ¤дерн≥ реакц≥њ. ÷¤ внутр≥шн¤ теплота, можливо, викликаЇ конвекц≥ю глибоко в р≥дких шарах ёп≥тера, вследствии чого ми спостер≥гаЇмо складн≥ рухи у верхн≥х шарах хмар. —атурн ≥ Ќептун под≥бн≥ ёп≥теров≥ в цьому в≥дношенн≥, але ”ран, ¤к не дивно, немаЇ.
ёп≥тер маЇ величезне магн≥тне поле, набагато б≥льш сильне, чим у «емл≥. ћагн≥тосфера т¤гнетьс¤ б≥льше чим на 650 м≥льйон≥в км - за орб≥ту —атурна! «верн≥ть увагу, що магн≥тосфера ёп≥тера далека в≥д сферичноњ - вона т¤гнетьс¤ на к≥лька м≥льйон≥в к≥лометр≥в у напр¤мку до —онц¤. —упутники ёп≥тера, отже, знаход¤тьс¤ в межах його магн≥тосфери, що може частково по¤снювати активн≥сть на ≤о. Ќа жаль дл¤ майбутн≥х косм≥чних мандр≥вник≥в ≥ проектувальник≥в косм≥чних корабл≥в Voyager ≥ Galileo, навколишнЇ середовище навколо ёп≥тера м≥стить висок≥ р≥вн≥ енергетичних часток, захоплених магн≥тним полем ёп≥тера. ÷¤ рад≥ац≥¤ под≥бна знайденоњ в межах –ад≥ац≥йних по¤с≥в ¬ан јллена «емл≥, але набагато б≥льш ≥нтенсивна, вона згубна дл¤ незахищеноњ людини.
” ёп≥тера Ї к≥льц¤, под≥бно —атурну, але набагато б≥льш слабк≥.
Ќа в≥дм≥ну в≥д —атурна, к≥льц¤ ёп≥тера - темн≥ (альбедо приблизно 0.05). ¬они складаютьс¤ з дуже др≥бних часток г≥рських пор≥д. “акож на в≥дм≥ну в≥д к≥лець —атурна вони не м≥ст¤ть льоду.
” липн≥ 1994 року комета Ўумахера-Ћев≥ з≥штовхнулас¤ з ёп≥тером. Ќасл≥дки було ¤сно видно нав≥ть в аматорськ≥ телескопи. ”ламки, що залишилис¤ в≥д з≥ткненн¤, можна було спостер≥гати ще майже ц≥лий р≥к.
ёп≥тер часто Ї самою ¤скравою "з≥ркою" нашого неба, уступаючи по ¤скравост≥ т≥льки ¬енер≥, що р≥дко видна в темному неб≥. „отири його супутники легко можна побачити в б≥нокль; к≥лька смуг ≥ ¬елика „ервона ѕл¤ма можна спостер≥гати за допомогою невеликого телескопа.
ќбертанн¤ ёп≥тера поступово спов≥льнюЇтьс¤ через приливне гальмуванн¤, виробленого на нього його великими супутниками. “≥ ж сам≥ приливн≥ сили зм≥нюють орб≥ти м≥с¤ц≥в, змушуючи њх дуже пов≥льно в≥ддал¤тис¤ в≥д ёп≥тера.
***********************************************
|
|
