Какая планета-спутник богата действующими вулканами

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера

Строение Солнечной системы

Пришло время полнее представить картину строения нашей Солнечной системы и более подробно рассказать о солнечной се­мье. Самым главным (и самым массивным!) ее членом является само Солнце. Поэтому не случайно великое светило занимает в Солнечной системе нейтральное положение. Оно окружено мно­гочисленными спутниками. Наиболее значительные из них — большие планеты. Планеты представляют собой шарообразные «небесные зем­ли». Подобно Земле и Луне, собственного света они не имеют — освещаются исключительно солнечными лучами. Известно де­вять больших планет, удаленных от центрального светила в сле­дующем порядке: Меркурий, Вeнepa, Земля, Марс, Юпитер, Са­турн, Уран, Нептун и Плутон. Пять планет — Меркурий, Венера, Марс, Юлитер и Сатурн — благодаря своему яркому блеску из­вестны людям с незапамятных времен. Николай Коперник к чис­лу планет отнес и нашу Землю. А самые далекие планеты — Уран, Нептун и Плутон — были открыты с помощью телескопов.

Наша Земля отстоит от Солнца на третьем месте. Ее среднее расстояние от него составляет 149 600 000 км. Оно принято за од­ну астрономическую единицу (1 а. е.,) и служит эталоном в изме­рении межпланетных расстояний. Свет проходит 1 а. е. за 8 минут и 19 секунд, или за 499 секунд.

Среднее расстояние Меркурия от Солнца равно 0,387 а. е., то есть он в 2.5 раза ближе к центральному светилу, чем наша Земля, а среднее расстояние далекого Плутона составляет почти 40 таких единиц. Радиосигналу, посланному с Земли в сторону Плутона, потребовалось бы на «путешествие» почти 5,5 часа. Чем дальше планета находится от Солнца, тем меньше лучистой энергии она получает. Поэтому средняя температура планет быстро падает с увеличением расстояния от лучезарного светила.

По физическим характеристикам планеты четко делятся на две группы. Четыре ближайшие к Солнцу — Меркурий, Венера, Зем­ля и Марс — называются планетами земной группы. Они сравни­тельно невелики, но их средняя плотность большая: примерно в 5 раз больше плотности воды. После Луны планеты Венера и Марс являются нашими ближайшими космическими соседями. Дале­кие от Солнца Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун значительно мас­сивнее планет земной группы и еще больше превосходят их по объему. В недрах этих планет вещество сильно сжато, тем не менее их средняя плотность невелика, а у Сатурна даже меньше плотно­сти воды. Следовательно, планеты-гиганты состоят из более лег­ких (летучих) веществ, нежели планеты земной группы.

Одно время к планетам типа Земли астрономы относили и Плутон. Однако последние исследования заставили ученых отка­заться от такого взгляда. Методом спектроскопии на его поверхно­сти обнаружен замерзший метан. Это открытие свидетельствует о сходстве Плутона с крупными спутниками планет-гигантов. Некоторые исследователи склоняются к мысли, что Плутон — это «убежавший» спутник Нептуна.

Еще Галилею, открывшему четыре самых больших спутника Юпитера (их называют галилеевыми спутниками), замечательное юпитерианское семейство представлялось Солнечной системой в миниатюре. Сегодня естественные спутники известны почти у всех больших планет (за исключением Меркурия и Венеры), а их общее количество возросло до 137. Особенно много спутни­ков-лун у планет-гигантов.

Если бы нам представилась возможность взглянуть на Солнеч­ную систему со стороны ее северного полюса, то можно было бы наблюдать картину упорядоченного движения планет. Все они движутся вокруг Солнца почти по круговым орбитам в одну и ту же сторону — противоположную вращению часовой стрелки. Та­кое направление движения в астрономии принято называть пря­мым движением. Но обращение планет совершается не вокруг геометрического центра Солнца, а вокруг общего центра масс всей Солнечной системы, по отношению к которому само Солнце опи­сывает сложную кривую. И очень часто этот центр масс оказыва­ется за пределами солнечного шара.

Солнечная система далеко не исчерпывается центральным светилом — Солнцем и девятью большими планетами с их спут­никами. Слов нет, большие планеты — самые важные представи­тели семьи Солнца. Однако у нашего великого светила есть еще очень много и других «родственников».

Немецкий ученый Иоганн Кеплер почти всю свою жизнь зани­мался поисками гармонии планетных движений. Он первый обра­тил внимание на то, что между орбитами Марса и Юпитера на­блюдается незаполненность пространства. И Кеплер оказался прав. Через два столетия в этом промежутке действительно была открыта планета, только не большая, а малая. По своему диамет­ру она оказалась в 3,4 раза, а по объему — в 40 раз меньше нашей Луны. Новую планету назвали по имени древнеримской богини Цереры, покровительницы земледелия.

С течением времени выяснилось, что у Цереры есть тысячи не­бесных «сестер» и большинство их движется как раз между орби­тами Марса и Юпитера. Там они образуют своеобразный пояс ма­лых планет. В основной массе это планеты-крошки с поперечником около 1 км. Второй пояс малых планет недавно открыт на ок­раинах нашей планетной системы — за орбитой Урана. Вполне возможно, что общее количество этих небесных тел в Солнечной системе достигает нескольких миллионов.

Но семья Солнца одними планетами (большими и малыми) не исчерпывается. Иногда на небе бывают видны хвостатые «звезды» — кометы. Они приходят к нам издалека и появляются обыч­но внезапно. Как считают ученые, на окраинах Солнечной систе­мы имеется «облако», состоящее из 100 млрд потенциальных, то есть ничем не проявляющихся кометных ядер. Вот оно-то и слу­жит постоянным источником наблюдаемых нами комет.

Изредка нас «навещают» кометы-великаны. Яркие хвосты та­ких комет простираются чуть ли не на все небо. Так, у сентябрь­ской кометы 1882 года хвост достигал в длину 900 млн км! Когда ядро этой кометы пролетало около Солнца, ее хвост уходил дале­ко за орбиту Юпитера.

Как видим, у нашего Солнца оказалась очень большая семья. Помимо девяти больших планет с их спутниками под началом ве­ликого светила находится еще не меньше 1 млн малых планет, по­рядка 100 млрд комет, а также бесчисленное множество метеорных тел: от глыб размером в несколько десятков метров до микро­скопических пылинок.

План Солнечной системы

Измерение космических расстояний

Чтобы изучать строение Вселенной и природу небесных тел, астроном должен уметь прежде всего определять расстояния до интересующих его космических объектов. Как же измеряются расстояния до Луны и планет, Солнца и звезд?

Все эти расстояния в конечном счете зависят от значения среднего расстояния Земли от Солнца — так называемой астроно­мической единице, а она непосредственно зависит от точности измерения размеров самой Земли. Обратимся к чертежу.

При наблюдении Солнца из удаленных точек земной поверх­ности наше дневное светило претерпевает параллактическое сме­щение. Оно будет наибольшим, если два наблюдателя расположатся в диаметрально противоположных точках земного шара. Измерения показали, что угол этого смещения очень мал — около 18 секунд дуги, то есть под таким углом с Солнца должна быть видна наша Земля.

При наблюдении относительно близкого небесного тела (Луны, Солнца, планеты) из удаленных точек земной поверхности происходит так называемое параллактическое смещение, то есть тело кажется находящимся в разных точках небесной сферы

Из тригонометрии известно, что предмет бывает виден под углом, равным одной секунде дуги, если он удален от наблюдателя на расстояние, в 206 265 раз превышающее его линейные размеры или его диаметр. Следовательно, расстояние Земля-Солнце примерно в 11 500 раз (206 265 : 18 = 11 500) больше диаметра Земли. Однако из-за большой яркости Солнца и нагревания инструмен­та (ведь труба телескопа наводится на дневное светило!) такие из­мерения приводят к потере точности. Поэтому французские астрономы Джан Доменико Кассини и Жан Рише (ок. 1640-1696) решили определить расстояние до Солнца путем измерения па­раллакса Марса — углового смещения планеты на фоне далеких звезд — во время его великого противостояния в 1672 году. Касси­ни измерял положение планеты из Парижа, а Рише — из Кайен­ны, города Французской Гвианы в Южной Америке.

С открытием третьего закона Кеплера относительные расстоя­ния планет в Солнечной системе, выраженные в долях среднего расстояния Земля-Солнце, были хорошо известны. Но чтобы по­лучить масштаб планетной системы и определить абсолютное значение астрономической единицы, достаточно было измерить расстояние между двумя любыми планетами. Измерять же поло­жение планет относительно звезд можно гораздо точнее, чем по­ложение яркого Солнца на дневном небе. Этим и воспользовались впервые Кассиии и Рише.

Математическая обработка наблюдений, выполненная Касси­ии в 1673 году, дала значение параллакса Солнца 9,5 секунды ду­ги. Здесь под параллаксом следует понимать угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли. Отсюда получалось, что среднее расстояние Земли от Солнца (1 а. е.) равно 138,5 млн км (в современных мерах длины), что на 11,1 млн км меньше дей­ствительного значения. Но по тем временам даже такой результат считался большим научным достижением.

Английский астроном Эдмонд Галлей (1656-1742) предло­жил метод определения расстояния от Земли до Солнца путем на­блюдения прохождений Венеры по солнечному диску. Ближай­шее такое прохождение должно было состояться в 1761 году, и во все концы света были снаряжены астрономические экспедиции.

Параллактическое смещение близкой звезды на фоне звездного неба

Разрабатывались и другие способы определения длины астрономической единицы. В частности, астрономы Пулковской обсерватории в 1842-1880 г.г. выполнили точные измерения смещений видимых положений звезд, происходящих по причине дви­жения Земли вокруг Солнца и конечной скорости света (так называемые аберрационные смещения), и нашли, что па­раллакс Солнца равен 8,79 се­кунды дуги; астрономическая единица равна 149,6 млн км, что совпадает с современными измерениями. Но Парижская международная конференция астрономов в 1896 году приня­ла округленные значения: параллакс равен 8,80 секунды ду­ги, астрономическая единица равна 149,5 млн км. Этими зна­чениями астрономы пользова­лись вплоть до 1970 года.

В январе 1931 г. малая планета Эрос проходила от Земли на расстоянии всего лишь 0,17 а. е. В наблюдениях (главным образом фотографи­ческих) приняли участие 21 астрономическая обсерватория, в том числе Пулковская. Из наблюдений Эроса была найдена величина параллакса Солнца 8,79 секунды дуги. Вычисленное по новому параллаксу среднее расстояние Земли от центральною светила составляло 149 млн 669 тыс. км.

В 60-х годах XX в. астрономы для измерения расстояний до небесных тел Солнечной системы стали применять более точный — радиолокационный метод. Сущность этого метода состоит в том, что в сторону небесного тела посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн в космическом пространстве равна скорости света — 299 792,458 км/с. Поэтому, если точно измерить время, ко­торое необходимо сигналу, чтобы достичь небесного тела и после отражения от его поверхности возвратиться обратно, нетрудно вы­числить искомое расстояние.

Так были уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера. Из радиолокационных наблюдений Венеры, проведенных в СССР, США и Англии, было определено значе­ние астрономической единицы: 1 а. е. = 149 597 870 км, с воз­можной ошибкой около 1 км. Такой точности более чем доста­точно для нужд астрономии и космонавтики. В практических це­лях пользуются округленным значением астрономической еди­ницы — 149 млн 600 тыс. км, которому соответствует параллакс Солнца — 8,794 секунды дуги.

D = 206265/р * R

где D — расстояние от центра Земли до центра небесною тела, выраженное в км; R — экваториальный радиус Земли,                  равный 6378,160 км; р — параллакс небесного тела, выраженный в секундах дуги.

Метод параллакса пригоден и для определения расстоянии до ближайших звезд. Только в качестве базиса используется не ради­ус Земли, а средний радиус земной орбиты. Если большая полу­ось земной орбиты, расположенная перпендикулярно направле­нию на звезду, то расстояние до звезды вычисляется по формуле:

r = 206265/π а.е.

где π выражено в секундах дуги

Из формулы видно, что параллаксу в одну секунду дуги (π = 1) соответствует расстояние, равное 206 265 а.е. Оно называется парсеком (от слов «параллакс» и «секунда») и сокращенно обо­значается пк.

Пк — единица расстояния, которая широко используется в звездной астрономии, так как астрономическая единица слишком мала для измерения расстояний до звезд. Расстояние в парсеках вычисляется по очень простой формуле:

r = 1/π

где π — параллакс звезды в секундах дуги.

Самая близкая к нам звезда альфа Центавра имеет параллакс — 0,76 секунды дуги. Стало быть, расстояние до нее — 1,32 пк.

Расстояния до звезд измеряют еще в световых годах. Свето­вой год — это такое расстояние, которое свет проходит за один тропический год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра солнечного диска через точку весеннего равнодействия, 365,242190 средних солнечных суток). В тропическом году около 3,16 * 107 секунд. Умножая это число на скорость света, получим: 1 световой год = 9,46 • 1012 км = 63 239,7 а. е.

Полезно запомнить такие соотношения:

• 1 парсек (пк) = 30,86 * 1012 км = 3,26 светового года;
• 1 килопарсек (кпк) = 1000 пк;
• 1 мегапарсек (Мпк) = 1 000 000 пк.