Как все мы знаем Солнце - это самая близкая к Земле звезда, источник света, тепла и жизни на нашей планете.
Согласно научным сведениям своим появлением Солнце обязано гигантскому пылевому и газовому облаку, находившемуся на месте Солнечной системы больше 5 миллиардов лет назад. Вышеупомянутое облако - это остатки старых разрушенных звезд. В центре облака под действием гравитации сначала сформировался некий сгусток материи и газа - протозвезда. Под все нарастающим давлением и силой тяжести протозвезда в какой-то момент вспыхнула и превратилась в молодую звезду. В недрах новорожденной звезды начали происходить термоядерные процессы - образование гелия из водорода. Как побочное действие этих реакций, появились свет и тепло, благодаря которым на Земле и зародилась жизнь.
А что еще нам известно о Солнце, помимо того, что без него земная жизнь возможно бы и не зародилась?
Изучение Планет Солнечной системы
До конца XX века принято было считать, что в Солнечной системе девять планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Но в последнее время было открыто множество объектов за орбитой Нептуна, причем некоторые из них похожи на Плутон, а иные даже больше него по размерам. Поэтому в 2006 г. астрономы уточнили классификацию: 8 крупнейших тел - от Меркурия до Нептуна - считаются классическими планетами, а Плутон стал прототипом нового класса объектов - карликовых планет. Ближайшие к Солнцу 4 планеты принято называть планетами земной группы, а следующие 4 массивных газовых тела называют планетами-гигантами. Карликовые планеты в основном населяют область за орбитой Нептуна - пояс Койпера.
Луна - естественный спутник Земли и самый яркий объект на ночном небе. Формально Луна не планета, но она существенно крупнее всех планет-карликов, большинства спутников планет и не сильно уступает в размере Меркурию. На Луне нет привычной для нас атмосферы, нет рек и озер, растительности и живых организмов. Сила тяжести на Луне в шесть раз меньше, чем на Земле. День и ночь с перепадами температур до 300 градусов длятся по две недели. И тем не менее Луна все больше привлекает землян возможностью использовать ее уникальные условия и ресурсы. Поэтому Луна - наша первая ступень в знакомстве с объектами Солнечной системы.
Луна хорошо исследована как с помощью наземных телескопов, так и благодаря полетам более 50 космических аппаратов и кораблей с космонавтами. Советские автоматические станции «Луна-3» (1959 г.) и «Зонд-3» (1965 г.) впервые сфотографировали восточную и западную части невидимого с Земли полушария Луны. Искусственные спутники Луны исследовали ее гравитационное поле и рельеф. Самоходные аппараты «Луноход-1 и -2» передали на Землю множество снимков и информацию о физико-механических свойствах грунта. Двенадцать американских астронавтов с помощью кораблей «Аполлон» в 1969-1972 гг. побывали на Луне, где проводили исследования поверхности в шести различных местах посадок на видимой стороне, установили там научную аппаратуру и привезли на Землю около 400 кг лунных пород. Зонды «Луна-16, -20 и -24» в автоматическом режиме выполнили бурение и доставили лунный грунт на Землю. Космические аппараты нового поколения «Клементина» (1994 г.), «Лунар Проспектор» (1998-99 гг.) и «Смарт-1» (2003-06 гг.) получили более точные сведения о рельефе и гравитационном поле Луны, а также обнаружили на поверхности залежи водородосодержащих материалов, возможно, водяного льда. В частности, повышенная концентрация этих материалов обнаружена в постоянно затененных понижениях около полюсов.
Китайский аппарат «Чаньэ-1», запущенный 24 октября 2007 года, выполнил фотографирование лунной поверхности и сбор данных для составления цифровой модели ее рельефа. 1 марта 2009 года аппарат был сброшен на поверхность Луны. 8 ноября 2008 г. на селеноцентрическую орбиту был выведен индийский аппарат «Чандрайян 1». 14 ноября от него отделился зонд, совершивший жесткую посадку в районе южного полюса Луны. Аппарат работал в течение 312 дней и передавал данные о распределении химических элементов по поверхности и о высотах рельефа. Японская АМС «Кагуя» и два дополнительных микроспутника «Окина» и «Оюна», работавшие в 2007-2009 гг., выполнили научную программу исследований Луны и передали данные о высотах рельефа и распределении силы тяжести на ее поверхности с высокой точностью.
Новым важным этапом в исследовании Луны стал запуск 18 июня 2009 года двух американских АМС «Lunar Reconnaissance Orbiter» (Лунный орбитальный разведчик) и «LCROSS» (спутник по наблюдению и детектированию лунных кратеров). 9 октября 2009 г. АМС «LCROSS» была направлена в кратер Кабео. На дно кратера сначала упала отработавшая ступень ракеты «Атлас-V» массой 2,2 т. Примерно через четыре минуты туда же упала АМС «LCROSS» (массой 891 кг), которая перед падением промчалась сквозь поднятое ступенью облако пыли, успев сделать необходимые исследования до момента гибели аппарата. Американские исследователи считают, что им всё-таки удалось найти некоторое количество воды в облаке лунной пыли. «Лунный орбитальный разведчик» продолжает исследовать Луну с полярной окололунной орбиты. На борту космического аппарата установлен российский прибор ЛЕНД (лунный исследовательский нейтронный детектор), предназначенный для поиска замёрзшей воды. В районе Южного полюса им обнаружено большое количество водорода, который может быть признаком наличия там воды в связанном состоянии.
В недалёком будущем начнётся освоение Луны. Уже в наши дни детально разрабатываются проекты создания на её поверхности постоянно действующей обитаемой базы. Длительное или постоянное присутствие на Луне сменных экипажей такой базы позволит решать более сложные научные и прикладные задачи.
Движется Луна под воздействием тяготения, в основном, двух небесных тел - Земли и Солнца на среднем расстоянии 384 400 км от Земли. В апогее это расстояние увеличивается до 405 500 км, в перигее уменьшается до 363 300 км. Период обращения Луны вокруг Земли по отношению к далеким звездам составляет около 27,3 суток (сидерический месяц), но поскольку вместе с Землей Луна обращается вокруг Солнца, ее положение относительно линии Солнце-Земля повторяется через несколько больший промежуток времени - около 29,5 суток (синодический месяц). За этот период проходит полная смена лунных фаз: от новолуния к первой четверти, затем к полнолунию, к последней четверти и вновь к новолунию. Вращение Луны вокруг оси происходит с постоянной угловой скоростью в том же направлении, в котором она обращается вокруг Земли, и с тем же периодом 27,3 суток. Именно поэтому с Земли мы видим только одно полушарие Луны, которое так и называем - видимое; а другое полушарие всегда скрыто от наших глаз. Это не видимое с Земли полушарие называют обратной стороной Луны. Фигура, образованная физической поверхностью Луны, очень близка к правильной сфере со средним радиусом 1737,5 км. Площадь поверхности лунного шара составляет около 38 млн. км 2 , что составляет лишь 7,4% площади земной поверхности, или около четверти площади земных материков. Соотношение масс Луны и Земли составляет 1:81,3. Средняя плотность Луны (3,34 г/см 3) значительно меньше средней плотности Земли (5,52 г/см 3). Сила тяжести на Луне в шесть раз меньше, чем на Земле. В летний полдень близ экватора поверхность разогревается до +130° С, в отдельных местах и выше; а ночью температура падает до -170 °С. Быстрое остывание поверхности наблюдается и во время лунных затмений. На Луне выделяют области двух типов: светлые - материковые, занимающие 83% всей поверхности (включая обратную сторону), и темные области, названные морями. Такое деление возникло еще в середине XVII века, когда предполагалось, что на Луне действительно имеется вода. По минералогическому составу и содержанию отдельных химических элементов лунные породы на темных участках поверхности (морях) очень близки к земным породам типа базальтов, а на светлых участках (материках) - к анортозитам.
В вопросе о происхождении Луны пока нет полной ясности. Особенности химического состава лунных пород позволяют предположить, что Луна и Земля образовались в одной и той же области Солнечной системы. Но разница в их составе и внутреннем строении заставляет думать, что оба эти тела не были в прошлом единым целым. Большинство крупных кратеров и огромные впадины (многокольцевые бассейны) появились на поверхности лунного шара в период сильной бомбардировки поверхности. Около 3,5 млрд. лет назад в результате внутреннего разогрева из недр Луны излились на поверхность базальтовые лавы, заполнившие низины и круглые впадины. Так образовались лунные моря. На обратной стороне из-за более толстой коры излияний было значительно меньше. На видимом полушарии моря занимают 30% поверхности, а на обратном - лишь 3%. Таким образом, эволюция лунной поверхности в основном завершилась около 3 млрд. лет назад. Метеоритная бомбардировка продолжалась, но уже с меньшей интенсивностью. В результате длительной переработки поверхности образовался верхний рыхлый слой пород Луны - реголит, толщиной в несколько метров.
Ближайшая к Солнцу планета названа в честь античного бога Гермеса (у римлян Меркурий) - посланника богов и бога зари. Меркурий находится на среднем расстоянии 58 млн. км или 0.39 а.е. от Солнца. Двигаясь по сильно вытянутой орбите, он в перигелии приближается к Солнцу на расстояние 0,31 а.е., а в максимальном удалении находится на расстоянии 0,47 а.е., совершая полный оборот за 88 земных суток. В 1965 г. методами радиолокации с Земли было установлено, что период вращения этой планеты составляет 58.6 суток, то есть за 2/3 своего года он завершает полный оборот вокруг своей оси. Сложение осевого и орбитального движений приводит к тому, что, находясь на линии Солнце - Земля, Меркурий всегда повернут одной и той же стороной к нам. Солнечные сутки (промежуток времени между верхними или нижними кульминациями Солнца) продолжаются на планете 176 земных суток.
В конце ХIХ века астрономы пытались зарисовать темные и светлые детали, наблюдаемые на поверхности Меркурия. Наиболее известны работы Скиапарелли (1881-1889 гг.) и американского астронома Персиваля Ловелла (1896-1897 гг.). Интересно, что астроном Т. Дж. Си в 1901 г. даже объявил о том, что он видел кратеры на Меркурии. Мало кто поверил в это, однако впоследствии 625-километровый кратер (Бетховен) оказался в месте, отмеченном Си. Французский астроном Эжен Антониади составил в 1934 г. карту «видимого полушария» Меркурия, поскольку тогда считалось, что всегда освещено лишь одно его полушарие. Отдельным деталям на этой карте Антониади дал названия, которые частично используются и на современных картах.
Составить действительно надежные карты планеты и увидеть мелкие детали рельефа поверхности впервые удалось благодаря американскому космическому зонду «Маринер-10», запущенному в 1973 г. Он трижды сближался с Меркурием и передавал на Землю телевизионные изображения различных участков его поверхности. В общей сложности было снято 45% поверхности планеты, в основном - западное полушарие. Как оказалось, вся его поверхность покрыта множеством кратеров разных размеров. Удалось уточнить значение радиуса планеты (2439 км) и её массы. Датчики температуры позволили установить, что в течение дня температура поверхности планеты поднимается до 510° С, а ночью опускается до -210° С. Напряжённость его магнитного поля составляет около 1% от напряжённости земного магнитного поля. Более 3 тыс. фотографий, полученных при третьем подлете, имели разрешение до 50 м.
Ускорение свободного падения на Меркурии составляет 3,68 м/с 2 . Космонавт на этой планете будет весить почти в три раза меньше, чем на Земле. Поскольку выяснилось, что средняя плотность Меркурия почти такая же, как и у Земли, предполагается существование у Меркурия железного ядра, занимающего примерно половину объема планеты, над которым расположена мантия и силикатная оболочка. Меркурий получает в 6 раз больше солнечного света на единицу площади, чем Земля. Причем большая часть солнечной энергии поглощается, поскольку поверхность планеты темная, отражающая лишь 12-18 процентов падающего света. Поверхностный слой планеты (реголит) сильно измельчен и служит прекрасной теплоизоляцией, так что на глубине нескольких десятков сантиметров от поверхности температура постоянная - около 350 градусов К. У Меркурия обнаружена чрезвычайно разреженная гелиевая атмосфера, создаваемая «солнечным ветром», который обдувает планету. Давление такой атмосферы у поверхности в 500 млрд. раз меньше, чем у поверхности Земли. Кроме гелия, выявлено ничтожное количество водорода, следы аргона и неона.
Американская АМС «Мессенджер» (Мessenger - от англ. Курьер), запущенная 3 августа 2004 г., совершила первый пролет около Меркурия 14 января 2008 г. на расстоянии 200 км от поверхности планеты. Она сфотографировала восточную половину ранее не заснятого полушария планеты. Исследования Меркурия проведены в два этапа: сначала обзорные с пролетной траектории полета при двух встречах с планетой (2008 г.), а затем (30 сентября 2009 г.) - детальные. Выполнена съемка всей поверхности планеты в различных диапазонах спектра и получены цветные изображения местности, определены химический и минералогический состав пород, измерено содержание летучих элементов в приповерхностном слое грунта. Лазерный высотомер выполнил измерения высот рельефа поверхности Меркурия. Оказалось, что перепад высот рельефа на этой планете менее 7 км. При четвертом сближении, 18 марта 2011 г., АМС «Мессенджер» должна выйти на орбиту искусственного спутника Меркурия.
Согласно решению Международного астрономического союза, кратеры на Меркурии называют в честь деятелей : писателей, поэтов, художников, скульпторов, композиторов. Например, крупнейшие кратеры диаметром от 300 до 600 км получили названия Бетховен, Толстой, Достоевский , Шекспир и другие. Есть и исключения из этого правила - один кратер диаметром 60 км с лучевой системой назван в честь известного астронома Койпера, а другой кратер диаметром 1,5 км вблизи экватора, принятый за начало отсчета долгот на Меркурии, назван Хун Каль, что на языке древних майя означает "двадцать". Через этот кратер условились проводить меридиан, с долготой 20°.
Равнинам даны названия планеты Меркурий на разных языках, например, равнина Собкоу или равнина Один. Есть две равнины, названные по их местоположению: Северная равнина и равнина Жары, находящаяся в области максимальных температур на 180° долготы. Окаймляющие эту равнину горы назвали горами Жары. Отличительной особенностью рельефа Меркурия являются протяженные уступы, получившие имена морских исследовательских судов. Долины названы по названиям радиоастрономических обсерваторий. Две гряды носят названия Антониади и Скиапарелли, в честь астрономов, составивших первые карты этой планеты.
Венера - ближайшая к Земле планета, она находится ближе нас к Солнцу и потому освещается им ярче; наконец, она очень хорошо отражает солнечный свет. Дело в том, что поверхность Венеры укрыта под мощным чехлом атмосферы, полностью скрывающей от нашего взора поверхность планеты. В видимом диапазоне ее нельзя рассмотреть даже с орбиты искусственного спутника Венеры, и, тем не менее, мы имеем «изображения» поверхности, которые были получены методом радиолокации.
Вторая от Солнца планета названа в честь античной богини любви и красоты Афродиты (у римлян - Венера). Средний радиус Венеры 6051,8 км, а масса составляет 81% массы Земли. Венера обращается вокруг Солнца в ту же сторону, что и другие планеты, совершая полный оборот за 225 суток. Период ее вращения вокруг оси (243 суток) удалось определить лишь в начале 1960-х годов, когда для измерения скоростей вращения планет стали применять методы радиолокации. Таким образом, суточное вращение Венеры самое медленное среди всех планет. К тому же, оно происходит в обратном направлении: в отличие от большинства планет, у которых направления обращения по орбите и вращения вокруг оси совпадают, Венера вращается вокруг оси в сторону, противоположную орбитальному движению. Если посмотреть формально, то это не уникальное свойство Венеры. Например, Уран и Плутон тоже вращаются в обратном направлении. Но они вращаются практически «лежа на боку», а ось Венеры почти перпендикулярна орбитальной плоскости, так что она единственная «действительно» вращается в обратном направлении. Именно поэтому солнечные сутки на Венере короче времени ее оборота вокруг оси и составляют 117 земных суток (у других планет солнечные сутки длиннее периода вращения). А год на Венере лишь вдвое продолжительнее солнечных суток.
Атмосфера Венеры состоит на 96,5% из углекислого газа и почти на 3,5% из азота. Другие газы - водяной пар, кислород, окись и двуокись серы, аргон, неон, гелий и криптон - в сумме составляют менее 0,1%. Но следует иметь в виду, что венерианская атмосфера примерно в 100 раз массивнее нашей, так что азота там, например, в пять раз больше по массе, чем в атмосфере Земле.
Туманная дымка в атмосфере Венеры простирается вверх до высоты 48-49 км. Далее до высоты 70 км идет облачный слой, содержащий капельки концентрированной серной кислоты, а в самых верхних слоях также присутствуют соляная и плавиковая кислоты. Облака Венеры отражают 77% падающего на них солнечного света. На вершине самых высоких гор Венеры - гор Максвелла (высота около 11 км) - давление атмосферы составляет 45 бар, а на дне каньона Дианы - 119 бар. Как известно, давление земной атмосферы у поверхности планеты всего лишь 1 бар. Мощная атмосфера Венеры, состоящая из углекислого газа, поглощает и частично пропускает к поверхности около 23% солнечного излучения. Это излучение нагревает поверхность планеты, однако тепловое инфракрасное излучение поверхности проходит сквозь атмосферу обратно в космос с большим трудом. И лишь когда поверхность нагревается примерно до 460-470 °C, уходящий поток энергии оказывается равным приходящему к поверхности. Именно по причине этого парникового эффекта у поверхности Венеры сохраняется высокая температура независимо от широты местности. Но в горах, над которыми толщина атмосферы меньше, температура ниже на несколько десятков градусов. Венеру исследовали более 20 космических аппаратов: «Венеры», «Маринеры», «Пионер-Венеры», «Веги» и «Магеллан». В 2006 году на орбите вокруг нее работал зонд «Венера-Экспресс». Увидеть глобальные особенности рельефа поверхности Венеры ученые смогли благодаря радиолокационному зондированию с борта орбитальных аппаратов «Пионер-Венера» (1978 г.), «Венера-15 и -16» (1983-84 гг.) и «Магеллан»(1990-94 гг.). Наземная радиолокация позволяет «увидеть» только 25% поверхности, причем с гораздо меньшим разрешением деталей, чем способны космические аппараты. Например, «Магеллан» получил изображения всей поверхности с разрешением в 300 м. Оказалось, что большая часть поверхности Венеры занята холмистыми равнинами.
На долю возвышенностей приходится лишь 8% поверхности. Все заметные детали рельефа получили свои имена. На первых наземных радиолокационных изображениях отдельных участков поверхности Венеры исследователи использовали различные названия, из которых сейчас на картах остались - горы Максвелла (название отражает роль радиофизики в исследованиях Венеры), области Альфа и Бета (две наиболее яркие в радиолокационных изображениях детали рельефа Венеры названы по первым буквам греческого алфавита). Но эти названия являются исключениями из правил наименований, принятых Международным астрономическим союзом: астрономы решили называть детали рельефа поверхности Венеры женскими именами. Крупные возвышенные области получили названия: Земля Афродиты, Земля Иштар (в честь ассирийской богини любви и красоты) и Земля Лады (славянская богиня любви и красоты). Крупные кратеры названы в честь выдающихся женщин всех времен и народов, а небольшие кратеры носят личные женские имена. На картах Венеры можно встретить такие названия как Клеопатра (последняя царица Египта), Дашкова (директор Петербургской академии наук), Ахматова (русская поэтесса) и другие известные имена. Из русских имен встречаются Антонина, Галина, Зина, Зоя, Лена, Маша, Татьяна и другие.
Четвертая от Солнца планета, названная именем бога войны Марса, удалена от светила в 1,5 раза дальше Земли. Один оборот по орбите занимает у Марса 687 земных суток. Орбита Марса обладает заметным эксцентриситетом (0,09), поэтому его расстояние от Солнца меняется от 207 млн. км в перигелии до 250 млн. км в афелии. Орбиты Марса и Земли лежат почти в одной плоскости: угол между ними всего 2°. Через каждые 780 дней Земля и Марс оказываются на минимальном расстоянии друг от друга, которое может составлять от 56 до 101 млн. км. Такие сближения планет называют противостояниями. Если в этот момент расстояние между планетами менее 60 млн. км, то противостояние называют великим. Великие противостояния происходят через каждые 15-17 лет.
Экваториальный радиус Марса 3394 км, на 20 км больше полярного. По массе Марс в десять раз меньше Земли, а по площади поверхности он меньше в 3,5 раза. Период осевого вращения Марса был определен путем наземных телескопических наблюдений за контрастными деталями поверхности: он составляет 24 часа 39 минут и 36 секунд. Ось вращения Марса отклонена на угол 25,2° от перпендикуляра к плоскости орбиты. Поэтому на Марсе также наблюдается смена времен года, но длительность сезонов почти вдвое больше, чем на Земле. Из-за вытянутости орбиты сезоны в северном и южном полушариях имеют разную продолжительность: лето в северном полушарии длится 177 марсианских суток, а в южном оно на 21 сутки короче, но при этом теплее, чем лето в северном полушарии.
Из-за большей отдаленности от Солнца Марс получает лишь 43% той энергии, которая попадает на ту же площадь земной поверхности. Среднегодовая температура на поверхности Марса около -60 °С. Максимальное значение температуры там не превышает нескольких градусов выше нуля, а минимальное зарегистрировано на северной полярной шапке и составляет -138 °С. В течение суток температура поверхности существенно изменяется. Например, в южном полушарии на широте 50° характерное значение температуры в середине осени меняется от -18 °С в полдень до -63 °С ночью. Однако уже на глубине 25 см под поверхностью температура практически постоянная (около -60 °С) независимо от времени суток и сезона. Большие изменения температуры на поверхности объясняются тем, что атмосфера Марса очень разрежена, и ночью поверхность быстро остывает, а днем быстро нагревается Солнцем. Атмосфера Марса состоит на 95% из углекислого газа. Другие ее составляющие: 2,5% азота, 1,6% аргона, менее 0,4% кислорода. Среднее давление атмосферы у поверхности 6,1 мбар, т. е. в 160 раз меньше давления земного воздуха на уровне моря (1 бар). В самых глубоких впадинах на Марсе оно может достигать 12 мбар. Атмосфера планеты сухая, в ней практически нет водяных паров.
Полярные шапки Марса многослойны. Нижний, основной слой толщиной несколько километров образован обычным водяным льдом, смешанным с пылью; этот слой сохраняется и в летний период, образуя постоянные шапки. А наблюдаемые сезонные изменения полярных шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее 1 метра, состоящего из твердой углекислоты, так называемого « сухого льда». Покрытая этим слоем площадь быстро растет в зимний период, достигая параллели 50°, а иногда и переходя этот рубеж. Весной с повышением температуры верхний слой испаряется, и остается лишь постоянная шапка. «Волна потемнения» участков поверхности, наблюдаемая со сменой сезонов, объясняется изменением направления ветров, постоянно дующих в направлении от одного полюса к другому. Ветер уносит верхний слой сыпучего материала - светлую пыль, обнажая участки более темных пород. В периоды, когда Марс проходит перигелий, нагрев поверхности и атмосферы усиливается, и нарушается равновесие марсианской среды. Скорость ветра возрастает до 70 км/час, начинаются вихри и бури. Иногда более миллиарда тонн пыли поднимается и удерживается во взвешенном состоянии, при этом резко меняется климатическая обстановка на всем марсианском шаре. Продолжительность пылевых бурь может достигать 50 - 100 суток. Исследования Марса космическими аппаратами начались в 1962 г. запуском зонда «Марс- 1». Первые снимки участков поверхности Марса передал «Маринер-4» в 1965 г., а затем «Маринер-6 и -7» в 1969 г. Мягкую посадку удалось совершить спускаемому аппарату «Марса-3». По снимкам «Маринера-9» (1971 г.) были составлены подробные карты планеты. Он передал на Землю 7329 снимков Марса с разрешением до 100 м, а также фотографии его спутников - Фобоса и Деймоса. Целая флотилия из четырёх космических аппаратов «Марс-4, -5, -6, -7», запущенных в 1973 г., достигла окрестностей Марса в начале 1974 г. Из-за неисправности бортовой системы торможения «Марс-4» прошёл на расстоянии около 2200 км от поверхности планеты, выполнив только её фотографирование. «Марс-5» проводил дистанционные исследования поверхности и атмосферы с орбиты искусственного спутника. Спускаемый аппарат «Марса-6» совершил мягкую посадку в южном полушарии. На Землю переданы данные о химическом составе, давлении и температуре атмосферы. «Марс-7» прошёл на расстоянии 1300 км от поверхности, не выполнив своей программы.
Самыми результативными были полёты двух американских «Викингов», запущенных в 1975 г. На борту аппаратов находились телекамеры, инфракрасные спектрометры для регистрации водяных паров в атмосфере и радиометры для получения температурных данных. Посадочный блок «Викинга-1» совершил мягкую посадку на Равнине Хриса 20 июля 1976 г., а «Викинга-2» — на Равнине Утопия 3 сентября 1976 г. В местах посадок были проведены уникальные эксперименты с целью обнаружить признаки жизни в марсианском грунте. Специальное устройство захватывало образец грунта и помещало его в один из контейнеров, содержавших запас воды или питательных веществ. Поскольку любые живые организмы меняют среду своего обитания, приборы должны были это зафиксировать. Хотя некоторые изменения среды в плотно закрытом контейнере наблюдались, к таким же результатам могло привести наличие сильного окислителя в грунте. Вот почему учёные не смогли уверенно отнести эти изменения за счёт деятельности бактерий. С орбитальных станций было выполнено детальное фотографирование поверхности Марса и его спутников. На основе полученных данных составлены подробные карты поверхности планеты, геологические, тепловые и другие специальные карты.
В задачу советских станций «Фобос-1, -2», запущенных после 13-летнего перерыва, входило исследование Марса и его спутника Фобоса. В результате неверной команды с Земли «Фобос-1» потерял ориентацию, и связь с ним не удалось восстановить. «Фобос-2» вышел на орбиту искусственного спутника Марса в январе 1989 г. Дистанционными методами получены данные об изменении температуры на поверхности Марса и новые сведения о свойствах пород, слагающих Фобос. Получено 38 изображений с разрешением до 40 м, измерена температура его поверхности, составляющая в наиболее горячих точках 30 °С. К сожалению, осуществить основную программу по исследованию Фобоса не удалось. Связь с аппаратом была потеряна 27 марта 1989 г. На этом не закончилась серия неудач. Американский космический аппарат «Марс-Обсервер», запущенный в 1992 г., также не выполнил своей задачи. Связь с ним была потеряна 21 августа 1993 г. Не удалось вывести на траекторию полёта к Марсу и российскую станцию «Марс-96».
Одним из самых успешных проектов НАСА является станция «Марс глобал Сервейер», запущенная 7 ноября 1996 года для детального картографирования поверхности Марса. Аппарат выполняет также роль телекоммуникационного спутника для роверов «Спирит» и «Оппортьюнити», доставленных в 2003 г. и продолжающих работать до сих пор. В июле 1997 г. «Марс-Пасфайндер» доставил на планету первый автоматический марсоход «Соджернер» весом менее 11 кг, который успешно исследовал химический состав поверхности и метеорологические условия. Связь с Землей марсоход поддерживал через посадочный модуль . Автоматическая межпланетная станция НАСА «Марсианский разведывательный спутник» начал свою работу на орбите в марте 2006 г. С помощью камеры высокого разрешения на поверхности Марса можно было различать детали размером 30 см. «Марс Одиссей», «Марс - экспресс» и «Марс разведывательный спутник» продолжают исследования с орбиты. Аппарат «Феникс» работал в приполярной области с 25 мая по 2 ноября 2008 года. Им впервые произведено бурение поверхности и обнаружен лед. «Феникс» доставил на планету цифровую библиотеку научной фантастики. Разрабатываются программы полёта на Марс астронавтов. Такая экспедиция займёт более двух лет, поскольку, чтобы вернуться, им придётся ждать удобного взаимного расположения Земли и Марса.
На современных картах Марса, наряду с наименованиями, присвоенными формам рельефа, которые выявлены по космическим снимкам, используются также старые географические и мифологические названия, предложенные Скиапарелли. Самая крупная возвышенная область, поперечником около 6000 км и высотой до 9 км получила название Фарсида (так на древних картах назывался Иран), а огромная кольцевая депрессия на юге диаметром более 2000 км названа Элладой (Греция). Густо покрытые кратерами участки поверхности получили название земель: Земля Прометея, Земля Ноя, и другие. Долинам даются названия планеты Марс из языков разных народов. Крупные кратеры названы в честь ученых, а небольшие кратеры носят названия населенных пунктов Земли. Четыре гигантских потухших вулкана возвышаются над окружающей местностью на высоту до 26 м. Самый крупный из них - гора Олимп, расположенный на западной окраине гор арсида, имеет основание диаметром 600 км и кальдеру (кратер) на вершине поперечником 60 км. Три вулкана - гора Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия - расположены на одной прямой на вершине гор Фарсида. Сами вулканы возвышаются над Фарсидой еще на 17 км. Помимо указанных четырех, на Марсе найдено более 70 потухших вулканов, но они гораздо меньше по занимаемой площади и по высоте.
К югу от экватора находится гигантская долина глубиной до 6 км и протяженностью более 4000 км. Ее назвали Долиной Маринера. Выявлено также множество долин меньших размеров, а также борозд и трещин, свидетельствующих о том, что в древности на Марсе была вода и, следовательно, атмосфера была более плотной. Под поверхностью Марса в отдельных областях должен находиться слой вечной мерзлоты, толщиной несколько километров. В таких районах на поверхности у кратеров видны необычные для планет земной группы застывшие потоки, по которым можно судить о наличии подповерхностного льда.
За исключением равнин, поверхность Марса сильно кратерирована. Кратеры, как правило, выглядят более разрушенными, чем на Меркурии и Луне. Следы ветровой эрозии можно видеть повсюду.
Спутники Марса были открыты во время великого противостояния 1877 г. американским астрономом А. Холлом. Их назвали Фобос (в переводе с греческого Страх) и Деймос (Ужас), поскольку в античных мифах бога войны всегда сопровождали его дети - Страх и Ужас. Спутники очень малы по размеру и имеют неправильную форму. Большая полуось Фобоса составляет 13,5 км, а малая 9,4 км; у Деймоса, соответственно, 7,5 и 5,5 км. Зонд «Маринер-7» сфотографировал Фобос на фоне Марса в 1969 г., а «Маринер-9» передал множество снимков обоих спутников, на которых видно, что их поверхности неровные, обильно покрытые кратерами. Несколько близких подлетов к спутникам совершили зонды «Викинг» и «Фобос-2». На лучших фотографиях Фобоса видны детали рельефа размером до 5 метров.
Орбиты спутников круговые. Фобос обращается вокруг Марса на расстоянии 6000 км от поверхности с периодом 7 час 39 мин. Деймос удален от поверхности планеты на 20 тыс. км, а период его обращения составляет 30 час 18 мин. Периоды вращения спутников вокруг оси совпадают с периодами их обращения вокруг Марса. Большие оси фигур спутников всегда направлены к центру планеты. Фобос восходит на западе и заходит на востоке по 3 раза за марсианские сутки. Средняя плотность Фобоса менее 2 г/см 3 , а ускорение свободного падения на его поверхности составляет 0,5 см/с 2 . Человек весил бы на Фобосе всего несколько десятков граммов и мог бы, бросив камень рукой, заставить его навсегда улететь в космос (скорость отрыва на поверхности Фобоса около 13 м/с). Самый большой кратер на Фобосе имеет диаметр 8 км, сопоставимый с наименьшим поперечником самого спутника. На Деймосе крупнейшая впадина имеет диаметр 2 км. Небольшими кратерами поверхности спутников усеяны примерно также как и Луна. При общем сходстве, обилии мелко раздробленного материала, покрывающего поверхности спутников, Фобос выглядит более «ободранным», а Деймос имеет более сглаженную, засыпанную пылью поверхность. На Фобосе обнаружены загадочные борозды, пересекающие почти весь спутник. Борозды имеют ширину 100-200 м и тянутся на десятки километров. Глубина их от 20 до 90 метров. Есть несколько о происхождении этих борозд, но пока нет достаточно убедительного объяснения, как впрочем и объяснения происхождения самих спутников. Скорее всего, это захваченные Марсом астероиды.
Юпитер не зря называют «царем планет». Это самая крупная планета в Солнечной системе, превосходящая Землю в 11,2 раза по диаметру и в 318 раз по массе. Юпитер имеет низкую среднюю плотность (1,33 г/см 3), поскольку почти целиком состоит из водорода и гелия. Он находится на среднем расстоянии 779 млн. км от Солнца и затрачивает на один оборот по орбите около 12 лет. Несмотря на гигантские размеры, эта планета вращается очень быстро - быстрее Земли или Марса. Самое удивительное, что твердой поверхности в общепринятом смысле у Юпитера нет - это газовый гигант. Юпитер возглавляет группу планет-гигантов. Названный в честь верховного бога античной мифологии (у древних греков - Зевс, у римлян - Юпитер), он находится впятеро дальше от Солнца, чем Земля. Из-за быстрого вращения Юпитер сильно сплюснут: его экваториальный радиус (71 492 км) на 7% больше полярного, что легко заметить при наблюдении в телескоп. Сила тяжести на экваторе планеты в 2,6 раза больше, чем на Земле. Экватор Юпитера наклонен всего на 3° к его орбите, поэтому на планете не бывает смены времен года. Наклон орбиты к плоскости эклиптики еще меньше - всего 1°. Каждые 399 суток повторяются противостояния Земли и Юпитера.
Водород и гелий - основные составляющие этой планеты: по объему соотношения этих газов составляют 89% водорода и 11% гелия, а по массе 80% и 20% соответственно. Вся видимая поверхность Юпитера - это плотные облака, образующие систему темных поясов и светлых зон к северу и югу от экватора до параллелей 40° северной и южной широты. Облака образуют слои коричневатых, красных и голубоватых оттенков. Периоды вращения этих облачных слоев оказались не одинаковыми: чем ближе они к экватору, тем с более коротким периодом вращаются. Так, вблизи экватора они завершают оборот вокруг оси планеты за 9 час 50 мин, а на средних широтах - за 9 час 55 мин. Пояса и зоны - это области нисходящих и восходящих потоков в атмосфере. Атмосферные течения, параллельные экватору, поддерживаются благодаря потокам тепла из глубины планеты, а также быстрому вращению Юпитера и энергии Солнца. Видимая поверхность зон расположена примерно на 20 км выше поясов. На границах поясов и зон наблюдается сильные турбулентные движения газов. Водородно-гелиевая атмосфера Юпитера имеет огромную протяженность. Облачный покров расположен на высоте около 1000 км над «поверхностью», где газообразное состояние меняется на жидкое из-за высокого давления.
Еще до полетов космических аппаратов к Юпитеру было установлено, что поток тепла из недр Юпитера вдвое превышает приток солнечного тепла, получаемого планетой. Это может быть связано с медленным погружением к центру планеты более тяжелых веществ и всплыванием более легких. Падение метеоритов на планету также может быть источником энергии. Окраска поясов объясняется наличием различных химических соединений. Ближе к полюсам планеты, на высоких широтах облака образуют сплошное поле с коричневыми и голубоватыми пятнами поперечником до 1000 км. Самая известная деталь Юпитера - Большое Красное Пятно, овальное образование изменяющихся размеров, расположенное в южной тропической зоне. В настоящее время оно имеет размеры 15000×30000 км (т. е. в нем свободно расположатся два земных шара), а сто лет назад наблюдатели отмечали, что размеры Пятна были вдвое больше. Иногда оно бывает видно не очень четко. Большое Красное Пятно - это долгоживущий вихрь в атмосфере Юпитера, совершающий полный оборот вокруг своего центра за 6 земных суток. Первое исследование Юпитера с близкого расстояния (130 тыс. км) состоялось в декабре 1973 г. с помощью зонда «Пионер-10». Наблюдения, проведенные этим аппаратом в ультрафиолетовых лучах, показали, что планета имеет протяженные водородную и гелиевую короны. Верхний слой облачности, по-видимому, состоит из перистых облаков аммиака, а ниже находится смесь водорода, метана и замерзших кристаллов аммиака. Инфракрасный радиометр показал, что температура внешнего облачного покрова составляет около -133 °С. Было обнаружено мощное магнитное поле и зарегистрирована зона наиболее интенсивной радиации на расстоянии 177 тыс. км от планеты. Шлейф магнитосферы Юпитера заметен даже за орбитой Сатурна.
Трасса «Пионера-11», пролетевшего на расстоянии 43 тыс. км от Юпитера в декабре 1974 г., была рассчитана иначе. Он прошел между радиационными поясами и самой планетой, избежав опасной для электронной аппаратуры дозы радиации. Анализ цветных изображений облачного слоя, полученных фотополяриметром, позволил выявить особенности и структуру облаков. Высота облаков оказалась разной в поясах и зонах. Еще до полетов «Пионера-10 и -11» с Земли при помощи летающей на самолете астрономической обсерватории удалось определить содержание в атмосфере Юпитера других газов. Как и ожидалось, обнаружилось наличие фосфина - газообразного соединения фосфора с водородом (PH 3), придающего цветовую окраску облачному покрову. При нагревании он распадается с выделением красного фосфора. Уникальное взаимное расположение на орбитах Земли и планет-гигантов, имевшее место с 1976 по 1978 гг., было использовано для последовательного изучения Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна с помощью зондов «Вояджер-1 и -2». Их трассы были рассчитаны так, что удалось использовать тяготение самих планет для разгона и поворота трассы полета от одной планеты к другой. В результате перелет к Урану занял 9 лет, а не 16, как было бы по традиционной схеме, а перелет к Нептуну - 12 лет вместо 20. Подобное взаимное расположение планет повторится только через 179 лет.
На основе данных, полученных космическими зондами, и теоретических расчетов построены математические модели облачного покрова Юпитера и уточнены представления о его внутреннем строении. В несколько упрощенном виде Юпитер можно представить в виде оболочек с плотностью, возрастающей по направлению к центру планеты. На дне атмосферы толщиной 1500 км, плотность которой быстро растет с глубиной, находится слой газо-жидкого водорода толщиной около 7000 км. На уровне 0,9 радиуса планеты, где давление составляет 0,7 Мбар, а температура около 6500 К, водород переходит в жидко-молекулярное состояние, а еще через 8000 км - в жидкое металлическое состояние. Наряду с водородом и гелием, в состав слоев входит небольшое количество тяжелых элементов. Внутреннее ядро диаметром 25 000 км металлосиликатное, включающее воду, аммиак и метан. Температура в центре составляет 23 000 К, а давление 50 Мбар. Похожее строение имеет и Сатурн.
Вокруг Юпитера обращаются 63 известных спутника, которые можно разделить на две группы - внутреннюю и внешнюю, или регулярные и иррегулярные; первая группа включает 8 спутников, вторая - 55. Спутники внутренней группы обращаются по почти руговым орбитам, практически лежащим в плоскости экватора планеты. Четыре ближайших к планете спутника - Адрастея, Метида, Амальтея и Теба имеют диаметры от 40 до 270 км и находятся в пределах 2-3 радиусов Юпитера от центра планеты. Они резко отличаются от следующих за ними четырех спутников, расположенных на расстоянии от 6 до 26 радиусов Юпитера и имеющих значительно большие размеры, близкие к размеру Луны. Эти крупные спутники - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто были открыты в начале XVII в. почти одновременно Галилео Галилеем и Симоном Марием. Их принято называть галилеевыми спутниками Юпитера, хотя первые таблицы движения этих спутников составил Марий.
Внешняя группа состоит из маленьких - диаметром от 1 до 170 км - спутников, движущихся по вытянутым и сильно наклоненным к экватору Юпитера орбитам. При этом пять более близких к Юпитеру спутника движутся по своим орбитам в сторону вращения Юпитер, а почти все более далекие спутники движутся в обратном направлении. Подробная информация о характере поверхностей спутников получена космическими аппаратами. Остановимся подробнее на галилеевых спутниках. Диаметр ближайшего к Юпитеру спутника Ио 3640 км, а его средняя плотность 3,55 г/см 3 . Недра Ио разогреты из-за приливного влияния Юпитера и возмущений, вносимых в движение Ио его соседями - Европой и Ганимедом. Приливные силы деформируют внешние слои Ио и разогревают их. При этом накопившаяся энергия вырывается на поверхность в виде вулканических извержений. Из жерла вулканов сернистый газ и пары серы выбрасываются со скоростью около 1 км/с на высоту в сотни километров над поверхностью спутника. Хотя в районе экватора температура поверхности Ио составляет в среднем около -140 °C, там существуют горячие пятна размером от 75 до 250 км, в которых температура достигает 100-300 °C . Поверхность Ио покрыта продуктами извержений и имеет оранжевый цвет. Средний возраст деталей на ней небольшой - порядка 1 млн. лет. Рельеф Ио в основном равнинный, но имеется несколько гор высотой от 1 до 10 км. Атмосфера Ио сильно разрежена (практически это вакуум), но за спутником тянется газовый хвост: вдоль орбиты Ио обнаружено излучение кислорода, паров натрия и серы - продуктов вулканических извержении.
Второй из галилеевых спутников - Европа по размеру несколько меньше Луны, его диаметр 3130 км, а средняя плотность вещества около 3 г/см3. Поверхность спутника испещрена сетью светлых и темных линий: по-видимому, это трещины в ледяной коре, возникшие в результате тектонических процессов. Ширина этих разломов меняется от нескольких километров до сотен километров, а протяженность достигает тысяч километров. Оценка толщины коры колеблется от нескольких километров до десятков километров. В недрах Европы также выделяется энергия приливного взаимодействия, которая поддерживает в жидком виде мантию - подледный океан, возможно даже теплый. Не удивительно поэтому, что существует предположение о возможности существования простейших форм жизни в этом океане. Исходя из средней плотности спутника, под океаном должны быть силикатные породы. Поскольку кратеров на Европе, имеющей довольно гладкую поверхность, очень мало, возраст деталей этой оранжево-коричневой поверхности оценивается в сотни тысяч и миллионы лет. На снимках высокого разрешения, полученных «Галилео», видны отдельные поля неправильной формы с вытянутыми параллельными хребтами и долинами, напоминающими шоссейные дороги. В ряде мест выделяются темные пятна, скорее всего это отложения вещества, вынесенного из-под ледяного слоя.
По мнению американского ученого Ричарда Гринберга, условия для жизни на Европе следует искать не в глубоком подледном океане, а в многочисленных трещинах. Из-за приливного эффекта трещины периодически сужаются и расширяются до ширины 1 м. Когда трещина сужается, вода океана уходит вниз, а когда она начинает расширяться, вода поднимается по ней почти до самой поверхности. Сквозь ледяную пробку, мешающую воде достичь поверхности, проникают солнечные лучи, неся энергию, необходимую живым организмам.
Самый крупный спутник в системе Юпитера - Ганимед имеет диаметр 5268 км, однако его средняя плотность лишь вдвое превосходит плотность воды; это говорит о том, что около 50% массы спутника приходится на лед. Множество кратеров, покрывающих участки темно-коричневого цвета, свидетельствует о древнем возрасте этой поверхности, около 3-4 млрд. лет. Более молодые участки покрыты системами параллельных борозд, сформированных более светлым материалом в процессе растяжения ледяной коры. Глубина этих борозд - несколько сотен метров, ширина - десятки километров, а протяженность может доходить до нескольких тысяч километров. У некоторых кратеров Ганимеда встречаются не только светлые лучевые системы (похожие на лунные), но иногда и темные.
Диаметр Каллисто 4800 км. Исходя из средней плотности спутника (1,83 г/см 3), предполагают, что водяной лед составляет около 60% его массы. Толщина ледяной коры, как и у Ганимеда, оценивается десятками километров. Вся поверхность этого спутника сплошь усеяна кратерами самых разных размеров. На нем нет протяженных равнин или систем борозд. Кратеры на Каллисто имеют слабо выраженный вал и небольшую глубину. Уникальной деталью рельефа является многокольцевая структура диаметром 2600 км, состоящая из десяти концентрических колец. Температура поверхности на экваторе Каллисто в полдень достигает -120 °C. У спутника обнаружено собственное магнитное поле.
30 декабря 2000 г. вблизи Юпитера прошел зонд «Кассини», направляющийся к Сатурну. При этом был выполнен ряд экспериментов в окрестности «царя планет». Один из них был направлен на обнаружение очень разреженных атмосфер галилеевых спутников во время их затмения Юпитером. Другой эксперимент состоял в регистрации излучения радиационных поясов Юпитера. Интересно, что параллельно с работой «Кассини» это же излучение регистрировалось с помощью наземных телескопов школьниками и студентами в США. Результаты их исследований были использованы наряду с данными «Кассини».
В результате изучения галилеевых спутников была высказана интересная гипотеза о том, что на ранних стадиях своей эволюции планеты-гиганты излучали в космос огромные потоки тепла. Излучение Юпитера могло плавить льды на поверхности трех галилеевых спутников. На четвертом - Каллисто - этого не должно было произойти, поскольку он удален от Юпитера на 2 млн. км. Поэтому и поверхность его так отличается от поверхностей более близких к планете спутников.
Среди планет-гигантов Сатурн выделяется своей замечательной системой колец. Подобно Юпитеру, он представляет собой огромный быстро вращающийся шар, состоящий преимущественно из жидкого водорода и гелия. Обращаясь вокруг Солнца на расстоянии в 10 раз дальше Земли, Сатурн совершает полный оборот по почти круговой орбите за 29,5 лет. Угол наклона орбиты к плоскости эклиптики составляет всего 2°, в то время как экваториальная плоскость Сатурна наклонена на 27° к плоскости его орбиты, поэтому смена времен года присуща этой планете.
Имя Сатурна восходит к римскому аналогу античного титана Кроноса, сына Урана и Геи. Эта вторая по массе планета превосходит Землю по объему в 800 раз, а по массе в 95 раз. Нетрудно вычислить, что его средняя плотность (0,7 г/см 3) меньше плотности воды - уникально низкая для планет Солнечной системы. Экваториальный радиус Сатурна по верхней границе облачного слоя 60 270 км, а полярный радиус на несколько тысяч километров меньше. Период вращения Сатурна составляет 10 час 40 мин. В атмосфере Сатурна содержится 94% водорода и 6% гелия (по объему).
Нептун был открыт в 1846 г. в результате точного теоретического прогноза. Изучив движение Урана, французский астроном Леверье определил, что на седьмую планету влияет притяжение не менее массивного неизвестного тела, и вычислил его положение. Руководствуясь этим прогнозом, немецкие астрономы Галле и Д"Аррест обнаружили Нептун. Позднее выяснилось, что, начиная с Галилея, астрономы отмечали положение Нептуна на картах, но принимали его за звезду.
Нептун - четвертая из планет-гигантов, назван в честь бога морей в античной мифологии. Экваториальный радиус Нептуна (24 764 км) почти в 4 раза превышает радиус Земли, а по массе Нептун в17 раз больше нашей планеты. Средняя плотность Нептуна 1,64 г/см 3 . Он обращается вокруг Солнца на расстоянии 4,5 млрд км (30 а. е.), совершая полный цикл почти за 165 земных лет. Плоскость орбиты планеты наклонена на 1,8° к плоскости эклиптики. Наклон экватора к плоскости орбиты составляет 29,6°. Из-за большой удаленности от Солнца освещенность на Нептуне в 900 раз меньше, чем на Земле.
Данные, переданные «Вояджером-2», который прошел на расстоянии около 5000 км от поверхности облачного слоя Нептуна в 1989 г., позволили увидеть детали облачного покрова планеты. Полосы на Нептуне выражены слабо. Большое темное пятно размером с нашу планету, обнаруженное в южном полушарии Нептуна, является гигантским антициклоном, совершающим полный оборот за 16 земных суток. Это область повышенного давления и температуры. В отличие от Большого Красного Пятна на Юпитере, дрейфующего со скоростью 3 м/с, Большое Темное Пятно на Нептуне перемещается к западу со скоростью 325 м/с. Темное пятно меньших размеров, расположенное на 74° ю. ш., за неделю сместилось на 2000 км к северу. Довольно быстрым движением отличалось и светлое образование в атмосфере - так называемый «скутер». В некоторых местах скорость ветра в атмосфере Нептуна достигает 400-700 м/с.
Как и у других планет-гигантов, атмосфера у Нептуна в основном состоит из водорода. На долю гелия приходится около 15%, и 1% - на долю метана. Видимый облачный слой соответствует давлению 1,2 бар. Предполагается, что на дне нептунианской атмосферы находится океан из воды, насыщенной различными ионами. Значительное количество метана, по-видимому, содержится глубже, в ледяной мантии планеты. Даже при температуре в тысячи градусов, при давлении в 1 Мбар смесь воды, метана и аммиака может образовать твердые льды. На долю горячей ледяной мантии, вероятно, приходится 70% массы всей планеты. Около 25% массы Нептуна должно, по расчетам, принадлежать ядру планеты, состоящему из окислов кремния, магния, железа и его соединений, а также каменных пород. Модель внутреннего строения планеты показывает, что давление в ее центре около 7 Мбар, а температура около 7000 К. В отличие от Урана, поток тепла из недр Нептуна почти втрое больше тепла, получаемого от Солнца. Этот феномен связывают с выделением тепла при радиоактивном распаде веществ с большим атомным весом.
Магнитное поле Нептуна вдвое слабее, чем поле Урана. Угол между осью магнитного диполя и осью вращения Нептуна 47°. Центр диполя смещен на 6000 км в южное полушарие, поэтому магнитная индукция у южного магнитного полюса в 10 раз выше, чем у северного.
Кольца Нептуна в целом похожи на кольца Урана, с той лишь разницей, что суммарная площадь вещества в кольцах Нептуна в 100 раз меньше, чем в кольцах Урана. Отдельные дуги колец, окружающих Нептун, были обнаружены при покрытиях звезд планетой. На снимках «Вояджера-2» вокруг Нептуна видны незамкнутые образования, которые назвали арками. Они расположены на сплошном самом внешнем кольце малой плотности. Диаметр внешнего кольца 69,2 тыс. км, а ширина арок примерно 50 км. Другие кольца, находящиеся на расстояниях от 61,9 тыс. км до 62,9 тыс. км, замкнутые. При наблюдениях с Земли к середине ХХ века были найдены 2 спутника Нептуна - Тритон и Нереида. «Вояджер-2» обнаружил еще 6 спутников размером от 50 до 400 км и уточнил диаметры Тритона (2705 км) и Нереиды (340 км). В 2002-03 гг. при наблюдениях с Земли были открыты еще 5 далеких спутников Нептуна.
Крупнейший спутник Нептуна - Тритон обращается вокруг планеты на расстоянии 355 тыс. км с периодом около 6 суток по круговой орбите, наклоненной на 23° к экватору планеты. При этом он единственный из внутренних спутников Нептуна, движущийся по орбите в обратном направлении. Период осевого вращения Тритона совпадает с его орбитальным периодом. Средняя плотность Тритона 2,1 г/см3. Температура поверхности очень низкая (38 К). На космических снимках большая часть поверхности Тритона представляет собой равнину с множеством трещин, отчего она напоминает дынную корку. Южный полюс окружает светлая полярная шапка. На равнине обнаружены несколько впадин поперечником 150 - 250 км. Вероятно, ледяная кора спутника многократно перерабатывалась в результате тектонической активности и падения метеоритов. У Тритона, по-видимому, есть каменное ядро радиусом около 1000 км. Предполагается, что ледяная кора толщиной около 180 км покрывает водный океан глубиной около 150 км, насыщенный аммиаком, метаном, солями и ионами. Разреженная атмосфера Тритона в основном состоит из азота, небольшого количества метана и водорода. Снег на поверхности Тритона - это иней азота. Полярная шапка также образована азотным инеем. Удивительные образования, выявленные на полярной шапке - темные пятна, вытянутые к северо-востоку (их было найдено около пятидесяти). Они оказались газовыми гейзерами, поднимающимися на высоту до 8 км, и затем превращающиеся в шлейфы, тянущиеся примерно на 150 км.
В отличие от остальных внутренних спутников, Нереида движется по очень вытянутой орбите, своим эксцентриситетом (0,75) больше похожей на орбиту комет.
Плутон, после его открытия в 1930 г., считался самой маленькой планетой Солнечной системы. В 2006 г. решением Международного астрономического союза он был лишен статуса классической планеты и стал прототипом нового класса объектов - карликовых планет. Пока в группу планет-карликов кроме него входят астероид Церера и несколько недавно открытых объектов в поясе Койпера, за орбитой Нептуна; один из них даже превышает размером Плутон. Нет сомнений, что в поясе Койпера обнаружатся и другие подобные объекты; так что планет-карликов в Солнечной системе может оказаться довольно много.
Плутон обращается вокруг Солнца за 245,7 лет. В момент своего открытия он был довольно далеко от Солнца, занимая месту девятой планеты Солнечной системы. Но орбита Плутона, как оказалось, имеет значительный эксцентриситет, поэтому в каждом орбитальном цикле он в течение 20 лет находится ближе к Солнцу, чем Нептун. В конце ХХ столетия как раз был такой период: 23 января 1979 г. Плутон пересек орбиту Нептуна, так что оказался ближе него к Солнцу и формально превратился в восьмую планету. В этом статусе он пребывал до по 15 марта 1999 г. Пройдя через перигелий своей орбиты (29,6 а. е.) в сентябре 1989 г., Плутон теперь удаляется в сторону афелия (48,8 а. е.), которого он достигнет в 2112 г., а первый после своего открытия полный оборот вокруг Солнца завершит лишь в 2176 г.
Чтобы понять интерес астрономов к Плутону, нужно вспомнить историю его открытия. В начале ХХ века, наблюдая за движением Урана и Нептуна, астрономы заметили некоторую странность в их поведении и предположили, что за орбитами этих планет существует еще одна, неоткрытая, гравитационное влияние которой сказывается на движении известных планет-гигантов. Астрономы даже рассчитали предполагаемое место этой планеты, - «Планеты Х», - хотя и не очень уверенно. После длительных поисков, в 1930 г. американский астроном Клайд Томбо открыл девятую планету, названную именем бога подземного мира - Плутона. Однако открытие, по-видимому, было случайным: последующие измерения показали, что масса Плутона слишком мала, чтобы его гравитация заметным образом отразилась на движении Нептуна и, тем более, Урана. Орбита Плутона оказалась значительно более вытянутой, чем у других планет, и заметно наклоненной (17°) к эклиптике, что также не характерно для планет. Некоторые астрономы склонны считать Плутон «неправильной» планетой, больше похожей на стероид или на потерянный спутник Нептуна. Однако у Плутона есть свои спутники, а по временам бывает и атмосфера, когда покрывающие его поверхность льды испаряются в области перигелия орбиты. Вообще же Плутон исследован очень слабо, поскольку к нему пока не долетел ни один зонд; до недавних пор не предпринималось даже таких попыток. Но в январе 2006 г. к Плутону стартовал аппарат «New Horizons» (NASA), который должен пролететь мимо планеты в июле 2015 г.
Измеряя интенсивность отраженного Плутоном солнечного света, астрономы установили, что видимый блеск планеты периодически меняется. Этот период (6,4 сут) был принят за период осевого вращения Плутона. В 1978 г. американский астроном Дж. Кристи обратил внимание на неправильную форму изображения Плутона на фотоснимках, полученных с наилучшим угловым разрешением: размытое пятнышко изображения часто мело выступ с одной стороны; его положение также изменялось с периодом 6,4 сут. Кристи заключил, что у Плутона имеется довольно крупный спутник, который назвали Хароном по имени мифического лодочника, перевозившего души умерших по рекам в подземном царстве мертвых (владыкой этого царства, как известно, был Плутон). Харон появляется то с севера, то с юга от Плутона, поэтому стало ясно, что орбита спутника, как и ось вращения самой планеты, сильно наклонена к плоскости ее орбиты. Измерения показали, что угол между осью вращения Плутона и плоскостью его орбиты составляет около 32°, а вращение обратное. Орбита Харона лежит в экваториальной плоскости Плутона. В 2005 г. были открыты еще два небольших спутника - Гидра и Никс, обращающиеся дальше Харона, но в той же плоскости. Таким образом, Плутон со своими спутниками напоминает Уран, который вращается, «лежа на боку».
Период вращения Харона, составляющий 6,4 суток, совпадает с периодом его движения вокруг Плутона. Как и Луна, Харон всегда обращен к планете одной стороной. Это свойственно всем спутникам, движущимся недалеко от планеты. Удивительно другое - Плутон также обращен к Харону всегда одной и той же своей стороной; в этом смысле они равноправны. Плутон и Харон - уникальная двойная система, очень компактная и имеющая беспрецедентно высокое отношение масс спутника и планеты (1:8). Отношение масс Луны и Земли, например, составляет 1:81, а у других планет аналогичные отношения гораздо меньше. По существу, Плутон и Харон - двойная карликовая планета.
Наилучшие изображения системы Плутон - Харон были получены Космическим телескопом «Хаббл». По ним удалось определить расстояние между спутником и планетой, оказавшееся всего около 19 400 км. Используя затмения звезд Плутоном, а также взаимные затмения планеты ее спутником, удалось уточнить их размеры: диаметр Плутона по недавним оценкам составляет 2300 км, а диаметр Харона - 1200 км. Средняя плотность Плутона находится в пределах от 1,8 до 2,1 г/см 3 , а Харона - от 1,2 до 1,3 г/см 3 . По-видимому, внутреннее строение Плутона, состоящего из каменных пород и водяного льда, отличается от строения Харона, больше похожего на ледяные спутники планет-гигантов. Поверхность Харона на 30% темнее, чем у Плутона. Различен и цвет у планеты и спутника. По-видимому, они образовались независимо друг от друга. Наблюдения показали, что в перигелии орбиты яркость Плутона заметно увеличивается. Это дало основание предположить появление у Плутона временной атмосферы. При покрытии звезды Плутоном в 1988 г. яркость этой звезды убывала постепенно в течение нескольких секунд, из чего было окончательно установлено наличие у Плутона атмосферы. Главной ее составляющей, скорее всего, служит азот, а из других компонентов возможно наличие метана, аргона и неона. Толщина слоя дымки оценивается в 45 км, а самой атмосферы - в 270 км. Содержание метана должно меняться в зависимости от положения Плутона на орбите. Плутон прошел перигелий в 1989 г. Расчеты показывают, что часть отложений замерзшего метана, азота и углекислого газа, имеющихся на его поверхности в виде льдов и инея, при приближении планеты к Солнцу переходит в атмосферу. Максимальная температура поверхности Плутона составляет 62 К. Поверхность Харона, по-видимому, образована водяным льдом.
Итак, Плутон - это единственная планета (хоть и карликовая), атмосфера у которой то возникает, то исчезает, как у кометы во время ее движения вокруг Солнца. С помощью космического телескопа «Хаббл» в мае 2005 года были обнаружены два новых спутника карликовой планеты Плутон, получившие названия Никта и Гидра. Орбиты этих спутников располагаются за орбитой Харона. Никта находится на расстоянии около 50000 км от Плутона, а Гидра - около 65 000 км. Миссия «Новые горизонты», стартовавшая в январе 2006 г., предназначена для изучения окрестностей Плутона и Пояса Койпера.
Наука
Астрономы открыли новую небольшую планету на краю Солнечной системы и утверждают, что еще дальше скрывается еще одна более крупная планета.
В другом исследовании команда ученых обнаружила астероид со своей системой колец , похожих на кольца Сатурна.
Новая карликовая планета пока была названа 2012 VP113 , а ее солнечная орбита находится далеко за пределами известного нам края Солнечной системы.
Ее отдаленное положение указывает на гравитационное влияние другой более крупной планеты, которая возможно в 10 раз больше Земли и которую еще предстоит обнаружить.
Три фотографии открытой карликовой планеты 2012 VP113, сделанные с разницей в 2 часа 5 ноября 2012 года.
Ранее считалось, что в этой отдаленной части Солнечной системы находится только одна маленькая планета Седна .
Орбита Седны находится на расстоянии, которое в 76 раз больше расстояния от Земли до Солнца, а ближайшая орбита 2012 VP113 в 80 раз больше расстояния от Земли до Солнца или составляет 12 миллиардов километров.
Орбита Седны и карликовой планеты 2012 VP113. Также пурпурным цветом обозначены орбиты планет-гигантов. Пояс Койпера обозначен синими точками.
Исследователи использовали камеру DECam в Андах Чили для открытия 2012 VP113. С помощью телескопа Магеллан они установили ее орбиту и получили информацию о ее поверхности.
Карликовая планета Седна.
Диаметр новой планеты составляет 450 км по сравнению с 1000 км у Седны. Она может быть частью Облака Оорта - области, которая существует за пределами пояса Койпера – пояса ледяных астероидов, которые вращаются еще дальше планеты Нептун.
Ученые намерены продолжить поиск отдаленных объектов в Облаке Оорта, так как они могут многое рассказать о том, как формировалась и развивалась Солнечная система.
Они также считают, что размер некоторых из них может быть больше Марса или Земли , но так как они находятся так далеко, их сложно обнаружить с помощью существующих технологий.
Другая команда исследователей нашла ледяной астероид, окруженный двойной системой колец, похожих на кольца Сатурна. Только у трех планет: Юпитера, Нептуна и Урана есть кольца.
Ширина колец вокруг 250-километрового астероида Чарикло составляет 7 и 3 километра соответственно, а расстояние между ними – 8 км. Они были обнаружены телескопами с семи мест в Южной Америке, включая Европейскую южную обсерваторию в Чили.
Ученые не могут объяснить наличие колец у астероида. Возможно, они состоят из камней и частиц льда, сформировавшихся из-за столкновения с астероидом в прошлом.
Возможно астероид находится в похожей эволюционной стадии, что и Земля раннего периода, после того как объект размером с Марс столкнулся с ней и сформировал кольцо мусора, которое соединилось в Луну.
Нет ничего более значимого и фундаментального в мире науке, чем открытие, связанное с самой природой нашей реальности. И именно таким открытием в этом году могут похвастаться ученые Лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (LIGO), которые . При этом подтвердили не один, а целых два раза.
Все мы более или менее знакомы с концептом пространства-времени – этакой четырехмерной коробки, где мы едим, живем, растем и в конце концов умираем. Но оказывается, что пространство-время – это не жесткая коробка. Скорее это даже не совсем коробка, а просторный и живой океан, наполненный волнами субатомной величины, образующихся при столкновении черных дыр, нейтронных звезд и других невероятно массивных объектов. Эти волны называют гравитационными. Это рябь пространства-времени, которую первыми обнаружили ученые из LIGO на самом деле еще в сентябре прошлого года. Однако официальное подтверждение их наблюдения пришло только в феврале. Затем в июне физики из LIGO смогли обнаружить еще раз. Такая частота заставляет ученых продолжать свои наблюдения. Но можно считать, что новое окно в самые темные тайны Вселенной наконец-то официально открыто.
Разумеется, без Альберта Эйнштейна здесь тоже не обошлось. В конце концов именно он их и предсказал, когда вывел свою общую теорию относительности в 1916 году. Сложно сказать, что здесь более невероятно: то, что каждая часть теории Эйнштейна в конечном итоге подтвердилась и обрела доказательства, или же то, что современная физика сейчас проверяет идеи, пришедшие на тот момент в голову 26-летнего ботана.
Художественное представление планеты Проксимы b возле красного карлика Проксимы Центавра
За последние несколько лет астрономы обнаружили тысячи экзопланет, включая доброе количество каменистых, землеподобных миров. Однако все потенциально обитаемые кандидаты сразу же стали менее интересными в этом году, после того как была – планета размером чуть больше Земли, оборачивающаяся вокруг нашего ближайшего звездного соседа, находящегося всего в 4,3 светового года от нас.
Проксима b, обнаруженная с помощью метода Доплера (измерения радиальной скорости звезд), является каменистым миром, оборачивающимся вокруг звезды Проксима Центавра на дистанции всего 7,5 миллиона километров, что в 10 раз ближе, чем расположение Меркурия к Солнцу. Так как звезда Проксима Центавра является холодным красным карликом, месторасположение планеты является идеальным для того, чтобы поддерживать воду в жидкой форме. Есть высокая вероятность (по крайней мере согласно предположениям исследователей), что экзопланета Проксима b может быть обитаемой.
Может быть, конечно, и так, что Проксима b является безвоздушной пустыней, что, разумеется, окажется менее радостным. Однако выяснить это мы сможем, вероятно, уже совсем скоро. Вполне возможно, уже в 2018 году, когда в космос будет запущен новый и очень мощный Космический телескоп имени Джеймса Уэбба. Если же и в этом случае картина не станет более ясной, то можно будет запустить флот , которые выяснят все наверняка.
Комар жёлтолихорадочный
Малоизвестный и впервые выявленный в Уганде в 1947 году вирус Зика перерос в конце прошлого года в международную пандемию, когда быстро распространяющееся с комариными укусами заболевание проникло через границы Латинской Америки. Несмотря на малую симптоматику или полное ее отсутствие, распространение вируса сопровождалось резким всплеском микроцефалии, редкого заболевания у детей, чья характерная особенность заключается в значительном уменьшении размеров черепа и, соответственно, головного мозга. Это открытие заставило исследователей искать связь между Зикой и развитием этих анатомических аномалий. И доказательства не заставили себя долго ждать.
В январе вирус Зика нашли в плаценте двух беременных женщин, чьи дети впоследствии родились с микроцефалией. В тот же месяц Зика был обнаружен в мозге у других новорожденных, которые умерли вскоре после рождения. Эксперименты с чашкой Петри, результаты которых были опубликованы в начале марта, рассказали о том, как вирус Зика напрямую атакуют клетки, принимающие участие в развитии мозга, существенно замедляя его рост. В апреле подтвердились опасения, о которых ранее говорили многие ученые: вирус Зика на самом деле вызывает микроцефалию, а также ряд других тяжелых дефектов развития мозга.
К настоящему моменту лекарства от вируса Зика не существует, ведутся клинические испытания вакцины на основе ДНК.
CRISPR – это революционный инструмент для генной модификации, обещающий не только излечить все болезни, но и наделить человека улучшенными биологическими способностями. В этом году китайская команда ученых впервые использовала его для лечения пациента, страдавшего агрессивной формой рака легких.
Для его лечения из взятой крови пациента сначала были удалены все иммунные клетки, а затем использован метод CRISPR для «выключения» особого гена, который может использоваться раковыми клетками для еще более быстрого распространения по организму. После этого модифицированные клетки были помещены обратно в организм пациента. Ученые считают, что подвергшиеся редактированию клетки смогут помочь человеку побороть рак, однако всех результатов этого клинического испытания пока не раскрывают.
Независимо от результатов этого конкретного случая, использование метода CRISPR для лечения людей открывает новую главу в персонализированной медицине. Здесь по-прежнему остается множество нерешенных вопросов – в конце концов, CRISPR является новой технологией. Однако становится понятно, что использование технологии, позволяющей модифицировать свой собственный генетический код, уже не является просто очередным примером научной фантастики. И за право обладания этой технологией уже начались настоящие .
Художественное представление Девятой планеты
Больше десятилетия астрономы гадают о том, может ли на внешних границах нашей Солнечной системы находится девятая планета. В этом году ученые из Калифорнийского технологического института Константин Батыгин и Майк Браун предоставили на суд общественности вполне убедительные доказательства того, что так называемая Девятая планета существует на самом деле. Крупнее Нептуна и холоднее замерзшего ада, Девятая планета оборачивается вокруг Солнца по очень вытянутой эллиптической орбите на дистанции от 100 и более 1000 астрономических единиц.
Наши самые лучшие догадки о Девятой планете основаны на необычных орбитах множества объектов пояса Койпера, которые, согласно предположениям Батыгина и Брауна, подвергаются воздействию гравитационных сил этой загадочной планеты.
Конечно же, единственным убедительным доказательством наличия «планеты-стесняшки» было бы ее прямое обнаружение в телескопы, а не на основе необычного поведения некоторых объектов пояса Койпера. Однако эта задача представляется крайней сложной, так как подобные холодные и далеко расположенные объекты (а именно такой является планета, по мнению ученых) излучают очень мало света и тепла. Тем не менее несколько астрономов, включая Брауна, в настоящий момент предпринимают попытки поиска Девятой планеты и считают, найти ее удастся в течение ближайших нескольких лет.
С ростом мирового объема выбросов углекислого газа растет и риск катастрофических климатических изменений, поэтому ученые всерьез озаботились вопросом поиска эффективных методов снижения CO2 в атмосфере. Концепт «консервации углекислого газа» существует уже довольно давно, однако в 2016 году получил весьма впечатляющее развитие, когда ученые из Саутгемптонского университета растворили углекислый газ в воде и запечатали его в подземной скважине в Исландии. Хранившийся там в течение двух лет углекислый газ вступал в реакцию с базальтовой породой и в конечном итоге приобрел твердую кристаллическую форму, которая может храниться в таком состоянии сотни и даже тысячи лет.
Несмотря на весьма впечатляющий результат и горящие заголовки СМИ вроде «ученые превратили CO2 в камни», все-таки остаются вопросы, которые требуют ответа. Во-первых, возможность использования этого метода находится в прямой зависимости от места, где углекислый газ может кристаллизоваться в твердую форму. Другими словами, место хранения должно обладать аналогичными исландским геологическими и геохимическими особенностями. Во-вторых, масштаб. Провести эксперимент в лабораторных условиях, а затем захоронить небольшой объем CO2 — это не совсем одно и то же, что необходимость в захоронении миллиардов тонн ежегодных выбросов углекислого газа. Задача будет весьма непростой. Более эффективным все же будет снижение уровня самих выбросов.
В конце концов может оказаться так, что секрет долголетия мы узнаем не из крупных мировых научных центров, а от гренландской акулы. Согласно исследованию, опубликованному в этом году в журнале Science, это удивительное глубоководное позвоночное может жить более 400 лет. Радиоуглеродный анализ 28 самок гренландской акулы показал, что эти животные являются самыми долгоживущими позвоночными на нашей планете. Возраст старейших представителей составляет от 272 до 512 лет.
Так в чем же заключается секрет столь невероятного долголетия гренландской акулы? Ученые точно пока не знают, но догадываются, что, вероятнее всего, это связано с тем, что это позвоночное обладает экстремально медленным процессом метаболизма, что приводит к медленному росту и половому созреванию. Еще одним оружием в борьбе со старением у этих акул, по всей видимости, является экстремально низкая температура окружающей среды. Никто не хочет провести пару лет на дне Арктического океана и потом вернуться с отчетом о том, как все прошло?
