Если фотографировать Юпитер на протяжении длительного времени (скажем, в течение нескольких лет) в моменты наиболее благоприятных атмосферных условий, то можно заметить изменения, происходящие на Юпитере, а точнее — в его атмосфере. Наблюдениям над этими изменениями (с целью их объяснения) сейчас уделяют большое внимание астрономы разных стран. Греческий астроном Фокас, сравнивая карты Юпитера, созданные в разные периоды (иногда с интервалом в десятки лет), пришел к заключению: изменения в атмосфере Юпитера связаны с процессами, происходящими на Солнце.
Нет сомнений, что темные пятна Юпитера принадлежат плотному слою сплошных облаков, окружающих планету. Над этим слоем находится довольно разреженная газовая оболочка.
Атмосферное давление, создаваемое газовой частью атмосферы Юпитера на уровне облаков, вероятно, не превышает 20—30 мм. рт. ст. По крайней мере, газовая оболочка во время наблюдения Юпитера через синий светофильтр едва заметно уменьшает контрасты между темными пятнами и яркой окрестностью. Следовательно, в целом газовый слой атмосферы Юпитера довольно прозрачный. Об этом свидетельствуют также фотометрические измерения распределения яркости вдоль диаметра Юпитера. Выяснилось, что уменьшение яркости к краю изображения планеты почти одинаковое как в синих, так и в красных лучах. Следует заметить, что между слоями облаков и газа на Юпитере резкой границы, безусловно, нет, а поэтому приведенное выше значение давления на уровне облаков надо считать приближенным.
Химический состав атмосферы Юпитера, как и других планет, начали изучать еще в начале XX ст. Спектр Юпитера имеет большое количество интенсивных полос, расположенных как в видимом, так и в инфракрасном участке. В 1932 г. почти каждая из этих полос была отождествлена с метаном или аммиаком.
Американские астрономы Данхем, Адель и Слайфер провели специальные лабораторные исследования и установили, что количество аммиака в атмосфере Юпитера эквивалентно слою толщиной 8 м при давлении 1 атм., в то время как количество метана — 45 м при давлении 45 атм.
Основной составной частью атмосферы Юпитера является, вероятно, водород. За последнее время это предположение подтверждено наблюдениями.
Сатурн, бесспорно, — самая красивая планета Солнечной системы. Почти всегда в поле зрения телескопа наблюдатель видит эту планету, окруженную кольцом, которое при более внимательном наблюдении представляет собой систему трех колец. Правда, эти кольца отделены друг от друга, слабоконтрастными промежутками, поэтому не всегда все три кольца удается рассмотреть. Если наблюдать Сатурн при наилучших атмосферных условиях (при незначительном турбулентном дрожании изображения и т.п.) и с увеличением в 700—800 раз, то даже на каждом из трех колец едва заметны тонкие концентрические полосы, напоминающие промежутки между кольцами. Самое светлое и самое широкое — среднее кольцо, а самое слабое по яркости — внутреннее. Внешний диаметр системы колец почти в 2,4, а внутренний в 1,7 раза больше диаметра планеты.
За последнее время наиболее серьезным исследованием колец Сатурна в нашей стране занимается московский астроном М. С. Бобров. Используя данные наблюдений изменения яркости колец в зависимости от их размещения по отношению к Земле и Солнцу или от так называемого угла фазы, он определил размеры частиц, из которых состоят кольца.
Оказалось, что частицы, входящие в состав колец, в поперечнике достигают нескольких сантиметров и даже метров. По расчетам М. С. Боброва, толщина колец Сатурна не превышает 10—20 км.
Как и на Юпитере, на Сатурне видны темные полосы, расположенные параллельно экватору. Так же как и для Юпитера, для Сатурна характерна разная скорость вращения для зон с различными широтами. Правда, полосы на диске Сатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера.
СПУТНИКИ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ И ПЛУТОН
Итак, мы познакомились в общих чертах с семейством планет, близких к нашему светилу. Среди другого семейства, расположенного за астероидным поясом, ни одна из четырех больших планет не обладает твердой поверхностью в обычно понимаемом значении этого слова, о чем мы уже упоминали выше. Что же касается Плутона, то мы видели, что его никак нельзя относить к большим планетам ни по размерам, ни по ряду других характеристик. Скорее он напоминает крупный астероид (или же систему из двух астероидов), поэтому некоторые исследователи вообще не склонны считать его планетой. Но и само семейство больших планет включает в себя много твердых тел. Это их спутники, охватывающие широкий диапазон размеров — от сопоставимых с планетами земной группы до небольших астероидов.
К сожалению, сведения о большинстве этих тел, основанные на наземных наблюдениях, весьма ограничены. Касается это в первую очередь самых внешних спутников Юпитера, Сатурна и Нептуна, обладающих наибольшими наклонениями и эксцентриситетами орбит. Примерно четверть из них обращается вокруг своих планет не в прямом, а в обратном направлении. Уже сам этот факт определенно указывает на то, что эти спутники, вероятно, представляют собой захваченные астероиды, имеющие неправильную форму, и что основные черты их поверхностей не претерпели заметных изменений после захвата (за исключением возможно более интенсивной бомбардировки при нахождении в окрестности крупного гравитирующего тела). В то же время природа других, особенно близких к планете больших спутников, скорее всего, является иной, тесно связанной с периодом формирования самой планеты.
Можно предположить, что при очень низких температурах конденсации во внешних областях Солнечной системы и при сравнительно малых размерах этих тел значительная часть слагающего вещества представляет собой водяной, метановый и аммонийный лед, который во многих случаях должен обнаруживаться на поверхности. Наиболее вероятным кажется наличие водяного льда вследствие его большого содержания в Солнечной системе, а также более высокой стабильности по сравнению с аммонийным и метановым льдом.
Что же наблюдается на самом деле? Водяной лед действительно был обнаружен на трех из четырех галилеевых спутников Юпитера и на шести спутниках Сатурна. Основой для этого вывода послужили спектры отражения галилеевых спутников в сопоставлении со спектром льда из Н2О, которые показали, что характерные признаки ледяного поглощения особенно четко присутствуют в спектрах Европы и Ганимеда, в значительно меньшей степени они проявляются у Каллисто, а у Ио вообще отсутствуют. Это привело к представлениям о существенных различиях поверхностей этих тел и разных путях их тепловой эволюции.
Аналогичная ситуация наблюдается у спутников Сатурна, Покрытые водяным льдом поверхности (а некоторые — возможно и целиком ледяной состав) имеют все спутники внутри орбиты Титана — Янус, Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея. На других спутниках Сатурна, а также спутниках Урана и Нептуна, каких-либо свидетельств присутствия водяного или образующегося при еще более низких температурах конденсации аммиачного или метанового льда не найдено. У них низкая отражательная способность, что сближает характеристики их поверхностей. Это спутники Сатурна Гиперион и Феба, спутники Урана Титания и Оберон, спутник Нептуна Тритон. В то же время для спутника Сатурна Япета характерно то, что у него одна сторона (в направлении движения по орбите) светлая, с высокой отражательной способностью, а противоположная сторона темная. Приемлемого объяснения такой асимметрии пока не найдено.
К сожалению, ничего не известно о поверхности самого большого спутника Сатурна — Титана, по размерам превышающего Меркурий. Объясняется это тем, что изучению отражательных свойств его поверхности мешает атмосфера. Предполагали, что поверхность Титана может состоять из водяного или метанового льда. Выдвигалась гипотеза, согласно которой она может быть покрыта густой органической массой. В основе последней лежали результаты лабораторных исследований, показавшие, что в метаново-водородных атмосферах под воздействием ультрафиолетового излучения образуются сложные углеводороды — такие, как этан, этилен и ацетилен. Как здесь не вспомнить существовавшие еще в 50-х годах нашего столетия близкие к этим представления о поверхности Венеры: ведь и на ней предполагалось обилие углеводородов, моря нефти и даже пышная растительность. К сожалению, реальность уже не раз опровергала экзотические ожидания; очевидно, не будет исключением и Титан с его недавно открытой холодной азотной атмосферой.
В отличие от спутников планет-гигантов, у Плутона отождествлены спектральные признаки метанового конденсата. По результатам узкополосной фотометрии отношение интенсивности отражения в двух спектральных областях, в одной из которых расположены полосы поглощения водяного и аммиачного льда, а в другой — сильная полоса поглощения метанового льда, оказалось равным 1,6. Если взять чистый метановый лед и снять те же спектры в лаборатории, то отношение оказывается лишь немного больше, в то время как для спутников гигантов с признаками водяного льда на поверхности это отношение существенно меньше единицы. Это является довольно сильным аргументом в пользу наличия метана. Обнаружение метанового льда на Плутоне меняет существовавшие до недавнего времени представления о его поверхности, образованной скальными породами, в сторону более реальных предположений о покрывающем ее протяженном ледяном слое.
СОСТАВ И СТРОЕНИЕ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ-ГИГАНТОВ