Привет студент

 

 

 

Юпитер — наибольшая и ближайшая, а следовательно, наиболее изученная из планет - гигантов. После пролета 4 декабря 1973 г. «Пионера-10» Юпитер стал первой планетой-гигантом, изученной с космического аппарата с близких расстояний. И все же наши знания о Юпитере далеко отстают от знаний о Марсе и Венере. В ближайшее десятилетие планируется его интенсивное исследование.

Ниже делается попытка дать обзор наших современных знаний о Юпитере и отметить очевидные пробелы в фундаментальных сведениях и наших представлениях.

Атмосфера Юпитера

Исторические и общие сведения.

По-видимому, первым темные полосы спектра Юпитера обнаружил Секки (1863 г.). В начале нашего столетия эти полосы с некоторыми деталями сфотографировал Слай-фер. В начале 30-х годов XX столетия Вилдт предположил, а Данхем подтвердил, что они связаны с присутствием метана и аммиака. Первые измерения температуры планет были сделаны в середине 20-х годов нашего столетия Мензелом, Кобленцом и Лампландом на Лоуэлловской обсерватории и Петтитом и Никольсоном на обсерватории Маунт-Вил-сон, использовавшими вакуумные термопары. Они показали, что Юпитер — определенно холодное тело, на что указывал в 1923 г. Джефрис, исходя из теоретических соображений. Модельные исследования, аналогичные современной работе Запольского и Салпетера, показали, что масса Юпитера должна в основном состоять из водорода и гелия, так как никакие другие вещества не имеют достаточно малой плотности при низких температурах, чтобы можно было объяснить наблюдаемую среднюю плотность. В 1952 г. Баум и Код на основании фотоэлектрических наблюдений покрытия звезды а Овна получили, что для юпитерианской атмосферы средний молекулярный вес равен 3,3. Хотя, как показали недавние исследования, применение метода с использованием кривой Баума и Кода может дать большие ошибки, основной вывод Баума и Кода о том, что атмосфера Юпитера должна состоять главным образом из водорода и гелия, остается совершенно верным. Спектроскопически присутствие водорода обнаружили в 1960 г. Кисс и др.

В классическом случае принималось, что газовую планетную атмосферу можно рассматривать как однородный прозрачный слой (если исключить чистое поглощение в отдельных дискретных длинах волн), расположенный над отражающим слоем (облака или твердая поверхность) с хорошо определяемой границей. Обилие веществ (содержание) определялось по интенсивности линий поглощения при некотором предположении о средней длине пути излучения в атмосфере. Первые юпитерианские модели Койпера относились к таким моделям с отражающим слоем, так как 20 лет назад мы не располагали информацией, позволяющей строить другие модели. Многие определения обилий в атмосфере все еще опираются на это предположение, хотя известно, что в большинстве случаев это неверно.

В плотной атмосфере, особенно такой, как атмосфера Урана, весьма значительный вклад в непрозрачность атмосферы в видимом свете вносит релеевское рассеяние. Пока рассеивающие и поглощающие частицы равномерно перемешаны и свойства рассеивающих частиц не меняются с высотой и известны, проблемы распространенности и атмосферного альбедо еще вполне поддаются решению. Но в действительности такого случая не бывает Если способный конденсироваться газ является малой составляющей в состоянии насыщающего равновесия, то оптическое рассеяние (как функция высоты) не зависит от плотности газа. В этом случае расчет спектральных линий и значения непрерывного альбедо в полученной неоднородной атмосфере требует трудоемких вычислений на больших ЭВМ. В то время как теория удовлетворяет большей части требований, связанных с прямой задачей предсказания поведения излучения, взаимодействующего с простой, статичной, одномерной (по вертикали) атмосферой с известными свойствами, то обратная задача, требующая определения характеристик атмосферы по наблюдаемому излучению, гораздо труднее. Для решения этой проблемы «атмосферного зондирования» для Юпитера необходимы сведения в широком диапазоне длин волн и для разных точек на диске. Эти данные можно получить с требуемым пространственным разрешением только путем проведения специальных экспериментов с космических аппаратов. В настоящее время большая часть ведущихся работ связана с решением прямой задачи для семейства «разумных» моделей и сравнением их с данными наблюдений.

При дальнейших исследованиях встречаются трудности двух типов. Трудности первого типа, о которых упоминалось выше, связаны с неоднородностью атмосферы Юпитера (так же как и Сатурна). На этих планетах несомненно наличие полос, зон и пятен (обсуждаемых ниже), и даже ограниченная количественная информация, доступная в настоящее время, указывает на определенные вариации многих физических параметров от точки к точке на диске Юпитера. По этой причине попытки температурного зондирования с пространственным разрешением, достижимым при наблюдениях с Земли (например, недавняя работа Оринга), в лучшем случае могут дать величины, усредненные по большой площади весьма неоднородной планеты. Трудности другого типа связаны с тем, что Юпитер — динамическое тело с ясно заметными на фотографиях внешними изменениями от месяца к месяцу.

Расширение наших знаний о планетных атмосферах подобно итерационному процессу, который в конечном счете сходится к правильному ответу. Общая процедура сводится к расчету предварительных моделей, основанных на наилучших оценках состава атмосферы и температуры. Затем данные интерпретируются в свете этих моделей. В частности, на основании лучших имеющихся определений состава вычисляется непрозрачность в видимом и тепловом (инфракрасном) диапазонах, которая характеризует перенос энергии, а также делается попытка изучить энергетический баланс атмосферы и рассчитать профили температуры и давления для однородной одномерной атмосферы, находящейся в лучистом равновесии. Трефтон в 1967 г. опубликовал подробности этого важного этапа в изучении четырех планет-гигантов. Пересмотр спектроскопических данных и кривых потемнения к краю с использованием улучшенных моделей подтвердил, что теория отражающего слоя недостаточна и что требуется неоднородная модель, по крайней мере для объяснения наблюдаемых изменений от центра к краю. На основе полученных уточненных одномерных моделей развиваются исследования в направлении создания реальных, трехмерных, динамических моделей Юпитера и его ионосферы. Но это уже вопросы, находящиеся на границе наших возможностей, они будут обсуждены ниже с точки зрения современного понимания планеты.

Состав Юпитера

Молекулярный водород является основной составляющей юпитерианской атмосферы, его свойства изучены теоретически лучше, чем какой-либо другой нейтральной молекулы. Будучи гомополярной молекулой, Н₂ не имеет обычного дипольного спектра. Дипольный момент может индуцироваться при достаточно большом давлении, однако при этом возникают широкие, с малой центральной интенсивностью линии, определить

эквивалентные ширины которых трудно. «Стратоскоп-2» зарегистрировал на Юпитере только одну фундаментальную индуцированную полосу 2,4 мкм. Квадруполь-ный момент молекулярного водорода мал, и обилие водорода на Юпитере определено главным образом по линиям второго и третьего обертонов (3—0 и 4—0) квадрупольных вращательно-колебательных полос. Эти линии очень слабы и видны только вследствие высокого содержания водорода на Юпитере. Дополнительная трудность наблюдений возникает вследствие заметного сужения линий из-за столкновений молекул, прежде чем установится обычное расширение за счет давления. Это очень затрудняет определение формы линий, а следовательно, и давления. Правильная форма такой линии, суженная слабыми столкновениями, как считают, дается профилем Галатри. К сожалению, насыщение в таких линиях достигается, пока они еще очень слабы, и для получения хорошей точности определения содержания требуется наивысшее возможное разрешение. Такая работа еще продолжается. Лучшее определение обилия, имеющееся в настоящее время, дает значение около 65 км-амага над уровнем давления 1,7 атм.

Метан имеет богатый дипольный вращательно-колебательный спектр, простирающийся от 7,8 мкм далеко в видимую область. К сожалению, легко наблюдаемые высокие обертоны в видимой и ближней инфракрасной областях спектра столь сложны, что пока не изучены теоретически. Ни для одного обертона выше, чем полоса 3v₃ при 1,1 мкм, не определены вращательные квантовые числа, и только Д-ветвь этой полосы была проанализирована в 1968 г. Марголисом и Фоксом. Лабораторные определения интенсивностей линий сделаны Бергстралом и Марголисом, а лоренцовских полуширин — Бергстралом. Обилие метана оказалось около 45 м-амага над уровнем давления около 1,7 атм. Независимое определение с использованием фурье-спектроскопйи с усреднением по большей части диска дало значение 38 ±8 м-амага над уровнем давления около 2 атм.

Аммиак также обладает богатым дипольным спектром. В недавнем исследовании

Мак-Бридж и Николс  определили колебательные квантовые числа для 42 полос. Эти авторы провели также анализ полосы 5v1 аммиака около 6450 А. Полоса 5v1 весьма сложна, многие ее характеристики блендированы, и неясно, можно ли получить точные значения содержания и температуры для Юпитера из лабораторных и наблюдательных данных. Анализ эмпирической кривой роста, проведенный Мэзоном, дает значение обилия 13±3 м-амага и, по-видимому, является лучшим из опубликованных результатов. Обилие должно относиться к давлению около 1,7—2,0 атм (тому же, что для метана и водорода), так как ожидается, что на этом уровне существует плотный облачный слой (см. подраздел «Строение атмосферы»). В недавнем исследовании Оринга найдено гораздо более высокое содержание, что кажется несовместимым с другими определениями и с моделями, в которых принята относительная распространенность азота такой же, как на Солнце. Этот результат может быть связан с пренебрежением влияния облаков.

Измерения тепловой температуры диска Юпитера по радиоизлучению дают сведения о распространенности аммиака как под аммиачными облаками, так и над ними. Аммиак проявляет себя через инверсионное расщепление вращательных энергетических состояний молекулы. Эти переходы, как ожидается, служат главным источником непрозрачности в юпитерианской атмосфере. Галкис и Пойнтер, основываясь на наблюдаемом температурном спектре (см. следующий подраздел), определили относительную концентрацию аммиака ~1,5*10^-4 ниже облаков. Указанное значение близко к ожидаемому для атмосферы, распространенность элементов в которой соответствует Солнцу. Это поддерживает точку зрения о том, что юпитерианская атмосфера состоит из вещества первичной солнечной туманности.

Обнаружить гелий на холодном теле путем прямых спектроскопических наблюдений с поверхности Земли невозможно, это очень трудно сделать и с искусственных спутников Земли. «Традиционно» принималось, что распространенность гелия на Юпитере близка к солнечной. Первым прямым свидетельством его присутствия (по данным наблюдений)' было обнаружение резонансной линии 584 А интенсивностью 10—20 релей с «Пионера-10». К сожалению, из этих измерений нельзя непосредственно определить обилие в глубокой атмосфере. Тем не менее совсем недавно были получены два грубых значения обилий для области ниже турбопаузы. Исследования многоцветных кривых блеска, полученные при покрытии Юпитером звезды [b Скорпиона, позволили Сагану и др. определить долю гелия (по числу частиц). На Солнце величина отношения Не : (Н₂ + Не) = 0,12. Долю гелия можно также определить по влиянию давления гелия на вращательный и трансляционный спектр Н₂ в далекой инфракрасной области спектра. Таким образом, эксперимент с инфракрасным радиометром на «Пионере-10» определенно показал присутствие гелия, причем предварительные отношения Не: Н₂ составляют 0,6 в южной экваториальной полосе и 0,8 в южной тропической зоне. Пока не получены более полные экспериментальные данные и не проведен анализ их ошибок, представляется целесообразным продолжать использовать величину на Солнце ~9 км-амага, что соответствует относительному обилию гелия.

Недавно с помощью фурье-спектрометра, установленного на 150-сантиметровом солнечном телескопе обсерватории Мак-Мас, Риджуэй идентифицировал три новые молекулы. По имеющимся данным он получил предварительные оценки количества этана (С₂Н₆) —10 см-амага и ацетилена (С₂Н₂) —0,2 см-амага. Он также обнаружил фосфин (РН₃) с весьма приближенной оценкой 0,9 см-амага. Наличие таких неравновесных соединений, как С₂Н₆, С₂Н₂ и РН₃, в указанных количествах подкрепляет мнение о возможности присутствия более сложных органических соединений.

На Юпитере обнаружены два изотопа. Бир и Тейлор в спектрах Фурье для области 4,65 мкм нашли CH₃D в количестве 1,3 ±0,3 см-амага. Допуская фракционирование дейтерия, они получили отношение D : Н=4,8*10^-5 с ошибкой грубо ±50%. Их результаты в некоторой степени зависят от модели, которая является источником большей части возможной ошибки. Фокс и др. сообщили о возможном обнаружении на Юпитере ¹³СН₄ с отношением распространенностей ¹²С: ¹³С=110±35.

Все обилия, приведенные выше, представляют собой некоторого рода усредненные (как во времени, так и в пространстве) значения. Полученные данные всегда пытались привести к длине пути в газе при давлении в одну атмосферу. Данные о среднем потемнении к краю будут рассмотрены в подразделе «Видимая поверхность». Однако в целом ряде докладов на последнем (1974 г.) годичном собрании Отдела планетарных наук Американского астрономического общества даны свидетельства о дополнительных пространственных и временных изменениях интенсивности различных компонент юпитерианской атмосферы. Например, сообщалось об изменении интенсивности линии Н₂ 3—0 S (1) на 40% в течение недели. Пока причины таких вариаций не поняты и не описаны, ко всем данным о распространенностях надо подходить с осторожностью.

Несколько исследований Юпитера в ультрафиолетовых лучах было проведено при помощи ракет и спутников. В ряде случаев наблюдалась эмиссия линии Лайман-а (1216 А). В недавнем ракетном исследовании Ротман и др. нашли яркость диска в этой линии 4,4 килорелея, тогда как, например, по данным «Пионера-10» она составила 1 килорелей. Различия могут отражать реальные временные изменения или быть в случае ракетного эксперимента обусловлены влиянием яркого водородного тора на орбите Ио (см. раздел «Спутники Юпитера»). В этих и других спектрах наблюдаются и иные детали (см., например, Дженкинс), но из-за низкого разрешения отождествление их остается неопределенным.

 

Спектроскопические исследования дали оценки верхних пределов для других соединений в юпитерианской атмосфере. Пределы зависят от длины волны молекулярной полосы, так же как от их собственной интенсивности, вследствие того, что атмосфера Юпитера гораздо более прозрачна в некоторых областях (например, около 5 мкм), чем в. других. В табл. 4 приводится несколько значений верхних пределов, соответствующих разным спектральным областям.

Несколько исследователей провели на больших ЭВМ вычисления вероятного молекулярного состава юпитерианской атмосферы в предположении термодинамического химического равновесия. Начав с космических распространенностей, Льюис показал, что при температурах от точки замерзания воды до температур выше 1000° К фактически весь кислород содержится в молекулах Н₂0, весь углерод — в СН₄, весь азот — в NH_3r вся сера —в H₂S. При более низких температурах Н₂0 замерзает, H₂S удаляется путем образования облаков NH₄SH. Такие молекулы, как РН₃, С₂Н₂ и С₂Н₆, — определенно неравновесные соединения. Это указывает на существование динамических процессов.

Температура Юпитера

В середине 60-х годов были существенно усовершенствованы приемники среднего и дальнего инфракрасного излучения, в то же самое время была повышена чувствительность радиотелескопов в миллиметровом диапазоне, что позволило практически изучать Юпитер в этих диапазонах. Температуры на длинах волн короче 1 мм приведены в табл. 5 двумя группами: яркостные температуры диска и температуры подсолнечной точки (температуры абсолютно черного тела) по тепловым картам.

Тепловое радиоизлучение Юпитера сперва было обнаружено в 1956—1957 гг. на волне 3,15 см. Эти ранние наблюдения дали температуру 145 ±26° К, совместимую с оценкой равновесной температуры Юпитера и данными измерений в инфракрасной области спектра. Последующие наблюдения Юпитера на более длинных волнах показали быстрый рост температуры с увеличением длины волны. Дрэйк предположил, что длинноволновое излучение генерируется высокоэнергичными электронами, захваченными магнитным полем Юпитера в областях, подобных радиационным поясам, существующим вокруг Земли.

 

 

 

Позднее это было подтверждено наблюдениями. Известно, что тепловое излучение атмосферы Юпитера и излучение радиационных поясов (синхро-тронное) вносят одинаковый вклад в общее излучение Юпитера на длинах волн около 7 см. Присутствие синхротронной компоненты затрудняет точные измерения теплового спектра планеты. Попытки отделить излучение диска от нетеплового были сделаны с помощью радиоинтерферометрической аппаратуры и путем введения некоторых предположений о поляризационных свойствах синхротронного излучения. Из двух методов разделения интерферометрический более надежен, однако этим методом сделано немного измерений. Берге, Бренсон и Олсен использовали интерферометрический метод для определения атмосферной эмиссии на длинах волн от 2 до 21 см. Для определения теплового спектра в области от нескольких миллиметров до 21 см Дикель сопоставил свои поляриметрические наблюдения Юпитера с интерферометриче-скими данными и результатами моделирования атмосферы. Полученный в итоге спектр Юпитера показан на рис. 1. Ссылки на данные, использованные при построении рисунка, можно найти в статьях. Наблюдаемый спектр (после исключения синхротронного излучения) поднимается от значения около 140° К на 1,25 см до более 350° К на 21 см. В общепринятой интерпретации спектра это связывается с глубокой конвективной атмосферой, в которой в качестве малой составляющей присутствует аммиак, являющийся главным источником непрозрачности в радиодиапазоне.

 

 

 

 

Существует много определений вращательных температур Юпитера. Так как атмосфера неизотермична, полученные таким путем температуры являются, очевидно, некоторым видом средневзвешенного по поглощающей области. Для определения в вертикально неоднородной модели атмосферы подходящего весового фактора часто применяют аппроксимацию Кертиса — Годсона, так что модель можно непосредственно сравнивать с наблюдениями. Эта процедура полезна даже для суженных столкновениями линий квадрупольного спектра Н₂. В применении к Юпитеру, однако, должны быть приняты во внимание эффекты рассеяния и поглощения в облачных слоях, которые также должны быть промоделированы. Марголис показал, что пока наблюдения строго ограничены центром диска, для определения температуры, давления и обилия можно использовать простую модель отражающего слоя. Это очевидно, так как верхний облачный слой сильно рассеивает излучение вперед и имеет умеренную оптическую толщину для инфракрасных лучей, тогда как второй облачный слой очень плотен и ведет себя как отражающий слой. Для объяснения изменений от центра к краю требуется рассмотрение неоднородной атмосферы. Поэтому большая часть опубликованных вращательных температур имеет малую количественную ценность, так как они включают данные по всему диску. Тем не менее может быть установлено, что температура на втором (главном) облачном слое должна быть выше любой из измеренных вращательных температур, а некоторые из них >180° К.

Даниэльсон нашел, что ширина индуцированной давлением фундаментальной полосы Н₂ соответствует температуре 200—225° К. Так как поглощение в таких полосах меняется пропорционально квадрату цлотности, то эта температура должна относиться к хорошо определяемому уровню близ главного облачного слоя.

Смысл всех измерений температур будет более ясен с точки зрения моделей, обсуждаемых ниже в этом разделе.

Видимая поверхность Юпитера

Облака. Даже в малые телескопы видно, что поверхность Юпитера состоит из перемежающихся светлых «зон» и темных «полос», причем первые имеют в общем беловатый или желтоватый цвет, а последние — чаще коричневатый или красноватый. Лучшие фотографии, полученные с Земли, и фотографии с «Пионера-10» показывают сложную картину пятен, фестонов, перьев и волн. Местами выделяются серые, голубые, черные цвета. Общее впечатление — пастель, хотя отдельные области могут иметь значительное насыщение цвета.

В течение многих лет было известно, что облака на Юпитере — это перистые облака, состоящие из мелких частиц замерзшего аммиака. Как будет показано в разделе «Строение атмосферы», действительно, должен существовать слой аммиачных перистых облаков, но согласно недавним исследованиям он должен быть довольно разреженным. На более длинных волнах, по крайней мере в центре диска, через эти облака и прозрачную область под ними можно видеть второй, более существенный слой, который, вероятно, состоит из частиц гидросульфида аммония.

Источник окраски и причина полосатого вида Юпитера не известны в каких-либо деталях. Существует несколько гипотез о цвете. Например, Оуэн и Мэзон предполагают, что доминирующий желтоватый цвет может быть вызван небольшой примесью (NH₄)₂S в облачном слое, состоящем из NH₄SH. Льюис и Принн добавили к этому предположение о присутствии (NH₄)₂Sxили элементной серы. Детальное изучение Принтом переноса ультрафиолетового (l<2700 А) излучения и фотолиза в юпитерианской атмосфере показывает, что часть излучения с длиной волны больше 1600 А должна проникать через атмосферу к облакам и может вызвать фотолиз NH₃ и H₂S. Он указывает, что так начинается цепь реакций, в результате которых может быть выморожен окрашенный материал, упомянутый выше. Саган и Харе сообщили о лабораторных экспериментах, в которых различные смеси СН₄, С₂Н₆, H₂S и жидкой Н₂0 облучались ртутным излучением на 2537 или 2537 и 1849 А. Продукты реакций включают красновато-коричневый полимер с высоким молекулярным весом и различные аминокислоты. Другим неравновесным процессом, который может приводить к появлению сложных органических соединений, является электрический разряд. Поннамперума и его сотрудники изучили продукты электрических разрядов в смеси СН₄ и NH₃. Среди летучих продуктов были найдены водород и азот, а также HCN и различные нитрилы. Это важно для биологии, так как гидролиз нитрилов приводит к аминокислотам. Образовался также красноватый нелетучий продукт реакции, который при гидролизе превращается в несколько амино и иминокислот. Если юпитерианская атмосфера — конвективная до больших глубин, на что указывают радионаблюдения, то тогда под влиянием высоких температур должны разрушаться любые сложные органические молекулы. Возможно ли установившееся состояние с достаточно быстрым воспроизводством путей фотолиза и/или разряда, чтобы сохранить заметные их количества, зависит от ряда совершенно неизвестных факторов. Распространенные десятилетие назад идеи о том, что цвета вызываются радикалами или растворами натрия в аммиаке, были оставлены, когда структура атмосферы Юпитера стала известна лучше.

Детальная структура и движения облаков на Юпитере — прямые доказательства его сложной динамической природы. Хотя чередующиеся темные полосы и светлые зоны, параллельные экватору, сохраняются, сложные явления происходят, в особенности на краях полос. Огромное количество сведений о внешнем виде Юпитера в течение длительного времени было собрано Пиком; его книга должна быть принята, во внимание при разработке стандартной номенклатуры для видимой поверхности. Информация о периодах вращения в отдельных полосах и зонах

была собрана Чепменом, Ризе и Инге. Эти данные, например, показывают, что с 1917 г. северный умеренный поток на южном краю северной умеренной полосы вращался даже быстрее, чем экваториальная полоса. За прошедшие годы было сделано много попыток связать активность в юпитерианских облачных полосах или Большом Красном пятне (см. ниже), определенную раз.

Неизвестно даже, какие детали — пояса или зоны — расположены в атмосфере выше. Существует общее мнение, что верхнее облачное покрытие, очевидно, неоднородно. Тейфель обнаружил большее поглощение в полосе метана Я6190 над поясами, а Оуэн и Уэстфал нашли даже в более сильной полосе метана Я8940 меньшее поглощение над поясами. Наиболее горячие пятна находятся в поясах, причем локальные голубые или темные пятна показывают температуру 300° К или больше. Это могут быть дыры, где излучение легко выходит из более глубоких областей. Карты температур, определенных по микронному излучению, по-видимому, указывают на более высокую темцературу поясов (по отношению к зонам) даже там, где нет горячих пятен. Это может указывать на более глубокое расположение поясов по сравнению со светлыми окрашенными зонами. Происхождение поясов — сложная гидродинамическая проблема, и даже эмпирическое описание их физических деталей все еще неполно.

Вращение.

Одна из интересных проблем юпитерианской атмосферы состоит в том, что облака, образующие видимую поверхность, вращаются как две довольно различные системы. Точки в пределах около 10° от экватора образуют систему I, стандартный меридиан которой вращается с периодом 9^h50^m30⁸,003. Точки, лежащие далее 10° от экватора в обеих полусферах, образуют систему II, стандартный меридиан которой вращается с периодом 9^h55^m40⁸,632. Движение облаков относительно стандартных меридианов не позволяет сделать уверенный выбор периода, так как для отсчета нужен некоторый точный репер, указанные же числа имеют историческое значение. Так называемая экваториальная струя, которая входит в состав системы I, была особой метеорологической проблемой. Она вращается быстрее, чем любая другая часть видимой поверхности (исключая небольшое северное умеренное течение), и, очевидно, быстрее, чем тело Юпитера.

Трудно определить «истинный период вращения», если у тела нет твердой поверхности для отсчета, а Юпитер может и не иметь такой поверхности (см. раздел «Строение недр»). Наиболее вероятное значение периода системы III основано на исследованиях в дециметровом и декаметровом диапазонах и равно 9^h55^m29⁸,75+/-0^s,04. Если окажется, что Юпитер всюду жидкий, концепцию «среднего» периода вращения (или вращения «тела») будет трудно определить и она будет мало полезна.

Большое Красное пятно.

Наиболее выдающейся деталью видимой поверхности является знаменитое Красное пятно. Вытянутая область достигала примерно 38 500 км в длину и 13800 км в ширину в 80-е годы прошлого века, когда она имела наибольшие размеры. Большое Красное пятно, вероятно, было обнаружено 300 лет тому назад и определенно замечено при наблюдениях, сделанных более 120 лет назад. Пятно стало особенно знаменитым в период 1879— 1882 гг., когда его цвет стал очень интенсивным. С тех пор его видимость и цвет то ослабевали, то усиливались и, хотя цвет временами полностью исчезал, положение пятна, так называемая полость Красного пятна, всегда было ясным. Красное пятно, например, было очень заметно в течение 1962 и 1963 гг. и оставалось вполне «здоровым» в 1965 г. Оно начало слабеть в 1966 г., и в феврале 1968 г. было крайне слабым. Затем пятно внезапно начало усиливаться и скоро вернулось к своему прежнему виду, как четыре года назад. Это можно видеть по изоденситометрическим данным Баноса и Алиссандракиса. В течение 1969 г. средние размеры пятна были около 28 200 км X13 700 км.

Замечательной чертой пятна является то, что оно оказывается не связанным жестко с какой-либо фиксированной поверхностью, а странствует по диску. В течение прошлого столетия оно сместилось по долготе на 1200° (смещение относительно среднего движения

Юпитера, которое преуменьшает движение Красного пятна). Наблюдаются многочисленные короткопериодические колебания относительно этого постоянного движения. Солберг нашел трехмесячную периодичность в этих меньших «прогулках». Результаты за семь последовательных лет дают колебания со средней амплитудой 0°,8 и периодом 89,89±0,11 суток. Циркулирующее течение имело в это время период вращения около 90 суток относительно системы II и, может быть, заставляло колебаться Красное пятно. В то же время широта центра пятна остается, как всегда, приблизительно постоянной. В течение 1968—1969 гг. ее среднее значение было —22°,25±0°,03 и всегда оставалось в пределах между — 22°,0 и -—22°,5. Новые данные для 1969— 1971 гг. сообщил Ризе.

Интересно, что по измерениям на 5 и 8— 14 мкм Красное пятно оказалось холоднее его окрестностей. Это согласуется с несколькими наблюдениями, которые показывают меньшее поглощение над ним и наводят на мысль о его проникновении до высокого атмосферного уровня.

В январе 1966 г. небольшое темное пятно, двигавшееся вдоль северного края южного умеренного пояса, приблизилось к Красному пятну, начало двигаться вокруг его южной стороны и совершило вокруг него почти IV2 оборота, прежде чем исчезло. Период обращения составлял 9 суток. В следующем году четыре других темных пятна, из которых по крайней мере два пришли из южного экваториального пояса, обнаружили сходное поведение, хотя видны они были лишь на части оборота вокруг Красного пятна. Периоды обращения этих пятен составляли 12 суток. Риис и Смит, сообщившие об этих интересных наблюдениях, предполагают, что, вероятно, в движение вовлекалось вещество на разных атмосферных уровнях.

Прежние гипотезы о природе Красного пятна были вариациями на тему твердого острова, плавающего в плотной атмосфере. Расширение знаний о физических условиях в атмосфере Юпитера, однако, лишило такие гипотезы оснований. Никакое известное вещество не может быть твердым и иметь более низкую плотность, чем плотность юпитерианской атмосферы, при температурах и давлениях, которые, как считается, существуют там. Если плавающий объект имеет достаточную вертикальную протяженность и достигает глубины, где вследствие фазовых изменений образуется уровень, на котором может плавать объект, то он должен быть почти определенно разорван напряжениями на высотах, соответствующих давлениям 0,1—10 Мбар. Кроме того, объект, плавающий в среде с разрывом плотности, должен стремиться смещаться по широте (в направлении экватора) под действием силы Этвеша.

В 1961 г. Хайд предположил, что Красное пятно могло бы быть верхним концом столба Тейлора — стоячего столба жидкости, создаваемого двумерным атмосферным потоком, который не может преодолеть топографическую деталь. Крупномасштабное движение по долготе приписывается действительному изменению периода вращения мантии Юпитера, вызываемому гидродинамическими движениями в ядре. Конечно, если у Юпитера нет твердой поверхности, то, чтобы спасти столбы Тейлора, понадобится привлекать дополнительные явления, например магнитные петли или верхние концы внутренних конвективных ячеек. Смолуховский предположил, что топографические образования, которые приводят к созданию столба Тейлора, могли бы быть почти чистым твердым водородом, плавающим в жидком водороде, обогащенном гелием. Но здесь все еще остается вопрос объяснения неизменности широты пятна. Гипотеза столба Тейлора встречается также с гидродинамическими трудностями. «Первоначально» понятие столба Тейлора появилось в результате применения теоремы Тейлора — Прудмана к однородной жидкости. Такие столбы создавались в лаборатории. Они оказываются полностью стоячими, в них отсутствуют вихри или обмен с окрестностями. Возникает вопрос, может ли возникнуть подобная структура в реальной бароклинной атмосфере, имея, возможно, некоторый обмен с окружающей средой. Хайд считает это вероятным. Стоун и Бэйкер , так же как Саган и Койпер, полагают это невозможным. Кстати, здесь возникает семантический вопрос, следует ли называть эту структуру «столбом Тейлора», даже если она существует? Сам Хайд продолжает исследование проблемы, несмотря на то что его гипотеза рассматривается с осторожностью.

Голицын предполагает, что характерный период больших изменений юпитерианской циркуляции может составлять 3*10⁵ лет или более и поэтому Красное пятно может быть просто «большим долгоживущим вихрем». Стрит и др. изучили гипотезу Красного пятна, называемую «Cartesian diver», согласно которой обогащенная твердым водородом масса находится глубоко в атмосфере в состоянии нейтральной плавучести в стратифицированной жидкой смеси водорода и гелия. Она изменяет вид поверхности, вероятно, вследствие воздействия на атмосферную конвекцию или даже образования столба Тейлора. Койпер изучпл модель «упорядоченной кумулятивной конвекции» для Красного пятна и привел убедительные аргументы в ее пользу. Мак-Уорти, однако, нашел значительные недостатки в его описании динамики.

В настоящее время Большое Красное пятно Юпитера — очаровывающий загадочный объект, уникальный по своим размерам и устойчивости среди атмосферных явлении в солнечной системе. Пока более надежные количественные сведения о динамике юпитерианской атмосферы не будут получены, оно будет оставаться одной из наиболее интригующих загадок солнечной системы.

Фотометрические свойства Юпитера.

Получение фотометрических данных о Юпитере — непростая задача. Сложное атмосферное поглощение и рассеяние приводят к быстрому изменению фотометрических свойств с изменением длины волны. Большая скорость вращения ограничивает время для подробных исследований, а вековые изменения видимой поверхности меняют даже интегральные свойства диска, так же как и свойства деталей. Наконец, при наблюдениях с Земли фазовый угол Юпитера никогда не превышает 12°, так что невозможно измерить функцию фазы, фазовый интеграл или полную фотометрическую функцию.

Звездная величина Юпитера, приведенная к расстоянию в средней оппозиции, в разных оппозициях с 1862 г. менялась в пределах свыше 0^m,45. Представленное в табл. 2 значение является средним из них; в 1963— 1965 гг., например, действительное значение было V₀=— 2^m,70, т. е. на 0^m,15 ярче. Харрис полагает, что для визуальных данных при малых углах фазы для фазового коэффициента подходит значение 0,005 m/град. Это означает, что текущие наблюдения будут всегда нужны тем, кому необходимы наилучшие возможные фотометрические данные.

Группа, связанная с Гарвардской обсерваторией, провела в 1962—1965 гг. в Южной Франции и Южной Африке обширную фотометрию Юпитера и Сатурна. Она

использовала наряду с системой UBV 10 узкополосных фильтров. Их детальные кривые пропускания даны Юнгом и Ирвином. Эффективные длины волн и величины геометрического альбедо для 10 узких полос приведены в табл. 6. Они были исправлены

 

с целью согласования с данными табл. 2 и визуальной величиной Солнца —26^m,8. Использованные величины являются средними из данных, полученных в Южной Африке и Франции. Расположенные в хронологическом порядке, эти данные показывают изменение цвета от 1963 к 1965 г.

Хорошей интегральной фотометрии Юпитера в отраженном свете на длинах волн более 1,1 мкм не существует. Причиной этого является протяженное поглощение СН₄ и NH₃ в указанной области длин волн, которое оставляет только несколько окон в непрерывном спектре. Спектры на более длинных волнах были получены Даниэльсоном, Джиллетом и др., Крукшенком и Биндером, Джонсоном, Биром и др., но ни один из авторов не дал абсолютных интегральных результатов (хотя измерения Даниэльсона с широкой щелью довольно близки к ним).

Кроме эксперимента на «Пионере-10», было проведено несколько исследований ультрафиолетового спектра при помощи ракет и спутников. Трудной проблемой была калибровка, и многие из ранних исследований не согласуются друг с другом. Недавно Уоллас и др. провели фотометрические исследования с использованием более точных измерений солнечного ультрафиолетового излучения. Их результаты, полученные на Орбитальной астрономической обсерватории (ОАО-2), охватывают область длин волн от 2100 до 3600 А с разрешением 20 А и показывают, что яркостный фактор при 10° равен 0,25 на 3000 А, возрастает до 0,31 на 2500 А и уменьшается снова до 0,25 между 2000 и 2100 А. Истинные геометрические альбедо должны быть, вероятно, на 5 % больше, тогда как поправки за абсолютную звездную величину Солнца и юпитерианский радиус, используемый в этой работе, должны уменьшить окончательный результат на ~7%. Флуктуации ультрафиолетового потока в пределах около 0^m,05 происходят с 10-часовым периодом вращения планеты, причем наиболее слабой она бывает тогда, когда Красное пятно находится на центральном меридиане. Не существует точных определений альбедо в области короче ~2000 А, так как непрерывный спектр Солнца быстро падает почти до нуля ниже 1800 А. Ракетные спектры показывают некоторую слабую эмиссию, возможно связанную с Н₂, в области от 1250 до приблизительно 1600 А.

Так как фазовый угол Юпитера никогда не превышает 12°, фазовый интеграл q нельзя определить с Земли. Харрис, чтобы найти приближенное значение q, использовал кривые потемнения к краю и получил q(U) = 1,55, q(B) =1,60, q(V)= 1,65. Однако не существует однозначной зависимости между потемнением к краю и фазовым интегралом, и полученные значения должны иметь большие ошибки. Тейлор принял фазовый интеграл равным 1,6 для всех длин волн и нашел болометрическое альбедо Бонда равным 0,45. Он считает, что неопределенность последней величины составляет около ±0,07.

Кривые потемнения к краю были определены рядом наблюдателей как в характерных молекулярных полосах, так и вне их (например, Гесс, Мюнх и Йонкин, Тейфель, Оуэн, Мороз и Крук-шенк, Аврамчук). Биндер и МакКарти получили кривые потемнения к краю в экваториальном и меридиональном направлениях в области 0,6—2,0 мкм. Подробная фотоэлектрическая фотометрия в 24 полосах от 0,30 до 1,10 мкм была проведена Пильчером и Мак-Кордом, которые сравнили северную и южную тропические зоны с полосой, включающей северный экваториальный пояс и экваториальную зону, и нашли значительные различия. Биндер сделал еще более детальную работ в восьми полосах от 1,4 до 1,63 мкм, получив данные для 41 точки на юпитерианском диске при трех углах фазы. По этим данным он построил карту поглощения NH₃, нашел коэффициенты потемнения к краю и получил некоторые сведения о распределении CH4.

Недостаточным вниманием пользуется поляриметрический метод исследования атмосфер. Мороженко и Яновицкий изучили диск в целом, так же как и центр диска, в семи спектральных полосах. Они определили показатель преломления для атмосферного аэрозоля, который соответствует аммиаку и частицам с диаметром ~0,4 мкм. В детальной поляриметрии, например, Холл и Рили нашли значительно большую поляризацию у полюсов Юпитера, чем близ экватора, а Герельс с сотрудниками — даже значительную асимметрию между полюсами. На коротких длинах волн близ экватора типична поляризация для случая молекулярного рассеяния. Наблюдения на более длинных волнах свидетельствуют о присутствии аэрозолей. Гораздо большие глубины достигаются, по-видимому, в районе полюсов, что указывает, вероятно, на меньшее количество частиц аммиака в этом районе. Есть основания ожидать, что при тщательной интерпретации и использовании уточненных моделей юпитерианской атмосферы поляризационные измерения могут дать некоторую прямую локальную информацию о высоте облаков и составе атмосферного аэрозоля во время наблюдений. Такую информацию трудно получить каким-либо другим путем.

Довольно неожиданным было недавнее сообщение о круговой поляризации видимого (6800 А) света от Юпитера. Сначала поляризация была положительной в южной полярной области и вдвое большая и отрицательная в районе северного полюса. Все отдельные значения были равны нескольким единицам 10^-5. По мере приближения Юпитера к оппозиции величина снижалась до нуля; после оппозиции она увеличивалась, но с противоположным знаком, показывая, что этот эффект вызывается многократным рассеянием в атмосфере.

Энергетический баланс Юпитера.

Заметное расхождение между солнечной энергией, поглощаемой Юпитером, и энергией, излучаемой планетой, было установлено Эпиком. Величина 0,45 для болометрического альбедо Юпитера, полученная Тейлором, означает, что Юпитер должен иметь эффективную температуру 105° К. К настоящему времени яркостные температуры фактически измерены на всех длинах волн в инфракрасной области спектра и представляется невозможным, чтобы эффективная температура могла быть столь низкой. Очень широкополосные измерения в области 1,5—350 мкм, проведенные Ауманом и др., дали температуру 134° К. Эти измерения наиболее показательны, так как более 99% энергии абсолютно черного тела, имеющего температуру 105° К, излучается в этом диапазоне длин волн. Можно привести доводы в пользу того, что болометрическое альбедо Бонда для Юпитера имеет значительные ошибки (см. раздел «Фотометрия»). Если бы даже Юпитер был абсолютно черным телом (с болометрическим альбедо, равным нулю), его температура была бы только 121° К, а Юпитер, очевидно, не черное тело. По оценке Тэйлора, общая погрешность болометрического альбедо Бонда составляет только 15% (или 0,45±0,07). В случае альбедо 0,38 эффективная температура возрастет до 109° К.

Юпитер совершает полный оборот меньше чем за 10 час. Если время тепловой релаксации излучающей «поверхности» Юпитера сравнимо с 5 час., то вся поверхность планеты должна излучать эффективно. Если температура снижается до очень низких значений за время, много меньшее 5 час., то тогда эффективно излучать должна была бы только освещенная полусфера, температура которой в случае радиационного баланса должна быть в 2 1/4 больше, чем 105° К (или 124° К).

В действительности «Пионер-10» показал, что никаких различий температуры между дневной и ночной сторонами не существует, как это уже и ожидалось из теоретических расчетов и тепловых кривых потемнения к краю.

Даже в случае, если эффективная температура равна 125° К, вклад внутренних источников энергии должен составлять 7 * 10^-4 вт/см² — величину, равную поглощаемой солнечной энергии (принимая, что значение 0,45 для болометрического альбедо Бонда правильно) . Эффективная температура 134° К соответствует мощности внутренних источников 1,2 * 10^-3 вт/см².

Эти внутренние источники имеют огромное значение для построения моделей внутреннего строения Юпитера и моделей атмосферы.

Строение атмосферы Юпитера

Модели

Высотные профили давления и температуры для атмосферы Юпитера были рассчитаны рядом авторов. Эти модели основаны на многих упрощающих предположениях и, думается, представляют средние условия. Локальные вариации атмосферных параметров (погода) оставлены без внимания. Динамика включается в вычисления лишь постольку, поскольку она определяет среднюю статическую структуру.

Стандартная модель атмосферы обычно состоит из тропосферной области, в которой глубинная атмосфера находится в состоянии конвективного равновесия, а верхняя тропосфера — в лучистом равновесии. Для расчета лучистой области требуется правильная модель тепловой непрозрачности верхней атмосферы. Трефтон показал, что преобладающим источником непрозрачности в этой области являются индуцированные давлением трансляционные и вращательные поглощения, создаваемые молекулярным водородом. Аммиак обеспечивает некоторую дополнительную непрозрачность, причем наибольший вклад вносится вращательно-колебательной полосой v₂ на 10 мкм. Другими источниками атмосферной непрозрачности служат полоса метана v₄ на 7.5 мкм, облачные слои и аэрозоли, которые могут присутствовать в атмосфере. Полоса метана обеспечивает полное поглощение шириной более, чем 100 см^-1 спектра, даже выше уровня с эффективной температурой 134° К, но это составляет очень малую долю полной непрозрачности. При поляризационных наблюдениях Мороженко и Яновицкого замечены только малые концентрации аэрозоля, но эти наблюдения могут относиться к строго ограниченным высоким атмосферным уровням. Для удовлетворительного объяснения наблюдавшихся на «Стратоскопе-2» интенсивностей полос NH₃ 3,0 мкм требуется гораздо большее количество твердых частиц. Почти две трети энергии поступает в тропосферу Юпитера вследствие конвекции, создаваемой внутренними источниками энергии. Около 45% падающей солнечной энергии отражается, более 10% поглощается довольно высоко в атмосфере в сильных полосах метана, очень небольшая часть — газообразным аммиаком и молекулярным водородом, а остаток немногим более 40% должен поглощаться облаками на разных уровнях.

Трефтон и Стоун недавно опубликовали модель атмосферы Юпитера, которая учитывает тепловую непрозрачность молекулярного водорода и аммиака и содержит приемлемый расчет динамических эффектов. Результаты приводятся в табл. 7; полагается, что в настоящее время это лучшие результаты. Эффективная температура принята равной 135° К, Не : Н₂=0,1, СН₄: Н₂=3*10^-3, максимум NH₃: Н₂=1,7*10^-4 и ускорение силы тяжести на поверхности 2500 см/сек². Наиболее очевидный недостаток модели — отсутствие облачных слоев.

 

 

 

Не был включен в модель также метан; следовательно, отсутствует атмосферное нагревание или непрозрачность и не промоделирована область инверсии температуры выше тропопаузы. Наконец, все еще остается некоторое разногласие с лучшими значениями непрозрачности Н₂, обусловленной давлением, что может привести к изменению результатов.

С этой точки зрения заслуживают внимания профили температуры и давления, полученные по S-полосе (2,3 Ггц) во время затменного эксперимента на «Пионере-10». Измерения производились глубоко в нейтральной атмосфере и достигли уровня 2,8 атм при заходе на дневной стороне  уровня 2,4 атм при выходе на ночной стороне. Для состава 85% Н₂ и 15% Не температуры при этих давлениях превышали 700° К, что значительно выше, чем в конвективно-равновесной модели и чем предсказывается на основании наблюдений в инфракрасных лучах и в радиодиапазоне с поверхности Земли. Например, в модели Трефтона — Стоуна на уровне около 1 атм температура равна 180° К, тогда как затменный эксперимент дает температуру около 500° К на том же уровне давления. Большинство измерений в инфракрасной области и в радиодиапазоне показывает температуру около 130—150° К на уровнях давления от примерно 0,3 до 1 атм, в то время как результаты, полученные при затмении «Пионера-10», приводят к температурам между 300 и 450° К для тех же пределов давления. Другое важное различие между моделями и данными наблюдений состоит в скорости температурного хода. Скорость температурного хода, измеренная «Пионером-10», составляет около 2,5° К/км, что существенно выше адиабатического хода для принятого состава. Пока неясно, как примирить эти расхождения. Клиоре и др. предполагают, что присутствие облачных или пылевых частиц в пределах высот, соответствующих давлениям от 1 до 30 мбар, может исказить интерпретацию инфракрасных данных. Однако они правильно указывают, что это не может объяснить наблюдения в микроволновом диапазоне.

Сейчас для той части юпитерианской атмосферы, которая доступна оптической астрономии, фактически единодушно принята модель с двумя облачными слоями. Хотя это предполагалось в 1966 г. Сэведж и Даниэльсон, впервые надежная физическая основа для двух четко разделяемых слоев была дана в теоретических исследованиях Льюиса. Разновидности модели подвергались усиленной интерпретации. Во всех распространенных моделях верхний облачный слой представляет собой аммиачные перистые облака в состоянии насыщенного равновесия с температурой в основании около 150° К (точное значение, конечно, является функцией обилия аммиака); слой простирается вверх с быстро уменьшающейся плотностью к тропопаузе (~106° К). В простых одномерных моделях, таких, как мы рассматриваем здесь, оптическая толща этого верхнего облачного слоя в видимом свете составляет 1,5—3,0. Поэтому почти все, что можно видеть на Юпитере в телескоп при визуальных наблюдениях, относится к верхнему слою, а очевидная двумерная структура поясов, зон и т. п. свидетельствует о большой вероятности значительных вариаций толщины слоя по диску. Нижний слой, как обычно принимается, является классическим отражающим слоем большой плотности, состоящим, вероятно, из NH₄SH, как предполагает Льюис, с основанием на уровне близ 225° К.

Применение последних результатов, полученных Вейденшиллингом и Льюисом, к модели Трефтона и Стоуна показывает, что основание нижнего слоя может быть ближе к уровню 200° К и что он не толще, чем верхний слой из NH₃. Это указывает на возможность видеть более глубокие уровни в юпитерианской атмосфере в областях, где облака могут быть очень тонкими, вероятно, до облаков из водного льда с основанием на уровне с температурой, близкой к 270° К. Излучение на 5 мкм в темных поясах может большей частью приходить с этих нижних уровней. Обилия, давления в основаниях и даже грубые значения вращательных температур, приведенных в разделе о составе, находятся в хорошем согласии с моделью Трефтона — Стоуна. Наибольшие неопределенности связаны с отсутствием данных об аэрозоле и с плохим пространственным разрешением большинства наблюдений явно неоднородной планеты, несмотря на ожидаемое уточнение всех оптических параметров для атмосферных газов.

Минимум данных наблюдений в настоящее время относится к области выше тропопаузы. Здесь имеется температурная инверсия, вызываемая поглощением в полосах метана, особенно на 3,3 мкм, нагревающим верхнюю атмосферу. Наиболее ясно об этом свидетельствуют наблюдения поярчания к краю, обнаруженного на волне 7,9 мкм Джиллетом и Уэстфалом]. Данные, полученные по ин версии кривой блеска Саганом и др. при покрытии b Скорпиона Юпитером, указывают на температуру около 180° К при плотности 10¹⁵ молекул/см³, возрастающую до 220° К в области с плотностью 5 * 10¹³ молекул/см³. Теоретические модели Уолласа и др. точно связываются с моделью Треф-тона — Стоуна на уровне 30 мбар и показывают рост до 140° К при 3*10^-2 атм и 155° К выше уровня 10^-3 атм. Проведено несколько теоретических исследований ионосферы выше уровня 10¹³ молекул/см³.

Спектр радиояркостных температур диска Юпитера (рис. 1) дает сведения о тепловой структуре и составе атмосферы Юпитера ниже облаков — в области, недоступной оптическим и инфракрасным наблюдениям. Хотя интерпретация радиоданных зависит от модели, тем не менее наблюдения дают важные оцэаничения для построения возможных моделей. Например, атмосфера, температурный профиль которой изотермичен непосредственно под облаками, несовместима с наблюдаемым спектром. Галкис и Пойнтер показали, что наблюдаемый спектр согласуется с Н₂— Не конвективной моделью атмосферы, в которой температура возрастает по крайней мере до 400° К и в которой аммиак присутствует в солнечно-космическом обилии. Галкис и др. исследовали расширенные давлением характеристики поглощения аммиака в спектре Юпитера и нашли давление 0,48 атм при температуре 130° К.

Динамика

Полосатая структура Юпитера ясно показывает, что динамические силы играют важную роль в строении атмосферы планеты. Согласно оценке Стоуна, средний температурный профиль, такой, как использовался выше, очень близко соответствует лучистоконвективному равновесию. Он нашел, что статическая устойчивость очень низка, что адвекция является очень слабым крупномасштабным эффектом из-за наличия внутренних источников тепла и больших размеров планеты и что отклонения от равновесия гасятся с постоянной времени порядка десятилетия . Природа неустойчивости, вследствие которой на Юпитере наблюдаются зональные потоки, все еще остается неизвестной. Трефтон и Стоун рассмотрели различные динамические моды и выбрали из них три, которые не исключаются наблюдениями и могут быть по отдельности или в комбинации ответственны за поведение Юпитера. Это «режим инерционной неустойчивости» Стоуна, «режим лучисто-конденсационной неустойчивости», рассмотренный Гирашем, и «режим вынужденной конвекции», который, по-видимому, никем не изучался. Таким образом, даже причина возникновения основной зональной структуры Юпитера остается неизвестной в деталях, не говоря уже о причинах возникновения экваториальной струи и Большого Красного пятна. Динамически е процессы — это фронт исследований Юпитера в настоящее время.

Строение недр Юпитера (модель внутреннего строения)

Есть основания надеяться, что в течение нескольких десятилетий внутреннее строение Юпитера будет понято лучше, чем любой другой планеты, исключая, возможно, Землю. Для этого существуют два основных условия, оба уже в известной мере обсуждавшиеся. Юпитер должен почти полностью состоять из водорода и гелия, так как только они могут обеспечить структуру достаточно низкой плотности, и, вероятно, будут скоро изучены количественно в большом диапазоне давлений и температур. Далее, Юпитер имеет мощный внутренний источник энергии. Объяснение этого источника и способов, которыми энергия переносится от него к уровню атмосферы со средней оптической толщиной, равной единице, дает дополнительные строгие граничные условия, не существующие для большинства планет. Единственная модель, вероятно, будет определена после того, как будут уточнены уравнение состояния и свойства смеси водорода и гелия, определяющие перенос, и затем будут учтены точные граничные условия для потока энергии, состава и состояния атмосферы, магнитного поля и гравитационного потенциала, которые будут получены в ходе предстоящих космических полетов.

Существуют модели Юпитера двух основных типов, которые тесно связаны с двумя основными идеями о происхождении планеты. Гипотеза гравитационной неустойчивости предполагает, что флуктуации, происходившие в первичной туманности, имели достаточную величину, чтобы в некоторой области силы притяжения стали сравнимыми с разрушающими солнечными приливными силами и вещество в туманности стало сжиматься. Процесс сжатия является существенным процессом образования звезд, исключая тела с массой 0,07 солнечной массы или менее, в которых никогда не происходит ядерного синтеза и продолжается сжатие и охлаждение. Первые исследования эволюции однородного тела с массой Юпитера показали, что после раннего максимума температуры 40 000° К тело будет быстро охлаждаться и сжиматься, причем состояние с современным значением радиуса и светимости (выделение энергии) Юпитера достигается в течение 2*10⁹ лет. Более реалистичные расчеты, учитывающие рекомендации Смолуховского включить стратификацию и тепловой эффект несмешиваемости водорода и гелия, как ожидается, растянут это время до ~4 * 10⁹ лет ¹⁰.

Статические модели Хаббарда подходят к этим логическим рамкам. Это однородные, полностью конвективные (адиабатические) модели для современных граничных условий Юпитера. Такие модели полностью определяются температурой, давлением и отношением водорода к гелию. Требуемое отношение водорода к гелию составляет около двух (по массе), которое, однако, значительно меньше солнечного отношения (более 3), хотя здесь нет очевидного противоречия с современными грубыми наблюдениями этого отношения в атмосфере.

Вторая группа оригинальных гипотез предполагает гравитационный захват газа ядром высокой плотности. В таких теориях обычно принимается то же отношение водорода к гелию, что и для Солнца, ибо трудно объяснить, как они могли быть разделены во внешних планетах. Модели, подобные хаббардовским, также могут быть применены здесь просто путем ограничения расчетов конвекции поверхностью ядра. Это дает еще одну степень свободы, так как допускает изменение в отношении водорода к гелию путем подбора подходящих размеров ядра.

Все однородные модели могут быть подвергнуты критике, так как в них игнорируются сложные детали фазовой диаграммы системы Н₂— Не, ставшие теперь известными. Водород и гелий имеют очень ограниченную взаимную растворимость в жидком и металлическом состоянии. Смолуховский считает, что между фазами существует устойчивая граница и что тепловой поток переходит через нее вследствие проводимости; внутри фазы перенос осуществляется путем конвекции. В «холодной» модели с центральной температурой 7500° К ожидается последовательность фаз, показанная на рис. 2. «Горячая» модель с центральной температурой 10 000° К должна быть жидкой всюду и состоять из богатого гелием ядра (содержащего растворенный водород), покрытого мантией из металлического водорода (содержащего растворенный гелий), и, наконец, иметь закритическую атмосферу, молекулярного водорода (содержащую гелий, вероятно, с разделением водородной и гелиевой фаз). К каждой из моделей может быть добавлено также ядро из тяжелых элементов.

 

 

 

 

Таким образом, вопрос, имеет ли Юпитер твердую поверхность, остается открытым. Сложная фазовая диаграмма, которая не определена количественно, является сегодня главным источником неопределенности юпитерианских моделей.

Основной источник внутренней энергии, излучаемой Юпитером, может иметь в значительной мере гравитационную природу. Некоторые авторы указывают, что прямое гравитационное сжатие около 1 мм/год с современной центральной температурой ~10 000° К могло бы обеспечить наблюдаемую светимость. Если имеет место гравитационное несмешивание, вероятно, в результате образования ядра, тогда современная светимость возможна при низкой центральной температуре, но ядро должно расти примерно на 2 * 10^-11 полной массы Юпитера каждый год. Разделение богатых водородом и гелием слоев рассматривается Салпетером и Смолуховским как возможный источник светимости, хотя его значение по отношению к прямому сжатию не может быть оценено количественно. Любое реальное фазовое изменение также может некоторым образом вносить вклад в общий энергетический баланс. Весьма невероятно, что простое охлаждение — излучение первичного тепла — является главным источником энергии.

 

На ранних стадиях коллапса вещества при образовании планеты в некоторых точках могли существовать высокие температуры, но даже они имели гравитационное происхождение. Сама первичная туманность на расстоянии Юпитера от Солнца, вероятно, была очень холодной.

Подробный анализ разрабатываемых моделей сложен главным образом потому, что уравнение состояния и свойства рассматриваемого вещества, определяющие перенос энергии, известны плохо и основаны почти полностью на теоретических выводах. Всесторонний очерк большинства теоретических методов был дан Хаббардом и Смолуховским. Детали эволюционной теории описаны Грабовске и др.

Типичная модель Юпитера, в которой не учитывались специальные ряды граничных условий и сложные детали фаз гелий водород, приводится в табл. 8, заимствованной у Хаббарда и Смолуховского . Она показывает общий ход давления и плотности внутри Юпитера.

Магнитосфера Юпитера

Заключение о существовании юпитериан-ской магнитосферы сначала было сделано на основании радионаблюдений с поверхности Земли и подтверждено позднее наблюдениями с космического аппарата «Пионер-10», на котором впервые были произведены измерения in situ. Юпитерианская магнитосфера, как следует из измерений магнитного поля и частиц «Пионером-10», существенно отличается от земной. В частности, магнитное поле обладает большой внешней протяженностью приближенно дискообразной конфигурации и простирается на расстояния более 20 R_u. На рис. 3 схематически изображена модель магнитосферы Юпитера. Высокоэнергичные электроны и протоны существуют всюду в магнитосфере и концентрируются в тонкую дископодобную конфигурацию на радиальных расстояниях свыше 20 Ru>. В пределах 20 Ru> магнитное поле становится более дипольным по форме и заряженные частицы захватываются, по-видимо-му, таким же образом, как и в земных радиационных поясах.

В следующих подразделах мы сначала дадим описание нетеплового радиоизлучения Юпитера, а затем продолжим рассмотрение магнитного поля, энергичных частиц и плазмы, содержащейся в магнитосфере.

 

Нетепловое радиоизлучение Юпитера

Радиоизлучение Юпитера наблюдалось в области длин волн от 1 мм до ~650 м. Типичный спектр плотности потока наблюдаемого излучения показан на рис. 4. В наблюдаемом спектре на длинах волн больше 7 см преобладает нетепловое излучение, на более коротких волнах доминирует тепловое излучение атмосферы. Детали тепловой части спектра показаны на рис. 1 и обсуждаются в разделах «Состав» и «Температура». Нетепловая часть спектра имеет по крайней мере две четко разделяющиеся компоненты: сантиметровую и дециметровую в диапазоне ~(0,1—1) ми декаметровую и гектометровую компоненту, которая имеет большое значение на длинах волн более 7,5 м.

Сантиметрово-дециметровая компонента обусловлена синхротронной эмиссией высокоэнергичных электронов, захваченных магнитным полем Юпитера. Происхождение гекто-метрово-декаметровой компоненты в настоящее время достаточно хорошо не объяснено.

 

 

 

 

Современные знания о юпитерианском нетепловом излучении были суммированы Уорви

ком, Керром и Галкисом, Стансберри и Уайтом. Дикель и др. дали хороший обзор всех доступных наблюдений яркостных температур в микроволновом спектре.

Декаметровое и гектометровое излучение. 3a 20 лет после открытия поведение декаметрового излучения стало вполне ясным, хотя механизм его генерации остается все еще совершенно неизвестным. Активность в дека-метровом диапазоне была обнаружена на наземных обсерваториях на частотах между 3,5 и 39,5 Мгц и, возможно, на 43 Мгц . Во время недавних наблюдений Юпитера при помощи радиотелескопа, находящегося на околоземной орбите, на частотах, значительно меньших критической частоты ионосферы, был расширен диапазон частот, на которых обнаруживается Юпитер, от 3,5 Мгц до 450 кгц. В отличие от синхротронной эмиссии, которая непрерывна, декаметровая компонента излучается спорадически с интенсивными всплесками, продолжающимися короткое время. Спектр плотности потока всплесков показывает быстрое увеличение плотности с уменьшением частоты от 40 до 10 Мгц (от 7,5 до 60 м), максимум наблюдается около 10 Мгц, а затем плотность падает с уменьшением частоты.

Принимаемое на Земле декаметровое излучение обычно состоит из модулированного по интенсивности шума, образованного случайно протекающими всплесками, характеризуемыми иерархией временной структуры. Весь период активности, содержащий много всплесков, известен как юпитерианская шумовая буря. Шумовые бури продолжаются обычно от нескольких минут до нескольких часов. Спокойные периоды между бурями могут продолжаться часами, днями или неделями. Обычно продолжительность всплесков заключена между 0,5 и 5 сек., но случаются всплески более кратковременные или более длительные. Ширины полос отдельных всплесков обычно заключены между 0,05 и 2 Мгц. Всплески продолжительностью 0,5— 5 сек. известны как L-всплески, тогда как более кратковременные называются S-всплесками. Волнообразная форма L-всплесков, вероятно, обусловлена дифракционными явлениями в межпланетной среде. Волнообразная форма S-всплесков, с другой стороны, имеет преимущественно юпитерианское происхождение.

Измерения всех четырех параметров поляризации были сделаны Шерилом и Барроу и Морроу. Шерил пришел к выводу, что обычно степень поляризации составляет по крайней мере 0,8 на частотах выше 15 Мгц и практически 1,0 выше 20 Мгц. На 22,2 Мгц и более высоких частотах поляризация всегда правая. Левополяризованная круговая компонента относительно более заметна, когда частота уменьшается, однако правополяризованная компонента все еще преобладает до 10 Мгц. Среднее отношение осей поляризации индивидуальных всплесков приблизительно |0,5|, но иногда бывают вспышки, по-видимому, с чисто круговой поляризацией, с отношением осей, равным единице. Истинный смысл поляризационных данных в настоящее время неизвестен. Вероятно, излучение происходит с некоторым характерным видом поляризации в месте возникновения и существенно модифицируется при распространении через магнитосферу Юпитера на своем пути к Земле. Таким образом, поляризация, измеренная на Земле, видимо, отражает как первоначальные обстоятельства поляризации в точке генерации, так и налагающиеся эффекты распространения.

Характерной чертой юпитерианских всплесков является тенденция к повторению приблизительно при той же самой долготе центрального меридиана (ДЦМ), измеренной в системе II.

 

 

 

Характерная гистограмма вероятности в функции ДЦМ показана на рис. 5 для двух различных частот. В области 18 Мгц излучение, по-видимому, возникает по крайней мере в трех долготных зонах, обычно называемых источниками А, В и С (как указано на рис. 5) или главным источником, ранним источником и последним или третьим источником. Характерная структура гистограммы позволяет использовать их для определения периода вращения Юпитера. В 1962 г. Международный астрономический союз принял период вращения 09^h55^m29^s,37 как период, «наилучшим образом удовлетворяющий» данным гистограммы. Этот период был назван периодом системы III (1957,0). Совсем недавно стало ясно, что эта величина неверна. Среднее значение периода вращения Юпитера по декаметровому излучению, равно 09^h55^m29^s,75±0⁸,04. Этот период на 0^s,4 длиннее, чем период системы III. Такая поправка означает, что детали Юпитера в системе долгот, связанной с системой III (1957,0), будут дрейфовать в сторону более высоких долгот со скоростью около 3°,6 в год.

Верхний предел размеров источников, вызывающих отдельные события в излучении Юпитера, был определен интерферометрами с большой базой. Далк, использовавший базу длиной 487 000 Я, получил верхний предел размеров некогерентного источника равным 1 (400 км на Юпитере) на частоте 34 Мгц. Керр и др. наблюдали отдельные S-вспышки на частоте 18 Мгц с интерферометром с базой 450 000 l. Их предварительные результаты показывают, что если источники всплесков некогерентны, по крайней мере некоторые из них должны быть меньше 0,1. Несмотря на достигнутое высокое угловое разрешение, неопределенность положения источников излучения остается все еще очень большой.

Необычное свойство декаметрового излучения, открытое Биггом,— эффект модуляции спутником Ио. Недавно Деш и Керр сообщили о подобном эффекте модуляции спутником Европа, который выявился на частотах менее 1,3 Мгц. Бигг нашел, что большинство случаев сильного излучения источника В происходит, когда Ио находится на орбите в 93° (в пределах нескольких градусов) от верхнего геоцентрического соединения, а большая часть событий, связанных с источником А,— когда Ио находится близ 246°. Этот эффект хорошо подтвердился однако теперь очевидно, что, в то время как многие события, связанные с источником А, зависят от положения Ио, многие не зависят от него. Консейл и др. недавно показали, что выявляется тесная зависимость между скоростью солнечного ветра и фазой Ио во время радиовсплесков на Юпитере. Большая часть излучения источника В зависит от спутника Ио. Влияние Ио, очевидно, гораздо менее заметно на частоте 10 Мгц, чем на более высоких частотах. Общепринятой теории, объясняющей, как Ио модулирует излучение, не существует, хотя было выдвинуто несколько идей. Недавно Гарнет предположил, что фотоэлектроны излучаются поверхностью Ио и ускоряются в ее оболочке. Это предположение интересно в свете обнаружения «Пионером-10» ионосферы Ио. Наши представления о всем механизме генерации декаметрового излучения все еще остаются весьма предположительными. Вероятно, происходят два явления: во-первых, образование анизотропного распределения частиц или волн и, во-вторых, генерация ими декаметрового излучения. Измерение истинных положений источников относительно диска Юпитера поможет исключить некоторые из многих противоречивых теорий.

Сантиметровое и дециметровое излучение. Юпитер излучает приблизительно постоянный поток с плотностью около (6,0±1,0) * 10^-26 вт/м²тц (4,04 а.е.) на длинах волн от около 5 до 300 см. Интерферометрические наблюдения на длинах волн 10 и 20 см показывают, что излучение приходит из области, много большей, чем диск планеты. На рис. 6 показаны яркостные контуры 10-сантиметрового излучения, предложенные Берге. Довольно интересный результат исследования Берге состоит в том, что температура диска для тепловой компоненты на частоте 2880 Мгц, очевидно, составляет ~260° К, приблизительно вдвое больше эффективной температуры Юпитера. Бренсон получил карты яркостных температур излучающих областей на частоте 1407 Мгц для трех значений ДЦМ, отстоящих друг от друга на 120°. Они иллюстрируют поразительно большую протяженность излучающих областей и колебание излучающей области по мере вращения планеты. На длинах волн больше 21 см поясная структура не была точно измерена, экспериментальные данные не дают ответа на вопрос, увеличивается или нет общая протяженность излучения с ростом длины волны.

На большей части дециметрового спектра излучение линейно поляризовано, степень линейной поляризации достигает максимума ~25% на длине волны 21 см и уменьшается в направлении и коротких и длинных волн.

 

 

 

 

 Направление электрического вектора колеблется в пределах ±10° относительно экватора планеты при ее вращении. Излучение показывает также круговую поляризацию небольшой степени. Наблюдения круговой поляризации дают информацию о полярности диполя и напряженности магнитного поля в юпитерианской магнитосфере. Измерения круговой поляризации Комиссаровым и др. были использованы для определения напряженности поля в радиационных поясах между 0,4 и 1,9 гс. Это находится в хорошем согласии с моделью магнитного поля, которая основана на измерениях «Пионера-10» и предсказывает напряженность поля 0,7 гс на расстоянии 1,8 Лю. Результаты также показывают, что магнитный диполь Юпитера антипараллелен земному, на что впервые указал Уорвик и подтвердил Берге.

Точные измерения положения центроида дециметрового излучения относительно оптического диска были сделаны Робертсом и Экерсом, Мак-Каллочем и Комиссаровым, Берге, Стэннардом и Конвеем. Все измерения показывают, что магнитное поле Юпитера хорошо центрировано и довольно симметрично. Полученные результаты исключают смещения, превышающие несколько десятых диаметра.

Возможная зависимость плотности дециметрового потока от солнечной активности обсуждалась многими авторами. Недавно попытку исследовать возможную зависимость плотности потока от солнечной активности сделал Джерард в период декабрь 1967 — август 1968 г. Он нашел свидетельства в пользу положительной корреляции между полным потоком 11,13-сантиметрового излучения от Юпитера и солнечной активностью, оцениваемой по солнечному потоку на 10,7 см. Клейн и др. провели в 1971 г. измерения на длине волны 12,7 см, которые показали, что плотность юпитерианского потока меняется примерно на 20 % с периодом 8 лет; однако они не смогли найти корреляцию этого изменения с солнечной активностью.

Средний период вращения Юпитера может быть найден на дециметровых волнах путем сравнения долготного распределения, или поляризационных углов, или полной интенсивности с подобным распределением, полученным несколькими годами позже. Точные результаты исследований в дециметровом диапазоне приведены в табл. 9.

 

Оценки Керра дают взвешенное среднее из дециметровых измерений 09^h55^m29^s,71± ±0^S,07, которое незначительно отличается от периода, полученного на декаметровых волнах, но значительно отклоняется от периода системы III (1957,0). Нет никаких указаний, что период изменяется в интервале времени, охваченном наблюдениями. Значения периода, определенные по наблюдениям на дециметровых волнах, приведены в табл. 9.

Итак, отличительные характеристики этой компоненты следующие: плоский нетепловой спектр, большая характерной формы излучающая область, относительно высокая степень линейной поляризации, очень малая степень круговой поляризации и изменение всех упомянутых характеристик при вращении Юпитера. Дрэйк и Хватум вскоре после открытия рассматриваемой компоненты предположили, что источником этого излучения служит синхротронное излучение релятивистских электронов. Чанг и Дэвис, Филд, Торн и другие провели фундаментальные работы, которые окончательно доказали, что синхротронный механизм действительно ответствен за это излучение. Совсем недавно Стансберри и Уайт провели обзор предшествующих моделей и разработали новую модель для потоков электронов и протонов в радиационных поясах, основанную на сведениях о Юпитере до пролета его «Пионером-10».

Магнитное поле Юпитера

Единственное пересечение головной ударной волны зарегистрировано магнитометром «Пионера-10» на расстоянии 108 Лю при прохождении аппарата внутрь поля. Напряженность магнитного поля возросла от 0,5 до 1,5l (1 l=10^—5 гс) на головной ударной волне. Магнитопауза сначала наблюдалась на расстоянии 96 Лю как хорошо определенная граница с напряженностью поля, возрастающей до 5l. Напряженность магнитного поля оставалась около 5l на расстояниях от 90 до 50 R_ю, но поведение его было очень неправильно, с частыми падениями до 1l. Очевидно, из-за большой переменности внешней магнитосферы кажется, что граница магнитопаузы, сначала открытая на 96 R_ю, движется за космическим аппаратом, когда он приближается к расстоянию 50 R_ю. Подобные многократные встречи с границей магнитопаузы наблюдались как при подходе, так и при уходе аппарата от Юпитера.

Начиная примерно с 25 Лю в направлении к Юпитеру напряженность поля начинает мо-потонпо возрастать и направление его приближается к дипольному. На основе данных, полученных в области между 2,84 R_ю и 6,0 R_ю, Смит и др. смогли совместить модель эксцентрического диполя с наблюдениями. Момент диполя составляет 4,0 гс*Rю³, а угол наклона диполя к оси вращения Юпитера 11°. Долгота магнитного полюса в северном полушарии равна 222° (система III (1957,0)). Направление поля противоположно направлению земного поля. Диполь смещен от центра Юпитера на 0,11 Лю в направлении 16° северной широты и 176° долготы в системе III (1957,0). Наклон диполя и долгота полюса хорошо согласуются со значениями, полученными из радиоастрономических изменений.

Большая протяженность магнитного поля во внешнюю сторону очевидна при сравнении измеренной напряженности между 50 и 90 Лю с изоповерхностью дипольного поля 4 гс, из-

меренного в пределах расстояний 6R_Ю. Это поле должно бы приводить к полю, которое меняется обратно пропорционально кубу радиального расстояния от диполя с напряженностью 3,2l на 50 Rю, тогда как измеренная напряженность составляет ~5у во всей области. Это показывает, что магнитное поле раздувается или вытягивается от планеты. Раздувание, вероятно, обусловлено давлением, производимым коррелирующей плазмой в магнитосфере, управляемой центробежными силами. В поддержку точки зрения о преобладании дополнительного давления над магнитным говорит факт, что наблюдаемая плотность магнитной энергии внутри магнитосферы (10^-10 эрг/см³) меньше, чем оценка плотности энергии солнечного ветра (5*10^-10 эрг/см³).

Энергичные частицы

Еще до первого обнаружения головной ударной волны Юпитера космическим аппаратом «Пионер-10» были зарегистрированы энергичные частицы на расстоянии 360 R_ю от планеты. Появление частиц имело вид внезапного увеличения потока электронов с энергиями в пределах приблизительно от 1 до 30 Мэв. Пиковая интенсивность в 100 раз или более превышала уровень в межпланетном пространстве. Явление продолжалось около двух дней. Считается, что эти частицы вылетели в межпланетную среду из головной ударной волны или магнитосферы Юпитера.

Электроны и протоны высокой энергии в магнитосфере на расстояниях от ~20 Rю до 100 Rю от центра Юпитера концентрируются подобно магнитному полю в дискообразной области близ магнитной экваториальной плоскости. Так как устойчивый захват частиц в этой области сомнителен, некоторые авторы рассматривают ее как область квазиловущки. Внутри области, ограниченной примерно 20 Лю, где магнитное поле более дипольно по форме, энергичные электроны и протоны захватываются устойчиво. В этой области частицы не очень сжаты к магнитному экватору. Подробные спектры электронов и протонов в области ловушки частиц пока не получены, хотя отдельные эксперименты дали предварительные сведения. Симпсон и др. нашли, что пик ненаправленного потока электронов с энергией более 3 Мэв составляет ~2,5*10⁸ электрон/см²-сек (на L=3,1). Пиковый ненаправленный поток протонов с энергией более 35 Мэв достигает 6 *10⁶ протон/ /см²-сек на L=3,4. Ван Ален и др. дали следующее предварительное выражение для интенсивности L₀ ненаправленного потока электронов с энергией >21 Мэв в области 3,5<L<12 Rю:

Плотность плазмы

В дополнение к энергичным частицам в магнитосфере должна также существовать «тепловая плазма». Плотность плазмы — важный параметр для теорий взаимодействий спутник — магнитосфера, декаметрового и дециметрового излучений и конфигурации самой магнитосферы. Аппаратура космического аппарата «Пионер-10» не могла дать прямых однозначных сведений о распределении этой плазмы; следовательно, чтобы определить эту характеристику, нужно опираться почти полностью на теоретические исследования. Указанную проблему рассматривали многие авторы. Обзор этих теорий недавно сделали Мендис и Аксфорд . В результате исследований получены некоторые общие заключения: 1) плазма должна вращаться с планетой; 2) тепловая плазма должна концентрироваться к экваториальной плоскости; 3) центробежные силы, обусловленные вращением планеты, играют важную роль в распределении плазмы; 4) нетепловая компонента плазмы в ионосфере отт ветственна за населенность магнитосферы; 5) максимальная плотность плазмы ограничивается рекомбинациями. Иоаннидис и Брайс и Мендис и Аксфорд построили модели, максимальная плотность в которых составляет ~30 см^-3. Это имеет м;ест,о около L=10 (10 R_ю в экваториальной плоскости).

 

Скачать реферат: Yupiter.rar

Пароль на архив: privetstudent.com