Привет студент

САТУРН

Сатурн во многих отношениях подобен Юпитеру, явное исключение составляет лишь его система колец. Средняя плотность планеты равна всего 0,70 г/см³, поэтому в составе планеты снова должны преобладать водород и гелий. То же, вероятно, справедливо и для атмосферы, хотя не существует никаких определений ее среднего молекулярного веса. Теоретически проблемы атмосферы и внутреннего строения Сатурна по существу не отличаются от проблем, рассмотренных для Юпитера, и здесь не будут обсуждаться подробно. Конечно, наземные наблюдения Сатурна гораздо труднее. Поверхностная яркость Сатурна составляет только треть яркости Юпитера, и все средства наблюдения, опирающиеся на поверхностную яркость, требуют по крайней мере трехкратной экспозиции или времени накопления. Планета примерно вдвое дальше от Солнца, чем Юпитер, и вдвое дальше от Земли, поэтому полный поток, получаемый на Земле от Сатурна, грубо говоря, в 16 раз меньше, чем приходящий от Юпитера. Геометрическое разрешение поверхности Сатурна при наземных наблюдениях вдвое меньше, чем для Юпитера. Не удивительно, что знания о Сатурне менее обширны.

Состав

Впервые молекулярный водород в атмосфере Сатурна был отождествлен в 1962 г. Мюнхом и Спинрадом, которые обнаружили две линии обертона 4—0 в его квадрупольном спектре. Линии обертонов 3—0 и 4—0 затем использовались обычным путем для определения состава, температур и давлений. В самой последней опубликованной работе указывается обилие 76±20 км-амага Н₂ при эффективном давлении между 0,4 и 1,0 атм. Бергстрал и Юнг исслеледовали 14 пластинок, полученных в течение трех месяцев и содержащих линии S(0) и S(1) полосы 3—0, и показали, что видимое обилие в действительности меняется в пределах, вероятно, 75 и 140 км-амага или более.

Метан на Сатурне был обнаружен в той же исторической последовательности, как и на Юпитере. Недавно были проведены три исследования R-ветви полосы метана 3v₃ в области 1,1 мкм. В одном использовалась щелевая спектроскопия с фотографической регистрацией, в другом — щелевая спектроскопия с фотоэлектрическим сканированием, в третьем — фурье-спектроскопия большей части диска. Во всех исследованиях принимались тщательные меры по исключению влияния колец. Результаты согласуются не очень хорошо; значение, найденное Трефтоном, в три раза больше значения той же полуширины, определенного Бергст-ралом, тогда как результаты де Берга заключены между ними. Так же как для линий Н₂, имеются указания на временные вариации. Часть вариаций, вероятно, обусловлена различием методик определения непрерывного спектра. В настоящее время наилучшим представляется результат де Берга — 42±11 м-амага, относящийся к области выше уровня давления в основании отражающего слоя (2,8±0,6 атм), причем следует учитывать, что это сильно усредненное по планете значение и что модель отражающего слоя очень сомнительна для Сатурна. Все эти результаты дают много меньшее значение, чем прежняя оценка 350 м-амага, полученная Койпером эмпирически по полосам в области более коротких волн. Различие, несомненно, отчасти вызвано тем, что Койперу не оставалось ничего другого, как сравнивать свои спектры с лабораторными данными, полученными при гораздо более высоких температурах, но может также отчасти служить указанием на сложную неоднородную атмосферу.

Обилие NH₃ на Сатурне остается спорным вопросом. Данхем сообщил о его присутствии в количестве, «вероятно, не более, чем 2 м при атмосферном давлении». Позднее Спинрад и Оуэн совсем не смогли обнаружить аммиак, и Оуэн предположил, что раньше имеющиеся слабые линии метана были приписаны аммиаку. В 1966 г. Дживер и Спинрад снова сообщили о присутствии аммиака, причем ийтенсивность линий составляла около 0,15±0,06 от интенсивности соответствующей полосы (6450 А) в спектре Юпитера. Малые вариации температуры на Сатурне могут вызвать значительные изменения в количестве газообразного аммиака в атмосфере «над облаками». Дживер и Спинрад считают, что существуют «ясно выраженные короткопериодические изменения (протекающие в течение нескольких лет) в атмосфере Сатурна». Спектры, полученные Крукшенком в декабре 1970 г., не показали присутствия аммиака, верхний предел, определенный на основании этой работы, составил 7 м*атм. Крукшенк сообщил, что наблюдения в 1969 г. сильной полосы аммиака 1,5 мкм Койпером, Крукшенком и Финком были безуспешны. Он допускает верхний предел обилия всего 20 см-атм над уровнем с оптической толщиной, равной единице, что должно быть выбрано для этой длины волны. Мартин и др. на основании исследований в области 4150 см^-1 в 1973—1974 гг. нашли верхний предел равным ~2 см-амага, тогда как Баркер и Оуэн сообщили об обнаружении по полосе Л6450 в количестве, «на порядок величины меньшем, чем на Юпитере» (~1 м-амага?). Эти наблюдения не так различны, как может показаться, так как видимое обилие в первой полосе в 50—100 раз меньше, чем в последней, к тому же оба измерения неточны. В спектре, полученном Джиллетом и Форестом, есть намек на сильную V2-полосу аммиака 10,5 мкм. Измерения тепловой температуры диска Сатурна на радиоволнах поддерживают точку зрения о присутствии аммиака в его атмосфере. Интерпретация радиоданных указывает на относительную концентрацию аммиака под облаками от 3*10^-5 до 1,5*10^-4.

Данных наблюдений, свидетельствующих о присутствии гелия на Сатурне, пока нет. Если учесть доказательства его наличия на Юпитере, подтвердившие теоретические ожидания, не возникает сомнений, что гелий на Сатурне в конечном счете будет найден.

Спектр Сатурна со средним разрешением, полученный Джиллетом и Форестом в области 7,5—13,5 мкм, дает намек на присутствие двух других соединений, найденных на Юпитере,— фосфена (РНз) в количестве, вероятно, 2 см-амага и малых количеств этана (С₂Н₆). Для надежного доказательства их присутствия нужны спектры с высоким разрешением.

Температура Сатурна

Современные измерения температуры Сатурна как в инфракрасной, так и в микроволновой областях спектра впервые были сделаны примерно в то же время, когда были проведены измерения Юпитера. Результаты измерений в инфракрасных лучах собраны в табл. 10. Радиоизлучение Сатурна наблюдалось в диапазоне длин волн от ~1 мм до ~94 см. Яркостные температуры диска в радиодиапазоне показаны на рис. 7. Хорошо заметна характерная черта спектра

Сатурна — зависимость измеренной температуры от длины волны. Температура возрастает приблизительно от 130° К в миллиметровом диапазоне до значения, близкого к 540° К, на 94 см. Такой ход качественно подобен тепловому радиоспектру Юпитера.

Для объяснения заметного роста температуры с длиной волны было сделано несколько предположений. Предполагалось, что избыточное излучение обусловлено 1) нетепловым излучением радиационного пояса, 2) тепловым излучением колец Сатурна, 3) свободно-свободным излучением из ионосферы Сатурна и 4) излучением его атмосферы. До настоящего времени было мало экспериментальных данных, которые свидетельствовали в пользу первых трех механизмов. Берге и Рид, Бриггс, Берге и Мулеман провели интерферометрические измерения в области длин волн от 3,7 до 21 см, которые исключают сильное излучение из радиационного пояса или кольца. По оценке Берге и Мулемана, на 21 см не более 6% общего излучения может принадлежать видимым кольцам и не более 5% — радиационному поясу. Галкис, Мак-Доноф и Крафт  показали, что для объяснения спектра на основе свобод-но-свободного излучения из ионосферы Сатурна мера эмиссии должна быть на много порядков больше, чем ожидаемая для Юпитера. Поэтому маловероятно, что свободно-

свободная эмиссия из горячей ионосферы может объяснить наблюдаемый спектр. Некоторые авторы показали, что многие особенности спектра Сатурна в сантиметровом диапазоне можно объяснить с помощью теплового излучения атмосферы, непрозрачность которой зависит от длины волны и в которой аммиак принимается главным источником непрозрачности в радиодиапазоне. Для объяснения наблюдений требуется глубокая конвективная атмосфера. Риксон и Уэлч измерили также спектр Сатурна в окрестности инверсионной полосы аммиака 1,25 см и нашли доказательства того, что газообразный аммиак входит в состав верхней атмосферы Сатурна.

В трех исследованиях метановой полосы 3v₃ Сатурна были получены вращательные температуры между 130 и 140° К, несмотря на различное содержание. Энкреназ и Оуэн нашли вращательную температуру ~80° К по квадрупольным водородным линиям, указав на отклонения от равновесия по водороду при этих температурах. Эта проблема является еще более острой для Урана. Любая вращательная температура, определенная по водороду, в области, где кинетические температуры ниже 100° К, не может, вероятно, интерпретироваться обычным путем как равновесная термодинамическая.

Видимая поверхность Сатурна

Облака Сатурна находятся в состоянии дифференциального вращения, причем по данным спектроскопических измерений допплеровского смещения, полученных Муром, период на экваторе составляет 10^h2^m (±4^Ш), на широте 27° он на 6% больше, на широте 42° — на 8% и на широте 57° — на 11%. Сатурн имеет так называемую экваториальную полосу, которая выглядит темной в синих лучах и яркой в красных, шесть облачных поясов в каждой полусфере и светлые зоны между ними. Всего при оптимальных условиях наблюдений выделяется по крайней мере 25 степеней оттенков.

В редких случаях на Сатурне появляются различные белые пятна, сохраняющиеся в течение нескольких дней или недель. Они никогда не достигают столь заметного вида или продолжительности жизни, как спорадические пятна на Юпитере. Недавно наблюдавшееся на широте — 57°,3 пятно было рекордным как по продолжительности существования, так и по величине широты. Его движение в течение 490 дней, с октября 1969 г. до февраля 1971 г., когда оно исчезло, представляется 169-дневной синусоидой со средним периодом вращения 10^h36^m27⁸,9±0^s,2. Размеры пятна составляли 8000 км с севера на юг и 6000 км с востока на запад.

Дольфюс собрал все данные о движении восьми хорошо наблюдавшихся пятен и нашел, что все три высокоширотных объекта (+57°, +36° и —36°) вращаются с периодом около 10^h38^m, тогда как четыре пятна, находившихся в пределах 8° от экватора, имели периоды между 10^h12^m и 10^h15^m. Пятно на широте — 12°,3 вращалось с периодом 10^h21^m. Таким образом, движение пятен не очень хорошо согласуется со спектроскопическим периодом вращения. Мур признал, что в его работе возможны большие ошибки, да и пятно может двигаться с определенно нетипичной скоростью вращения (или по крайней мере так, как это верно для Юпитера), так что результаты не удивительны. Девять пятен и одно спектроскопическое исследование недостаточны, чтобы сделать определенные выводы. Хайд считает, что лучшие наблюдения покажут дискретную экваториальную струю, такую же, как и на Юпитере.

Опытные наблюдатели сообщали о наличии цветовых оттенков на Сатурне: оранжевом, голубом и др., но все цвета крайне слабы, исключая преобладающие вариации от белого до бледно-желтого и коричневато-желтого. Происхождение этих оттенков неизвестно, предположительно оно таково же, как и для Юпитера. Видимые облака — весьма вероятно, перистые аммиачные облака, но несколько более плотные, чем на Юпитере (см. раздел «Строение атмосферы»).

Крайне трудно провести хорошую интегральную (по всему диску) фотометрию Сатурна вследствие присутствия колец. Ирвин и Лэйн использовали трехлетнюю гарвардскую фотометрию, полученную с меняющимся относительно Земли наклонением колец, и редуцировали ее к данным при отсутствии колец. Полученные геометрические альбедо приведены в табл. 11. Эти авторы вычислили также приближенные фазовые коэффициенты (при отсутствии колец), составившие 0,013±0,007 m/град для LL3500— 5000 и 0,035 ±0,010 m/град для LL5200— 10 600. В инфракрасных лучах от 2 до 3,2 мкм отражательная способность Сатурна выше, чем Юпитера, в области 3,2—4,2 мкм она очень низка для обеих планет. Общая отражательная способность планеты и колец приблизительно на 30% выше около 2500 А, чем у 3500 А, и падает на более коротких волнах.

Более подробная фотометрия Сатурна проводилась большей частью путем полярных и экваториальных сканирований. Биндер и Мак-Карти, в частности, получили как экваториальные, так и меридиональные кривые потемнения к краю в девяти полосах от 0,6 до 1,55 мкм.

Нормальные альбедо (или величины, близкие к ним) в функции длины волны для центра диска были получены Тей-фелем и др.в 1968 г. с разрешениемоколо 500. Избранные значения из их работы приведены в табл. 12. Экваториальная полоса является ярчайшей областью Сатурна в желтом и красном свете, а северная полярная область — самой темной. В синих и фиолетовых лучах полярная область становится довольно яркой, а экваториальная полоса слабеет. Как слабые, так и сильные полосы метана показывают падение поглощения от центра к лимбу вдоль экватора и увеличение от центра в направлении полюса вдоль центрального меридиана. Поглощение метана на широте — 20° на 25—28% больше, чем на экваторе,— гораздо больше, чем вследствие прямого эффекта воздушной массы (по закону секанса). Эти эффекты можно интерпретировать путем изменения плотности аммиачных аэрозолей с широтой.

Энергетический баланс Сатурна

Как уже говорилось, фотометрия Сатурна — гораздо более трудная задача, чем фотометрия Юпитера, из-за наличия колец. Никаких данных об интегральной фотометрии в ближней инфракрасной области спектра далее 1,06 мкм не опубликовано. Во многих исследованиях просто использовалось болометрическое альбедо Бонда для Юпитера, хотя имеющиеся данные показывают, что для Сатурна значение его несколько выше. Расчеты в настоящей главе основаны на неопубликованном значении 0,61, найденном Уокером . Вычисленная на этом основании эффективная температура составляет 71° К. Быстро вращающееся тело с нулевым альбедо на расстоянии Сатурна от Солнца имело бы эффективную температуру 90° К. Широкополосные измерения Аумана и др. дают температуру 97° К. Таким образом, оказывается, что Сатурн, подобно Юпитеру, излучает больше энергии, чем получает от Солнца, а именно в 3,5 раза больше, если принять болометрическое альбедо равным 0,61 и температуру 97° К. Указывалось, что кольца не так холодны, как думали, и что измерения Аумана и др. несомненно содержат вклад колец. Однако во время этих измерений (2 декабря 1968 г.) кольца были наклонены относительно Солнца всего на 13°,2 и не задерживали так много энергии, как в последние годы. В недавней работе Мерфи для центра диска в области 17—25 мкм приводится температура 97,3° К с небольшим уменьшением к краю. Тепловая непрозрачность в этой полосе пропускания меньше, чем непосредственно по обе стороны от нее, но вряд ли яркостнад температура в области 17— 25 мкм может заметно превышать истинную эффективную температуру так как иначе явно нарушится энергетический баланс.

Строение атмосферы (модели)

Как и в случае Юпитера, на Сатурне в тепловой непрозрачности доминирует поглощение Н₂, индуцированное давлением. Термическая структура менее ясна, так как хуже определены источники внутренней энергии, неизвестно отношение водород/гелий и ниже температура (поэтому необходимо учитывать относительные количества орто- и параводорода) . Неизвестно также обилие аммиака, который не был включен Трефтоном и Мюнхом в качестве источника непрозрачности в расчеты лучистого равновесия. Есть свидетельства метанового поглощения в верхней атмосфере Сатурна, так же как и для Юпитера, повышающего температуру в области 7,7—7,9 мкм до 129° К.

Лучисто-конвективная модель для Сатурна была построена Паллукони (см. табл. 13). Главное различие структур атмосфер Сатурна и Юпитера вызвано меньшей локальной силой тяжести, которая сильно

увеличивает шкалу высот. Паллукони принял влажный адиабатический градиент там, где он превышал лучистый, что является хорошим приближением в динамической модели, если учесть, что влияние других неопределенностей много больше. В принятый им состав (данный в примечаниях к таблице) не включены H₂S, так же как облака NH₄SH. На самом деле такой слой можно бы ожидать на верхней границе видимого облачного слоя из твердой Н₂0, включенной в состав. Эффективное давление, при котором формируются линии Н₂ и СН₄, было принято ~0,5—1,5 атм. Это область в слое аммиачных облаков и соответствует вращательной температуре 130— 140° К в модели Паллукони. Температура ~ 120° К, найденная Лоу и Дэвидсоном по наблюдениям на длине волны 5 мкм, достаточно хорошо соответствует температуре верхней части облаков. Исследование инверсионной линии NH₃ 1,25 см показывает, что оптическая толщина; равная единице, достигается при температуре около 135° К и давлении около ²/з атм. Все это совместимо, как можно было ожидать, с данными ограниченного числа современных наблюдений, на которых основаны расчеты модели.

Важно отметить, что отсутствуют оптические данные, свидетельствующие о наблюдениях областей, лежащих ниже верхней части облачного слоя, как это имеет место для Юпитера. Это тоже не удивительно, так как ожидается большая плотность облаков. Рассмотренные выше кривые потемнения к краю в экваториальном поясе должны указывать, что простая модель отражающего слоя для образования спектральных линий непригодна. Они скорее указывают на уменьшение поглощения от центра к краю, чем на увеличение. Возможно, что модель отражающего слоя может быть использована для определения относительного содержания в центре диска, тогда как для объяснения потемнения к краю должно быть учтено рассеяние. Так было в случае Юпитера. Наконец, следует помнить, что имеются значительные пространственные вариации по диску, так же как, вероятно, и временные. Статическая модель атмосферы едва ли может объяснить такие изменения.

Строение недр (модель внутреннего строения)

С современной точки зрения модель внутреннего строения Сатурна такова же, как и рассмотренная для Юпитера. Однако практически трудно построить полностью, конвективную модель Сатурна. Хотя его средняя плотность много ниже, чем Юпитера, у Сатурна меньше масса, а следовательно, и меньшее гравитационное сжатие. Поэтому во всех моделях Сатурна всегда требуется гораздо большее отношение гелий/водород, чем в Юпитере, а также должно быть ядро с высоким молекулярным весом. Полностью конвективные модели Хаббарда требовали только 27% водорода (по массе) и очень высокую центральную температуру. Если внутренний источник энергии несколько слабее, чем считали раньше, из-за неточности определения потока от колец (см. раздел «Энергетический баланс») при учете ядра, то всегда можно подобрать вполне «удовлетворительное» отношение гелий/водород. «Типичная» модель внутреннего строения Сатурна, по данным Хаббарда и Смолуховского, представлена в табл. 14. Она только иллюстрирует общий ход вероятных физических условий в Сатурне. Частные модели можно найти в оригинальных работах.

Скачать реферат: Saturn.rar

Пароль на архив: privetstudent.com