Солнечная система и планеты, входящие в нее

                                                                               Марс 

МАРС, четвертая от Солнца большая планета Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца 228 млн. км, период обращения 687 суток, период вращения 24,5 ч, средний диаметр 6780 км, масса 6,4Ч1023 кг; 2 естественных спутника Фобос и Деймос. Состав атмосферы: СО2 (»95%), N2 (2,5%), Ar(1,5-2%), СО(0,06%), Н2О (до 0,1%); давление на поверхности 5-7 гПа. Участки поверхности Марса, покрытые кратерами, похожи на лунный материк. Значительный научный материал о Марсе получен с помощью космических аппаратов «Маринер» и «Марс». Движение, размеры, масса Марс четвертая планета солнечной системы, движется вокруг Солнца по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0,0934. Плоскость орбиты наклонена к плоскости эклиптики под небольшим углом (1° 51). Среднее расстояние от Солнца равно 227,99 млн. км (1,524 а. е.). Минимальное расстояние от Солнца примерно 207, максимальное 249 млн. км; из-за этого различия количество поступающей от Солнца энергии варьируется на 20-30%. Поскольку наклон экватора к плоскости орбиты значителен (25,2°), на планете существуют заметные сезонные изменения. Период обращения Марса вокруг Солнца почти вдвое больше земного года (686,98 земных суток). Средняя скорость орбитального движения составляет 24,13 км/с. Период суточного обращения Марса вокруг своей оси почти такой же, как у Земли (24 ч 37 мин 22,58 с). Экваториальный радиус планеты равен 3394 км, полярный 3376,4 км. Уровень поверхности в южном полушарии в среднем на 3-4 км выше, чем в северном. Масса Марса составляет 6,44 1023 кг, то есть 0,108 массы Земли. Средняя плотность Марса 3,95 г/см3. Ускорение свободного падения на экваторе Марса 3,76 м/с2. Марс находится на минимальном расстоянии от Земли во время противостояний, происходящих с интервалами в 779,94 земных суток. Однако раз в 15-17 лет происходит так называемое великое противостояние, когда эти две планеты сближаются примерно на 56 млн. км; последнее такое сближение имело место в 1988. Во время великих противостояний Марс выглядит самой яркой звездой на полуночном небе (\'e7вездной величины), оранжево-красного цвета, вследствие чего его стали считать атрибутом бога войны (отсюда название планеты). Качественно новый уровень исследований Марса начался в 1965, когда для этих целей стали использоваться космические аппараты, которые вначале облетали планету Марс, а затем (с 1971) и опускались на ее поверхность. Рельеф поверхности Марса Телескопические исследования Марса обнаружили такие особенности, как сезонные изменения его поверхности. Это прежде всего относится к «белым полярным шапкам», которые с наступлением осени начинают увеличиваться (в соответствующем полушарии), а весной довольно заметно «таять», причем от полюсов распространяются «волны потепления». Высказывалось предположение, что эти волны связаны с распространением растительности по поверхности Марса, однако более поздние данные заставили отказаться от этой гипотезы. Значительная часть поверхности Марса представляет собой более светлые участки («материки»), которые имеют красновато-оранжевую окраску; 25% поверхности более темные «моря» серо-зеленого цвета, уровень которых ниже, чем «материков». Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной области примерно 14-16 км, но имеются и вершины, вздымающиеся значительно выше, например, Арсия (27 км) и Олимп (26 км) в возвышенной области Тараис в северном полушарии. Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма и тектонической деятельности разломы, ущелья с ветвящимися каньонами, некоторые из них имеют сотни километров в длину, десятки в ширину и несколько километров в глубину. Обширнейший из разломов «Долина Маринера» вблизи экватора протянулся на 4000 км при ширине до 120 км и глубине в 4-5 км. Ударные кратеры на Марсе мельче, чем на Луне и Меркурии, но глубже, чем на Венере. Однако вулканические кратеры достигают огромных размеров. Крупнейшие из кратеров на Марсе Арсия, Акреус, Павонис и Олимп достигают 500-600 км в основании и более двух десятков километров по высоте. Диаметр кратера у Арсии 100, а у Олимпа 60 км (для сравнения у величайшего на Земле вулкана Мауна-Лоа на Гавайских островах диаметр кратера 6,5 км). Исследователи Марса пришли к выводу, что вулканы были действующими еще сравнительно недавно, а именно: несколько сотен миллионов лет назад. Надежда людей обрести «братьев по разуму» воспряла с новой силой после того, как А. Секки в 1859 и, особенно, Д. Скипарелли в 1887 (год великого противостояния) выдвинули сенсационную гипотезу, что Марс покрыт сетью рукотворных каналов, периодически наполняющихся водой. Появление более мощных телескопов, а затем и космических аппаратов не подтвердило этой гипотезы. Поверхность Марса представляется безводной и безжизненной пустыней, над которой свирепствуют бури, вздымающие песок и пыль на высоту до десятков километров. Во время этих бурь скорость ветра достигает сотни метров в секунду. В частности, с переносами песка и пыли связывают сейчас те «волны потепления», о которых упоминалось выше.

Атмосфера и вода на Марсе

Атмосфера на Марсе разрежена (давление порядка сотых и даже тысячных долей атмосферы), и состоит, в  основном, из углекислого газа (около 95%) и малых добавок азота (около 3%), аргона (примерно 1,5%) и кислорода (0,15%). Концентрация водяного пара невелика, и она существенно меняется в зависимости от сезона. Есть все основания полагать, что воды на Марсе немало. На такую мысль наводят длинные ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие на высохшие русла земных рек, причем перепады высот отвечают направлению течений. Некоторые особенности рельефа явно напоминают выглаженные ледниками участки. Судя по хорошей сохранности этих форм, не успевших ни разрушиться, ни покрыться последующими наслоениями, они имеют относительно недавнее происхождение (в пределах последнего миллиарда лет). Где же теперь марсианская вода? Высказываются предположения, что вода существует и сейчас в виде мерзлоты. При весьма низких температурах на поверхности Марса (в среднем ок. 220 К в средних широтах и лишь150 К в полярных областях) на любой открытой поверхности воды быстро образуется толстая корка льда, которая, к тому же, через короткое время заносится пылью и песком. Не исключено, что благодаря низкой теплопроводимости льда под его толщей местами может оставаться и жидкая вода и, в частности, подледные потоки воды продолжают и теперь углублять русла некоторых рек. Состав и внутреннее строение Химический состав Марса типичен для планет Земной группы, хотя, конечно, существуют и специфические отличия. Здесь также происходило раннее перераспределение вещества под воздействием гравитации, на что указывают сохранившиеся следы первичной магматической деятельности. По-видимому, имеющее относительно низкую температуру (около 1300 К) и низкую плотность, ядро Марса богато железом и серой и невелико по размерам (его радиус порядка 800-1000 км), а масса около одной десятой всей массы планеты. Формирование ядра, согласно современным теоретическим оценкам, продолжалось около миллиарда лет и совпало с периодом раннего вулканизма. Еще такой же по длительности период заняло частичное плавление мантийных силикатов, сопровождавшееся интенсивными вулканическими и тектоническими явлениями. Около 3 млрд. лет назад завершился и этот период, и хотя еще по крайней мере в течение миллиарда лет продолжались глобальные тектонические процессы (в частности, возникали огромные вулканы), уже началось постепенное охлаждение планеты Марс, продолжающееся и поныне. Мантия Марса обогащена сернистым железом, заметные количества которого обнаружены и в исследованных поверхностных породах, тогда как содержание металлического железа заметно меньше, чем на других планетах Земной группы. Толщина литосферы Марса несколько сотен км, включая примерно 100 км ее коры.

Спутники Марса

Вокруг Марса обращаются два  спутника: Фобос (Страх) и Деймос (Ужас). Первый из них движется вокруг Марса  по орбите со средним радиусом 9350 км за 7 ч 39 мин, то есть обгоняет планету в ее суточном вращении. Деймос облетает Марс по орбите с радиусом 23500 км за 30 ч 17 мин. Оба спутника имеют неправильную форму и вcегда обращены к Марсу одной и той же стороной. Их максимальные размеры: 26 км в длину и 21 км в ширину у Фобоса и, соответственно, 13 и 12 км у Деймоса. Гравитационные поля спутников настолько слабые, что атмосферы они не имеют. На поверхности обнаружены метеоритные кратеры. На Фобосе крупнейший кратер Стикни имеет диаметр 10 км.

Марс четвертая планета солнечной  системы, всегда привлекал исследователей. В будушим бдут экспидиции на Марс. На Марс уже оптравлялись аппараты для иследования. Но они могутут лишь поверхностно изучить Марс. лишь поверхность Марса.

                           Юпитер

ЮПИТЕР, пятая от Солнца большая планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 5,2 а. е. (778,3 млн. км), сидерический период обращения 11,9 года, период вращения (облачного слоя близ экватора) ок. 10 ч, эквивалент диаметра ок. 142 800 км, масса 1,90·1027 кг. Состав атмосферы: H2, CH4, NH3, He. Юпитер мощный источник теплового радиоизлучения, обладает радиационным поясом и обширной магнитосферой. Юпитер имеет 16 спутников (Адрастея, Метида, Амальтея, Фива, Ио, Европа, Ганимед, Каллисто, Леда, Гималия, Лиситея, Элара, Ананке, Карме, Пасифе, Синопе), а также кольцо шириной ок. 6 тыс. км, почти вплотную примыкающее к планете. ЮПИТЕР, самая крупная из планет-гигантов. Движение, размеры, форма Юпитер движется вокруг Солнца по близкой к круговой эллиптической орбите, плоскость которой наклонена к плоскости эклиптики под углом 1°18,3'. Минимальное расстояние Юпитера от Солнца 4,95 а. е., максимальное 5,45 а. е., среднее 5,2 а. е. (1 а. е. = 149,6 млн. км). Экватор наклонен к плоскости орбиты под углом 3°5'; из-за малости этого угла сезонные изменения на Юпитере выражены весьма слабо. Юпитер, двигаясь вокруг Солнца со средней скоростью 13,06 км/с, совершает один оборот за 11, 862 земных года. Расстояние Юпитера от Земли меняется в пределах от 188 до 967 млн. км. В противостоянии Юпитер виден как чуть желтоватая звезда -2,6 звездной величины; из всех планет уступает в блеске только Венере и Марсу во время великого противостояния последнего. Юпитер не имеет твердой поверхности, поэтому, говоря о его размерах, указывают радиус верхней границы облаков, где давление порядка 10 КПа; радиус Юпитера на экваторе равен 71400км. В атмосфере Юпитера отчетливо просматриваются параллельные плоскости его экватора слои, или зоны, вращающиеся вокруг оси планеты с различными угловыми скоростями. Быстрее всего вращается экваториальная зона период ее обращения 9 ч 50 мин 30 с, что на 5 мин 11 с меньше периода обращения полярных зон. Так быстро не вращается ни одна другая планета Солнечной системы. Масса Юпитера составляет 1,899Ч1027кг, что в 317,8 раз превосходит массу Земли, но при этом средняя плотность равна 1,33 г/см3, то есть в 4 раза меньше, чем у Земли. Ускорение свободного падения на экваторе 23,5 м/с2. В умеренных южных широтах Юпитера медленно перемещается овальное Большое Красное Пятно, поперечные размеры которого 30-40 тыс. км. За сто лет оно совершает примерно 3 оборота. Природа этого феномена до конца неясна. Строение и состав Юпитера Как и другие планеты-гиганты, Юпитер существенно отличается по химическому составу от планет земной группы. Абсолютно доминирующими здесь являются водород и гелий в «солнечной» пропорции 3,4 : 1, но в центре планеты согласно существующим моделям имеется жидкое ядро из расплавленных металлов и силикатов, окруженное водно-аммиачной жидкой оболочкой. Радиус этого ядра порядка 1/10 радиуса планеты, масса ~ 0,3-0,4 ее массы, температура около 2500 К при давлении ~ 8000ГПа. Поток тепла из недр Юпитера вдвое превышает энергию, получаемую им от Солнца. Ввиду отсутствия твердой поверхности атмосфера как таковая у Юпитера отсутствует. Его газовая оболочка состоит в основном из водорода и гелия, но имеется и небольшая примесь метана, молекул воды, аммиака и др. Физические и химические параметры Красноватый оттенок планеты приписывают главным образом присутствию в атмосфере красного фосфора и, возможно, органике, возникающей благодаря электрическим разрядам. В области, где давление порядка 100 КПа, температура составляет около 160 К. Замечены интенсивные атмосферные потоки, в том числе вертикальная циркуляция. Установлено наличие облаков, высота которых в различных поясах различна. Светлые полосы и Большое Красное Пятно связаны с восходящими потоками; облака здесь выше, а температура ниже, чем в остальных областях. Исследователи обращают внимание на необычную устойчивость вихрей. В атмосфере Юпитера замечены грозы. Установлено также наличие ионосферы, протяженность которой по высоте порядка 3000 км. На Юпитере имеется магнитное поле. Его магнитный дипольный момент почти в 12000 раз превосходит дипольный момент Земли, но так как напряженность магнитного поля обратно пропорциональна кубу радиуса, а он у Юпитера на два порядка больше, чем у Земли, то напряженность у поверхности Юпитера выше, по сравнению с Землей, только в 5-6 раз. Магнитная ось наклонена к оси вращения на (10,2 ± 0,6)°. Дипольная структура магнитного поля доминирует до расстояний порядка 15 радиусов планеты. Юпитер обладает обширной магнитосферой, которая подобна земной, но увеличена примерно в 100 раз. Имеются радиационные пояса. Спутники ЮпитераПервые четыре спутника были открыты Г. Галилеем еще в 1610. Это открытие послужило мощным толчком к утверждению гелиоцентрической системы мира Коперника, явившись яркой моделью этой системы. В настоящее время известно 16 спутников Юпитера. Это (в порядке их удаленности от планеты) Адрастея, Метис, Амальтея (по имени нимфы, вскормившей Юпитера), Фива ; затем четыре галилеевых спутника Ио, Европа, Ганимед, Каллисто ; далее Леда, Гималия, Лиситея, Элара, Ананке, Карме, Пасифе, Синопе. Спутники внешней группы названы по именам возлюбленных Юпитера. Примерно четверть спутников обращаются вокруг Юпитера в направлениях, обратных направлению его собственного вращения. Полагают, что это захваченные планетой астероиды. Открытие значительного числа спутников Юпитера, в том числе первых двух ближайших к нему, стало возможным только после пролета космических кораблей, начиная с автоматических межпланетных станций «Пионер» (1973-74), а несколько позже (1977) «Вояджеров». Первый из галилеевских спутников, Ио, по размерам превосходит Луну. Имеет атмосферу и ионосферу, состоящую, в основном, из ионов серы и натрия. Весьма активна его вулканическая деятельность (больше, чем на Земле). Размеры вулканических кратеров достигают сотни километров, превосходя земные в десятки и даже сотни раз, хотя высота вулканов сравнительна невелика. Только в полярных областях Ио есть вулканы высотой около 10 км. Выбросы серы из вулканов вздымаются на высоту до 250 км. По мнению ряда исследователей, под тонкой твердой поверхностной коркой спутника, засыпанной слоем серы и ее диоксида, может находиться жидкая сера. Температура у поверхности Ио около -120° С на экваторе (кроме вулканических областей) и еще на 50° ниже у полюсов. Относительная немногочисленность ударных кратеров крупнее 1-2 км позволяет считать поверхность Ио сравнительно молодой (менее 1млн. лет). Еще меньше кратеров, превышающих 5 км в диаметре, на поверхности Европы. Плотности спутников Юпитера убывают по мере увеличения радиусов их орбит. В отличие от Ио, поверхности других спутников покрыты льдом, в том числе водяным, пропорциональная доля которого чем дальше от Юпитера, тем делается все выше. Предположение о ледяной корке, под которой находится сравнительно рыхлый слой «губчатого» льда, пропитанного водой, может объяснить ряд наблюдаемых особенностей некоторых спутников, например, сравнительную гладкость поверхностей и высокую отражательную способность. Так, у Европы отражательная способность велика, а перепад высот на ней составляет всего лишь около 10 м. Кроме того, на Европе нет кратеров более 10 км в диаметре, но имеется много длинных (200-300 км) неглубоких борозд, что связано с особенностями приповерхностного покрова. Следует отметить, что перепады высот на Ганимеде (радиус которого превосходит радиус Меркурия на 500 км) и Каллисто на порядок выше, чем на Европе. Однако далеко не все спутники Юпитера имеют гладкие поверхности. Так, плотность кратеров в некоторых районах Каллисто, уступающему по размерам Ганимеду, близка к предельной. В отдельных участках края кратеров смыкаются. Одной из причин такого распределения кратеров может быть легкоплавкость пород поверхности (в частности, льда). Кольцо ЮпитераУ Юпитера установлено существование огромного плоского кольца из пыли и некрупных камней, которое при ширине в 6 км и толщине в 1 км простирается до десятков тыс. км от верхней границы облаков. Изучение Юпитера и его спутников, уже давшее много существенно новых результатов, привело и к постановке ряда новых проблем. В частности, еще только в процессе становления находятся исследования, касающиеся физической природы интенсивных электрических полей у ближайших к Юпитеру спутников.

                                                      Сатурн

     САТУРН, планета, среднее расстояние от Солнца 9,54 а. е., период обращения 29,46 года, период вращения на экваторе (облачный слой) 10,2 ч, экваториальный диаметр 120 660 км, масса 5,68·1026 кг, имеет 17 спутников, в состав атмосферы входят СН4, Н2, Не, NН3. У Сатурна обнаружены радиационные пояса. Сатурн планета, имеющая кольца. САТУРН, шестая от Солнца, вторая по размерам после Юпитера большая планета Солнечной системы; относится к планетам-гигантам. Движение, размеры, форма Эллиптическая орбита Сатурна имеет эксцентриситет 0,0556 и средний радиус 9,539 а. е. (1427 млн. км). Максимальное и минимальное расстояния от Солнца равны приблизительно 10 и 9 а. е. Расстояния от Земли меняются от 1,2 до 1,6 млрд. км. Наклон орбиты планеты к плоскости эклиптики 2°29,4. Угол между плоскостями экватора и орбиты достигает 26°44. Сатурн движется по своей орбите со средней скоростью 2,64 км/с; период обращения вокруг Солнца составляет 29,46 земных лет. Планета не имеет четкой твердой поверхности, оптические наблюдения затрудняются непрозрачностью атмосферы. Для экваториального и полярного радиусов приняты значения 60 тыс. км и 53,5 тыс. км. Средний радиус Сатурна в 9,1 раз больше, чем у Земли. На земном небе Сатурн выглядит как желтоватая звезда, блеск которой меняется от нулевой до первой звездной величины. Масса Сатурна составляет 5,68 · 1026 кг, что в 95,1 раз превосходит массу Земли; при этом средняя плотность Сатурна, равная 0,68 г/см3, почти на порядок меньше, чем плотность Земли. Ускорение свободного падения у поверхности Сатурна на экваторе равно 9,06 м/с2. Поверхность Сатурна (облачный слой), как и Юпитера, не вращается как единое целое. Тропические области в атмосфере Сатурна обращаются с периодом 10 ч 14 мин земного времени, а на умеренных широтах этот период на 26 мин больше. Состав и строение планеты. Некоторые физические параметры Температура в средних слоях атмосферы (преимущественно водородной, хотя и предполагается присутствие небольшого количества гелия, аммиака и метана) около 100 К. По внутреннему строению и составу Сатурн сильно напоминает Юпитер. В частности, на Сатурне в экваториальной области также существует Красное Пятно, хотя оно и меньших размеров, чем на Юпитере. На две трети Сатурн состоит из водорода. На глубине, примерно равной R/2, то есть половине радиуса планеты, водород при давлении около 300 ГПа переходит в металлическую фазу. По мере дальнейшего увеличения глубины, начиная с R/3, возрастает доля соединений водорода и оксидов. В центре планеты (в области ядра) температура порядка 20000 К. Спутники У Сатурна 17 спутников, из которых последние 6 обнаружены при помощи космических аппаратов. Ниже перечислены все спутники Сатурна в порядке их удаленности от планеты с указанием в скобках их радиусов (в километрах) и средних расстояний от Сатурна (в тысячах километров): Атлас (20, 137,7); Пандора (70, 139,4); Прометей (55, 141,7); Эпиметий (70, 151,4); Янус (110, 151,5); Мимас (196, 185,5); Энцелад (250, 238); Тефия (530, 294,7); Телесто (17, 294,7); Калипсо (17, ?); Диона (560, 377,4); 198 S6 (18, 377,4); Рея (754, 527,1); Титан (2575, 1221,9); Гиперион (205, 1481); Япет (730, 3560,8); Феба (110, 12954). Все спутники, кроме огромного Титана, превосходящего по размерам Меркурий и имеющего атмосферу, сложены в основном изо льда (с некоторой примесью скальных пород у Мимаса, Дионы и Реи). Уникальным по яркости является Энцелад он отражает свет, почти как свежевыпавший снег. Темнее всего поверхность Фебы, которая поэтому почти не видна. Необычна поверхность Япета: его передняя (по ходу движения) полусфера сильно отличается по отражательной способности от задней. Из всех больших спутников Сатурна только Гиперион имеет неправильную форму, возможно, из-за произошедшего некогда столкновения с массивным телом, например, с гигантским ледяным метеоритом. Поверхность Гипериона сильно загрязнена. Поверхности многих спутников в значительной степени кратерированы. Так, на поверхности Дионы обнаружен крупнейший десятикилометровый кратер; на поверхности Мимаса лежит кратер, вал которого так высок, что это явственно заметно даже на фотографиях. Кроме кратеров, на поверхностях ряда спутников существуют разломы, борозды, впадины. Наибольшая тектоническая и вулканическая деятельность обнаружена у Энцелада. Кольца Сатурна К настоящему времени у Сатурна установлено существование 7 колец, три из которых видны с Земли и обнаружены астрономами уже давно. Наиболее ярким является среднее кольцо; внутреннее (ближайшее к планете) из-за темного цвета иногда называют «креповым». Радиусы крупнейших колец 120-138, 90-116 и 76-89 тыс. км; толщина 1-4 км. Кольца состоят из ледяных и (или) силикатных образований, размеры которых могут быть от мелких песчинок до фрагментов порядка нескольких метров.

                            Уран

  УРАН, седьмая от Солнца большая планета Солнечной системы, относится к планетам-гигантам, среднее расстояние от Солнца 19,18 а. е. (2871 млн. км), период обращения 84 года, период вращения ок. 17 ч, экваториальный диаметр 51 200 км, масса 8,7·1025 кг, состав атмосферы: Н2, Не, СН4. Ось вращения Урана наклонена на угол 98 °. Уран имеет 15 спутников (5 открыты с Земли Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон, и 10 открыты космическим аппаратом «Вояджер-2» Корделия, Офелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда, Белинда, Пэк) и систему колец. Движение, размеры, масса Уран движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, большая полуось которой (среднее гелиоцентрическое расстояние) в 19,182 больше, чем у Земли, и составляет 2871 млн. км. Эксцентриситет орбиты равен 0,047, то есть орбита довольно близка к круговой. Плоскость орбиты наклонена к эклиптике под углом 0,8°. Один оборот вокруг Солнца Уран совершает за 84,01 земного года. Период собственного вращения Урана составляет приблизительно 17 часов. Существующий разброс при определении значений этого периода обусловлен несколькими причинами, из которых основными являются две: газовая поверхность планеты не вращается как единое целое и, кроме того, на поверхности Урана не обнаружено заметных локальных неоднородностей, которые помогли бы уточнить длительность суток на планете. Вращение Урана обладает рядом отличительных особенностей: ось вращения почти перпендикулярна (98°) к плоскости орбиты, а направление вращения противоположно направлению обращения вокруг Солнца, то есть обратное (из всех других больших планет обратное направление вращения наблюдается только у Венеры). Уран относят к числу планет-гигантов: его экваториальный радиус (25600 км) почти в четыре раза, а масса (8,7·1025 кг) в 14,6 раза больше, чем у Земли. При этом средняя плотность Урана (1,26 г/см3) в 4,38 раза меньше, чем плотность Земли. Относительно малая плотность типична для планет-гигантов: в процессе формирования из газово-пылевого протопланетного облака наиболее легкие компоненты (в первую очередь, водород и гелий) стали для них основным «строительным материалом», тогда как планеты земной группы включают заметную долю более тяжелых элементов. Состав и внутреннее строение Подобно другим планетам-гигантам, атмосфера Урана в основном состоит из водорода, гелия и метана, хотя их относительные вклады несколько ниже по сравнению с Юпитером и Сатурном. Теоретическая модель строения Урана такова: его поверхностный слой представляет собой газожидкую оболочку, под которой находится ледяная (смесь водяного и аммиачного льда) мантия, а еще глубже ядро из твердых пород. Масса мантии и ядра составляет примерно 85-90% от всей массы Урана. Зона твердого вещества простирается до 3/4 радиуса планеты. Температура в центре Урана близка к 10000 К при давлении 7-8 млн. атмосфер (одна атмосфера примерно соответствует одному бару). На границе ядра давление примерно на два порядка ниже (около 100 килобар). Эффективная температура, определяемая по тепловому излучению с поверхности планеты, составляет ок. 55 К. Спутники Урана. Подобно Нептуну и Сатурну, Уран имеет большое число спутников (к 1997 открыто 15) и систему колец. Наибольшие размеры (в километрах) и масса (в долях массы Урана) характерны для первых пяти (открытых с Земли) спутников. Это Миранда (127 км, 10-7), Ариэль (565 км, 1,1·10-5), Умбриэль (555 км, 1,1·10-5), Титания (800 км, 3,2·10-5) и Оберон (815 км, 3,4·10-5). Последние два спутника, согласно теоретическим оценкам, испытывают дифференциацию, то есть перераспределение различных элементов по глубине, в результате чего произошло образование силикатного ядра, мантии из льда (водяного и аммиачного) и ледяной коры. Выделяющаяся при дифференциации теплота приводит к заметному разогреванию недр, что может вызывать даже их расплавление. Остальные 10 спутников Урана (Корделия, Офелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда, Белинда, Пэк) были открыты с борта космического аппарата «Вояджер-2» в 1985-86. История открытия Урана В течение многих веков астрономы Земли знали только пять «блуждающих звезд» планет. 1781 был ознаменован открытием еще одной планеты, названной Ураном. Это произошло, когда английский астроном У. Гершель приступил к реализации грандиозной программы: составлению полного систематического обзора звездного неба. 13 марта вблизи одной из звезд созвездия Близнецов Гершель заметил любопытный объект, который явно не был звездой: его видимые размеры менялись в зависимости от увеличения телескопа, а главное, менялось его положение на небосводе. Гершель первоначально решил, что открыл новую комету (его доклад на заседании Королевского общества 26 апреля 1781 так и назывался «Сообщение о комете»), но от кометной гипотезы вскоре пришлось отказаться. В благодарность Георгу III, назначившему Гершеля королевским астрономом, последний предложил назвать планету «Георгиева звезда», однако, чтобы не нарушать традиционной связи с мифологией, было принято название «Уран». Первые немногочисленные наблюдения еще не позволяли достаточно точно определить параметры орбиты новой планеты, но, во-первых, число этих наблюдений (в частности, в России, Франции и Германии) быстро увеличивалось, и во-вторых, внимательное исследование каталогов прошлых наблюдений позволило убедиться, что планета неоднократно фиксировалась и прежде, но принималась за звезду, что также заметно увеличивало число данных. В течение 30 лет после открытия Урана острота интереса к нему периодически падала, но только на время. Дело в том, что повышение точности наблюдений выявило загадочные аномалии в движении планеты: оно то «отставало» от расчетного, то начинало «опережать» его. Теоретическое объяснение этих аномалий привело к новым открытиям обнаружению заурановых планет.