Здесь можно найти учебные материалы, которые помогут вам в написании курсовых работ, дипломов, контрольных работ и рефератов. Так же вы мажете самостоятельно повысить уникальность своей работы для прохождения проверки на плагиат всего за несколько минут.
Предлагаем нашим посетителям воспользоваться бесплатным программным обеспечением «StudentHelp», которое позволит вам всего за несколько минут, выполнить повышение оригинальности любого файла в формате MS Word. После такого повышения оригинальности, ваша работа легко пройдете проверку в системах антиплагиат вуз, antiplagiat.ru, РУКОНТЕКСТ, etxt.ru. Программа «StudentHelp» работает по уникальной технологии так, что на внешний вид, файл с повышенной оригинальностью не отличается от исходного.
Результат поиска
Наименование:
Диплом Отличительные свойства планет-гигантов. Состав планет-гигантов. Радиоизлучение Юпитера. Магнитное поле и радиационные пояса Юпитера. Строение магнитосферы. Сложная система циркуляции в атмосфере Юпитера. Система колец Урана.
Информация:
Тип работы: Диплом.
Предмет: Астрономия.
Добавлен: 26.07.2007.
Год: 2007.
Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%
Описание (план):
Министерство высшего и средне - специального образования
Кафедра Менеджмента
Реферат на тему:
ЮПИТЕР, САТУРН, УРАН И НЕПТУН
Выполнил:
Принял:
г. Ташкент 2006 г.
ЮПИТЕР, САТУРН, УРАН И НЕПТУН
Эти четыре планеты, часто называемые планетами-гигантами, по своим размерам, массе, плотности, внутреннему строению и составу резко отличаются от планет земной группы. Отличительными свойствами планет-гигантов являются: 1. Большие массы: от 15 земных масс у Урана до 318 у Юпитера.
2. Низкие средние плотности: от 0,70 г/см3 у Сатурна до 1,71г/см3 у Нептуна.
3. Быстрое вращение вокруг оси (периоды вращения от 9 час. 50 мин. у Юпитера до 15 час. 48 мин. у Нептуна). Юпитер и Сатурн вращаются не как твердые тела: период вращения у них растет от экватора к полюсам. Возможно, что то же самое имеет место у Урана и Нептуна.
4. Планеты-гиганты не имеют твердой поверхности. Наблюдаемые в телескоп поверхности этих планет образованы плотными облаками.
5. Атмосферы планет-гигантов (как и все их вещество) имеют в основном водородно-гелиевый состав. Кроме чистого молекулярного водорода (Н2) в спектрах этих планет наблюдаются полосы поглощения соединений водорода: метана (СН4) и аммиака (NН3). За последнее время в спектре Юпитера обнаружены также этан (С2Н6), ацетилен (С2Н2), фосфен (РН3) и даже водяной пар (Н2О), правда, в ничтожных количествах. Все это тоже соединения водорода.
Оси вращения планет-гигантов расположены весьма разнообразно. Ось Юпитера почти перпендикулярна к плоскости его орбиты, Ось Сатурна наклонена к ней на угол 62° (близкий к углам наклона осей Земли и Марса), а ось Урана лежит почти в плоскости орбиты: она наклонена к этой плоскости на угол в 8°, но так, что вращение планеты, как и у Венеры, является обратным направлению вращения всех остальных планет.
Своеобразное положение оси Урана приводит к тому, что за длительный период обращения его вокруг Солнца (84 года) Солнце на небе планеты перемещается от северного небесного полюса до южного, а затем снова через экватор до северного полюса.
В телескоп на диске Юпитера (рис. 30) видны темные полосы, параллельные экватору планеты, разделенные светлыми промежутками -- зонами. Полярные области всегда темные -- их называют полярными шапками, хотя они ничего общего не имеют с полярными шапками Марса, поскольку представляют собой облачные образования.
В полосах и зонах наблюдаются те или иные детали: темные и светлые пятна, выступы или углубления в полосах, «мостики» между двумя полосами и т. д. Они хорошо видны на рис. 30.
Полосы на диске Сатурна (рис. 31) видны значительно хуже, они бледнее, детали в них наблюдаются редко. Но все же иногда они появляются: -- примером может служить яркое белое пятно, наблюдавшееся на диске Сатурна в 1933 г.
В сильные телескопы бледные полосы видны и на дисках Урана и Нептуна (рис. 32).
В 30-е гг. в спектрах всех четырех планет-гигантов были обнаружены мощные полосы поглощения, интенсивность которых усиливалась по мере перехода от Юпитера к Нептуну (рис. 12). Они были отождествлены с полосами метана (СН4). Наиболее интенсивные полосы метана расположены на длинах волн 6190, 7020 и 7250 А. Позднее было обнаружено много полос метана в инфракрасной области спектра. Большинство этих полос наблюдается в спектрах всех четырех планет, но по мере перехода от Юпитера к Нептуну ширина полос растет, и в спектрах Урана и Нептуна многие полосы в красной и ближней инфракрасной частях спектра сливаются, образуя сплошную область поглощения, так, что в этой области планета почти не отражает солнечного излучения.
Совсем иначе ведет себя аммиак (NH3). Достоверно его полосы поглощения обнаружены только в спектре Юпитера. В видимой части спектра имеется лишь одна полоса на 6450 А, в инфракрасной области их около десяти. Но уже в спектре Сатурна наличие полосы 6450 А весьма сомнительно (одни астрономы наблюдали на этой волне следы поглощения, другие нет). Другие полосы аммиака вовсе отсутствуют. Не наблюдаются они также в спектрах Урана и Нептуна. Причина этого состоит в том, что с понижением температуры аммиак конденсируется, переходя в жидкое и твердое состояние.
Уже в 60-е гг. в спектре Юпитера, а затем и других планет-гигантов были обнаружены полосы поглощения молекулярного водорода, основного компонента атмосфер этих планет. В основном наблюдаются две так называемые квадрупольные полосы около 6435 и 8270 А.
Хотя линии гелия непосредственно в спектрах планет-гигантов с Земли не наблюдаются, ни у кого не вызывало сомнения, что гелий наряду с водородом является одним из основных компонентов атмосфер планет-гигантов. Дело в том, что, как следовало из наблюдений покрытия Юпитером звезды о Овна, средний молекулярный вес атмосферы этой планеты близок к трем, т.е. атмосфера никак не может быть чисто водородной *). Метан и аммиак с их молекулярными весами 16 и 17 составляют лишь небольшие добавки к основным компонентам атмосферы и не могут существенно влиять на ее средний молекулярный вес. Поскольку молекулярный вес водорода равен двум, а гелия четырем, их доли должны быть сравнимы. Учитывая некоторое преобладание водорода в Солнечной системе вообще и на Солнце в частности, при построении моделей строения Юпитера и Сатурна принимали, что водород составляет около 70%, а гелий -- 30% общего состава атмосферы. На долю метана приходится не более 0,2%, на долю аммиака (в атмосфере Юпитера) -- не более 0,1%.
Лишь в декабре 1973 г. с американского космического аппарата «Пионер-10» удалось с помощью двухканального ультрафиолетового фотометра зарегистрировать свечение гелия в атмосфере Юпитера в яркой резонансной линии 584 А, а заодно и свечение атомарного водорода в резонансной линии Лайман-альфа на волне 1216 А. Эти спектральные линии излучаются верхними слоями атмосферы планеты и называются резонансными, потому что их излучение сопровождается переходом атома в основное состояние. Резонансные линии -- самые яркие в спектре, но с Земли они практически не наблюдаются, так как расположены в ультрафиолетовой области спектра. Излучение в этой области до поверхности Земли не доходит: оно поглощается озоном и кислородом земной атмосферы.
По наблюдениям с «Пионера-10» и «Пионера-11» удалось оценить объемное отношение гелия к водороду в 0,18. Это было близко к отношению 1:5, принимавшемуся на основании наземных наблюдений большинства ученых. Учитывая, что гелий -- вдвое более тяжелый газ, чем водород, получим отсюда, что по массе водород составляет 74%, а гелий 26% атмосферы планеты. В составе недр планеты также основную роль играют водород и гелий (см. § 19).
Примерно таков же состав атмосфер других планет-гигантов, но о нем мы знаем гораздо меньше, чем в случае Юпитера. Линию гелия в их спектрах наблюдать пока не удалось и отношение содержания гелия к водороду для них неизвестно. Скорее всего, оно различно для разных планет. О Сатурне мы сможем многое узнать после того как в сентябре 1979 г. к нему приблизится «Пионер-11». Уран же и Нептун еще много лет будут объектами изучения одними наземными методами. Впрочем, и эти методы могут дать немало интересного.
В 1956 г. было обнаружено радиоизлучение Юпитера на волне 3 см. Измеренная тогда радиояркостная температура планеты оказалась равной 145°К, тогда как измерения в инфракрасном диапазоне давали 130°К. Причина этого небольшого расхождения состояла в том, что радиоволны приходят к нам с большей глубины и сообщают температуру не верхней границы облаков, как инфракрасное излучение, а некоторого слоя под облаками.
Вскоре наблюдения на более длинных (дециметровых) волнах показали, что помимо теплового радиоизлучения Юпитер испускает нетепловое излучение, имеющее электромагнитную природу. Радиояркостная температура такого излучения растет с длиной волны, достигая на волне 10 см 650°К, на волне 20 см 2900°К, на волне 70 см -- 26 000°К и т.д. Источником этого радиоизлучения являются быстрые (релятивистские) электроны, разгоняемые, а затем тормозящиеся в сильном магнитном поле планеты. В пользу этого заключения свидетельствует тот факт, что размеры излучающей области в несколько раз превышают диаметр самого Юпитера.
Так, еще за 10--12 лет до подлета к Юпитеру «Пионера-10» у этой планеты было установлено наличие сильного магнитного поля и мощных радиационных поясов.
Строение магнитосферы Юпитера.
Полеты «Пионера-10» и «Пионера-11» позволили уточнить параметры и структуру магнитосферы Юпитера (рис. 33). Головная ударная волна, отделяющаямежпланетн е магнитное поле от магнитосферы планеты, расположена на расстоянии 8 млн. км от Юпитера. Температура заряженных частиц на фронте этой волны скачком возрастает с 10 тыс. до 1 млн. градусов. Магнитное поле планеты оказалось сложным и состоит как бы из двух полей: дипольного, которое простирается до 1,5 млн. км от Юпитера, и недипольного, занимающего остальную часть магнитосферы. Напряженность поля у поверхности планеты 10--15 эрстед, т. е. примерно в 20 раз больше, чем на Земле. Полярность дипольного поля противоположна земному (северный магнитный полюс находится в северном полушарии), магнитная ось наклонена к оси вращения на 11°. Из-за быстрого вращения Юпитера и значительно меньшей интенсивности солнечного ветра на расстоянии Юпитера (он там в 30 раз слабее, чем в районе орбиты Земли) магнитное поле Юпитера почти симметрично относительно магнитной оси планеты (земное магнитное поле «смято» со стороны Солнца давлением солнечного ветра). Кроме теплового и дециметрового излучений, Юпитер является источником радиовсплесков на декаметровых волнах (от 4 до 85 м). Продолжительность этих всплесков различна: от долей секунды до минут и даже часов. Впрочем, минуты и часы -- это длительность не отдельных всплесков, а целых серий всплесков, своеобразных шумовых бурь или гроз.
В качестве возможных причин этих всплесков в разное время был выдвинут целый ряд механизмов. Среди них и гипотеза о настоящих грозовых (т. е. электрических) разрядах в атмосфере планеты, и о так называемых свистящих атмосфериках, т.е. разрядах, уходящих в космос вдоль силовых линий магнитного поля планеты, и об излучении электронов в магнитном поле Юпитера.
Наиболее обоснованной теоретически является гипотеза советского радиоастронома В. В. Железнякова о том, что всплески на декаметровых волнах порождаются плазменными колебаниями в ионосфере Юпитера. Причин таких колебаний может быть много: нестабильность ионосферной плазмы за счет неоднородности и колебаний магнитного поля и сложного вида распределения заряженных частиц до скоростям, потоки частиц из радиационных поясов, вспышки на Солнце и, наконец, модулирование магнитного поля Юпитера его спутником Ио.
Находясь на среднем расстоянии в 5,9 радиуса планеты от ее центра, этот спутник, имеющий собственную и т.д.................
