Некоторые полосы поглощения из числа наблюдаемых в спектрах Урана и Нептуна (оказавшихся очень сходными) были найдены и в спектрах Юпитера и Сатурна, но там они гораздо слабее. Поскольку видимая интенсивность полосы поглощения прежде всего зависит от количества поглощающего газа, резонно было предположить, что метана на Уране и Нептуне во много раз больше, чем на двух крупнейших планетах-гигантах. Однако по ряду косвенных соображений, учитывая, в частности, низкую среднюю плотность планет-гигантов, были все основания полагать, что эти планеты и их атмосферы в основном должны состоять из самых легких газов - водорода и гелия.
К сожалению, оба эти газа не обладают столь интенсивными и заметными полосами поглощения, как метан, и с помощью спектральных наблюдений обнаружить их очень трудно. В видимой и ближней инфракрасной области спектра гелий вообще не поглощает, а молекулярный водород может обусловливать слабое поглощение только при очень больших толщах газа. Сильно расширенные линии поглощения молекулярного водорода можно наблюдать лишь при достаточно больших давлениях, когда многочисленные столкновения водородных молекул между собой вызывают появление так называемых индуцированных давлением полос поглощения, состоящих из нескольких линий.
Одна из таких полос с длиной волны около 8270 А была открыта Дж. Койпером в спектре Урана в 1949 г. После специальных лабораторных исследований поглощения водорода, выполненных с помощью длинной трубы, заполняемой водородом при давлении 100 атм и охлаждаемой до температуры 78 К, сквозь которую многократно проходил световой пучок, прежде чем он попадал на щель спектрографа, Г. Герцберг, известный канадский спектроскопист, показал, что полоса в спектре Урана действительно принадлежит молекулярному водороду. Это было первое экспериментальное подтверждение присутствия водорода в атмосферах планет-гигантов, получить которое астрономам было очень важно.
Впоследствии и в спектрах Урана и Нептуна были открыты тонкие, так называемые квадрупольные, линии молекулярного водорода, формирование которых связано с действием нескольких эффектов, влияющих на наблюдаемый профиль и интенсивность линии. Так, из-за действия известного эффекта Доплера (изменение частоты или длины волны излучения при движении источника излучения в направлении от наблюдателя или к нему), линии должны расширяться, поскольку молекулы в атмосфере движутся в разных направлениях с достаточно большими скоростями. С другой стороны, водородные линии подвержены еще и эффекту ударного сужения, из-за которого происходит искажение (сжатие) профиля линии, обусловленного доплеровским расширением. Кроме того, при больших давлениях добавляется еще и эффект смещения, который вызывает не- симметричное расширение линии.
Роль каждого из этих эффектов меняется с глубиной - по мере увеличения температуры, давления и плотности в планетной атмосфере. В конечном счете наблюдаемая интенсивность линии оказывается очень сложным образом связанной с количеством водорода в атмосфере, оценить которое, просто измерив интенсивность такой линии или даже нескольких квадрупольных линий, нельзя без тщательного исследования профиля линии. А это тоже непростая задача, для решения которой необходим спектрограф или спектрометр высокого разрешения, а соответственно и телескоп возможно большего диаметра (вспомним, что Уран и Нептун не относятся к числу ярких небесных объектов).
К сожалению, трудности количественного определения содержания газов в атмосферах планет-гигантов этим не исчерпываются. Если бы атмосфера такой планеты состояла только из смеси газов и не содержала частиц, более крупных, чем молекулы, и если бы планета имела твердую поверхность, все было бы гораздо проще. Но на планетах-гигантах дело обстоит иначе. Во-первых, вообще неясно, имеется ли где-либо в глубинах этих тел то, что мы вправе назвать твердой поверхностью. Даже если такая поверхность существует, она может находиться столь глубоко, что оптическое излучение не в состоянии пробиться до нее сквозь толщу атмосферы.
Во-вторых, и это главное, присутствие в атмосферах планет-гигантов (Уран и Нептун в этом отношении не исключение) облачных слоев (из сконденсированных газов) и дымки, которая может состоять как из конденсата, так и из пылевых частиц. Такие аэрозольные частицы могут довольно сильно поглощать и рассеивать входящее в планетную атмосферу солнечное излучение. Поэтому световые кванты не просто пронизывают атмосферу до основания, испытывая лишь относительно небольшое рассеяние на молекулах и поглощение ими в отдельных участках спектра, но и еще в значительной степени рассеиваются в разных направлениях и многократно (а отчасти и поглощаются) атмосферными аэрозолями.
Эффективная толща газа, проходимая световыми квантами при многократном рассеянии на аэрозолях, получается намного больше, чем в случае чисто газовой атмосферы. Соответственно усиливаются и молекулярные полосы поглощения, так что их видимая интенсивность уже не характеризует прямым образом количество того или иного газа в атмосфере планеты. Наблюдаемые в спектрах Урана и Нептуна квадрупольные линии по своей интенсивности эквивалентны линиям поглощения, создаваемого толщей молекулярного водорода не менее 500 км, если считать, что весь водород собран в слой, однородный по плотности и находящийся при давлении 1 атм и температуре 273 К.
Таким образом, в доступной оптическим измерениям зоне атмосфер обеих планет водорода действительно много, а различие в интенсивностях линий на Уране и Нептуне вызвано, скорее всего, разными условиями формирования этих линий (из-за большего или меньшего количества аэрозолей в атмосферах и по другим причинам), а не тем, что, скажем, на Нептуне меньше водорода, чем в атмосфере Урана.
Пока, к сожалению, нельзя ответить определенно на один очень важный вопрос: есть ли в атмосферах этих планет гелий и каково его содержание по отношению к водороду. Сейчас известно более или менее достоверно, что на Юпитере на долю гелия приходится около 13- 15% от общего числа молекул в атмосфере планеты. По измерениям с космического аппарата "Вояжер-1" относительное содержание гелия на Сатурне как будто получается меньше - около 6%. По аналогии с этими планетами можно предполагать, что примерно в такой же относительной концентрации должен присутствовать гелий и в атмосферах Урана и Нептуна.
Отношение содержаний водорода и гелия, которое у планет-гигантов близко к характерному для Солнца, представляет собой один из основных параметров, характеризующих состав этих планет и свойства их атмосфер. Дело в том, что, во-первых, этими газами и определяется прежде всего средний молекулярный вес атмосферы, от величины которого в значительной мере зависит вертикальное распределение давления, плотности и температуры, а, во-вторых, прозрачность или непрозрачность атмосферы для теплового инфракрасного излучения планеты связана главным образом с водородным поглощением, которое обусловлено столкновениями молекул водорода между собой и с атомами гелия.
Несмотря на то что полосы поглощения метана в спектрах Урана и Нептуна не только хорошо заметны, но и имеют весьма значительную интенсивность, пока не удалось получить вполне надежных оценок относительного количества этого газа в атмосферах обеих планет. Из того, что видимое метановое поглощение у Урана и Нептуна гораздо больше, чем наблюдаемое в спектрах Юпитера и Сатурна, еще нельзя сделать вывод о существенно более высоком содержании метана, хотя первоначально думали именно так. Основной причиной усиленного метанового поглощения, скорее всего, является большая глубина проникновения солнечного излучения в атмосферы Урана и Нептуна.
Это вполне возможно, если облачные слои (которые, по-видимому, есть и на этих планетах) имеют меньшие плотность и вертикальную протяженность, чем на Юпитере и Сатурне. Плотность газовой атмосферы растет с глубиной, т. е. при этом увеличивается число молекул в единице объема. Соответственно повышаются и коэффициенты поглощения излучения молекулами метана, относящиеся к единичному объему. С глубиной все большую роль начинают играть и процессы многократного рассеяния, причем не только на аэрозольных частицах, но и на молекулах. Все это приводит к значительному возрастанию среднего пути, пробегаемого квантами внутри атмосферы до их выхода из нее.
Однако чем больше этот путь, тем выше вероятность поглощения кванта попавшейся на пути молекулой метана. Таким образом, увеличение эффективной глубины проникновения излучения в атмосферу и процессы многократного рассеяния в сравнительно глубоких слоях атмосферы вполне могут вызвать наблюдаемое усиление полос поглощения в спектрах Урана и Нептуна даже при почти таком же относительном содержании метана, как в атмосферах Юпитера и Сатурна.
Количественные оценки относительного содержания метана по интенсивности полос поглощения, естественно, зависят от того, какое вертикальное распределение аэрозоля в атмосфере планеты принято для расчетов. Действительно, если мы предположим, что на некоторой глубине лежит очень плотный и оптически малопрозрачный облачный слой, наблюдаемые интенсивности полос дадут нам высокое содержание СН4, поскольку в этом случае оно будет относиться практически только к зоне атмосферы над этим плотным облачным слоем. И наоборот, в предположении многократного рассеяния в малоплотном (но протяженном по высоте) слое аэрозоля содержание метана должно получиться гораздо меньшим.
Кроме исходных предположений о модели структуры атмосферы, нужно знать еще и коэффициенты поглощения метана в разных длинах волн, что может быть найдено только из лабораторных исследований. Такие исследования придостаточно высоких концентрациях и больших оптических путях были проделаны в лабораторных установках лишь совсем недавно в видимой и в ближней инфракрасной областях спектра. Только для более далекой инфракрасной области спектра исследования метанового поглощения были проведены гораздо раньше (в 60-х годах).
Сопоставление спектров планет с результатами лабораторных исследований дали значения относительного содержания метана (в основном для Урана), лежащие в пределах от 0,01 до 0,003, т. е. количество метана по отношению к молекулярному водороду оценивается в пределах от 1 до 0,3%. Интересно отметить, что даже минимальные значения приводят к выводу о повышенном содержании углерода в атмосферах планет-гигантов по сравнению с характерным для химического состава солнечной фотосферы.
Поскольку, в общем, состав планет-гигантов качественно очень сходен с составом Солнца (главные компоненты - водород и гелий), важно знать, есть ли различия в относительном содержании элементов в самом Солнце и в планетах, сформировавшихся в периферийных частях протопланетного облака. Как оказалось, отношение содержаний углерода и водорода (С/Н), на Солнце близкое к 1/2500, в атмосферах планет-гигантов по крайней мере в 3 раза больше (по некоторым оценкам, для Урана даже в 10-12 раз).
Пока из оптических наблюдений не удалось установить наличие в атмосферах Урана и Нептуна такого газа, как аммиак (NH3), из кристаллов которого в основном образованы облака на Юпитере и Сатурне. Правда, уже на Сатурне аммиак с трудом обнаруживается по спектральным наблюдениям. Дело в том, что с падением температуры ниже 239 К аммиак может переходить в жидкую фазу, а при температурах менее 125 К - замерзать, и поэтому в холодных слоях атмосфер его почти не остается в газообразном состоянии. В еще более холодных атмосферах Урана и Нептуна газообразный аммиак если и есть, то только на очень больших глубинах, куда не проникает оптическое излучение.
Мы уже упоминали о том, что в последние годы как по наземным наблюдениям, так и по измерениям с космических аппаратов на Юпитере и частично на Сатурне был открыт целый ряд химических соединений: этан (С2Н6), ацетилен (С2Н2), водяной пар (Н20), фосфен (РН3), моноокись углерода (СО). Есть сообщения об обнаружении полос и линий поглощения циановодорода (HCN), тетрагидрида германия (GeH4), сероводорода (H2S). Большинство этих соединений отождествлено по полосам и линиям поглощения или излучения в далекой инфракрасной области спектра (от 7 до 20 мкм). Для Урана и Нептуна эта область спектра изучена пока значительно хуже из-за малой яркости самих планет и отчасти из-за сильного поглощения в фундаментальных полосах метана, приходящихся на области спектра вблизи длин волн 3,3 и 7,7 мкм.
Тем не менее сейчас имеются довольно определенные указания на то, что в верхней атмосфере Нептуна должен присутствовать этан. Вблизи длины волны 12,2 мкм Ф. Джиллет и Дж. Рике на обсерватории Китт-Пик и независимо В. Мэйси и. В. Синтон на обсерватории Мауна-Кеа обнаружили повышенное излучение у Нептуна, а в этом участке спектра как раз и находится эмиссионная полоса этана, наблюдаемая в спектрах Юпитера и Сатурна. Однако на Уране никакого повышения теплового излучения вблизи 12 мкм не зарегистрировано.
Вероятно, в дальнейшем будут обнаружены и другие химические соединения на Уране и Нептуне, пока же состав атмосфер далеких планет известен нам не так полно (что, впрочем, можно сказать и о двух других планетах- гигантах).
| << Предыдущая глава | Следующая глава >> |
