Путешествие по недрам планет

Магнитосфера Юпитера простирается от его поверхности до границ, удаленных от планеты на 6 млн. км (это почти 90 радиусов Юпитера). Неудивительно, что вокруг Юпитера обнаружены громадные радиационные пояса протяженностью до 2,5 млн. км. Они примерно в 40 000 раз интенсивнее земного радиационного пояса и излучают мощные радиоволны, обнаруженные еще на заре радиоастрономии в 1955 г. Читатель не ошибется, если предположит, что полярные сияния необычных масштабов и интенсивности — обычные явления на Юпитере. Действительно, они с полной определенностью зафиксированы с Земли. Таков вкратце общий внешний облик Юпитера, по которому приходится судить о его внутреннем строении. Впрочем, о недрах планет позволяют косвенно судить еще ряд величин, которые получают из непосредственных наблюдений.

Об одной из них мы уже упоминали. Это — сжатие, или, точнее, полярное сжатие планеты, равное отношению разности экваториального и полярного радиусов к экваториальному радиусу. Как показывает теория, оно зависит не только от скорости вращения планеты и ее плотности, но и от распределения этой плотности внутри планеты. Скажем, если бы Земля обладала равномерной, повсюду одинаковой плотностью, то ее сжатие было бы равно 1/230. В другом варианте можно представить себе Землю, в центре которой была бы сосредоточена почти вся ее масса. Этому случаю соответствует сжатие 1/576. Реальное сжатие Земли (1/298) показывает, что плотность слагающего ее вещества возрастает от поверхности к центру.

Средняя плотность планеты — параметр, сравнительно легко определяемый из астрономических наблюдений. Масса планет оценивается по третьему закону Кеплера, или по гравитационному воздействию планет на пролетающие вблизи тела (кометы, космические станции). По угловым измерениям определяют расстояние планеты от Земли и ее объем. Частное от деления массы на объем планеты и есть ее средняя плотность. По ней можно судить о веществе исследуемой планеты.

О том, как нарастает плотность вещества планеты по мере приближения к ее центру, позволяет судить так называемый безразмерный момент инерции. Как известно, момент инерции во вращательном движении играет ту же роль, что и масса в поступательном. Если материальная точка массой m обращается вокруг центра О на расстоянии r, то ее моментом инерции J₀ называется произведение mr². Найдем момент количества движения mvr, которым обладает материальная точка m с линейной скоростью v и угловой : mvr = mr² = J₀. Если система консервативна, т. е. не подвержена действию внешних сил, то по закону сохранения момента количество движения J₀ = const. Отсюда следует, что чем меньше момент инерции J₀, тем больше угловая скорость . Этот факт проявляется во многих случаях. Когда, например, фигурист, закружившись, хочет замедлить свое вращение, он раздвигает руки в стороны. Наоборот, для ускорения вращения ему приходится сложить руки по швам. Подобно этому и спортсмены, совершающие сальто, сжимаются в комок как можно плотнее, чтобы быстрее совершить оборот. Таким образом, момент инерции характеризует распределение массы тела относительно его оси вращения и для консервативных систем он определяет скорость вращения.

Для шара радиуса R и массы М момент инерции J относительно его оси вращения J = kMR², где коэффициент k — безразмерный момент инерции. Оказывается, его значение зависит от распределения плотности внутри шара. Для однородного шара k — 0,4, для планет с уплотнением к центру этот коэффициент меньше. Значение k можно определить по движению спутников у тех планет, где они есть. Так, например, для Земли k = 0,33, для Юпитера k = 0,26. Из этого следует, что повышение плотности к центру Юпитера более значительно, чем у Земли.

На основе всех известных внешних данных о планете теоретически строится ее модель. Задача эта не имеет однозначного решения. Каждая из моделей строится прежде всего на основе предположений о химическом составе планеты в целом. В этом уже есть неопределенность, так как непосредственное определение химического состава возможно лишь для самых поверхностных слоев планет. Построенная модель планеты должна давать такое распределение масс с глубиной, которое отвечало бы измеренным сжатию, моменту инерции, средней плотности и, наконец, всему тому, что доступно непосредственным наблюдениям.

Ясно, что построение моделей планет — задача очень сложная, и решаться она может по-разному, с различной степенью приближения к действительности. Еще в 1950–1951 гг. советские астрономы академик В.Г. Фесенков и профессор А.Г. Масевич построили удачные модели всех планет-гигантов. По их вычислениям получалось, что наблюдаемые свойства этих планет легче всего объяснить, если предположить, что на 75–85 % они состоят из водорода и на 15–25 % — из гелия. Примеси остальных более тяжелых химических элементов в лучшем случае составляют несколько процентов или, скорее, доли процента. Этот теоретический прогноз оказался на редкость удачным и хорошо соответствовал последним данным о планетах-гигантах.