Оптический диапазон
Температурная эмиссия Юпитера. Получено с телескопа IRTF, Обсерватория Мауна-Кеа, Гавайи, 5 апреля 2007 г.
Однако молекулы водорода и гелия не имеют дипольного момента, а значит, абсорбционные линии этих элементов незаметны до того момента, пока поглощение за счёт ударной ионизации не станет доминировать. Это с одной стороны, с другой — эти линии образуются в самых верхних слоях атмосферы и не несут информацию о более глубоких слоях. Поэтому самые надёжные данные по обилию гелия и водорода на Юпитере получены со спускаемого аппарата «Галилео»[4].
Что же касается остальных элементов, то при их анализе и интерпретации тоже возникают трудности. Пока что нельзя с полной уверенностью сказать, какие процессы происходят в атмосфере Юпитера и насколько сильно они влияют на химический состав — как во внутренних областях, так и во внешних слоях. Это создаёт определённые трудности при более детальной интерпретации спектра. Однако считается, что все процессы, способные тем или иным образом влиять на обилие элементов, локальны и сильно ограничены, так что они не способны глобально изменить распределения вещества[5].
Также Юпитер излучает (в основном в инфракрасной области спектра) на 60 % больше энергии, чем получает от Солнца[6][7][8]. За счёт процессов, приводящих к выработке этой энергии, Юпитер уменьшается приблизительно на 2 см в год[9].
Гамма-диапазон
Излучение Юпитера в гамма-диапазоне связано с полярным сиянием, а также с излучением диска[10]. Впервые зарегистрировано в 1979 году космической лабораторией имени Эйнштейна.
На Земле области полярных сияний в рентгене и ультрафиолете практически совпадают, однако, на Юпитере это не так. Область рентгеновских полярных сияний расположена гораздо ближе к полюсу, чем ультрафиолетовых. Ранние наблюдения выявили пульсацию излучения с периодом в 40 минут, однако, в более поздних наблюдениях эта зависимость проявляется гораздо хуже.
Ожидалось, что рентгеновский спектр авроральных сияний на Юпитере схож с рентгеновским спектром комет, однако, как показали наблюдения на Chandra, это не так. Спектр состоит из эмиссионных линий с пиками у кислородных линий вблизи 650 эВ, у OVIII линий при 653 эВ и 774 эВ, а также у OVII на 561 эВ и 666 эВ. Существуют также линии излучения при более низких энергиях в спектральной области от 250 до 350 эВ, возможно, они принадлежат сере или углероду[11].
Гамма-излучение, не связанное с полярным сиянием, впервые было обнаружено при наблюдениях на ROSAT в 1997 году. Спектр схож со спектром полярных сияний, однако в районе 0,7—0,8 кэВ[10]. Особенности спектра хорошо описываются моделью корональной плазмы с температурой 0,4—0,5 кэВ с солнечной металличностью, с добавлением эмиссионных линий Mg10+ и Si12+. Существование последних, возможно, связано с солнечной активностью в октябре-ноябре 2003 года[10].
Наблюдения космической обсерватории XMM-Newton показали, что излучение диска в гамма-спектре — это отражённое солнечное рентгеновское излучение. В отличие от полярных сияний, никакой периодичности изменения интенсивности излучения на масштабах от 10 до 100 мин обнаружено не было.
Радионаблюдения
Радиоизображение Юпитера: яркие области (белые) — радиоизлучение радиационных поясов.
Всплески происходят в диапазоне частот от 5 до 43 МГц (чаще всего около 18 МГц), в среднем их ширина составляет примерно 1 МГц. Длительность всплеска невелика: от 0,1—1 с (иногда до 15 с). Излучение сильно поляризовано, особенно по кругу, степень поляризации достигает 100 %. Наблюдается модуляция излучения близким спутником Юпитера Ио, вращающимся внутри магнитосферы: вероятность появления всплеска больше, когда Ио находится вблизи элонгации по отношению к Юпитеру. Монохроматический характер излучения говорит о выделенной частоте, скорее всего гирочастоте. Высокая яркостная температура (иногда достигает 1015 K) требует привлечения коллективных эффектов (типа мазеров)[12].
Радиоизлучение Юпитера в миллиметровом — короткосантиметровом диапазонах имеет чисто тепловой характер, хотя яркостная температура несколько выше равновесной, что предполагает поток тепла из недр. Начиная с волн ~9 см Tb (яркостная температура) возрастает — появляется нетепловая составляющая, связанная с синхротронным излучением релятивистских частиц со средней энергией ~30 МэВ в магнитном поле Юпитера; на волне 70 см Tb достигает значения ~5×104 K. Источник излучения расположен по обе стороны планеты в виде двух протяжённых лопастей, что указывает на магнитосферное происхождение излучения[12] [13].
Вычисление гравитационного потенциала
Из наблюдений движения естественных спутников, а также из анализа траекторий космических аппаратов можно восстановить гравитационное поле планеты. В свою очередь, поле зависит от массы планеты, её экваториального радиуса и момента инерции. В общем виде гравитационный потенциал представляется в виде полиномов Лежандра высших порядков[5]:| Jn | J2 | J4 | J6 |
|---|---|---|---|
| Значение | 1.4697×10−2 | −5.84×10−4 | 0.31×10−4 |
- где G — гравитационная постоянная, M — масса планеты, r — расстояние вне планеты, Req — экваториальный радиус, Pi — полином Лежандра i-го порядка, Ji — коэффициент разложения i-го порядка.
Кроме того, при обработке данных приходится постулировать верность теории о движении Галлилеевых спутников вокруг центра Юпитера. Для точных вычислений большой проблемой является также учёт ускорения, имеющего негравитационный характер[15].
По характеру гравитационного поля также можно судить о внутреннем строении планеты[16].
Комментариев нет:
Отправить комментарий