Наглядную модель поля Урана можно представить, если вставить в мячик под углом 60° к горизонтали стержневой магнит и вращать мячик вокруг горизонтальной оси. С каждым оборотом направление поля в «магнитосфере» будет меняться дважды.
Существует несколько гипотез о природе такой необычной магнитосферы; в частности, предполагалось, что она связана с положением полярной оси. Но против этого имеется интересное возражение. По существу, необычно только положение полярной оси относительно Солнца. Поле возбуждается в глубоких слоях планеты, которые не могут «знать», где находится Солнце, так как приливные силы в теле Урана совершенно ничтожны.
В действительности, объяснения требует тот факт, что у Земли, Сатурна и Юпитера магнитные поля имеют четко выраженные два полюса, расположенные приблизительно на оси вращения планеты, а у магнитных полей Урана и Нептуна нет строгой дипольной структуры, и линия основных полюсов сильно наклонена к оси вращения: на Уране примерно на 59°, а на Нептуне — на 47°. Для объяснения этого явления предлагалось несколько механизмов, но ни один не получил признания. Однако в 2004 г. планетологи С. Стенли и Дж. Блоксем (Гарвардский университет, США) с помощью численной модели показали, что изменяя параметры внутренней структуры планеты, можно «создать» магнитное поле, подобное полям Урана и Нептуна.
Все модели генерации магнитных полей планет состоят из одних и тех же компонентов: они содержат зону электропроводящей жидкости и источник энергии, обеспечивающий движение этой жидкости. Например, модель поля Земли учитывает ее богатую железом жидкую внешнюю часть ядра (электропроводящая жидкость) и охлаждение поверхности (или радиоактивное нагревание внутренних слоев), стимулирующее конвективные потоки в недрах планеты. Другой необходимый элемент — вращение планеты, организующее движение жидкости: упорядоченное движение проводящей жидкости может возбудить крупномасштабное магнитное поле, а хаотическое движение жидкости его разрушает. И только когда все эти условия соблюдены — в модели или в планете, — движущаяся электропроводящая жидкость превращается в динамо-машину, генерирующую магнитное поле.
Для планет земного типа конвективные движения обычно моделируются в толстой вращающейся оболочке из жидкого проводника, которая окружает относительно небольшое твердое электропроводящее ядро. В результате получается дипольное магнитное поле, как у магнитного стержня, вытянутого вдоль оси вращения планеты. Эта ситуация характерна как для Земли, так и для гигантов — Юпитера и Сатурна. У них очень маленькое твердое ядро окружено толстым конвективным слоем металлического водорода. Но такая модель не может описать все особенности полей Урана и Нептуна.
Стенли и Блоксем построили численную модель динамоэффекта, воспроизводящую эти особенности. Они предположили, что вместо толстой конвективной оболочки и твердого ядра Уран и Нептун имеют тонкий внешний конвективный слой ионизованной жидкости, окружающий внутренний жидкий ионизованный «океан», лишенный конвективного движения. Эта модель основана на детальных расчетах, показавших, что при наблюдаемых низких тепловых потоках из недр этих планет конвективные движения могут возникать только в тонких приповерхностных слоях Урана и Нептуна, протяженность которых составляет 20—25% радиуса планеты.
В модели Стенли и Блоксема действительно генерируются поля, подобные наблюдаемым на Уране и Нептуне. К сожалению, в ближайшие годы не запланированы экспедиции к этим планетам, поэтому не будет возможности уточнить структуру их магнитных полей. Но важно уже то, что модель демонстрирует способность одного базового процесса — конвекции во вращающейся сферической оболочке с электропроводящей жидкостью — объяснять основные структуры всех планетных магнитных полей в Солнечной системе.
Солнечное освещение вблизи Урана в 370 раз слабее, чем вблизи Земли. Особенно это ощущалось при поиске и телевизионной съемке таких темных объектов, как кольца Урана. Их открыли в 1977 г. с самолетной астрономической обсерватории «Койпер» (NASA) при наблюдении покрытия Ураном звезды. У планеты оказалось 9 чрезвычайно узких, сравнительно плотных колец и ряд диффузных образований той же природы. Кольца находятся близко к планете, в пределах 25,5 тыс. км. над облачным слоем. Они оказались непохожими на кольца Сатурна: узкими с очень широкими интервалами между ними. Общей массы материала в кольцах хватило бы лишь на самый маленький спутник, диаметром 15 км. (у колец Сатурна объем материала в 1000 раз больше). Кольца Урана очень темные. Даже вблизи их можно видеть только при благоприятных условиях. Вся группа занимает интервал высот всего в 9,3 тыс. км. Самое широкое — внешнее асимметричное кольцо ε шириной 32 км., со средним радиусом 51150 км., самое узкое — третье снаружи кольцо γ шириной 600 м. Порядок колец следующий: ε, δ, γ, η, β, α, 4, 5, 6. В отличие от колец Сатурна и особенно Юпитера, кольца Урана почти не содержат пылевых частиц. Это глыбовые кольца с размерами отдельных элементов в несколько метров. Куски в 10 см. встречаются редко. Темный цвет их поверхности, по-видимому, определяется их положением в поясах заряженных частиц и постоянной бомбардировкой последними.
Частицы планетных колец, даже обращающиеся на одинаковом среднем расстоянии от центра, приобретают из-за возмущений небольшую относительную скорость и сталкиваются иногда между собой, что рано или поздно приводит к их разрушению.
Косвенно это подтверждает слабое, вероятно, остаточное кольцо Юпитера. Набравшись смелости, можно предположить, что есть даже историческое свидетельство разрушения колец. В своем дневнике наблюдений 16 марта 1789 г., спустя ровно 8 лет после открытия Урана, Гершель изобразил Уран с кольцами и приписал: «Кольцо короткое, не такое, как у Сатурна». Астрономы считают эту запись ошибкой: увидеть кольцо в его нынешнем виде Гершель не мог. Но вот что удивляет: кольцо у него показано в том ракурсе и на том месте, где оно действительно находилось в 1789 г. Не значит ли это, что кольцо обветшало всего за 200 лет?
Глава XНЕПТУН
Широко известна история открытия Нептуна в 1846 г.: следуя вычислениям Урбена Леверье (1811—1877), его обнаружили Иоганн Готфрид Галле (1812—1910) и Генрих Луи Д’Арре (1822—1875). Но есть свидетельства, что его видели и раньше. За 234 года до фактического открытия Нептуна его заметил Галилей, наблюдая спутники Юпитера и фиксируя их положение относительно звезд. 28 декабря 1612 г. Галилей отметил рядом с Юпитером две звезды. Спустя месяц, 28 января 1613 г., он вновь сравнил их положение и записал в дневнике: «за неподвижной звездой следует другая, по той же прямой линии… которая наблюдалась вчера ночью, но тогда они отстояли дальше друг от друга». Только через 366 лет, когда современные исследователи заинтересовались, что же видел Галилей, выяснилось, что одной из «звезд» был Нептун.
Другая историческая запись относится к 1670 г., когда Джон Флемстид (1646—1719) нанес Нептун на карту, приняв его за звезду.
В августе 1989 г. аппарат США «Вояджер-2» вышел к Нептуну и провел большую программу наблюдений. Его сближение с планетой превратилось в торжество исследований космоса. По существу, миссия «Вояджера» привела к полному обновлению сведений обо всем семействе планет-гигантов. За время полета аппарат передал в целом 115 тыс. телевизионных снимков, в том числе 9 тыс. — в сближении с Нептуном.
Один из лучших снимков Нептуна, сделанных «Вояджером», приведен на рис. Планета имеет характерную аквамариновую окраску, еще более глубокого тона, чем у Урана. Это объясняется присутствием сильных метановых полос поглощения в красной части спектра. Метан в атмосфере Нептуна (как и у других планет-гигантов) составляет лишь малую примесь, около 1%. Атмосфера состоит главным образом из водорода и гелия, причем гелия больше, чем в атмосфере Урана: его доля около 15% или даже чуть больше (но заведомо меньше 25%). Почти все остальное — водород. Высота атмосферы может достигать 3—5 тыс. км., а давление на ее дне 200 кбар. Для перехода водорода в жидкомолекулярное состояние, как у Юпитера, этого недостаточно.