Есть ли жизнь на других планетах?

Тем не менее, как показывают исследования, сезонные изменения на Уране не всегда зависят от факторов, указанных выше. В период своего предыдущего «северного солнцестояния» в 1944 году у Урана поднялся уровень яркости в области северного полушария — это показало, что оно не всегда было тусклым. Видимый, обращённый к Солнцу полюс во время солнцестояния набирает яркость и после равноденствия стремительно темнеет. Детальный анализ визуальных и микроволновых измерений показал, что увеличение яркости не всегда происходит во время солнцестояния. Также происходят изменения в меридианном альбедо. Наконец, в 1990-е годы, когда Уран покинул точку солнцестояния, благодаря космическому телескопу «Хаббл» удалось заметить, что южное полушарие начало заметно темнеть, а северное — становиться ярче, в нём увеличивалась скорость ветров и становилось больше облаков, но прослеживалась тенденция к прояснению. Механизм, управляющий сезонными изменениями, всё ещё недостаточно изучен. Около летних и зимних солнцестояний оба полушария Урана находятся либо под солнечным светом, либо под тьмой открытого космоса. Прояснения освещённых солнцем участков, как предполагают, происходят из-за локального утолщения тумана и облаков метана в слоях тропосферы. Яркое кольцо на широте в −45° также связано с облаками метана. Другие изменения в южной полярной области могут объясняться изменениями в более низких слоях. Вариации изменения интенсивности микроволнового излучения с планеты, по всей видимости, вызваны изменениями в глубинной тропосферной циркуляции, потому что толстые полярные облака и туманы могут помешать конвекции. Когда близится день осеннего равноденствия, движущиеся силы изменяются, и конвекция может произойти снова.

В 1986 году космический аппарат НАСА «Вояджер-2» по пролётной траектории пересёк орбиту Урана и прошёл в 81 500 км от поверхности планеты. Это единственное в истории космонавтики посещение окрестностей Урана. «Вояджер-2» стартовал в 1977 году, до пролёта мимо Урана провёл исследования Юпитера и Сатурна (а позднее — и Нептуна). Аппарат провёл изучение структуры и состава атмосферы Урана, исследовано магнитное поле и строение магнитосферы и, в особенности, «магнитного хвоста», вызванного поперечным вращением.

В настоящее время НАСА планирует запуск аппарата Uranus orbiter and probe в 2020-х годах.

В предложении, представленном Европейскому космическому агентству группой из 168 учёных, описывается путешествие к внешней части Солнечной системы, в котором конечной целью является планета Уран. Миссия названа Uranus Pathfinder. Она позволит изучить уникальный химический состав планеты, её кольца и спутники, а также раскрыть несколько самых важных тайн планеты. Эта миссия, в свою очередь, будет способствовать увеличению наших знаний о Солнечной системе. Руководитель проекта рассказал, что мотивацией к этой миссии является исследование гигантских внешних областей Солнечной системы, о которых мы очень мало знаем. В зависимости от размеров корабля, миссия может занять от 8 до 15 лет, чтобы достичь места назначения. Команда надеется, что миссия Uranus Pathfinder может быть запущена в 2021 году.

Исследование  Нептуна

Согласно зарисовкам, Галилео  Галилей наблюдал Нептун 28 декабря 1612 года, а затем 29 января 1613 года. Однако в обоих случаях Галилей принял планету за неподвижную звезду в  соединении с Юпитером на ночном небе. Поэтому открытие Нептуна не приписывают  Галилею.

Обнаруженный 23 сентября 1846 года, Нептун стал первой планетой, открытой благодаря математическим расчётам, а не путём регулярных наблюдений. Обнаружение непредвиденных изменений  в орбите Урана породило гипотезу о неизвестной планете, гравитационным возмущающим влиянием которой они  и обусловлены. Нептун был найден в пределах предсказанного положения. Вскоре был открыт и его спутник  Тритон, однако остальные 12 спутников, известные ныне, были неизвестны до XX века. Нептун был посещён лишь одним  космическим аппаратом, «Вояджером-2», который пролетел вблизи от планеты 25 августа 1989 года.

Ближе всего к Нептуну  «Вояджер-2» подошёл 25 августа 1989 года. Так как Нептун был последней  крупной планетой, которую мог  посетить космический аппарат, было решено совершить близкий пролёт вблизи Тритона, не считаясь с последствиями  для траектории полёта. Схожая задача стояла и перед «Вояджером-1» —  пролёт вблизи Сатурна и его крупнейшего  спутника — Титана. Изображения  Нептуна, переданные на Землю «Вояджером-2», стали основой для появления  в 1989 году в Публичной телевещательной службе (PBS) программы на всю ночь под названием «Нептун всю ночь».

С июля по сентябрь 1989 года «Вояджер-2»  обнаружил 6 новых спутников Нептуна. Среди них примечателен спутник  Протей неправильной формы. Он примечателен тем, каким большим может быть тело его плотности, без стягивания в сферическую форму собственной  гравитацией. Второй по массе спутник Нептуна составляет лишь четверть процента от массы Тритона.

Четыре самые внутренние спутника Нептуна — Наяда, Таласса, Деспина и Галатея. Их орбиты так близки к Нептуну, что находятся в пределах его колец. Следующая за ними, Ларисса, была первоначально открыта в 1981 году при покрытии звезды. Сначала покрытие было приписано дугам колец, но когда «Вояджер-2» посетил Нептун в 1989 году, выяснилось, что покрытие было произведено спутником. Между 2002 и 2003 годом было открыто ещё 5 спутников Нептуна неправильной формы, что было анонсировано в 2004 году. Поскольку Нептун был римским богом морей, его спутники называют в честь меньших морских божеств.

Во время сближения  сигналы с аппарата шли до Земли 246 минут. Поэтому, по большей части, миссия «Вояджера-2» опиралась на предварительно загруженные команды  для сближения с Нептуном и  Тритоном, а не на команды с Земли. «Вояджер-2» совершил достаточно близкий  проход вблизи от Нереиды, прежде чем  прошёл всего в 4400 км от атмосферы  Нептуна 25 августа. Позднее в тот  же день «Вояджер» пролетел вблизи Тритона.

«Вояджер-2» подтвердил существование  магнитного поля планеты и установил, что оно наклонено, как и поле Урана. Вопрос о периоде вращения планеты был решён измерением радиоизлучения. «Вояджер-2» также  показал необычно активную погодную систему Нептуна. Было открыто 6 новых  спутников планеты и колец, которых, как оказалось, было несколько.

Около 2016 года НАСА планировала  послать к Нептуну КА «Нептун  Орбитер» (en:Neptune Orbiter). В настоящее время никаких предположительных дат старта не называется, и стратегический план исследования Солнечной системы больше не включает этот аппарат.

4. Происхождение и состав атмосфер планет

Атмосфера Меркурия

По сравнению с Землей у Меркурия нет такой большой  атмосферы. У наименьшей скалистой  планеты на поверхности действует  слабая сила тяжести, только 38% от земной. Горячие дневные температуры на поверхности до 800 градусов по Фаренгейту (приблизительно 450 градусов Цельсия) должны были давно испарить любые следы атмосферы Меркурия. Все же недавний полёт космического корабля MESSENGER ясно показал, что на Меркурии так или иначе сохраняется тонкий слой газа около его поверхности. Атмосфера   Меркурия  своеобразна и состоит, в основном, из кислорода, натрия и гелия. Из-за высокой температуры планеты атомы атмосферы все время улетучиваются в космос, но также постоянно пополняются за счет атомов, приносимых солнечным ветром.

Из-за очень сильного разрежения, понятие –  атмосфера   Меркурия , носит скорей условный характер, атмосферное давление  Меркурия  меньше земного в 500 000 000 000 раз, а это сравнимо с обыкновенным вакуумом.

Атмосфера Венеры

Атмосфера Венеры состоит  в основном из углекислого газа (96 %) и азота (почти 4 %). Водяной пар  и кислород содержатся в ней в  следовых количествах (0,02 % и 0,1 %). Венерианская атмосфера содержит в 105 раз больше газа чем земная. Давление у поверхности достигает 93 атм, температура — 750 К (475 °C). Это превышает температуру поверхности Меркурия, находящегося вдвое ближе к Солнцу. Причиной столь высокой температуры на Венере является парниковый эффект, создаваемый плотной углекислотной атмосферой. Плотность атмосферы Венеры у поверхности всего в 14 раз меньше плотности воды. Несмотря на медленное вращение планеты, перепада температур между дневной и ночной стороной планеты не наблюдается — настолько велика тепловая инерция атмосферы.

Атмосфера Венеры простирается до высоты 250 км.

Облачный покров расположен на высоте 30—60 км и состоит из нескольких слоёв. Химический состав облаков пока не установлен. Предполагается, что  в них могут присутствовать капельки концентрированной серной кислоты, соединения серы и хлора. Измерения, проведённые с борта космических  аппаратов, спускавшихся в атмосфере  Венеры, показали, что облачный покров не очень плотный, и, скорее, напоминает лёгкую дымку.

Атмосферу на Венере открыл М. В. Ломоносов 6 июня 1761 года (по новому стилю).

Во время пролёта «Galileo» мимо Венеры была проведена съёмка инфракрасным спектрометром NIMS, и неожиданно выяснилось, что на волнах длиной 1,02, 1,1 и 1,18  мкм сигнал коррелирует с топографией поверхности, то есть для соответствующих частот существуют «окна», через которые видно поверхность Венеры.

В ультрафиолетовом свете  облачный покров выглядит как мозаика  светлых и тёмных полос, вытянутых  под небольшим углом к экватору. Их наблюдения показывают, что облачный покров вращается с востока на запад с периодом 4 суток. Это означает, что на уровне облачного покрова  дуют ветры со скоростью 100 м/с.

О нерешённых проблемах, связанных  с атмосферой планеты, высказался сотрудник  Института исследований Солнечной системы Общества Макса Планка (ФРГ) Дмитрий Титов: «Практически вся её атмосфера вовлечена в один гигантский ураган: она вращается вокруг планеты со скоростью, достигающей 120—140 метров в секунду у верхней границы облаков. Мы пока совершенно не понимаем, как это происходит, и что поддерживает это мощнейшее движение. Ещё один пример: известно, что основной серосодержащий газ на Венере — это двуокись серы. Но когда мы начинаем моделировать химию атмосферы на компьютере, то выясняется, что двуокись серы должна быть «съедена» поверхностью в течение геологически короткого времени. Этот газ должен исчезнуть, если нет какой-то постоянной подпитки. Её приписывают, как правило, вулканической активности.»

В атмосфере Венеры молнии бьют в два раза чаще, чем в земной. Это явление получило название «электрический дракон Венеры». Природа такой электрической активности пока неизвестна. Впервые этот феномен был зафиксирован аппаратом «Венера-2». Причём обнаружили его как помехи в радиопередаче.

По данным советского аппарата «Венера-8», освещённость у поверхности  планеты при нахождении Солнца над  горизонтом с углом 5,5° составляет 350±150 люкс, то есть, незначительная часть  солнечного излучения достигает  поверхности планеты. При нахождении Солнца в зените освещённость составляет уже 1000—3000 люкс. На Венере никогда не бывает ясных дней.

По данным аппарата «Венера-экспресс»  было установлено наличие озонового  слоя в атмосфере Венеры. В отличие  от земного он располагается на высоте около 100 км и содержит в несколько  раз меньше озона чем земной. Предполагается, что озоновый слой на Венере образуется под действием солнечного излучения из углекислого газа. Учёные подчёркивают, что концентрация озона в атмосфере Венеры характерна для неорганического сценария образования.

Атмосфера Марса

Атмосфера Марса, состоящая  в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности  Марса в 160 раз меньше земного  — 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.

По данным НАСА (2004), атмосфера  Марса состоит на 95,32 % из углекислого  газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 210 ppm водяного пара, 0,08 % угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2,5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm[2] (состав приведён в объёмных долях).

По данным спускаемого  аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской  атмосфере было определено около 1—2 % аргона, 2—3 % азота, а 95 % — углекислый газ.[20] Согласно данным АМС «Марс-2»  и «Марс-3», нижняя граница ионосферы  находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1,7·105 электрон/см3 расположен на высоте 138 км, другие два  максимума находятся на высотах 85 и 107 км.

Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4,6·103 электрон/см3, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км.

Атмосфера Юпитера

Температура в атмосфере  не растёт монотонно. В ней, как и  на Земле, можно выделить экзосферу, термосферу, стратосферу, тропопаузу, тропосферу. В самых верхних слоях  температура велика; по мере продвижения  вглубь давление растёт, а температура  падает до тропопаузы; начиная с  тропопаузы, и температура, и давление растут по мере продвижения вглубь. В отличие от Земли, на Юпитере  нет мезосферы и соответствующей  ей мезопаузы.

В термосфере Юпитера происходит довольно много интересных процессов: именно здесь планета теряет излучением значительную часть своего тепла, именно здесь формируются полярные сияния, именно тут формируется ионосфера. За её верхнюю границу взят уровень  давления в 1 нбар. Наблюдаемая температура термосферы 800—1000 К, и на данный момент этот фактический материал до сих пор не получил объяснения в рамках современных моделей, так как в них температура не должна быть выше примерно 400 К. Охлаждение Юпитера тоже нетривиальный процесс: трёхатомный ион водорода (H3+), кроме Юпитера найденный только на Земле, вызывает сильную эмиссию в средней инфракрасной части спектра на длинах волн между 3 и 5 мкм.

Согласно непосредственным измерениям спускаемого аппарата, верхний  уровень непрозрачных облаков характеризовался давлением в 1 атмосферу и температурой −107 °C; на глубине 146 км — 22 атмосферы, +153 °C. Также «Галилео» обнаружил  «тёплые пятна» вдоль экватора. По-видимому, в этих местах слой внешних облаков  тонок, и можно видеть более тёплые внутренние области.