Міністерство освіти РФ

Курський електромеханічний технікум

реферат з предмету: Фізика на тему: Планети-гіганти

виконав: студентка гр. ТЕП-11

Рюмшина Ю.Н.
Перевірив: викладач фізики

Шевцова С.А.

Курськ-2001

План

1. Планети-гіганти

2. Супутники планет-гігантів і Плутон

3. Склад і будова супутників планет-гігантів

4. Список використаної літератури

Планети-гіганти

Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун представляють юпітерову групу планет,або групу планет-гігантів, хоча їхні великі діаметри не єдина риса,відрізняє ці планети від планет земної групи. Планети-гіганти маютьневелику щільність, короткий період добового обертання і, отже,значне стискання біля полюсів; їх видимі поверхні добре відображають, або,інакше кажучи, розсіюють сонячні промені.

Вже досить давно встановили, що атмосфери планет-гігантів складаютьсяз метану, аміаку, водню, гелію. Смуги поглинання метану й аміаку вспектрах великих планет видно у величезній кількості. Причому з переходом від
Юпітера до Нептуна метанові смуги поступово посилюються, а смуги аміакуслабнуть. Основна частина атмосфер планет-гігантів заповнена густимихмарами, над якими тягнеться досить прозорий газовий шар, де
«Плавають» дрібні частинки, ймовірно, кристали замерзлих аміаку й метану.

Цілком природно, що серед планет-гігантів найкраще вивчені дванайближчі до нас - Юпітер і Сатурн.

Оскільки Уран і Нептун зараз не привертають до себе особливогоуваги вчених, зупинимося детальніше на Юпітер і Сатурн. До того жзначна частина питань, які можна вирішити у зв'язку з описом
Юпітера й Сатурна, відноситься також і до Нептуна.

Юпітер є однією з найбільш дивних планет Сонячноїсистеми, і ми приділяємо йому значно більше уваги, ніж Сатурна.
Неабияким у цій планеті є не її смугасте тіло з досить швидкимпереміщенням темних смуг і зміною їх ширини і не величезне червонепляма, діаметр якого близько 60 тис. км., що змінює час від часу свійколір і яскравість, і, нарешті, не його «панівне» за розміром і масоюстановище в планетної родині. Надзвичайна полягає в тому, що Юпітер, якпоказали Радіоастрономічні спостереження, є джерелом не тількитеплового, а й так званого нетеплове радіовипромінювання. Взагалі дляпланет, яким притаманні спокійні процеси, нетеплове радіовипромінюванняє зовсім несподіваним.

Те, що Венера, Марс, Юпітер і Сатурн є джерелами тепловогорадіовипромінювання, тепер твердо встановлено і не викликає у вчених ніякогосумніви. Це радіовипромінювання цілком збігається з тепловим випромінюванням планеті є «залишком», а точніше-низькочастотним «хвостом» теплового спектрунагрітого тіла. Оскільки механізм теплового радіовипромінювання добревідомий, такі спостереження дозволяють вимірювати температуру планет. Тепловерадіовипромінювання реєструється за допомогою радіотелескопів сантиметровогодіапазону. Вже перші спостереження Юпітера на хвилі 3 см дали температурурадіовипромінювання таку ж, як і радіометричні спостереження в інфрачервонихпроменях. У середньому ця температура становить близько-150 ° С. Але трапляється, щовідхилення від цієї середньої температури досягають 50-70, а іноді 140 ° С,як, наприклад, у квітні - травні 1958 р. На жаль, поки не вдалосяз'ясувати, чи пов'язані ці відхилення радіовипромінювання, які спостерігаються на одній ітій же хвилі, з обертанням планети. І справа тут, очевидно, не в тому, щокутовий діаметр Юпітера в два рази менше найкращої роздільної здатностінайбільших радіотелескопів і що, отже, неможливо спостерігатиокремі частини поверхні. Існуючі спостереження ще дуженечисленні для того, щоб відповісти на ці питання.

Що стосується труднощів, пов'язаних з низькою роздільною здатністюрадіотелескопів, то щодо Юпітера можна спробувати їх обійти. Потрібнотільки надійно встановити на підставі спостережень період аномальногорадіовипромінювання, а потім порівняти його з періодом обертання окремих зон
Юпітера. Згадаймо, що період 9 год. 50 хв., - Це період обертання йогоекваторіальній зони. Період для зон помірних широт на 5-6 хв. більший
(взагалі на поверхні Юпітера налічується до 11 течій з різнимиперіодами).

Таким чином, подальші спостереження можуть привести нас доостаточного результату. Питання про зв'язок аномального радіовипромінювання
Юпітера з періодом його обертання має важливе значення. Якщо,наприклад, з'ясується, що джерело цього випромінювання не пов'язаний з поверхнею
Юпітера, то виникне необхідність в більш старанних пошуках його зв'язкуз сонячною активністю.

Не так давно співробітники Каліфорнійського технологічного інституту
Ракхакрішнан і Робертс спостерігали радіовипромінювання Юпітера на дециметровиххвилях (31 см). Вони використовували інтерферометр з двома параболічнимидзеркалами. Це дозволило їм розділити кутові розміри джерела, якеявляє собою кільце в площині екватора Юпітера, діаметром близькотрьох діаметрів планети. Температура Юпітера, яку помістили надециметрових хвилях, виявилася занадто високою для того, щоб можна буловважати природу цього джерела радіовипромінювання теплової. Очевидно, тут мимаємо справу з випромінюванням, що походить від заряджених частинок, захопленихмагнітним полем Юпітера, а також сконцентрованих поблизу планетизавдяки значному гравітаційного поля.

Отже, Радіоастрономічний спостереження стали потужним засобомдослідження фізичних умов в атмосфері Юпітера.

Ми коротко розповіли про два види радіовипромінювання Юпітера. Це, по -перше, головним чином теплове радіовипромінювання атмосфери, якаспостерігається на сантиметрових хвилях. По-друге, радіовипромінювання надециметрових хвилях, що має, по всій вірогідності, нетеплове природу.

Зупинимося коротко на третьому виді радіовипромінювання Юпітера, яке,як згадувалося вище, є незвичайним для планет. Цей видрадіовипромінювання має також нетеплове природу і реєструється нарадіохвилях довжиною в кілька десятків метрів.

Вченим відомі інтенсивні шумові бури і сплески «обуреного»
Сонця. Інший добре відоме джерело такого радіовипромінювання - це такзвана Крабоподібна туманність. Згідно з поданням про фізичніумовах в атмосферах і на поверхнях планет, яке існувало до
1955 р., ніхто не сподівався, що хоча б одна з планет в стані «дихати»за зразком різних за природою об'єктів - Сонця або Крабоподібної туманності.
Тому не дивно, що коли в 1955 р. спостерігачі за Крабоподібної+ EN зареєстрували дискретний джерело радіовипромінювання змінноїінтенсивності, вони не відразу зважилися віднести його на рахунок Юпітера. Аленіякого іншого об'єкта в цьому напрямку не було виявлено, тому всю
«Провину» за виникнення досить значного радіовипромінювання в кінцірешт поклали на Юпітер.

Характерною особливістю випромінювання Юпітера є те, щорадіовсплескі тривають недовго (0,5-1,5 сек.). Тому в пошуках механізмурадіохвиль в цьому випадку доводиться виходити з припущення або продискретно характері джерела (подібного розрядів), або про досить вузькоїспрямованості випромінювання, якщо джерело діє безперервно. Одну зможливих причин походження радіовсплесков Юпітера пояснювала гіпотеза,згідно з якою в атмосфері планети виникають електричні розряди,нагадують блискавку. Але пізніше з'ясувалося, що для утворення такоїінтенсивних радіовсплесков Юпітера потужність розрядів повинна бути майже вмільярд разів більшою, ніж на Землі. Це означає, що, якщо радіовипромінювання
Юпітера виникає завдяки електричних розрядів, то останні повинніносити зовсім інший характер, ніж виникають під час грози на Землі.
З інших гіпотез заслуговує на увагу припущення, що Юпітер оточенийіоносферою. У цьому випадку джерелом порушення ионизованного газу зчастотами 1-25 мгц можуть бути ударні хвилі. Для того щоб така модельузгоджувалася з періодичними короткочасними радіовсплескамі, слідзробити припущення про те, що радіовипромінювання виходить у світовийпростір у межах конуса, вершина якого співпадає з положеннямджерела, а кут біля вершини становить близько 40 °. Не виключено також, щоударні хвилі викликаються процесами, що відбуваються на поверхні планети,або конкретніше, що тут ми маємо справу з проявом вулканічноїдіяльності. У зв'язку з цим необхідно переглянути модель внутрішньогобудови планет-гігантів. Що ж до остаточного з'ясуваннямеханізму походження низькочастотного радіовипромінювання Юпітера, то відповідь наце питання слід віднести до майбутнього. Тепер же можна сказати лише те,що джерела цього випромінювання на підставі спостережень протягом восьми роківне змінили свого становища на Юпітері. Отже, можна думати, щовони пов'язані з поверхнею планети.

Таким чином, радіонаблюденія Юпітера за останній час стали однимз найбільш ефективних методів вивчення цієї планети. І хоча, як цечасто трапляється на початку нового етапу досліджень, тлумачення результатіврадіонаблюденій Юпітера пов'язано з великими труднощами, думка в цілому пронього як про холодну та «спокійною» планеті досить різко змінилося.

Спостереження показують, що на видимій поверхні Юпітера є багатоплям, різних за формою, розміром, яскравості і навіть кольору. Розташування тавид цих плям змінюються досить швидко, і не тільки завдяки швидкомудобовому обертанню планети. Можна назвати кілька причин, що викликають цізміни. По-перше, це інтенсивна атмосферна циркуляція, подібна до тієї,яка відбувається в атмосфері Землі завдяки наявності різних лінійнихшвидкостей обертання окремих повітряних шарів, по-друге, неоднакованагрівання сонячними променями ділянок планети, розташованих на різнихширотах. Велику роль може відігравати також внутрішнє тепло, джереломякого є радіоактивний розпад елементів.

Якщо фотографувати Юпітер протягом тривалого часу (скажімо,протягом кількох років) в моменти найбільш сприятливих атмосфернихумов, то можна помітити зміни, що відбуваються на Юпітер, а точніше - уйого атмосфері. Спостереження над цими змінами (з метою їх пояснення)нині приділяють велику увагу астрономи різних країн. Грецька астроном
Фокас, порівнюючи карти Юпітера, створені в різні періоди (іноді зінтервалом у десятки років), прийшов до висновку: зміни в атмосфері
Юпітера пов'язані з процесами, що відбуваються на Сонці.

Немає сумнівів, що темні плями Юпітера належать щільному шарусуцільних хмар, що оточують планету. Над цим шаром знаходиться доситьрозріджена газова оболонка.

Атмосферний тиск, що створюється газової частиною атмосфери Юпітера нарівні хмар, імовірно, не перевищує 20-30 мм. рт. ст. По крайней мере,газова оболонка під час спостереження Юпітера через синій светофильтр ледвепомітно зменшує контрасти між темними плямами і яскравою околом.
Отже, в цілому газовий шар атмосфери Юпітера досить прозорий.
Про це свідчать також фотометричні вимірювання розподілуяскравості вздовж діаметру Юпітера. З'ясувалося, що зменшення яскравості до краюзображення планети майже однакова як в синіх, так і в червоних променях.
Слід зауважити, що між шарами хмар і газу на Юпітері різкоюкордону, безумовно, немає, а тому наведене вище значення тиску нарівні облікової треба вважати наближеним.

Хімічний склад атмосфери Юпітера, як і інших планет, почалививчати ще на початку XX ст. Спектр Юпітера має велику кількістьінтенсивних смуг, розташованих як у видимому, так і в інфрачервономуділянці. У 1932 р. майже кожна з цих смуг була ототожнена з метаномабо аміаком.

Американські астрономи Данхем, Адель і Слайфером провели спеціальнілабораторні дослідження і встановили, що кількість аміаку в атмосфері
Юпітера еквівалентно шару товщиною 8 м при тиску 1 атм., У той час яккількість метану - 45 м при тиску 45 атм.

Основною складовою частиною атмосфери Юпітера є, ймовірно,водень. За останній час це припущення підтверджено спостереженнями.

Сатурн, безперечно, - найкрасивіша планета Сонячної системи. Майжезавжди в полі зору телескопа спостерігач бачить цю планету, оточенукільцем, яке при більш уважному спостереженні являє собоюсистему трьох кілець. Щоправда, ці кільця відокремлені один від одного,слабоконтрастнимі проміжками, тому не завжди всі три кільця вдаєтьсярозглянути. Якщо спостерігати Сатурн при найкращих атмосферних умовах (принезначному турбулентному тремтіння зображення і т.п.) і зі збільшенням у
700-800 разів, то навіть на кожному з трьох кілець ледь помітні тонкіконцентричні смуги, що нагадують проміжки між кільцями. Самоесвітле і найширше - середнє кільце, а саме слабке за яскравістю --внутрішнє. Зовнішній діаметр системи кілець майже у 2,4, а внутрішній в 1,7рази більший за діаметр планети.

За останній час найбільш серйозним дослідженням кілець Сатурна внашій країні займається московський астроном М. С. Бобров. Використовуючи даніспостережень зміни яскравості кілець в залежності від їх розміщення повідношенню до Землі і Сонця або від так званого кута фази, він визначиврозміри частинок, з яких складаються кільця.

Виявилося, що частинки, що входять до складу кілець, в поперечникудосягають декількох сантиметрів і навіть метрів. За розрахунками М. С. Боброва,товщина кілець Сатурна не перевищує 10-20 км.

Як і на Юпітер, на Сатурні видно темні смуги, розташованіпаралельно екватора. Так само як і для Юпітера, для Сатурна характернарізна швидкість обертання для зон з різними широтами. Правда, смуги надиску Сатурна більш стійкі та кількість деталей менше, ніж у Юпітера.
Супутників планет-гігантів І ПЛУТОН

Отже, ми познайомилися в загальних рисах з сімейством планет, близьких донашого світила. Серед іншого сімейства, розташованого за астероїдніпоясом, ні один з чотирьох великих планет не має твердої поверхнеюв звичайно розуміє значення цього слова, про що ми вже згадували вище. Щож до Плутона, то ми бачили, що його ніяк не можна відносити до великихпланетам ні за розмірами, ні по ряду інших характеристик. Швидше віннагадує великий астероїд (або ж систему з двох астероїдів), томудеякі дослідники взагалі не схильні вважати його планетою. Але й самесімейство великих планет включає в себе багато твердих тіл. Це їхсупутники, що охоплюють широкий діапазон розмірів - від порівнянних зпланетами земної групи до невеликих астероїдів.

На жаль, відомості про більшість цих тіл, засновані на наземнихспостереженнях, дуже обмежені. Стосується це в першу чергу самих зовнішніхсупутників Юпітера, Сатурна і Нептуна, що володіють найбільшими способу іЕксцентриситет орбіти. Приблизно чверть із них звертається навколо своїхпланет не в прямому, а у зворотному напрямку. Вже сам цей факт виразновказує на те, що ці супутники, ймовірно, являють собою захопленіастероїди, що мають неправильну форму, і що основні риси їх поверхоньне зазнали помітних змін після захоплення (за винятком можливобільш інтенсивної бомбардування при знаходженні в околиці великогогравитирующих тіла). У той же час природа інших, особливо близьких допланеті великих супутників, швидше за все, є інший, тісно пов'язаної зперіодом формування самої планети.

Можна припустити, що при дуже низьких температурах конденсації узовнішніх областях Сонячної системи і при порівняно малих розмірах цихтел значна частина яких складаються речовини являє собою водяний,метановий і амонійний лід, який у багатьох випадках має виявлятисяна поверхні. Найбільш імовірним здається наявність водяного льоду внаслідокйого великого вмісту в Сонячній системі, а також більш високоюстабільності в порівнянні з амонійного і метановим льодом.

Що ж спостерігається насправді? Водяний лід дійсно буввиявлений на трьох з чотирьох галілеєвих супутників Юпітера і на шестисупутники Сатурна. Основою для цього висновку послужили спектри відбиттягалілеєвих супутників в зіставленні зі спектром льоду з Н2О, якіпоказали, що характерні ознаки крижаного поглинання особливо чіткоприсутні в спектрах Європи та Ганімеда, в значно меншійступенявони проявляються у Каллісто, а у Іо взагалі відсутні. Це призвело доуявленням про суттєві відмінності поверхонь цих тіл і різнихшляхи їх теплової еволюції.

Аналогічна ситуація спостерігається у супутників Сатурна, Покриті водянимльодом поверхні (а деякі - можливо і цілком крижаний склад) маютьвсі супутники усередині орбіти Титана - Янус, Мімас, Енцелад, Тефія, Діона,
Рея. На інших супутниках Сатурна, а також супутники Урана і Нептуна, будь -небудь свідчень присутності водяного або що утворюється при ще більшнизьких температурах конденсації аміачного або метанового льоду не знайдено.
У них низька відбивна здатність, що зближує їх характеристикиповерхонь. Це супутники Сатурна Гіперіон і Феба, супутники Урана Титаніяі Оберон, супутник Нептуна Тритон. У той же час для супутника Сатурна Япетахарактерно те, що в нього одна сторона (у напрямку руху по орбіті)світла, з високою відбивної здатністю, а протилежна сторонатемна. Прийнятного пояснення такої асиметрії поки не знайдено.

На жаль, нічого не відомо про поверхню найбільшого супутника
Сатурна - Титана, за розмірами перевищує Меркурій. Пояснюється це тим,що вивченню відбивних властивостей його поверхні заважає атмосфера.
Припускали, що поверхня Титану може складатися з водяного абометанового льоду. Висувалася гіпотеза, згідно з якою вона може бутивкрита густою органічною масою. В основі останньої лежали результатилабораторних досліджень, які показали, що в метанової-водневих атмосферахпід впливом ультрафіолетового випромінювання утворюються складнівуглеводні - такі, як етан, етилен і ацетилен. Як тут не згадатищо існували ще в 50-х роках нашого століття близькі до цихуявлення про поверхню Венери: адже і на ній передбачалося достатоквуглеводнів, моря нафти і навіть пишна рослинність. На жаль,реальність вже не раз спростовувала екзотичні очікування; очевидно, не будевинятком і Титан з його нещодавно відкритій холодної азотної атмосферою.

На відміну від супутників планет-гігантів, у Плутона ототожненіспектральні ознаки метанового конденсату. За результатами вузькополосноїфотометрії відношення інтенсивності відображення в двох спектральних областях,в одній з яких розташовані смуги поглинання водяного і аміачногольоду, а в іншій - сильна смуга поглинання метанового льоду, виявилосярівним 1,6. Якщо взяти чистий метановий лід і зняти ті ж спектри влабораторії, то ставлення виявляється лише трохи більше, у той час якдля супутників гігантів з ознаками водяного льоду на поверхні цевідношення істотно менше одиниці. Це є досить сильнимаргументом на користь наявності метану. Виявлення метанового льоду на Плутонізмінює існували до недавнього часу уявлення про його поверхні,утвореної скельними породами, у бік більш реальних припущень пропокриває її протязі крижаному шарі.

СКЛАД І БУДОВА супутників планет-гігантів

У попередньому розділі ми приділили багато уваги супутників планет -гігантів, розповідями про властивості їх поверхонь. Одночасно порушувалисяпроблеми внутрішньої будови і еволюції їх надр, ключем до вирішення якихслужать спостерігаються поверхневі структури. Особливий інтерес представляютьгалілеєвих супутників Юпітера, на поверхнях яких, як ми бачили,виявлено цілий ряд унікальних особливостей, а середня щільність падає ззростанням відстані від Юпітера від 3,53 г/см3 для Іо до 1,79 г/см3 для
Каллісто. Зміна щільності природно відображає відмінності у складіщо складають ці супутники порід. Розрахункові моделі їхньої внутрішньої структури щедо польотів космічних апаратів «Вояджер» призвели до уявлень про те,що Іо та Європа майже цілком складаються з речовини гірських порід, у той часяк у Ганімеда і Каллісто з них складені тільки центральні частини (ядра), азовнішні оболонки утворені водяним або водно-амонійний льодом. Потрібносказати, що ці припущення в своїх основних рисах виправдалися, але,звичайно, зараз ми дізналися про ці небесних тілах незрівнянно більше.

В першу чергу це стосується супутника Іо, про яке думали, що вінвтратив воду у віддалену епоху внаслідок максимального розігріву за рахунокрадіогенного тепла в його надрах, складених силікатними породами.
Дійсно, для тіла таких розмірів, як Іо, будь-який реально допустимийзапас довгоживучих радіоізотопів повинен був вичерпатися в порівняноранній період теплової еволюції; на інших галілеєвих супутниках рольвнутрішніх джерел тепла також неефективна. Тим більш дивно буловиявлення на Іо виключно сильної вулканічної активності всучасну епоху. На її ймовірний джерело вказали відомий американськийпланетолог С. Пив і його співробітники, що опублікували свою роботу буквально закілька місяців до прольоту першого «Вояджера»! Зараз це припущення,підкріплене експериментальними фактами, здається найбільш ймовірним.
Причиною вулканічної діяльності на Іо слід, очевидно, вважатиприливної розігрів його надр. Справа в тому, що під впливом тяжіння Європиі Ганімеда виникають обурення ексцентрісітета синхронної орбіти Іо навколо
Юпітера, що викликає зміни амплітуди постійних великомасштабнихприпливів. Розрахунки показали, що енерговиділення внаслідок приливноїдеформації цього супутника достатньо, щоб розплавити більшу частину йогонадр. Вважають, що в даний час у Іо збереглася лише дуже тонкатверда кора товщиною в 20-30 км, яка пульсує разом з приливами івідливами. Регулярно генерується тепло служить джерелом інтенсивнихвивержень, безперервної вулканічної діяльності. Очевидно, якщо б намісці Іо виявився інший об'єкт, складений в основному льодом, то з-зашвидкої втрати легколетучих елементів від нього б дуже скоро нічого незалишилося. Можливо, що таким шляхом зникали крижані тіла, що випробувалианалогічні ефекти поблизу Юпітера або інших планет-гігантів.

Модель приливних збурень, запропонована для Іо, пророкуєнаявність невеликого розігріву також для сусідньої з ним Європи. Кількісноцей ефект повинен бути приблизно на порядок менше, однак і в цьому випадкувін достатній для того, щоб підтримувати внутрішню активність її надр.
Відображенням цієї тривалої теплової еволюції, очевидно, служитьграндіозна сітка тріщин на дивно гладкої поверхні льоду,обумовлена тектонічними процесами. Європа приблизно на 20% умасі складається з водяного льоду, зосередженого в товстій (? 100 км) корі іводно-крижаної мантії (шузі) довжиною в кілька сот кілометрів.

Ганімед і Каллісто, судячи з близьким значенням їх щільності (1,9 г/см3і 1,8 г/см3), вже майже на 50% складаються з водяного льоду. Разом з тимвідмінності поверхонь цих двох тіл говорять про те, що їх еволюція йшларізними шляхами, залежить на ранній стадії від великої кількості радіоактивнихджерел розігріву. На Ганімеді, при більшому вмісті силікатів, вонибули більш ефективні, що зумовило більш повну диференціацію речовинита освіта менш тонкого крижаного покриву на поверхні. У Ганімедапередбачається, таким чином, дещо більше за масою, ніж у Каллісто,силікатне ядро, водно-крижана мантія (можливо зі слабкими внутрішнімиконвективними рухами) і крижана кора. У той же час Каллісто, мабуть,володіє найбільш товстою крижаною корою і містить найбільшу кількістьводи серед всіх галілеєвих супутників, причому в його водно-крижаної мантії,ймовірно, збереглися значні включення скельних порід.

Про внутрішню будову інших супутників гігантів відомо ще менше.
Більш-менш обгрунтовані припущення спираються наспектрофотометричні характеристики їх поверхонь, хоча ці відомості, дожаль, досить обмежені. Теоретичні моделі внутрішньої будовибудувалися Д. Льюісом, виходячи з припущень про рівноважної або нерівноважноїконденсації речовини протопланетному туманності. Було показано, що притемпературах конденсації нижче 160 ° К утворюються тіла, що складаються з речовинивуглистих хондритів і водяного льоду приблизно у рівному співвідношенні, якщопроцес акумуляції протікає настільки повільно, щоб підтримувалосяхімічну рівновагу з навколишнім газом. У випадку ж швидкої конденсаціїумови рівноваги не забезпечуються і утворюються окремі шари, хімічнощо не взаємодіють один з одним. Таке тіло буде мати ядро, що володієнайбільшою щільністю і оточене мантією, що складається з водяного льоду іамонійних гідросульфіду, а також кору з амонійного льоду. В обохваріантах акумуляції щільність утворюються тел виявляється приблизнооднаковою, не сильно відрізняється від щільності водяного льоду. Для великихтіл, таких, як Титан, передбачувана щільність вище (1,5-1,9 г/см3) зарахунок трохи більшої фракції силікатів у що складають їх речовині.

Від складу повинен безпосередньо залежати і хід теплової еволюціїтвердих тіл в зовнішніх областях Сонячної системи, що зумовлюєтьсярізною температурою плавлення що складають їх льодів. Розрахунки показали, щотіла, що складаються з речовини вуглистих хондритів і водяного льоду, будутьпроходити стадію розплавлення і повільною диференціації тільки приумови, якщо їх радіус перевищує 1000 км. Якщо ж до складу яких складаютьсяречовини входять амонійні з'єднання, розплавлення буде мати місце і длятел менших розмірів. Тому, якщо радіус таких супутників не менше 700 км,вони будуть диференціюватися з виділенням силікатного ядра, мантії,що складається з водяного і розчинів водно-амонійного льоду, і крижаної коритовщиною в кілька сот кілометрів. Тут можна угледіти певнуаналогію з Ганімедом і Каллісто, виключаючи домішка амонійних сполук. Уцілому така структура, мабуть, більш характерна для зіставного з ними порозмірами Титану. Можна припускати, що у таких великих тіл відбуваєтьсябільш повне розплавлення внаслідок виділення гравітаційної енергіїдиференціації.

До таких тіл безпосередньо примикає і Плутон, на якому,ймовірно, відбувалися менш активні процеси. У рамках моделей рівноважноїконденсації з протопланетному туманності при температурі близько 40 До цетіло, очевидно, акумулювалося переважно з метанового льоду, іскладали його речовина не зазнало надалі помітної диференціації.
Інша можливість - формування з гідратів метану (CH4-8H2O) притемпературах конденсації? 70К, з подальшим їх розкладом в процесівнутрішньої еволюції, дегазацією СН4 і освітою метанового льоду наповерхні. Ототожнення його в спектрі відбиття Плутонасприяє обом цим моделей, не дозволяючи, проте, зробити міжними вибір. При цьому для кожної з них середня щільність планети виявляєтьсяне вище 1,2 г/см3, а альбедо не менше 0,4, що відповідно зменшуєймовірний діаметр Плутона до розмірів Місяця, а масу обмежуєдекількома тисячними частками від маси Землі.
Список використаної літератури

1. М.Я. Марова. Планети сонячної системи

2. І.К. Ковальов. Світ планет

3. Ф.Л. Уїлл. Сім'я Сонця