Лабиринт Ночи – крупнейший лабиринт Марса. Это комплекс пересекающихся каньонов, который простирается на 1200 км, соединяя западный конец долин Маринера с северным концом борозд Кларитас. Центр лабиринта имеет координаты 6°22′ ю. ш. 258°49′ в. д.G
Открытие и наименование:
Лабиринт Ночи унаследовал имя озера Ночи — детали альбедо, обнаруженной в ходе наземных наблюдений ещё в XIX веке и наименованной Эженом Антониади. Озеро Ночи — это маленькое тёмное пятно, видимость которого очень изменчива.
В 1971—1972 годах космический аппарат «Маринер-9» получил первые детальные снимки этой области, и оказалось, что озеро Ночи — это тёмная (восточная) часть большой системы каньонов. В 1973 году Международный астрономический союз утвердил для неё название Noctis Labyrinthus (лабиринт Ночи). Это первый получивший название лабиринт Марса и самый большой из них.
Описание:
Лабиринт Ночи находится на поднятии, достигающем высоты 11 км. Это второе по высоте и площади нагорье Марса, а на западе оно переходит в самое высокое и обширное — провинцию Фарсида. На юге лабиринт Ночи граничит с плато Сирия, на юго-востоке — с плато Синай и плато Солнца. С севера от него отходят многочисленные борозды, получившие название «борозды Ночи», с юго-запада — система борозд Кларитас, а с востока — каньон Ио и каньон Титона, которыми начинаются долины Маринера. Кроме того, с юго-восточной стороной лабиринта Ночи сливается частично разрушенный 124-километровый кратер Аудеманс.
Каньоны, которые образуют лабиринт Ночи, представляют собой грабены. Во многих местах на них накладываются округлые углубления (возможно, кратеры, расширенные эрозией). Глубина каньонов достигает нескольких километров. Большая часть их днищ покрыта песком и пылью, принесёнными ветром. Местами видны песчаные дюны.
На стенках впадин видны обнажения многочисленных слоёв горных пород. В частности, там есть слои вулканического пепла и застывшей лавы — не только более древние, но и более молодые, чем сами каньоны. В породах на дне этих впадин по спектрам в видимой и инфракрасной области, полученным аппаратом «Mars Reconnaissance Orbiter», обнаружены гидратированные сульфаты, силикаты, опал, алюминийсодержащие глины и ряд других минералов.
Туман и облака:
Утром над лабиринтом Ночи поднимается туман, состоящий из кристалликов водяного льда. Причина этого точно не известна. Возможно, дело в том, что западные склоны каньонов вечером служат ловушками водяного пара (как самые холодные места в это время суток), а утром, становясь самыми тёплыми местами, отдают этот пар. Поднимаясь и охлаждаясь, он конденсируется в кристаллики.
Кроме того, когда Марс находится вблизи перигелия, над лабиринтом Ночи и долинами Маринера появляются высокие (40—50 км) облака. Восточный ветер вытягивает их вдоль экватора и сносит к западу, где они постепенно размываются. Их длина достигает нескольких сотен (до тысячи) километров, а ширина — нескольких десятков. Состоят они, судя по условиям в этих слоях атмосферы, тоже из водяного льда. Они довольно густые и отбрасывают на поверхность хорошо заметные тени. Их появление объясняют тем, что неровности рельефа вносят возмущения в воздушные потоки, направляя их вверх. Там они охлаждаются, а содержащийся в них водяной пар конденсируется.
Происхождение и история:
Морфология каньонов лабиринта Ночи показывает, что он образовался в ходе тектонических процессов — растяжения и растрескивания поверхности. Вероятно, это было следствием её поднятия. Наложение его каньонов на другие детали рельефа даёт возможность выяснить, в каком порядке они образовались. По этим данным видно, что в районе лабиринта Ночи тектоническая активность шла в несколько этапов. Продолжалась она, возможно, 2—3 млрд лет.
Каньоны этого лабиринта прорезаны в лавовых равнинах, сформировавшихся, вероятно, в конце нойской — конце гесперийской эры (около 3,7—3,0 млрд лет назад). Возраст самого лабиринта одни исследователи оценивают как позднегесперийский — раннеамазонийский (3—2 млрд лет), другие — как поздненойский — раннегесперийский (около 3,7 млрд лет).
Открытие и наименование:
Лабиринт Ночи унаследовал имя озера Ночи — детали альбедо, обнаруженной в ходе наземных наблюдений ещё в XIX веке и наименованной Эженом Антониади. Озеро Ночи — это маленькое тёмное пятно, видимость которого очень изменчива.
В 1971—1972 годах космический аппарат «Маринер-9» получил первые детальные снимки этой области, и оказалось, что озеро Ночи — это тёмная (восточная) часть большой системы каньонов. В 1973 году Международный астрономический союз утвердил для неё название Noctis Labyrinthus (лабиринт Ночи). Это первый получивший название лабиринт Марса и самый большой из них.
Описание:
Лабиринт Ночи находится на поднятии, достигающем высоты 11 км. Это второе по высоте и площади нагорье Марса, а на западе оно переходит в самое высокое и обширное — провинцию Фарсида. На юге лабиринт Ночи граничит с плато Сирия, на юго-востоке — с плато Синай и плато Солнца. С севера от него отходят многочисленные борозды, получившие название «борозды Ночи», с юго-запада — система борозд Кларитас, а с востока — каньон Ио и каньон Титона, которыми начинаются долины Маринера. Кроме того, с юго-восточной стороной лабиринта Ночи сливается частично разрушенный 124-километровый кратер Аудеманс.
Каньоны, которые образуют лабиринт Ночи, представляют собой грабены. Во многих местах на них накладываются округлые углубления (возможно, кратеры, расширенные эрозией). Глубина каньонов достигает нескольких километров. Большая часть их днищ покрыта песком и пылью, принесёнными ветром. Местами видны песчаные дюны.
На стенках впадин видны обнажения многочисленных слоёв горных пород. В частности, там есть слои вулканического пепла и застывшей лавы — не только более древние, но и более молодые, чем сами каньоны. В породах на дне этих впадин по спектрам в видимой и инфракрасной области, полученным аппаратом «Mars Reconnaissance Orbiter», обнаружены гидратированные сульфаты, силикаты, опал, алюминийсодержащие глины и ряд других минералов.
Туман и облака:
Утром над лабиринтом Ночи поднимается туман, состоящий из кристалликов водяного льда. Причина этого точно не известна. Возможно, дело в том, что западные склоны каньонов вечером служат ловушками водяного пара (как самые холодные места в это время суток), а утром, становясь самыми тёплыми местами, отдают этот пар. Поднимаясь и охлаждаясь, он конденсируется в кристаллики.
Кроме того, когда Марс находится вблизи перигелия, над лабиринтом Ночи и долинами Маринера появляются высокие (40—50 км) облака. Восточный ветер вытягивает их вдоль экватора и сносит к западу, где они постепенно размываются. Их длина достигает нескольких сотен (до тысячи) километров, а ширина — нескольких десятков. Состоят они, судя по условиям в этих слоях атмосферы, тоже из водяного льда. Они довольно густые и отбрасывают на поверхность хорошо заметные тени. Их появление объясняют тем, что неровности рельефа вносят возмущения в воздушные потоки, направляя их вверх. Там они охлаждаются, а содержащийся в них водяной пар конденсируется.
Происхождение и история:
Морфология каньонов лабиринта Ночи показывает, что он образовался в ходе тектонических процессов — растяжения и растрескивания поверхности. Вероятно, это было следствием её поднятия. Наложение его каньонов на другие детали рельефа даёт возможность выяснить, в каком порядке они образовались. По этим данным видно, что в районе лабиринта Ночи тектоническая активность шла в несколько этапов. Продолжалась она, возможно, 2—3 млрд лет.
Каньоны этого лабиринта прорезаны в лавовых равнинах, сформировавшихся, вероятно, в конце нойской — конце гесперийской эры (около 3,7—3,0 млрд лет назад). Возраст самого лабиринта одни исследователи оценивают как позднегесперийский — раннеамазонийский (3—2 млрд лет), другие — как поздненойский — раннегесперийский (около 3,7 млрд лет).
🍓1
По-видимому, этот лабиринт сформировался одновременно с долинами Маринера. Борозды Ночи и борозды Кларитас образовались, вероятно, раньше лабиринта Ночи и одновременно друг с другом. Их возраст оценивается как поздненойский — раннегесперийский. Кроме того, в окрестностях лабиринта есть некоторое количество разломов, которые образовывались и в другие времена (и раньше, и позже него). Старше или младше лабиринта кратер Аудеманс, неясно.
Причины тектонической активности в районе лабиринта Ночи, как и долин Маринера, точно не известны. Возможно, образование самых древних разломов в области лабиринта Ночи было следствием растяжения поверхности в ходе поднятия провинции Фарсида и соседних участков. Крупные каньоны образовались позже — вместе с долинами Маринера. Некоторые авторы предполагают связь самых древних разломов в области лабиринта с ударным образованием равнины Исиды. По этой версии, сейсмические волны от этого удара сконцентрировались на противоположной стороне Марса — в окрестностях точки 15°00′ ю. ш. 269°00′ в. д., которая находится примерно в 400 км от центра лабиринта Ночи.
Относительно недавно (50—100 млн лет назад) некоторые каньоны были частично заполнены пеплом и лавой вулканов Фарсиды и плато Сирия. Позже часть этих пород снесла эрозия. На современный облик этой области эти осадки повлияли относительно мало.
Морфология некоторых слоёв пород указывает на то, что их осаждение шло одновременно с раскрытием каньонов. Следов водных потоков в окрестностях лабиринта Ночи не найдено, и предполагается, что образование гидратированных минералов связано с подземными водами или тающими снегами. Вероятно, иногда каньоны даже частично заполнялись водой.
Найдена там и деталь рельефа, для которой некоторые исследователи предполагают ледниковое происхождение. Это холм диаметром около 2 км, у которого северо-восточный склон намного круче противоположного. Находится он по координатам 8°20′ ю. ш. 266°20′ в. д.
В некоторых каньонах лабиринта Ночи влажные и нейтральные условия сохранялись ещё долго после того, как в целом на Марсе они сменились сухими и кислыми. Сравнение возраста разных минералов Марса показывает, что смена нейтральной обстановки на кислую произошла между нойской и гесперийской эрой. На это указывает, в частности, то, что для нойской эры характерно отложение смектитов, а для гесперийской — сульфатов. Кроме того, со временем климат становился всё суше: обнаруженные на Марсе гидратированные минералы относятся в основном к первому миллиарду лет его истории (до раннегесперийского времени). Но в некоторых каньонах лабиринта Ночи влажные нейтральные условия сохранялись ещё в гесперийской и, возможно, начале амазонской эры. Там обнаружены и более молодые гидратированные породы (позднеамазонские, < 100 млн лет), но они могли сформироваться и при климате, аналогичном современному.
Причины тектонической активности в районе лабиринта Ночи, как и долин Маринера, точно не известны. Возможно, образование самых древних разломов в области лабиринта Ночи было следствием растяжения поверхности в ходе поднятия провинции Фарсида и соседних участков. Крупные каньоны образовались позже — вместе с долинами Маринера. Некоторые авторы предполагают связь самых древних разломов в области лабиринта с ударным образованием равнины Исиды. По этой версии, сейсмические волны от этого удара сконцентрировались на противоположной стороне Марса — в окрестностях точки 15°00′ ю. ш. 269°00′ в. д., которая находится примерно в 400 км от центра лабиринта Ночи.
Относительно недавно (50—100 млн лет назад) некоторые каньоны были частично заполнены пеплом и лавой вулканов Фарсиды и плато Сирия. Позже часть этих пород снесла эрозия. На современный облик этой области эти осадки повлияли относительно мало.
Морфология некоторых слоёв пород указывает на то, что их осаждение шло одновременно с раскрытием каньонов. Следов водных потоков в окрестностях лабиринта Ночи не найдено, и предполагается, что образование гидратированных минералов связано с подземными водами или тающими снегами. Вероятно, иногда каньоны даже частично заполнялись водой.
Найдена там и деталь рельефа, для которой некоторые исследователи предполагают ледниковое происхождение. Это холм диаметром около 2 км, у которого северо-восточный склон намного круче противоположного. Находится он по координатам 8°20′ ю. ш. 266°20′ в. д.
В некоторых каньонах лабиринта Ночи влажные и нейтральные условия сохранялись ещё долго после того, как в целом на Марсе они сменились сухими и кислыми. Сравнение возраста разных минералов Марса показывает, что смена нейтральной обстановки на кислую произошла между нойской и гесперийской эрой. На это указывает, в частности, то, что для нойской эры характерно отложение смектитов, а для гесперийской — сульфатов. Кроме того, со временем климат становился всё суше: обнаруженные на Марсе гидратированные минералы относятся в основном к первому миллиарду лет его истории (до раннегесперийского времени). Но в некоторых каньонах лабиринта Ночи влажные нейтральные условия сохранялись ещё в гесперийской и, возможно, начале амазонской эры. Там обнаружены и более молодые гидратированные породы (позднеамазонские, < 100 млн лет), но они могли сформироваться и при климате, аналогичном современному.
❤1🍓1
Большое красное пятно (БКП) — самый большой атмосферный вихрь в Солнечной системе: постоянная зона высокого давления, создающая антициклонический шторм на планете Юпитер. Пятно меняется в размерах и изменяет свой цвет на протяжении нескольких веков наблюдений. БКП перемещается параллельно экватору планеты, а газ внутри него вращается против часовой стрелки с периодом оборота около шести земных суток. В начале наблюдений БКП имело размеры около 40 тысяч километров в длину (50 000 — по другим данным) и 13 тысяч километров в ширину. C 1930-х годов его размер постоянно уменьшается: в 1979 году он составлял 23 300 км, в 2014 году — 16 500 км. Скорость ветра внутри пятна превышает 500 километров в час.д
История наблюдений:
БКП было открыто Джованни Кассини в 1665 году. Деталь, отмеченная в записях Роберта Гука 1664 года, также может быть идентифицирована как БКП, но настоящее пятно было впервые обнаружено только после 1830 года и хорошо изучено только после выдающегося появления в 1879 году. Это явление непрерывно наблюдалось в течение 190 лет, начиная с 1830 года. Предыдущие наблюдения с 1665 по 1713 год считались одним и тем же штормом; если это верно, то пятно существует уже более 350 лет.
Структура:
До полёта «Вояджеров» многие астрономы полагали, что пятно имеет твёрдую природу.
БКП представляет собой гигантский ураган, размерами 24—40 тысяч км в длину, 12—14 тысяч км в ширину (существенно больше Земли). Измерения с помощью микроволнового радиометра АМС «Юнона» дали оценку глубины БКП около 240 км, а измерение гравитационных возмущений орбиты АМС при пролётах БКП дало оценку его глубины от 200 до 500 км. Размеры пятна постоянно меняются, общая тенденция — к уменьшению; 100 лет назад БКП было примерно в 2 раза больше и значительно ярче Тем не менее, это все ещё самый большой атмосферный вихрь в Солнечной системе.
Пятно расположено примерно на 22° южной широты и перемещается параллельно экватору планеты. Кроме того, газ в БКП вращается против часовой стрелки с периодом оборота около 6 земных суток. Скорость ветра внутри пятна превышает 500 км/ч.
Верхний слой облаков БКП находится примерно на 8 км выше верхней кромки окружающих облаков. Температура пятна несколько ниже прилегающих участков и составляет около −160 °C. При этом центральная часть пятна на несколько градусов теплее её периферийных частей.
Красный цвет БКП пока ещё не нашёл однозначного объяснения. Возможно, такой цвет придают пятну химические соединения, включающие фосфор.
Помимо БКП на Юпитере имеются и другие «пятна-ураганы», меньшие по размерам. Они могут иметь белый, коричневый и красный цвет и существовать десятки лет (возможно и дольше). Пятна в атмосфере Юпитера зафиксированы как в Южном, так и в Северном полушарии, но устойчивые, существующие длительное время имеются только в Южном.
Ввиду разницы скоростей течений атмосферы Юпитера иногда происходят столкновения ураганов. Одно из них имело место в 1975 году, в результате чего красный цвет БКП «поблёк» на несколько лет. В июле 2006 года предполагалось столкновение БКП и крупного красного образования Oval BA, однако пятна прошли «по касательной». Oval BA сформировался между 1998 и 2000 годами после слияния трёх меньших белых овалов, которые наблюдались до этого в течение 60 лет. Новое атмосферное образование поначалу было белым в видимом диапазоне, но в феврале 2006 года приобрело красно-коричневый цвет и стало именоваться малым красным пятном. В июне — июле 2008 года с помощью телескопа «Хаббл» зафиксировано поглощение БКП небольшого пятна красного цвета.
По одной из гипотез, пока ураган находится на одинаковой высоте с общей поверхностью верхнего края атмосферы, он имеет белый цвет. Но когда его мощность увеличивается, вихрь поднимается несколько выше общего слоя облаков, где ультрафиолетовое излучение Солнца химически изменяет цвет, придавая ему красноту.
Гигантские «пятна-ураганы» присущи не только Юпитеру, но и другим газовым планетам. В частности, известно Большое тёмное пятно на Нептуне.
История наблюдений:
БКП было открыто Джованни Кассини в 1665 году. Деталь, отмеченная в записях Роберта Гука 1664 года, также может быть идентифицирована как БКП, но настоящее пятно было впервые обнаружено только после 1830 года и хорошо изучено только после выдающегося появления в 1879 году. Это явление непрерывно наблюдалось в течение 190 лет, начиная с 1830 года. Предыдущие наблюдения с 1665 по 1713 год считались одним и тем же штормом; если это верно, то пятно существует уже более 350 лет.
Структура:
До полёта «Вояджеров» многие астрономы полагали, что пятно имеет твёрдую природу.
БКП представляет собой гигантский ураган, размерами 24—40 тысяч км в длину, 12—14 тысяч км в ширину (существенно больше Земли). Измерения с помощью микроволнового радиометра АМС «Юнона» дали оценку глубины БКП около 240 км, а измерение гравитационных возмущений орбиты АМС при пролётах БКП дало оценку его глубины от 200 до 500 км. Размеры пятна постоянно меняются, общая тенденция — к уменьшению; 100 лет назад БКП было примерно в 2 раза больше и значительно ярче Тем не менее, это все ещё самый большой атмосферный вихрь в Солнечной системе.
Пятно расположено примерно на 22° южной широты и перемещается параллельно экватору планеты. Кроме того, газ в БКП вращается против часовой стрелки с периодом оборота около 6 земных суток. Скорость ветра внутри пятна превышает 500 км/ч.
Верхний слой облаков БКП находится примерно на 8 км выше верхней кромки окружающих облаков. Температура пятна несколько ниже прилегающих участков и составляет около −160 °C. При этом центральная часть пятна на несколько градусов теплее её периферийных частей.
Красный цвет БКП пока ещё не нашёл однозначного объяснения. Возможно, такой цвет придают пятну химические соединения, включающие фосфор.
Помимо БКП на Юпитере имеются и другие «пятна-ураганы», меньшие по размерам. Они могут иметь белый, коричневый и красный цвет и существовать десятки лет (возможно и дольше). Пятна в атмосфере Юпитера зафиксированы как в Южном, так и в Северном полушарии, но устойчивые, существующие длительное время имеются только в Южном.
Ввиду разницы скоростей течений атмосферы Юпитера иногда происходят столкновения ураганов. Одно из них имело место в 1975 году, в результате чего красный цвет БКП «поблёк» на несколько лет. В июле 2006 года предполагалось столкновение БКП и крупного красного образования Oval BA, однако пятна прошли «по касательной». Oval BA сформировался между 1998 и 2000 годами после слияния трёх меньших белых овалов, которые наблюдались до этого в течение 60 лет. Новое атмосферное образование поначалу было белым в видимом диапазоне, но в феврале 2006 года приобрело красно-коричневый цвет и стало именоваться малым красным пятном. В июне — июле 2008 года с помощью телескопа «Хаббл» зафиксировано поглощение БКП небольшого пятна красного цвета.
По одной из гипотез, пока ураган находится на одинаковой высоте с общей поверхностью верхнего края атмосферы, он имеет белый цвет. Но когда его мощность увеличивается, вихрь поднимается несколько выше общего слоя облаков, где ультрафиолетовое излучение Солнца химически изменяет цвет, придавая ему красноту.
Гигантские «пятна-ураганы» присущи не только Юпитеру, но и другим газовым планетам. В частности, известно Большое тёмное пятно на Нептуне.
🥰1
Механика:
Точно не известно, какой механизм вызывает образование и влияет на цвет Большого Красного Пятна. Лабораторные исследования изучают влияние космических лучей или ультрафиолетового излучения Солнца на химический состав облаков Юпитера. Предполагается, что солнечное излучение реагирует с гидросульфидом аммония в облаках планеты, в результате чего они окрашиваются в темно-красный цвет. Причина, по которой буря не утихает уже в течение нескольких веков, заключается в том, что на Юпитере, в отличие от Земли, нет твёрдой поверхности, обеспечивающей трение и замедление вращения.
Акустический эффект:
Группа учёных из Космофизического центра Бостонского университета выдвинула версию, что известное в течение нескольких десятилетий повышение температуры верхних слоёв атмосферы Юпитера, не объясняющееся поглощением излучения Солнца, вызвано рассеянием энергии акустических волн, возникающих в турбулентных потоках нижележащих слоёв атмосферы. Исследование при помощи спектрометра SpeX на телескопе IRTF показало, что наибольший разогрев верхних слоёв атмосферы Юпитера происходит именно над БКП, где температура достигает 1600 К (на несколько сот градусов выше, чем в других регионах планеты). Предполагается, что вихрь вызывает большое количество акустических волн из-за турбулентности в области его соприкосновения с окружающей атмосферой. Часть этих волн распространяется вертикально вверх на высоту порядка 800 км над БКП, где их энергия рассеивается и переходит в тепловую за счёт вязкого трения. Ранее избыточный нагрев верхних слоёв атмосферы Юпитера пытались объяснить рассеянием гравитационных волн, исходящих из её нижележащих слоёв, однако обработка результатов измерений с борта космического зонда «Галилео» показала, что одни только гравитационные волны не могут переносить достаточного количества энергии.
Глаз Юпитера:
21 апреля 2014 года телескоп «Хаббл» сделал снимок Большого Красного Пятна, которое стало выглядеть, словно глаз со зрачком. Этим «зрачком» оказалась тень Ганимеда — крупнейшего спутника планеты и Солнечной системы.
Точно не известно, какой механизм вызывает образование и влияет на цвет Большого Красного Пятна. Лабораторные исследования изучают влияние космических лучей или ультрафиолетового излучения Солнца на химический состав облаков Юпитера. Предполагается, что солнечное излучение реагирует с гидросульфидом аммония в облаках планеты, в результате чего они окрашиваются в темно-красный цвет. Причина, по которой буря не утихает уже в течение нескольких веков, заключается в том, что на Юпитере, в отличие от Земли, нет твёрдой поверхности, обеспечивающей трение и замедление вращения.
Акустический эффект:
Группа учёных из Космофизического центра Бостонского университета выдвинула версию, что известное в течение нескольких десятилетий повышение температуры верхних слоёв атмосферы Юпитера, не объясняющееся поглощением излучения Солнца, вызвано рассеянием энергии акустических волн, возникающих в турбулентных потоках нижележащих слоёв атмосферы. Исследование при помощи спектрометра SpeX на телескопе IRTF показало, что наибольший разогрев верхних слоёв атмосферы Юпитера происходит именно над БКП, где температура достигает 1600 К (на несколько сот градусов выше, чем в других регионах планеты). Предполагается, что вихрь вызывает большое количество акустических волн из-за турбулентности в области его соприкосновения с окружающей атмосферой. Часть этих волн распространяется вертикально вверх на высоту порядка 800 км над БКП, где их энергия рассеивается и переходит в тепловую за счёт вязкого трения. Ранее избыточный нагрев верхних слоёв атмосферы Юпитера пытались объяснить рассеянием гравитационных волн, исходящих из её нижележащих слоёв, однако обработка результатов измерений с борта космического зонда «Галилео» показала, что одни только гравитационные волны не могут переносить достаточного количества энергии.
Глаз Юпитера:
21 апреля 2014 года телескоп «Хаббл» сделал снимок Большого Красного Пятна, которое стало выглядеть, словно глаз со зрачком. Этим «зрачком» оказалась тень Ганимеда — крупнейшего спутника планеты и Солнечной системы.
👍1🔥1🍓1
(вступление: У многих планет нашей солнечной системы есть кольца и Нептун не исключение)
Кольцевая система Нептуна гораздо менее существенна, чем, к примеру, у Сатурна. В систему колец Нептуна входит 5 компонентов.
Состав:
Кольца могут состоять из ледяных частиц, покрытых силикатами, или основанным на углероде материалом, — наиболее вероятно, это он придаёт им красноватый оттенок.
Характеристики колец:
Относительно узкое, самое внешнее, расположенное в 63 000 км от центра планеты — кольцо Адамса; кольцо Леверье на удалении в 53 000 км от центра и более широкое; более слабое кольцо Галле на расстоянии в 42 000 км. Кольцо Араго расположено на расстоянии в 57 000 км. От внешних границ кольца Леверье до внутренних границ кольца Араго располагается широкое кольцо Ласселла.
Открытие и исследование:
Впервые о наблюдениях колец Нептуна сообщил Уильям Лассел. Его рисунок с кольцами был опубликован 10 октября 1846 года в 589-м номере Astronomische Nachrichten. Однако, скорее всего, речь шла о наблюдательном артефакте, и о кольцах на долгое время забыли.
Первое свидетельство о существовании колец у Нептуна было получено в 1968 году командой астрономов во главе с Эдвардом Гвинаном, наблюдавшей покрытия звёзд Нептуном. Однако оно прошло незамеченным вплоть до открытия аналогичным методом системы колец Урана. Астрономы считали, что кольцо могло быть неполным, состоящим из дуг. Причина этого так и не выяснена до сих пор, но это могло произойти из-за гравитационного взаимодействия с маленькими спутниками на орбите поблизости от колец. Такое мнение возобладало после наблюдения за покрытием Нептуном звезды в 1984 году, когда кольца затмили звезду во время её входа в тень, а не по выходе из неё.
Однако наблюдения с Земли не давали чётких оснований говорить об открытии колец. Точку в этом вопросе поставили фотографии, полученные в 1989 году от «Вояджера-2»: было обнаружено несколько слабых колец, но с достаточно массивной структурой. Снимки «Вояджера» показали наличие трёх относительно ярких колец (получивших временные обозначения от 1989 N1R до 1989 N3R), а также трёх частичных колец или дуг внешнего кольца 1989 N1R, которые связывались с внутренними спутниками Нептуна.
Названия для колец были утверждены в июле 1991 года Исполнительным комитетом МАС. Кольца были названы в честь первооткрывателей Нептуна: Адамса (N1R), Леверье (N2R) и Галле (N3R). Также МАС утвердил названия дуг: «Liberté», «Egalité» и «Fraternité», которые выполняли роль мнемоники для слов «leading» («ведущая»), «equidistant» («равноудалённая») и «following» («последующая»), предложенных одним из их первооткрывателей, Андре Браиком.
В ходе последующих исследований фотографий «Вояджера», команда исследователей обнаружила четвёртое кольцо (1989 N4R) и установила, что тусклое кольцо, которое располагалось с внешней стороны кольца 1989 N2R, представляет собой самостоятельное кольцо (которому также было присвоено временное обозначение 1989 N4R). Также была обнаружена ещё одна дуга, получившая обозначение C. Два кольца 1989 N4R получили названия в честь Уильяма Лассела, первооткрывателя Тритона, и директора Парижской обсерватории Франсуа Араго. Дуге C в 1994 году было присвоено название «Храбрость» («Courage»).
Наиболее удалённое кольцо Адамс, как теперь известно, содержит 5 «дуг» под названием: «Храбрость», «Liberté», «Egalité 1», «Egalité 2», и «Fraternité» (Свобода, Равенство 1, Равенство 2 и Братство). Существование этих дуг было трудно объяснить, потому что законы механики предсказывают, что они должны были бы за достаточно короткий момент времени соединиться в однородное кольцо. Считалось, что в таком положении дуги удерживает гравитационное влияние спутника Нептуна — Галатеи, которая обращается вокруг Нептуна вблизи от внутренней границы кольца Адамса. Однако новые исследования показывают, что влияние гравитации Галатеи недостаточно для того, чтобы удерживать материал колец в том положении, в котором он находится сейчас.
Кольцевая система Нептуна гораздо менее существенна, чем, к примеру, у Сатурна. В систему колец Нептуна входит 5 компонентов.
Состав:
Кольца могут состоять из ледяных частиц, покрытых силикатами, или основанным на углероде материалом, — наиболее вероятно, это он придаёт им красноватый оттенок.
Характеристики колец:
Относительно узкое, самое внешнее, расположенное в 63 000 км от центра планеты — кольцо Адамса; кольцо Леверье на удалении в 53 000 км от центра и более широкое; более слабое кольцо Галле на расстоянии в 42 000 км. Кольцо Араго расположено на расстоянии в 57 000 км. От внешних границ кольца Леверье до внутренних границ кольца Араго располагается широкое кольцо Ласселла.
Открытие и исследование:
Впервые о наблюдениях колец Нептуна сообщил Уильям Лассел. Его рисунок с кольцами был опубликован 10 октября 1846 года в 589-м номере Astronomische Nachrichten. Однако, скорее всего, речь шла о наблюдательном артефакте, и о кольцах на долгое время забыли.
Первое свидетельство о существовании колец у Нептуна было получено в 1968 году командой астрономов во главе с Эдвардом Гвинаном, наблюдавшей покрытия звёзд Нептуном. Однако оно прошло незамеченным вплоть до открытия аналогичным методом системы колец Урана. Астрономы считали, что кольцо могло быть неполным, состоящим из дуг. Причина этого так и не выяснена до сих пор, но это могло произойти из-за гравитационного взаимодействия с маленькими спутниками на орбите поблизости от колец. Такое мнение возобладало после наблюдения за покрытием Нептуном звезды в 1984 году, когда кольца затмили звезду во время её входа в тень, а не по выходе из неё.
Однако наблюдения с Земли не давали чётких оснований говорить об открытии колец. Точку в этом вопросе поставили фотографии, полученные в 1989 году от «Вояджера-2»: было обнаружено несколько слабых колец, но с достаточно массивной структурой. Снимки «Вояджера» показали наличие трёх относительно ярких колец (получивших временные обозначения от 1989 N1R до 1989 N3R), а также трёх частичных колец или дуг внешнего кольца 1989 N1R, которые связывались с внутренними спутниками Нептуна.
Названия для колец были утверждены в июле 1991 года Исполнительным комитетом МАС. Кольца были названы в честь первооткрывателей Нептуна: Адамса (N1R), Леверье (N2R) и Галле (N3R). Также МАС утвердил названия дуг: «Liberté», «Egalité» и «Fraternité», которые выполняли роль мнемоники для слов «leading» («ведущая»), «equidistant» («равноудалённая») и «following» («последующая»), предложенных одним из их первооткрывателей, Андре Браиком.
В ходе последующих исследований фотографий «Вояджера», команда исследователей обнаружила четвёртое кольцо (1989 N4R) и установила, что тусклое кольцо, которое располагалось с внешней стороны кольца 1989 N2R, представляет собой самостоятельное кольцо (которому также было присвоено временное обозначение 1989 N4R). Также была обнаружена ещё одна дуга, получившая обозначение C. Два кольца 1989 N4R получили названия в честь Уильяма Лассела, первооткрывателя Тритона, и директора Парижской обсерватории Франсуа Араго. Дуге C в 1994 году было присвоено название «Храбрость» («Courage»).
Наиболее удалённое кольцо Адамс, как теперь известно, содержит 5 «дуг» под названием: «Храбрость», «Liberté», «Egalité 1», «Egalité 2», и «Fraternité» (Свобода, Равенство 1, Равенство 2 и Братство). Существование этих дуг было трудно объяснить, потому что законы механики предсказывают, что они должны были бы за достаточно короткий момент времени соединиться в однородное кольцо. Считалось, что в таком положении дуги удерживает гравитационное влияние спутника Нептуна — Галатеи, которая обращается вокруг Нептуна вблизи от внутренней границы кольца Адамса. Однако новые исследования показывают, что влияние гравитации Галатеи недостаточно для того, чтобы удерживать материал колец в том положении, в котором он находится сейчас.
💋1