| 11652078 12288 3054 948 1аличию облачных образований. Фотометрич. измерения П. позволяют вывести значение отражательной способности либо П. в целом, либо её частей, что выражают через величину альбедо. Многие П. имеют большое альбедо, что указывает на присутствие мощной атмосферы. Величина альбедо и характер изменения блеска П. с изменением её фазы позволяют с помощью теории рассеяния света определить количественные характеристики атмосферы П., в первую очередь её оптическую толщину и протяжённость. В этом направлении в 20 в. ценные результаты получили сов. астрономы Н. П. Барабашов, В. Г. Фесенков, В. В. Шаронов. При интерпретации таких наблюдений пользуются измерениями поляризации света П. Наличие в атмосфере твёрдых и жидких частиц (аэрозолей) сильно увеличивает рассеяние и приводит к завышенным сведениям о газовой составляющей атмосферы П. (так, напр., до сер. 60-х гг. 20 в. мощность атмосферы Марса преувеличивалась в 10-20 раз). Измерение отражательной способности, цвета и поляризации света отдельными деталями поверхности П. не дают, к сожалению, однозначного ответа на вопрос о природе этих деталей.
О мощности атмосферы П. судят по упругости газов у её основания, т. е. по величине, к-рую показал бы барометр-анероид на поверхности П.: выражают её в миллибарах (мбар). Эта величина не совпадает с действительным атм. давлением на поверхности П., зависящим (пропорционально) от ускорения силы тяжести на П., зато позволяет непосредственно сравнивать атмосферу П. с атмосферой Земли, а также вычислить общую массу газовой оболочки П. Мощность атмосферы (или к.-л. газа в ней) может характеризоваться спец. величиной (в м-атм, или см-атм), эквивалентной высоте (в м или см), на к-рую она простиралась бы, если бы имела повсюду плотность, соответствующую давлению в 1 атм ~ ~ 1013 мбар, и темп-ру 0 oС. На Земле эта величина составляет ок. 8000 м-атм, на Меркурии 1-3 см-атм, на Марсе давление атмосферы у поверхности 5- 8 мбар (по анероиду), на Венере - ок. 100 атм. Очень мощные атмосферы имеют П.-гиганты.
Хим. состав атмосфер П. определяется из спектральных наблюдений по интенсивности молекулярных полос поглощения, возникающих в спектре солнечного излучения, после того как оно дважды прошло через атмосферу П.- до и после отражения от её поверхности. Сложность применения этого метода связана с тем, что на спектрограмме, полученной на земной поверхности, эти полосы трудно отделимы от полос, обусловленных прохождением света через земную атмосферу. Частично эти затруднения устраняются при наблюдениях с баллонов (см. Баллонная астрономия). Этим методом сравнительно легко обнаруживаются газы атмосфер П., отсутствующие или имеющиеся в небольшом кол-ве в атмосфере Земли; таковы: углекислый газ (СO2), метан (СН4), аммиак (NH3), водород (Н2). Труднее обнаружить водяные пары (Н2О) и кислород (О2). Почти невозможно обнаружить у П. таким способом гелий (Не), азот (N2), аргон (Аr) и нек-рые др. газы, дающие полосы поглощения в далёкой ультрафиолетовой части спектра. К началу космич. эры уже было установлено, что у Венеры и Марса главной составляющей атмосферы является СО2, а у внешних П.- молекулярный водород Н2 (ок. 85 км-атм над облачным слоем Юпитера), СН4 и NH3. Предполагается по аналогии с составом атмосферы Солнца наличие большого количества гелия.
Космич. эра принесла новую методику исследования атмосфер П. Измеряя ослабление радиосигналов космич. зондов, заходящих за П., вследствие поглощения в атмосфере, можно вывести "шкалу высот" атмосферы и определить т. о. отношение её темп-ры Т к среднему молекулярному весу n. Однако этот метод применим только к разрежённым атмосферам или к верхним слоям более мощных атмосфер. Несравненно эффективнее непосредственный контакт спускаемых аппаратов космич. зондов с атмосферой П. Такой эксперимент был осуществлён в 60-х гг. 20 в. при спуске на Венеру зондов серии "Венера" (СССР). Измерения интенсивности той или иной молекулярной полосы в спектре деталей П., над к-рыми пролетает искусств. спутник П., даёт возможность определить также и расстояние до поверхности П. в этом месте, т. е. рельеф П. под траекторией спутника. Ценные результаты такого рода были получены с помощью искусственных спутников Марса "Марс-3", "Марс-5" (СССР) и "Маринер-9" (США). Вследствие вращения П. под орбитой спутника проходят разные части её поверхности, благодаря чему рельеф Марса был определён на значит. части его поверхности с точностью до нескольких сот м.
Температура планет. Прямые измерения интегрального теплового потока или излучения П. в отдельных областях её инфракрасного спектра, осуществляемые, напр., с помощью болометров, позволяют определить общую темп-ру П. или темп-ру отдельных её частей. Та же задача может быть решена путём измерения тепловых потоков П. радиометодами в сантиметровом, дециметровом и метровом диапазонах. Из подобных измерений выводятся минимальные темп-ры, основанные на предположении, что П. излучает как абсолютно чёрное тело. Есть основание полагать, что истинные темп-ры лишь немного выше полученных этим методом. Кроме того, радиоизмерения позволяют определять темп-ру на разных уровнях атмосферы П. и даже на разных глубинах под её поверхностью (в пределах метров), т. к. излучение разных частот испытывает разное поглощение в атмосфере и в твёрдой коре П. Именно методом радиоизмерений была измерена истинная темп-pa поверхности Венеры - ок. + 500 °С; болометрические же измерения давали темп-ру только верхней её атмосферы, на уровне облаков (ок. -40 °С). Сравнение теоретич. равновесной темп-ры (т. е. той, к-рую должна была бы иметь П., если бы её единственным источником тепла было солнечное облучение) с измеренной темп-рой даёт возможность судить о том, что П. обладает собственными источниками тепла, к-рое просачивается наружу. Этот процесс очень существенно зависит от теплопроводности коры и атмосферы П. Атмосфера может обусловливать сильный парниковый эффект, сущность к-рого заключается в том, что она пропускает приходящее от Солнца оптич. излучение, но в значит. мере задерживает уходящее наружу длинноволновое (тепловое) излучение самой П. Поэтому П., лишенная атмосферы, холоднее и отличается большей суточной амплитудой темп-ры, чем П. с атмосферой. Именно поэтому у Венеры под мощной атмосферой темп-ра на 550 °С выше, чем на уровне облаков, а дневная темп-pa практически неотличима от ночной. У Юпитера также при равновесной темп-ре 110 К измерения в инфракрасном диапазоне показали темп-ру 123 К, а на миллиметровых и сантиметровых волнах даже 150 К. Она ещё выше в дециметровом диапазоне, но это является следствием нетеплового излучения П., к к-рому понятие темп-ры неприменимо. У др. П.-гигантов превышение измеренных темп-р над равновесными ещё больше, но измерения менее точны. Для определения темп-ры отдельных деталей поверхности П. пригодны только тепловые измерения с крупными телескопами в инфракрасной области спектра. Так было установлено, напр., что в экваториальной области Марса летом дневные темп-ры могут быть заметно выше 0 °С, ночные же - ок. -60 °С; что тёмные "моря" теплее светлой "суши" и т. д.
Совокупное исследование темп-ры и хим. состава атмосферы П. (наличие кислорода и воды) позволяет сделать заключение о возможности существования жизни на П. Так, из того, что известно о Марсе, можно заключить, что на этой П. может существовать жизнь в простейших её формах. Возможность жизни даже в таких формах на др. П. Солнечной системы сомнительна.
Внутреннее строение планет. Наблюдения изменений орбиты спутника П., в частности поворота плоскости орбиты, вращения орбиты в этой плоскости позволяют матем. путём определить форму П., её сжатие. Скорость этого вращения тем больше, чем больше величина I разности между сжатием е и половиной отношения х центробежной силы на экваторе П. к силе тяжести. Величина I может быть определена по результатам длительных наблюдений спутника, а x вычислена по известным размерам и массе П. и скорости её вращения; после этого величина сжатия (динамического) определяется из ур-ния е = Т + x/2. Между тем из теории следует, что е зависит от распределения масс внутри П., а именно е меняется от значения x/2 для П., у к-рой вся масса сосредоточена в её центре, до 5х/4 для П., однородных от центра до периферии. Зная ср. плотность П., оценивая возможные значения давления внутри П. и принимая в расчёт её хим. состав, приведённые выше закономерности позволяют составить обоснованные суждения о природе вещества в глубоких недрах П. и его агрегатном состоянии. Дополнит. сведения о распределении масс внутри П. может дать определение скорости прецессии, её оси вращения, но для этого нужны длительные (неск. столетий) наблюдения за её вращением.
Как видно из табл. 1, у П. земной группы ср. плотность значительно превышает ср. плотность П.-гигантов, близкую к ср. плотности Солнца (1,4 г/см3). П.-гиганты, кроме того, имеют несравненно большие массы, вследствие чего в их недрах давление значительно выше. Т. о., с большой вероятностью можно предполагать, что у Меркурия, обладающего большой по сравнению с др. П. плотностью, есть плотное железное ядро, в к-ром содержится ок. 60% массы П.; Венера, по массе и плотности сходная с Землёй, имеет в своём центре ядро, более богатое железом, чем Земля, а плотность силикатов в её оболочке неск. выше, чем в оболочке Земли; Земля же имеет сложную структурную оболочку (мантию), простирающуюся до глубины 2900 км, а ниже находится ядро, по-видимому металлическое (железное), на границе с мантией - жидкое, а у центра - твёрдое; у Марса, имеющего сранительно малую плотность, если и есть железное ядро, то оно невелико (не больше 30% радиуса, а точнее 15-20% ), а плотность силикатных пород его оболочки несколько выше, чем у Земли.
Совсем иная картина у П.-гигантов. Очень низкая ср. плотность и специфический хим. состав их атмосфер свидетельствуют о том, что они состоят из вещества, подобного солнечному, т. е. гл. обр. из водорода и гелия. значит. тепловой поток, исходящий из Юпитера, указывает на высокую темп-ру в его недрах - м. б. до 20 тыс. градусов. Такой поток тепла свидетельствует о существовании в недрах Юпитера и Сатурна конвективного перемешивания тепла. В недрах господствует колоссальное давление, намного превышающее 2,5 млн. бар, при к-ром молекулярный водород испытывает переход к металлич. фазе и вполне подобен щелочным металлам. Находится ли он в жидком или газообразном состоянии - трудно сказать, т. к. темп-pa известна недостаточно точно. Нужно думать, однако, что металлич. ядро Юпитера жидкое, в противном случае трудно было бы объяснить существование у Юпитера мощного магнитного поля, значительно более мощного, чем у Земли. Сходную с Юпитером структуру имеет Сатурн. Более плотные Уран и Нептун содержат, по-видимому, значительно больше гелия. У этих П. темп-ра ниже, так что около их центра возможно имеются ядра, состоящие из смеси льда и соединений, содержащих водород, кислород, углерод, азот, серу и др. О строении Плутона ничего неизвестно.
Для полноты характеристики П. Солнечной системы необходимо ещё добавить, что у П. земной группы мало спутников (у Земли - 1, Марса - 2), тогда как у П.-гигантов их много: у Юпитера - 12, Сатурна - 10, Урана - 5 и только у Нептуна - 2. Плутон спутников, по-видимому, не имеет.
Эволюция планет и их происхождение. На протяжении миллиардов лет существования П. Солнечной системы испытали сильные изменения. П. малой массы (напр., Меркурий и отчасти Марс) не могли удержать лёгкие газы, у к-рых скорость теплового движения молекул может превзойти или приблизиться к скорости убегания. Это относится прежде всего к водороду и гелию. Наоборот, азот, кислород, углекислый газ и, в меньшей мере, водяной пар сравнительно прочно удерживаются большинством П. Выделяющиеся при медленной эволюции недр абсорбированные там газы пополняют атмосферу, но у меньших П. процесс улетучивания преобладает. Происходящее в верхних слоях атмосферы расщепление сложных молекул газа (той же воды) солнечным коротковолновым излучением также облегчает убегание более лёгких их составных частей. Известную роль в изменении состава атмосферы могут играть живые организмы. Так, предполагается, что на Земле первоначально атмосфера была богата Н2О, СO2, СН4, а также более тяжёлыми углеводородами, но в ре |
