Планеты

Планеты (далее П) (позднелат., единственное число planeta, от греч. astèr planétes — блуждающая звезда), большие небесные тела, движущиеся вокруг Солнца и светящиеся отраженным солнечным светом; размеры и массы П на несколько порядков меньше, чем у Солнца. Еще в глубокой древности были наделены семь небесных светил, изменяющих свое положение ("блуждающих") среди звезд: Солнце, Луна, Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн. Считалось, что все эти светила, названные планетами, обращаются вокруг Земли. Лишь в начале 16 в. создатель системы мира Н. Коперник показал, что только Луна движется вокруг Земли, а остальные П, как и Земля, движутся вокруг Солнца, которое является, таким образом, центральным телом системы П — Солнечной системы. Само Солнце не причисляется к П; оно является звездой, поскольку светится собственным, а не отраженным светом. Из числа П древности была изъята и Луна — спутник Земли. В новое время были открыты еще три планеты — Уран (1781, В. Гершель), Нептун (1846, Дж. Адамс, У. Леверье, И. Галле), Плутон (1930, П Ловелл, К. Томбо). Т. о., известно девять больших П Кроме того, открыто несколько тысяч малых планет (астероидов), размеры которых составляют от нескольких сотен до 1 км и меньше; они движутся главным образом между орбитами Марса и Юпитера.   Уже в древности П по характеру их движения среди звезд делились на нижние и верхние. К нижним П относятся Меркурий и Венера, движущиеся вокруг Солнца ближе, чем Земля; к верхним принадлежат все остальные П, орбиты которых расположены за пределами земной орбиты. Более глубокое научное значение имеет деление П на внутренние и внешние. К внутренним относят П, движущиеся по орбитам внутри пояса малых П Это — Меркурий, Венера, Земля, Марс; они названы также П земной группы. Внешние П находятся за пределами кольца малых П Это — Юпитер, Сатурн, Все они (кроме из-за своих значительных размеров называются также планетами-гигантами.   Между П и Солнцем действует взаимное притяжение, описываемое Ньютона законом тяготения. Движение П вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам в основном в соответствии со сравнительно простыми Кеплера законами. Однако взаимное притяжение П осложняет движение, вследствие чего вычисление положения П на звездном небе, а также их расстояний от Солнца составляет трудную задачу небесной механики (особенно если вычисление должно быть выполнено на большой срок вперед или назад). Тем не менее современные математические теории движения П позволяют вычислить положения П на небе в далеком прошлом, например несколько тысячелетий назад, с точностью, более высокой, чем это могли сделать непосредственными наблюдениями астрономы той эпохи.   Табл. 1. — Геометрические и механические характеристики больших планет (по данным на 1973). Планета Диаметр планеты (экваториальный) Угловые диа-метры плане-ты (эквато-риальные) — Наименьший и наибольший в секундах дуги Сжатие планеты Объем планеты в едини-цах объе-ма Земли Масса планеты в едини-цах мас-сы Земли Средняя плот-ность планеты, в г/см3 Ускорение силы тя-жести на поверхно-сти плане-ты в еди-ницах Земли Скорость убегания на по-верхности планеты, в км/сек Среднее расстоя-ние от Солнца, в а. е. Период обращения планеты вокруг Солнца в км В едини-цах диаметра Земли Меркурий 4865 0,38 4,7—12,9 0,0 0,055 0,055 5,52 0,38 4,3 0,387 88 суток Венера 12105 0,95 9,9—65,2 0,0 0,861 0,815 5,22 0,90 10,3 0,723 224,7 суток Земля 12756 1,00 — 1:298,2 1,000 1,000 5,517 1,00 11,2 1,000 365,3 суток Марс 6800 0,53 3,5—25,5 1:190 0,150 0,107 3,97 0,38 5,0 1,524 1,881 года Юпитер 141700 11,11 30,5—50,1 1:15,3 1344,8 317,82 1,30 2,35 57,5 5,203 11,862 года Сатуре 120200 9,41 14,7—20,7 1:10,2 770 95,28 0,68 0,92 37 9,539 29,458 года 50700 3,98 3,4—4,3 1:33 61 14,56 1,32 0,92 22 19,19 84,015 года 49500 3,88 2,2—2,4 1:60 57 17,28 1,84 1,15 23 30,06 164,79 года 60001 0,47 0,5 — 0,1 0,111 61 0,51 5 39,752 250,62 года 1 Очень ненадежное значение. 2  Сильно меняется во времени   Общая характеристика планет. Видимый блеск всех П, известных с древности, не уступает блеску самых ярких звезд, а блеск Венеры, Марса и Юпитера превосходит их. Из П, открытых в новое время, только доступен невооруженному глазу. Для нормального человеческого зрения все П представляются, как и звезды, светящимися точками, но уже с помощью небольшого телескопа можно увидеть диск у всех П (кроме далекого что впервые обнаружил в 1609 Г. Галилей. У Венеры и Меркурия можно видеть фазы, подобные фазам Луны — от "полной" до узкого серпа или полной невидимости в нижнем соединении с Солнцем (см. Конфигурации). У верхних П полной смены фаз не бывает (у Марса ущерб не превышает 47°, у Юпитера 11° и т.д.). Фазы и угловые размеры диска П меняются в зависимости от взаимного расположения П, Солнца и Земли, а также от расстояния П от Земли. Вычисление линейных размеров П по их угловым размерам не составляет труда, т.к. расстояние от П до Земли известно с достаточной точностью. Впрочем, телескопические измерения угловых размеров П обременены трудно устранимыми систематическими ошибками, доходящими до 1% измеряемой величины.   Радиолокация П (Меркурия, Венеры, Марса и Юпитера) дает возможность очень точно установить расстояние до поверхности П: небесно-механические же расчеты, основанные на анализе радиолокационных измерений за несколько лет, позволяют вычислить расстояния до центра П Разность тех и других расстояний равна радиусу П Такой способ вычисления радиусов П обеспечивает точность, большую 0,1%. Радиусы П определяются также из наблюдений затмения спутника П при его заходе за диск П и выходе из-за диска. Результаты особенно успешны в применении к П с разреженной атмосферой (например, Марс). Измерения видимого диаметра П в разных направлениях позволяют определить ее фигуру или, по крайней мере, сжатие у полюсов. Достаточно надежно характеризует форму П сжатие (динамическое сжатие), которое выводится из анализа возмущений, наблюдаемых в движении спутников П, в предположении, что внутри П соблюдается гидростатическое равновесие.   Геометрические, механические и физические характеристики больших П приведены в табл. 1 и 2.   Табл. 2. — Физические характеристики больших планет (по данным на 1973). Планета Период вращения планеты вокруг оси относительно звезд в единицах времени Наклон плоскости экватора планеты к плоскости ее орбиты Солнечная постоянная для планеты Освещенность от Солнца на границе атмосфер в фотах Блеск планеты в среднем противо-стоянии в звезд-ных величинах Сферическое аль-бедо (визуальное) Равновесная температура, °С Средняя измерен-ная температура, °С Координаты северного конца оси вращения планеты (1950.0) Число спутников Мвт/см2 В единицах солнечной постоянной для Земли Прямое восхо-ждение Склоне-ние Меркурий Венера Земля Марс Юпитер Сатурн 58,65 сут 243,0 сут 23 ч 56 мин 4.1 сек 24 ч 37 мин 22,7 сек 1 9 ч 50мин 30,0 сек 2 9 ч 55мин 40,6 сек 1 10 ч 14мин 2 10 ч 40мин 10,8 ч 15,8 ч 6,39 ч 0°3 178 23,5 25,2 3,1 26,4 98 29 ? 910 261 1364 59 5,0 1,5 0,37 0,15 0,08 6,7 1,9 1,0 0,43 0,037 0,011 0,0027 0,0011 0,0006 90,1 25,8 13,5 5,8 0,50 0,15 0,037 0,015 0,0085 -0,3-+0,65 -0,076 -3,877 -2,01 -2,55 +0,678 +5,52 +7,84 +14,9 0,07 0,76 0,39 0,16 0,67 0,69 0,93 0,84 0,1 +230° -44 -23 -57 -160 -190 -210 -220 -230 +340°9 +48010 +12 -53 -14511 -17011 -21011 -160 - 254° 273,0 - 317,32 268,00 38,50 76,50 294,91 ? +70° +66,0 +90 +52,68 +64,52 +83,31 +14,92 +40,53 ? 0 0 1 2 12 10 5 2 ? 1 – на экваторе. 2 – на средних широтах. 3Ненадежное значение. 41,95кал/см2 мин. 5В элонгации, в зависимости от расстояния то Солнца. 6В элонгации. Максимальный возможный блеск – 4,45. 7Видимая с Солнца. 8Кольцо Сатурна при наибольшем раскрытии делает величину равной – 0,28. 9Точка планеты, для которой Солнце находится в зените. 10Температура поверхности. 11Много выше по измерениям в радиодиапазоне.   Детали поверхности, вращения планет, их картографирование. На поверхности П, полностью (или почти полностью) лишенной атмосферы, видны различные детали. Им часто условно присваивают названия земных образований, хотя их названия земных образований, хотя их физическая природа и не соответствует этим названиям. Таковы, например, темные "моря" на Марсе, которые вовсе не являются морями в земном смысле слова; они выделяются на фоне др. деталей лишь из-за более низкой способности отражать солнечный свет. У такой П, как Венера, обладающей мощной атмосферой, детали поверхности не поддаются оптическим наблюдениям, у нее доступны для наблюдений только детали облачного слоя. Впрочем, с космического корабля "Маринер 10" поверхность Венеры была сфотографирована частично, в просветы между облаками. Периодически повторяющиеся перемещения деталей на диске П указывают на ее вращение; измеряя их положение в разное время определяют период вращения П вокруг оси и положение оси вращения в пространстве. Это дает возможность определить на П планетографические координаты деталей и составить карту П; такие карты имеются для Марса и Меркурия. К Венере и ко всем верхним П эта методика неприменима, т.к. у каждой из них постоянному наблюдению доступен только облачный покров, в котором могут быть мощные систематические движения, совпадающие с вращением самой П Вращение П может быть изучено методами радиолокационной астрономии. Вследствие вращения П радиолокационный сигнал, посланный с Земли, отражается как от точек поверхности П, движущихся по направлению к земному наблюдателю, так и от точек, удаляющихся от него. Вследствие эффекта Доплера форма сигнала изменяется, причем тем больше, чем быстрее П вращается. Таким методом советские (В. А. Котельников с сотрудниками) и американские радиофизики выяснили, что Венера вращается с периодом 243 земных сут в направлении, обратном ее вращению вокруг Солнца. В дальнейшем обнаружилось, что ее облачный слой вращается с периодом несколько большим 4 сут. Изучение собственного радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах показало, что его источники, связанные с телом П, вращаются с периодом 9 ч 55 мин 29,4 сек, тогда как облачный слой на экваторе П имеет период вращения, равный 9 ч 50 мин 30,00 сек.   Радиолокация дает возможность построить карту деталей радио-альбедо П, выделяя в вернувшемся на Землю сигнале части, отраженные разными местами поверхности П Более того, благодаря исключительной точности вычисления расстояний радиолокационными методами может быть выявлен и рельеф поверхности П, по крайней мере в тех ее местах, которые локализуются близ центра видимого диска П Так, в частности, был определен рельеф Венеры и Марса.   Масса и плотность планет. Изучение закономерностей движения спутников П на основе закона всемирного тяготения позволяет уверенно определить массу П У Меркурия, Венеры и не имеющих спутников, массы определяются по возмущениям, которые они вызывают в движениях др. небесных тел, в первую очередь комет и искусственных космических зондов (в последнем случае точность особенно велика). Кроме Венеры и Меркурия, таким путем определена масса Марса, причем по движению естественных его спутников. Знание массы П и ее размеров позволяет вычислить среднюю плотность, значение ускорения силы тяжести на поверхности и скорость убегания, т. е. ту критическую скорость (космическую скорость), развив которую, тело покидает П навсегда (скорость убегания рассчитывается для поверхности П).   Атмосферы планет. Наличие газовой оболочки вокруг П может быть легко замечено при наблюдениях с Земли — по потемнению диска П к краям, по постепенному (а не мгновенному) угасанию звезды в случае, когда П приходит перед звездой (покрытие звезды П), по наличию облачных образований. Фотометрические измерения П позволяют вывести значение отражательной способности либо П в целом, либо ее 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 ее фазы позволяют с помощью теории рассеяния света определить количественные характеристики атмосферы П, в первую очередь ее оптическую толщину и протяженность. В этом направлении в 20 в. ценные результаты получили советские астрономы Н. П Барабашов, В. Г. Фесенков, В. В. Шаронов. При интерпретации таких наблюдений пользуются измерениями поляризации света П Наличие в атмосфере твердых и жидких частиц (аэрозолей) сильно увеличивает рассеяние и приводит к завышенным сведениям о газовой составляющей атмосферы П (как, например, до середины 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 ее основания, т. е. по величине, которую показал бы барометр-анероид на поверхности П: выражают ее в миллибарах (мбар). Эта величина не совпадает с действительным атмосферным 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 какого-либо газа в ней) может характеризоваться специальной величиной (в м-атм, или см-атм), эквивалентной высоте (в м или см), на которую она простиралась бы, если бы имела повсюду плотность, соответствующую давления в 1 атм " 1013 мбар, и температуру 0 o. На Земле эта величина составляет около 8000 м-атм, на Меркурии 1—3 см-атм, на Марсе давление атмосферы у поверхности 5—8 мбар (по анероиду), на Венере — около 100 атм. Очень мощные атмосферы имеют П-гиганты.   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 ее 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 количестве в атмосфере Земли; таковы: углекислый газ (2), метан (4), аммиак (3), (2). Труднее обнаружить водяные пары (2) и (2). Почти невозможно обнаружить у П таким способом (Не), (2), () и некоторые др. газы, дающие полосы поглощения в далекой ультрафиолетовой части спектра. К началу космической эры уже было установлено, что у Венеры и Марса главной составляющей атмосферы является 2, а у внешних П— молекулярный 2 (около 85 км-атм над облачным слоем Юпитера), 4 и 3. Предполагается по аналогии с составом атмосферы Солнца наличие большого количества   Космическая эра принесла новую методику исследования атмосфер П Измеряя ослабление радиосигналов космических зондов, заходящих за П, вследствие поглощения в атмосфере, можно вывести "шкалу высот" атмосферы и определить т. о. отношение ее температуры Т к среднему молекулярному весу m. Однако этот метод применим только к разреженным атмосферам или к верхним слоям более мощных атмосфер. Несравненно эффективнее непосредственный контакт спускаемых аппаратов космических зондов с атмосферой П Такой эксперимент был осуществлен 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 которыми пролетает искусственный спутник П, дает 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 ее поверхности, благодаря чему рельеф Марса был определен на значительной части его поверхности с точностью до нескольких сот м.   Температура планет. Прямые измерения интегрального теплового потока или излучения П в отдельных областях ее инфракрасного спектра, осуществляемые, например, с помощью болометров, позволяют определить общую температуру П или температуру отдельных ее частей. Та же задача может быть решена путем измерения тепловых потоков П радиометодами в сантиметровом, дециметровом и метровом диапазонах. Из подобных измерений выводятся минимальные температуры, основанные на предположении, что П излучает как абсолютно черное тело. Есть основание полагать, что истинные температуры лишь немного выше полученных этим методом. Кроме того, радиоизмерения позволяют определять температуру на разных уровнях атмосферы П и даже на разных глубинах под ее поверхностью (в пределах метров), т.к. излучение разных частот испытывает разное поглощение в атмосфере и в твердой коре П Именно методом радиоизмерений была измерена истинная температура поверхности Венеры — около + 500 °С; болометрические же измерения давали температуру только верхней ее атмосферы, на уровне облаков (около — 40 °С). Сравнение теоретической равновесной температуры (т. е. той, которую должна была бы иметь П, если бы ее единственным источником тепла было солнечное облучение) с измеренной температурой дает возможность судить о том, что П обладает собственными источниками тепла, которое просачивается наружу. Этот процесс очень существенно зависит от теплопроводности коры и атмосферы П Атмосфера может обусловливать сильный парниковый эффект, сущность которого заключается в том, что она пропускает приходящее от Солнца оптическое излучение, но в значительной мере задерживает уходящее наружу длинноволновое (тепловое) излучение самой П Поэтому П, лишенная атмосферы, холоднее и отличается большей суточной амплитудой температуры, чем П с атмосферой. Именно поэтому у Венеры под мощной атмосферой температура на 550 °С выше, чем на уровне облаков, а дневная температура практически неотличима от ночной. У Юпитера также при равновесной температуре 110 К измерения в инфракрасном диапазоне показали температуру 123 К, а на миллиметровых и сантиметровых волнах даже 150 К. Она еще выше в дециметровом диапазоне, но это является следствием нетеплового излучения П, к которому понятие температуры неприменимо. У др. П-гигантов превышение измеренных температур над равновесными еще больше, но измерения менее точны. Для определения температуры отдельных деталей поверхности П пригодны только тепловые измерения с крупными телескопами в инфракрасной области спектра. Так было установлено, например, что в экваториальной области Марса летом дневные температуры могут быть заметно выше 0 °С, ночные же — около — 60 °С; что темные "моря" теплее светлой "суши" и т.д.   Совокупное исследование температуры и состава атмосферы П (наличие 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 ее 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 математическим путем определить форму П, ее сжатие. Скорость этого вращения тем больше, чем больше величина разности между сжатием e и половиной отношения c центробежной силы на экваторе П к силе тяжести. Величина может быть определена по результатам длительных наблюдений спутника, а c вычислена по известным размерам и массе П и скорости ее вращения; после этого величина сжатия (динамического) определяется из уравнения e = Т + c/2. Между тем из теории следует, что e зависит от распределения масс внутри П, а именно e меняется от значения c/2 для П, у которой вся масса сосредоточена в ее центре, до 5c/4 для П, однородных от центра до периферии. Зная среднюю плотность П, оценивая возможные значения давления внутри П и принимая в расчет ее состав, приведенные выше закономерности позволяют составить обоснованные суждения о природе вещества в глубоких недрах П и его агрегатном состоянии. Дополнительные сведения о распределении масс внутри П может дать определение скорости прецессии, ее оси вращения, но для этого нужны длительные (несколько столетий) наблюдения за ее вращением.   Как видно из табл. 1, у П земной группы средняя плотность значительно превышает среднюю плотность П-гигантов, близкую к средней 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 ядро, в котором содержится около 60% массы П; Венера, по массе и плотности сходная с Землей, имеет в своем центре ядро, более богатое чем Земля, а плотность силикатов в ее оболочке несколько выше, чем в оболочке Земли; Земля же имеет сложную структурную оболочку (мантию), простирающуюся до глубины 2900 км, а ниже находится ядро, по-видимому металлическое ( на границе с мантией — жидкое, а у центра — твердое; у Марса, имеющего сравнительно малую плотность, если и есть 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 средняя плотность и специфический состав их атмосфер свидетельствуют о том, что они состоят из вещества, подобного солнечному, т. е. главным образом из и Значительный тепловой поток, исходящий из Юпитера, указывает на высокую температуру 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 котором молекулярный испытывает переход к металлической фазе и вполне подобен щелочным металлам. Находится ли он в жидком или газообразном состоянии — трудно сказать, т.к. температура известна недостаточно точно. Нужно думать, однако, что металлическое ядро Юпитера жидкое, в противном случае трудно было бы объяснить существование у Юпитера мощного поля, значительно более мощного, чем у Земли. Сходную с Юпитером структуру имеет Сатурн. Более плотные и содержат, по-видимому, значительно больше У этих П температура ниже, так что около их центра возможно имеются ядра, состоящие из смеси льда и соединений, содержащих серу и др. О строении ничего неизвестно.   Для полноты характеристики П Солнечной системы необходимо еще 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, — 5 и только у — 2. спутников, по-видимому, не имеет.   Эволюция планет и их происхождение. На протяжении миллиардов лет существования П Солнечной системы испытали сильные изменения. П малой массы (например, Меркурий и отчасти Марс) не могли удержать легкие газы, у которых скорость теплового движения молекул может превзойти или приблизиться к скорости убегания. Это относится прежде всего к и Наоборот, 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 ле