Планеты

Планеты (позднелат., единственное число planeta, от греч. astèr planétes — блуждающая звезда), большие небесные тела, движущиеся вокруг Солнца по своим орбитам и светящиеся отраженным солнечным светом; размеры и массы планет на несколько порядков меньше, чем у Солнца. Планеты находятся в местной звёздной системе – Солнечная система. Ещё в глубокой древности были наделены семь небесных светил, изменяющих своё положение («блуждающих») среди звёзд: Солнце, Луна, Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн. Считалось, что все эти светила, названные планетами, обращаются вокруг Земли. Лишь в начале 16 века создатель гелиоцентрической системы мира Н. Коперник показал, что только Луна движется вокруг Земли, а остальные планеты, как и Земля, движутся вокруг Солнца, которое является, таким образом, центральным телом системы планет — Солнечной системы. Само Солнце не причисляется к планетам; оно является звездой, поскольку светится собственным, а не отражённым светом. Из числа планет древности была изъята и Луна — спутник Земли. В новое время были открыты ещё три планеты — Уран (1781, В. Гершель), Нептун (1846, Дж. Адамс, У. Леверье, И. Галле), Плутон (1930, П. Ловелл, К. Томбо). Таким образом, известно девять больших планет. 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.

Планеты Земной группы.

Планеты-гиганты.

Уже в древности планеты по характеру их движения среди звёзд делились на нижние и верхние. К нижним планетам относятся Меркурий и Венера, движущиеся вокруг Солнца ближе, чем Земля; к верхним принадлежат все остальные планеты, орбиты которых расположены за пределами земной орбиты. Более глубокое научное значение имеет деление планет на внутренние и внешние. К внутренним относят планеты, движущиеся по орбитам внутри пояса малых планет. Это — Меркурий, Венера, Земля, Марс; они названы также планетами земной группы. Внешние планеты находятся за пределами кольца малых планет. Это — Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Все они (кроме Плутона) из-за своих значительных размеров называются также планетами-гигантами.

Между планетами и Солнцем действует взаимное притяжение, описываемое Ньютона законом тяготения. Движение планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам в основном в соответствии со сравнительно простыми Кеплера законами. Однако взаимное притяжение планет осложняет движение, вследствие чего вычисление положения планет на звёздном небе, а также их расстояний от Солнца составляет трудную задачу небесной механики (особенно если вычисление должно быть выполнено на большой срок вперёд или назад). Тем не менее современные математические теории движения планет позволяют вычислить положения планет на небе в далёком прошлом, например несколько тысячелетий назад, с точностью, более высокой, чем это могли сделать непосредственными наблюдениями астрономы той эпохи.

Общая характеристика планет.

Видимый блеск всех планет, известных с древности, не уступает блеску самых ярких звёзд, а блеск Венеры, Марса и Юпитера превосходит их. Из планет, открытых в новое время, только Уран доступен невооружённому глазу. Для нормального человеческого зрения все планеты представляются, как и звёзды, светящимися точками, но уже с помощью небольшого телескопа можно увидеть диск у всех планет (кроме далёкого Плутона), 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 планет полной смены фаз не бывает (у Марса ущерб не превышает 47°, у Юпитера 11° и т.д.). Фазы и угловые размеры диска планет меняются в зависимости от взаимного расположения планет, Солнца и Земли, а также от расстояния планет от Земли. Вычисление линейных размеров планет по их угловым размерам не составляет труда, так как расстояние от планет до Земли известно с достаточной точностью. Впрочем, телескопические измерения угловых размеров планет обременены трудно устранимыми систематическими ошибками, доходящими до 1% измеряемой величины.

Радиолокация планет (Меркурия, Венеры, Марса и Юпитера) даёт возможность очень точно установить расстояние до поверхности планет: небесно-механические же расчёты, основанные на анализе радиолокационных измерений за несколько лет, позволяют вычислить расстояния до центра планеты. Разность тех и других расстояний равна радиусу планеты. Такой способ вычисления радиусов планет обеспечивает точность, большую 0,1%. Радиусы планет определяются также из наблюдений затмения спутника планеты при его заходе за диск планеты и выходе из-за диска. Результаты особенно успешны в применении к планетам с разрежённой атмосферой (например, Марс). Измерения видимого диаметра планеты в разных направлениях позволяют определить её фигуру или, по крайней мере, сжатие у полюсов. Достаточно надёжно характеризует форму планет сжатие (динамическое сжатие), которое выводится из анализа возмущений, наблюдаемых в движении спутников планет, в предположении, что внутри планет соблюдается гидростатическое равновесие.

Геометрические, механические и физические характеристики больших планет приведены в табл. 1 и 2.

Детали поверхности, вращения планет, их картографирование.

Эллиптическая орбита.

На поверхности планеты, полностью (или почти полностью) лишенной атмосферы, видны различные детали. Им часто условно присваивают названия земных образований, хотя их названия земных образований, и 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 других деталей лишь из-за более низкой способности отражать солнечный свет. У такой планеты, как Венера, обладающей мощной атмосферой, детали поверхности не поддаются оптическим наблюдениям, у неё 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 планеты указывают на её вращение; измеряя их положение в разное время определяют период вращения планеты вокруг оси и положение оси вращения в пространстве. Это дает возможность определить на планете планетографические координаты деталей и составить карту планеты; такие карты имеются для Марса и Меркурия. К Венере и ко всем верхним планетам эта методика неприменима, так как у каждой из них постоянному наблюдению доступен только облачный покров, в котором могут быть мощные систематические движения, совпадающие с вращением самой планеты. Вращение планет может быть изучено методами радиолокационной астрономии. Вследствие вращения планет радиолокационный сигнал, посланный с Земли, отражается как от точек поверхности планеты, движущихся по направлению к земному наблюдателю, так и от точек, удаляющихся от него. Вследствие эффекта Доплера форма сигнала изменяется, причем тем больше, чем быстрее планета вращается. Таким методом советские (В. А. Котельников с сотрудниками) и американские радиофизики выяснили, что Венера вращается с периодом 243 земных суток в направлении, обратном ее вращению вокруг Солнца. В дальнейшем обнаружилось, что её облачный слой вращается с периодом несколько большим 4 суток. Изучение собственного радиоизлучения Юпитера на дециметровых волнах показало, что его источники, связанные с телом планеты, вращаются с периодом 9 ч 55 мин 29,4 сек, тогда как облачный слой на экваторе планеты имеет период вращения, равный 9 ч 50 мин 30,00 сек.

Радиолокация даёт возможность построить карту деталей радио-альбедо планеты, выделяя в вернувшемся на Землю сигнале части, отраженные разными местами поверхности планеты. Более того, благодаря исключительной точности вычисления расстояний радиолокационными методами может быть выявлен и рельеф поверхности планеты, по крайней мере в тех ее местах, которые локализуются близ центра видимого диска планеты. Так, в частности, был определён рельеф Венеры и Марса.

Масса и плотность планет.

Изучение закономерностей движения спутников планет на основе закона всемирного тяготения позволяет уверенно определить массу планет. У Меркурия, Венеры и Плутона, не имеющих спутников, массы определяются по возмущениям, которые они вызывают в движениях других небесных тел, в первую очередь комет и искусственных космических зондов (в последнем случае точность особенно велика). Кроме Венеры и Меркурия, таким путём определена масса Марса, причём по движению естественных его спутников. Знание массы планеты и её размеров позволяет вычислить среднюю плотность, значение ускорения силы тяжести на поверхности и скорость убегания, то есть ту критическую скорость (космическую скорость), развив которую, тело покидает планету навсегда (скорость убегания рассчитывается для поверхности планеты).

Атмосферы планет.

Сравнительные размеры Земли (слева внизу) и Юпитера.

Наличие газовой оболочки вокруг планет может быть легко замечено при наблюдениях с Земли — по потемнению диска планеты к краям, по постепенному (а не мгновенному) угасанию звезды в случае, когда планета приходит перед звездой (покрытие звезды планетой), по наличию облачных образований. Фотометрические измерения планеты позволяют вывести значение отражательной способности либо планеты в целом, либо её частей, что выражают через величину альбедо. Многие планеты имеют большое альбедо, что указывает на присутствие мощной атмосферы. Величина альбедо и характер изменения блеска планеты с изменением её фазы позволяют с помощью теории рассеяния света определить количественные характеристики атмосферы планеты, в первую очередь её оптическую толщину и протяжённость. В этом направлении в 20 веке ценные результаты получили советские астрономы Н. П. Барабашов, В. Г. Фесенков, В. В. Шаронов. При интерпретации таких наблюдений пользуются измерениями поляризации света планеты. Наличие в атмосфере твёрдых и жидких частиц (аэрозолей) сильно увеличивает рассеяние и приводит к завышенным сведениям о газовой составляющей атмосферы планеты (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 планеты не дают, к сожалению, однозначного ответа на вопрос о природе этих деталей.

О мощности атмосферы планеты судят по упругости газов у её основания, т. е. по величине, которую показал бы барометр-анероид на поверхности планеты: выражают её в миллибарах (мбар). Эта величина не совпадает с действительным атмосферным давлением на поверхности планеты, зависящим (пропорционально) от ускорения силы тяжести на планете, зато позволяет непосредственно сравнивать атмосферу планеты с атмосферой Земли, а также вычислить общую массу газовой оболочки планеты. 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 ^oC. 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 планеты-гиганты.

Химический состав атмосфер планет определяется из спектральных наблюдений по интенсивности молекулярных полос поглощения, возникающих в спектре солнечного излучения, после того как оно дважды прошло через атмосферу планеты — 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 планет, отсутствующие или имеющиеся в небольшом количестве в атмосфере Земли; таковы: углекислый газ (CO₂), метан (CH₄), аммиак (NH₃), водород (H₂). Труднее обнаружить водяные пары (H₂O) и кислород (O₂). Почти невозможно обнаружить у планет таким способом гелий (Не), азот (N₂), аргон (Ar) и некоторые другие газы, дающие полосы поглощения в далёкой ультрафиолетовой части спектра. К началу космической эры уже было установлено, что у Венеры и Марса главной составляющей атмосферы является CO₂, а у внешних планет — молекулярный водород H₂ (около 85 км-атм над облачным слоем Юпитера), CH₄ и NH₃. Предполагается по аналогии с составом атмосферы Солнца наличие большого количества гелия.

Космическая эра принесла новую методику исследования атмосфер планет. Измеряя ослабление радиосигналов космических зондов, заходящих за планеты, вследствие поглощения в атмосфере, можно вывести «шкалу высот» атмосферы и определить таким образом отношение её температуры Т к среднему молекулярному весу m. Однако этот метод применим только к разрежённым атмосферам или к верхним слоям более мощных атмосфер. Несравненно эффективнее непосредственный контакт спускаемых аппаратов космических зондов с атмосферой планеты. Такой эксперимент был осуществлен в 60-х гг. 20 века при спуске на Венеру зондов серии «Венера» (СССР). Измерения интенсивности той или иной молекулярной полосы в спектре деталей планеты, над которыми пролетает искусственный спутник планеты, даёт возможность определить также и расстояние до поверхности планеты в этом месте, т. е. рельеф планеты 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 планеты под орбитой спутника проходят разные части её поверхности, благодаря чему рельеф Марса был определён на значительной части его поверхности с точностью до нескольких сот метров.

Температура планет.

Прямые измерения интегрального теплового потока или излучения планеты в отдельных областях её инфракрасного спектра, осуществляемые, например, с помощью болометров, позволяют определить общую температуру планеты или температуру отдельных её частей. Та же задача может быть решена путём измерения тепловых потоков планеты радиометодами в сантиметровом, дециметровом и метровом диапазонах. Из подобных измерений выводятся минимальные температуры, основанные на предположении, что планета излучает как абсолютно чёрное тело. Есть основание полагать, что истинные температуры лишь немного выше полученных этим методом. Кроме того, радиоизмерения позволяют определять температуру на разных уровнях атмосферы планеты и даже на разных глубинах под её поверхностью (в пределах метров), так как излучение разных частот испытывает разное поглощение в атмосфере и в твёрдой коре планеты. Именно методом радиоизмерений была измерена истинная температура поверхности Венеры — около +500°С; болометрические же измерения давали температуру только верхней её атмосферы, на уровне облаков (около — 40°С). Сравнение теоретической равновесной температуры (то есть той, которую должна была бы иметь планета, если бы её единственным источником тепла было солнечное облучение) с измеренной температурой даёт возможность судить о том, что планета обладает собственными источниками тепла, которое просачивается наружу. Этот процесс очень существенно зависит от теплопроводности коры и атмосферы планеты. 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 планеты. Поэтому планета, лишённая атмосферы, холоднее и отличается большей суточной амплитудой температуры, чем планета 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 ещё выше в дециметровом диапазоне, но это является следствием нетеплового излучения планеты, к которому понятие температуры неприменимо. У других планет-гигантов превышение измеренных температур над равновесными ещё больше, но измерения менее точны. Для определения температуры отдельных деталей поверхности планеты 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 тёмные «моря» теплее светлой «суши» и т.д.

Совокупное исследование температуры и химического состава атмосферы планет (наличие кислорода и воды) позволяет сделать заключение о возможности существования жизни на планетах. Так, из того, что известно о Марсе, можно заключить, что на этой планете может существовать жизнь в простейших её формах. Возможность жизни даже в таких формах на других планетах Солнечной системы сомнительна.

Внутреннее строение планет.

Наблюдения изменений орбиты спутника планеты, в частности поворота плоскости орбиты, вращения орбиты в этой плоскости позволяют математическим путём определить форму планеты, её сжатие. Скорость этого вращения тем больше, чем больше величина «I» разности между сжатием «e» и половиной отношения c центробежной силы на экваторе планеты к силе тяжести. Величина «I» может быть определена по результатам длительных наблюдений спутника, а «c» вычислена по известным размерам и массе планеты и скорости её 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 планеты, а именно «e» меняется от значения c/2 для планеты, у которой вся масса сосредоточена в её центре, до 5c/4 для планет, однородных от центра до периферии. Зная среднюю плотность планеты, оценивая возможные значения давления внутри планеты и принимая в расчёт её химический состав, приведённые выше закономерности позволяют составить обоснованные суждения о природе вещества в глубоких недрах планеты и его агрегатном состоянии. Дополнительные сведения о распределении масс внутри планеты может дать определение скорости прецессии, её оси вращения, но для этого нужны длительные (несколько столетий) наблюдения за её вращением.

Как видно из табл. 1, у планет земной группы средняя плотность значительно превышает среднюю плотность планет-гигантов, близкую к средней плотности Солнца (1,4 г/см³). Планеты-гиганты, кроме того, имеют несравненно большие массы, вследствие чего в их недрах давление значительно выше. Таким образом, с большой вероятностью можно предполагать, что у Меркурия, обладающего большой по сравнению с другими планетами плотностью, есть плотное железное ядро, в котором содержится около 60% массы планеты; Венера, по массе и плотности сходная с Землёй, имеет в своём центре ядро, более богатое железом, чем Земля, а плотность силикатов в её 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 (железное), на границе с мантией — жидкое, а у центра — твёрдое; у Марса, имеющего сравнительно 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 планет-гигантов. Очень низкая средняя плотность и специфический химический состав их атмосфер свидетельствуют о том, что они состоят из вещества, подобного солнечному, то есть главным образом из водорода и гелия. Значительный тепловой поток, исходящий из Юпитера, указывает на высокую температуру в его недрах — может быть 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 водород испытывает переход к металлической фазе и вполне подобен щелочным металлам. Находится ли он в жидком или газообразном состоянии — трудно сказать, так как температура известна недостаточно точно. Нужно думать, однако, что металлическое 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 планет температура 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 планет Солнечной системы необходимо ещё добавить, что у планет земной группы мало спутников (у Земли — 1, Марса — 2), тогда как у планет-гигантов их много: у Юпитера — 67 (на 1.1.2017) 79 (на 2018), Сатурна — 62, Урана — 27 и только у Нептуна — 13, Плутон – 5.

Эволюция планет и происхождение планет.

На протяжении миллиардов лет существования, планеты Солнечной системы, испытали сильные изменения. Планеты 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 водороду и гелию. Наоборот, азот, кислород, углекислый газ и, в меньшей мере, водяной пар сравнительно прочно удерживаются большинством планет. Выделяющиеся при медленной эволюции недр абсорбированные там газы пополняют атмосферу, но у меньших планет 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 H₂O, CO₂, CH₄, а также более тяжёлыми углеводородами, но в результате жизнедеятельности простейших микроорганизмов и растительности при энергетическом воздействии Солнца углекислый газ был расщеплен на углерод и кислород. Последний интенсивно расходовался на окисление горных пород, но всё же значительная часть его сохранилась.

Таким образом, планеты земной группы, имеющие малую массу, растеряли свои летучие газы H₂, Не, CH₄, а Меркурий и отчасти Марс — и более тяжёлые (O₂ и CO₂), за исключением H₂, связанного с О в водяном паре и существующего преимущественно в жидкой или твёрдой фазе у большинства планет. Наоборот, у планет-гигантов сохранились все газы, вследствие чего химический состав их атмосфер (и недр) тот же, что и у Солнца.

Из сказанного можно сделать заключение о схожести состава вещества Солнца и планет и общности их происхождения. Метеорные тела и кометы также имеют химический состав, в основном близкий к составу Солнца. Однако поиски механизма образования планет вокруг Солнца в этом предположении (общности вещества) натолкнулись на трудность, состоящую в том, что на долю планет, суммарная масса которых составляет ¹/₇₀₀ часть массы всей Солнечной системы, приходится 98% вращательного момента, в то время как на долю Солнца только 2%. Попытка в некоторых космогонических гипотезах (см. Космогония) объяснить столь большой момент тем, что он был отнят у проходившей мимо звезды, оказалась несостоятельной, так как осталось необъяснимым, почему удельный (на единицу массы) вращательный момент сильно растет при переходе ко всё более удалённым от Солнца планетам. В середине 20 века в значительной мере под влиянием работ О. Ю. Шмидта и его учеников общее мнение стало склоняться к тому, что, каков бы ни был механизм процесса, планетная система образовалась в результате дифференциации вещества в колоссальном вращающемся газопылевом облаке: это облако первоначально было холодным, так как в противном случае горячий газ быстро рассеялся бы, не успев присоединиться к пылевой субстанции при её конденсации в планеты. Во время этого процесса выделялось некоторое количество тепла за счёт уменьшения потенциальной энергии. планеты разогревалась, и это продолжалось дальше также за счёт радиоактивного распада внутри планет. Вещество её постепенно переходило в пластическое и даже жидкое состояние, при котором стала возможной дифференциация вещества: наиболее тяжёлые фракции (например, железо, никель) опускались к центру, а лёгкие всплывали, образуя оболочку планеты и её кору. Газ, находившийся в первоначальном облаке вблизи образовавшегося Солнца, нагрелся и рассеялся; в облаках, отдалённых от Солнца, этого не произошло.

Околосолнечная планетная система безусловно не единственная в Галактике, а тем более во Вселенной. Но прямых доказательств существования других таких систем пока нет. Только ничтожные периодические движения, замеченные у некоторых ближайших к нам звёзд, дают слабое косвенное указание на это.

Шаронов В. В.. Природа планет, М., 1958; Мороз В. И., Физика планет, М., 1967; Брандт Дж., Ходж П., Астрофизика солнечной системы, пер. с англ., М., 1967; Мартынов Д. Я., Планеты. Решенные и нерешенные проблемы, М., 1970; Физические характеристики планет-гигантов, А.-А., 1971; Рессель Г. Н., Солнечная система и её происхождение, пер. с англ., М. — Л., 1944; Левин Б. Ю., Происхождение Земли и планет, 4 изд., М., 1964; Сафронов В. С., Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет, М., 1969; Жарков В. Н., Внутреннее строение Земли, Луны и планет, М., 1973.