Большая Советская Энциклопедия (ПЛ)

установить расстояние до поверхности П.: небесно-механические же расчёты, 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 разрежённой атмосферой (например, Марс). Измерения видимого диаметра П. в разных направлениях позволяют определить её фигуру или, по крайней мере, сжатие у полюсов. Достаточно надёжно 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 Уран Нептун Плутон

58,65 сут 243,0 сут 23 ч 56 мин 4.1 сек 24 ч 37 мин 22,7 сек I1 9 ч 50мин 30,0 сек II2 9 ч 55мин 40,6 сек I1 10 ч 14мин II2 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 ?

¹I – на экваторе. ²II – 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 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 П. указывают на её 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 её 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 даёт 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 определён 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 Плутона, 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 путём определена масса Марса, причём по движению естественных его спутников. Знание массы П. и её 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 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 советские 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. (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 её