составляет 47°, у Юпитера 12°, у Сатурна 6°, у Урана 3°, Нептуна 2° и у Плутона 2°. Видимые угловые размеры Марса, Венеры и Меркурия сильно зависят от взаимного положения этих планет и Земли. Венера и Меркурий ближе всего к Земле во время нижнего соединения, и при этом угловой диаметр их максимален. Однако в нижнем соединении мы видим неосвещенную сторону диска. Кроме того, в нижнем и верхнем соединении угловое расстояние от планеты до Солнца (элонгация) очень мало, что сильно затрудняет наблюдения. Венеру и Меркурий предпочитают наблюдать вблизи наибольшей элонгации. У Меркурия наибольшая элонгация достигает 28°, и даже в этом положении его можно наблюдать только в сумерках или днем. Венера в максимальной элонгации (48°) восходит примерно за три-четыре часа до восхода Солнца (или при вечерней видимости заходит через три-четыре часа после захода Солнца). В дневное время Венеру и Меркурий можно видеть в телескоп, если они не очень близки к Солнцу. Угловые размеры Марса максимальны вблизи противостояния. Так как противостояние совпадает с нулевой фазой (диск освещен полностью), то оно является самым удобным для наблюдений положения планеты. В противостоянии можно различить на диске детали наименьших размеров. Так как орбита Марса имеет большой эксцентриситет, то расстояние от Марса до Земли не одинаково в различных противостояниях: оно минимально, когда противостояние совпадает с прохождением планеты через перигелий (около 55 млн. км) и максимально при прохождении через афелий (около 100 млн. км). Орбиты остальных верхних планет намного больше земной, поэтому расстояние до Земли при их удалении от противостояния меняется гораздо в меньшей степени, чем у Марса. Фаза изменяется тоже в небольших пределах, поэтому условия наблюдения этих планет даже вдали от противостояния часто остаются благоприятными.
§ 134. Меркурий
Ближайшая к Солнцу планета Меркурий по размерам лишь немного больше Луны: его радиус равен 2439 км. Однако средняя плотность его (5,45 г/см3) заметно больше, чем у Луны, она почти такая же, как у Земли. Ускорение силы тяжести на поверхности 372 см/сек2, в 2,6 раза меньше земного. Период обращения вокруг Солнца составляет около 88 земных суток. Из-за малых угловых размеров (около 7' в наибольшей элонгации) и близости к Солнцу Меркурий (рис. 163) наблюдать трудно, и данных об этой планете получено немного. Радиолокация Меркурия позволила определить направление и период вращения планеты. В этих экспериментах Меркурий облучался длительными, почти монохроматическими импульсами радиоволн длиной 70 см с помощью гигантской антенны диаметром 300 м (Пуэрто-Рико, радиоастрономическая обсерватория Аресибо; см. рис. 103). Отраженный импульс вследствие эффекта Доплера размывается по частоте, если планета вращается. Видимое с Земли вращение складывается из действительного осевого вращения и поворота, вызванного движением по орбите. Проводя радиолокацию при различных положениях планеты на орбите, можно определить как скорость, так и направление осевого вращения. Радиолокация Меркурия на длине волны 70 см показала, что его вращение является прямым, с периодом 58,6 ±0,5 суток. Это близко к 2/3 периода обращения планеты. Ось вращения приблизительно перпендикулярна к плоскости эклиптики.
Опытные наблюдатели различают на диске Меркурия более или менее устойчивые детали. Анализ визуальных зарисовок и фотографий показывает, что наблюдаемые на них повторения можно объяснить периодами вращения
(10.7)
где T - период обращения вокруг Солнца. Третье из этих значений в пределах ошибок совпадает с радиолокационным периодом. По наблюдениям деталей на диске отношение t/T = 2/3 выдерживается с точностью не ниже 0,01 земных суток. Нетрудно убедиться, что при таком отношении периодов меркурианские солнечные сутки (интервал от одного восхода Солнца до другого) должны длиться вдвое дольше меркурианского года! Еще недавно было распространено убеждение, что периоды вращения и обращения Меркурия равны и Меркурий обращен к Солнцу постоянно одной и той же стороной. Причина понятна: из ряда чисел (10.7) выбиралось только первое, остальные отбрасывались как маловероятные. Радиолокация показала ошибочность этой точки зрения. Американский космический аппарат 'Маринер-10' передал фототелевизионные изображения Меркурия примерно с такой же степенью детальности, какая получается при изучении Луны в наземные телескопы. Прямой перелет космического аппарата от Земли к Меркурию требует больших затрат энергии. Эту трудность можно обойти, если рассчитать такую орбиту, чтобы аппарат прошел вблизи Венеры прежде, чем идти к Меркурию. По такой орбите и совершил перелет к Меркурию 'Маринер-10'. На рис. 164 приведено 'мозаичное' изображение Меркурия, полученное с помощью телевизионных камер 'Маринера-10'. Поверхность Меркурия очень напоминает лунную. Первое, что бросается в глаза, - это большое число кратеров самых различных размеров. Однако имеются и различия. На Меркурии нет обширных морских районов, сравнительно гладких и более свободных от кратеров. С другой стороны, на поверхности Меркурия имеются такие образования, как очень высокие (в несколько километров) уступы, которые тянутся на расстояния в тысячи километров. Они свидетельствуют о том, что планета сжималась в процессе своей эволюции.
Рис. 164. 'Мозаичная' (сложенная из многих отдельных изображений) фотография Меркурия, полученная с помощью телевизионных камер 'Маринера-10'.
О подобии Луны и Меркурия говорит также сходство их фотометрических и поляриметрических характеристик: зависимость звездной величины и поляризации от фазы, отражательная способность поверхности. Как и на Луне, очень велики перепады температуры поверхности, измеренные по инфракрасному излучению. В полдень на экваторе максимальная температура достигает 700 °К, а на ночной стороне падает до 100°К,. В то же время интенсивность теплового радиоизлучения сантиметрового диапазона на ночной и дневной стороне мало отличается. Следовательно, поверхностный слой грунта на Меркурии, так же как и на Луне, представляет собой мелко раздробленную породу с относительно низкой плотностью (реголит). Атмосфера Меркурия имеет чрезвычайно малую плотность - концентрация не более 106 см -3 у поверхности. Такая концентрация газа в земной атмосфере имеется на высоте 700 км. Состав атмосферы точно не известен; спектроскопические измерения на 'Маринере-10' обнаружили гелий (концентрация около 104 см -3), но, по-видимому, должны быть и другие газы. Меркурий имеет собственное магнитное поле. Напряженность его вблизи поверхности у экватора около 0,002 э (в 300 раз меньше, чем на Земле). Ось магнитного диполя приблизительно совпадает с осью вращения. Спутников Меркурий не имеет.
§ 135. Венера
Масса и радиус Венеры (рис. 165) очень близки к земным (0,82 МÅ и 0,95 RÅ соответственно). Уже в 1761 г. наблюдения прохождения Венеры по диску Солнца позволили М. В. Ломоносову установить, что эта планета, как и Земля, обладает мощной атмосферой. Таким образом, Венера и Земля во многом похожи друг на друга. Еще недавно многие астрономы, основываясь на этом, считали, что физические условия на поверхности Венеры и Земли не могут сильно различаться. Однако исследования, проведенные в последние годы, заставили пересмотреть. старые представления.
Угловой диаметр Венеры довольно велик. Он меняется от 20' вблизи верхнего соединения почти до 1’ вблизи нижнего. Вблизи наибольшей элонгации можно заметить постепенное потемнение видимой поверхности диска от лимба к терминатору. Иногда это потемнение является не вполне регулярным. Опытные наблюдатели отмечают на диске наличие туманных пятен, вид которых меняется ото дня ко дню. Эти пятна могут быть только деталями облачной структуры. Облака на Венере образуют мощный сплошной слой, полностью скрывающий от нас поверхность планеты. Фотографии Венеры в ультрафиолетовых лучах (l ' 3500 Å) часто показывают более или менее устойчивые (в течение нескольких дней) детали, иногда имеющие вид параллельных полос, но и они, безусловно, не связаны с твердой поверхностью. Что скрывается под облачным слоем Венеры, как высоко расположен облачный слой над ее поверхностью, какова температура поверхности и давление атмосферы? Только недавно мы получили ответ на эти вопросы. Даже период вращения Венеры до последнего времени не был известен. Проще всего можно определить период вращения планеты по измерению скорости видимого перемещения деталей, наблюдаемых на диске. Движение деталей, наблюдаемых на ультрафиолетовых фотографиях Венеры, дает период вращения около четырех земных суток, т. е. намного меньше периода обращения вокруг Солнца (около 225 суток). Однако в ультрафиолетовых лучах мы наблюдаем облака, плавающие в довольно высоких слоях атмосферы, и эти облака могут иметь систематические движения, связанные с циркуляцией атмосферы. Скорость вращения твердого тела Венеры уверенно можно определить только радиолокацией. Впервые радиолокационное отражение от Венеры было получено в 1957 г. Сначала радиолокационные
