Астронет > Планеты

Астронет: В. И. Мороз, "Физика Космоса", 1986 Планеты
http://variable-stars.ru/db/msg/1180522

Планеты

Содержание:

1. Введение
2. Излучение планет
3. Планетные оболочки. Дифференциация недр. Химический состав
4. Поверхности планет и их спутников
5. Атмосферы планет
6. Климат

1. Введение

Рис. 1. Схематическое изображение
Солнечной системы. Планетные орбиты
даны в масштабе. Справа внизу
представлена внутренняя
часть Солнечной системы.
Пунктиром показана часть
орбиты каждой планеты,
которая лежит ниже
плоскости орбиты Земли
(если смотреть с
северного полюса мира).

Планета (от греческого aster planetes - блуждающая звезда) - небесное тело, движущееся вокруг Солнца в его гравитац. поле и светящееся отражённым солнечным светом. Масса П. слишком мала для того, чтобы внутри её могли протекать характерные для звёздных недр ядерные реакции (последние не могут "зажигаться" в недрах тел, имеющих массу меньше примерно $0,01 {\mathfrak M}_\odot$ . В Солнечной системе имеется 9 планет. На рис. 1 представлена схема расположения орбит П. Солнечной системы, на рис. 2 - относительные размеры П. и Солнца. В состав Солнечной системы входят кроме самих планет их спутники, а также астероиды, кометы, метеорные тела, солнечный ветер. Несомненно, П. должны быть и около многих др. звёзд, однако прямые наблюдательные данные отсутствуют, есть только косвенные указания (см. Невидимые спутники звёзд).

С 1962 П. успешно исследуются советскими и американскими КА: детально изучены атмосферы Венеры и Марса; с борта пролётных и орбитальных КА сфотографированы поверхности Меркурия, Марса, облачный покров Венеры, Юпитера, Сатурна, вся поверхность Луны, получены изображения спутников Марса, Юпитера, Сатурна, колец Сатурна и Юпитера. Спускаемые КА исследовали физ. и хим. св-ва пород, слагающих поверхность Марса, Венеры, Луны (образцы лунных пород были доставлены на Землю и тщательно изучены). Исследование П. перестало быть занятием одних только астрономов. Рождается комплекс наук о П.- физика планетных атмосфер, планетных недр, планетохимия.

Рис. 2. Относительные размеры планет и Солнца.

Группы планет. По физ. характеристикам П. делятся на 2 группы: П. земного типа (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и П.-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). О Плутоне известно очень мало, но, по-видимому, он ближе по своему строению к П. земной группы. Особое положение занимает Луна. Хотя она явл. спутником Земли, отношение её массы к массе Земли велико (¹/₈₁) и есть основание рассматривать систему Земля - Луна как двойную планету. Двойной планетой является также Плутон, имеющий массивный спутник.

В табл. 1 приведены нек-рые физ. характеристики П., позволяющие установить осн. различия П.-гигантов и П. земной группы. П.-гиганты значительно больше по размерам и массе, меньше по плотности, быстрее вращаются. Ок. 98% суммарной массы П. Солнечной системы (¹/₇₄₃ ${\mathfrak M}_\odot$ приходится на долю П.-гигантов. Имеется ещё одно важное различие. Тепловой поток из недр Юпитера и Сатурна примерно равен по величине потоку, получаемому ими от Солнца. Тепловой поток из недр Земли пренебрежимо мал по сравнению с поступающим от Солнца, и то же самое, по-видимому, верно и для др. П. земной группы. П.-гиганты имеют многочисленные семейства спутников. Каждое такое семейство явл. маленьким подобием Солнечной системы. Юпитер, Сатурн и Уран, кроме того, обладают кольцами, состоящими из множества мелких тел (обломков).

Табл. 1.-Основные характеристики планет

Параметр	Меркурий	Венера	Земля	Марс	Юпитер	Сатурн	Уран	Нептун	Плутон
Среднее расстояние от Солнца, а.е.	0,387	0,723	1,000	1,524	5,20	9,54	19,18	30,07	39,44
Сидерический период обращения	88,0 сут	224,7 сут	365,3 сут	687,0 сут	11,86 лет	29,46 лет	84,01 лет	164,8 лет	247,7 лет
Синодический период обращения, сут	115,9	583,9		779,9	398,9	378,1	369,7	367,5	366,7
Эксцентриситет орбиты	0,2066	0,0067	0,0167	0,0934	0,0484	0,0557	0,0471	0,0087	0,247
Наклонение орбиты к эклиптике	7^о01'	3^о24'		1^о51'	1^о17'	2^о29'	0^о46'	1^о46'	17^о08'
Экваториальный радиус, км	2439	6051	6378	3393	71400	60400	24300	25050	1500(?)
Сжатие	0,000	0,000	0,0034	0,0052	0,062	0,103	0,006	0,02	(?)
Масса, г	3,28^.10²⁶	4,88^.10²⁷	5,98^.10²⁷	6,40^.10²⁶	1,90^.10³⁰	5,68^.10²⁹	8,70^.10²⁸	1,03^.10²⁹	1,0^.10²⁵
Масса (в единицах земной массы)	0,005	0,816	1,000	0,107	318	95,1	14,6	17,2	0,0017
Средняя плотность, г^.см^-3	5,4	5,2	5,5	3,9	1,3	0,7	1,6	1,7	0,7(?)
Ускорение силы тяжести на экваторе, см^.с^-2	370	887	981	371	2500	1100	950	1150	7,5
Параболическая скорость, км/с	4,3	10,4	11,2	5,0	6,1	36	22	24	0,7
Период вращения	58,8 сут	243 сут	23^h56^m4,1^s	24^h37^m22,6^s	9^h50,5^m	10^h14^m	10^h49^m	15^h40^m	6^h16^m
Наклон экватора к плоскости орбиты	7^о	3^о24'	23^о27'	25^о12'	3^о07'	26^о45'	82^о	29^о	(?)
Визуальная звездная величина *	-0,2	-4,1		-1,9	-2,4	+0,8	+5,8	+7,6	+14,7
Сферическое альбедо **	0,006	0,75	0,36	0,24	0,50	0,76	0,62	0,50	0,09
Солнечная постоянная, Вт^.м^-2	13600	2600	1360	586	50,3	15,0	3,70	1,50	0,87
Средняя эффективная температура, К	440	231	249	210	134	97	54(?)	56(?)	43(?)
Температура поверхности, К^***	750(100)	735	288	300(147)
Атмосферное давление у поверхности, атм.	<10^-10	90	1,0	0,006
Число известных спутников (естественных)	0	0	1	2	15	16	5	2	1
* Меркурий и Венера в квадратуре, остальные в противостоянии. Для Венеры, Земли, Марса и Юпитера - интегральное, для других планет - визуальное. * Для Меркурия и Марса первая цифра - максимальная температура (полдень, экватор), вторая - минимальная, для Земли и Венеры дано среднее значение температуры.

Происхождение планет. Предполагается, что П. возникли одновременно (или почти одновременно) 4,6 млрд. лет назад из газово-пылевой туманности, имевшей форму диска, в центре к-рого было расположено молодое Солнце. Эта протопланетная туманность образовалась, по-видимому, вместе с Солнцем из межзвёздного вещества, плотность к-рого превысила критич. предел (см. Звездообразование). По нек-рым данным (присутствие специфич. изотопов в метеоритах), такое уплотнение произошло в результате относительно близкого взрыва сверхновой звезды.

Протопланетное облако было неустойчивым, оно становилось всё более плоским, твёрдые пылинки сближались, сталкивались, образовывали тела всё больших и больших размеров, и в относительно короткий срок (по разным оценкам, от 10⁵ до 10⁸ лет) сформировались 9 больших П. Астероиды, кометы, метеориты явл., вероятно, остатками материала, из к-рого сформировались П.

2. Излучение планет

Рис. 3. Схема распределения энергии в спектре
излучения планет. Сплошные кривые соответствуют
отражённому солнечному излучению,
прерывистые - тепловому излучению планет
(рядом указаны значения альбедо А планет и
эффективной температуры Т_э, их поверхности) .

Спектр излучения любой П. содержит два максимума (рис. 3), один из них соответствует отражённому солнечному излучению, второй - тепловому излучению П. Второй максимум присутствует независимо от величины теплового потока из недр, поскольку часть солнечного излучения поглощается П. и переизлучается в длинноволновой области спектра. Длина волны λ_m, на к-рой наблюдается второй максимум, определяется эффективной температурой планеты Т_э в приблизительном соответствии с законом Вина (см. Планка закон излучения):

λ_m(мкм) = 2886/Т_э(К) (1)

Доля солнечной энергии, отражённой от П., определяется величиной интегрального сферического альбедо

А = Ф/Ф_о, (2)

где Фо - падающий поток солнечного излучения, Ф - поток, рассеянный П. во все стороны. Значения А и ср. (по всей планете) эффективной темп-ры Т_э связаны ур-нием теплового баланса

s Т_э⁴= ¹/₄ (1- А)Е₀+q (3)

где Е₀- освещённость, создаваемая Солнцем в подсолнечной точке П., s=5,67^.10^-8Вт^.м^-2.К^-4 - постоянная Стефана - Больцмана, q - тепловой поток из недр П. Первый член справа в ф-ле (3) - поток излучения Солнца, поглощённый П., слева - уходящий тепловой поток (в расчёте на ед. площади П.). Коэфф. ¹/₄ в первом члене справа появился из-за того, что падающий поток пропорционален освещённой поверхности (pR²), а уходящий - всей поверхности П. (4pR², где R - радиус планеты). Для П. земной группы q << E₀. Длинноволновый участок спектра теплового излучения простирается в радиодиапазон и изучается методами радиоастрономии.

В каждом данном интервале длин волн уровень, с к-рого уходит излучение (отражённое или тепловое), соответствует, как правило, оптической толще t ≈ 1 (отсчитываемой сверху). Он может располагаться на той или иной высоте в атмосфере, на нек-рой глубине под поверхностью или практически с ней совпадать. Детальное исследование спектра излучения явл. благодаря этому важным источником информации об атмосфере и поверхности П.

УФ-излучение (с λ < 3000 $/AA$ ) уходит из относительно высоких слоев атмосферы. Самые внеш. слои планетных атмосфер (их водородные короны) излучают в основном в линии с λ = 1216 $/AA$ . Механизм свечения - рассеяние излучения Солнца в линии L_a (см. Лаймана серия)

Видимая, ближняя УФ- и ближняя ИК-области спектра (3000 $/AA$ - 4 мкм) соответствуют излучению поверхности П. (Меркурий, Марс) или облаков в атмосфере (Венера и П.-гиганты) в отражённом солнечном свете. В средней и дальней ИК-областях (λ= 4 мкм -1 мм) наблюдается тепловое излучение поверхности П. (Меркурий, Марс) или атмосферы П. (Венера, П.-гиганты).

Радиоволны миллиметрового, сантиметрового и дециметрового диапазонов излучает грунт Венеры (λ $\gtrsim$ 1 см), Меркурия и Марса, атмосфера Юпитера (λ < 3 см) и др. П.-гигантов.

До сих пор шла речь о тепловом излучении П. Наблюдается также нетепловое радиоизлучение П. (см. Нетепловое излучение). Особенно интенсивно излучение Юпитера, представляющее собой стационарное синхротронное излучение, рождающееся в магнитосфере (3 см<λ<100 см), и излучение в форме всплесков, генерируемое колебаниями ионосферной плазмы (10 м < λ < 1 км).

3. Планетные оболочки. Дифференциация недр. Химический состав.

Планетные оболочки. Строение П. по вертикали - слоистое, выделяют неск. сферических оболочек, различающихся по хим. составу, фазовому состоянию, плотности и др. физ.-хим. характеристикам. Все П. земной группы имеют твёрдые оболочки, в к-рых сосредоточена почти вся их масса. Три из них - Венера, Земля и Марс - обладают газовыми атмосферами, Меркурий практически лишён атмосферы. Только Земля имеет жидкую оболочку (прерывистую) из воды - гидросферу, а также биосферу - оболочку, состав, структура и энергетика к-рой в существенных чертах обусловлены прошлой и совр. деятельностью живых организмов. Аналогом гидросферы на Марсе явл. криосфера - лёд Н₂О в полярных шапках и в грунте (вечная мерзлота). Одна из загадок Солнечной системы - дефицит воды на Венере. Жидкой воды там нет из-за высокой темп-ры, а количество водяного пара в атмосфере эквивалентно слою жидкости толщиной ≈ 1 см.

Твёрдые оболочки П. находятся в состоянии гидростатич. равновесия, поскольку предел текучести горных пород соответствует весу столба пород высотой ≈10 км (для Земли). Поэтому форма твёрдых оболочек П., имеющих значительно большую толщину, почти сферическая. Из-за различия гравитац. сил различна макс. высота гор на П. (напр., на Земле ок. 10км, а на Марсе, где гравитац. поле слабее земного, ок. 25 км). Форма небольших спутников планет и астероидов может заметно отличаться от сферической.

Характеристики твёрдых оболочек П. относительно хорошо известны лишь у Земли (по данным о прохождении через недра сейсмических волн, возникающих при землетрясениях). Модели внутр. строения др. П. земной группы строятся гл. обр. на основании данных о св-вах вещества земных недр. Как и у Земли, в твёрдых оболочках П. выделяют кору - самую внешнюю тонкую (10- 100 км) твёрдую оболочку, мантию - твёрдую и толстую (1000-3000 км) оболочку, расположенную под корой, и ядро. У Земли ядро подразделяется на внешнее (жидкое) и внутреннее (твёрдое). Жидкое ядро, вероятно, есть также у Меркурия и Венеры, у Марса его, по-видимому, нет. Ядро - наиболее плотная часть планетных недр (12,5г^.см^-3 в центре Земли), кора наименее плотная (для Земли 2,8г^.см^-3), плотность мантии промежуточная. Мантия Земли делится на верхнюю (толщина 850-900 км) и нижнюю (ок. 2000 км), в к-рой темп-ра близка к точке плавления. Темп-ра в центре Земли оценивается в 4000- 5000К.

Наиболее обильные элементы в "твёрдом" теле Земли - Fe (34,6%), О(29,5%), Si (15,2%) и Mg (12,7%). Наиболее распространённые соединения в коре - SiO₂ и Al₂О₃. Ядро, по-видимому, состоит из железа. Т. о., по элементному составу П. земной группы резко отличаются от Солнца и совершенно не соответствуют ср. космич. распространённости элементов (очень мало водорода, а также инертных газов, включая гелий).

П.-гиганты обладают иным хим. составом, Юпитер и Сатурн содержат водород и гелий в той же пропорции, что и Солнце. Вероятно, др. элементы также содержатся в пропорциях, соответствующих солнечному составу. В недрах Урана и Нептуна тяжёлых элементов, по-видимому, больше.

Недра Юпитера находятся в жидком состоянии, за исключением небольшого каменного ядра. Жидкий водород на глубине ~ 25 000 км, по-видимому, металлизируется. Выше этой границы расположена зона молекулярного водорода, ниже - металлического. Темп-ра в центре Юпитера ≈30000 К. Сатурн по внутр. строению похож на Юпитер. Строение недр Урана и Нептуна иное: доля каменистых материалов в них существенно больше. Тепловая энергия, выделяющаяся из недр Юпитера и Сатурна, возможно, была аккумулирована ещё в эпоху их формирования.

Луна по составу и внутр. строению похожа на П. земной группы. Тяжёлое ядро у неё, видимо, отсутствует. Четыре крупных спутника Юпитера (см. Галилеевы спутники) по характеру внутр. строения неодинаковы. Ганимед и Каллисто имеют большие каменные ядра, толстые водные мантии (жидкие либо твёрдые) и ледяную кору. Европа водной мантии не имеет, но у неё есть ледяная кора. На Ио льда нет, недра этого спутника каменистые, они частично расплавлены, о чём свидетельствуют активные вулканич. явления. Спутник Сатурна Титан - единственный среди спутников, имеющий плотную атмосферу (давление у поверхности ок. 1,5 атм, состоит она в основном из азота). По внутр. строению он, вероятно, схож с Ганимедом и Каллисто. Большинство др. спутников Сатурна скорее всего целиком состоят из льда Н₂О.

Процессы в недрах планет земной группы. Дифференциация. Осн. источниками энергии в недрах П. явл. радиоактивный распад элементов и гравитац. дифференциация. Второй процесс представляет собой постепенное перераспределение вещества по глубине в соответствии с плотностью - тяжёлые фрагменты тонут, лёгкие всплывают. Такое перераспределение на Земле ещё далеко не завершилось. Внутри Земли происходят перемещения, к-рые сопровождаются фазовыми переходами, изменениями хим. состава и т. д. Эти эндогенные (внутренние, глубинные) процессы влияют на земную кору, вызывая перемещения отдельных её участков, деформацию, горообразование. Такого рода явления наз. тектоническими. Им родственны вулканические процессы. Они связаны с тем, что в верхней мантии существуют небольшие области, где темп-ра достаточна для плавления её вещества. Расплавленное вещество (магма), выдавливающееся вверх, прорывается через кору и происходит вулканич. извержение. Существенно, что при этом из недр выбрасываются также газы - водяной пар, углекислый газ и др. Судя по характеру поверхности среди П. земной группы тектонически наиболее активна Земля, за ней следуют Венера и Марс.

4. Поверхности планет и их спутников

Эндогенные и экзогенные процессы. Две группы процессов формируют поверхности П. и их спутников - эндогенные (внутренние) и экзогенные (внешние). Осн. эндогенные процессы уже упоминались - это тектонические и вулканические. Один из важнейших экзогенных процессов - переработка поверхности в результате падений метеоритных тел, образующих характерные кратеры и измельчающих материал поверхности. К экзогенным процессам относятся также механич. эрозия под действием ветра, осадков, воды, ледников, химическое взаимодействие поверхности с атмосферой и гидросферой. На Земле к перечисленным факторам добавляется воздействие биосферы. Строение поверхности определяется тем, какие процессы главенствуют в различные периоды времени. В Солнечной системе эндогенные процессы наиболее активны сейчас на Земле и на Ио (спутнике Юпитера), поэтому на этих телах мало следов метеоритной эрозии. По-видимому, только на Земле хорошо выражена т. н. тектоника плит - перемещение крупных блоков земной коры. Более тонкая океаническая кора "вклинивается" под толстые континентальные блоки, и в соответствующих областях (зонах поддвигания) образуются цепи вулканов, здесь наиболее часты и сильны землетрясения.

На Земле большой вклад в формирование поверхности вносят атмосферная, водная и ледниковая эрозии. Признаки действия экзогенных процессов этого типа имеются на Марсе, но они выражены много слабее, также как и тектонич. активность. На поверхности всех тел, лишённых плотной атмосферы и обладающих относительно слабой тектонич. активностью, наиболее важный процесс - метеоритная бомбардировка.

Типичные формы рельефа. 1) Континентальные блоки и океанические впадины имеются на Земле, Марсе и Венере. Лишь на Земле они заполнены водой. Это наиболее крупномасштабные элементы рельефа. Ср. перепад высот между континентами и океанич. впадинами ≈5 км.
2) Горные цепи хорошо выражены только на Земле. Это складки тектонич. происхождения.

Рис. 4. Гигантская вулканическая гора Olympus
на Марсе. Её высота над окружающей равниной около
25 км, диаметр в основании около 600 км.

Рис. 5. Метеоритные кратеры на поверхности
Меркурия (внизу) и Каллисто (вверху)
- одного из спутников Юпитера.

3) Вулканы имеются на Земле, Марсе (рис. 4), Венере, Ио. Из них действующие - только на Земле и Ио. Видимо, Ио - наиболее активное в отношении вулканизма тело в составе Солнечной системы. Были предложены две гипотезы о возможных источниках энергии, обеспечивающих вулканизм на Ио: а) мощные приливы, обусловленные гравитац. полем Юпитера; б) электрич. токи, возникающие при движении Ио в магн. поле Юпитера (см. Галилеевы спутники, Магнитосферы планет).
4) Долины тектонич. происхождения ("разломы") имеются на Земле, Венере и Марсе.
5) Метеоритные кратеры - наиболее распространённая форма рельефа на поверхности Меркурия (рис. 5, внизу), Луны, спутников Марса - Фобоса и Деймоса, спутников Юпитера - Ганимеда, Каллисто (рис. 5, вверху), Европы, спутников Сатурна - Дионы, Мимаса, Тефии, Реи и, вероятно, почти всех тел Солнечной системы, имеющих достаточно разреженную атмосферу и твёрдую поверхность. Размеры кратеров - от долей м до десятков и сотен км. Метеоритные кратеры имеются в большом количестве на поверхности Марса. При помощи радиолокац. методов они обнаружены на Венере (см. Радиолокационная астрономия). На Земле настоящих метеоритных кратеров обнаружено очень мало, однако имеются кольцевые геологич. структуры ("астроблемы") - слабо выраженные следы древних метеоритных кратеров. Дело в том, что метеоритная бомбардировка формировала наблюдаемые в настоящее время на др. телах многочисленные кратеры в течение примерно 4 млрд. лет. На поверхности тел, лишенных атмосферы и внутр. активности, они сохранились, на Земле были в большинстве своём стёрты.
6) Бассейны - приблизительно круглые низменности, заполненные застывшей лавой. Они имеют диаметр от неск. сот до 1000 км. Наиболее чётко бассейны выражены на Луне, но имеются также на Марсе и Меркурии. Они образовались в результате падения крупных планетезималей (планетных зародышей, астероидальных тел) ок. 4 млрд. лет назад. При таких падениях кора растрескивалась, гигантские кратеры заполнялись лавой. Лунные моря явл. типичным примером бассейнов.
7) Образования, связанные с водной, ледниковой эрозией, с переносом пылевого вещества ветром, наблюдаются кроме Земли только ещё на одной планете - Марсе. На Марсе обнаружены извилистые долины (рис. 6), вероятно, русла древних рек, свидетельствующие о том, что неск. млрд. лет назад Марс имел более плотную атмосферу и гидросферу (в настоящее время там атмосферное давление такое низкое, что вода не может существовать на поверхности в жидкой фазе).

Рис. 6. Извилистая долина Nirgal Vallis.

Рис. 7. Панорамы поверхности Венеры, полученные
советскими спускаемыми аппаратами "Венера-9"
и "Венера-10" (СССР, 1975г.)

На Марсе имеются области т. н. хаотического рельефа, испещрённые провалами, сформировавшимися, вероятно, в результате сублимации грунтового льда. Сложными образованиями явл. полярные шапки Марса. В них можно выделить сезонную и постоянную части. Сезонная часть представляет собой конденсат CO₂ с небольшой примесью H₂O, к-рый выпадает осенью, а весной сублимирует и "перекачивается" в противоположное полушарие. Постоянная часть полярной шапки состоит из льда H₂O. Для полярных областей Марса типичны отложения из большого количества ледяных слоев, перемежающихся уплотнившимся пылевым материалом.

По механич. структуре поверхностные слои грунта Марса, Меркурия, Луны, Фобоса, Деймоса представляют собой раздробленное вещество, т. н. реголит. Такая структура явл. результатом эрозионных процессов. Частицы реголита имеют различные размеры: от долей миллиметра до микрометра. На поверхности П. земной группы имеются и каменные глыбы метровых размеров (рис. 7).

5. Атмосферы планет

Химический состав. В табл. 2 представлены данные о хим. составе атмосфер Венеры, Земли, Марса и Юпитера. На Венере и Марсе осн. компонентами атмосферы явл. СО₂ и N₂, на Земле О₂ и N₂. Причины этого различия следующие: 1) на Земле имеется много жидкой воды, к-рая растворяет СО₂ и переводит его в осадочные породы, 2) растительный покров Земли перерабатывает СО₂ в О₂. Наиболее резко от земной атмосферы отличаются атмосферы Юпитера и др. П.-гигантов, к-рые состоят гл. обр. из водорода и гелия. Из спутников П. только Титан имеет плотную атмосферу (её осн. составляющая - азот).

Табл. 2.-Химический состав атмосфер Венеры, Земли, Марса и Юпитера
Газ		Объемное содержание, %
Газ		Венера	Земля	Марс	Юпитер
Водород, H₂		< 10^-3	<5^.10^-5	-	86
Кислород O₂		< 10^-3	21	0,1	-
Озон O₃		(?)	10^-6 - 10^-5	10^-5	-
Азот N₂		3,5	78,1	2,5	-
Сера S₂		≈2^.10^-5	нет	нет	-
Двуокись углерода CO₂		96,5	3^.10^-2	95	-
Водяной парH₂O		≈0,2	≈0,1	0 - 0,2	*
Окись углерода CO		3^.10^-3	10^-4	0,08	-
Метан CH₄		< 10^-4	1,8^.10^-4	4^.10^-4	0,04
Аммиак NH₃		< 2^.10^-4	< 10^-5	< 10^-5	0,06
Двуокись серы SO₂		1,5^.10^-2	10^-4	<10^-6	-
Хлористый водород HCl		4^.10^-5	< 10^-5	<10^-5	-
Фтористый водород HF		5^.10^-7	< 10^-7	< 10^-7	-
Ацетилен C₂H₂		< 10^-6	< 10^-5	< 5^.10^-4	2^.10^-6
Этан C₂H₆		< 10^-6	< 10^-5	< 4^.10^-4	10^-4
Фосфин PH₃		-	< 10^-5	-	*
Инертные газы:
	He	10^-2	5^.10^-4	-	14
	Ne	1,3^.10^-3	1,8^.10^-3	-	-
	Ar	1,5^.10^-2	0,9	1,5	-
	Kr	6,5^.10^-5	1,1^.10^-4	3^.10^-3	-
	Xe	-	8,7^.10^-6	8^.10^-6	-
Средняя молекулярная масса		43,5	28,8	43,5	2,3
* Имеется качественное отождествление.

Вертикальная структура атмосферы определяется полем тяготения П., темп-рой атмосферы и её хим. составом. Давление в атмосфере убывает в е раз при изменении высоты на величину

H = RT/mg (4)

где m - молекулярная масса газа, g - ускорение силы тяжести (см. Барометрическая формула). Величина Н наз. шкалой высоты или высотой однородной атмосферы. Она явл. функцией геометрич. высоты h, т. к. Т, m, g зависят от h.

Процессы конвекции и турбулентность приводят к перемешиванию газов атмосферы, ф-ла (4) при этом остается применимой, но m в этом случае равно среднему для всех газов значению молекулярной массы. Перемешивание газов ведёт к установлению для них единой шкалы высот. Препятствует этому диффузия, к-рая стремится установить свою шкалу высот для каждого газа. Скорость диффузии обратно пропорциональна числу молекул газа в ед. объёма (численной концентрации). В планетных атмосферах диффузия начинает преобладать над перемешиванием при концентрациях n Ј 10¹²-10¹³ см^-3 (в земной атмосфере это соответствует высоте 100-120 км). Этот уровень наз. гомопаузой. Часть атмосферы ниже гомопаузы наз. гомосферой (область перемешивания), выше - гетеросферой (область диффузионного разделения). Наличие гетеросферы приводит к тому, что гелий и водород становятся осн. компонентами на высоте неск. сот километров даже в атмосферах П. земной группы. Поэтому их самой внеш. частью явл. водородные короны. Благодаря малой молекулярной массе (m = 1) атомарного водорода, образуемая им корона простирается на многие тысячи км над Землёй. Газы внеш. слоев атмосферы способны из неё улетучиваться. Этот процесс наз. диссипацией атмосфер. В результате диссипации из атмосфер П. земной группы эффективно удаляется водород и гелий. В атмосферах П.-гигантов эти газы удерживаются благодаря сильному полю тяготения.

Температура атмосферы определяется её тепловым балансом. Самая нижняя часть атмосферы полностью или частично непрозрачна для теплового излучения поверхности П. и самой атмосферы. Солнечное излучение в видимом диапазоне обычно проникает достаточно глубоко, нагревает поверхность П. и нижние слои атмосферы, а поток собственного планетарного теплового излучения (балансирующий тепловой поток от Солнца) уходит вверх. Поэтому темп-ра в нижних слоях атмосферы уменьшается снизу вверх. Нижняя часть атмосферы с большим по абс. величине градиентом темп-ры наз. тропосферой. Падение темп-ры прекращается на уровне, выше к-рого атмосфера становится прозрачной для теплового излучения. Этот уровень наз. тропопаузой. Над тропопаузой расположена мезосфера, или стратомезосфера, - область, где темп-ра приблизительно постоянна. Исключение составляет Земля, в атмосфере к-рой существует температурный пик (мезопик), разделяющий стратосферу и мезосферу. Мезопик обусловлен поглощением солнечной радиации озоном (2000 $\AA$ < λ < 3000 $\AA$ ).

Рис. 8. Вертикальное строение атмосфер Земли,
Венеры, Марса и Юпитера. По оси абсцисс -
температура Т, по оси ординат - высота h и
давление р. Пунктиром показаны характерные
уровни и слои атмосферы: 1 - тропосфера,
2 - тропопауза, 3 - стратосфера, 4 - мезопик
(присутствует только в земной атмосфере),
5 - мезосфера, 6 - мезопауза, 7 - термосфера,
8 - термопауза, 9 - гомопауза.
У Юпитера твёрдой (или жидкой) поверхности
нет и за нулевой уровень принимается условно
высота, на которой давление равно 1 атм.
Штриховкой показаны облака в атмосферах
Венеры и Юпитера. Для Земли шкала абсцисс
сверху относится к верхней части кривой Т (h),
снизу - к нижней части кривой.

Коротковолновое (λ < 1300 $\AA$ ) УФ-излучение Солнца поглощается в высоких слоях атмосферы (примерно соответствующих по высоте гетеросфере). Поток излучения, приходящийся на эту область спектра, мал, но мала и плотность газа на рассматриваемых высотах, так что результирующий температурный эффект оказывается большим. Образуется горячая область верхней атмосферы - термосфера. В отводе теплоты участвуют молекулярная теплопроводность (вниз), турбулентная теплопроводность (вниз), излучение молекул в ИК-диапазоне (вверх). На Земле эффективны только первые два процесса, на Венере и Марсе существенную роль играет и третий (благодаря молекулам СО₂, к-рые явл. хорошими излучателями). Поэтому термосфера Земли более горячая (рис. 8), чем Венеры и Марса.

Поглощение УФ-излучения Солнца приводит к диссоциации молекул, а также ионизации молекул и атомов. Поэтому в верхней атмосфере появляются атомы и более простые молекулы - продукты диссоциации молекул, имеющихся в нижней атмосфере. В результате этого процесса в атмосферах Марса и Венеры (как и в земной атмосфере) на высотах 120-200 км осн. компонентом явл. атомарный кислород. Ионизация приводит к образованию атомных и молекулярных ионов и свободных электронов. Поэтому планетная термосфера явл. одновременно ионосферой.

Солнечный ветер, набегая на П., тормозится либо её собственным магн. полем (Земля, Меркурий, Юпитер, Сатурн), либо наведённым в результате взаимодействия с ионосферой. Собственное или наведённое магн. поле создаёт магнитосферу планет.

Рис. 9. Два режима общей циркуляции
атмосферы планеты. Слева - симметричный
режим общей циркуляции: а - линия тока
в высоких слоях, б - поперечный разрез,
показывающий меридиональную проекцию
общей циркуляции. Справа - волновой
режим общей циркуляции: а - линия тока
на среднем и нижнем уровнях (жирная кривая)
и вблизи поверхности (тонкая кривая),
L - область низкого давления, Н - область
высокого давления; б - поперечный разрез
зонально-умеренной меридиональной
циркуляции и усреднённый зональный
ветер (W - западный, Е - восточный).

Общая циркуляция атмосферы. Полярные области П. получают меньше теплоты, чем экваториальные. Сглаживание темп-р между экваториальной и полярной областями происходит в результате атмосферной циркуляции. Атмосферные массы на экваторе нагреваются, поднимаются вверх, уходят в сторону полюсов и замещаются более холодными массами, приходящими из области высоких широт. Кориолисовы силы отклоняют поток от меридионального направления. Если нагрев на экваторе слабый, направление потока имеет вид, показанный на рис. 9, слева. Такой режим наз. симметричным. Если нагрев на экваторе и охлаждение на полюсах увеличиваются, то перенос теплоты возрастает. Симметричная циркуляция в состоянии переносить лишь относительно небольшой тепловой поток. При достаточно сильном нагреве и быстром вращении симметричный режим циркуляции заменяется более мощным - волновым (рис. 9, справа). Элементы обоих типов циркуляции могут сочетаться в пределах одной атмосферы, но один из них обычно преобладает. На Земле преобладает волновой режим циркуляции, на Венере доминирует, вероятно, симметричный. Сложна картина общей циркуляции на Юпитере. Полосатая структура и характер движения многих атмосферных деталей свидетельствуют о симметричном режиме. Однако в то же время имеются и мощные волновые процессы, к числу к-рых принадлежат циклоны. Большое красное пятно (рис. 10) явл., вероятно, самым большим циклоном в атмосферах П. Солнечной системы (размер ≈40000 км Х 13000 км).

Рис. 10. Большое красное пятно (КП) Юпитера и окрестности пятна
("Вояджер-1", 1979).

Аэрозоль (частицы) в атмосферах. Имеется неск. типов аэрозольных частиц: твёрдые пылинки, поднятые с твёрдой поверхности П.; жидкие либо твёрдые частицы, возникшие в результате конденсации атмосферных газов; метеорная пыль. Последняя может быть существенна в основном в качестве ядер конденсации. Пыль, поднятая с поверхности в больших количествах, иногда на неск. месяцев делает непрозрачной атмосферу Марса (явление глобальных пылевых бурь). Облака в атмосферах Земли. Венеры, П.-гигантов явл. конденсационными. На Земле облака состоят из частиц жидкой воды или льда, на Юпитере верхний слой облаков состоит из кристаллов NH₃ (по-видимому, ниже имеются также облака из H₂O), на Сатурне - из NH₃ и, возможно, СН₄. Полностью ещё не раскрыт состав облаков Венеры. Там имеется неск. фракций разных размеров, одна из них состоит, вероятно, из водного раствора H₂SO₄, состав других неизвестен.

Происхождение и эволюция атмосфер достаточно ясны в случае Юпитера и Сатурна (атмосферы образовались вместе с П. и в дальнейшем не изменялись), для П. земной группы эти проблемы до конца не решены. Имеется неск. моделей возникновения атмосфер: постепенная дегазация П. (выделение газов в результате вулканич. процессов происходит приблизительно равномерно в течение всего времени жизни П.), катастрофич. дегазация (в период первоначальной аккреции или вскоре после неё), захват газов непосредственно из протопланетной туманности. Не исключено, что все три процесса внесли существенный вклад в образование атмосферы, причём распределение ролей различно для разных газов и П. Напр., есть предположение, что нерадиогенные (не являющиеся продуктами радиоактивного распада) изотопы инертных газов на Венере в основном были захвачены прямо из протопланетной туманности, в то время как химически активные газы (СО₂, N₂) были ею получены в составе твёрдых частиц (адсорбированными). Для Земли прямой захват газов из протопланетной туманности сыграл меньшую роль, а для Марса - ещё меньшую.

6. Климат

На поверхности П. (или спутника), лишённой атмосферы, темп-ра Т_s определяется ур-нием локального теплового баланса. Для дневной стороны П. оно имеет вид:

asT_s⁴ = (1-A)^.E^.cosJ + F (5)

где А - локальное альбедо, J - зенитное расстояние Солнца, a - коэфф. излучения, F - тепловой поток, обусловленный теплопроводностью (внутр. тепловой поток считается пренебрежимо малым). Для ночной стороны П. в ур-нии (5) член (1-A)^.E^.cosJ равен нулю: поверхность П. излучает теплоту, запасённую в грунте в течение дня. Атмосфера Марса достаточно разрежена, чтобы ур-ние (5) можно было применять и к этой планете. Теплопроводность планетных грунтов достаточно низка, поэтому на Меркурии, Луне, Марсе имеют место сильные суточные изменения темп-ры. В полдень на экваторе темп-ры на этих телах составляют соответственно ок. 700, 400, 280 К (ночью темп-ры снижаются до 100, 120, 200 К). Темп-ра на поверхности Марса не опускается ниже 147 К - точки конденсации СО₂.

Достаточно плотная атмосфера существенно влияет на климат П.: а) парниковый эффект увеличивает темп-ру поверхности, б) теплоёмкость атмосферы сглаживает суточные температурные колебания, в) общая циркуляция атмосферы сглаживает разность темп-р между экватором и полюсом. Напр., на Венере парниковый эффект поднял темп-ру её поверхности до 735 К (при Т_э ≈230К), суточные и широтные вариации DT_s < 1К из-за огромной массы атмосферы.

Сезонные вариации темп-ры возникают при достаточно большом наклонении экватора к плоскости орбиты. Они весьма заметны на Земле и Марсе и практически отсутствуют на Венере и Юпитере.

Устойчивость и вековые изменения климата. Климатические характеристики П. зависят от многих факторов, включая астрономические (поток солнечной энергии, орбита, наклонение экватора к эклиптике) и планетофизические (состав атмосферы, альбедо облаков и поверхности). Даже небольшие изменения этих факторов могут резко повлиять на климат. Так, увеличение концентрации паров воды в атмосфере может привести к увеличению темп-ры, оно в свою очередь усилит испарение воды и т. д. Существует гипотеза, что подобное случилось на Венере. Вся вода перешла в атмосферу, диссоциировала, водород улетучился в межпланетное пространство, кислород был химически связан с породами. На Земле такого рода катастрофа, по-видимому, невозможна, т. к. у неё нет сплошного облачного покрова. Если увеличивается поступление воды в атмосферу, доля поверхности, скрытая облаками, и ср. альбедо А возрастают. Это приводит к падению темп-ры, т. е. происходит саморегуляция темп-ры. Однако стабилизация темп-ры не явл. достаточно надёжной по отношению к её понижению. Небольшие изменения её вследствие вариаций наклонения экватора явл. наиболее вероятной причиной ледниковых периодов, многократно имевших место на нашей планете.

Лит.:
Гуди Р., Уолкер Дж., Атмосферы, пер. с англ., М., 1975; Солнечная система, пер. с англ., М., 1978;
Мороз В. И., Физика планеты Марс, М., 1978; Юпитер, пер. с англ., т. 1-3, М., 1978-79;
Жарков В. Н., Внутреннее строение Земли и планет, 2 изд., М., 1983.

В. И. Мороз.