Большая Советская Энциклопедия (ПЛ)

  С 1948 проводятся раз в два года чемпионаты мира по П. с. В 1950 ФАИ создана планёрная комиссия, на которую возложено руководство развитием П. с. в мире, организация и проведение крупнейших международных соревнований, чемпионатов мира (в 1974 объединяла планеристов около 60 стран). В 1974 советским планеристам принадлежало 9 из 32 мировых рекордов, в том числе дальности полёта на 1-местном планёре (749 км, О. В. Клепикова), на 2-местном планёре (846 км, Т. Д. Павлова; 921 км, Ю. А. Кузнецов), дальности полёта до намеченного пункта на 1-местном планёре (731 км, Т. Н. Загайнова), на 2-местном планёре (864 км, И. А. Горохова).

  За рубежом П. с. наиболее развит в Польше, США, ФРГ, Франции, ГДР, Чехословакии, Великобритании, Югославии. Чемпионами мира были Э. Макула и Я. Врублевский (Польша), А. Смит и Дж. Моффат (США), Х. Ведль (Австрия), Г. Рейхман (ФРГ), Г. Акс (Швеция) и др.

  Вопросы П. с. освещаются в журнале ДОСААФ СССР «Крылья Родины».

  А. Д. Винокуров.

Планёрское

Планёрское (до 1944 — Коктебель), посёлок городского типа в Крымской области УССР. Подчинён Феодосийскому горсовету. Расположен на Южном берегу Крыма, у восточного подножия Карадага, в 20 км к Ю.-З. от Феодосии. Совхоз «Коктебель», винодельческий завод.

  Приморский климатический курорт на берегу Чёрного моря. Лето жаркое (средняя температура июля около 24 °С), зима мягкая (средняя температура января около 0 °С); осадков 360 мм в год. Лечебные средства: климатотерапия, морские купания (с середины июня до октября). Широкий мелкопесчаный пляж. Туристская база «Приморье», пансионат, Дом творчества Литфонда СССР, основанный М. А. Волошиным. В 20—30-х гг. в районе Коктебеля регулярно проводились соревнования по планёрному спорту.

Планет

Плане'т (франц. pianette, уменьшительное от plane — струг), ручное или конное орудие типа струга для рыхления почвы и подрезания сорной растительности в междурядьях пропашных культур.

«Планета»

«Плане'та», издательство Государственного комитета Совета Министров СССР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли и Союза журналистов СССР. Находится в Москве. Создано в 1969 на базе творческого объединения Союза журналистов СССР «Орбита» и редакции фотоизданий издательства «Советский художник». Средствами фотоискусства «П.» пропагандирует достижения СССР и других социалистических стран в области экономики, науки и культуры, советский образ жизни, борьбу народов за мир и национальную независимость. Выпускает фотоальбомы, фотокниги, фотооткрытки, фотопортреты, буклеты, фотомонтажи; издательству поручен выпуск журнала «Советское фото». За 1969—73 издательство выпустило около 100 фотоальбомов, многие из которых («В. И. Ленин», «Советский Союз», «Москва», «К вулканам Камчатки», «Командоры», «Байкал» и др.) отмечены дипломами на всесоюзных конкурсах; альбомы «Москва» и «Командоры» в 1973 на Всемирном конкурсе «Самая красивая книга в мире» в Берлине получили: первый золотую, второй бронзовую медали.

  Г. Я. Коваленко.

Планетарий

Планета'рий (новолат. planetarium, от позднелат. planeta — планета), 1) аппарат для проецирования изображений звёздного неба, Солнца, Луны и планет на полусферический купол-экран. Первый оптический П. был сконструирован немецким инженером В. Бауэрсфельдом в 1924, а первая модель построена на оптическом заводе фирмы «Карл Цейс» (Германия). В 70-х гг. 20 в. народное предприятие «Карл Цейс» (ГДР) выпускает три модели аппаратов: «Большой планетарий Цейса», «Спейсмастер» для демонстрации космического полёта и « Малый планетарий Цейса»; некоторое количество аппаратов выпущено в США (Spitz), Японии (Goto) и ФРГ (Zeiss).

  Наибольшие демонстрационные возможности у «Большого П.». С его помощью демонстрируются все звёзды до 6,5 звёздной величины включительно. В современных моделях 20 наиболее ярких звёзд имеют цвет, соответствующий их спектральному классу. Проекторы звёзд представляют собой шары, причём один из них проецирует звёзды Северного полушария неба, другой — Южного. В шарах по 16 отверстий, в которые вложены металлические пластинки из фольги. В каждой пластинке проделано до двухсот мельчайших отверстий, относительное расположение которых соответствует положению звёзд на небе. Аппарат оснащен также проектором Млечного Пути. Шар меньшего диаметра проецирует названия созвездий. Имеются также проекторы Солнца, Луны и 5 планет, видимых невооружённым глазом,— Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна. Всего же аппарат имеет более ста проекционных фонарей, а также ряд электрических двигателей, с помощью которых он может совершать разнообразные движения: суточное, годовое, прецессионное и движение по меридиану. «Суточное» движение аппарата, соответствующее видимому суточному движению звёздного неба, можно осуществить ускоренно: 1 оборот за время от 4 мин до 1 мин. «Годовое» движение позволяет ускорить медленные перемещения планет и Солнца на фоне звёзд: год можно демонстрировать за 1 мин. «Прецессионный» оборот осуществляется за 1,5 мин (в действительности — около 26 000 лет). «Движение по меридиану» даёт возможность демонстрировать звёздное небо на любой географической широте Земли — от Северного до Южного полюса. Специальные приборы проецируют на звёздное небо небесный экватор, эклиптику, небесный меридиан и др. точки и линии небесной сферы. Имеются проекторы полярных сияний, комет, метеоров, «звёздного дождя», солнечных и лунных затмений и др. небесных явлений.

  Аппарат П. вместе с соответствующими панорамами может показывать не только «земное» звёздное небо, но и небо Луны, Марса и Венеры.

  П. «Спейсмастер» имеет возможность показать вид звёздного неба из космического корабля, летящего по трассе с любым углом наклона к экватору.

  2) Научно-просветительное учреждение, в котором читаются популярные лекции по астрономии, космонавтике и наукам о Земле. Лекции сопровождаются демонстрацией искусств, неба с Солнцем, звёздами, планетами, спутниками, различными космическими аппаратами. Здесь можно демонстрировать полярные сияния, кометы, метеоры, солнечные и лунные затмения, панораму Луны, Марса, Венеры и климатических поясов земного шара. Для этих целей служит проекционный аппарат П.

  Первый П. был построен в Мюнхене в 1925. В СССР первый П. был открыт в Москве 5 ноября 1929. В 1974 стационарные П. работали в 62 городах СССР.

  Московский П.— крупнейший в стране центр пропаганды естествознания. Важной составной частью работы П. являются: пропаганда материалистического мировоззрения, научного атеизма, анализ и обобщение методики популяризации естественнонаучных знаний, создание уникальных демонстрационных приборов. Многие П. имеют астрономические площадки, оснащенные телескопами и др. приборами для демонстрации различных астрономических, физических, геофизических явлений. При многих П. работают астрономические кружки, в которых школьники овладевают методами обращения с телескопами, обработки наблюдений и вычислений.

  Большие П. имеются во многих зарубежных странах: в странах Северной Америки — 26, Южной Америки — 7, Европы (без СССР) — 19, Азии — 10, Африки — 2, Австралии — 1.

  Лит.: Базыкин В. В., Луцкий В. К., Московский планетарий, 2 изд., М., 1956; Базыкин В. В., Шевляков И. Ф,, Методика использования аппарата «Планетарий», М., 1963; Порцевский К. А., Организация астрономической площадки при планетарии, М., 1970; Letsch Н., Das Zeiss — Planetarium, 4 Aufl., Jena, 1955; его же, Captured stars, Jena, 1959.

  К. А. Порцевский.

 

Оптический аппарат, установленный в Московском планетарии.

Схема аппарата планетария: 1 — северный и южный шары с проекторами звёздного неба; 2 — северный и южный шары с проекторами названий созвездий; 3 — проекторы Млечного Пути; 4 — проекционные механизмы Солнца, Луны и планет; 5 — проектор звезды Сириус; 6 — прибор для демонстрирования солнечных и лунных затмений; 7 — проектор небесного меридиана; 8 — проектор небесного экватора и эклиптики.

Здание Московского планетария.

Планетарная передача

Планета'рная переда'ча, механизм для передачи вращательного движения цилиндрическими или коническими зубчатыми (реже фрикционными) колёсами, в состав которого входят т. н. сателлиты (колёса, совершающие сложное движение и имеющие подвижную ось вращения). Подвижное звено, на котором укреплены оси сателлитов, называются водилом (рис. 1). Сателлиты находятся обычно в зацеплении с центральными колёсами, вращающимися вокруг оси механизма или закрепленными неподвижно. Число сателлитов в П. п. зависит от возможности их размещения в механизме, но для более равномерного распределения нагрузок в результате самоустановки колёс предпочтительно иметь 3 сателлита. Компактность и малая масса П. п. в значительной степени объясняются распределением передаваемой мощности между сателлитами и использованием внутреннего зацепления.

  Передаточные отношения П. п. обозначают буквой и с двойным индексом внизу, указывающим отношение угловых скоростей рассматриваемых звеньев, и с индексом наверху, указывающим, какое звено механизма принято за неподвижное. Если направления вращения ведущего и ведомого звеньев одинаковы, то передаточное отношение считается положительным, если различны — отрицательным.

  Простейшей П. п. является передача с 1 степенью свободы и 1 закрепленным центральным колесом. Свойства и возможности таких П. п. в значительной степени зависят от знака передаточного отношения преобразованного механизма, т. е. такого механизма, у которого остановлено водило и передача обращается в обычный механизм с неподвижными осями колёс. Если в преобразованном механизме передаточное отношение отрицательное

(,  — угловые скорости центральных колёс), то передаточное отношение П. п. определяется по формуле , где z₁  и z₄  — числа зубьев центральных колёс, z₂ и z₃ — числа зубьев сателлитов. Такие П. п. имеют высокий кпд (0,96—0,99), но не дают возможности получать большие передаточные отношения: при 3 сателлитах в однорядной П. п. (рис. 1, а) возможно u не более 12 (обычно u £ 8), для двухрядной (рис. 1, б) — обычно u £ 15. При выборе чисел зубьев колёс учитывается также условие собираемости П. п. В простейшем случае для однорядной П. п. достаточно, чтобы z₁ и z₄ были кратны k — числу сателлитов. Для получения передач с большим кпд и большим передаточным отношением обычно соединяют последовательно несколько однорядных П. п. (по схеме рис. 1, а).

  Если в преобразованном механизме передаточное отношение положительное

(рис. 2), то передаточное отношение определяется по формуле:

.

  Такие П. п. дают возможность получать очень большие передаточные отношения, но при этом обладают низким кпд.

  Если использовать колёса со смещением (см. Корригирование зубчатых колёс) и числа зубьев выбрать так, чтобы  было близким к 1, то можно получить П. п. с весьма большим передаточным отношением. Например, при z₁ = z₃, z₂ = z₁ — 1 и z₄ = z₁ + 1 П. п., изображённые на рис. 2, а и б, дают , т. е. при z₁ =100 u = 10 000. Однако при этом кпд П. п. получается меньше 0,01. При средних передаточных отношениях (порядка 100) кпд П. п. с внутренними зацеплениями равен 0,6—0,7, что позволяет использовать такие передачи в качестве силовых.

  Изготовление П. п. существенно упрощается, если сателлиты выполнить одновенцовыми увеличенной ширины, входящими в зацепление с центральными колёсами, имеющими разные числа зубьев (рис. 2, в).

  П. п., различные по назначению, устройству и характеристикам, применяют в редукторах с целью получения компактных соосных конструкций и больших передаточных отношений; в коробках передач, реверсивных механизмах и механизмах включения с целью получения удобного управления посредством тормозов и фрикционных муфт. Известна П. п., обеспечивающая передаточное отношение до 2×106.

  Лит.: Кудрявцев В. Н., Планетарные передачи, 2 изд., М.— Л., 1966; Детали машин. Расчет и конструирование. Справочник, под ред. Н. С. Ачеркана, 3 изд., т. 3, М., 1969.

  Н. Я. Ниберг.

Рис. 2. Планетарная передача с положительным передаточным отношением преобразованного механизма: а и б — с внешним и внутренним зацеплением; в — с упрощёнными сателлитами.

Рис. 1. Планетарная передача с отрицательным передаточным отношением преобразованного механизма: а — однорядная; б — двухрядная; z₁ и z₄ — центральные колёса; z₂ и z₃ — сателлиты; в — водило.

Планетарные туманности

Планета'рные тума'нности, туманные светлые пятна круглой формы с небольшими угловыми размерами, видимые на звёздном небе. По внешнему виду напоминают диски планет, откуда и происходит их название. Представляют собой скопление крайне разряженного газа с горячей звездой в центре. См. Туманности галактические.

Планетезимали

Планетезима'ли (англ. planetesimal, от planet — планета и infinitesimal — бесконечно малая величина), название мелких твёрдых частичек, послуживших материалом для построения планет, согласно космогонической гипотезе, предложенной на рубеже 19 и 20 вв. американскими учёными Ф. Мультоном и Т. Чемберленом. По этой гипотезе, П. образовались в результате остывания и конденсации вещества, исторгнутого из Солнца. Однако это предположение несостоятельно, т.к. оно не даёт возможности объяснить большие расстояния планет, удельные моменты количества движения. Иногда термин «П.» применяется в современных космогонических гипотезах и теориях, рассматривающих образование планет из твёрдых частиц.

Планетная аберрация

Плане'тная аберра'ция, аберрация света, идущего от планеты, кометы или др. небесного светила — члена Солнечной системы, обусловленная относительным движением этого светила и Земли. П. а. слагается из годичной (звёздной) аберрации (являющейся результатом движения Земли вокруг Солнца) и углового перемещения по небесной сфере светила в течение светового промежутка, т. е. времени распространения света от светила до наблюдателя (учёт движения светила вокруг Солнца). П. а. определяется как угол между истинным направлением на светило в момент, когда наблюдаемый луч света покинул это светило, и истинным направлением на него в момент наблюдения его на Земле. Это определение основано на теореме Гаусса, согласно которой видимое направление на светило в момент t совпадает с истинным направлением на него в момент t — t_Ar, где r — расстояние светила от наблюдателя (см. рис.), а t_A — время прохождения светом 1 астрономической единицы (т. н. световое уравнение); t_A = 0,005776 средних солнечных суток.

  Лит.: Дубяго А. Д., Определение орбит, М.— Л., 1949; Справочное руководство по небесной механике и астродинамике, под ред. Г. Н. Дубошина, М., 1971.

  В. К. Абалакин.

Рис. к ст. Планетная аберрация.

Планетный радиолокатор

Плане'тный радиолока'тор, радиолокатор, предназначенный для астрономических исследований Луны, больших планет и крупных астероидов, приближающихся к Земле. П. р. состоит из передающего устройства, облучающего объект зондирующими радиосигналами, приёмного устройства, улавливающего и обрабатывающего отражённые эхо-сигналы, а также регистрирующей и вспомогательные аппаратуры. Характеристики эхо-сигнала, а именно: мощность, время запаздывания, средняя частота спектра, форма спектра, форма огибающей, поляризация, содержат информацию об отражающей поверхности объекта. Анализом и интерпретацией данных, полученных таким методом, занимается радиолокационная астрономия.

  Главным показателем информативности эхо-сигнала является уровень его энергии относительно энергии шумов приёмной системы, на фоне которых он выделяется. Для того чтобы этот уровень был достаточно высоким, приходится применять мощные передатчики, крупнейшие антенны, охлаждаемые малошумящие приёмники, а также увеличивать время накопления энергии эхо-сигнала. При слабых сигналах время накопления достигает величины времени облучения и исчисляется часами. Обработка эхо-сигналов, которая, помимо выделения из шумов, заключается в разрешении их по частоте и по запаздыванию, производится на электронных вычислительных машинах и занимает время большее, чем длительность сигнала. Поэтому после усиления и понижения несущей частоты эхо-сигнал перед обработкой регистрируется, например, на магнитную ленту.

  Лит.: Котельников В. А. [и др.], Радиолокационная установка, использовавшаяся при радиолокации Венеры в 1961 г., «Радиотехника и электроника», 1962, № 11; Дубинский Б. А., Слыш В. И., Радиоастрономия, М., 1973.

  Б. А. Дубинский.

Планетографические координаты

Планетографи'ческие координа'ты, числа, определяющие положение точки на поверхности планеты. В качестве П. к. служат, как и для Земли, широта и долгота. Широта измеряется углом между плоскостью экватора планеты и нормали к поверхности планеты в данной точке. Для планеты с малым сжатием это понятие практически совпадает с понятием планетоцентрической широты, измеряемой углом между плоскостью экватора и прямой, соединяющей данную точку с центром планеты. Северным считается полушарие планеты, находящееся со стороны того полюса её, который лежит с северной стороны Лапласа неизменяемой плоскости. Долготой точки является двугранный угол между плоскостью меридиана данной точки и плоскостью нулевого меридиана, проходящего через избранную в соответствии с международным соглашением точку на диске планеты. Долготы отсчитываются от 0° до 360° в направлении, противоположном направлению вращения планеты (для наблюдателя, находящегося в инерциальной не вращающейся системе координат). У планет, лишённых четко выраженных деталей, которые могли бы быть использованы для проведения нулевого меридиана, в качестве последнего принимают меридиан, проходящий через центр диска планеты (центральный меридиан) в некоторый фиксированный момент. Зная период вращения планеты, можно определить положение нулевого меридиана относительно центрального для любого момента времени. Если планета вращается с разной угловой скоростью на разных широтах, для каждой широтной зоны устанавливается своя система долгот (у Юпитера, Сатурна, а также у Солнца).

  Нередко для П. к. конкретных планет используются собственные имена: гермографические координаты у Меркурия (Гермеса), венерианские координаты у Венеры, географические — у Земли, селенографические — у Луны, ареографические — у Марса (Ареса), йовиграфические — у Юпитера и т.п.

  Д. Я. Мартынов.

Планетология

Планетоло'гия (от планеты и ...логия), термин, применяемый для обозначения раздела астрофизики, посвященного изучению физики планет Солнечной системы. Термин «П.» применяется главным образом специалистами в области наук о Земле и редко — астрономами.

Планеты

Плане'ты (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. 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 в. создатель гелиоцентрической 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 отражённым светом. Из числа П. 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). 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 звёзд 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, Уран, Нептун, Плутон. Все они (кроме Плутона) 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 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 П. позволяют вычислить положения П. на небе в далёком 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
Уран	50700	3,98	3,4—4,3	1:33	61	14,56	1,32	0,92	22	19,19	84,015 года
Нептун	49500	3,88	2,2—2,4	1:60	57	17,28	1,84	1,15	23	30,06	164,79 года
Плутон	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 звёзд, а блеск Венеры, Марса и Юпитера превосходит их. Из П., открытых в новое время, только Уран доступен невооружённому глазу. Для нормального человеческого зрения все П. представляются, как и звёзды, светящимися точками, но уже с помощью небольшого телескопа можно увидеть диск у всех П. (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 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) даёт возможность очень точно 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 [phone] -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 основания, т. е. по величине, которую показал бы барометр-анероид на поверхности П.: выражают её 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 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 П.-гиганты.

  Химический 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 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 П., 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 П. таким способом гелий (Не), азот (N₂), аргон (Ar) и некоторые др. 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 П.— 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 П. Измеряя ослабление радиосигналов космических зондов, заходящих за П., вследствие поглощения в атмосфере, можно вывести «шкалу высот» атмосферы и определить т. о. 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 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., даёт 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 её поверхности, благодаря чему рельеф Марса был определён на значительной части его поверхности с точностью до нескольких сот м.

  Температура планет. Прямые измерения интегрального теплового потока или излучения П. в отдельных областях её инфракрасного спектра, осуществляемые, например, с помощью болометров, позволяют определить общую температуру П. или температуру отдельных её частей. Та же задача может быть решена путём 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 чёрное 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 её поверхностью (в пределах метров), т.к. излучение разных частот испытывает разное поглощение в атмосфере и в твёрдой коре П. 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 (т. е. той, которую должна была бы иметь П., если бы её единственным источником тепла было солнечное облучение) с измеренной температурой даёт 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., лишённая 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 ещё 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 ещё 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 тёмные «моря» теплее светлой «суши» и т.д.

  Совокупное исследование температуры и химического состава атмосферы П. (наличие кислорода 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 её 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 путём определить форму П., её сжатие. Скорость этого вращения тем больше, чем больше величина I разности между сжатием e и половиной отношения c центробежной силы на экваторе П. к силе тяжести. Величина I может быть определена по результатам длительных наблюдений спутника, а c вычислена по известным размерам и массе П. 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 П., а именно e меняется от значения c/2 для П., у которой вся масса сосредоточена в её центре, до 5c/4 для П., однородных от центра до периферии. Зная среднюю плотность П., оценивая возможные значения давления внутри П. и принимая в расчёт её химический состав, приведённые 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, её оси вращения, но для этого нужны длительные (несколько столетий) наблюдения за её 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 железное ядро, в котором содержится около 60% массы П.; 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 П.-гигантов. Очень низкая средняя плотность и специфический химический состав их атмосфер свидетельствуют о том, что они состоят из вещества, подобного солнечному, т. е. главным образом из водорода и гелия. 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 водород 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 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 П. 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 П. Солнечной системы необходимо ещё 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, Урана — 5 и только у Нептуна — 2. Плутон 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 водороду и гелию. Наоборот, азот, кислород, 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 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, П. 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 П. Наоборот, у П.-гигантов сохранились все газы, вследствие чего химический состав их атмосфер (и недр) тот же, что и у Солнца.