Большая Советская Энциклопедия (ПЛ)

  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.