Классификация планет основывается на их физических характеристиках, разделяя их на планеты земной группы и планеты-гиганты. Рассмотрим основные особенности каждой из этих групп, чтобы предоставить описание каждой планеты.
1. Планеты земной группы включают Меркурий (рис. 34), Венеру (рис. 35), Землю (рис. 36) и Марс (рис. 37). Они обладают небольшими размерами и массой, а их средняя плотность превышает плотность воды в несколько раз. Эти планеты медленно вращаются вокруг своих осей и имеют небольшое количество спутников. Например, Меркурий и Венера не имеют спутников, Марс имеет всего два маленьких спутника, а у Земли всего один. Важно отметить, что несмотря на сходство, существуют и заметные различия.
Например, Венера вращается в направлении, противоположном ее обращению вокруг Солнца, и делает это в 243 раза медленнее, чем Земля. Период обращения Меркурия, то есть его год, всего на треть дольше периода вращения вокруг своей оси относительно звезд. Углы наклона осей к плоскостям орбит у Земли и Марса примерно одинаковы, но существенно различаются у Меркурия и Венеры. Это одна из причин, определяющих смену времен года. На Марсе, так же как и на Земле, присутствуют времена года, но они длительнее в два раза, чем на Земле.
Важно отметить, что Плутон, хоть и не является членом девяти основных планет, имеет ряд физических характеристик, которые позволяют отнести его к земной группе. Его средний диаметр около 2260 км, что лишь в два раза меньше диаметра его спутника, Харона. Поэтому схожесть Плутона и Харона с Землей и Луной позволяет рассматривать их как «двойные планеты».
2. Атмосферы планет земной группы представляют собой увлекательный объект изучения. В отличие от Меркурия и Луны, которые практически лишены атмосферы, Венера и Марс обладают этим важным компонентом. Современные данные о составе атмосфер Венеры и Марса были получены благодаря миссиям наших («Венера», «Марс») и американских («Пионер-Венера», «Маринер», «Викинг») автоматических космических станций. При анализе атмосфер этих планет в сравнении с земной, мы наблюдаем принципиальные отличия. Например, вместо азотно-кислородной смеси, характерной для земной атмосферы, атмосферы Венеры и Марса в основном состоят из углекислого газа. Давление на поверхности Венеры в более чем 90 раз превышает земное, в то время как на Марсе оно почти в 150 раз ниже.
Температура на поверхности Венеры впечатляюще высока, достигая около 500° C, и остается практически постоянной. Это может показаться странным, учитывая близость Венеры к Солнцу, но наблюдения показывают, что отражательная способность Венеры превышает земную. Поэтому Солнце примерно одинаково нагревает обе планеты. Высокая температура поверхности Венеры обусловлена так называемым парниковым эффектом. Этот эффект проявляется в том, что атмосфера Венеры пропускает солнечные лучи, которые нагревают поверхность. Нагретая поверхность в свою очередь излучает инфракрасное излучение, которое задерживается атмосферой Венеры, включая углекислый газ, водяной пар и облачный покров.
В отличие от земных облаков, состоящих из мельчайших капель воды или кристалликов льда, облака Венеры имеют иной химический состав, включая капельки серной и, возможно, соляной кислоты. Эти облака значительно ослабляют солнечный свет, но, как показали измерения, проведенные АМС «Венера-11» и «Венера-12», освещенность у поверхности Венеры примерно такая же, как на поверхности Земли в облачный день. Исследования, проведенные в 1982 году АМС «Венера-13» и «Венера-14», показали, что небо Венеры и ее ландшафт окрашены в оранжевые тона. Это объясняется особенностями рассеяния света в атмосфере этой планеты.
В атмосферах планет земной группы наблюдается постоянное движение газов. Во время пылевых бурь на Марсе, которые могут длиться несколько месяцев, огромное количество пыли поднимается в атмосферу планеты. Ветры на Венере обладают ураганными скоростями на высотах, где находится облачный слой (от 50 до 70 км над поверхностью планеты), но ближе к поверхности их скорость сравнительно невелика, не превышая нескольких метров в секунду.
Итак, хотя атмосферы ближайших к Земле планет обладают некоторыми общими чертами, они также заметно отличаются друг от друга. Эти отличия представляют собой интересное поле исследований и позволяют лучше понять процессы эволюции атмосфер планет земной группы. Кроме того, изучение этих атмосфер имеет важное значение для решения экологических проблем. Например, аналогии между туманами-смогами в атмосфере Земли и облаками Венеры позволяют сделать вывод о важности контроля за загрязнением атмосферы на Земле. Пылевые бури на Марсе также напоминают о необходимости ограничения выбросов различных вредных веществ в атмосферу нашей планеты, чтобы предотвратить негативные последствия для климата.
3. Поверхности планет земной группы, аналогично Земле и Луне, представляют собой твердые образования. Однако из-за различных ограничений в наблюдениях, мы имеем о них лишь ограниченную информацию. Например, Меркурий сложно наблюдать в телескоп даже во время его элонгации, а поверхность Венеры скрыта облаками. На Марсе, даже во время великих противостояний (когда расстояние между Землей и Марсом минимальное — около 55 миллионов километров), детали его поверхности размером около 300 километров могут быть рассмотрены только в крупных телескопах.
Тем не менее, за последние десятилетия было сделано значительное количество открытий о поверхности Меркурия, Марса и Венеры благодаря успешным миссиям автоматических межпланетных станций типа «Венера», «Марс», «Викинг», «Магеллан», которые либо приближались к планетам на небольшое расстояние, либо осуществляли посадку на их поверхности. Кроме того, земные радиолокационные наблюдения также внесли важный вклад в наше понимание характеристик планет.
Поверхность Меркурия, богатая кратерами, напоминает лунную. Здесь «морей» меньше, чем на Луне, и они имеют небольшие размеры. На Меркурии простираются крутые уступы, предположительно, обусловленные древней тектонической активностью, которая привела к смещению и сжатию поверхностных слоев планеты. Как и на Луне, большинство кратеров образованы в результате метеоритных падений. Молодые, хорошо сохранившиеся кратеры существенно отличаются от старых, уже разрушенных.
На поверхности Венеры, переданной автоматическими станциями серии «Венера», можно наблюдать каменистую пустыню и множество камней. Радиолокационные наблюдения со земли выявили множество неглубоких кратеров, диаметр которых варьируется от 30 до 700 километров. В целом, Венера оказалась наиболее «гладкой» среди планет земной группы. Однако здесь тоже существуют большие горные массивы и протяженные возвышенности, размерами превосходящие Тибет на Земле вдвое. Вулкан Максвелл, высотой 12 километров (в полтора раза больше Джомолунмы), имеет диаметр подошвы 1000 километров и кратера на вершине 100 километров. На Венере также обнаружены рифтовые зоны, аналогичные тем, что наблюдаются на дне океанов Земли, что свидетельствует о возможных процессах вулканической активности на этой планете.
В 1983—1984 годах с помощью станций «Венера-15» и «Венера-16» были проведены радиолокационные исследования, которые позволили составить карту и атлас поверхности Венеры с детализацией 1—2 километра. Затем космический аппарат «Магеллан», оснащенный более совершенной радиолокационной системой, достиг окрестности Венеры в августе 1990 года и начал регулярную съемку поверхности с сентября того же года. К маю 1993 года была охвачена почти 98% поверхности планеты. Эксперимент включал не только фотографирование Венеры, но и проведение других исследований, включая гравитационное поле и атмосферу.
Поверхность Марса также изобилует кратерами, особенно в южном полушарии планеты. Здесь выделяются «моря», занимающие значительную часть поверхности (Эллада, Аргир и др.), диаметры которых могут превышать 2000 километров. «Материки», представляющие собой светлые поля оранжево-красного цвета и напоминающие земные континенты, также присутствуют. На поверхности Марса можно обнаружить гигантские вулканические конусы, в том числе вулкан Олимп, высотой более 25 километров, с диаметром кратера 90 километров и основанием более 500 километров. Поверхность Марса также свидетельствует о мощных вулканических извержениях и сдвигах поверхностных слоев, что подтверждают остатки лавовых потоков, разломы поверхности и ущелья.
Красноватый цвет Марса объясняется наличием в грунте множества глин, богатых железом. Вода на Марсе, хотя и не образует открытых водоемов, предположительно присутствует в виде льда, формируя полярные шапки. Были также обнаружены значительные запасы льда, расположенного неглубоко под поверхностью. На холодном и сухом Марсе, при низком давлении, вода может существовать в различных формах. Впредь, возможно, люди отправятся на Марс в рамках новых миссий исследования.
