ПЛАНЕТЫ

ПЛАНЕТЫ (позднелат., ед. ч. planeta,
от греч. aster planetes - блуждающая звезда), большие небесные тела, движущиеся
вокруг Солнца и светящиеся отражённым солнечным светом; размеры и массы
П. на неск. порядков меньше, чем у Солнца. Ещё в глубокой древности были
выделены 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 нач. 16 в. создатель гелиоцентрич. системы мира Н. Коперник показал,
что только Луна движется вокруг Земли, а остальные П., как и Земля, движутся
вокруг Солнца, к-рое является, т. о., 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. Адаме, У.
Леверъе,
И.
Галле),
Плутон (1930, П. Ловелл, К. Томбо). Т, о., известно девять больших
П. Кроме того, открыто несколько тысяч малых планет (астероидов),
размеры к-рых составляют от неск. сотен до 1 км
и меньше; они движутся
гл. обр. 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 наз. 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 значит. размеров наз. также
планетами-гигантами.

Между П. и Солнцем действует взаимное притяжение,
описываемое Ньютона законом тяготения. Движение П. вокруг Солнца
происходит по эллиптич. 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 совр. матем. теории движения

П. позволяют вычислить положения П. на
небе в далёком прошлом, напр. неск. тысячелетий назад, с точностью, более
высокой, чем это могли сделать непосредств. наблюдениями астрономы той
эпохи.

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, телескопич. измерения угловых размеров П. обременены трудно устранимыми
систематич. 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, осн. на анализе радиолокац. измерений
за неск. 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 (напр., 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 (динамич. сжатие), к-рое выводится из анализа возмущений,
наблюдаемых в движении спутников П., в предположении, что внутри П. соблюдается
гидростатическое равновесие.

Табл. 1. - Геометрические и механические
характеристики больших планет (по данным на 1973)

¹ Очень ненадёжное значение.
²
Сильно меняется во времени.

Геометрические, механические и физические
характеристики больших П. приведены в табл. 1 и 2.

Детали поверхности, вращения планет, их
картографирование.< На поверхности П., полностью (или почти полностью)
лишённой атмосферы, видны различные детали. Им часто условно присваивают
названия земных образований, хотя их физ. природа и не соответствует этим
названиям. Таковы, напр., тёмные "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 оптич. 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 даёт 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 к-ром могут быть мощные систематич. движения, совпадающие с вращением
самой П. Вращение П. может быть изучено методами радиолокационной астрономии.
Вследствие
вращения П. радиоло-кац. 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, причём 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 её 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.

Табл. 2. - Физические характеристики
больших планет (по данным на 1973)

¹ I- на экваторе. ²
II - на средних широтах. ³ Ненадёжное значение. ⁴
1,95 кал/см² мин. ⁵ В элонгации, в зависимости от
расстояния от Солнца. ⁶ В элонгации. Максимальный возможный
блеск -4,45. ⁷ Видимая с Солнца. ⁸ Кольцо Сатурна
при наибольшем раскрытии делает эту величину равной -0,28. ⁹ Точка
планеты, для к-рой Солнце находится в зените. ¹⁰ Температура
поверхности. ¹¹ Много выше по измерениям в радиодиапазоне.

Радиолокация даёт возможность построить
карту деталей радио-альбедо П., выделяя в вернувшемся на Землю сигнале
части, отражённые разными местами поверхности П. Более того, благодаря
исключит. точности вычисления расстояний радиолокационными методами может
быть выявлен и рельеф поверхности П., по крайней мере в тех её местах,
к-рые 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, к-рые они вызывают
в движениях др. небесных тел, в первую очередь комет и искусств. 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 к-рую, 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. проходит перед звездой (покрытие звезды П.),
по наличию облачных образований. Фотометрич. 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
сов. 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. (так, напр., до сер. 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, к-рую показал бы барометр-анероид
на поверхности П.: выражают её в миллибарах (мбар). Эта величина
не совпадает с действительным атм. 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 к.-л. газа в ней) может характеризоваться
спец. величиной (в м-атм, или см-атм), эквивалентной высоте
(в м или см), на к-рую она простиралась бы, если бы имела
повсюду плотность, соответствующую давлению в 1 атм 1013 мбар,
и
темп-ру 0 ^oС. На Земле эта величина составляет ок. 8000
м-атм,
на
Меркурии 1-3 см-атм, на Марсе давление атмосферы у поверхности 5-
8 мбар (по анероиду), на Венере - ок. 100 атм.
Очень мощные
атмосферы имеют П.-гиганты.

Хим. 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 кол-ве в атмосфере Земли; таковы: углекислый газ (СOметан (СНТруднее обнаружить водяные пары (НПочти невозможно обнаружить у П. таким способом гелий (Не), азот (Nаргон (Аr) и нек-рые др. газы, дающие полосы поглощения в далёкой ультрафиолетовой
части спектра. К началу космич. эры уже было установлено, что у Венеры
и Марса главной составляющей атмосферы является СОП.- молекулярный водород Нкм-атм над облачным
слоем Юпитера), СНс составом атмосферы Солнца наличие большого количества гелия.

Космич. эра принесла новую методику исследования
атмосфер П. Измеряя ослабление радиосигналов космич. зондов, заходящих
за П., вследствие поглощения в атмосфере, можно вывести "шкалу высот" атмосферы
и определить т. о. отношение её темп-ры Т к среднему молекулярному
весу n. Однако этот метод применим только к разрежённым атмосферам или
к верхним слоям более мощных атмосфер. Несравненно эффективнее непосредственный
контакт спускаемых аппаратов космич. зондов с атмосферой П. Такой эксперимент
был осуществлён 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 к-рыми пролетает искусств. 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 значит. 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, напр., с помощью болометров, позволяют определить
общую темп-ру П. или темп-ру 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
темп-ры, основанные на предположении, что П. излучает как абсолютно чёрное
тело. Есть основание полагать, что истинные темп-ры лишь немного выше полученных
этим методом. Кроме того, радиоизмерения позволяют определять темп-ру 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 темп-pa поверхности Венеры - ок. + 500 °С; болометрические же
измерения давали темп-ру только верхней её атмосферы, на уровне облаков
(ок. -40 °С). Сравнение теоретич. равновесной темп-ры (т. е. той, к-рую
должна была бы иметь П., если бы её единственным источником тепла было
солнечное облучение) с измеренной темп-рой даёт возможность судить о том,
что П. обладает собственными источниками тепла, к-рое просачивается наружу.
Этот процесс очень существенно зависит от теплопроводности коры и атмосферы
П. Атмосфера может обусловливать сильный
парниковый эффект, сущность
к-рого заключается в том, что она пропускает приходящее от Солнца оптич.
излучение, но в значит. мере задерживает уходящее наружу длинноволновое
(тепловое) излучение самой П. Поэтому П., лишенная атмосферы, холоднее
и отличается большей суточной амплитудой темп-ры, чем П. с атмосферой.
Именно поэтому у Венеры под мощной атмосферой темп-ра на 550 °С выше, чем
на уровне облаков, а дневная темп-pa практически неотличима от ночной.
У Юпитера также при равновесной темп-ре 110 К измерения в инфракрасном
диапазоне показали темп-ру 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 к-рому понятие темп-ры неприменимо. У др. П.-гигантов
превышение измеренных темп-р над равновесными ещё больше, но измерения
менее точны. Для определения темп-ры отдельных деталей поверхности П. пригодны
только тепловые измерения с крупными телескопами в инфракрасной области
спектра. Так было установлено, напр., что в экваториальной области Марса
летом дневные темп-ры могут быть заметно выше 0 °С, ночные же - ок. -60
°С; что тёмные "моря" теплее светлой "суши" и т. д.

Совокупное исследование темп-ры и хим.
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 матем. путём определить форму П., её
сжатие. Скорость этого вращения тем больше, чем больше величина I разности
между сжатием е и половиной отношения х центробежной силы на экваторе П.
к силе тяжести. Величина I может быть определена по результатам
длительных наблюдений спутника, а x вычислена по известным размерам
и массе П. и скорости её вращения; после этого величина сжатия (динамического)
определяется из ур-ния е = Т + x/2. Между тем из теории следует,
что е зависит от распределения масс внутри П., а именно е меняется от значения
x/2
для П., у к-рой вся масса сосредоточена в её центре, до 5х/4 для П., однородных
от центра до периферии. Зная ср. плотность П., оценивая возможные значения
давления внутри П. и принимая в расчёт её хим. состав, приведённые выше
закономерности позволяют составить обоснованные суждения о природе вещества
в глубоких недрах П. и его агрегатном состоянии. Дополнит. сведения о распределении
масс внутри П. может дать определение скорости прецессии, её оси вращения,
но для этого нужны длительные (неск. столетий) наблюдения за её вращением.

Как видно из табл. 1, у П. земной группы
ср. плотность значительно превышает ср. плотность П.-гигантов, близкую
к ср. 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 к-ром содержится ок. 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 неск. 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 сранительно 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 ср. плотность и специфический хим. состав их атмосфер свидетельствуют
о том, что они состоят из вещества, подобного солнечному, т. е. гл. обр.
из водорода и гелия. значит. тепловой поток, исходящий из Юпитера, указывает
на высокую темп-ру 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 к-ром молекулярный водород испытывает
переход к металлич. фазе и вполне подобен щелочным металлам. Находится
ли он в жидком или газообразном состоянии - трудно сказать, т. к. темп-pa
известна недостаточно точно. Нужно думать, однако, что металлич. 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. темп-ра 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 (напр., Меркурий и отчасти Марс) не могли удержать
лёгкие газы, у к-рых 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 НСНжизнедеятельности простейших микроорганизмов и растительности при энергетич.
воздействии Солнца углекислый газ был расщеплён на углерод и кислород.
Последний интенсивно расходовался на окисление горных пород, но всё же
значит. часть его сохранилась.

Т. о., П. земной группы, имеющие малую
массу, растеряли свои летучие газы НМеркурий и отчасти Марс - и более тяжёлые (Oза исключением Нпреимущественно в жидкой или твёрдой фазе у большинства П. Наоборот, у
П.-гигантов сохранились все газы, вследствие чего хим. состав их атмосфер
(и недр) тот же, что и у Солнца.

Из сказанного можно сделать заключение
о схожести состава вещества Солнца и П. и общности их происхождения. Метеорные
тела и кометы также имеют хим. состав, в основном близкий к составу Солнца.
Однако поиски механизма образования П. вокруг Солнца в этом предположении
(общности вещества) натолкнулись на трудность, состоящую в том, что на
долю П., суммарная масса к-рых составляет 1/700 часть массы всей Солнечной
системы, приходится 98% вращательного момента, в то время как на долю Солнца
только 2%. Попытка в нек-рых космогонич. гипотезах (см. Космогония)
объяснить
столь большой момент тем, что он был отнят у проходившей мимо звезды, оказалась
несостоятельной, т. к. осталось необъяснимым, почему удельный (на единицу
массы) вращательный момент сильно растёт при переходе ко всё более удалённым
от Солнца П. В сер. 20 в. в значит. мере под влиянием работ О. Ю. Шмидта
и
его учеников общее мнение стало склоняться к тому, что, каков бы ни был
механизм процесса, планетная система образовалась в результате дифференциации
вещества в колоссальном вращающемся газо-пылевом облаке: это облако первоначально
было холодным, т. к. в противном случае горячий газ быстро рассеялся бы,
не успев присоединиться к пылевой субстанции при её конденсации в П. Во
время этого процесса выделялось нек-рое количество тепла за счёт уменьшения
потенциальной энергии. П. разогревалась, и это продолжалось дальше также
за счёт радиоактивного распада внутри П. Вещество её постепенно переходило
в пластическое и даже жидкое состояние, при к-ром стала возможной дифференциация
вещества: наиболее тяжёлые фракции (напр., железо, никель) опускались к
центру, а лёгкие всплывали, образуя оболочку П. и её кору. Газ, находившийся
в первоначальном облаке вблизи образовавшегося Солнца, нагрелся и рассеялся;
в облаках, отдалённых от Солнца, этого не произошло.

Околосолнечная планетная система безусловно
не единственная в Галактике, а тем более во Вселенной. Но прямых доказательств
существования других таких систем пока нет. Только ничтожные периодические
движения, замеченные у нек-рых ближайших к нам звёзд, дают слабое косвенное
указание на это.

Лит.: Шаронов В. В.. Природа планет,
М., 1958; Мороз В. И., Физика планет, М., 1967; Брандт Дж., Ходж П., Астрофизика
солнечной системы, пер. с англ., М., 1967; Мартынов Д. Я., Планеты. Решенные
и нерешенные проблемы, М., 1970; Физические характеристики планет-гигантов,
А.-А., 1971; Рессель Г. Н., Солнечная система и её происхождение, пер.
с англ., М.- Л., 1944; Левин Б. Ю., Происхождение Земли и планет, 4 изд.,
М., 1964; Сафронов В. С., Эволюция допланетного облака и образование Земли
и планет, М., 1969; Жарков В. Н., Внутреннее строение Земли, Луны в планет,
М., 1973. Д. Я. Мартынов.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я