П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И. Мороз - Курс общей астрономии

– чисто метеоритное, третьи – комбинированное. Несколько слов о лунной атмосфере. В последние десятилетия были поставлены очень тонкие исследования с целью обнаружить следы хотя бы очень разреженной атмосферы (не отдельных выбросов газа, которые, как указывалось выше, наблюдались, а постоянной атмосферы). Использовалось несколько независимых методов. Один из них – оптические наблюдения яркости и поляризации вблизи лунных рогов. Если атмосфера существует, рога должны чуть-чуть заходить на неосвещенную сторону Луны. При рэлеевском рассеянии излучение поляризуется, и поляризация достигает 100% при угле фазы 90° (она равна нулю при фазовом угле 0° и 180°). Поэтому наличие атмосферы привело бы к слабому поляризованному свечению на концах рогов при углах фаз, близких к 90°. Это свечение искали очень тщательно, однако обнаружить его не удалось. Отсюда был сделан вывод, что лунная атмосфера, если она существует, по плотности по крайней мере в 109 раз уступает земной. У

земной поверхности концентрация молекул в атмосфере равна 2,7 ґ 1019 см –3. Следовательно, верхний предел концентрации молекул в лунной атмосфере составляет около 1010 см –3. Такая концентрация имеет место в земной атмосфере на высоте около 200 км. Прямые измерения концентрации атомов в лунной атмосфере были проведены с помощью приборов, оставленных на Луне американскими космонавтами. Оказалось, что в дневное время лунная атмосфера содержит около 106 атомов водорода и 6Ч104 атомов неона. Ночью концентрация на порядок меньше. Таким образом, лунная атмосфера крайне разрежена, состав ее резко отличается от

земной (а также, например, марсианской, см. § 136) и плотность сильно меняется в течение суток. Возникает вопрос, почему это так? Ведь на Луне, по крайней мере в прошлом, должны были действовать вулканические процессы. Недавно были получены доказательства, что они действуют и сейчас. При вулканических процессах на поверхность выбрасываются газы, такие как СО2 , Н2О, NН3 . Вся земная атмосфера, как теперь считают, имеет вулканическое происхождение. Куда же деваются газовые продукты вулканической деятельности на Луне? Многие из них удаляются в результате диссипации, из-за малой параболической скорости. Такие газы, как кислород и азот, покидают Луну очень быстро. Тяжелый углекислый газ тоже не мог бы удержаться, так как он диссоциируется солнечным ультрафиолетовым излучением. Однако при радиоактивных процессах в лунной коре должны образовываться тяжелые инертные газы Аr, Кr, Хе, диссипация которых и на Луне протекает медленно. Их удаляет с Луны другой физический процесс, а именно – взаимодействие корпускулярных потоков с лунной атмосферой. Магнитное поле и кинетическая энергия, которые несут эти потоки, вполне достаточны для «сдувания» инертных газов, выделяющихся из коры. С другой стороны, некоторая доля водорода, гелия и неона, содержащихся в корпускулярных потоках, захватывается Луной и образует ту очень разреженную атмосферу, которая была обнаружена.

§ 133. Фазы планет. Условия наблюдений

Прежде чем перейти к изучению других планет Солнечной системы, необходимо сделать несколько общих замечаний относительно условий их видимости. Угол фазы Меркурия и Венеры изменяется в пределах от 0 до 180°. Поэтому Меркурий и Венера проходят те же стадии смены фаз, что и Луна. В верхнем соединении (Солнце между планетой и Землей) диск освещен полностью, угол фазы равен нулю; в нижнем соединении к нам обращена неосвещенная сторона планеты. Иногда (это бывает очень редко), эклиптическая широта Солнца и планеты различается настолько мало, что планета проходит перед диском Солнца или за ним. Вблизи нижнего соединения Меркурий и Венера выглядят как узкие серпы. При угле фазы y2 = 90° освещена ровно половина диска (квадратура).

На рис. 162 видно, что угол фазы не может достигнуть 180°, если орбита планеты расположена вне орбиты Земли (верхние планеты). В противостоянии угол фазы для этих планет приблизительно равен нулю, и диск освещен полностью. По мере удаления от противостояния угол фазы увеличивается, достигает некоторого максимального значения ym и затем снова становится равным нулю в соединении. Чем дальше планета от Солнца, тем меньше максимальный фазовый угол ym. У Марса максимальный фазовый угол составляет 47°, у Юпитера 12°, у Сатурна 6°, у Урана 3°, Нептуна 2° и у Плутона 2°. Видимые угловые размеры Марса, Венеры и Меркурия сильно зависят от взаимного положения этих планет и Земли. Венера и Меркурий ближе всего к Земле во время нижнего соединения, и при этом угловой диаметр их максимален. Однако в нижнем соединении мы видим неосвещенную сторону диска. Кроме того, в нижнем и верхнем соединении угловое расстояние от планеты до Солнца (элонгация) очень мало, что сильно затрудняет наблюдения. Венеру и Меркурий предпочитают наблюдать вблизи наибольшей элонгации. У Меркурия наибольшая элонгация достигает 28°, и даже в этом положении его можно наблюдать только в сумерках или днем. Венера в максимальной элонгации (48°) восходит примерно за три-четыре часа до восхода Солнца (или при вечерней видимости заходит через три-четыре часа после захода Солнца). В дневное время Венеру и Меркурий можно видеть в телескоп, если они не очень близки к Солнцу. Угловые размеры Марса максимальны вблизи противостояния. Так как противостояние совпадает с нулевой фазой (диск освещен полностью), то оно является самым удобным для наблюдений положения планеты. В противостоянии можно различить на диске детали наименьших размеров. Так как орбита Марса имеет большой эксцентриситет, то расстояние от Марса до Земли не одинаково в различных противостояниях: оно минимально, когда противостояние совпадает с прохождением планеты через перигелий (около 55 млн. км) и максимально при прохождении через афелий (около 100 млн. км). Орбиты остальных верхних планет намного больше земной, поэтому расстояние до Земли при их удалении от противостояния меняется гораздо в меньшей степени, чем у Марса. Фаза изменяется тоже в небольших пределах, поэтому условия наблюдения этих планет даже вдали от противостояния часто остаются благоприятными.