6. Климат
На поверхности П. (или спутника), лишённой атмосферы, темп-ра Тs определяется ур-нием локального теплового баланса. Для дневной стороны П. оно имеет вид:
asTs4 = (1-A).E.cosJ + F (5)
где А - локальное альбедо, J - зенитное расстояние Солнца, a - коэфф. излучения, F - тепловой поток, обусловленный теплопроводностью (внутр. тепловой поток считается пренебрежимо малым). Для ночной стороны П. в ур-нии (5) член (1-A).E.cosJ равен нулю: поверхность П. излучает теплоту, запасённую в грунте в течение дня. Атмосфера Марса достаточно разрежена, чтобы ур-ние (5) можно было применять и к этой планете. Теплопроводность планетных грунтов достаточно низка, поэтому на Меркурии, Луне, Марсе имеют место сильные суточные изменения темп-ры. В полдень на экваторе темп-ры на этих телах составляют соответственно ок. 700, 400, 280 К (ночью темп-ры снижаются до 100, 120, 200 К). Темп-ра на поверхности Марса не опускается ниже 147 К - точки конденсации СО2.
Достаточно плотная атмосфера существенно влияет на климат П.: а) парниковый эффект увеличивает темп-ру поверхности, б) теплоёмкость атмосферы сглаживает суточные температурные колебания, в) общая циркуляция атмосферы сглаживает разность темп-р между экватором и полюсом. Напр., на Венере парниковый эффект поднял темп-ру её поверхности до 735 К (при Тэ ≈230К), суточные и широтные вариации DTs < 1К из-за огромной массы атмосферы.
Сезонные вариации темп-ры возникают при достаточно большом наклонении экватора к плоскости орбиты. Они весьма заметны на Земле и Марсе и практически отсутствуют на Венере и Юпитере.
Устойчивость и вековые изменения климата. Климатические характеристики П. зависят от многих факторов, включая астрономические (поток солнечной энергии, орбита, наклонение экватора к эклиптике) и планетофизические (состав атмосферы, альбедо облаков и поверхности). Даже небольшие изменения этих факторов могут резко повлиять на климат. Так, увеличение концентрации паров воды в атмосфере может привести к увеличению темп-ры, оно в свою очередь усилит испарение воды и т. д. Существует гипотеза, что подобное случилось на Венере. Вся вода перешла в атмосферу, диссоциировала, водород улетучился в межпланетное пространство, кислород был химически связан с породами. На Земле такого рода катастрофа, по-видимому, невозможна, т. к. у неё нет сплошного облачного покрова. Если увеличивается поступление воды в атмосферу, доля поверхности, скрытая облаками, и ср. альбедо А возрастают. Это приводит к падению темп-ры, т. е. происходит саморегуляция темп-ры. Однако стабилизация темп-ры не явл. достаточно надёжной по отношению к её понижению. Небольшие изменения её вследствие вариаций наклонения экватора явл. наиболее вероятной причиной ледниковых периодов, многократно имевших место на нашей планете.
Лит.: Гуди Р., Уолкер Дж., Атмосферы, пер. с англ., М., 1975; Солнечная система, пер. с англ., М., 1978; Мороз В. И., Физика планеты Марс, М., 1978; Юпитер, пер. с англ., т. 1-3, М., 1978-79; Жарков В. Н., Внутреннее строение Земли и планет, 2 изд., М., 1983.
В. И. Мороз.