Температура планет. Прямые измерения интегрального теплового потока или излучения П. в отдельных областях её инфракрасного спектра, осуществляемые, например, с помощью болометров, позволяют определить общую температуру П. или температуру 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 температуры, основанные на предположении, что П. излучает как абсолютно чёрное тело. Есть основание полагать, что истинные температуры лишь немного выше полученных этим методом. Кроме того, радиоизмерения позволяют определять температуру 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 температура поверхности Венеры — около + 500 °С; болометрические же измерения давали температуру только верхней её атмосферы, на уровне облаков (около — 40 °С). Сравнение теоретической равновесной температуры (т. е. той, которую должна была бы иметь П., если бы её единственным источником тепла было солнечное облучение) с измеренной температурой даёт возможность судить о том, что П. обладает собственными источниками тепла, которое просачивается наружу. Этот процесс очень существенно зависит от теплопроводности коры и атмосферы П. Атмосфера может обусловливать сильный парниковый эффект, сущность которого заключается в том, что она пропускает приходящее от Солнца оптическое излучение, но в значительной мере задерживает уходящее наружу длинноволновое (тепловое) излучение самой П. Поэтому П., лишённая атмосферы, холоднее и отличается большей суточной амплитудой температуры, чем П. с атмосферой. Именно поэтому у Венеры под мощной атмосферой температура на 550 °С выше, чем на уровне облаков, а дневная температура практически неотличима от ночной. У Юпитера также при равновесной температуре 110 К измерения в инфракрасном диапазоне показали температуру 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 которому понятие температуры неприменимо. У др. П.-гигантов превышение измеренных температур над равновесными ещё больше, но измерения менее точны. Для определения температуры отдельных деталей поверхности П. пригодны только тепловые измерения с крупными телескопами в инфракрасной области спектра. Так было установлено, например, что в экваториальной области Марса летом дневные температуры могут быть заметно выше 0 °С, ночные же — около — 60 °С; что тёмные «моря» теплее светлой «суши» и т.д.

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

  Как видно из табл. 1, у П. земной группы средняя плотность значительно превышает среднюю плотность П.-гигантов, близкую к средней 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 котором содержится около 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 несколько 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 сравнительно 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 средняя плотность и специфический химический состав их атмосфер свидетельствуют о том, что они состоят из вещества, подобного солнечному, т. е. главным образом из водорода и гелия. Значительный тепловой поток, исходящий из Юпитера, указывает на высокую температуру 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 котором молекулярный водород испытывает переход к металлической фазе и вполне подобен щелочным металлам. Находится ли он в жидком или газообразном состоянии — трудно сказать, т.к. температура известна недостаточно точно. Нужно думать, однако, что металлическое 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. температура 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 (например, Меркурий и отчасти Марс) не могли удержать легкие газы, у которых 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 H₂O, CO₂, CH₄, а также более тяжёлыми углеводородами, но в результате жизнедеятельности простейших микроорганизмов и растительности при энергетическом воздействии Солнца углекислый газ был расщеплен на углерод и кислород. Последний интенсивно расходовался на окисление горных пород, но всё же значительная часть его сохранилась.