行星物理學

行星物理學的任務是：測定行星及其衞星的各種物理參數；研究行星及其衞星表面的構造、表面覆蓋物的特性、表面温度及其週期變化；對有大氣的行星和衞星，研究它們的大氣的構造、物理狀態和化學組成；研究行星的內部結構；研究行星的磁場、磁層以及太陽風與行星的相互作用。地理學和地球物理學一般不包括在行星物理學中。

十七世紀初。望遠鏡的誕生為行星及其衞星的物理研究提供了條件。雖然行星的視圓面很小，而且觀測受地球大氣抖動等因素的影響，但用望遠鏡通過目視觀測還是發現了行星表面的許多特徵。十九世紀中葉以後，照相術、測光術、分光術被廣泛地應用到行星及其衞星的觀測和研究中來。例如：用照相方法拍攝行星的照片；用測光方法測定行星和衞星的累積星等、明度星等、色指數、光度與位相的關係、反照率及表面的有效温度；用分光方法拍攝行星的光譜，並進而確定行星大氣的成分，根據譜線位移量測定行星的自轉週期等。隨後，偏振測量也被廣泛地應用到行星物理研究方面，對行星表面不同部分所反射的光的偏振測量，對於瞭解行星表面結構和特性有十分重要的價值。

二十世紀上半葉，射電天文學誕生後，開始對行星進行射電觀測，擴大了對行星及其衞星觀測的波段。這種觀測通常分為兩類，一類是直接接收行星和衞星表面發出的射電輻射，例如對行星而言，已經接收到的有水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星的射電輻射，其中木星、天王星、海王星還有射電爆發；另一類是雷達觀測，用雷達方法可以測定和研究行星表面的特徵，甚至可以測繪表面圖。

五十年代末以來，相繼向月球、金星、火星、水星、木星和土星發射了各種探測器，以逼近飛行、繞轉飛行、硬着陸、軟着陸、載人飛行等方式，通過照相、自動測量、採樣分析以及宇航員的實地考察和取回樣品，對月球和行星作了深入的研究。新的發現接踵而至。隨着宇宙航行時代的到來，行星物理學已成為當代科學研究的活躍領域之一。

行星上大氣的存在和保持取決於其組成成分的逃逸率。根據金斯經驗規則，如逃逸速度vp高於熱運動均方根速度vt的5倍，則給定分子(分子質量為μ)的逃逸可以忽略，行星表面上這種分子的大氣成分實際上將永遠地存在下去。這個條件可用方程表示為vp≥5vt，式中vt=(3kT/μ)1/2，T為絕對温度，玻耳茲曼常數k=1.38×10-16爾格/度。由於水星引力小而表面温度高，根據上述金斯規則，水星上很難長期保有大氣層。行星際探測器“水手”10號果然確證水星上只有極微量的大氣，其主要成分是中性氦。至於冥王星有無大氣，因資料很少，至今還不能斷定。其他行星都存在着大氣。此外，木衞一、木衞三、土衞六、海衞一等衞星也有大氣。

用分光方法證認出來的大氣組成是：

金　星：CO2，N2，Ar，CO，H2O，HCl，HF，H，He，O

火　星：CO2，CO，N2，H2O，Kr，Xe，O2（微量）

木　星：CH4，NH3，H2，He，C2H2（微量），C2H6，PH3

土　星：CH4，NH3，H2，C2H6（微量）

天王星：CH4，H2

海王星：CH4，H2

土衞六：CH4，H2

木衞一：Na，He必須指出，這裏證認出的原子和分子只是行星大氣組成的一部分。可能還有一些重要成分沒有檢測到。例如，木星大氣中含量佔第二位的元素氦，以前用分光方法並未證認出來，直到1973年才被行星際探測器“先驅者”10號發現。火星上的氮是行星際探測器“海盜”1號首先發現的。

月球、水星和火星的表面可以通過光學波段直接觀測，對顏色、反照率和相效應的測量表明，月面和水星表面情況相似。水星表面可能覆蓋着粗糙不平類似月壤的物質。“水手”10號攝得的水星照片證實了水星表面和月球表面的相似性。“水手”9號進入繞火星的軌道以後，已經對火星作了非常精確的地貌調查。

無線電波可以穿透金星濃密的雲層直達表面。通過雷達觀測已繪製了金星表面地形圖。行星際探測器已在金星表面軟着陸，獲得了高分辨率的資料。通過對金星局部地區作精細的研究，發現金星赤道區有像火山口一樣大而淺的圓形圈和南北向穿過赤道綿延1200公里的大裂谷、山系等。

研究行星內部結構的主要目的是揭示行星的總體組成，和行星內部存在的物理化學性質均不相同的分層。目前還不能直接用觀測手段來探測行星內部，而只能根據行星質量；半徑和密度；扁率和動力學橢率；自轉等觀測資料來推斷行星的結構模型。

行星內部的高壓使得行星內部的凝聚物質的狀態方程極為複雜，因而行星內部結構理論的進展，遠不如恆星內部結構理論迅速。幸而關於冷的固態氫和固態氨的狀態方程已經相當精確地計算出來了，其他某些元素和化合物也有類似的狀態變化。馬庫斯根據太陽型組成及分子氫與金屬氫之間的相轉變，提出了木星和土星的結構模型。木星和土星間的密度差可以直接用它們的質量不同來解釋：與木星相比，壓力造成的向金屬相的過渡發生在土星的更深處，從而使金屬相物質在土星的總質量中只佔有較小的份額。雖然在模型計算中還在作這樣或那樣的修正，但上述圖像目前仍然是討論這兩個行星結構的基本前提。

至於天王星和海王星，它們的密度比土星要高得多，意味着含有更高濃度的氨和重元素。但對它們的內部結構，目前研究得還很少。

關於行星磁場，除地磁場外，只有零星的初步知識。由於空間探測技術的發展，情況正在迅速改變。到目前為止，已對水星、金星、火星、木星和土星的磁場作了空間探測。

“水手”10號發現水星具有遠比火星、金星強大得多的磁場。水星磁極的極性與地球相同，偶極矩指向南。現已肯定水星磁場是這個行星本身所固有的，但對其起源的解釋還有爭議。

迄今為止，行星際探測還沒有發現金星擁有固有磁場的充足證據，只是發現金星附近的太陽風激波-這種激波的位形可以用太陽風直接同金星大氣的頂部碰撞來解釋。激波後的湍流和小尺度磁場是由太陽風同金星相互作用引起的。行星際探測器“火星”2號、3號和5號對火星的探測獲得了火星擁有磁場的證據。

在太陽風作用下，行星磁場被限制在一定的區域，這個區域稱為行星磁層。磁層內充滿等離子體，其物理性質和過程受所在行星的磁場的支配。一般説來，磁層的外邊界只在向日方向是清晰的，而在背日方向則模糊不清。在向日方向，可以回到行星表面的磁力線與不能回到行星表面的磁力線之間存在着截然的界線，太陽風流動的動壓與行星磁場的磁壓相等處就是界面。在背日方向行星磁力線與太陽風場連在一起，沒有明確界面。

現已發現水星、地球和木星有磁層，水星的磁層很像地球的磁層，不過規模較小。木星有更強的、結構更復雜的磁層，同地球磁層差別較大。

在太陽風作用下，行星磁場被限制在一定的區域，這個區域稱為行星磁層。磁層內充滿等離子體，其物理性質和過程受所在行星的磁場的支配。一般説來，磁層的外邊界只在向日方向是清晰的，而在背日方向則模糊不清。在向日方向，可以回到行星表面的磁力線與不能回到行星表面的磁力線之間存在着截然的界線，太陽風流動的動壓與行星磁場的磁壓相等處就是界面。在背日方向行星磁力線與太陽風場連在一起，沒有明確界面。 已發現水星、地球和木星有磁層，水星的磁層很像地球的磁層，不過規模較小。木星有更強的、結構更復雜的磁層，同地球磁層差別較大。磁層物理過程的主要能源是等離子體流。它是不穩定的，隨時間而變化的。按磁力線的拓撲性質可分為四個區域。區域Ⅰ中的磁力線從太陽表面出發並回到太陽表面上的另一點。區域Ⅱ中的磁力線將太陽與行星聯結起來。區域Ⅲ中的磁力線與行星表面交於兩點。區域Ⅳ中的磁力線完全被包圍在等離子體中，既不同太陽也不同行星接觸。

按等離子體拓撲來分，可分為A、B、C三區。A區包含的是未受干擾的超聲速太陽風等離子體，下邊界位於日冕底部。B區是磁鞘，以弓形激波波陣面和磁層頂作為界面，所包含的是被壓縮的亞聲速（有時是湍流的）等離子體，當它沿磁層邊界流動時便變成超聲速等離子體。C區是磁層。（見地球弓形激波和地球磁層）。