РАЗЛИЧНЫЕ МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕМПЕРАТУР
Экспериментальное определение планетных температур основывается на измерении потока собственного теплового излучения планеты, которое сосредоточено в инфракрасной области спектра и для своего обнаружения требует тепловых приемников радиации (КПА, § 14) или фотосопротивлений, чувствительных к длинноволновому излучению (КПА 259—262). При этом важно исключить солнечную составляющую — отраженное Солнцем инфракрасное излучение.
К счастью, планета, имеющая температуру около 250 К, излучает в области 10—20 мкм на 2—3 порядка больше, чем отражает от Солнца (рис. 198), но зато она отражает огромное количество солнечной радиации в видимой области, которое должно быть задержано подходящим светофильтром.
Рис. 198. интенсивность освещаюшего солнечного и планетного излучения в функции длины волны: I — спектральное распределение солнечного излучения; II — то же для планетного из лучения с 
; III — сумма солнечного и планетного излучения
Рис. 199. Теллурические полосы поглощения в инфракрасной области спектра. На их фоне нанесены (в логарифмической шкале) интенсивности излучения черного тела для температур 250 и 600 К. Внизу показаны области пропускания разных веществ
Для этой цели удобны водяной или стеклянный фильтры, прозрачные для ближней инфракрасной области (рис. 199). Удобны различные фильтры, задерживающие инфракрасные лучи до более далекого длинноволнового предела: разность между показаниями приемника радиации, когда перед ним стоят разные фильтры, дает как раз величину потока в участке спектра, общем для этих двух фильтров. Но здесь встречаются свои трудности, которые отчетливо видны на рис. 199: очень сильное ослабление планетного излучения (мыслимого в пределах от 100 до 600 К) вследствие поглощения его водяным паром и углекислым газом земной атмосферы. По сути дела, свободными или почти свободными от поглощения можно считать два «окна прозрачности» атмосферы — около 4 мкм и около 11—13 мкм.
Отношение излучений в этих двух участках спектра могло бы служить хорошим индикатором температуры. Действительно, для холодного тела с температурой около 250 К излучение у 
мкм практически равно нулю, а при 
оно весьма значительно, тогда как при 11—12 мкм и в том и другом случае оно значительно. Измерения с термоэлементом и радиометром (КПА, § 14) позволили установить температуру планет при помощи стеклянных и флюоритовых светофильтров с высокой степенью надежности. Благодаря усовершенствованию фотосопротивлений, чувствительных к далекому инфракрасному излучению, оказалось возможным точно измерять распределение энергии в инфракрасном спектре планет. По излучению в областях, более или менее свободных от теллурических полос, можно вывести яркостную температуру планеты или отдельных мест ее диска. Впрочем, небольшое поглощение в земной атмосфере не является серьезной помехой — его можно изучить и учесть. Осложнение вносит лишь непостоянство поглощения, вызываемого водяным паром, так как содержание его в земной атмосфере сильно меняется в течение даже немногих часов.
Так как атмосфера планеты сама может быть сильным поглотителем планетного излучения, то результат наблюдений приходится отнести не к поверхности планеты, а к какому-то эффективному атмосферному уровню ее. Лучше обстоит дело с радиоизлучением, по крайней мере в деци- и сантиметровом диапазоне: излучение этих длин волн свободно проходит даже через протяженную и плотную атмосферу, даже сквозь облака. Только начиная с длин волн 13,4 мм и меньше атмосфера становится почти или полностью непрозрачной из-за поглощения углекислым газом (около 0,8 см) и водяным паром (у 1,34 и 0,162 см). В других длинах волн могут проявить себя другие молекулы.
Существующие радиотелескопы, за редкими исключениями, не обладают достаточной разрешающей способностью, чтобы определять температуру различных частей диска планеты. Удовлетворяются средней яркостной температурой планеты (КПА 457) на стороне ее, обращенной к Земле. При работе на миллиметровых волнах приходится учитывать значительное тепловое излучение земной атмосферы. Только при пролете радиотелескопа на космическом корабле вблизи изучаемой планеты измерения могут быть столь детальными, что становится возможным и определение температуры отдельных мест планетного диска, как это было при полетах космических аппаратов около Венеры или Марса (искусственные спутники «Марс-5» и «Викинг-1 и 2»).
