Планеты Меркурий, Венера и Марс вместе с Землей занимают внутреннюю часть Солнечной системы и наиболее доступны для исследований. Именно эти планеты вместе с Луной в первую очередь исследуются радиоастрономическими, радиолокационными методами и при помощи космических станций. Ближайшей к Солнцу планетой является Меркурий; самой удаленной от Солнца планетой внутренней части Солнечной системы является Марс.
В табл. 2 указаны размеры планет (максимальный радиус планеты), расстояние каждой планеты от Солнца, а также максимальное и минимальное расстояния от планеты до Земли.
| Планета | Радиус экватора | Среднее расстояние от планет до Солнца, 106 км | Расстояние от Земли до планет, км | |
|---|---|---|---|---|
| км | относительно радиуса Земли | |||
| Земля | 6370 | 1 | 149,6 | — |
| Луна | 1740 | 0,27 | 149,6 | 384400 |
| Меркурий | 2500 | 0,38 | 57,9 | (92—207)·106 |
| Венера | 6060 | 0,95 | 108,2 | (39—258)·106 |
| Марс | 3300 | 0,52 | 228,0 | (56—398)·106 |
Ближайшая планета внешней части Солнечной системы — Юпитер удалена от Солнца на расстояние, в пять раз большее чем расстояние от Солнца до Земли. Расстояние от Земли до планет внешней части Солнечной системы в несколько раз превышает расстояние до планет внутренней части Солнечной системы, что существенно усложняет условия исследования планет внешней части Солнечной системы.
Рассмотрим кратко основные радиофизические параметры поверхностей и атмосфер Луны и планет внутренней части Солнечной системы, численные данные этих параметров сведены в табл. 3.
Лунная поверхность представляет собой темный сухой материал, несколько отличающийся по химическому составу от земных пород. Более твердую поверхность Луны покрывает осколочно-пылевой слой, названный реголитом. Плотность реголита наименьшая на поверхности и возрастает с глубиной, а общая толщина слоя колеблется от 40 см до 40 м. Советский исследователь В. С. Троицкий первый на основании радиолокационных наблюдений Луны предсказал, что поверхность Луны достаточно плотная, а не представляет собой толстый слой пыли, как думали ранее. Предсказания В. С. Троицкого полностью оправдались: когда первый лунный астронавт Н. Армстронг с опаской сделал первый шаг по Луне, оказалось, что грунт Луны достаточно прочен, и обувь астронавта погрузилась в пыль не более чем на 2 см. Характерной особенностью лунной поверхности является наличие кратеров — кольцевых горных образований. Большие равнины на поверхности Луны исследователи назвали «морями».
| Планета | Характер поверхности | Максимальная температура поверхности, Т, °С | Коэффициент отражения поверхности | Атмосферное давление вблизи поверхности, Па | Коэффициент преломления тропосферы n | Электронная плотность ионосферы, э/см3 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Земля | Вода, суша | 58 | 0,40 | 105 | 1,00031 | 106 |
| Луна | Реголит, скалы, пыль | 130 | 0,06 | 1,0 | 1,00000 | 103 |
| Меркурий | Скалы, пыль | 420 | 0,06 | 102 | 1,00000 | 1,5·103 |
| Венера | Скалы | 480 | 0,12 | 9,2·106 | 1,01400 | 5·105 |
| Марс | Равнина | 30 | 0,07 | 6·102 | 1,00008 | 105 |
Первые сведения о строении поверхности обратной, невидимой с Земли, стороны Луны были получены с помощью межпланетной станции, запущенной 4 октября 1959 г. Неоднократные радиолокационные исследования Луны, проводившиеся на УКВ различной длины, позволили оценить электрические параметры ее поверхности. По своим электрическим свойствам поверхность Луны близка к пустыням на Земле. Вода на поверхности Луны отсутствует. Давление атмосферы вблизи поверхности Луны не превышает 1 Па. Луна не обладает существенным магнитным полем.
Оказалось, что плотность электронов вблизи поверхности Луны больше, чем в космосе, и достигает 103 э/см3. Поэтому говорят, что Луна имеет ионосферу.
Меркурий наиболее близко расположен к Солнцу. Радиолокационные отражения, полученные от поверхности Меркурия, указывают на то, что характер и электрические параметры его поверхности близки к поверхности Луны. Меркурий имеет очень разреженную атмосферу (атмосферное давление у поверхности около 100 Па), состоящую из тяжелых инертных газов: криптона, аргона и ксенона. Максимальная плотность электронов составляет 1,5·103 э/см3.
Венера по размеру, расстоянию от Солнца и протяженности атмосферы больше других планет похожа на Землю. Исследования планеты Венеры радиолокационным методом на волнах длиной от 3 см до 8 м показали, что ее поверхность имеет гористые участки и так же шероховата, как поверхность Луны. Проводимость поверхности ничтожно мала, а средняя диэлектрическая проницаемость такая же, как у скальных пород Земли.
Основной компонентой атмосферы Венеры является углекислый газ. Плотность атмосферы велика, и давление вблизи поверхности достигает 9,2·106 Па. Газы атмосферы Венеры ионизированы, причем днем электронная плотность ее достигает 5·105 э/см3, а ночью уменьшается до 104 э/см3 и имеет максимум на высоте 150 км. Получен график изменения электронной плотности с высотой. В атмосфере содержится значительное количество пыли, образующей облака, завихряющиеся и перемещающиеся благодаря господствующим там ветрам. Венера обладает постоянным магнитным полем.
Марс имеет поверхность, представляющую собой, в основном, пустынные равнины, состоящие из вулканических пород. Вблизи полюсов имеются шапки снега и льда. Воды на Марсе мало. Средняя диэлектрическая проницаемость такая же, как у пустынных пород Земли.
Атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа. В атмосфере содержатся пыль и кристаллы льда в виде облаков. Давление атмосферы у поверхности Марса составляет примерно 6·102 Па и убывает с высотой па экспоненциальному закону, так что на высоте 30 км давление менее 10 Па. Поэтому на высотах более 30 км тропосфера Марса не влияет на распространение УКВ. На дневной стороне Марса обнаружена ионосфера с максимальной электронной плотностью 105 э/см3, находящейся на высоте 120 км. На ночной стороне электронная плотность снижается до 103 э/см3.