Планета

Восемь планет[a] Солнечной системы: Планеты земной группы: Меркурий, Венера, Земля, Марс Планеты-гиганты: Юпитер и Сатурн (газовые гиганты) Уран и Нептун (ледяные гиганты) Планеты показаны в порядке удаления от Солнца. Размеры не в масштабе. Все фото сделаны в натуральных цветах

Плане́та (др.-греч. πλανήτης, альтернати́вная фо́рма др.-греч. πλάνης — «странник») — небесное тело, вращающееся по орбите вокруг звезды или её остатков, достаточно массивное, чтобы стать округлым под действием собственной гравитации, но недостаточно массивное для начала термоядерной реакции, и сумевшее очистить окрестности своей орбиты от планетезималей^[a][1][2].

Планетами (др.-греч. πλανήτης, от др.-греч. πλάνης — «странник») греки называли т. н. «блуждающие звёзды»^[3]. Во многих ранних культурах планеты рассматривались как носители божественного начала или, по крайней мере, статуса божественных эмиссаров. По мере развития науки представления о планетах менялись в немалой степени и благодаря открытию новых объектов и обнаружению различий между ними.

В понимании учёных птолемеевской эпохи планеты вращались вокруг Земли по круговым орбитам, их неравномерное движение по небу объяснялось с помощью эпициклов. Идея обратного — что на самом деле Земля подобно другим планетам вращается вокруг Солнца — выдвигалась не раз, но лишь в XVII столетии она была обоснована по результатам наблюдений Тихо Браге, полученных ещё до появления первых телескопов, сделанных Галилео Галилеем. Благодаря тщательному анализу данных Иоганн Кеплер обнаружил, что орбиты планет не круглые, а эллиптические. Поскольку инструменты наблюдений улучшались, астрономы установили, что, как и Земля, планеты вращаются вокруг наклонённой к плоскости своей орбиты оси и обладают такими особенностями, свойственными Земле, как смена сезонов. С рассветом космической эры близкие наблюдения позволили обнаружить и на других планетах Солнечной системы вулканическую деятельность, тектонические процессы, ураганы и даже присутствие воды.

Планеты можно поделить на два основных класса: большие, имеющие невысокую плотность планеты-гиганты, и менее крупные землеподобные планеты, имеющие твёрдую поверхность. Согласно определению Международного астрономического союза, в Солнечной системе 8 планет. В порядке удаления от Солнца — четыре землеподобных: Меркурий, Венера, Земля, Марс, затем четыре планеты-гиганта: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В Солнечной системе также есть по крайней мере 5 карликовых планет: Плутон (до 2006 года считавшийся девятой планетой), Макемаке, Хаумеа, Эрида и Церера. За исключением Меркурия и Венеры, вокруг всех планет обращается хотя бы по одному спутнику.

Начиная с 1992 года, с открытием сотен планет вокруг других звёзд, названных экзопланетами, стало понятным, что планеты можно обнаружить в Галактике везде, и они имеют много общего с планетами Солнечной системы. В 2006 году Международный астрономический союз дал новое определение планеты, что вызвало как одобрение, так и критику со стороны учёного сообщества, продолжаемую некоторыми учёными до сих пор.

По состоянию на 16 июня 2022 года достоверно подтверждено существование 5098 экзопланет в 3770 планетных системах, из которых в 825 имеется более одной планеты^[4]. Размеры известных экзопланет лежат в пределах от размеров планет земной группы до более крупных, чем планеты-гиганты^[5].

Первое подтверждённое открытие экзопланеты на орбите вокруг звезды главной последовательности произошло 6 октября 1995 года, когда Мишель Майор и Дидье Кело из Женевского университета объявили об обнаружении планеты около 51 Пегаса. Масса большинства известных экзопланет сопоставима с массой Юпитера или ещё больше (иногда во много раз), но известны и менее крупные^[5]. Наименьшие из открытых экзопланет до настоящего времени были обнаружены у пульсара (остатка звезды) под обозначением PSR 1257+12^[6]. Известна по крайней мере дюжина экзопланет между 10 и 20 земными массами^[5], как, например, те, что вращаются вокруг Мю Жертвенника, 55 Рака и GJ 436^[7]. Эти планеты иногда называют «нептуны», потому что по своей массе они близки к Нептуну (17 земных)^[8]. Другая категория экзопланет называется «сверхземлями» — возможно, это землеподобные миры, более крупные, чем Земля, но меньшие, чем Уран или Нептун. На настоящий момент известно примерно 20 возможных сверхземель и в их числе: Глизе 876 d (примерно 6 масс Земли)^[9], OGLE-2005-BLG-390L b и MOA-2007-BLG-192L b, холодные, ледяные миры, обнаруженные при помощи гравитационного микролинзирования^[10][11], COROT-7b, с диаметром около 1,7 земных (что делает её самой маленькой известной сверхземлёй из найденных), но с радиусом орбиты в 0,02 а.е., что, вероятно, означает наличие расплавленной поверхности с температурой около 1000—1500 °C^[12], и пять из шести планет на орбите вокруг соседнего красного карлика Глизе 581. Экзопланета Глизе 581 d примерно в 7,7 раз массивнее Земли^[13], а Глизе 581 c — в 5 раз, и, как первоначально думали, может быть первой землеподобной экзопланетой, расположенной в зоне обитаемости^[14]. Однако более детальные наблюдения позволили установить, что планета слишком близка к звезде, чтобы быть пригодной для жизни. Жизнепригодной могла бы быть самая дальняя планета в системе, Глизе 581 d, но это возможно только при наличии в её атмосфере достаточного количества парниковых газов, способных поднять температуру до подходящих значений^[15].

До сих пор не до конца ясно, напоминают ли открытые экзопланеты газовые гиганты и планеты земной группы Солнечной системы, или же они не совсем похожи, и некоторые из них относятся к доселе теоретическим типам, как, например, аммиачные гиганты или углеродные планеты. В частности, множество недавно открытых экзопланет, известных как горячие юпитеры, обращаются экстремально близко к материнским звёздам, по почти круговым орбитам. Поэтому они получают значительно больше звёздной радиации, чем газовые гиганты в Солнечной системе, что ставит под вопрос принадлежность их к тому же типу. Существует также подкласс горячих юпитеров, называемый хтонические планеты, обращавшиеся на орбите вокруг материнских звёзд так близко, что звёздная радиация сдула их атмосферу. Несмотря на то, что немало горячих юпитеров находятся в процессе потери атмосферы, до сих пор подтверждённых хтонических планет обнаружено не было^[16].

Более подробные данные наблюдений за экзопланетами требуют нового поколения инструментов, включая космические телескопы. В настоящее время COROT ищет экзопланеты на основании наблюдений за изменениями яркости звёзд, вызванными прохождениями экзопланет. Множество проектов в последнее время предполагают создание космических телескопов для поиска экзопланет, сопоставимых по размерам и массе с Землёй. Первый из них уже реализован NASA: Кеплер — первый телескоп, созданный специально для этих целей. Пока не имеют точной даты реализации проекты Terrestrial Planet Finder, Space Interferometry Mission и PEGASE. New Worlds Mission может работать заодно с «Джеймсом Веббом». Однако программа финансирования многих из этих проектов пока не утверждена. В 2007 году был получен первый спектральный анализ экзопланет (HD 209458 b и HD 189733 b)^[17][18]. Наличие достаточного количества землеподобных планет, согласно уравнению Дрейка, повышает вероятность существования разумных коммуникативных цивилизаций^[19].

Объект планетарной массы, ОПМ или планемо — это небесное тело, чья масса позволяет ему попадать в диапазон определения планеты, то есть его масса больше, чем у малых тел, но недостаточна для начала термоядерной реакции по образу и подобию коричневого карлика или звезды. Понятие ОПМ более широкое, чем понятие планеты. Оно охватывает не только планеты, но и другие объекты — например, планеты в «свободном плавании», не обращающиеся вокруг звёзд, которые могут быть «планетами-сиротами», покинувшими свою систему, или объекты, появившиеся в ходе коллапса газового облака — вместо типичной для большинства планет аккреции из протопланетного диска (их обычно называют субкоричневыми карликами).

Некоторые компьютерные модели формирования звёзд и планетарных систем показывают, что определённые «объекты планетарной массы» могут покинуть свою систему и уйти в межзвёздное пространство^[20]. Некоторые учёные утверждали, что такие объекты уже нашли свободно блуждающими в космосе и их следует классифицировать как планеты, хотя другие предположили, что они могут быть и маломассивными звёздами^[21][22].

При гравитационном коллапсе газового облака могут образовываться не только звёзды, но и меньшие объекты. Объекты планетарной массы, образовавшиеся таким способом, называют субкоричневыми карликами. Субкоричневые карлики могут находиться в «свободном плавании», как, возможно, Cha 110913-773444, или на орбите вокруг более крупного объекта, как, возможно, 2MASS J04414489+2301513.

В течение короткого времени в 2006 астрономы считали, что нашли двойную систему из таких объектов, Oph 162225-240515, которые исследователи описали как «планемо», или «объекты планетарной массы». Однако дальнейший анализ позволил установить, что их массы, скорее всего, больше 13 масс Юпитера, что превращает их в систему из коричневых карликов^[23][24][25].

Некоторые крупные спутники сходны по размерам с планетой Меркурий или даже превосходят её. Например, Галилеевы спутники и Титан. Алан Стёрн утверждает, что определение планеты должно быть основанным только на геофизических характеристиках и не должно касаться орбитальных. Он предлагает термин планета-спутник для объекта размером с планету, обращающегося вокруг другой планеты. Аналогично объекты размером с планету в Поясе астероидов или Поясе Койпера также могут считаться планетами согласно Стёрну^[26]. Этот же термин предлагает Владимир Сурдин^[27].

Теория движения планет по орбите была открыта и разработана Албертом Сериндором-Капенским младшим.

Согласно современному определению все планеты вращаются вокруг звёзд, что лишает статуса планеты любые потенциальные «планеты-одиночки». В Солнечной системе все планеты обращаются по своим орбитам в том же направлении, в каком вращается Солнце (против часовой стрелки, если смотреть со стороны Северного полюса Солнца). Но по крайней мере одна экзопланета, WASP-17b, вращается по орбите вокруг звезды в направлении, противоположном её вращению^[28]. Период, за который планета обращается вокруг звезды, называется сидерическим или годом^[29]. Планетарный год в немалой степени зависит от расстояния планеты от звезды; чем дальше планета находится от звезды, тем большую дистанцию она должна пройти, и тем медленнее она движется, так как менее затронута гравитацией звезды. Поскольку никакая орбита не является совершенно круглой, расстояние между звездой и планетой на орбите изменяется в течение сидерического периода. Точку орбиты, где планета ближе всего к звезде, называют периастром (в Солнечной системе — перигелием), а самая дальняя точка орбиты называется апоастром (в Солнечной системе — афелием). Поскольку в периастре планета приближается к светилу, потенциальная энергия гравитационного взаимодействия переходит в кинетическую, и её скорость увеличивается (подобно тому, как брошенный высоко камень ускоряется, приближаясь к земле), а когда планета находится в апоастре, её скорость уменьшается (подобно тому как тот же брошенный вверх камень замедляется в верхней точке полёта)^[30].

Орбита любой планеты определяется несколькими элементами:

• Эксцентриситет характеризует вытянутость орбиты. Идеально круглая орбита имеет нулевой эксцентриситет, а у сильно вытянутых орбит он может приближаться к единице. У планет Солнечной системы очень низкие эксцентриситеты, и, таким образом, почти круглые орбиты^[29]. Кометы и объекты пояса Койпера (как и многие экзопланеты) имеют очень высокий эксцентриситет^[31][32].

• 

  Большая полуось — это половина наибольшего диаметра орбиты (см. изображение). Она не равна расстоянию в апоастре, потому что звезда находится в одном из фокусов орбиты планеты, а не точно в центре^[29].
• Наклонение — это угол между плоскостью его орбиты и плоскостью отсчёта (базовой плоскостью). В Солнечной системе наклонение отсчитывают от плоскости орбиты Земли (плоскости эклиптики)^[33]. Для экзопланет наклонение измеряют относительно небесной плоскости, перпендикулярной лучу зрения земного наблюдателя^[34]. Восемь планет Солнечной системы находятся очень близко к плоскости эклиптики, а орбиты комет и объектов пояса Койпера (как, например, Плутона) сильно наклонены к ней^[35]. Точки, где планета пересекает эклиптику и спускается выше или ниже оной, называются соответственно восходящим и нисходящим узлом орбиты^[29]. Долгота восходящего узла — это угол между базовой плоскостью и восходящим узлом орбиты. Аргумент периастра (в Солнечной системе — перигелия) — это угол между направлениями от звезды на восходящий узел и на периастр^[29].

Планеты имеют различный наклон оси вращения к плоскости орбиты. Поэтому количество света, получаемого тем или иным полушарием, меняется в течение года. С этим связан цикл климатических изменений — смена сезонов (времён года). Момент, когда одно из полушарий лучше всего или хуже всего освещено Солнцем, называется солнцестоянием. Они случаются дважды в году. То солнцестояние, в котором данное полушарие планеты освещено лучше всего, называется летним, а второе — зимним.

Осевой наклон Юпитера чрезвычайно низкий, и сезонные изменения там минимальны; Уран же обладает настолько высоким осевым наклоном, что практически «лежит на боку», и одно из его полушарий либо постоянно под солнечным светом, либо постоянно находится в темноте во время солнцестояний^[36]. Что касается экзопланет, то их осевые наклоны неизвестны наверняка, однако, большинство «горячих юпитеров» обладают, по-видимому, чрезвычайно низким наклоном, что является результатом близости к звезде^[37].

Помимо того, что планеты обращаются по своей орбите вокруг звезды, они ещё и вращаются вокруг своей оси. Период вращения планеты вокруг оси известен как сутки. Большинство планет Солнечной системы вращаются вокруг своей оси в том же направлении, в каком обращаются вокруг Солнца (против часовой стрелки, если смотреть со стороны Северного полюса Солнца). Исключения — Венера, которая вращается по часовой стрелке,^[38] и Уран^[39], экстремальный осевой наклон которого порождает споры, какой полюс считать Южным и какой Северным, и вращается ли он против часовой или по часовой стрелке^[40]. Однако в любом случае вращение Урана ретроградное относительно его орбиты.

Вращение планеты может быть вызвано несколькими факторами ещё на стадии формирования. Изначально угловой момент может быть задан индивидуальными угловыми моментами аккрецируемых объектов на ранних стадиях формирования планеты. Аккреция газа газовыми гигантами также может способствовать заданию углового момента планете. Наконец, даже на последних стадиях формирования планеты случайный сильный удар может непредсказуемо изменить положение её оси^[41]. Длительность суток на разных планетах сильно отличается: если Венере требуется 243 земных дня для одного оборота вокруг оси, то газовым гигантам хватает нескольких часов^[42]. Период вращения для экзопланет не известен. Однако близкое расположение к звёздам горячих юпитеров означает, что на одной стороне планеты царит вечная ночь, а на другой вечный день (орбита и вращение синхронизированы)^[43].

Одна из составляющих определения планеты — чистые от иных объектов окрестности орбиты. Планета, которая очистила свои окрестности, накопила достаточную массу, чтобы собрать или, наоборот, разогнать все планетезимали на своей орбите. То есть, планета обращается по орбите вокруг своего светила в изоляции (если не считать её спутников и троянцев), а не делит свою орбиту с множеством объектов подобных размеров. Этот критерий статуса планеты был предложен МАС в августе 2006 года. Этот критерий лишает такие тела Солнечной системы как Плутон, Эрида и Церера статуса классической планеты, относя их к карликовым планетам^[1]. Несмотря на то, что этот критерий относится пока только к планетам Солнечной системы, некоторое количество молодых звёздных систем, находящихся на стадии протопланетного диска, имеют признаки «чистых орбит» у протопланет^[44].

Согласно текущему определению термина планета, которое дал МАС, в Солнечной системе находятся восемь классических планет и пять карликовых планет^[45]. В порядке увеличения расстояния от Солнца классические планеты расположены так:

1. Меркурий
2. Венера
3. Земля
4. Марс
5. Юпитер
6. Сатурн
7. Уран
8. Нептун

Юпитер самый крупный — его масса равна 318 земным. Меркурий самый маленький, с массой всего лишь 0,055 от земной. Также возможно существование ещё одной Девятой планеты за пределами орбиты Нептуна. Планеты Солнечной системы можно разделить на 3 группы на основании их характеристик и состава:

• Земного типа. Планеты, похожие на Землю, в основе своей состоящие из горных пород: Меркурий, Венера, Земля и Марс. С массой в 0,055 от земной, Меркурий — самая маленькая планета земной группы (и вообще самая маленькая из известных на сегодняшний день планет) в Солнечной системе, тогда как Земля — самая крупная землеподобная планета в Солнечной системе.
• Газовые гиганты. Планеты, в значительной степени состоящие из газа, и значительно более массивные, чем планеты земной группы: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Юпитер, с 318 земными массами — крупнейшая планета в Солнечной системе. Сатурн, не намного меньший, весит «всего» 95 земных масс.
  • Ледяные гиганты, включают в себя Уран и Нептун. Это подкласс газовых гигантов, которых отличает от других газовых гигантов «небольшая» масса (14-17 земных) и значительно меньшие запасы гелия и водорода в атмосферах наравне со значительно большими пропорциями горных пород и льда.
• Карликовые планеты. До решения 2006 года несколько объектов, обнаруженных астрономами, были предложены к присвоению им статуса планет МАС. Однако в 2006 все эти объекты были определены как карликовые планеты — объекты, отличающиеся от планет. В настоящее время МАС признаёт 5 карликовых планет в Солнечной системе: Цереру, Плутон, Хаумеа, Макемаке и Эриду. Ещё несколько объектов пояса Койпера рассматриваются как текущие кандидаты, и ещё 50 косвенно подходят под определение. Вероятно, когда пояс Койпера будет исследован полностью, таких объектов будет обнаружено до 200. Карликовые планеты во многом разделяют особенности планет, хотя и остаются известные различия — а именно то, что они недостаточно массивны, чтобы расчистить свои орбитальные окрестности. По определению, все карликовые планеты являются членами какой-нибудь популяции. Церера — крупнейший объект в астероидном поясе, в то время как Плутон, Хаумеа и Макемаке — объекты пояса Койпера, а Эрида — рассеянного диска. Майк Браун и другие учёные уверены, что более 40 транснептуновых объектов будут впоследствии признаны МАС как карликовые планеты, согласно действующему определению^[46].

Ясности в том, какие процессы идут при формировании планет и какие из них доминируют, до сих пор нет. Обобщая наблюдательные данные, можно утверждать лишь то, что^[56]:

• Они образуются ещё до рассеяния протопланетного диска.
• Значительную роль в формировании играет аккреция.
• Обогащение тяжёлыми химическими элементами идёт за счёт планетезималей.

Отправная точка всех рассуждений о пути формирования планет — газопылевой (протопланетный) диск вокруг формирующейся звезды. Сценариев, как из него получились планеты, существует два типа^[57]:

1. Доминирующий на данный момент — аккреционный. Предполагает формирования из первоначальных планетозималей.
2. Второй полагает, что планеты сформировались из первоначальных «сгущений», впоследствии сколлапсировавших.

Окончательно формирование планеты прекращается, когда в молодой звезде зажигаются ядерные реакции и она рассеивает протопланетный диск, за счёт давления звёздного ветра, эффекта Пойнтинга — Робертсона и прочих^[58].

Вначале из пыли образуются первые планетозимали. Существует две гипотезы как это происходит:

• Одна утверждает, что они растут из-за парного столкновения очень маленьких тел.
• Вторая, что планетозимали формируются в ходе гравитационного коллапса в средней части протопланетного газопылевого диска.

По мере роста возникают доминирующие планетозимали, которые впоследствии станут протопланетами. Расчёт темпов их роста довольно разнообразен. Однако базой для них служат уравнение Сафронова:

${\displaystyle {\frac {dM}{dt}}=\pi R^{2}F_{G}\Sigma _{p}{\sqrt {\frac {GM_{*}}{a^{3}}}}}$,

где R — размер тела, a — радиус его орбиты, M_* — масса звезды, Σ_p — поверхностная плотность планетозимальной области, а F_G — так называемый параметр фокусировки, ключевой в данном уравнении, для различных ситуаций он определяется по-своему. Расти такие тела могут не до бесконечности, а ровно до того момента пока есть небольшие планетозимали в их окрестностях, пограничная масса (так называемой массой изоляции) при этом получается:

${\displaystyle M={\frac {{\sqrt {M}}(4\pi a^{3}\Sigma _{p})^{\frac {3}{2}}}{3M_{*}}}}$

В типичных условиях она варьирует от 0,01 до 0,1 M_🜨 — это уже является протопланетой. Дальнейшее развитие протопланеты может следовать по следующим сценариям, один из которых приводит к образованию планет с твёрдой поверхностью, другой — к газовым гигантам.

В первом случае, тела с изолированной массой тем или иным образом увеличивают эксцентриситет и их орбиты пересекаются. В ходе череды поглощений более мелких протопланет образуются планеты подобные Земле.

Планета-гигант может образоваться, если вокруг протопланеты останется много газа из протопланетного диска. Тогда в роли ведущего процесса дальнейшего приращения массы начинает выступать аккреция. Полная система уравнений описывающий данный процесс:

${\displaystyle {\frac {dr}{dm}}={\frac {1}{4\pi \rho r^{2}}}}$(1)

${\displaystyle {\frac {dP}{dm}}=-{\frac {G(m+M_{core})}{4\pi r^{4}}}}$(2)

${\displaystyle {\frac {dL}{dm}}=\epsilon -T{\frac {\partial S}{\partial t}}}$ (3)

${\displaystyle {\frac {dP}{dT}}=P(T)}$

Смысл выписанных уравнений следующий (1) — предполагается сферическая симметрия и однородность протопланеты, (2) предполагается, что имеет место гидростатическое равновесие, (3) Нагрев идёт при столкновении с планетозималями, а охлаждение происходит только за счёт излучения. (4) — уравнения состояние газа.

Рост ядра будущей планеты-гиганта продолжается до M~10_🜨^[57] Примерно на этом этапе гидростатическое равновесие нарушается. С этого момента весь аккрецирующий газ уходит на формирование атмосферы планеты-гиганта.

Первые же трудности возникают в механизмах формирования планетозималей. Общей проблемой для обеих гипотез является проблема «метрового барьера»: любое тело в газовом диске постепенно сокращает радиус своей орбиты, и на определённом расстоянии просто сгорит. Для тел размером порядка одного метра скорость подобного дрейфа наибольшая, а характерное время гораздо меньше необходимого, чтобы планетозималь значительно увеличила свой размер^[57].

Кроме того, в гипотезе слияния метровые планетозимали при столкновении скорее разрушатся на многочисленные мелкие части, нежели образуют единое тело.

Для гипотезы формирования планетозималей в ходе фрагментации диска классической проблемой была турбулентность. Однако, возможное её решение, а заодно и проблемы метрового барьера, было получено в недавних работах. Если в ранних попытках решений основной проблемой являлась турбулентность, то в новом подходе этой проблемы нет как таковой. Турбулентность может сгруппировать плотные твёрдые частицы, а вместе с потоковой неустойчивостью возможно образование гравитационно-связанного кластера, за время гораздо меньшее, чем время дрейфа к звезде метровых планетозималей.

Вторая проблема — это сам механизм роста массы:

1. Наблюдаемое распределение размеров в поясе астероидов невозможно воспроизвести в данном сценарии^[57]. Скорее всего, первоначальные размеры плотных объектов 10-100 км. Но это значит, что средняя скорость планетозималей снижается, а значит, снижается скорость формирования ядер. И для планет-гигантов это становится проблемой: ядро не успевает сформироваться до того, как протопланетный диск рассеется.
2. Время роста массы сравнимо с масштабом некоторых динамических эффектов, способных повлиять на темпы роста. Однако произвести достоверные расчёты на данный момент не предоставляется возможным: одна планета с околоземной массой должна содержать не менее 10⁸ планетозималей.

Как и в любом самогравитирующем объекте, в протопланетном диске могут развиваться нестабильности. Впервые эту возможность рассмотрел Тумре (Toomre) в 1981 году. Оказалось, что диск начинает распадаться на отдельные кольца если

${\displaystyle Q={\frac {c_{s}k}{\pi G\Sigma }}<1}$

где c_s — скорость звука в протопланетном диске, k — эпициклическая частота.

Сегодня параметр Q носит название «параметр Тумре», а сам сценарий называется неустойчивостью Тумре. Время, за которое диск будет разрушен, сравнимо со временем охлаждения диска и высчитывается сходным образом со временем Гельм-Гольца для звезды.

Требуется сверхмассивный протопланетный диск.

Одна из важнейших характеристик планет — внутренний магнитный момент, который создаёт магнитосферу. Присутствие магнитного поля указывает на то, что планета ещё геологически «жива». Другими словами, у намагниченных планет перемещения электропроводимых материалов, находящихся в их глубинах, генерируют магнитное поле. Это поле значительно изменяет взаимодействие между планетой и звёздным ветром. Намагниченная планета создаёт вокруг себя область, именуемую магнитосферой, сквозь которую звёздный ветер проникнуть не может. Магнитосфера может быть намного большей, чем сама планета. В противоположность, ненамагниченные планеты обладают лишь слабыми магнитосферами, порождёнными взаимодействием между ионосферой и звёздным ветром, которые не могут существенно защитить планету^[59].

Из восьми планет Солнечной системы лишь у двух магнитосфера практически отсутствует — это Венера и Марс^[59]. Для сравнения, она есть даже у одного из спутников Юпитера — Ганимеда. Из намагниченных планет — магнитосфера Меркурия самая слабая, и едва-едва в состоянии отклонить солнечный ветер. Ганимедово магнитное поле в несколько раз мощнее, а юпитерианское самое мощное в Солнечной системе (такое мощное, что может представлять серьёзный риск для будущих возможных пилотируемых миссий к спутникам Юпитера). Магнитные поля других планет-гигантов примерно равны по мощности земному, но их магнитный момент значительно больше. Магнитные поля Урана и Нептуна сильно наклонены относительно оси вращения и смещены относительно центра планеты^[59].

В 2004 году команда астрономов на Гавайских островах наблюдала экзопланету вокруг звезды HD 179949, которая, как казалось, создала на поверхности звезды-родителя солнечное пятно. Команда выдвинула гипотезу что магнитосфера планеты передавала энергию на поверхность звезды, увеличивая в определённой области и без того высокие 7760 °C температуры ещё на 400 °C^[60].

Все планеты Солнечной системы обладают атмосферой, так как их больша́я масса и гравитация достаточны для того, чтобы удерживать газы у поверхности. Большие газовые гиганты достаточно массивны, чтобы удерживать вблизи от поверхности такие лёгкие газы как водород и гелий, тогда как с меньших планет они свободно улетучиваются в открытый космос^[61]. Состав атмосферы Земли отличается от прочих планет Солнечной системы высоким содержанием кислорода, выделяемого фотосинтезирующими организмами и столь важного для всего живого^[62]. Единственная в Солнечной системе планета без существенных следов атмосферы — Меркурий, у которого она была почти полностью «сдута» солнечным ветром^[63].

Атмосфера планеты подвержена влиянию различных видов энергии, получаемых как от Солнца, так и из внутренних источников. Это приводит к появлению довольно динамичных погодных явлений, к примеру таких как ураганы (на Земле), порой покрывающие почти всю планету пылевые бури (на Марсе), и размером с Землю антициклонический шторм на Юпитере (Большое красное пятно), и «пятна» в атмосфере (на Нептуне)^[36]. По крайней мере на одной экзопланете, HD 189733 b, на яркостной карте была замечена деталь, похожая на Большое красное пятно, но раза в 2 больше^[64].

Горячие юпитеры зачастую теряют свою атмосферу в космос из-за звёздной радиации, и это очень напоминает кометный хвост^[65][66]. У этих планет могут быть сильные температурные перепады между дневной и ночной сторонами планеты, что рождает ветры, дующие со сверхзвуковыми скоростями^[67]. И хотя у ночной и дневной стороны HD 189733 b наблюдаются сильные перепады между дневной и ночной сторонами, атмосфера планеты эффективно перераспределяет энергию звезды вокруг планеты^[64].

Затменный, или транзитный, метод основан на том, что планета может пройти перед звездой и затмить маленькую часть её диска. Это возможно, если луч зрения земного наблюдателя лежит примерно в плоскости орбиты планеты.

Вероятность того, что для данной звезды он будет лежать именно так, зависит от отношения диаметра звезды к диаметру орбиты. Для близких к звезде планет эта величина имеет порядок 10 %, падая с удалением. И это первый недостаток этого метода.

Второй заключается в высоком проценте ложной тревоги, что требует дополнительного подтверждения каким либо иным способом.

И третий — повышенная требовательность к точности измерений. Так как необходимо решать обратную задачу, решение которой неустойчиво по Ляпунову^[68].

Однако это единственный метод, с помощью которого можно определить угловой размер экзопланеты, а если известно расстояние до неё — и линейный. Кроме этого, свет звезды при «затмении» проходит через атмосферу, что даёт возможность по спектру получить данные о химическом составе верхних слоёв и понять общий вид процессов, которые там происходят.

С 2012 года это самый продуктивный метод открытия экзопланет. Крупнейшие проводимые эксперименты на данный момент — Corot, Kepler, OGLE.

Метод Доплера (радиальных скоростей, лучевых скоростей) — метод обнаружения экзопланет, заключающийся в спектрометрическом измерении радиальной скорости звезды. Звезда, обладающая планетной системой, будет двигаться по своей собственной небольшой орбите в ответ на притяжение планеты. Это в свою очередь приведёт к периодическому изменению скорости, с которой звезда движется по направлению к Земле и от неё (то есть к изменению радиальной скорости звезды по отношению к Земле). Эта скорость может быть вычислена из смещения спектральных линий, вызванного эффектом Доплера.

Метод Доплера годится для звёзд на любых расстояниях, но для достижения высокой точности измерений необходимо высокое отношение сигнал/шум, и поэтому, метод, как правило, используется только для относительно близких звёзд (до 160 световых лет). Метод Доплера позволяет легко находить массивные планеты вблизи своих звёзд, но для обнаружения планет на больших расстояниях требуются многолетние наблюдения. Планеты с сильно наклонёнными к лучу зрения орбитами производят меньшие колебания звезды, и поэтому их сложнее обнаружить.

Один из определяющих признаков планеты — то, что её масса должна быть достаточно большой, чтобы её гравитация была способна привести её в состояние гидростатического равновесия. Следовательно, все планеты примерно шарообразны. Маломассивные объекты могут иметь неправильную форму, а если масса достаточно велика, гравитация становится достаточно сильной, чтобы придать объекту форму шара. Пороговое значение массы зависит от химического состава небесного тела^[69].

Помимо прочего, масса — важный отличительный признак планет от звёзд. Верхний предел массы для планеты — 13 масс Юпитера, после чего достигаются условия для начала термоядерного синтеза. В Солнечной системе нет даже приближающихся к этому порогу планет. Однако некоторые экзопланеты имеют массу ненамного ниже этой грани. Энциклопедия внесолнечных планет перечисляет несколько планет, близких к этой границе: HD 38529 c, AB Живописца b, HD 162020 b и HD 13189 b. Есть несколько объектов и с большей массой, но так как они лежат выше границы, необходимой для термоядерного синтеза, их следует отнести к коричневым карликам^[5].

Наименьшая из известных планет (исключая карликовые планеты и спутники) — это PSR B1257+12 b, одна из первых обнаруженных экзопланет (1992 год) на орбите вокруг пульсара. Масса планеты — приблизительно половина от массы Меркурия^[5].

Каждая планета начинала своё существование в жидком, текучем состоянии; на ранних стадиях формирования более тяжёлые вещества оседали к центру, а более лёгкие оставались около поверхности. Поэтому у каждой планеты наблюдается некоторая дифференциация недр, выражающаяся в том, что ядро планеты покрыто мантией, которая есть или была жидкой. Планеты земной группы скрывают мантию под плотной корой^[70], тогда как в газовых гигантах мантия плавно переходит в атмосферу. Планеты земной группы обладают ядрами из ферромагнитных веществ, таких как железо и никель, а также мантией из силикатов. Такие газовые гиганты как Юпитер и Сатурн обладают ядром из горных пород и металлов, окружённым мантией из металлического водорода^[71]. А ледяные гиганты наподобие Урана и Нептуна имеют ядра из горных пород и мантию из водяного, аммиачного, метанового и прочих льдов^[72]. Перемещение жидкости внутри ядер планет создаёт эффект геодинамо, которое генерирует магнитное поле^[70].

Некоторые планеты или карликовые планеты (например, Юпитер и Сатурн, Нептун и Плутон) находятся в орбитальном резонансе друг с другом или с более мелкими телами (что также характерно для спутниковых систем). Все планеты, за исключением Венеры и Меркурия, имеют естественные спутники, которые также зачастую называют «лунами». Так у Земли всего лишь один естественный спутник, у Марса — два, а у планет-гигантов их множество. Многие спутники планет-гигантов обладают рядом черт, роднящих их с планетами земной группы и карликовыми планетами. Многие из них даже могут быть исследованы на предмет наличия жизни (в особенности Европа)^[73][74][75]).

Четыре планеты-гиганта также обладают кольцами, различными по размеру и составу. Они состоят преимущественно из пыли и твёрдых частиц, но могут также включать каменные глыбы размером в несколько сот метров — небольшие спутники-пастухи, которые формируют и поддерживают структуру колец. Происхождение колец до конца не ясно, предположительно, они являются результатом разрушения спутников, пересёкших предел Роша для своей планеты и разрушенными приливными силами^[76][77].

Никакие из вторичных характеристик экзопланет не изучались. Но, предположительно, субкоричневый карлик Cha 110913-773444, который классифицируется как одиночная планета, обладает небольшим протопланетным диском^[21].

Идея планеты развивалась на протяжении всей истории, от божественных странствующих звёзд старины к современному видению их как астрономических объектов — зародившемуся в научную эру. Понятие ныне стало восприниматься более широко — чтобы включить в себя не только миры внутри Солнечной системы, но и в сотнях внесолнечных систем. Двусмысленность, рождённая определением планеты, привела к большому противоречию в учёном мире.

Ещё в древности астрономы заметили, что некоторые светила на небе двигались относительно других звёзд, описывая характерные петли на небесной сфере. Древние греки назвали эти светила «πλάνητες ἀστέρες» (Странствующие звёзды) или просто «πλανήτοι» (Странники)^[78], из чего и было выведено современное слово «планета»^[79][80]. В Греции, Китае, Вавилоне и всех древних цивилизациях^[81][82] почти универсальным было мнение, что Земля находится в центре Вселенной, и что все планеты вращаются вокруг неё. Причина таких представлений кроется в том, что древним казалось, что планеты и звёзды вращаются вокруг Земли каждый день^[83], и в их ощущении, что Земля тверда и стабильна, что она не перемещается, а находится в состоянии покоя.

Шумеры — предшественники вавилонян, создавшие одну из первых цивилизаций в мире, которой приписывается изобретение письма, уже по крайней мере к 1500 году до н. э. уверенно находили на небе Венеру^[84]. Вскоре после этого они уверенно нашли другую «внутреннюю» планету Меркурий и «внешние» (за орбитой Земли) Марс, Юпитер и Сатурн. Эти планеты оставались единственными известными вплоть до изобретения телескопа в раннем Новом времени^[85].

Первой цивилизацией, обладающей функциональной теорией планет, были вавилоняне, которые жили в Месопотамии в II и I тысячелетиях до н. э. Самый старый сохранившийся планетарный астрономический текст того периода — венерианские таблицы Амми-Цадуки, датируемые VII столетием до н. э., вероятно, они являют собой копию более древних, датируемых началом II тысячелетия до н. э^[86]. Вавилоняне также заложили основы того, что будет в будущем именоваться «западной астрологией»^[87]. «Энума Ану Энлиль», написанная в новоассирийский период в VII веке до н. э^[88] содержит список предзнаменований и их отношении к разным астрономическим явлениям, включая движение планет^[89].

Вавилоняне использовали двойную систему названий: «научную» и «божественную». Скорее всего, именно они и придумали первыми давать планетам имена богов^[90][91].

О системе планет у халдеев см. Халдейский ряд.

В Древней Греции доэллинистического и раннего эллинистического периодов названия планет не имели отношения к божествам: Сатурн называли Файнон, «яркая», Юпитер — Фаэтон, Марс — Пироэйс, «пламенная»; Венера была известна как Фосфорос, «Вестница Света» (в период утренней видимости) и Гесперос (в период вечерней видимости), а наиболее быстро исчезающий Меркурий — как Стилбон^[93].

Но позже, по всей видимости, греки переняли «божественные» названия планет у вавилонян, но переделали их под свой пантеон. Найдено достаточно соответствий между греческой и вавилонской традицией именования, чтобы предположить, что они не возникли отдельно друг от друга^[86]. Перевод не всегда был точным. Например, вавилонский Нергал — бог войны, таким образом, греки связывали его с Аресом. Но в отличие от Ареса, Нергал был также богом мора, эпидемий и преисподней^[94]. Позже уже древние римляне вместе с культурой и представлениями об окружающем мире скопировали у древних греков и названия планет. Так появились привычные нам Юпитер, Сатурн, Меркурий, Венера и Марс.

Немало римлян стали последователями веры, вероятно, зародившейся в Месопотамии, но достигшей окончательной формы в эллинистическом Египте, — в то, что семь богов, в честь которых назвали планеты, взяли на себя заботу о почасовых изменениях на Земле. Порядок начинал Сатурн, Юпитер, Марс, Солнце, Венера, Меркурий, Луна (от самых дальних к самым близким)^[95]. Следовательно, первый день начинался Сатурном (1-й час), второй день Солнцем (25-й час), следующий Луной (49-й час), затем Марсом, Меркурием, Юпитером и Венерой. Так как каждый день именовался в честь бога, которым он начинался, этот порядок сохранился в римском календаре после отмены основанного на нундинах цикла — и всё ещё сохранился во многих современных языках^[96].

Термин «планета» происходит от древнегреческого πλανήτης, что означало «странник», — так называли объект, изменивший своё положение относительно звёзд. Поскольку, в отличие от вавилонян, древние греки не придавали значения предсказаниям, планетами первоначально не особо интересовались. Пифагорейцы в VI и V столетии до н. э. развили свою собственную независимую планетарную теорию, согласно которой Земля, Солнце, Луна и планеты обращаются вокруг «Центрального Огня», который принимался за теоретический центр Вселенной. Пифагор или Парменид первыми идентифицировали «вечернюю» и «утреннюю звезду» (Венеру) как один и тот же объект^[97].

В III веке до н. э. Аристарх Самосский предложил гелиоцентрическую систему, согласно которой Земля и другие планеты вращались вокруг Солнца. Однако геоцентризм оставался доминирующим вплоть до Научной революции. Возможно, что антикитерский механизм был аналоговым компьютером, созданным для вычисления примерного положения Солнца, Луны и планет на определённую дату.

К I веку до н. э, во время эллинистического периода, греки приступили к созданию своих собственных математических схем по предсказанию положения планет. Это позволило далеко продвинуться в объяснении природы перемещения небесных тел, видимых невооружённым глазом с Земли. Наиболее полное отражение эти теории нашли в Альмагесте, написанным Птолемеем во II веке н. э. Доминирование птолемеевой модели было столь полным, что она затмила все предыдущие работы по астрономии и оставалась самым авторитетным астрономическим трудом в западном мире на протяжении 13 столетий^[86][98]. Комплекс законов Птолемея хорошо описывал характеристики орбит 7 планет, которые по мнению греков и римлян вращались вокруг Земли. В порядке увеличения расстояния от Земли, по мнению научного сообщества того времени, они располагались следующим образом: Луна, Меркурий, Венера, Солнце, Марс, Юпитер и Сатурн^[80][98][99].

В 499 году индийский астроном Ариабхата предложил планетарную модель, предполагающую, что планеты движутся по эллиптическим орбитам, а не круглым. Модель Ариабхаты также включала в себя вращение Земли вокруг своей оси, чем он объяснил кажущееся движение звёзд на запад^[100][101]. Эта модель была широко принята среди индийских астрономов, которые жили и трудились позже. Последователи Ариабхаты особо были сильны в Южной Индии, где его принципы суточного вращения Земли, среди прочих, легли в массу работ, основывавшихся на его теории^[102].

В 1500 году Нилаканта Сомаяджи из Керальской школы, в своей Тантрасанграхе, пересмотрел модель Ариабхаты^[103][104]. В своей Ариабхатавахьязе, комментариях к Ариабхатье, он предложил модель, где Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн обращаются вокруг Солнца, а оно, в свою очередь, вокруг Земли. Эта гео-гелиоцентрическая система напоминает предложенную Тихо Браге в конце XVI века. Большинство астрономов Керальской школы приняли его модель и последовали за ним^{[103][104][105]}.

В XI веке Авиценна наблюдал транзит Венеры и установил, что Венера, по крайней мере иногда, ниже Солнца^[106]. В XII веке Ибн Баджа наблюдал «две планеты как чёрные пятна на лике Солнца». В XIII веке марагинский астроном Кутбуддин аш-Ширази объяснил это явление как транзиты Меркурия и Венеры^[107].

В текстах на русском языке термин «планета» встречается с XI века, когда это название в форме «планита» было упомянуто в «Изборнике Святослава» 1073 года, где также были указаны небесные тела, которые тогда называли планетами: Слъньце (Солнце), Ермис (Меркурий), Афродити (Венера), Луна, Арис (Марс), Зеус (Юпитер), Кронос (Сатурн)^[108].

Пять видимых невооружённым глазом планет были известны с древнейших времён и оказали значимое влияние на мифологию, религиозную космологию и древнюю астрономию.

Метод научного познания совершенствовался, и понимание термина «планета» менялось, поскольку они двигались относительно других небесных тел (относительно неподвижных звёзд); к пониманию их как тел, вращающихся вокруг Земли (во всяком случае, так казалось людям); к XVI веку планеты стали определять как объекты, обращающиеся вокруг Солнца вместе с Землёй, когда гелиоцентрическая модель Коперника, Галилея и Кеплера завоевала влияние в научном сообществе. Таким образом, Земля тоже вошла в список планет, в то время как Солнце и Луна были из него исключены^[109].

Одновременно с этим нарушилась традиция называть планеты именем греческих или римских богов. В итоге в каждом языке Земля зовётся по-своему.

Множество романских языков сохраняют латинское слово Терра (или его вариации), означавшее сушу (противоположность моря)^[110]. Однако нероманские языки используют свои собственные названия. Например, греки до сих пор сохраняют оригинальное древнегреческое Γή (Ги или И); германские языки, включая английский, используют вариации древнегерманского ertho^[111], что можно видеть на примере английского Earth, немецкого Erde, голландского Aarde и скандинавского Jorde.

Неевропейские культуры используют другие схемы для именования планет. В Индии используется система наименования, основанная на Наваграхе, которая включает в себя семь «традиционных» планет (Сурья для Солнца, Чандра для Луны, и Будха, Шукра, Мангала, Брихаспати и Шани для планет Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн) и восходящий и нисходящий узлы Луны Раху и Кету. Китай и другие страны Восточной Азии, исторически подвергшиеся влиянию Китая (Япония, Корея и Вьетнам), используют систему наименования, основанную на Пяти элементах (стихиях): Воде (Меркурий), Металле (Венера), Огне (Марс), Дереве (Юпитер) и Земле (Сатурн)^[96].

Когда в XVII веке были открыты первые спутники Юпитера и Сатурна, поначалу их называли и спутниками, и планетами — впрочем, уже в следующем столетии слово «спутник» использовалось чаще^[112]. До середины XIX века число «планет» быстро повышалось, и любому обращающемуся строго по орбите вокруг Солнца объекту научное сообщество давало статус планеты.

В середине XIX столетия астрономы начали понимать, что объекты, которые они открыли в течение последних 50 лет (такие как Церера, Паллада, Юнона и Веста), очень отличаются от обычных планет. Они располагаются в одной и той же области между Марсом и Юпитером (пояс астероидов) и имеют намного меньшую массу; в результате они были реклассифицированы как «астероиды». Планетами стали называть только «большие» тела, которые обращаются вокруг Солнца. Потребности в формальном определении планеты не было, поскольку, во-первых, между известными астероидами и планетами был резкий разрыв по размеру и, во-вторых, поток новых открытий планет, как казалось, иссяк с открытием Нептуна в 1846 году^[113].

В XX веке был открыт Плутон. Данные первых наблюдений указывали на то, что он крупнее Земли^[114], и объект был немедленно воспринят как девятая планета. Дальнейшие наблюдения показали, что Плутон гораздо меньше. В 1936 году Реймонд Литлтон предположил, что Плутон может быть сбежавшим спутником Нептуна^[115], и в 1964 Фред Лоуренс Уиппл предположил, что Плутон — это комета^[116]. Однако поскольку Плутон крупнее всех известных тогда астероидов^[117], он сохранял свой статус до 2006 года.

В 1992 году астрономы Александр Вольщан и Дейл Фрейл объявили об открытии планет вокруг пульсара, PSR B1257+12^[118]. Как полагают, это было первым открытием планет у другой звезды. Затем, 6 октября 1995, Мишель Мэор и Дидье Кьело из Женевского университета анонсировали первое открытие экзопланет у обыкновенной звезды главной последовательности — 51 Пегаса^[119].

Открытие экзопланет породило новую неопределённость в определении планеты: отсутствие чёткой границы между планетами и звёздами. Многие известные экзопланеты по своей массе во много раз превосходят Юпитер, приближаясь к звёздным объектам, известным как «коричневые карлики»^[120]. Коричневые карлики обычно считаются звёздами, благодаря своей способности сжигать в термоядерной реакции дейтерий — тяжёлый изотоп водорода. Чтобы сжигать обычный водород, звезда должна иметь массу не меньше 75 масс Юпитера, а для горения дейтерия достаточно всего 13 масс Юпитера. Однако дейтерий — довольно редкий изотоп, и большинство коричневых карликов, вероятно, успело полностью израсходовать его задолго до своего открытия, и в результате их невозможно отличить от сверхмассивных планет^[121].

С открытием во второй половине XX века большого количества разного рода объектов в пределах Солнечной системы и больших объектов около других звёзд начались диспуты о том, что следует считать планетой. Начались специфические споры относительно того, считать ли планетой объект, выделяющийся из основного «населения» пояса астероидов, или если он достаточно крупный для дейтериевого термоядерного синтеза.

В конце 1990-х — начале 2000-х было подтверждено существование в области орбиты Плутона пояса Койпера. Таким образом, было установлено, что Плутон является лишь одним из крупнейших объектов данного пояса, что заставило многих астрономов лишить его статуса планеты.

Немалое число других объектов того же пояса, например, Квавар, Седна и Эрида, были объявлены в массовой прессе десятой планетой, хотя и не получили широкого научного признания как таковые. Открытие Эриды в 2005 году, как считалось, более крупной и на 27 % более массивной, чем Плутон, создало потребность в официальном определении для планеты.

Признавая проблему, МАС приступил к разработке определения для планеты, что завершилось к 2006 году. Число планет Солнечной системы сократили до 8 крупных тел, обладающих «чистой» орбитой (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Кроме того, был выделен новый класс — карликовые планеты, в число которых включили три объекта (Церера, Плутон и Эрида)^[122].

В 2003 рабочая группа по экзопланетам Международного астрономического союза (МАС) определила следующие критерии различия между планетой и коричневым карликом^[123]:

1. Объект с истинной массой ниже пороговой для термоядерной реакции дейтерия (ныне этот порог оценивают приблизительно в 13 масс Юпитера для объектов с такой же изотопной распространённостью, как и на Солнце)^[124], обращающийся вокруг звезды или её останков — называется «планета» (независимо от происхождения). Требования к минимальной массе и размеру, предъявляемые к экзопланете, такие же, как и к планетам Солнечной системы.
2. Объекты с массой выше предельной для термоядерной реакции дейтерия — «коричневые карлики» независимо от того, как они сформировались и где расположены.
3. Объекты, находящиеся в «свободном плавании» в молодых звёздных кластерах с массами ниже необходимой для термоядерной реакции с участием дейтерия, — не «планеты», но «субкоричневые карлики».

Это определение стало популярным в среде астрономов и даже публиковалось в специализированных научных изданиях^[125]. Хотя это определение и временное, и служило лишь до тех пор, пока не было принято официальное, оно обрело популярность по той причине, что не затрагивает проблему определения нижней пороговой массы для планеты^[126] и этим помогает избежать противоречий касательно объектов Солнечной системы и, вместе с тем, не комментирует статус объектов, обращающихся вокруг коричневых карликов как, например, 2M1207 b.

Субкоричневый карлик — это объект с планетарной массой, сформировавшийся в ходе коллапса газового облака (а не в ходе аккреции, как обычные планеты). Это различие в формировании между субкоричневыми карликами и планетами не общепринято; астрономы делятся на два лагеря в вопросе о том, считать ли процесс формирования планет критерием для классификации^[127][128]. Одна из причин разногласия состоит в том, что часто невозможно выяснить, как образовался объект: например, сформированная аккрецией планета может покинуть свою планетную систему и уйти в «свободное плавание», а самостоятельно сформировавшийся в звёздном скоплении по ходу коллапса газового облака субкоричневый карлик может быть захвачен на орбиту вокруг звезды.

13 масс Юпитера — в некоторой мере условное значение. Резкой границы здесь нет — интенсивность горения растёт с массой звезды плавно. Кроме того, количество дейтерия, задействованного в реакциях, зависит не только от массы, но и от состава объекта — количества гелия и дейтерия^[129].

Вопрос о нижнем пределе массы был поднят в 2006 на собрании Генеральной ассамблеи МАС. После дебатов и одного неудачного предложения ассамблея сошлась на мнении, что планетой является^[130]

Небесное тело,

(a) обращающееся по орбите вокруг Солнца,

(b) имеющее достаточную массу, чтобы под действием собственной гравитации прийти в состояние гидростатического равновесия (иметь близкую к сферической форму),

(c) расчистившее окрестности своей орбиты от иных объектов.

Согласно этому определению в Солнечной системе 8 планет. Тела, удовлетворяющие первым двум условиям, но не третьему (Плутон, Макемаке и Эрида), классифицируются как карликовые планеты, если они не являются спутниками какой-либо планеты. Первоначально же МАС предлагал определение, не включающее пункт (c), и потому планет сейчас могло бы быть больше^[131]. После долгих обсуждений путём голосования было решено, чтобы такие тела будут классифицированы как карликовые планеты^[132].

Это определение базируется на теории планетарного формирования, по которой будущие планеты очищают космос вокруг себя от пыли, газа и более мелких тел. По словам астронома Стивена Сотера^[133]:

Конечный продукт вторичной дисковой аккреции — это небольшое количество относительно крупных тел (планет) с непересекающимися либо резонансными орбитами, что предотвращает столкновения между ними. Астероиды и кометы, включая объекты пояса Койпера, отличаются от планет тем, что могут столкнуться друг с другом или с планетами.

После голосования в 2006 году дебаты и споры не прекратились^[134][135], и многие астрономы заявили, что они это определение использовать не будут^[136]. Часть споров сосредоточилась вокруг пункта (c) (чистая орбита), и что объекты, отнесённые к карликовым планетам, должны быть частью более широкого определения понятия «планета». Последующие конференции МАС, возможно, расширят текущее определение, включив в себя и определение экзопланеты.

Вне научного сообщества Плутон со времён своего открытия (1930 год) был широко известен как девятая планета. Открытие Эриды, освещённое в средствах массовой информации как открытие десятой планеты, и последующая переклассификация трёх объектов в карликовые планеты, привлекли внимание СМИ и общественности^[137].

Таблица ниже отображает те тела Солнечной системы, которые раньше считались планетами:

Для того чтобы увидеть планеты, вовсе не обязательно иметь телескоп. Большинство планет Солнечной системы вплоть до Сатурна можно увидеть невооружённым глазом. Если наблюдатель намерен различить на поверхности планет наиболее значительные геологические или атмосферные структуры, то ему понадобится телескоп с оптикой хорошего качества и высоко-контрастный окуляр с минимумом линз — этим требованиям удовлетворяют схемы Плёссла, ортоскопические и моноцентрические окуляры, которые, помимо прочего, помогают избежать бликов. В большинстве случаев для наблюдений планет Солнечной системы хватит телескопа рефрактора-ахромата с апертурой в 150—200 мм. Немаловажно положение планеты на орбите: все планеты, кроме Меркурия и Венеры, лучше всего наблюдать в противостоянии. Желательно ясное, без дымки и смога, небо. Могут потребоваться различные светофильтры — для каждой планеты они особые^[140].

Наиболее употребительными при планетных наблюдениях являются увеличения от 150х до 350—400х — и следует убедиться, что окуляр покрывает этот диапазон увеличений (по той причине что разрешающая способность глаза зависит от освещённости объекта, и установив увеличение, вдвое превышающее диаметр объектива телескопа в миллиметрах, яркость планетного диска упадёт настолько, что на нём исчезнут детали, отчётливо видимые с меньшим увеличением). При выборе объекта для наблюдений надо убедиться, что он поднялся хотя бы на 20 градусов выше горизонта — иначе атмосферная турбулентность исказит и размоет изображение. Вместе с тем не рекомендуется наблюдать планеты из многоэтажных зданий или прямо из комнаты: в первом случае потоки тёплого воздуха идут вдоль стен дома (из открытых окон, и потому лучше наблюдать с балкона). А во втором случае поток тёплого воздуха, выходящий из вашей комнаты, будет смазывать «картинку»^[140].

Ниже приведены рекомендации по наблюдению отдельных планет Солнечной системы:

Меркурий — трудный объект для наблюдений из-за близости к Солнцу. Тем не менее его можно в течение двух — трёх недель в году наблюдать утром или вечером примерно по полтора часа. Хотя в сумерках он виден на тёмном небе и легко заметен, в это время он находится низко над горизонтом. Эта проблема решается, если наблюдать его днём, но на дневном небе его намного труднее найти. Для того чтобы различить хоть какие-то детали поверхности, рекомендуется апертура телескопа не менее 100 мм. При условии спокойствия атмосферы самые крупные детали поверхности проявляются в виде размытых тёмных пятен. Для того чтобы планета лучше была видна на фоне неба в дневное время суток, и детали были видны более отчётливо, рекомендуется жёлтый фильтр^[140].

Планету можно наблюдать до четырёх часов в тёмное время суток. Примерно в течение полугодия планета видна утром или вечером, но огромная яркость делает возможным наблюдение её практически в течение всего года. Рекомендуемая апертура — 75 мм. Сама поверхность планеты скрыта под плотной облачностью; основной интерес представляет сама атмосфера и перемены в ней. Отражающая способность атмосферы Венера так велика, что для безопасных наблюдений рекомендуется применять «нейтральный» фильтр. А при применении синего или фиолетового фильтра неоднородности в облачном слое лучше заметны^[140].

Марс доступен для наблюдений в любое время года, но лучше всего его наблюдать в противостоянии, которое у него повторяется с периодом около 26 месяцев. Рекомендуемые апертуры:

• 75 мм: можно различить полярную шапку, крупную тёмную область Большой Сирт и тёмный пояс «морей» в Южном полушарии.
• 100 мм: станут заметны облачные образования на терминаторе и горах, неоднородности в светлых областях, многочисленные детали в морях.
• 150—200 мм: количество деталей заметно возрастёт, причём часть деталей, казавшихся в меньшие инструменты непрерывными, распадутся на множество более мелких. Для того, чтобы легче было различить тёмные детали поверхности, обычно применяется жёлто-оранжевый фильтр, а если цель наблюдений — полярная шапка и облачные образования, то голубой или зелёный^[140].

Юпитер также всегда можно найти на небе, а противостояния повторяются в среднем раз в 13 месяцев. Основной интерес при наблюдениях Юпитера представляет его атмосфера и погодные перемены в ней. При апертуре телескопа в 75 мм становятся видны три-четыре основные полосы облаков в атмосфере планеты, неровности в них, БКП, тени спутников при их прохождении. При увеличении апертуры инструмента до 100 мм становится видно уже 4-5 полосок в атмосфере и завихрения в них. При увеличении апертуры до 150—200 мм проявляются многочисленные полосы, завитки, фестоны и т. д. Число различимых деталей растёт пропорционально увеличению апертуры. Для повышения контраста при наблюдениях обычно используются голубые и жёлтые фильтры^[140].

Каждый год противостояние происходит на две недели позже, чем в предыдущий. Но, кроме изменений в склонении, другие перемены незаметны. В течение периода обращения Сатурна вокруг Солнца меняется угол раскрытия колец, дважды они видны с рёбра и дважды максимально раскрыты до угла в 27 градусов^[140].

При апертуре инструмента в 100 мм видна более тёмная полярная шапка, тёмная полоса у тропика и тень колец на планете. А при 150—200 мм станут заметны четыре-пять полос облаков в атмосфере и неоднородности в них, но их контраст будет заметно меньше, чем у юпитерианских. Для повышения контраста можно воспользоваться жёлтым фильтром. А знаменитые кольца Сатурна видны уже при 20-кратном увеличении. Телескопы с большой апертурой позволяют различить множество отдельных колец и промежутков между ними^[140].

Противостояния каждый год происходят на четыре-пять дней позже, чем в предыдущий, при этом возрастает склонение, и условия видимости для Северного полушария улучшаются (до 2030-х годов). При апертуре в 75 мм и при увеличении более 80х будет заметен маленький тусклый диск. А при апертуре 300 мм станут заметны крайне малоконтрастные детали, но вероятность их наблюдения даже с таким инструментом довольно мала^[140].

Противостояния каждый год происходят на два дня позже, чем в предыдущий, при этом возрастает склонение, и условия видимости для Северного полушария улучшаются (до 2060-х годов). Детали поверхности не видны, но при увеличении от 120х можно увидеть маленький диск планеты^[140].

• Некоторые планеты Солнечной системы в телескоп (в скобках указан диаметр объектива)
• 
  Венера (250 мм)
• 
  Марс (250 мм)
• 
  Юпитер (250 мм)
• 
  Сатурн
• 
  Уран

• Серафимов В. В. Планеты // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона : в 86 т. (82 т. и 4 доп.). — СПб., 1890—1907.

• Фотожурнал NASA (англ.)
• NASA Planet Quest — исследование экзопланет (англ.)
• Иллюстрированное сопоставление размеров планет друг с другом, и Солнца с другими звёздами (англ.)
• Оценка планетарных критериев и возможные схемы планетарной классификации (англ.)