1 год назад
Нету коментариев

Методы исследований. Качественно новый этап в изучении спутников Марса наступил в 1969 г., когда были начаты их исследования с помощью КА. Причем основная масса информации была получена из анализа фотоснимков, переданных на Землю. Так, телевизионная съемка, проведенная с помощью КА «Маринер-9» в период 1971 – 1972 гг., позволила получить изображение марсианских спутников с весьма высоким разрешением при различных фазовых углах (углах освещения Солнцем).

Проводились измерения и в других областях спектра. На борту КА «Маринер-9», например, были установлены инфракрасный радиометр и ультрафиолетовый спектрометр. Осуществлялись фотометрические и поляриметрические измерения, и, в частности, сравнительный фотометрический анализ указал на возможность наличия реголита на спутниковых поверхностях. При поляриметрических измерениях, выполненных при больших фазовых углах, была выявлена большая положительная поляризация излучения спутников (20 – 25%), что также характерно для реголитового покрытия.

Фобос исследовался еще и с помощью инфракрасного радиометра на длинах волн 10 и 20 мкм, когда спутник проходил через тень Марса. Оказалось, что Фобос очень быстро охлаждается и нагревается, а кроме того, у него очень низкий уровень потока излучения в течение затмения. Полученное значение тепловой инерции отвечает еще более рыхлому слою пыли, чем на Луне. Это и не удивительно, ведь на поверхности Фобоса гораздо слабее притяжение.

Фотоснимки спутников Марса, полученные с помощью КА, в особенности начиная с июля 1976 г. (КА «Викинг»), использовались также и для повышения точности астрометрических наблюдений. На этих фотоснимках спутники, как правило, находятся на фоне звезд, координаты которых известны с большой точностью, что позволяет получать и с высокой точностью координаты спутников. В результате применения космических методов погрешность в определении положения спутников Марса уменьшилась более чем в 10 раз.

При пролетах КА «Маринер-9» около Фобоса и Деймоса расстояние между КА и марсианскими спутниками, как правило, превышало 4000 км. Во время выполнения программы «Викинг» было несколько пролетов КА на расстоянии около 100 км от спутников (и даже 50 км от Деймоса). При пролетах на большом расстоянии от поверхности спутников были получены снимки с умеренным разрешением: на них видны детали размером не менее 200 м. Эти снимки в основном использовались для получения общих характеристик поверхностей.

В течение близких пролетов получались снимки с наилучшим пространственным разрешением, на которых можно было различать детали размером около 1 м. Сделанные же стереоскопические изображения дали возможность определять высоту деталей поверхности и подробно изучать разломы, кратерные цепочки, структуру самих кратеров и т. д. Рассмотрим теперь морфологические особенности поверхностей Фобоса и Деймоса более подробно.

Морфология поверхностей. Изучение морфологии поверхности как у Фобоса, так и у Деймоса позволило выделить четыре основные группы поверхностных образований: 1) кратеры и непосредственно связанные с ними особенности (области, покрытые выбросами, реголит); 2) удлиненные депрессии, или борозды, а также системы параллельных борозд (такой тип рельефа характерен только для Фобоса); 3) различные по альбедо структуры (темное вещество в кратерах, более светлые кратерные валы на Деймосе, так же как и светлые лентовидные образования); 4) гребневидные формы.

Все эти особенности представлены на картах Фобоса и Деймоса, которые приведены на рис. 1 – 3. Бросается в глаза обильное покрытие поверхностей обоих спутников кратерами. В случае Фобоса П. Томасом была предложена морфологическая классификация кратеров по аналогии с лунными: 1) четко выраженные, или «молодые», кратеры, имеющие протяженные отчетливые валы; 2) сглаженные кратеры, не имеющие четкого вала по всему своему периметру; 3) деградировавшие кратеры с размытыми валами (они гораздо менее глубокие, чем кратеры предыдущих классов, и сами значительно покрыты кратерами и изрезаны бороздами); 4) кратеры-призраки, следы которых представляют собой едва различимые круговые депрессии (их часто трудно или совсем невозможно увидеть при прямом солнечном освещении).

Рис. 1. Карта кратеров и выбросов на поверхности Фобоса (длина экватора 77 км): 1 – отчетливые кратеры; 2 – сглаженные кратеры; 3 – деградировавшиеся кратеры; 4 – следы кратеров; 5 – глыбы; 6 – поверхность, покрытая выбросами вблизи кратера Стикни

Рис. 1. Карта кратеров и выбросов на поверхности Фобоса (длина экватора 77 км):
1 – отчетливые кратеры; 2 – сглаженные кратеры; 3 – деградировавшиеся кратеры; 4 – следы кратеров; 5 – глыбы; 6 – поверхность, покрытая выбросами вблизи кратера Стикни

Рис. 2. Карта борозд и связанных с ними особенностей на Фобосе

Рис. 2. Карта борозд и связанных с ними особенностей на Фобосе

Рис. 3. Карта особенностей поверхности Деймоса (длина экватора 43 км)

Рис. 3. Карта особенностей поверхности Деймоса (длина экватора 43 км)

Исследования морфологии кратеров Фобоса еще только начинаются, но уже получены важные результаты. Так, например, измерения длины тени, отбрасываемой кратерами, позволили определить глубину «молодых» и сглаженных кратеров и выявить зависимость глубины кратера d от его диаметра D : d = 0,2D. Последняя близка к аналогичной зависимости для «молодых» кратеров на Луне. Форма кратеров всех классов хорошо аппроксимируется сегментом сферы.

Советские планетологи А. Т. Базилевский и И. М. Черная в предложенной ими более детальной классификации по степени сохранности кратеров привели распределение кратеров Фобоса (в процентах) в зависимости от величины отношения их глубины к диаметру.

Интересные результаты дал подсчет кратеров на Фобосе, при котором учитывались те из них, которые имели диаметр порядка нескольких метров. Поверхностная плотность кратеров (т. е. число кратеров на единицу площади) оказалась близкой к соответствующей величине на наиболее испещренной кратерами континентальной части Луны. Подобно лунным материкам поверхность Фобоса находится в состоянии «насыщения» кратерами, т. е. формирование большего числа кратеров на поверхности уже невозможно, поскольку вновь образующиеся будут разрушать или перекрывать старые кратеры.

Это позволяет получить оценку минимального возраста поверхности спутника более 1 млрд. лет, если предположить, что поток падающих тел, вызвавший кратеры, был таким же, как на Луне. На поверхности Фобоса не имеется участков с различными возрастами, а отсюда нет оснований предполагать, что в прошлом, по крайней мере за последний 1 млрд. лет, произошло крупномасштабное дробление спутника.

Крупнейшим кратерам на Фобосе, имеющим размеры 6 и 10 км, присвоены соответственно названия Холл (в честь открывшего их А. Холла) и Стикни (девичья фамилия жены А. Холла). Собственные имена имеют и некоторые другие кратеры (например, кратер Рош). Поперечный разрез кратеров Стикни и Холла показан на рис. 4. С кратером Стикни связаны такие характерные детали поверхности Фобоса, как выбросы из кратеров и борозды.

Рис. 4. Рельеф кратеров Стикни (а) и Холла (б) в поперечном разрезе. Уровнем отсчета служит поверхность гипотетического трехосного эллипсоида. Истинная глубина первого кратера оценивается в 1,3 км, второго – 4,8 км

Рис. 4. Рельеф кратеров Стикни (а) и Холла (б) в поперечном разрезе. Уровнем отсчета служит поверхность гипотетического трехосного эллипсоида. Истинная глубина первого кратера оценивается в 1,3 км, второго – 4,8 км

Последние представляют собой длинные линейные депрессии, сформировавшиеся в реголите; их ширина 100 – 200 м, глубина 10 – 20 м. Они прослеживаются на расстояниях в длину до 30 км, что превышает длину наибольшего поперечника Фобоса. Карта распределения борозд показывает (см. рис. 2), что борозды отчетливо выражены у кратера Стикни и практически исчезают вблизи антиподной точки. Подсчет числа кратеров на бороздах позволяет заключить, что эти образования не моложе остальной поверхности спутника.

Всю совокупность борозд Фобоса можно подразделить на четыре группы: параллельную экваториальной плоскости, перпендикулярную наибольшей оси спутника и еще две, симметрично пересекающие экваториальную плоскость под углом около 25°. Неоднородное распределение борозд по поверхности Фобоса приводит к тому, что некоторые регионы, пересекаемые двумя и более группами параллельных борозд, придают рельефу сильно иссеченный характер. Поперечный профиль борозд сглаженный, аркообразный. Склоны борозд, как правило, довольно пологие, наклон меньше 10°, но встречается наклон и в 30°.

Только наиболее крупные борозды в окрестностях кратера Стикни имеют ширину 400 – 600 м при глубине 60 – 90 м и сложную топографию дна. Иногда на их дне встречаются тонкие линейные образования, которые сейчас принято интерпретировать как более молодые борозды.

В некоторых областях поверхности Фобоса наблюдается пересечение кратеров бороздами, вызывающими заметную их деформацию. Так, например, кратер Рош пересекает 21 борозда, каждая шириной 200 м, и он, по-видимому, несколько сплюснут в направлении, перпендикулярном бороздам, и несколько вытянут в направлении, параллельном им. Поскольку разность диаметров кратера порядка 400 м, то на каждую борозду приходится не меньше 20 м уширения, что составляет всего 0,1 их ширины.

Перейдем теперь к Деймосу. Он борозд не имеет. Размеры кратеров на Деймосе меньше, чем на Фобосе, а наиболее крупный кратер имеет диаметр 2 км. Основной особенностью поверхности Деймоса является наличие на ней значительного слоя пыли, перекрывающего кратеры диаметром менее 50 м. Этот слой пыли придает поверхности довольно сглаженный вид. Вследствие этого кратеры на поверхности Деймоса не могут быть подвергнуты такой же детальной классификации, как кратеры на Фобосе. Даже довольно крупные из них частично заполнены выбросами (примерно до глубины 5 м), чего нет на Фобосе.

Все это существенно затрудняет исследование вариации поверхностной плотности небольших кратеров на Деймосе. Тем не менее кратерная статистика свидетельствует, что эта плотность на Деймосе в пределах ошибки измерений совпадает с аналогичным показателем для Фобоса и, следовательно, для материковых областей Луны. По-видимому, нижний предел для возраста поверхности Деймоса тоже равен или более 1 – 1,5 млрд. лет.

На поверхности Деймоса заметны многочисленные блоки и участки с более высоким альбедо, что совсем не характерно для Фобоса. На снимках высокого разрешения (до 3 м) можно увидеть множество разбросанных по поверхности Деймоса глыб размером 10 – 30 м, которые могут быть обломками выброшенного материала из ближайших кратеров.

Области с большим альбедо (т. е. более светлого материала), связанные с небольшими кратерами, представляют собой узкие полосы, вытягивающиеся от одной или обеих сторон кратера. Они могут простираться на расстояние 150 м от кратера размером всего 30 м. Эти элементы поверхности, скорее всего, образованы очень тонким слоем вещества, скатившегося с кратерных валов и блоков. Скатывание вещества и его скапливание в низинах являются важными процессами, протекавшими на поверхности Деймоса. Такому способу передвижения на Деймосе был подвержен как светлый, так и темный тип вещества.

Светлый материал на Деймосе на 30% ярче, чем окружающая поверхность. Именно это обстоятельство и определяет более высокую интегральную яркость Деймоса по сравнению с Фобосом.

Происхождение структурных форм. Формирование поверхности спутников происходило под воздействием ее интенсивной бомбардировки метеороидными телами. При ударах в процесс кратерообразования вовлекалась масса грунта, на несколько порядков превышающая массы падающих частиц. Следовательно, ударное преобразование поверхности стало преобладающим процессом, формирующим ее структуры для марсианских спутников.

Измельчение спутниковых пород вызывалось также нагреванием и охлаждением поверхности. Поверхности Фобоса и Деймоса подвержены воздействиям ультрафиолетового излучения, солнечного ветра и космических лучей. Эти потоки радиации, проводя сильную активацию вещества поверхности, образуют в нем свободные валентные связи и электрические заряды, которые в условиях глубокого вакуума могут существовать продолжительное время и способствовать цементации мелкозернистого вещества поверхности. Космический вакуум также способствовал слипанию (адгезии) частиц грунта под действием межмолекулярных сил.

Однако небольшая величина силы тяжести обусловила очень рыхлое залегание пород вещества на поверхности марсианских спутников. Этот-то слой грунта на Фобосе и Деймосе, подвергшийся ударной переработке в условиях высокого вакуума (так же, как и на Луне), и называется реголитом.

Как мы знаем, на существование реголита на Фобосе и Деймосе указывали фотометрические, поляриметрические и температурные измерения, причем результаты измерений в инфракрасном диапазоне позволяют утверждать о наличии на Фобосе слоя реголита толщиной не менее 1 мм. Толщину слоя реголита на Фобосе можно оценить и исходя из объема выбросов из кратеров.

По оценкам Дж. Поллака, средняя глубина реголита на Фобосе, скорее всего, составляет несколько сотен метров, тогда как на Луне она в среднем не превышает нескольких десятков метров. Это обусловливается существенно меньшей силой тяжести на Фобосе, чем на Луне. Следовательно, реголит на Фобосе должен иметь значительно меньшую плотность вещества, чем лунный реголит. По мнению А. Т. Базилевского, не исключено также, что на Фобосе возможны выходы на поверхность и скальных пород.

Реголит под действием собственного веса и микрометеоритной бомбардировки уплотняется. Плотность его вещества должна возрастать с глубиной по экспоненциальному закону, что хорошо проверено при исследованиях на поверхности Луны и в земных лабораториях, Очевидно, что такое же распределение плотности вещества характерно и для реголита на Фобосе.

И все же наличие мощного слоя реголита на марсианских спутниках может вызвать некоторое недоумение. Ведь малая масса спутников должна приводить к незначительной скорости убегания (второй космической скорости) – наибольшей, около 13 м/с, у Фобоса. Осколки, пыль, образующиеся при ударах метеоритов, должны, следовательно, легко покидать Фобос и Деймос. Однако дело в том, что скорость выброса осколочного материала все же не достаточна для преодоления гравитационного притяжения Марса. Поэтому все эти частицы будут обращаться вокруг планеты по орбитам, близким к орбите спутников, и через сравнительно небольшой промежуток времени (от 1000 до 10 000 лет) вновь захватываться спутниками Марса.

Да и эффективность выброса осколочного материала велика лишь в случае очень сильных ударов метеоритов, когда разрушаются находящиеся под реголитом скальные породы. Как показывают исследования, при ударах даже с большими скоростями метеоритов, но по пористым мишеням скорость разлета частиц из кратера на два порядка должна быть меньше, чем при ударе по сплошному материалу, и составляет всего несколько метров в секунду. А при ударе, происходящем в реголите, более 99% выброшенного вещества должно остаться на марсианских спутниках. Установившийся при этом стационарный слой реголита (с незначительной поверхностной переработкой) соответствует случаю, когда глубина слоя первичного реголита больше, чем средняя глубина выбросов. Это как раз и достигается при средней глубине реголита в несколько сотен метров.

При образовании же марсианских спутников глубина реголита была незначительной, но последующая бомбардировка вела со временем к увеличению его толщины. Причем аккумуляция вещества, выбрасываемого на орбиту вокруг Марса, происходила по механизму циклической переработки.

Наличие мощного слоя реголита и слабой силы тяжести объясняют морфологические характеристики кратеров на Фобосе. На спутнике отсутствуют выбросы в виде лучей. Яркие кольца, заметные при малых фазовых углах вокруг многих кратеров (они на 5 – 10% ярче, чем окружающее вещество), свидетельствуют о грубо измельченных выбросах вблизи кратерных валов. Некоторые кратеры имеют более темное дно, что интерпретируется наличием отвердевшего ударного расплава.

Имеющиеся на поверхности Фобоса цепочки и неправильные группы обычно состоят из вытянутых кратеров размером от 50 до 200 м. Иногда встречаются группы в форме «елочек», характерной для вторичных кратеров на лунной поверхности. Они, видимо, появились в результате вторичного столкновения спутника с частицами, выброшенными на орбиту вокруг Марса.

Анализ так называемой ограниченной задачи трех тел в применении к системе Марс–Фобос–частица показал, что движение малой частицы имеет в этой системе исключительно сложный характер. При этом оказалось, что полость Хилла (максимальная область, в которой у небесного тела могут еще существовать спутники) для Фобоса даже не вмещает его самого: предельная замкнутая поверхность нулевой скорости (включая так называемую лагранжеву точку L1) проходит вне тела Фобоса лишь вблизи его подмарсианской и антимарсианской точек, а в остальных местах заходит во внутрь тела Фобоса (рис. 5). Это своеобразие означает, что вокруг Фобоса не существует устойчивых спутниковых орбит.

Рис. 5. Кривые нулевой скорости, показанные в экваториальной плоскости Фобоса при его нынешнем расстоянии от Марса 2,76 его радиуса, изображены пунктирными линиями. Кривые внутри Фобоса – это проекции на экваториальную плоскость пересечений кривых нулевой скорости с поверхностью Фобоса. Все кривые нанесены с интервалом 1 м/с. Заштрихованные кривые указывают на более высокую потенциальную энергию, чем имеет внутренняя точка L1. Таким образом, Фобос выходит за пределы своей полости Роша, а большая часть его поверхности энергетически не связана. Масштаб здесь устанавливается расстоянием между L1 и центром спутника

Рис. 5. Кривые нулевой скорости, показанные в экваториальной плоскости Фобоса при его нынешнем расстоянии от Марса 2,76 его радиуса, изображены пунктирными линиями. Кривые внутри Фобоса – это проекции на экваториальную плоскость пересечений кривых нулевой скорости с поверхностью Фобоса. Все кривые нанесены с интервалом 1 м/с. Заштрихованные кривые указывают на более высокую потенциальную энергию, чем имеет внутренняя точка L1. Таким образом, Фобос выходит за пределы своей полости Роша, а большая часть его поверхности энергетически не связана. Масштаб здесь устанавливается расстоянием между L1 и центром спутника

Однако это приводит также и к тому, что значительная часть его поверхности энергетически не связана, и в прошлом при бомбардировке Фобоса метеоритами, когда его поверхность была слабо покрыта реголитом, осколочный материал с легкостью покидал спутник. Структура и расположение поверхностных деталей Фобоса во многом определяются поведением таких выбросов при образовании кратеров на его поверхности. И изучение движения выбросов можно провести на основе анализа движения частиц, покидающих поверхность синхронно вращающегося спутника.

Оказалось, что траектории выбросов сильно зависели от долготы места первичного удара и от скорости и направления выбросов. Осадочные породы на Фобосе преимущественно вытянуты к западу, что обусловлено большими скоростями выбросов в этом направлении. Типичные траектории частиц объясняют наличие петлей, выступов, точек пересечения, складок и других особенностей на поверхности спутника. Этим же обусловливается расположение вторичных кратеров и анизотропия выбросов вокруг первичных кратеров (цепочки вторичных кратеров всегда искривлены).

Правда, борозды, заметные на Фобосе, как правило, прямолинейны, что свидетельствует против их генетической связи с цепочками вторичных кратеров. Для объяснения этих структур предложены три механизма: ударное разрушение, приливное воздействие и влияние сил сопротивления среды, действующих при гипотетическом захвате спутника Протомарсом. При этом старались объяснить сам факт существования борозд, но не их морфологию. Кроме того, последний механизм сам основывается на действии недостаточно понятного явления.

О механизме приливного происхождения борозд следует сказать особо. В 1980 г. Дж. Берне и А. Добровольские, основываясь на новых определениях массы и плотности Фобоса, обнаружили, что он находится гораздо ближе своего предела Роша. Под этой величиной понимают предельное расстояние спутника от планеты, ближе которого жидкий спутник не может подойти к планете, не будучи разорван приливными силами. Фобос, вращающийся вокруг Марса ниже предела Роша, должен испытывать заметные растягивающие напряжения вследствие приливного воздействия планеты.

Но, как мы узнаем позже, Фобос не всегда находился так близко к планете, на протяжении всей своей истории он медленно по спирали приближался к Марсу. И тогда по крайней мере часть борозд должна была быть очень молодой. Однако все они не моложе остальной части поверхности Фобоса, что ставит под сомнение гипотезу приливного происхождения.

Механизм ударного разрушения также не объясняет общего расположения борозд на Фобосе, и, в частности, поверхностная плотность кратеров внутри борозд такая же, как и на других участках поверхности спутника. Считать же формирование борозд связанным со вторичными кратерами, образовавшимися вследствие выбросов вещества при возникновении кратера Стикни, как мы уже отмечали, тем более нет оснований. И все же механизм ударного разрушения, видимо, наиболее приемлем, если рассматривать образование борозд вследствие ударного растрескивания всего спутника при возникновении крупнейшего и старого кратера Стикни, размеры которого лишь немного уступают размерам самого Фобоса.

Эту гипотезу трудно проверить экспериментально, поскольку масштаб ударного процесса слишком велик, чтобы его можно было бы воспроизвести на опыте. Но косвенным подтверждением здесь служит отсутствие борозд на Деймосе, где нет кратеров, по своим относительным размерам подобных кратеру Стикни.

Энергия удара, вызвавшего формирование кратера Стикни на Фобосе, оценивается в 6,5 · 1025 эрг, что соответствует плотности энергии около 1,3 · 107 эрг/см3. Для полного же разрушения Фобоса достаточно было бы плотности энергии около 3 · 107 эрг/см3, т. е. при величине энергии удара, всего в 2,5 раза большей, Фобос бы полностью разрушился. Естественно, что при столь мощном ударе могли бы образоваться трещины, превратившиеся со временем в борозды (с современным профилем) вследствие постепенного заполнения их реголитом (рис. 6).

Рис. 6. Развитие борозд вследствие заполнения трещин веществом. Заштрихованный слой изображает слабосвязанный реголит. Начальными условиями являются: а) рыхлый реголит над твердым телом, имеющим, возможно, скрытые разломы; б) удар раскрывает трещину и разделяет слой реголита; в) реголит обрушивается и просачивается в трещину (это просачивание может быть медленным и осложненным последующими сейсмическими явлениями при сильных ударах). Окончательный вид (г) зависит от объема трещины и, возможно, от подвижности объекта

Рис. 6. Развитие борозд вследствие заполнения трещин веществом. Заштрихованный слой изображает слабосвязанный реголит. Начальными условиями являются: а) рыхлый реголит над твердым телом, имеющим, возможно, скрытые разломы; б) удар раскрывает трещину и разделяет слой реголита; в) реголит обрушивается и просачивается в трещину (это просачивание может быть медленным и осложненным последующими сейсмическими явлениями при сильных ударах). Окончательный вид (г) зависит от объема трещины и, возможно, от подвижности объекта

Природа прямолинейных борозд на Фобосе может иметь и более сложное объяснение. Их образование могло быть связано, например, с внезапным высвобождением летучих веществ при столкновении Фобоса с телом, приведшим к появлению кратера Стикни. Действительно, анализ ультрафиолетового излучения Фобоса указывает на наличие там глиноземистых материалов, найденных и в углистых хондритах типа С1 и С2. Материал этих метеоритов содержит около 10 – 20 весовых процентов связанной воды и нестабилен при температуре выше 400 К. Поскольку подповерхностная температура Фобоса не менее 250 К, то при сильном ударе, локально поднявшем температуру на 150 К, должно было начаться выделение газов.

Выделение летучих веществ вдоль трещин может объяснить и наблюдающиеся на Фобосе цепочки небольших кратеров, и ореолы более темного вещества вокруг некоторых небольших кратеров. Этим же можно интерпретировать и углубления на некоторых бороздах, и появление их приподнятых краев. Действительно, объяснить углубления в бороздах подповерхностным выведением реголита в разломы трудно, так как малая сила тяжести на поверхности Фобоса делает неэффективным процесс оседания реголита.

Определенный интерес представляет также гипотеза советского астронома Г. А. Лейкина о связи борозд с сейсмическими собственными колебаниями, возбужденными соударением спутника с крупным телом. На поверхности Фобоса в этом случае должна возникнуть система стоячих волн, которая концентрировала слабосвязанный реголит в узлы, создавая тем самым регулярную структуру гряд и борозд.

При объяснении морфологии поверхности Деймоса встают другие трудности. Борозд там нет, и этот спутник находится в иной динамической ситуации, чем Фобос. В отличие от последнего он весьма удален от своего предела Роша. Хотя поверхность Деймоса сильно покрыта кратерами, она выглядит более гладкой, даже как бы в дымке – из-за мощного слоя пыли, перекрывающего кратеры диаметром менее 50 м. Для поверхности Деймоса характерны кратеры меньшего размера, чем в случае Фобоса.

Мощность реголита на Деймосе также меньше – его слой там имеет среднюю толщину от 10 до 50 м. Многие кратеры на Деймосе заполнены до глубины 5 м, а это дает нижний предел толщины реголита. На Деймосе заметно больше, чем на Фобосе, выброшенного на поверхность материала – как мелкого (целые участки и наполненные кратеры), так и грубого (глыбы и блоки). Возможно; это различие в морфологии поверхности объясняется более легким удержанием Деймосом выбросов вещества при образовании кратеров.

На первый взгляд это предположение выглядит парадоксальным, ведь масса Деймоса меньше, чем у Фобоса. Но не надо забывать, что Деймос более удален от Марса. Кроме того, вполне возможно, что поверхность Деймоса сложена из более слабосвязанного материала, чем поверхность Фобоса. Тогда скорости выброшенного вещества при кратерообразовании будут небольшими, и бóльшая часть массы этого вещества станет вновь выпадать на спутник.

Отличительной чертой поверхности Деймоса является наличие на ней довольно обширных областей более светлого материала. Его происхождение, может быть, связано с ударным процессом отвердевания (сплавления) вещества, играющего важную роль при ударах о слабосвязанный материал поверхности. Возможно, наоборот, светлый материал образуется в результате размельчения вследствие микрометеоритной бомбардировки, поскольку очень мелкие частицы обладают свойством повышенного альбедо. Наконец, темные и светлые области на Деймосе могут казаться таковыми лишь из-за того, что детали поверхности наблюдаются под разными углами освещенности Солнцем. Этот эффект хорошо известен для лунных кратеров.

Светлый материал на Деймосе простирается вниз по валам кратеров тонким слоем толщиной до 10 см, образуя суживающиеся потоки длиной до 3 км, которые представляют собой морфологическую особенность поверхности спутника. Предложено несколько механизмов для объяснения этих потоков. Однако вопрос этот еще не до конца ясен.

Следует сказать, что поверхностные структуры во многом являются отражением внутреннего строения спутников и их физических полей, которые и будут рассмотрены в следующем разделе.

comments powered by HyperComments