1 год назад
Нету коментариев

Основные представления. В настоящее время принимается следующая схема происхождения планет и их спутников. При образовании Солнца в результате сжатия (коллапса) протосолнечной туманности в его окрестности оставалось газопылевое облако, которое в дальнейшем эволюционировало в планеты и их спутниковые системы (рис. 13).

Рис. 13. Схема образования Солнечной системы

Рис. 13. Схема образования Солнечной системы

После затухания в этом облаке турбулентных движений оно все еще занимало обширную уплощенную область в форме тора (см. рис. 13, а). По мере же столкновения друг с другом и торможения в газовой среде пылевые частицы гасили свои относительные скорости и оседали к основной (экваториальной) плоскости, где формировался тонкий диск с повышенной плотностью вещества (см. рис. 13, б).

С ростом концентрации пылевого компонента в центральной плоскости однородный тонкий диск пыли становился гравитационно неустойчивым и распадался на рыхлые сгущения (см. рис. 13, в), которые в дальнейшем эволюционировали под действием гравитационного взаимодействия и объединялись при столкновениях в тела астероидных размеров – планетезималии (см. рис. 13, г). Этот процесс занял время порядка нескольких миллионов лет.

Эта эволюция первичного облака в планетезималии приводила к росту его прозрачности и температурным различиям в зоне будущих планет земной группы и в зоне будущих планет-гигантов. А это, в свою очередь, сыграло решающую роль в химической эволюции протопланетного облака. На этом же этапе развития планетной системы возникли те зональные различия в составе твердого вещества, которые затем привели к зональному различию в составе планет.

На следующем этапе формирования планетной системы астероидные прототела (планетезималии) стали объединяться в планеты. В ходе этого процесса часть материала выбрасывалась на орбиты вокруг растущих планет, образуя своего рода околопланетные туманности. Объединение этого материала, движущегося в туманностях с кеплеровскими скоростями, приводила к формированию спутников. Эта схема характерна для образования Юпитера, Сатурна и их спутниковых систем. Как полагают, эти водородно-гелиевые планеты-гиганты образовались сначала путем формирования их ядер из вещества пылевого компонента – силикатов и льдов, на которые происходил уже коллапс окружающего вещества. Современные расчеты моделей внутреннего строения планет-гигантов показывают, что при формировании Юпитера и Сатурна из их зон питания произошла колоссальная диссипация (рассеяние) газа, равная по массе около 10–20 планетным массам.

Таким образом, рост планет сопровождался диссипацией большого количества газа из Солнечной системы, и влияние этого процесса на формирование планет и их спутников еще недостаточно ясно.

Состав Фобоса и Деймоса сильно отличается от состава Марса и близок к составу С-астероидов, что свидетельствует о возможном гравитационном захвате этих спутников Марсом в прошлом. В связи с чем большое значение приобретает изучение динамической эволюции их орбит. Прослеживая эволюцию орбиты в прошлое, стараются получить указания на то, как эти тела могли оказаться на орбитах вокруг Марса. Поскольку же марсианские спутники, видимо, сформировались далеко ют планеты, а чисто гравитационный их захват Марсом маловероятен, то конкретная схема довольно сложна.

Оригинальную гипотезу предложили Дж. Бернс, Дж. Поллак и М. Таубер, согласно которым захват обращающихся по гелиоцентрическим орбитам вокруг Солнца планетезималий осуществлялся во время их столкновений с упоминавшимися околопланетными туманностями. Трение в туманности могло приводить к уменьшению их энергии и скорости движения, и тогда гравитационное поле сформировавшейся планеты способно было перевести планетезималь с гелиоцентрической орбиты на орбиту вокруг планеты. Причем напряжения порядка 107 дин/см2, возникающие во время торможения планетезималий, могли разрушить ее на фрагменты.

Если столкновение случалось с околопланетной туманностью, имеющей массу, сравнимую с массой планетезимали, то последняя могла подвергнуться гравитационному захвату планетой. И имелась малая вероятность подобного захвата тел размером более 100 км. С другой же стороны, чтобы захваченные планетезималии за короткое время не упали на планету, требовалось достаточно быстрое рассеяние туманности.

Несколько иной механизм захвата Фобоса и Деймоса был предложен Д. Хантеном. По его мнению, захват спутников осуществлялся довольно часто протоатмосферой Марса (тогда она была в 104 – 105 раз массивнее современной атмосферы). Причем Фобос и Деймос – это последние из захваченных спутников, которые не успели еще упасть на планету, поскольку протоатмосфера почти внезапно рассеялась в пространство вследствие потери давления в Солнечной прототуманности.

Однако рассмотренные здесь модели, естественно, не являются единственно возможными. Захват марсианских спутников мог произойти и на очень нерегулярные орбиты (т. е. с большими эксцентриситетом и наклонением), что исключает предыдущие схемы захвата. Как мы увидим позже, эволюция орбит Фобоса и Деймоса довольно сложна и могла в конечном итоге изменить вначале нерегулярные орбиты марсианских спутников в наблюдаемые сейчас регулярные орбиты с незначительными эксцентриситетом и наклонением.

В связи с чем следует отметить, что не исключена возможность частого залета астероидных тел в окрестности Марса, когда его зона питания была практически полностью им исчерпана. Это могло происходить за счет возмущения, оказываемого на пояс астероидов со стороны допланетных гипотетических тел массой порядка земной, которые пролетали через пояс астероидов из зоны зарождающегося Юпитера. Именно таким возмущением пояса астероидов В. С. Сафронов объясняет существование у астероидов дисперсии скоростей 5 км/с.

Вероятность захвата таких астероидных тел Марсом была рассчитана в 1982 г. Е. Л. Рускол, которая рассмотрела возможное расширение зоны питания планеты вследствие столкновений астероидов, залетавших в окрестности Марса из-за возмущения пояса астероидов. При этом для простоты предполагалось, что все эти астероиды имели размер порядка 10 км, т. е. близкий к размерам Фобоса и Деймоса. Оказалось, что в этом случае должны были происходить тысячи столкновений астероидных тел в окрестностях Марса. Несомненно, полученный результат говорит о принципиальной возможности захвата Марсом своих спутников в прошлом и даже о высокой его вероятности.

Однако при рассмотрении происхождения марсианских спутников следует учесть одно немаловажное обстоятельство. Как будет показано чуть позже, есть определенные свидетельства в том, что в прошлом у Марса имелось большое количество малых спутников. Если это в действительности было так, то необходимо объяснить происхождение такого роя спутников. Причем требуется выяснить, образовался ли рой вследствие распада и столкновений астероидных тел в окрестности Марса или был захвачен планетой сразу в целом. Во всяком случае рассмотрение проблемы захвата двух спутников Марса, может быть, связано с решением проблемы захвата планетой множества малых тел.

Рассмотрение происхождения марсианских спутников вызывает ряд вопросов, которые необходимо решить при том или ином подходе к решению общей проблемы. Например, если произошел захват Фобоса и Деймоса планетой, то почему они оказались С-астероидами, находящимися в поясе астероидов гораздо дальше от Марса, чем S-астероиды. Если же образование планеты и спутников (а возможно, и роя спутников) происходило одновременно, то требуется объяснить значительную потерю планетой своих летучих элементов (ведь состав Марса отличается от состава Фобоса и Деймоса).

В то же время наличие у Марса всего двух спутников при возможном существовании в прошлом гораздо большего количества спутников у зарождающегося Марса вполне объяснимо. Во-первых, само возрастание массы у зарождающейся планеты должно было вызывать сокращение радиуса орбит спутников, и в результате те падали в конце концов на Марс. Во-вторых, околопланетная туманность из большого количества пыли и фрагментов столкнувшихся тел была средой с большим аэродинамическим трением, которое снижало скорость спутников и приводило также к их падению на планету.

Впоследствии околопланетная среда (будь то плотная протоатмосфера или газопылевая туманность с фрагментами столкнувшихся тел) постепенно рассеялась, и орбиты спутников продолжали эволюционировать уже без ее влияния. По-видимому, Фобос и Деймос – это последние спутники Марса, захваченные планетой в далеком прошлом (причем Деймос несколько позже Фобоса). Анализ прошлой эволюции их орбит позволяет выяснить многие вопросы, связанные с происхождением этих небесных тел. Однако такой анализ представляет собой исключительно сложную задачу.

Эволюция орбит Фобоса и Деймоса. Проблему происхождения марсианских спутников невозможно решить, если пренебрегать прошлой эволюцией их орбит, по которым они обращаются в настоящее время вокруг Марса. Естественно, их орбиты не оставались неизменными, а эволюционировали то быстрее, то медленнее в зависимости от ряда факторов. Эволюция происходила под влиянием приливного взаимодействия с планетой, а также вследствие наличия экваториального вздутия Марса (из-за его вращения), которое вносило некоторое изменение в гравитационное поле планеты, а также под влиянием возмущающего действия Солнца и, если они были, других спутников и т. д.

Очевидно, что для более верной реконструкции эволюции орбиты следовало бы определить те из этих факторов, которые оказывали наиболее доминирующее влияние на эволюцию. Однако дело здесь осложняется тем, что в разные времена эволюцию орбиты спутников определяют различные доминирующие факторы.

Во второй половине прошлого века один из основоположников геофизики Дж. Дарвин на примере лунной орбиты показал, что приливное воздействие может радикально изменить орбиту небесных тел за астрономически обозримый промежуток времени. Действительно, Луна вызывает хорошо всем известную приливную деформацию той части Земли, которая в данный момент находится ближе к Луне. Возникшее вздутие (земной коры и водной поверхности), в свою очередь, вносит искажение в гравитационное поле Земли, оказывая тем самым воздействие на лунную орбиту.

Однако само по себе приливное вздутие дает не столь уже существенное возмущение орбиты Луны по сравнению, скажем, с экваториальным вздутием, образовавшимся вследствие вращения Земли как упругого тела. Благодаря наклонению плоскости орбиты Луны к плоскости земного экватора нарушается центральность гравитационного поля Земли и как следствие экваториальное вздутие оказывает довольно осязаемое возмущение лунной орбиты, носящее, правда, периодический характер (прецессия). Гораздо все сложнее обстоит с приливным вздутием, хотя оно, казалось бы, должно было дать нулевой эффект.

Ведь приливной горб симметричен относительно линии, проходящей через центры Земли и Луны, а также через общий центр масс системы этих тел. И тем не менее приливное воздействие вызывает существенное и к тому же необратимое изменение орбиты Луны. Все дело в том, что и неидеальная упругость планеты и спутника, и наличие наклонения и эксцентриситета у орбиты Луны, и ряд других факторов приводит к запаздыванию приливного вздутия по сравнению с моментом наибольшего сближения Луны с Землей.

Этот эффект особенно наглядно виден на примере приливного трения. Вследствие сил трения, существующих между водной оболочкой и твердой земной поверхностью, происходит запаздывание морских приливов (на так называемый «прикладной час»). Приливное трение свойственно и земной коре при образовании в ней приливного вздутия. Причем приливное трение в отличие от других рассмотренных факторов создает еще и момент сил, который существенно изменяет форму лунной орбиты за астрономически обозримый промежуток времени.

В общем же случае запаздывание с образованием приливного вздутия приводит к диссипации (уменьшению) энергии движения Луны и как следствие к увеличению радиуса ее орбиты. Следует сказать, что аналогичный эффект возникает и вследствие образования приливного вздутия на Луне. Конечно, это вздутие слабо сказывается на вращении гораздо более массивной Земли вокруг общего центра масс в системе двух тел, но все же усиливает диссипацию механической энергии в этой системе.

Естественно, картина эволюции лунной орбиты имеет чрезвычайно сложный характер. При ее строгом рассмотрении необходимо учитывать и так называемую либрацию Луны, и возмущающее влияние Солнца, вызывающее приливы как на Земле, так и на Луне, а также ряд других причин (скажем, движение полюсов Земли, неупругость вещества ядер планеты и спутника и т. д.). Все это тоже приводит как к диссипации энергии системы Земля–Луна, так и к изменению общего момента вращения этой системы.

И все же вполне определенные выводы относительно прошлой эволюции лунной орбиты можно сделать исходя из некоторых упрощений. Так, Г. Макдональд и П. Голдрайх рассмотрели эволюцию лунной орбиты, если бы та была круговой (равен нулю эксцентриситет) и экваториальной (равно нулю наклонение). Ставилась задача проследить изменение радиуса лунной орбиты вследствие диссипации энергии в системе Земля–Луна за счет приливного взаимодействия.

Для общей характеристики эволюции лунной орбиты можно ввести специальную величину Q–1 определяющую степень диссипации энергии в системе. Причем меньшему значению Q соответствует более значительная эволюция орбиты. В частности, Г. Макдональд и П. Голдрайх предположили постоянство Q на всем протяжении истории системы Земля–Луна.

Однако результат получился довольно неожиданный. Если за время своего существования Луна благодаря приливному взаимодействию отодвигалась от Земли до современного радиуса, то ей на это понадобилось всего 0,95 – 1,9 млрд. лет. Это слишком короткая продолжительность для приливной эволюции лунной орбиты, и более приемлемый результат получается при несколько большем значении Q в прошлом.

Обратимся теперь к спутникам Марса. Важной характеристикой их орбитального движения является прецессионное колебание средней плоскости орбит (так называемой плоскости Лапласа) вследствие гравитационного воздействия Солнца и экваториального вздутия Марса (последнее существенно слабее земного из-за малости масс марсианских спутников).

На рис. 14 показано расположение этой плоскости Лапласа относительно орбит Марса и его спутников. Под углом I здесь показано наклонение плоскости Лапласа относительно экваториальной плоскости Марса, под углом γ – наклонение плоскости орбиты к плоскости эклиптики, а под углом i – наклонение плоскости орбиты спутника к плоскости Лапласа. Суточное движение узла плоскости орбиты спутника (т. е. точки пересечения этой плоскости с плоскостью экватора Марса) обозначено через N.

Рис. 14. Положение мгновенной оси плоскости Лапласа

Рис. 14. Положение мгновенной оси плоскости Лапласа

Необходимо отметить, что прецессия оси вращения самой планеты на относительную ориентацию орбит Фобоса и Деймоса не влияет. Однако наклонение орбит спутников сохраняется постоянным. А поскольку орбиты спутников практически находятся в плоскости экватора Марса (где, видимо, они и образовались), то экватор планеты как бы «ведет» за собой орбиты спутников, сохраняя их положение в экваториальной плоскости. Хотя при этом можно было бы ошибочно предположить, что орбиты спутников «следуют» за прецессией оси вращения планеты (и тогда их нахождение в плоскости экватора Марса было бы случайным).

Как и Луна, марсианские спутники обладают синхронным вращением, т. е. обращены к планете только одной своей стороной при обращении вокруг нее по орбите. Эта синхронность устанавливается приливным воздействием планеты за достаточно длительный промежуток времени нахождения спутников на орбите вокруг Марса. По оценкам С. Пила, продолжительность такой синхронизации для Фобоса составляет 0,1 – 1 млн. лет, а для Деймоса – 0,1 – 1 млрд. лет.

Как уже говорилось раньше, Фобос обладает вековым ускорением движения по орбите, что объясняется приливным воздействием планеты (рис. 15). По оценкам советского геофизика В. А. Шора, Фобос должен упасть на планету через 50 млн. лет, по другим оценкам – через 30 – 70 млн. лет. Основываясь на значении этого векового ускорения, была получена оценка Q: 70 – 150.

Рис. 15. Картина приливного возмущения Фобосом (а) и Деймосом (б) Марса. В первом случае приливной выступ запаздывает из-за диссипации энергии в недрах планеты, поэтому отстает от быстродвижущегося Фобоса на угол ε. Причем приливное взаимодействие отбирает у Фобоса момент количества движения и передаст их планете, ускоряя вращение последней (Фобос приближается к Марсу). Во втором случае приливной выступ, вращаясь имеете с Марсом, опережает возмущение, которое его производит. А момент количества движения и энергия вращения планеты передаются орбитальному движению Деймоса, вызывая его удаление от Марса Даны следующие обозначения: ω – угловая скорость вращения Марса, n – угловая скорость обращения спутника

Рис. 15. Картина приливного возмущения Фобосом (а) и Деймосом (б) Марса. В первом случае приливной выступ запаздывает из-за диссипации энергии в недрах планеты, поэтому отстает от быстродвижущегося Фобоса на угол ε. Причем приливное взаимодействие отбирает у Фобоса момент количества движения и передаст их планете, ускоряя вращение последней (Фобос приближается к Марсу). Во втором случае приливной выступ, вращаясь имеете с Марсом, опережает возмущение, которое его производит. А момент количества движения и энергия вращения планеты передаются орбитальному движению Деймоса, вызывая его удаление от Марса
Даны следующие обозначения: ω – угловая скорость вращения Марса, n – угловая скорость обращения спутника

Вследствие очень малой массы и сравнительной удаленности Деймоса от планеты его орбита подвержена лишь незначительным приливным возмущениям. Наблюдательных указаний на вековое ускорение у Деймоса не имеется, да при существующей точности наблюдений оно и не может быть измерено. Теоретическое же изучение истории орбиты Деймоса свидетельствует о том, что ранее спутник был ближе к стационарной орбите.

В общем, можно предположить, что оба марсианских спутника начинали свою эволюцию вблизи один от другого. Причем Фобос начал эволюционировать вовнутрь, а Деймос – наружу от стационарной орбиты. Но эта простая схема в настоящее время не удовлетворяет специалистов. И имеются более подробные сценарии эволюции для орбит марсианских спутников.

Известно, что приливное трение изменяет и энергию орбитального движения, и момент количества движения. На основании этого английский геофизик Г. Джеффрис еще в 1961 г. сделал вывод об изменении эксцентриситетов Фобоса и Деймоса. Он показал, что в настоящее время эксцентриситеты орбит обоих спутников Марса уменьшаются. Из чего П. Голдрайх в 1963 г. заключил, что в далеком прошлом эксцентриситет орбиты Фобоса мог быть весьма большим, в то время как эксцентриситет орбиты Деймоса изменялся очень слабо и, по-видимому, всегда оставался незначительным.

Поскольку орбита Фобоса обладала, видимо, большим эксцентриситетом, то весьма вероятно, что в какой-то момент в прошлом спутник, двигаясь по орбите, находился в течение одного оборота вокруг планеты внутри стационарной орбиты, а в течение другого – вне нее. Это приводило к тому, что на одном участке орбиты его орбитальная угловая скорость была больше угловой скорости вращения планеты, а на другом, наоборот, меньше.

Рассматривая эволюцию орбиты с учетом этого эффекта и полагая, что диссипативный фактор Марса Q пропорционален частоте вращения, С. Сингер получил зависимость изменения большой полуоси орбиты а от эксцентриситета орбиты е (рис. 16). Временной масштаб здесь полностью определялся значением Q для Марса. Г. Смит и Р. Толсон на основе теории С. Сингера определили изменение положения апоцентра Фобоса со временем (рис. 17), и оказалось, что при Q < 80 орбита Фобоса должна была пересечь в прошлом орбиту Деймоса.

Рис. 16. Изменение орбит спутников Марса

Рис. 16. Изменение орбит спутников Марса

Рис. 17. Положение апоцентра Фобоса в соответствии с теорией Л. Нестеренко

Рис. 17. Положение апоцентра Фобоса в соответствии с теорией Л. Нестеренко

Г. Смит и Р. Толсон заключили, что либо усредненное по времени значение Q больше 80, либо в случае гравитационного захвата спутники приобретались Марсом через какой-то определенный промежуток времени (причем Фобос оказался на внутренней орбите). Сама операция усреднения диссипативного фактора во времени не является простой задачей. В частности, изменение значения Q со временем определяется тепловой историей планеты, поскольку от изменения распределения температур в недрах планеты может зависеть скорость, с которой протекает дифференциация (расслоение на ядро и мантию).

Вследствие закона сохранения момента количества движения планеты дифференциация ее недр определяет и изменение угловой скорости вращения Марса, а тем самым и положение стационарной орбиты. Так, например, согласно модели тепловой эволюции Марса, предложенной В. Уордом, Дж. Бернсом и О. Туном, приблизительно через 1 млрд. лет после образования планеты угловая скорость ее вращения увеличилась примерно на 10% из-за формирования ядра у Марса. Соответственно в течение первого миллиарда лет существования планеты стационарная орбита отстояла несколько дальше от современного ее положения.

Это обстоятельство следует иметь в виду при рассмотрении эволюции орбит Фобоса и Деймоса на ранних этапах.

Значительный вклад в рассматриваемую проблему внес К. Ламбек в 1979 г. Им было показано, что необходимо учитывать не только приливную деформацию, вызываемую спутниками на планете, но и приливную деформацию, вызываемую планетой на спутниках. Ранее же считалось, что Q и у спутников и у Марса где-то одного порядка.

Этого, например, придерживался П. Голдрайх, допуская близость упругих свойств вещества спутников и планеты и предполагая, что вызываемые планетой приливы на спутниках вносят незначительный вклад в эволюцию их орбит. Но поскольку спутники имеют состав, близкий к составу углистых хондритов, их диссипативный фактор Q–1 должен быть значительно выше, чем у Марса. Следовательно, диссипация энергии спутников будет больше, чем это допускал П. Голдрайх.

В работе Г. Ламбека Q для Марса оценивалось с учетом двухслойной модели планеты (с жидким ядром размером 0,5 радиуса Марса). Г. Ламбек нашел, что Q для Марса около 50.

Несколько сложнее было оценить соответствующий параметр для марсианских спутников. Оценку Q можно было сделать лишь приблизительно, основываясь на соответствующих расчетах для лунных пород низкой плотности и высокой пористости при малых давлениях. В результате Q оценивалось интервалом значений 10 – 100.

Однако недра Фобоса содержат много трещин, поскольку давление в его центральных областях очень небольшое и под его воздействием трещины не будут стягиваться. Поэтому диссипация, скорее всего, будет зависеть от степени трещиноватости недр, спутника, чем от состава вещества. Высокое процентное содержание летучих элементов может еще сильнее понизить величину Q. Во всяком случае Г. Ламбек, а вслед за ним и большинство других исследователей приняли, что Q для спутников Марса равняется 10.

Малое значение Q для Фобоса, несмотря на его синхронное вращение, при котором радиальный прилив на спутнике вызывается только благодаря наличию эксцентриситета у орбиты, существенно ускорял темп эволюции его орбиты. В численных расчетах это уверенно проявлялось. При выбранных параметрах диссипация энергии спутников оказывала доминирующее влияние на эволюцию орбиты, значительно ускоряя темп эволюции. За время жизни спутника высота орбиты Фобоса должна была уменьшаться от значения высоты, свойственного орбите Деймоса, до своего современного значения.

Но дальнейшие исследования еще более усложнили картину эволюции орбит спутников. В 1980 г. появилась, обстоятельная работа А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго, в которой отмечалось, что теория Г. Ламбека допускает наличие лишь малых эксцентриситетов орбиты у Фобоса. Однако еще сам Г. Ламбек показал возможность существования у Фобоса в прошлом орбит с большим эксцентриситетом. Но тогда с помощью теории Г. Ламбека нельзя было проводить исследования отдаленного прошлого для эволюции орбит марсианских спутников.

Еще ранее, в 1978 г., Ф. Мигнард предположил, что либрация марсианских спутников более чем в 2 раза может увеличить в них диссипацию энергии, а отсюда следовало, что выбор для спутников, равный 10, по-видимому, несколько занижает действительное значение, а это сильно сокращало реальное время эволюции его орбиты. Проблема учета либрации может стать еще более сложной при рассмотрении эксцентриситетов орбит больше 0,3, когда вращение спутников становилось несинхронным.

В работе А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго поэтому было принято большее значение Q. Возрастание его приблизительно на порядок увеличивало также на порядок время эволюции его орбиты. Расчеты показали, что 3 млрд. лет назад большая ось орбиты Фобоса превышали 20 марсианских радиусов. Тем самым было получено важное указание на непостоянство расположения плоскости Лапласа.

Дело в том, что плоскость Лапласа, естественная плоскость соотносимости орбит Фобоса и Деймоса, может менять свою ориентацию в пространстве с изменением расстояния какого-либо спутника от планеты. Она лежит в плоскости, близкой к экваториальной плоскости Марса, когда превалирует влияние сжатия планеты, и близка к плоскости орбиты планеты, когда солнечное влияние становится преобладающим. Для марсианских спутников это критическое расстояние равно 13,1 радиуса Марса, а теория указывает на то, что Фобос в отдаленном прошлом мог находиться и на гораздо большем расстоянии от планеты.

Из этого следует принципиально важный вывод о возможности захвата Фобоса с параболической орбиты, лежащей в плоскости орбит планет Солнечной системы, т. е. в плоскости, в которой, в частности, расположен и пояс астероидов. Интересно, что высота перицентра Фобоса практически остается неизменной. А она может соответствовать наибольшему сближению с планетой при захвате.

Поскольку орбита Деймоса эволюционировала незначительно, то орбита Фобоса могла пересечься с ней 1 млрд. лет назад. При пересечении же орбит двух спутников могло произойти их столкновение. Такое столкновение, которое, кстати, могло стать причиной появления кратера Стикни, должно было бы изменить эксцентриситет орбиты Фобоса на 0,01. Казалось бы, естественным использовать этот факт для объяснения современного значения эксцентриситета орбиты Фобоса, равного 0,015.

Однако это объяснение не вызывало бы возражений, если бы рассматривалась эволюция орбиты с исходным малым значением эксцентриситета – порядка 0,001. Но дело в том, что возраст кратера Стикни более 1 млрд. лет, а в то время эксцентриситет орбиты Фобоса составлял не менее 0,4 – 0,5. Поэтому орбиты марсианских спутников, вероятнее всего, после захвата эволюционировали с параболических орбит до современных – почти круговых вследствие приливных взаимодействий постепенно. К таким же выводам пришел В. Мигнард, подробное исследование которого было опубликовано в начале 1981 г.

Величина диссипации приливной энергии в спутнике является критическим параметром при выборе между двумя альтернативными сценариями происхождения спутников: захвата или образования из газопылевого облака вокруг планеты. Для слабой диссипации наклонение орбиты к экватору мало изменялось за 4,5 млрд. лет. Фобос обращался вокруг Марса на расстоянии, не большем 7 – 10 радиусов планеты, со времени своего возникновения, и эксцентриситет его орбиты был около 0,6. В случае же сильной диссипации большая полуось орбиты спутника могла превысить 20 радиусов Марса и орбита с очень большим эксцентриситетом могла лежать в плоскости эклиптики.

Для рассмотрения альтернативных сценариев, допускающих сильную или слабую диссипацию, вводится параметр А, выражающий собой отношение влияния прилива на спутник и на планету. Наиболее вероятным значением Ф. Мигнард посчитал А = 20. В этом случае эксцентриситет Фобоса будет уменьшаться и в дальнейшем, радиус его орбиты сократится, и спутник упадет на Марс примерно через 36 млн. лет и даже еще раньше. Орбита же Деймоса будет эволюционировать очень медленно.

Результаты расчетов эволюции орбиты Фобоса в прошлом показаны на рис. 18, а и б, где представлена зависимость эксцентриситета от большой полуоси орбиты. На рис. 19, а и б показано изменение наклонения орбиты Фобоса к плоскости орбиты планеты и ее экватору с изменением большой полуоси при различных значениях А. В отличие от. результатов А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго учет влияния изменения эксцентриситета на ориентацию плоскости Лапласа несколько удлиняет временную шкалу эволюции наклонения орбиты Фобоса.

Рис. 18. Изменение эксцентриситета орбиты Фобоса в зависимости от изменения ее большой полуоси (в радиусах Марса): а – А = 1, 3, б – А = 100. Продолжительность эволюции составляет 0,5 млрд. лет (треугольники), 2 млрд. лет (квадратики), 4,5 млрд. лет (точки)

Рис. 18. Изменение эксцентриситета орбиты Фобоса в зависимости от изменения ее большой полуоси (в радиусах Марса): а – А = 1, 3, б – А = 100. Продолжительность эволюции составляет 0,5 млрд. лет (треугольники), 2 млрд. лет (квадратики), 4,5 млрд. лет (точки)

Рис. 19. Эволюция наклонения орбиты Фобоса в зависимости от изменения большой полуоси: а – А = 1, 3, б – А = 100. Продолжительность эволюции составляет 0,5 млрд. лет (треугольники), 2 млрд. лет (квадратики), 4,5 млрд. лет (точки): I – наклон к орбите, II – наклон к экватору

Рис. 19. Эволюция наклонения орбиты Фобоса в зависимости от изменения большой полуоси: а – А = 1, 3, б – А = 100. Продолжительность эволюции составляет 0,5 млрд. лет (треугольники), 2 млрд. лет (квадратики), 4,5 млрд. лет (точки): I – наклон к орбите, II – наклон к экватору

Однако для больших значений А временная шкала эволюции вполне приемлема, и значение большой полуоси 25 радиусов планеты вполне достижимо (в этом случае начальная плоскость орбиты спутника и планеты совпадает). И такая эволюция орбиты Фобоса позволяет считать гипотезу захвата наиболее вероятной. Снимается основное возражение, в свое время выдвинутое Дж. Бернсом, о якобы маловероятности условий, способных обеспечить современные малые наклонения плоскостей орбит марсианских спутников.

«Забытые» спутники Марса. Современные теории захвата марсианских спутников указывают на то, что Фобос был захвачен раньше, а несколько позже был захвачен и Деймос. Но, может быть, были захваты и до Фобоса? Может быть, эти спутники, захваченные до Фобоса, уже к настоящему времени прекратили свое существование, упав на Марс в ходе эволюции своих орбит? Можем ли мы сейчас попытаться найти какие-либо свидетельства существования в прошлом этих «забытых» спутников Марса?

П. Шульц и Э. Лутц-Гэрихен предложили искать ответ на этот последний вопрос, изучая поверхность Марса. Ведь эти ранее существовавшие спутники при падении при малых скоростях соударения должны были; образовать на поверхности Марса специфической формы кратеры – с косыми углами падения кратерообразующего тела. Проведенное этими исследователями систематическое изучение подобных кратеров показало аномально большое их число с явно неслучайным распределением ориентации.

Было предположено, что эти образования могли быть результатом существования в прошлом спутников Марса, подобных Фобосу и Деймосу, с орбитами, лежащими в плоскости, близкой к плоскости экватора планеты, причем быстро эволюционирующими. Если такая интерпретация справедлива, то тогда изменения ориентации большой полуоси орбиты спутника со временем свидетельствуют о блуждании полюсов планеты.

Идентификация кратеров с косыми углами падения кратерообразующего тела основывается на четырех критериях: 1) эллипсоидальная форма, 2) седлообразный вал, 3) бабочкообразный узор выброшенного материала и 4) срединный горный хребет на дне. Эти критерии отобраны на основе лабораторных экспериментов и при изучении морфологии древних кратеров с косыми углами падения кратерообразующего тела.

Изучаемые кратеры классифицировались на 5 категорий по степени сохранности. Первый класс охватывал кратеры со всеми четырьмя свойствами, прекрасно со хранившиеся и образовавшиеся в недавние геологические эпохи. Второй класс сохранял все критерии первого класса, но включал в себя слегка деградировавшие кратеры. Третий класс – это кратеры, деградировавшие до такой степени, когда выбросы еще идентифицировались, но отсутствовала их микроструктура. Четвертый класс представляли кратеры с едва различимыми выбросами, а пятый класс – это кратеры с уже неразличимыми выбросами.

Всего было идентифицировано 175 кратеров. Азимут, соответствующий большему диаметру каждого кратера, указывал направление удара, и как направление, так и положение самого кратера однозначно определяют плоскость орбиты падающего тела. Ось, перпендикулярная орбите спутника и проходящая через центр планеты, пересекает поверхность Марса в 90° от кратера в направлении, перпендикулярном азимуту удара. Такие точки называют полюсами.

Распределение этих полюсов для различных классов кратеров выявляет определенные совокупности орбит бывших спутников Марса. Так, например, орбиты «забытых» спутников, которые при падении образовывали наиболее молодые кратеры (класса 1 и 2), дают группировку в пределах 40°, относительно симметричную, в полярных областях планеты (рис. 20). Этот регион по площади составляет лишь 23% площади поверхности Марса, но содержит 56% полюсов, т. е., видимо, орбиты большего количества «забытых» спутников Марса имели схожую ориентацию.

Рис. 20. Распределение «полюсов» орбит упавших на Марс спутников: а – наиболее молодые кратеры (класса 1 и 2), б – более старые кратеры, в – наиболее старые кратеры

Рис. 20. Распределение «полюсов» орбит упавших на Марс спутников:
а – наиболее молодые кратеры (класса 1 и 2), б – более старые кратеры, в – наиболее старые кратеры

Более старые кратеры имеют около 50% полюсов, сгруппированных около точки 45° с. ш., 180° з. д. в сферическом сегменте, составляющем 36% площади поверхности планеты. Рис. 20 показывает, что имеются две основные области концентрации их полюсов с координатами 60° с. ш., 90° з. д. и 30° с. ш., 190° з. д. Наиболее старые кратеры имеют концентрации полюсов в трех регионах с центрами в точках: 40° с. ш., 50° з. д.; 0° с. ш., 180° з. д.; 30° ю. ш., 80° з. д. В этой группе 68% полюсов лежит в пределах 30° от экватора (рис. 20, в).

Такие результаты трудно объяснить иначе, чем предполагая наличие в прошлом у Марса значительного количества спутников, представителями которых и единственно оставшимися в живых до сегодняшнего дня являются Фобос и Деймос. Действительно, по сравнению с Марсом ни Меркурий, ни Луна не имеют такой относительной частоты встречаемости кратеров, образованных столкновением с кратерообразующим телом под косым углом.

С этой точки зрения получает естественное объяснение факт концентрации наиболее долго сохранявшихся спутников на орбитах, близких к плоскости экватора планеты. «Забытые» же спутники могли иметь и другие ориентации орбит, могли также происходить и миграции полюсов планеты.

Правда, не исключено, что это вторичные кратеры от выбросов при столкновении Марса с крупными телами. Однако появление таких кратеров при столкновении с телами, двигающимися по гелиоцентрическим орбитам с малыми наклонениями, маловероятно вследствие принятых критериев отбора и статистической группировки.

В заключение отметим, что исследования Фобоса и Деймоса открыли новую страницу в изучении Солнечной системы. Еще совсем недавно эти два крошечных спутника представлялись нам материальными точками. Теперь же мы знаем их размеры, массы, средние плотности, структуру поверхности. Мы знаем, что они, видимо, принадлежат к С-астероидам – очень важному и интересному типу первичных объектов в Солнечной системе. Но все же остаются нерешенными фундаментальные вопросы, касающиеся происхождения этих двух спутников, их возраста, состава и структуры.

Значение выяснения этих вопросов для общего понимания происхождения и эволюции Солнечной системы очень велико. Поэтому не исключено, что уже в этом столетии исследование Фобоса и Деймоса будет продолжено при помощи КА с посадкой на их поверхность. До этого, видимо, марсианские спутники будут детально обследованы при близких пролетах космических аппаратов, выводимых на орбиты вокруг Марса.

Посадка КА на поверхность спутника позволит значительно расширить методы исследований. Здесь возможны и непосредственный анализ структуры и состава грунта, и осуществление бурения в комплексе с широким спектром геофизических методов, что даст возможность построить модели их внутреннего строения. Для этой цели очень перспективным станет и проведение на спутниках сейсмических экспериментов. Наконец, важную информацию можно получить при прямых измерениях теплового потока из спутниковых недр.

Близкие пролеты космических аппаратов тоже благоприятствуют значительному расширению исследований Фобоса и Деймоса. Создание фотографических атласов спутников Марса, картографирование их поверхностей, стереообзор всей поверхности спутников, более детальное изучение структур полнее представят нам их облик. Оснащение космических аппаратов высокочувствительными градиентометрами позволит не только получить точные оценки масс спутников, но и определить структуры их гравитационных полей. В этом случае весьма перспективным станет и дистанционное зондирование Фобоса и Деймоса с помощью соответствующей аппаратуры.

Скорее всего, одновременно будут осуществлены аналогичные исследования астероидов с помощью космических аппаратов. Естественно, что сравнение результатов прямых исследований астероидов, с одной стороны, и Фобоса и Деймоса, с другой, позволит ответить на многие вопросы, которые, как отмечалось в брошюре, стоят сейчас перед исследователями.

comments powered by HyperComments