1 год назад
Нету коментариев

Вокруг Солнца обращаются 9 больших планет. В порядке их удаления от Солнца это Меркурий (0,39 а. е.), Венера (0,72), Земля (1,00), Марс (1,52), Юпитер (5,20), Сатурн (9,54), Уран (19,19), Нептун (30,07) и Плутон (39,52). В скобках здесь даны расстояния планет от Солнца в астрономических единицах (1 а. е. = 149,6 млн. км).

По своим физическим свойствам планеты делятся на две группы (в скобках приводятся массы и средние плотности планет): а) планеты земной группы – Меркурий (0,3302 1027 г; 5,44 г/см3), Венера (4,869 1027; 5,25), Земля (5,974 1027; 5,514), Марс (0,6422 1027; 3,94) и б) планеты-гиганты – Юпитер (1,902 1030; 1,334), Сатурн (0,569 1030; 0,69), Уран (0,0872 1030; 1,26), Нептун (0,103 1030; 1,67).

Наименее изученная и наиболее удаленная планета Плутон вместе со своим спутником имеет массу, в 390 раз меньшую массы Земли, и по своим свойствам скорее напоминает спутники Юпитера Ганимед и Каллисто, чем какую-либо из планет.

Обе группы планет разделены поясом астероидов – многими тысячами малых планет поперечником от около 1 до 1000 км, обращающихся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Этот пояс астероидов (а, вернее, кольцо астероидов) расположен в интервале расстояний от Солнца 2 – 4 а. е. Суммарная масса всех астероидов удивительно мала и составляет всего 1/20 массы Луны. Это свидетельствует о том, что астероиды отнюдь не являются результатом катастрофического распада большой планеты (уж очень мала эта суммарная масса). Сейчас представляется несомненным, что в зоне астероидов не произошло образование последней планеты земной группы из-за возмущающего действия гравитационного поля Юпитера. Малость Марса, видимо, обусловлена тем же эффектом.

Вообще говоря, можно условно выделить три пары объектов, связанных с планетами земной группы. Первую пару составляют Меркурий и Луна, поверхность которых в сильной степени покрыта кратерами – следами эпохи формирования планет. Вторая пара – это Венера и Земля, которые являются планетами-«близнецами». Наконец, третью пару составляют Марс и пояс астероидов, наиболее пострадавшие от своего соседа Юпитера в эпоху формирования.

В последнее время в изучении астероидов произошли крупные сдвиги. Получены свидетельства, что пояс астероидов дифференцирован по своему составу. В его внутренней, т. е. ближней к нам, зоне преобладают астероиды, состоящие из вещества, напоминающего вещество обыкновенных хондритов – наиболее распространенного типа силикатных метеоритов (из подобного же рода вещества сложены Земля и Луна). Это сравнительно светлые каменные объекты, получившие название S-астероидов. К внешнему же краю кольца астероидов растет концентрация темных объектов, получивших название С-астероидов. Их вещество напоминает вещество углистых хондритов типа 1 и 2 (или, как говорят, хондритов типа С1 и С2) – наиболее простых метеоритов, сложенных из силикатов и летучих соединений.

Таким образом, дифференциация пояса астероидов по своему составу подтверждает идею о конденсации высокотемпературных соединений на более близких расстояниях к Солнцу в первичном газопылевом облаке и конденсации низкотемпературных соединений в более удаленных районах.

Но перейдем теперь к основной теме нашей брошюры – спутникам Марса. Основные физические характеристики этих объектов приводятся в табл. 1, из которой можно заметить удивительное сходство Фобоса и Деймоса по своим размерам, массе и плотности с астероидами, вернее, с С-астероидами, поскольку по своей плотности спутники Марса (особенно Фобос) наиболее близки к метеоритам типа С1 и С2. И, по всей видимости, Фобос и Деймос действительно представляют собой два маленьких С-астероида, каким-то неизвестным пока путем попавших на орбиты вокруг Марса.

T_001

Фобос и Деймос обладают синхронным вращением с планетой, т. е., обращаясь около нее по орбите, повернуты к Марсу одной и той же стороной. Орбиты марсианских спутников почти круговые, их эксцентриситеты соответственно равны 0,015 ± 0,001 для Фобоса и 0,0005 ± 0,0003 для Деймоса. Они лежат практически в плоскости экватора Марса: наклонение орбиты Фобоса 1,02°, наклонение орбиты Деймоса 1,82°. Большие полуоси орбит Фобоса и Деймоса соответственно равны 9378,5 и 23 459 км, периоды обращения – 7 ч 39 мин и 30 ч 21 мин. Таким образом, Фобос при своем обращении обгоняет суточное вращение планеты и для наблюдателя на Марсе восходит на западе, а заходит на востоке.

Интересно отметить, что Фобос и Деймос находятся соответственно ниже и выше стационарной, или синхронной, орбиты, на которой угловая скорость обращения спутника совпадает с угловой скоростью вращения планеты вокруг собственной оси. Причем из-за приливного трения Фобос постепенно приближается к планете, а Деймос очень медленно от нее удаляется. По оценкам некоторых специалистов, Фобос через 30 – 70 млн. лет должен упасть на Марс. Поскольку же возраст тел Солнечной системы очень велик – около 4,6 млрд. лет, то возможность наблюдения сейчас Фобоса можно считать вообще чистой случайностью.

Отсюда возникает вопрос, а не существовали ли у Марса раньше другие спутники?

Эту интересную проблему мы обсудим в конце брошюры, но ранее рассмотрим вопрос об эволюции орбит Фобоса и Деймоса, представляющий собой исключительно сложную проблему и весьма важную с точки зрения происхождения марсианских спутников. Как мы знаем, они, очень возможно, являются С-астероидами, захваченными Марсом. Таким образом, подробное изучение Фобоса и Деймоса с помощью космических аппаратов в окрестности Марса можно рассматривать как первые наблюдения обширного класса космических объектов, широко представленных в поясе астероидов (а также и среди малых спутников планет-гигантов).

На примере Фобоса и Деймоса в брошюре будет рассмотрено вероятное внутреннее строение объектов этого типа, а также структурные образования на их поверхностях. Все это дает в руки ученых богатую и уникальную информацию не только о происхождении подобных тел, но и об образовании всей Солнечной системы. Вот вкратце тот круг вопросов, с которым мы хотим ознакомить читателя.

comments powered by HyperComments