Главная > Астрономия > Планеты и их наблюдение
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

§ 18. СПУТНИКИ ПЛАНЕТ И АСТЕРОИДЫ

Спутников планет известно в настоящее время 34, но число их то и дело увеличивается в результате новых открытий. Еще быстрее растет число открытых астероидов, уже превзошедшее 2000. Одновременно обогащаются наши знания о природе этих тел. Оба спутника Марса — Фобос и Деймос, спутник Юпитера Ганимед сфотографированы с космических аппаратов. Недалеко то время, когда в руках исследователей окажутся снимки ряда спутников Юпитера и Сатурна, полученные с близкого расстояния.

По размерам спутники планет и астероиды можно разбить на три группы. К первой группе следует отнести четыре галилеевых спутника Юпитера (По, Европу, Ганимед, Каллисто), спутник Сатурна Титан, спутник Нептуна Тритон, а также нашу Луну.

Эти тела имеют в диаметре 3—5 тыс. км и по своим физическим свойствам вплотную примыкают к планетам земной группы, особенно таким, как Меркурий, Марс и Плутон. Три наибольших спутника превосходят по диаметру планету Меркурий (и, тем более, Плутон). Данные о них сведены в табл. 6.

Таблица 6

Ко второй группе можно отнести остальные спутники Сатурна и Нептуна, спутники Урана и Плутона (всего 16), а также несколько крупнейших астероидов.

Таблица 7

Вопреки распространенному мнению, не четыре, а 26 астероидов имеют диаметр 200 км и более. Сведения о 15 спутниках второй группы и о 15 крупнейших астероидах приведены в табл. 7.

Рис. 36. Сравнительные размеры спутников планет и некоторых астероидов.

Наконец, к третьей группе относятся маленькие спутники Марса и Юпитера и все остальные астероиды, т. е. тела диаметром меньше 200 км (рис. 36).

Наибольший интерес представляют, конечно, большие спутники. Лучше всех среди, них изучена наша Луна, но мы не останавливаемся здесь подробно на описании ее природы, поскольку Луне будет посвящена другая книга этой серии.

По своей природе, внутреннему строению и структуре поверхности Луна очень похожа на Меркурий, однако средняя плотность Луны составляет 3,33 г/см3 против 5,45 г/см3 у Меркурия. Как мы уже говорили в $ 13, - это связано с обогащением вещества Меркурия железом и железистыми соединениями.

В «морях» Луны преобладают тяжелые изверженные породы — базальты (средняя плотность 3,3 г/см3), в материках — более легкие анортозиты (плотность 2,8 г/см.

У четырех галилеевых спутников Юпитера мы наблюдаем переход от «луноподобных» (Ио, Европа) к «льдоподобным» (Ганимед, Каллисто). Низкие средние плотности двух последних спутников, несмотря на их сравнительно большие размеры и массы, ясно указывают на то, что они в большей своей части состоят из льдов.

Американский ученый-теоретик Дж. Льюис построил в 1971 г. модели этих спутников и пришел к выводу, что они должны иметь плотное твердое ядро, обширную почти изотермическую мантию из водяного раствора аммония и тонкую ледяную кору. Такая модель с жидкой мантией может вызвать удивление читателей, но она основана на допущении, что «вода (самое распространенное в природе соединение водорода) составляет около 55% по массе «льдоподобных» спутников, аммиак и метан — около 15% остальные 30% (приходятся на долю минералов. Снаружи на поверхности спутников должен быть лед (их температуры заключены в пределах от 120 до l60° K), но по мере перехода ко все более глубоким слоям температура будет повышаться и лед растает, превратится в жидкую воду, обогащенную аммонием и другими примесями. Так построены «льдоподобные» Ганимед, Каллисто и Титан. Наоборот, Ио, Европа и, по-видимому, Тритон во многом напоминают Луну.

Однако нужно оговориться, что размеры Тритона определены очень неточна, поэтому нет уверенности и в значениях его плотности и альбедо. Тритон — единственный из крупных спутников планет в Солнечной системе, имеющий обратное движение.

Кроме того, его орбита наклонена к плоскости экватора Нептуна на 20°, тогда как орбиты других больших спутников лежат практически в плоскости экватора своей планеты (так обстоит дело в системах Юпитера, Сатурна и Урана). Эти особенности орбиты Тритона, а также малые размеры и характер орбиты Плутона заставили Р. Литтльтона еще в 1936 г. выдвинуть гипотезу, что Плутон — бывший спутник Нептуна, испытавший тесное сближение с другим массивным спутником — Тритоном, в результате чего Плутон был выброшен из системы Нептуна и стал самостоятельной планетой, а Тритон перешел на обратную орбиту с большим наклонением. Эта гипотеза продолжает обсуждаться и теперь.

В 1976 г. две группы американских астрономов, возглавляемые У. Финком и Д. Моррисоном, независимо провели исследования инфракрасного спектра и отражательной способности четырех «средних» спутников Сатурна: Реи, Япета, Тефии и Дионы. Результаты указывали на то, что их поверхности, по крайней мере частично, покрыты обычным водяным льдом. Это объясняет высокие значения альбедо этих спутников.

С другой стороны, Титан — самый темный из всех крупных спутников, исключая Луну. Низкое альбедо Титана тем более непонятно, что еще в 1944 г. Дж. Кой-пер открыл у него атмосферу, содержащую метан, и это открытие было затем неоднократно подтверждено. По оценке американского астронома-спектроскописта Л. Трэфтона полное количество газа в вертикальном столбе атмосферы Титана 1,6 км-атм, т. е. в 25 раз больше, чем в атмосфере Марса. Давление атмосферы у поверхности Титана оценивается в 0,1 атм. По-видимому, метан — основной газ атмосферы Титана, хотя предполагается и наличие чистого водорода.

По некоторым деталям спектра Титана в «окне» близ длины волны 4,9 микрона Т. Оуэн и его сотрудники сделали вывод, что поверхность Титана тоже покрыта льдом. С другой стороны, изучение полос поглощения метана показывает, что атмосфера спутника не может быть чисто газовой: в ней должны быть облака, притом очень темные облака, поглощающие падающий солнечный свет иначе трудно будет объяснить низкое альбедо Титана.

Из какого вещества они могут состоять, пока неясно.

У Титана предполагается наличие ионосферы, содержащей не менее Рассчитано, что Титан должен перехватывать ионы, - вылетающие из ионосферы Сатурна. Более того, Титан способен перехватывать и нейтральные атомы и тем восполнять потери своей атмосферы.

Титан, как и ряд других спутников Сатурна, обращен к своей планете одной и той же стороной, как Луна к Земле. Этому не приходится удивляться: масса Сатурна в 95 раз превышает земную, и хотя Титан в три с лишним раза дальше от Сатурна, чем Луна от Земли, приливное ускорение на поверхности Титана в пять раз сильнее, чем на поверхности Луны. Еще сильнее оно у более близких к Сатурну спутников Реи, Дионы, Тефии и Энцелада (в 18, 35, 66 и 90 раз больше по сравнению с Луной). Фотометрические наблюдения подтвердили, что все эти спутники тоже обращены к Сатурну одной стороной. Несомненно, что и более близкие Мимас и Янус ориентированы так же (для них пока нет наблюдательных данных). Повернут одной стороной к Сатурну и более далекий Япет. Уже давно было замечено, что его передняя (по направлению движения) полусфера в пять раз темнее, чем задняя (их альбедо 0,07 и 0,35 соответственно). Поэтому в западных элонгациях Япет на две звездные величины ярче, чем в восточных (см. § 7). А ведь приливное ускорение, создаваемое Сатурном на Япете, в 18 раз слабее, чем создаваемое Землей на Луне. Но за 4,5 млрд. лет существования Солнечной системы оно заторомозило вращение Япета и заставило его повернуться к Сатурну одной стороной.

Обратимся теперь к галилеевым спутникам Юпитера. Обработка 20-летних наблюдений их поверхностей на обсерватории Пик-дю-Миди позволила французскому астроному О. Дольфюсу и американскому астроному Б. Мюррею сделать окончательный вывод о том, что их вращение синхронно, как и у спутников Сатурна: периоды их вращения равны периодам обращения вокруг Юпитера, и все они обращены к планете одной стороной.

Если подсчитать для них приливные ускорения, то окажется, что у Ио оно в 250 раз больше, чем у Луны, у Европы — в 53 раза, у Ганимеда — в 22 раза, у Каллисто — в четыре раза. Очевидно, что и ближайший к Юпитеру спутник Амальтея тоже обращен к нему одной стороной: у него, несмотря на малые размеры (он в 20 раз меньше Ио), приливное ускорение от Юпитера в 150 раз больше испытываемого Луной.

Рис. 37. Фотография Ганимеда, полученная «Пионером-11» в конце 1974 г. Заметно яркое пятно.

Спектральные наблюдения Европы и Ганимеда показали, что на их поверхностях имеется лед.

Ход альбедо обоих спутников по спектру также согласуется с этим выводом. У Европы обнаружены белые пятна у полюсов, похожие на полярные шапки. У Ганимеда белые пятна расположены более хаотично (рис. 37). Есть предположения, что на Ганимеде может быть и аммиачный иней. Остальная часть поверхности Ганимеда, как показывают прямые снимки «Пионера-11» и радиолокация, весьма шероховата, сильнее, чем у Меркурия. Скорее всего, наружный слой поверхности Ганимеда — это ледяная матрица с вкраплениями камня и железа. Плотность поверхностного слоя, по Д. Моррисону и Д. Крукшенку, 0,15 г/см. Такова же плотность наружных слоев Ио и Каллисто. На поверхности Каллисто возможны отложения хлористого аммония.

У всех четырех галилеевых спутников Юпитера следов атмосферы из метана и аммиака не обнаружено: по данным группы У. Финка количество обоих газов ни в одном случае не превышает 0,5 см-атм.

Самый интересный спутник Юпитера — это, несомненно, Ио. Мы уже рассказывали в § 16 о влиянии Ио на магнитцое поле Юпитера и излучение им декаметровых радиоволн. Но Но преподнесла ученым еще несколько сюрпризов.

В начале 1974 г. американский астроном Р. Браун с помощью ешектрографа, установленного на 1,5-метровом рефлекторе обсерватории Маунт Хопкинс, получил серию спектрограмм Ио, на которых четко выявились эмиссионные линии желтого дублета натрия. Их интенсивность показывала, что оптическая толща слоя натрия превышает единицу. Ни у одной из атмосфер планет Солнечной системы свечение натрия не наблюдалось. Не было оно обнаружено и у соседей Ио: Европы, Гадамеда и Каллисто.

Свечение натрия в атмосфере Ио привлекло внимание теоретиков. Американские ученые М. Мак Элрой, Л. Трэфтон я другие предложили следующее объяснение. Атомы натрия «выбиваются» с поверхности спутника ударами высокоэнергичных частиц из радиационных поясов Юпитера. Другие спутники находятся дальше от планеты и их эти частицы не достигают.

Вскоре выяснилось, что свечение натрия сосредоточено не только в непосредственной близости от Ио, а растянуто вдоль орбиты спутника и имеет форму тора.

Кроме того, у Ио была обнаружена ионосфера с максимальной концентрацией электронов наибольшей их концентрации в ионосфере Земли), Значит, атомы натрия ионизуются. Основным механизмом ионизации являются удары электронов из радиационных поясов Юпитера. Ионы натрия переносятся на большие расстояния (в основном вперед по орбите Ио), там превращаются в нейтральные атомы, которые и создают свечение.

Откуда же берутся атомы натрия на поверхности Ио? Из чего она состоит? Ф. Фанейл, Д. Матсон и Т. Джонсон из Лаборатории реактивного движения (США) провели серию экспериментов по бомбардировке образцов горных пород протонами. Для поваренной соли (NaCl) получилась интенсивность эмисии, сравнимая по величине с наблюдаемой у Ио. Альбедо спутника, по данным французского астронома О. Дольфюса, весьма высокое: 0,83 в экваториальной зоне (как у снегового покрова) и 0,46 в полярных областях. На этом основании группа Фанейла высказала гипотезу о том, что поверхность Ио покрыта отложениями продуктов выпаривания насыщенных солями водных растворов, поступающих из теплых или горячих недр спутника.

По теории Ф. Фанейла и его сотрудников отложения солей должны быть богаты не только натрием, но и серой. Однако присутствие на поверхности Ио серы непосредственно не подтверждено.

Начались поиски других эмиссионных линий в спектре Ио. В 1975 г. Л. Трэфтону удалось с помощью 2,7-метрового телескопа обсерватории Мак-Дональда (США) обнаружить в 20 000 км от спутника свечение резонансных линий калия на длинах волн 7665 и 7699 А. Интенсивность этих линий слабеет по мере удаления от Ио.

Наблюдения эмиссионных линий в спектре Ио были проведены также Н. Б. Ибрагимовым и А. А. Атаи с помощью 2-метрового рефлектора Шемахинской астрофизической обсерватории АН Азербайджанской ССР. Помимо уже известного дублета натрия 5890—5896 А они обнаружили на спектрограммах с большой дисперсией много слабых полос железа, магния и кальция в спектральном интервале 5900—5170 А.

В марте 1979 г. американский космический аппарат «Вояджер-1» прошел вблизи Юпитера и Ио. Анализ снимков Ио, полученных со сравнительно близкого расстояния, показал, что на этом спутнике имеется по крайней мере шесть действующих вулканов, извергающих газы и пыль на высоту около 500 км. Таким образом, облако паров металлов вокруг Ио, возможно, связано не с высеканием частиц металлов с поверхности Ио ударами элементарных частиц, а с мощными вулканическими извержениями с поверхности спутника. В чем причина различий в строении поверхностей этих четырех спутников Юпитера, покажут будущие исследования.

У Юпитера имеются еще две группы «нерегулярных», или аномальных спутников. Одна из них, куда входят VI Гималия, VII Элара, X Лиситея и недавно открытый XIII Леда, располагается на расстояниях 11—12 млн. км от Юпитера. Эти спутники имеют прямое движение, но их орбиты имеют значительные эксцентриситеты (0,15-0,21) и наклоны к плоскости экватора планеты (25—29°). В другую группу входят VIII Пасифе, IX Синопе, XI Карме и XII Ананке, которые находятся на расстояниях 21—24 млн. км от Юпитера и имеют обратное движение. Эксцентриситеты у этих спутников еще больше (0,17-0,38), наклоны от 147 до 163°. Скорее всего, эти спутники, радиусы которых заключены в пределах от 85 км (Гималия) до 5—8 км (Леда), представляют собой астероиды, захваченные Юпитером.

Некоторое представление о внешнем облике этих спутников могут дать фотографии спутников Марса Фобоса и Деймоса (рис. 38), полученные с американских космических аппаратов. Эти спутники представляют собой неправильной формы каменные глыбы, размерами 27x21x15 км (Фобос) и 15x12x8 км (Деймос), испещренные метеоритными кратерами различных размеров от 10 км до очень мелких. Лишенные атмосфер, эти спутники сохранили для нас историю космической бомбардировки не только их самих но и своей планеты.

(см. скан)

Рис. 38. Фотография Фобоса (вверху) и Деймоса, полученные «Маринером-9».

Плотность кратеров на единицу поверхности заставляет считать Фобос и Деймос почти ровесниками Марса. Оба спутника тоже обращены в Марсу одной стороной. Расчеты показали, что для установления такого вращения потребовались десятки миллионов лет для Деймоса и лишь сотни тысяч лет для Фобоса — ничтожные сроки по космогоническим масштабам.

Рис. 39. Борозды на поверхности Фобоса по фотографии «Викинг-Орбитер-1» 27 мая 1977 г.

На снимках Фобоса, полученных в 1976—1977 гг. с космических аппаратов «Викинт-Орбитер», ясно видны длинные параллельные борозды шириной около 500 м (рис. 39). Они пересекают наиболее древние кратеры, но зато молодые кратеры в свою очередь накладываются на борозды.

Расположение борозд оказалось симметричным относительно 10-километрового кратера Стикни. Это дало основание американским астрономам Дж. Веверке, Т. Даксбери и П. Томасу выдвинуть гипотезу, что борозды связаны с глубинными разломами, образовавшимися при ударе гигантского метеорита породившего кратер Стикни.

Еще в 1945 г. американский астроном Б. Шарплесс обнаружил вековое ускорение в движении Фобоса. В течение 30 лет по этому вопросу шла большая дискуссия как о реальности самого ускорения, так и о его возможных объяснениях. Наиболее полная обработка всех наблюдений Фобоса за 100 лет привела ленинградского астронома В. А. Шора и его сотрудников к заключению, что эффект реален. Фобос постепенно приближается к Марсу и примерно через 20-25 млн. лет упадет на его поверхность. Таким образом, объяснение происхождения борозд по Сотеру и Гаррису имеет некоторые основания. Что касается самого векового ускорения Фобоса, то еще в 1959 г. чл.-корр. АН СССР Н. Н. Парийский показал, что причиной его является приливное торможение спутника: приливные горбы, создаваемые им в коре Марса, тормозят движение спутника, он переходит на более низкую орбиту и поэтому его движение ускоряется.

Более далекий Деймос не испытывает столь сильного приливного торможения, его орбита более или менее стабильна и на его поверхности борозды не обнаружены.

Поверхность спутников Марса очень темная, их альбедо равно 0,05, как у лунных морей. Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и поляриметрические наблюдения указывают на то, что наружный слой поверхности обоих спутников — мелко раздробленная пыль, слой которой имеет толщину около 1 мм. Ее состав по-видимому, базальтовый со значительной примесью карбонатов.

Инфракрасные наблюдения свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности наружного покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом слое.

Обратимся теперь к природе астероидов. Мы не будем здесь рассматривать структуру кольца астероидов, отсылая читателей к брошюре А. Н. Симоненко «Пояс астероидов» (М.: Знание, 1977) и к статьям, указанным в списке литературы в конце книги. Рассмотрим физические характеристики этих тел.

Рис. 40. Отражательная способность астероидов в функции длины волны (по К. Чепмену и Т. Мак-Корду).

Об отражательной способности (альбедо) и цвете ряда крупных астероидов красноречиво говорят графики, построенные К. Чепменом и Т. Мак-Кордом (рис. 40). Из них следует ряд интересных выводов. Так, астероид Веста отражает света почти в 10 раз больше, чем Бамберга; Церера и Паллада практически серые (их отражательная способность не меняется с длиной волны), а Юнона заметно красноватая (альбедо в красных лучах растет). У Весты в области 0,9 мкм наблюдается глубокая полоса поглощения, которая была ранее обнаружена в спектре Марса Т. Мак-Кордом и Дж. Адамсом. Она характерна для группы ферросиликатов (например, для оливинов) и для некоторых окислов железа.

Низкое альбедо Цереры сравнимо с альбедо Луны и Меркурия. Но Немауза и особенно Бамберга имеют практически черную поверхность, приближаясь по этому признаку к самым темным метеоритам — углистым хондритам.

Систематические измерения альбедо и размеров 187 астероидов были проведены за последние годы двумя группами американских астрономов под руководством Д. Моррисона и О. Хансена.

При этом они использовали два новых метода: поляризационный, предложенный в 4970 г. Дж. Веверкой из Корнельского университета и основанный на известной зависимости характера изменения поляризации с фазой от величины альбедо, и радиометрический, разработанный Д. Алленом (университет штата Миннесота) и основанный на сравнении потоков излучения на длинах волн 10 и 20 мкм. Оба метода дали хорошее согласие друг с другом.

Оказалось, что все изученные астероиды можно разделить по их отражательной способности на три группы: темные (класс С), сходные в этом отношении с углистыми хондритами, светлые (класс S), напоминающие обычные силикаты, и очень светлые (класс U) с неясным минералогическим составом. Распределение их по альбедо четко выявляет две основные группы: С и S (рис. 41). К классу U принадлежат немногие астероиды, у которых альбедо превышает 0,2; на рис. 41 они образуют правое «крыло» группы астероидов класса S. В их числе (4) Веста, (44) Низа, (64) Ангелина, (113) Амальтея (не путать с ближайшим спутником Юпитера — в Солнечной системе тоже есть тезки), (182) Эльза, (349) Дембовска и (434) Венгрия.

Рис. 41. Распределение астероидов по их альбедо (по Д. Моррисону).

Среди самых темных — (313) Халдея (альбедо 0,014), (95) Аретуза (альбедо 0,019), (537) Паули (альбедо 0,021), (65) Кибела (альбедо 0,022) и ряд других. 26 астероидов из 187 (14%) имеют альбедо меньше 0,03, т. е. меньше, чем у Бамберги. Кстати, аномальные шутники Юпитера Гималия и Элара тоже имеют альбедо 0,03, что подтверждает предположение об их астероидальной природе и последующем захвате Юпитером.

Любопытно, что астероиды класса С имеют орбиты, расположенные дальше от Солнца, чем у класса S, и среди малых планет с болышими полуосями орбит 3 а. е. и более они составляют 95% всех астероидов. Во внутренней части кольца астероидов доли классов С и S примерно равны.

Астероиды класса G — почти серые, класса S — красноватые.

Некоторые астероиды по своим отражательным и поляризационным свойствам близки к железо-никелевым метеоритам. Сюда относятся (16) Психея, (21) Лютеция и (89) Юлия. Их альбедо близко к 0,09.

Сравнение орбит астероидов и метеоритов показывает, что это тела, имеющие общее происхождение. Как правило, орбиты метеоритов имеют афелий в районе пояса астероидов. Если сюда добавить отмеченное выше сходство их оптических характеристик, то станет ясно, что природа этих двух групп тел общая. Как известно, вблизи Земли проходили некоторые астероиды группы Аполлона, в частности, Гермес в 1937 г. прошел всего лишь в 580 тыс. км от Земли. В принципе падение таких тел на Землю не только возможно, но и не раз имело место в прошлом, о чем свидетельствуют многочисленные метеоритные кратеры на Земле до 100 км и более поперечником,

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление