Реферат: Спутники планет. Реферат спутники планет

Реферат - Спутники планет - Астрономия

Реферат по астрономии

Тема

«Спутники планет»

Содержание:

1. Спутники планет.

2. Происхождение естественных спутников планет.

Спутники планет.

Спутники планет – это небольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием их притяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутник имеет собственные названия, а остальные — временные обозначения. Ближайшие к Солнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеет единственный естественный спутник – Луну.

Марс имеет два спутника — Фобос и Деймос, открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своей близостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских суток Фобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводу медленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух с половиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темных минералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них — на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколько кратеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (по гравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата «Викинг») составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитального движения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно, Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а не лунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная, как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутника выглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались на ранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чем большие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть две причины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиеся при столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольших размеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать их до более круглой формы.

Таблица параметров лун Марса.

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит 53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временными обозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001 г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.)

До 1999 года были известны 16 спутников Юпитера, которые подразделяются на 4 группы. Это галилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецким астрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно с Галилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размер Луны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед — крупнейший спутник солнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутниками галилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условиях можно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали на поверхности.

На основании результатов тщательных наблюдений за изменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у них осевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеру одной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американских космических аппаратов «Вояджер», хорошо видны действующие вулканы. Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высоту многих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают, что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутника является окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата «Пионер-10» были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этого спутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру (свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планет Солнечной системы. С космического корабля «Пионер-10» было получено изображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярная шапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюдений считают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника – Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следы атмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее.

Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается в наибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесь черного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, что из недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера» показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на 200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 м в секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготения Ио и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можем судить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Ио проходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергается возмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередование растягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннее трение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными, несмотря на огромное удаление Ио от Солнца.

У Европы самая светлая поверхность. На одну пятую Европа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100 км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры.

Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262 км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеются многочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельства столкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад.

Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и вся ее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всех спутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группы малых спутников — 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чем Ио, 4 внешних спутника — на похожих орбитах с прямым движением на расстоянии около 11 млн км, и 4 обратных спутника — на расстояниях около 22 млн км.

Четыре малых внутренних спутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца, образующие кольцевую систему Юпитера. Это — Метида, Адрастея и Теба, открытые Вояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней на расстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году.

Орбиты указанной группы из восьми спутников являются регулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почти круговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками, движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, в которую входят еще Лиситея, Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионов километров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Вторая группа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себя четыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млн км. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре.

В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1, который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движению Юпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленный со спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получивших обозначения S/2000 J2 — J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн. км, а остальные попадают во вторую группу внешних спутников с обратным движением и большой полуосью 20 — 23 млн.км.

В середине декабря 2001 г. группа астрономов, возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также Клейна (Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открыт спутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40, т.е. система спутников Юпитера является самой большой.

Все нерегулярные спутники можно разделить на определенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5 внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000 J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45 градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22 млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник не входит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии 7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов.

Система Сатурна содержит 31 спутник (18 спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году).

Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году. Это самый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открыты Гершелем, четыре спутника — Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981 г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна — это Атлас, Прометей, Пандора, Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще два малых спутника — Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990 году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете, что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна – Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и по массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величине превосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равных количеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тот факт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом из азота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природного газа. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы. Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, зато температура — всего -180°С. При такой температуре метан существует как в виде газа, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество — в зависимости от конкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю: там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все это состоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.

В 2000 году были найдены 12 спутников, получивших временные обозначения S/2000 S1 — S12. Точные орбиты для них еще определяются.

Система спутников Урана включает 27 спутников (20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 году по снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001 г.).

Система спутников Урана состоит из 15 регулярных спутников, движущихся в плоскости экватора Урана на почти круговых орбитах и 5 далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся на орбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутников Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон и Миранда были открыты при наземных наблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскости которых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них — Миранда, около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин, ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырех огромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежней луны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собрать воедино свои обломки.

Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986 году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира — Корделия, Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда. Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году были открыты два далеких нерегулярных спутника Урана — Калибан и Сикоракса. В 1999 г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующих лиц пьесы Шекспира «Буря» — Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 году на снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник на орбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г. открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1.

Вся система в целом отличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна средней плоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движется множество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, не похожие на знаменитые кольца Сатурна.

Система спутников Нептуна содержит 13 спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями — Тритон и Нереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера — Наяда, Таласса, Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотную атмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых из воды. Вблизи южного полюса Тритона «Вояджер-2» сделал снимки красного льда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. На Тритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленное количество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих в Солнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, и в результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темные полосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий из замерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы.

Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5 до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г. открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1- N4 и S/2003 N1.

У планеты Плутон также удалось обнаружить в 1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение, во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты по данным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон «потерявшимся» спутником Нептуна.

Вопрос о происхождении наблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросов современной космогонии.

Происхождение естественных спутников планет

В настоящее время открыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три раза меньше. В 3-м издании его «Четырех лекций о теории происхождения Земли» (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников:

«При образовании планет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые из частиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя и начинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародыша образуется сгущение — рой частиц, обращающихся около него по эллиптическим орбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенном масштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образовании планет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же их будет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши — будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник, последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую в плоскости экватора планеты».

Модель образования Луны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть моделью коаккреции (на Западе «accretion» обозначает и «аккумуляция» и «аккреция», тогда как в русскоязычных работах «аккреция» обычно обозначает присоединение газовой среды, а «аккумуляция» — объединение твердых тел). Эта модель может быть применима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностей образования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должны образовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясе астероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительными столкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации более крупных родительских тел. Наконец, для системы Земля — Луна в последние два десятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернатива коаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны, галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида — Дактил.

Освоение Луны во второй половине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многих участков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. К сожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Была отвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпала гипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Луна образовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуют две крайние версии.

В одной из них, согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя) допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модель разработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонского университета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что в околоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны, если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости в несколько раз превышала плотность «фона» допланетных частиц. Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоваться на расстоянии в 3 — 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, что вполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличие химического состава Луны от Земли — низкое содержание железа в Луне (6-10% по сравнению с 35% в Земле) — объясняется преимущественным захватом в околоземный рой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются друг с другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыль обогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счет испарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Луна обеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как «композиционный фильтр», и таким образом решается проблема различий химического состава Луны и Земли.

Сторонники катастрофического происхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался при столкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 — 2 раза более массивным, чем Марс, — мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударении выброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом для формирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторы гипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успели расслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затем объединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимо сказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создает проблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью 14 — 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавить большую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячая силикатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 — 100 лет светит как коричневый карлик — звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходим критический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотеза мегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ее эксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием в аккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской. Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпакте эксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 — 10 раз больше. Наконец, гипотеза мегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона, наилучшим «кандидатом» на такое происхождение служит система Урана с его спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптики вызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такого удара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана. Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы стать подтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет.

Гипотеза коаккреции носит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всех четырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурия объясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечными приливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должны были приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, которое занимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, — также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько раз ближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношение моментов в системе Земля — Луна было иным. Луна на много порядков массивнее, чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции как раз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массы планеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущих планет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двух компонентов.

Систему спутников Юпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характер орбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизи Юпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники не содержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малых спутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и к смешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда и силикатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убывание плотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось как результат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялся маленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, дав точные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании с моментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальные многослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообраз газопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основании данных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера, опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд и Солнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия; значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство. Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объем газа, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, поскольку радиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферы Юпитера. Вещество спутников — это последние порции вещества, захваченного в диск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была еще горячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическая диссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера. Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко за пределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. По предположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероиды или их фрагменты.

В главном поясе астероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя и разбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит: большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать, что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела при его столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидов обнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированной парой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил. Их снимки получены с помощью космического аппарата «Галилео» в 1993 г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56 км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, что говорит о большом возрасте. Диаметр спутника — около 1,5 км. Оба принадлежат семейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского тела оценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в свое время указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит со скоростью 0,5 — 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными и разлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали, что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара — это двойной фрагмент. Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала. Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c, а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так мала пространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, что долговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливное воздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливы чрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряется миллиардами лет.

www.ronl.ru

Реферат - Спутники планет - Астрономия

Реферат поастрономии

Тема

«Спутникипланет»

Содержание:

1.           Спутники планет.

2.           Происхождениеестественных спутников планет.

Спутникипланет.

Спутники планет – этонебольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием ихпритяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутникимеет собственные названия, а остальные — временные обозначения. Ближайшие кСолнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеетединственный естественный спутник – Луну.

Марс имеет два спутника — Фобос и Деймос,открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своейблизостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских сутокФобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводумедленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух споловиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости егоэкватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеютнеправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми кпланете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км,а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темныхминералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них —на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколькократеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождениесистемы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (погравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата«Викинг») составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитальногодвижения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты,восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно,Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а нелунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная,как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутникавыглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались наранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чембольшие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть двепричины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиесяпри столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольшихразмеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать ихдо более круглой формы.

Таблицапараметров лун Марса.

Плотность, г./см2

10

20

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временнымиобозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.)

До 1999 года былиизвестны 16 спутников Юпитера, которые подразделяются на 4 группы. Этогалилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецкимастрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно сГалилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размерЛуны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед — крупнейший спутниксолнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутникамигалилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условияхможно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали наповерхности.

На основании результатов тщательных наблюдений заизменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у нихосевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеруодной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американскихкосмических аппаратов «Вояджер», хорошо видны действующие вулканы.Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высотумногих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают,что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутникаявляется окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата«Пионер-10» были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этогоспутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру(свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планетСолнечной системы. С космического корабля «Пионер-10» было полученоизображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярнаяшапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюденийсчитают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника –Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следыатмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и ихможно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздослабее.

Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается внаибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесьчерного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, чтоиз недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера»показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 мв секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготенияИо и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можемсудить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Иопроходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергаетсявозмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередованиерастягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннеетрение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными,несмотря на огромное удаление Ио от Солнца.

У Европы самая светлая поверхность. На одну пятуюЕвропа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры.

Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеютсямногочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельствастолкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад.

Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и всяее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всехспутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группымалых спутников — 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чемИо, 4 внешних спутника — на похожих орбитах с прямым движением на расстоянииоколо 11 млн км, и 4 обратных спутника — на расстояниях около 22 млн км.

Четыре малых внутреннихспутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца,образующие кольцевую систему Юпитера. Это — Метида, Адрастея и Теба, открытыеВояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней нарасстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году.

Орбиты указанной группы из восьми спутников являютсярегулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почтикруговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками,движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, вкоторую входят еще Лиситея,  Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионовкилометров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Втораягруппа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себячетыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млнкм. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре.

В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1,который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движениюЮпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленныйсо спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получившихобозначения S/2000 J2 — J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн.км, а остальные  попадают во вторую группу внешних спутников с обратнымдвижением и большой полуосью 20 — 23 млн.км. 

В середине декабря 2001 г. группа астрономов,возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также  Клейна(Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открытспутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40,т.е. система спутников Юпитера является самой большой.

Все нерегулярные спутники можно разделить наопределенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник невходит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов.

Система Сатурна содержит 31 спутник (18спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году).

Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году.  Этосамый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открытыГершелем, четыре спутника — Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна — это Атлас, Прометей, Пандора,Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще двамалых спутника — Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете,что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместес планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна –Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и помассе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окруженатмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величинепревосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равныхколичеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тотфакт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом изазота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природногогаза. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы.Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, затотемпература — всего -180°С. При такой температуре метан существует как в видегаза, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество — в зависимости отконкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю:там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все этосостоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются впрямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетомв обратном направлении.

В 2000 году были найдены 12 спутников, получившихвременные обозначения S/2000 S1 — S12. Точные орбиты для них еще определяются.

Система спутников Урана включает 27 спутников(20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 годупо снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001г.).

Система спутников Урана состоит из 15 регулярныхспутников, движущихся в плоскости экватора  Урана на почти круговых орбитах и 5далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся наорбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутниковАриэль, Умбриэль, Титания, Оберон и  Миранда были открыты при наземныхнаблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскостикоторых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них — Миранда,около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин,ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырехогромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежнейлуны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собратьвоедино свои обломки.

Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира — Корделия,Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда.Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году былиоткрыты два далеких нерегулярных спутника Урана — Калибан и Сикоракса. В 1999г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующихлиц пьесы Шекспира «Буря» — Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 годуна снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник наорбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г.открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1.

Вся система в целомотличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна среднейплоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движетсямножество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, непохожие на знаменитые кольца Сатурна.

Система спутников Нептуна содержит 13спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями — Тритон иНереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера — Наяда, Таласса,Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через двенедели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеетобратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотнуюатмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых изводы. Вблизи южного полюса Тритона «Вояджер-2» сделал снимки красногольда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. НаТритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленноеколичество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих вСолнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, ив результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темныеполосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий иззамерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы.

Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильновытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г.открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1-N4 и S/2003 N1.

У планеты Плутон также удалось обнаружить в1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение,во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты поданным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том,не является ли сам Плутон «потерявшимся» спутником Нептуна.

Вопрос о происхождениинаблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросовсовременной космогонии.

Происхождениеестественных спутников планет

В настоящее времяоткрыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три разаменьше. В 3-м издании его «Четырех лекций о теории происхожденияЗемли» (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников:

«При образованиипланет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые изчастиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя иначинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародышаобразуется сгущение — рой частиц, обращающихся около него по эллиптическиморбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенноммасштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образованиипланет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же ихбудет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши- будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник,последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую вплоскости экватора планеты».

Модель образованияЛуны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть модельюкоаккреции (на Западе «accretion» обозначает и«аккумуляция» и «аккреция», тогда как в русскоязычныхработах «аккреция» обычно обозначает присоединение газовой среды, а«аккумуляция» — объединение твердых тел). Эта модель может бытьприменима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностейобразования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должныобразовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясеастероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительнымистолкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации болеекрупных родительских тел. Наконец, для системы Земля — Луна в последние двадесятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернативакоаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны,галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида — Дактил.

Освоение Луны во второйполовине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многихучастков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. Ксожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Былаотвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпалагипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Лунаобразовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуютдве крайние версии.

В одной из них,согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя)допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модельразработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонскогоуниверситета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что воколоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны,если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости внесколько раз превышала плотность «фона» допланетных частиц.Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоватьсяна расстоянии в 3 — 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, чтовполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличиехимического состава Луны от Земли — низкое содержание железа в Луне (6-10% посравнению с 35% в Земле) — объясняется преимущественным захватом в околоземныйрой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются другс другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыльобогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счетиспарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Лунаобеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как«композиционный фильтр», и таким образом решается проблема различийхимического состава Луны и Земли.

Сторонники катастрофическогопроисхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался пристолкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 — 2 раза более массивным,чем Марс, — мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударениивыброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом дляформирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторыгипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успелирасслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затемобъединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимосказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создаетпроблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью14 — 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавитьбольшую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячаясиликатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 — 100 лет светит каккоричневый карлик — звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходимкритический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотезамегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ееэксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием ваккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской.Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпактеэксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 — 10 раз больше. Наконец, гипотезамегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона,наилучшим «кандидатом» на такое происхождение служит система Урана сего спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптикивызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такогоудара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана.Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы статьподтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет.

Гипотеза коаккрецииносит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всехчетырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурияобъясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечнымиприливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должныбыли приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, котороезанимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, — также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько разближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношениемоментов в системе Земля — Луна было иным. Луна на много порядков массивнее,чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции какраз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массыпланеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущихпланет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двухкомпонентов.

Систему спутниковЮпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характерорбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизиЮпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники несодержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малыхспутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и ксмешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда исиликатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убываниеплотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось какрезультат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялсямаленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, давточные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании смоментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальныемногослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообразгазопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основанииданных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера,опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд иСолнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия;значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство.Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объемгаза, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, посколькурадиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферыЮпитера. Вещество спутников — это последние порции вещества, захваченного вдиск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была ещегорячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическаядиссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера.Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко запределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. Попредположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероидыили их фрагменты.

В главном поясеастероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя иразбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит:большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать,что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела приего столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидовобнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированнойпарой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил.Их снимки получены с помощью космического аппарата «Галилео» в 1993г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, чтоговорит о большом возрасте. Диаметр спутника — около 1,5 км. Оба принадлежатсемейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского телаоценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в своевремя указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит соскоростью 0,5 — 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными иразлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали,что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара — это двойной фрагмент.Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала.Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c,а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так малапространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, чтодолговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливноевоздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливычрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряетсямиллиардами лет.

www.ronl.ru

Реферат - Спутники планет - Астрономия

1. Спутники планет. 2. Происхождение естественных спутников планет.

Спутники планет. Спутники планет – это небольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием их притяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутник имеет собственные названия, а остальные - временные обозначения. Ближайшие к Солнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеет единственный естественный спутник – Луну. Марс имеет два спутника - Фобос и Деймос, открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своей близостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских суток Фобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводу медленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух с половиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темных минералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них — на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколько кратеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (по гравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата "Викинг") составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитального движения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно, Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а не лунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная, как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутника выглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались на ранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чем большие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть две причины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиеся при столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольших размеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать их до более круглой формы. Таблица параметров лун Марса. Спутник Диаметр, км. Масса (Луна=1) Плотность, г./см2 Расстояние от планеты, 1000 км. Период в сутках Наклон к плоскости экватора планеты Открытие

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит 53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временными обозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001 г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.) До 1999 года были известны 16 спутников Юпитера, которые подразделяются на 4 группы. Это галилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецким астрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно с Галилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размер Луны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед - крупнейший спутник солнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутниками галилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условиях можно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали на поверхности. На основании результатов тщательных наблюдений за изменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у них осевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеру одной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американских космических аппаратов "Вояджер", хорошо видны действующие вулканы. Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высоту многих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают, что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутника является окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата "Пионер-10" были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этого спутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру (свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планет Солнечной системы. С космического корабля "Пионер-10" было получено изображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярная шапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюдений считают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника – Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следы атмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее. Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается в наибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесь черного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, что из недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера» показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на 200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 м в секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготения Ио и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можем судить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Ио проходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергается возмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередование растягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннее трение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными, несмотря на огромное удаление Ио от Солнца. У Европы самая светлая поверхность. На одну пятую Европа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100 км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры. Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262 км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеются многочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельства столкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад. Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и вся ее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всех спутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группы малых спутников - 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чем Ио, 4 внешних спутника - на похожих орбитах с прямым движением на расстоянии около 11 млн км, и 4 обратных спутника - на расстояниях около 22 млн км. Четыре малых внутренних спутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца, образующие кольцевую систему Юпитера. Это - Метида, Адрастея и Теба, открытые Вояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней на расстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году. Орбиты указанной группы из восьми спутников являются регулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почти круговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками, движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, в которую входят еще Лиситея, Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионов километров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Вторая группа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себя четыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млн км. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре. В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1, который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движению Юпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленный со спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получивших обозначения S/2000 J2 - J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн. км, а остальные попадают во вторую группу внешних спутников с обратным движением и большой полуосью 20 - 23 млн.км. В середине декабря 2001 г. группа астрономов, возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также Клейна (Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открыт спутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40, т.е. система спутников Юпитера является самой большой. Все нерегулярные спутники можно разделить на определенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5 внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000 J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45 градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22 млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник не входит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии 7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов. Система Сатурна содержит 31 спутник (18 спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году). Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году. Это самый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открыты Гершелем, четыре спутника - Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981 г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна - это Атлас, Прометей, Пандора, Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще два малых спутника - Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990 году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете, что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна – Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и по массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величине превосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равных количеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тот факт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом из азота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природного газа. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы. Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, зато температура - всего -180°С. При такой температуре метан существует как в виде газа, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество - в зависимости от конкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю: там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все это состоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении. В 2000 году были найдены 12 спутников, получивших временные обозначения S/2000 S1 - S12. Точные орбиты для них еще определяются. Система спутников Урана включает 27 спутников (20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 году по снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001 г.). Система спутников Урана состоит из 15 регулярных спутников, движущихся в плоскости экватора Урана на почти круговых орбитах и 5 далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся на орбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутников Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон и Миранда были открыты при наземных наблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскости которых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них - Миранда, около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин, ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырех огромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежней луны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собрать воедино свои обломки. Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986 году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира - Корделия, Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда. Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году были открыты два далеких нерегулярных спутника Урана - Калибан и Сикоракса. В 1999 г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующих лиц пьесы Шекспира "Буря" - Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 году на снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник на орбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г. открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1. Вся система в целом отличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна средней плоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движется множество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, не похожие на знаменитые кольца Сатурна. Система спутников Нептуна содержит 13 спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями - Тритон и Нереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера - Наяда, Таласса, Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотную атмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых из воды. Вблизи южного полюса Тритона "Вояджер-2" сделал снимки красного льда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. На Тритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленное количество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих в Солнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, и в результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темные полосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий из замерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы. Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5 до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г. открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1- N4 и S/2003 N1. У планеты Плутон также удалось обнаружить в 1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение, во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты по данным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон "потерявшимся" спутником Нептуна. Вопрос о происхождении наблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросов современной космогонии.

Происхождение естественных спутников планет В настоящее время открыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три раза меньше. В 3-м издании его "Четырех лекций о теории происхождения Земли" (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников: "При образовании планет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые из частиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя и начинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародыша образуется сгущение - рой частиц, обращающихся около него по эллиптическим орбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенном масштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образовании планет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же их будет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши - будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник, последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую в плоскости экватора планеты". Модель образования Луны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть моделью коаккреции (на Западе "accretion" обозначает и "аккумуляция" и "аккреция", тогда как в русскоязычных работах "аккреция" обычно обозначает присоединение газовой среды, а "аккумуляция" - объединение твердых тел). Эта модель может быть применима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностей образования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должны образовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясе астероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительными столкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации более крупных родительских тел. Наконец, для системы Земля - Луна в последние два десятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернатива коаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны, галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида - Дактил. Освоение Луны во второй половине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многих участков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. К сожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Была отвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпала гипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Луна образовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуют две крайние версии. В одной из них, согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя) допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модель разработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонского университета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что в околоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны, если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости в несколько раз превышала плотность "фона" допланетных частиц. Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоваться на расстоянии в 3 - 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, что вполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличие химического состава Луны от Земли - низкое содержание железа в Луне (6-10% по сравнению с 35% в Земле) - объясняется преимущественным захватом в околоземный рой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются друг с другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыль обогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счет испарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Луна обеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как "композиционный фильтр", и таким образом решается проблема различий химического состава Луны и Земли. Сторонники катастрофического происхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался при столкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 - 2 раза более массивным, чем Марс, - мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударении выброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом для формирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторы гипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успели расслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затем объединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимо сказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создает проблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью 14 - 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавить большую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячая силикатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 - 100 лет светит как коричневый карлик - звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходим критический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотеза мегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ее эксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием в аккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской. Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпакте эксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 - 10 раз больше. Наконец, гипотеза мегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона, наилучшим "кандидатом" на такое происхождение служит система Урана с его спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптики вызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такого удара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана. Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы стать подтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет. Гипотеза коаккреции носит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всех четырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурия объясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечными приливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должны были приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, которое занимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, - также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько раз ближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношение моментов в системе Земля - Луна было иным. Луна на много порядков массивнее, чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции как раз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массы планеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущих планет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двух компонентов. Систему спутников Юпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характер орбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизи Юпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники не содержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малых спутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и к смешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда и силикатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убывание плотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось как результат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялся маленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, дав точные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании с моментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальные многослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообраз газопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основании данных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера, опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд и Солнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия; значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство. Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объем газа, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, поскольку радиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферы Юпитера. Вещество спутников - это последние порции вещества, захваченного в диск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была еще горячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическая диссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера. Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко за пределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. По предположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероиды или их фрагменты. В главном поясе астероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя и разбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит: большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать, что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела при его столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидов обнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированной парой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил. Их снимки получены с помощью космического аппарата "Галилео" в 1993 г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56 км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, что говорит о большом возрасте. Диаметр спутника - около 1,5 км. Оба принадлежат семейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского тела оценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в свое время указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит со скоростью 0,5 - 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными и разлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали, что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара - это двойной фрагмент. Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала. Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c, а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так мала пространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, что долговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливное воздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливы чрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряется миллиардами лет.

www.ronl.ru

Реферат: Спутники планет

Реферат по астрономии

Тема

«Спутники планет»

Содержание:

1.                      Спутники планет.

2.                      Происхождение естественных спутников планет.

Спутники планет.

Спутники планет – это небольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием их притяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутник имеет собственные названия, а остальные - временные обозначения. Ближайшие к Солнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеет единственный естественный спутник – Луну.

Марс имеет два спутника - Фобос и Деймос, открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своей близостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских суток Фобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводу медленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух с половиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темных минералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них — на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколько кратеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (по гравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата "Викинг") составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитального движения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно, Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а не лунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная, как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутника выглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались на ранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чем большие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть две причины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиеся при столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольших размеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать их до более круглой формы.

Таблица параметров лун Марса.

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит 53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временными обозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001 г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.)

До 1999 года были известны 16 спутников Юпитера, которые подразделяются на 4 группы. Это галилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецким астрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно с Галилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размер Луны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед - крупнейший спутник солнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутниками галилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условиях можно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали на поверхности.

На основании результатов тщательных наблюдений за изменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у них осевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеру одной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американских космических аппаратов "Вояджер", хорошо видны действующие вулканы. Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высоту многих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают, что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутника является окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата "Пионер-10" были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этого спутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру (свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планет Солнечной системы. С космического корабля "Пионер-10" было получено изображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярная шапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюдений считают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника – Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следы атмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее.

Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается в наибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесь черного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, что из недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера» показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на 200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 м в секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготения Ио и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можем судить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Ио проходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергается возмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередование растягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннее трение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными, несмотря на огромное удаление Ио от Солнца.

У Европы самая светлая поверхность. На одну пятую Европа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100 км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры.

Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262 км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеются многочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельства столкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад.

Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и вся ее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всех спутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группы малых спутников - 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чем Ио, 4 внешних спутника - на похожих орбитах с прямым движением на расстоянии около 11 млн км, и 4 обратных спутника - на расстояниях около 22 млн км.

Четыре малых внутренних спутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца, образующие кольцевую систему Юпитера. Это - Метида, Адрастея и Теба, открытые Вояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней на расстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году.

Орбиты указанной группы из восьми спутников являются регулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почти круговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками, движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, в которую входят еще Лиситея,  Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионов километров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Вторая группа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себя четыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млн км. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре.

В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1, который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движению Юпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленный со спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получивших обозначения S/2000 J2 - J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн. км, а остальные  попадают во вторую группу внешних спутников с обратным движением и большой полуосью 20 - 23 млн.км. 

В середине декабря 2001 г. группа астрономов, возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также  Клейна (Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открыт спутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40, т.е. система спутников Юпитера является самой большой.

Все нерегулярные спутники можно разделить на определенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5 внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000 J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45 градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22 млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник не входит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии 7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов.

Система Сатурна содержит 31 спутник (18 спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году).

Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году.  Это самый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открыты Гершелем, четыре спутника - Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX  веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981 г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна - это Атлас, Прометей, Пандора, Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще два малых спутника - Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990 году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете, что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна – Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и по массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величине превосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равных количеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тот факт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом из азота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природного газа. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы. Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, зато температура - всего -180°С. При такой температуре метан существует как в виде газа, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество - в зависимости от конкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю: там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все это состоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.

В 2000 году были найдены 12 спутников, получивших временные обозначения S/2000 S1 - S12. Точные орбиты для них еще определяются.

Система спутников Урана включает 27 спутников (20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 году по снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001 г.).

Система спутников Урана состоит из 15 регулярных спутников, движущихся в плоскости экватора  Урана на почти круговых орбитах и 5 далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся на орбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутников Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон и  Миранда были открыты при наземных наблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскости которых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них - Миранда, около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин, ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырех огромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежней луны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собрать воедино свои обломки.

Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986 году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира - Корделия, Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда. Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году были открыты два далеких нерегулярных спутника Урана - Калибан и Сикоракса. В 1999 г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующих лиц пьесы Шекспира "Буря" - Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 году на снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник на орбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г. открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1.

Вся система в целом отличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна средней плоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движется множество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, не похожие на знаменитые кольца Сатурна.

Система спутников Нептуна содержит 13 спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями - Тритон и Нереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера - Наяда, Таласса, Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотную атмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых из воды. Вблизи южного полюса Тритона "Вояджер-2" сделал снимки красного льда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. На Тритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленное количество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих в Солнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, и в результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темные полосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий из замерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы.

Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5 до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г. открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1- N4 и S/2003 N1.

У планеты Плутон также удалось обнаружить в 1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение, во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты по данным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон "потерявшимся" спутником Нептуна.

Вопрос о происхождении наблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросов современной космогонии.

Происхождение естественных спутников планет

В настоящее время открыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три раза меньше. В 3-м издании его "Четырех лекций о теории происхождения Земли" (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников:

"При образовании планет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые из частиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя и начинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародыша образуется сгущение - рой частиц, обращающихся около него по эллиптическим орбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенном масштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образовании планет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же их будет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши - будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник, последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую в плоскости экватора планеты".

Модель образования Луны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть моделью коаккреции (на Западе "accretion" обозначает и "аккумуляция" и "аккреция", тогда как в русскоязычных работах "аккреция" обычно обозначает присоединение газовой среды, а "аккумуляция" - объединение твердых тел). Эта модель может быть применима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностей образования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должны образовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясе астероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительными столкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации более крупных родительских тел. Наконец, для системы Земля - Луна в последние два десятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернатива коаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны, галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида - Дактил.

Освоение Луны во второй половине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многих участков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. К сожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Была отвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпала гипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Луна образовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуют две крайние версии.

В одной из них, согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя) допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модель разработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонского университета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что в околоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны, если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости в несколько раз превышала плотность "фона" допланетных частиц. Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоваться на расстоянии в 3 - 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, что вполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличие химического состава Луны от Земли - низкое содержание железа в Луне (6-10% по сравнению с 35% в Земле) - объясняется преимущественным захватом в околоземный рой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются друг с другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыль обогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счет испарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Луна обеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как "композиционный фильтр", и таким образом решается проблема различий химического состава Луны и Земли.

Сторонники катастрофического происхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался при столкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 - 2 раза более массивным, чем Марс, - мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударении выброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом для формирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторы гипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успели расслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затем объединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимо сказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создает проблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью 14 - 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавить большую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячая силикатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 - 100 лет светит как коричневый карлик - звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходим критический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотеза мегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ее эксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием в аккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской. Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпакте эксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 - 10 раз больше. Наконец, гипотеза мегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона, наилучшим "кандидатом" на такое происхождение служит система Урана с его спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптики вызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такого удара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана. Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы стать подтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет.

Гипотеза коаккреции носит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всех четырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурия объясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечными приливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должны были приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, которое занимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, - также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько раз ближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношение моментов в системе Земля - Луна было иным. Луна на много порядков массивнее, чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции как раз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массы планеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущих планет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двух компонентов.

Систему спутников Юпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характер орбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизи Юпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники не содержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малых спутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и к смешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда и силикатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убывание плотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось как результат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялся маленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, дав точные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании с моментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальные многослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообраз газопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основании данных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера, опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд и Солнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия; значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство. Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объем газа, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, поскольку радиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферы Юпитера. Вещество спутников - это последние порции вещества, захваченного в диск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была еще горячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическая диссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера. Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко за пределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. По предположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероиды или их фрагменты.

В главном поясе астероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя и разбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит: большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать, что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела при его столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидов обнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированной парой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил. Их снимки получены с помощью космического аппарата "Галилео" в 1993 г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56 км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, что говорит о большом возрасте. Диаметр спутника - около 1,5 км. Оба принадлежат семейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского тела оценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в свое время указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит со скоростью 0,5 - 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными и разлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали, что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара - это двойной фрагмент. Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала. Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c, а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так мала пространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, что долговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливное воздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливы чрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряется миллиардами лет.

www.referatmix.ru

Доклад - Спутники планет - Астрономия

Реферат поастрономии

Тема

«Спутникипланет»

Содержание:

1.           Спутники планет.

2.           Происхождениеестественных спутников планет.

Спутникипланет.

Спутники планет – этонебольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием ихпритяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутникимеет собственные названия, а остальные — временные обозначения. Ближайшие кСолнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеетединственный естественный спутник – Луну.

Марс имеет два спутника — Фобос и Деймос,открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своейблизостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских сутокФобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводумедленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух споловиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости егоэкватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеютнеправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми кпланете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км,а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темныхминералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них —на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколькократеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождениесистемы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (погравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата«Викинг») составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитальногодвижения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты,восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно,Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а нелунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная,как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутникавыглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались наранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чембольшие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть двепричины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиесяпри столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольшихразмеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать ихдо более круглой формы.

Таблицапараметров лун Марса.

Плотность, г./см2

10

20

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временнымиобозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.)

До 1999 года былиизвестны 16 спутников Юпитера, которые подразделяются на 4 группы. Этогалилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецкимастрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно сГалилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размерЛуны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед — крупнейший спутниксолнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутникамигалилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условияхможно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали наповерхности.

На основании результатов тщательных наблюдений заизменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у нихосевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеруодной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американскихкосмических аппаратов «Вояджер», хорошо видны действующие вулканы.Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высотумногих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают,что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутникаявляется окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата«Пионер-10» были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этогоспутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру(свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планетСолнечной системы. С космического корабля «Пионер-10» было полученоизображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярнаяшапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюденийсчитают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника –Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следыатмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и ихможно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздослабее.

Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается внаибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесьчерного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, чтоиз недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера»показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 мв секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготенияИо и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можемсудить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Иопроходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергаетсявозмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередованиерастягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннеетрение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными,несмотря на огромное удаление Ио от Солнца.

У Европы самая светлая поверхность. На одну пятуюЕвропа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры.

Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеютсямногочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельствастолкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад.

Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и всяее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всехспутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группымалых спутников — 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чемИо, 4 внешних спутника — на похожих орбитах с прямым движением на расстоянииоколо 11 млн км, и 4 обратных спутника — на расстояниях около 22 млн км.

Четыре малых внутреннихспутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца,образующие кольцевую систему Юпитера. Это — Метида, Адрастея и Теба, открытыеВояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней нарасстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году.

Орбиты указанной группы из восьми спутников являютсярегулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почтикруговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками,движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, вкоторую входят еще Лиситея,  Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионовкилометров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Втораягруппа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себячетыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млнкм. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре.

В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1,который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движениюЮпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленныйсо спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получившихобозначения S/2000 J2 — J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн.км, а остальные  попадают во вторую группу внешних спутников с обратнымдвижением и большой полуосью 20 — 23 млн.км. 

В середине декабря 2001 г. группа астрономов,возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также  Клейна(Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открытспутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40,т.е. система спутников Юпитера является самой большой.

Все нерегулярные спутники можно разделить наопределенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник невходит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов.

Система Сатурна содержит 31 спутник (18спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году).

Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году.  Этосамый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открытыГершелем, четыре спутника — Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна — это Атлас, Прометей, Пандора,Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще двамалых спутника — Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете,что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместес планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна –Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и помассе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окруженатмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величинепревосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равныхколичеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тотфакт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом изазота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природногогаза. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы.Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, затотемпература — всего -180°С. При такой температуре метан существует как в видегаза, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество — в зависимости отконкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю:там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все этосостоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются впрямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетомв обратном направлении.

В 2000 году были найдены 12 спутников, получившихвременные обозначения S/2000 S1 — S12. Точные орбиты для них еще определяются.

Система спутников Урана включает 27 спутников(20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 годупо снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001г.).

Система спутников Урана состоит из 15 регулярныхспутников, движущихся в плоскости экватора  Урана на почти круговых орбитах и 5далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся наорбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутниковАриэль, Умбриэль, Титания, Оберон и  Миранда были открыты при наземныхнаблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскостикоторых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них — Миранда,около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин,ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырехогромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежнейлуны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собратьвоедино свои обломки.

Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира — Корделия,Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда.Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году былиоткрыты два далеких нерегулярных спутника Урана — Калибан и Сикоракса. В 1999г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующихлиц пьесы Шекспира «Буря» — Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 годуна снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник наорбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г.открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1.

Вся система в целомотличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна среднейплоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движетсямножество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, непохожие на знаменитые кольца Сатурна.

Система спутников Нептуна содержит 13спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями — Тритон иНереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера — Наяда, Таласса,Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через двенедели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеетобратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотнуюатмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых изводы. Вблизи южного полюса Тритона «Вояджер-2» сделал снимки красногольда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. НаТритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленноеколичество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих вСолнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, ив результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темныеполосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий иззамерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы.

Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильновытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г.открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1-N4 и S/2003 N1.

У планеты Плутон также удалось обнаружить в1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение,во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты поданным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том,не является ли сам Плутон «потерявшимся» спутником Нептуна.

Вопрос о происхождениинаблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросовсовременной космогонии.

Происхождениеестественных спутников планет

В настоящее времяоткрыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три разаменьше. В 3-м издании его «Четырех лекций о теории происхожденияЗемли» (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников:

«При образованиипланет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые изчастиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя иначинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародышаобразуется сгущение — рой частиц, обращающихся около него по эллиптическиморбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенноммасштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образованиипланет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же ихбудет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши- будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник,последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую вплоскости экватора планеты».

Модель образованияЛуны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть модельюкоаккреции (на Западе «accretion» обозначает и«аккумуляция» и «аккреция», тогда как в русскоязычныхработах «аккреция» обычно обозначает присоединение газовой среды, а«аккумуляция» — объединение твердых тел). Эта модель может бытьприменима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностейобразования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должныобразовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясеастероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительнымистолкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации болеекрупных родительских тел. Наконец, для системы Земля — Луна в последние двадесятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернативакоаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны,галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида — Дактил.

Освоение Луны во второйполовине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многихучастков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. Ксожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Былаотвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпалагипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Лунаобразовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуютдве крайние версии.

В одной из них,согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя)допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модельразработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонскогоуниверситета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что воколоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны,если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости внесколько раз превышала плотность «фона» допланетных частиц.Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоватьсяна расстоянии в 3 — 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, чтовполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличиехимического состава Луны от Земли — низкое содержание железа в Луне (6-10% посравнению с 35% в Земле) — объясняется преимущественным захватом в околоземныйрой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются другс другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыльобогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счетиспарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Лунаобеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как«композиционный фильтр», и таким образом решается проблема различийхимического состава Луны и Земли.

Сторонники катастрофическогопроисхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался пристолкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 — 2 раза более массивным,чем Марс, — мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударениивыброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом дляформирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторыгипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успелирасслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затемобъединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимосказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создаетпроблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью14 — 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавитьбольшую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячаясиликатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 — 100 лет светит каккоричневый карлик — звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходимкритический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотезамегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ееэксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием ваккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской.Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпактеэксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 — 10 раз больше. Наконец, гипотезамегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона,наилучшим «кандидатом» на такое происхождение служит система Урана сего спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптикивызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такогоудара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана.Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы статьподтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет.

Гипотеза коаккрецииносит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всехчетырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурияобъясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечнымиприливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должныбыли приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, котороезанимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, — также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько разближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношениемоментов в системе Земля — Луна было иным. Луна на много порядков массивнее,чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции какраз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массыпланеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущихпланет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двухкомпонентов.

Систему спутниковЮпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характерорбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизиЮпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники несодержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малыхспутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и ксмешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда исиликатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убываниеплотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось какрезультат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялсямаленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, давточные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании смоментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальныемногослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообразгазопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основанииданных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера,опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд иСолнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия;значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство.Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объемгаза, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, посколькурадиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферыЮпитера. Вещество спутников — это последние порции вещества, захваченного вдиск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была ещегорячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическаядиссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера.Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко запределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. Попредположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероидыили их фрагменты.

В главном поясеастероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя иразбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит:большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать,что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела приего столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидовобнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированнойпарой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил.Их снимки получены с помощью космического аппарата «Галилео» в 1993г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, чтоговорит о большом возрасте. Диаметр спутника — около 1,5 км. Оба принадлежатсемейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского телаоценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в своевремя указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит соскоростью 0,5 — 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными иразлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали,что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара — это двойной фрагмент.Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала.Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c,а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так малапространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, чтодолговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливноевоздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливычрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряетсямиллиардами лет.

www.ronl.ru

Реферат: Спутники планет

Реферат по астрономии

Тема

«Спутники планет»

Содержание:

1. Спутники планет.

2. Происхождение естественных спутников планет.

Спутники планет.

Спутники планет – это небольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием их притяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутник имеет собственные названия, а остальные - временные обозначения. Ближайшие к Солнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеет единственный естественный спутник – Луну.

Марс имеет два спутника - Фобос и Деймос, открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своей близостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских суток Фобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводу медленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух с половиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темных минералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них — на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколько кратеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (по гравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата "Викинг") составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитального движения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно, Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а не лунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная, как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутника выглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались на ранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чем большие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть две причины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиеся при столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольших размеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать их до более круглой формы.

Таблица параметров лун Марса.

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит 53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временными обозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001 г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.)

До 1999 года были известны 16 спутников Юпитера , которые подразделяются на 4 группы. Это галилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецким астрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно с Галилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размер Луны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед - крупнейший спутник солнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутниками галилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условиях можно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали на поверхности.

На основании результатов тщательных наблюдений за изменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у них осевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеру одной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американских космических аппаратов "Вояджер", хорошо видны действующие вулканы. Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высоту многих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают, что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутника является окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата "Пионер-10" были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этого спутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру (свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планет Солнечной системы. С космического корабля "Пионер-10" было получено изображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярная шапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюдений считают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника – Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следы атмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее.

Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается в наибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесь черного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, что из недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера» показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на 200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 м в секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготения Ио и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можем судить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Ио проходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергается возмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередование растягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннее трение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными, несмотря на огромное удаление Ио от Солнца.

У Европы самая светлая поверхность. На одну пятую Европа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100 км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры.

Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262 км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеются многочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельства столкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад.

Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и вся ее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всех спутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группы малых спутников - 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чем Ио, 4 внешних спутника - на похожих орбитах с прямым движением на расстоянии около 11 млн км, и 4 обратных спутника - на расстояниях около 22 млн км.

Четыре малых внутренних спутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца, образующие кольцевую систему Юпитера. Это - Метида, Адрастея и Теба, открытые Вояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней на расстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году.

Орбиты указанной группы из восьми спутников являются регулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почти круговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками, движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, в которую входят еще Лиситея, Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионов километров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Вторая группа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себя четыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млн км. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре.

В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1, который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движению Юпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленный со спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получивших обозначения S/2000 J2 - J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн. км, а остальные попадают во вторую группу внешних спутников с обратным движением и большой полуосью 20 - 23 млн.км.

В середине декабря 2001 г. группа астрономов, возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также Клейна (Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открыт спутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40, т.е. система спутников Юпитера является самой большой.

Все нерегулярные спутники можно разделить на определенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5 внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000 J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45 градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22 млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник не входит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии 7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов.

Система Сатурна содержит 31 спутник (18 спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году).

Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году. Это самый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открыты Гершелем, четыре спутника - Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981 г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна - это Атлас, Прометей, Пандора, Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще два малых спутника - Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990 году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете, что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна – Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и по массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величине превосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равных количеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тот факт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом из азота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природного газа. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы. Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, зато температура - всего -180°С. При такой температуре метан существует как в виде газа, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество - в зависимости от конкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю: там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все это состоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.

В 2000 году были найдены 12 спутников, получивших временные обозначения S/2000 S1 - S12. Точные орбиты для них еще определяются.

Система спутников Урана включает 27 спутников (20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 году по снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001 г.).

Система спутников Урана состоит из 15 регулярных спутников, движущихся в плоскости экватора Урана на почти круговых орбитах и 5 далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся на орбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутников Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон и Миранда были открыты при наземных наблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскости которых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них - Миранда, около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин, ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырех огромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежней луны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собрать воедино свои обломки.

Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986 году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира - Корделия, Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда. Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году были открыты два далеких нерегулярных спутника Урана - Калибан и Сикоракса. В 1999 г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующих лиц пьесы Шекспира "Буря" - Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 году на снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник на орбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г. открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1.

Вся система в целом отличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна средней плоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движется множество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, не похожие на знаменитые кольца Сатурна.

Система спутников Нептуна содержит 13 спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями - Тритон и Нереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера - Наяда, Таласса, Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотную атмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых из воды. Вблизи южного полюса Тритона "Вояджер-2" сделал снимки красного льда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. На Тритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленное количество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих в Солнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, и в результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темные полосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий из замерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы.

Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5 до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г. открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1- N4 и S/2003 N1.

У планеты Плутон также удалось обнаружить в 1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение, во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты по данным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон "потерявшимся" спутником Нептуна.

Вопрос о происхождении наблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросов современной космогонии.

Происхождение естественных спутников планет

В настоящее время открыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три раза меньше. В 3-м издании его "Четырех лекций о теории происхождения Земли" (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников:

"При образовании планет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые из частиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя и начинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародыша образуется сгущение - рой частиц, обращающихся около него по эллиптическим орбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенном масштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образовании планет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же их будет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши - будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник, последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую в плоскости экватора планеты".

Модель образования Луны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть моделью коаккреции (на Западе "accretion" обозначает и "аккумуляция" и "аккреция", тогда как в русскоязычных работах "аккреция" обычно обозначает присоединение газовой среды, а "аккумуляция" - объединение твердых тел). Эта модель может быть применима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностей образования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должны образовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясе астероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительными столкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации более крупных родительских тел. Наконец, для системы Земля - Луна в последние два десятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернатива коаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны, галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида - Дактил.

Освоение Луны во второй половине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многих участков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. К сожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Была отвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпала гипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Луна образовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуют две крайние версии.

В одной из них, согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя) допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модель разработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонского университета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что в околоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны, если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости в несколько раз превышала плотность "фона" допланетных частиц. Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоваться на расстоянии в 3 - 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, что вполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличие химического состава Луны от Земли - низкое содержание железа в Луне (6-10% по сравнению с 35% в Земле) - объясняется преимущественным захватом в околоземный рой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются друг с другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыль обогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счет испарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Луна обеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как "композиционный фильтр", и таким образом решается проблема различий химического состава Луны и Земли.

Сторонники катастрофического происхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался при столкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 - 2 раза более массивным, чем Марс, - мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударении выброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом для формирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторы гипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успели расслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затем объединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимо сказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создает проблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью 14 - 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавить большую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячая силикатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 - 100 лет светит как коричневый карлик - звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходим критический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотеза мегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ее эксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием в аккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской. Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпакте эксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 - 10 раз больше. Наконец, гипотеза мегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона, наилучшим "кандидатом" на такое происхождение служит система Урана с его спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптики вызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такого удара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана. Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы стать подтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет.

Гипотеза коаккреции носит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всех четырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурия объясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечными приливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должны были приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, которое занимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, - также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько раз ближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношение моментов в системе Земля - Луна было иным. Луна на много порядков массивнее, чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции как раз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массы планеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущих планет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двух компонентов.

Систему спутников Юпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характер орбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизи Юпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники не содержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малых спутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и к смешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда и силикатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убывание плотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось как результат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялся маленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, дав точные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании с моментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальные многослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообраз газопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основании данных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера, опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд и Солнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия; значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство. Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объем газа, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, поскольку радиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферы Юпитера. Вещество спутников - это последние порции вещества, захваченного в диск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была еще горячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическая диссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера. Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко за пределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. По предположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероиды или их фрагменты.

В главном поясе астероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя и разбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит: большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать, что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела при его столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидов обнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированной парой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил. Их снимки получены с помощью космического аппарата "Галилео" в 1993 г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56 км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, что говорит о большом возрасте. Диаметр спутника - около 1,5 км. Оба принадлежат семейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского тела оценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в свое время указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит со скоростью 0,5 - 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными и разлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали, что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара - это двойной фрагмент. Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала. Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c, а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так мала пространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, что долговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливное воздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливы чрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряется миллиардами лет.

www.yurii.ru

Реферат: Спутники планет

Реферат по астрономии

Тема

«Спутники планет»

Содержание:

1. Спутники планет.

2. Происхождение естественных спутников планет.

Спутники планет.

Спутники планет – это небольшие тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг планет под действием их притяжения. В настоящее время открыто 136 спутников планет. Из них 101 спутник имеет собственные названия, а остальные - временные обозначения. Ближайшие к Солнцу планеты – Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Земля имеет единственный естественный спутник – Луну.

Марсимеет два спутника - Фобос и Деймос, открытые Холлом в 1877 году, размером 27 и 15 км. Эти спутники известны своей близостью к планете и весьма быстрым движением. В течении марсианских суток Фобос дважды восходит и дважды заходит. Деймос перемещается по небосводу медленнее: с момента его восхода над горизонтом до захода проходит более двух с половиной суток. Оба спутника Марса движутся почти точно в плоскости его экватора. С помощью космических аппаратов установлено, что Фобос и Деймос имеют неправильную форму и в своем орбитальном движении остаются повернутыми к планете всегда одной и той же стороной. Размеры Фобоса составляют около 27 км, а Деймоса — около 15 км. Поверхность спутников Марса состоит из очень темных минералов с низким альбедо и покрыта многочисленными кратерами. Один из них — на Фобосе имеет поперечник около 5,3 км. На этих спутниках Марса имеется несколько кратеров. Кратеры, вероятно, рождены метеоритной бомбардировкой, происхождение системы параллельных борозд неизвестно. Средняя плотность массы Фобоса (по гравитационному возмущению траектории орбитального космического аппарата "Викинг") составляет около 2 г/см3. Угловая скорость орбитального движения Фобоса настолько велика, что он, обгоняя осевое вращение планеты, восходит в отличие от других светил, на западе, а заходит на востоке. Возможно, Фобос и Деймос являются астероидами, захваченными полем тяготения Марса, а не лунами, которые когда-то образовались вблизи планеты. Поверхность у них темная, как у всех астероидов, и по плотности они тоже близки к ним. Оба спутника выглядят как большие куски каменистой породы; возможно, они образовались на ранней стадии существования Солнечной системы — может быть, даже раньше, чем большие планеты. Эти маленькие луны не совсем круглые. Для этого есть две причины. Во-первых, они, возможно, представляют собой фрагменты, отколовшиеся при столкновении более крупных небесных тел. Во-вторых, ввиду столь небольших размеров этих лун, их собственная сила тяготения слишком мала, чтобы сжать их до более круглой формы.

Таблица параметров лун Марса.

Система спутников Юпитера в настоящее время содержит 53 спутника (16 спутников, имеющих собственные имена, 12 спутников с временными обозначениями, открытых в 1999-2000 годах, 11 малых спутников, открытых в 2001 г. и один спутник S/2002 J1, открытый в 2002 г.)

До 1999 года были известны 16 спутниковЮпитера, которые подразделяются на 4 группы. Это галилеевы спутники, названные по имени их первооткрывателя Галилео Галилея, - Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Названия для этих спутников предложены немецким астрономом Симоном Мариусом, который наблюдал эти спутники одновременно с Галилео Галилеем. Они отличаются большими размерами, Ио и Европа имеют размер Луны, Каллисто по размеру равна Меркурию, а Ганимед - крупнейший спутник солнечной системы, его диаметр равен 5262 км. По сравнению с другими спутниками галилеевские исследованы более детально. В очень хороших атмосферных условиях можно различить диски этих спутников и даже заметить некоторые детали на поверхности.

На основании результатов тщательных наблюдений за изменениями блеска и цвета галилеевских спутников установлено, что у всех у них осевое вращение синхронно с орбитальным, поэтому они всегда обращены к Юпитеру одной стороной. На снимках поверхности Ио, полученных с американских космических аппаратов "Вояджер", хорошо видны действующие вулканы. Над ними вздымаются светлые облака продуктов извержения, выброшенных на высоту многих десятков километров. На поверхности Ио – красноватые пятна. Полагают, что это выпарившиеся из недр соли. Необычной особенностью этого спутника является окружающее его протяженное облако газов. По данным космического аппарата "Пионер-10" были открыты разреженная атмосфера и ионосфера этого спутника. Среди галилеевских спутников выделяется Ганимед, который по размеру (свыше 5 тыс. км.) является, вероятно, самым большим из всех спутников планет Солнечной системы. С космического корабля "Пионер-10" было получено изображение поверхности Ганимеда. На снимке отчетливо видны яркая полярная шапка и пятна. На основании результатов наземных инфракрасных наблюдений считают, что поверхность Ганимеда, как и другого галилеевского спутника – Каллисто, покрыты водяным льдом или инеем. У Ганимеда обнаружены следы атмосферы. Эти четыре спутника являются объектами 5–6-й звездной величины, и их можно наблюдать в любой телескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее.

Из всех лун наиболее живописна Ио, которая вращается в наибольшей близости к Юпитеру. Цвет Ио совершенно необыкновенный — это смесь черного, красного и желтого. Такая уди­вительная окраска объясняется тем, что из недр Ио было извергнуто большое количество серы. Съемочные камеры «Вояджера» показали на Ио несколько действующих вулканов; они выбрасывают фонтаны серы на 200 км ввысь над поверхностью. Серная лава вылетает наружу со скоростью 1000 м в секунду. Некоторое количество этого лавового вещества вырывается из поля тяготения Ио и образует кольцо, опоясывающее Юпитер. Поверхность Ио молода. Мы можем судить об этом по тому, что на ней почти нет метеоритных кратеров. Орбита Ио проходит менее чем в 400 000 км от Юпитера. Поэтому Ио подвергается возмущающему действию огромных приливных сил. Постоянное чередование растягивающих и сжимающих приливов внутри Ио порождает интенсивное внутреннее трение. Благодаря этому внутренние области остаются горячими и расплавленными, несмотря на огромное удаление Ио от Солнца.

У Европы самая светлая поверхность. На одну пятую Европа состоит из воды, которая образует на ней ледяной панцирь толщиной в 100 км. Это ледяное покрытие так же сильно отражает свет, как облака Венеры.

Самая большая луна — Ганимед, ее диаметр равен 5262 км. Она покрыта толстой коркой льда, лежащей поверх каменистого ядра. Имеются многочисленные следы метеоритных бомбардировок, а также свидетельства столкновения с гигантским астероидом 4 миллиарда лет назад.

Каллисто по величине почти не уступает Ганимеду, и вся ее поверхность густо усеяна кратерами. Это самый темный по цвету из всех спутников Юпитера.

Кроме четырех галилеевых спутников существуют 3 группы малых спутников - 4 малых внутренних спутника находятся ближе к планете, чем Ио, 4 внешних спутника - на похожих орбитах с прямым движением на расстоянии около 11 млн км, и 4 обратных спутника - на расстояниях около 22 млн км.

Четыре малых внутренних спутника, находящихся ближе Ио, идентифицируются теперь как спутники кольца, образующие кольцевую систему Юпитера. Это - Метида, Адрастея и Теба, открытые Вояджером 1, и Амальтея — самый близкий к планете: он находится к ней на расстоянии в 2,6 радиуса планеты., открытый Барнардом в 1892 году.

Орбиты указанной группы из восьми спутников являются регулярными, т.е. спутники движутся в плоскости экватора Юпитера на почти круговых орбитах. Остальные восемь спутников являются нерегулярными спутниками, движущимися по эксцентричным и сильно наклоненным орбитам. Группа Гималии, в которую входят еще Лиситея, Леда и Элара, находится на расстоянии 11 миллионов километров. Радиусы этих спутников от 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Вторая группа внешних спутников (Пасифе, Синопе, Ананке и Карме) включает в себя четыре спутника, движущихся в обратном направлении на расстоянии около 22 млн км. Размеры этих спутников от 30 до 70 км в диаметре.

В 1999 году открыт 17-й спутник Юпитера S/1999 J1, который также движется на расстоянии 22 млн км в сторону, обратную движению Юпитера, т.е. принадлежит группе Пасифе. В 2000 году открыт спутник S/2000 J1, отождествленный со спутником 1975 года S/1975 J1, а также еще 10 спутников, получивших обозначения S/2000 J2 - J11. Один из них имеет большую полуось, равную 11 млн. км, а остальные попадают во вторую группу внешних спутников с обратным движением и большой полуосью 20 - 23 млн.км.

В середине декабря 2001 г. группа астрономов, возглавляемая Шепардом и Джуиттом (Университет, Гавайи), а также Клейна (Кембридж, Англия) открыли еще 11 новых спутников Юпитера. В 2002 г. открыт спутник S/2002 J1. Общее количество спутников Юпитера теперь составляет 40, т.е. система спутников Юпитера является самой большой.

Все нерегулярные спутники можно разделить на определенные группы или классы. К спутникам с прямым движением относятся 5 внешних спутников. Это группа Гималии, включая Элару, Лиситею, Леду и S/2000 J11, находящихся на среднем расстоянии 11 млн.км на орбитах с наклонами 30-45 градусов. 32 спутника движутся в обратном направлении на расстоянии примерно 22 млн.км на орбитах с наклонами примерно 150 градусов. И только один спутник не входит ни в одну из указанных групп. Это S/2000 J1, движущийся на расстоянии 7.5 млн.км на орбите с наклоном 45 градусов.

СистемаСатурнасодержит 31 спутник (18 спутников имеют собственные названия и 12 спутников, открытых в 2000 году).

Первый спутник был открыт Гюйгенсом в 1655 году. Это самый большой спутник Сатурна Титан. Два спутника Мимас и Энцелад были открыты Гершелем, четыре спутника - Тефию, Диону, Рею и Япет открыл Кассини. В XIX веке были открыты наземными наблюдениями Гиперион и Феба. В течение 1979 -1981 г.г. открыто восемь новых спутников Сатурна - это Атлас, Прометей, Пандора, Елена и коорбитальные спутники Янус и Эпиметей. На орбите Тефии найдены еще два малых спутника - Калипсо и Телесто. Еще один спутник Пан был открыт в 1990 году. Ближайший из них к Сатурну – Янус движется на столько близко к планете, что обнаружить его удалось только при затмении колец Сатурна, создающего вместе с планетой яркий ореол в поле зрения телескопа. Самый большой спутник Сатурна – Титан – один из величайших спутников в Солнечной системе по размерам и по массе. Его диаметр приблизительно такой же, как диаметр Ганимеда. Титан окружен атмосферой. В ней движутся непрозрачные облака. Титан, по своей величине превосходит планету Меркурий. Астрономы считают, что эта луна состоит из равных количеств камня и водяного льда. Но самым замечательным представляется тот факт, что у Титана есть толстый слой атмосферы, состоящей главным образом из азота с некоторой примесью метана. Она Земле он встречается в виде природного газа. Никакая другая луна во всей Солнечной системе не имеет атмосферы. Атмосферное давление на Титане не намного больше, чем на Земле, зато температура - всего -180°С. При такой температуре метан существует как в виде газа, так и в виде жидкости, а также как твердое вещество - в зависимости от конкретных местных условий. Так что Титан в некотором смысле похож на Землю: там может быть дождь, и снег, и океаны, и реки. Разница лишь в том, что все это состоит не из воды, а из метана. Все спутники Сатурна, кроме Фебы, обращаются в прямом направлении. Феба движется по орбите с довольно большим эксцентриситетом в обратном направлении.

В 2000 году были найдены 12 спутников, получивших временные обозначения S/2000 S1 - S12. Точные орбиты для них еще определяются.

Система спутниковУранавключает 27 спутников (20 спутников, имеющих названия, один спутник S/1986 U10, открытый в 1999 году по снимкам Вояджера, полученным в 1986 г. и спутник S/2001 U1, открытый в 2001 г.).

Система спутников Урана состоит из 15 регулярных спутников, движущихся в плоскости экватора Урана на почти круговых орбитах и 5 далеких нерегулярных спутников, открытых в 1997 и 1999 годах, движущихся на орбитах с большими наклонами и эксцентриситетами. Пять больших спутников Ариэль, Умбриэль, Титания, Оберон и Миранда были открыты при наземных наблюдениях Ласселом, Гершелем и Койпером. Они вращаются по орбитам плоскости которых практически совпадают между собой. Самый удивительный из них - Миранда, около 500 км в поперечнике. Его поверхность поражает разнообразием долин, ущелий и крутых скал. Кажется, что эта луна сплавлена из трех или четырех огромных каменных обломков. Возможно, они представляют собой остатки прежней луны, некогда столкнувшейся с астероидом, а теперь сумевшей вновь собрать воедино свои обломки.

Девять спутников открыты при пролете Вояджера в 1986 году. Они были названы именами действующих лиц пьес Шекспира - Корделия, Афелия, Бианка, Крессида, Дездемона, Джульетта, Порция, Розалинда и Белинда. Пятнадцатый спутник Пак был открыт Синнотом в 1985 году. В 1997 году были открыты два далеких нерегулярных спутника Урана - Калибан и Сикоракса. В 1999 г. найдены еще три далеких спутника, которые также получили имена действующих лиц пьесы Шекспира "Буря" - Просперо, Сетебос и Стефано. В 1999 году на снимках, сделанных 13 лет назад Вояджером 2, был открыт еще один спутник на орбите Белинды, который имеет предварительное обозначение S/1986 U10. В 2001 г. открыт еще один далекий спутник Урана S/2001 U1.

Вся система в целом отличается необычайным наклоном – ее плоскость почти перпендикулярна средней плоскости всех планетных орбит. Кроме спутников, вокруг Урана движется множество мелких частиц, образующих своеобразные кольца, совсем, однако, не похожие на знаменитые кольца Сатурна.

Система спутниковНептунасодержит 13 спутников, два из которых были открыты наземными наблюдениями - Тритон и Нереида, а шесть спутников открыты при пролете Вояджера - Наяда, Таласса, Деспина, Галатея, Ларисса и Протей. Тритон был открыт в 1846 г., через две недели после открытия самого Нептуна. По размерам и массе он больше Луны. Имеет обратное направление орбитального движения. Подобно Земле, Тритон имеет азотную атмосферу, а состоит он на семь десятых из твердой породы и на три десятых из воды. Вблизи южного полюса Тритона "Вояджер-2" сделал снимки красного льда, а на экваторе он сфотографировал голубой лед из замершего метана. На Тритоне имеются громадные скалы, изрезанные водяным льдом, а также бесчисленное количество кратеров. Нептун изменяет направление движения комет, попадающих в Солнечную систему извне. Возможно, некоторые из них сталкивались с Тритоном, и в результате этих соударений возникли его кратеры. На Тритоне есть темные полосы вулканического происхождения. Ученые полагают, что лед, состоящий из замерзшей воды, метана и азота, был извергнут из глубин Тритона через вулканы.

Спутник Нереида – очень небольшой, обладает сильно вытянутой орбитой. Расстояние спутников до планеты меняется в пределах от 1,5 до 9,6 млн. км. Направления орбитального движения – прямое. В 2002-03 г.г. открыты пять далеких спутника Нептуна, имеющих временные обозначения S/2002 N1- N4 и S/2003 N1.

У планетыПлутонтакже удалось обнаружить в 1978 г. спутник. Это спутник Харон Это открытие имеет большое значение, во-первых, потому что дает возможность более точно вычислить массу планеты по данным о периоде обращения спутника и, во-вторых, в связи с дискуссией о том, не является ли сам Плутон "потерявшимся" спутником Нептуна.

Вопрос о происхождении наблюдаемых систем спутников очень важен, он является одним из узловых вопросов современной космогонии.

Происхождение естественных спутников планет

В настоящее время открыто 136 спутников планет. В эпоху О.Ю. Шмидта их было известно в три раза меньше. В 3-м издании его "Четырех лекций о теории происхождения Земли" (1957 г.) высказана общая идея о происхождении спутников:

"При образовании планет, в процессе сближения частиц с крупными зародышами планет, некоторые из частиц, сталкиваясь, настолько теряли скорость, что выпадали из общего роя и начинали обращаться вокруг планеты. Таким образом, около планетного зародыша образуется сгущение - рой частиц, обращающихся около него по эллиптическим орбитам. Эти частицы также сталкиваются, изменяют свои орбиты. В уменьшенном масштабе в этих роях будут происходить те же процессы, что и при образовании планет. Большинство частиц упадет на планету (присоединится к ней), часть же их будет образовывать околопланетный рой и объединяться в самостоятельные зародыши - будущие спутники планет… При осреднении орбит частиц, образующих спутник, последний приобретает симметричную, т.е. близкую к круговой, орбиту, лежащую в плоскости экватора планеты".

Модель образования Луны, разработанную на основании этой идеи, стали позднее называть моделью коаккреции (на Западе "accretion" обозначает и "аккумуляция" и "аккреция", тогда как в русскоязычных работах "аккреция" обычно обозначает присоединение газовой среды, а "аккумуляция" - объединение твердых тел). Эта модель может быть применима к планетам земного типа, но она не исчерпывает всех разновидностей образования спутников. Так, у планет-гигантов на стадии аккреции газа должны образовываться не околопланетные рои, а аккреционные газопылевые диски. В поясе астероидов, где процессы аккумуляции давно сменились разрушительными столкновениями, образование спутников возможно лишь путем фрагментации более крупных родительских тел. Наконец, для системы Земля - Луна в последние два десятилетия рассматривается катастрофическое происхождение как альтернатива коаккреции. Ниже мы кратко обрисуем эти разновидности на примере Луны, галилеевых спутников Юпитера и астероидной пары Ида - Дактил.

Освоение Луны во второй половине ХХ в. позволило изучить ее внутреннее строение, состав, возраст многих участков поверхности, их геологию, а также приливную историю лунной орбиты. К сожалению, не удалось выработать единое мнение о происхождении Луны. Была отвергнута гипотеза Дарвина об отрыве Луны от быстровращающейся Земли, отпала гипотеза о захвате готовой Луны. Есть общее представление, что Луна образовалась в околоземном диске, но по поводу возникновения диска существуют две крайние версии.

В одной из них, согласно идее О.Ю. Шмидта, предполагается постепенное пополнение диска (роя) допланетным веществом, сопутствующее росту Земли, т.е. коаккреция. Модель разработана в ОИФЗ и позднее развита группой американских ученых из Аризонского университета и Института планетных наук в г. Тусоне, США. Показано, что в околоземной рой могло быть захвачено достаточно вещества для аккумуляции Луны, если во время роста Земли плотность частиц в ее непосредственной близости в несколько раз превышала плотность "фона" допланетных частиц. Массивный спутник с прямым направлением обращения вокруг Земли мог образоваться на расстоянии в 3 - 4 раза меньшем, чем современное расстояние до Луны, что вполне согласуется с ее последующим приливным отодвиганием. Главное отличие химического состава Луны от Земли - низкое содержание железа в Луне (6-10% по сравнению с 35% в Земле) - объясняется преимущественным захватом в околоземный рой наиболее мелкой фракции допланетных частиц, которые чаще сталкиваются друг с другом. При столкновениях сильнее дробятся каменистые породы, и мелкая пыль обогащается силикатами по отношению к железу. Одновременно теряются за счет испарения летучие и полулетучие компоненты, которыми, как известно, Луна обеднена. По определению Тусоновской группы, околоземный рой работает как "композиционный фильтр", и таким образом решается проблема различий химического состава Луны и Земли.

Сторонники катастрофического происхождения околоземного диска предполагают, что этот диск образовался при столкновении Земли с крупным допланетным телом, в 1,5 - 2 раза более массивным, чем Марс, - мегаимпакте. При надлежаще направленном касательном соударении выброшенный диск обладает и большой массой и достаточным угловым моментом для формирования в нем Луны. Решение проблемы химического состава Луны авторы гипотезы мегаимпакта видят в том, что и Земля и ударившее тело уже успели расслоиться на ядро и мантию Их железные ядра остались в Земле, затем объединились в одно ядро, а диск образовался из силикатных мантий. Необходимо сказать, что, как бы решая проблемы Луны в один прием, мегаимпакт сам создает проблемы. Так, энергия мегаимпакта при столкновении ударника с Землей со скоростью 14 - 15 км/c составляет более 1039 эрг. Этого достаточно, чтобы расплавить большую часть Земли, а также испарить какую-то ее часть. Образуется горячая силикатно-магниевая атмосфера, и Земля в течение 10 - 100 лет светит как коричневый карлик - звезда с температурой фотосферы 2000 К. Необходим критический анализ возможности такого этапа в ранней истории Земли. Гипотеза мегаимпакта не объясняет почти круговой характер орбиты Земли. Ее эксцентриситет в настоящее время равен 0,017, что согласуется с участием в аккумуляции Земли крупных тел вплоть до лунной массы, но не марсианской. Подсчет В.С. Сафронова и А.М. Фридмана показал, что при мегаимпакте эксцентриситет орбиты Земли был бы в 5 - 10 раз больше. Наконец, гипотеза мегаимпакта придумана специально для Луны, хотя, по мнению Д. Стивенсона, наилучшим "кандидатом" на такое происхождение служит система Урана с его спутниками. Не исключено, что сильный наклон оси Урана к оси эклиптики вызван ударом тела с массой, сравнимой с массой Земли, и следствием такого удара могло быть образование диска в одной плоскости с экватором Урана. Идентичность химического состава Урана и его спутников могла бы стать подтверждением этой идеи, но достоверных данных об этом пока нет.

Гипотеза коаккреции носит более универсальный характер. Спутники должны были появиться у всех четырех планет земной группы. Исчезновение спутников Венеры и Меркурия объясняется тем, что вращение этих планет сильно замедлено солнечными приливами, и их спутники, испытывая приливное воздействие своих планет, должны были приблизиться к ним и выпасть на поверхность. Особое место, которое занимает Луна среди спутников по величине ее орбитального углового момента, - также результат приливной эволюции. В прошлом Луна находилась в несколько раз ближе к Земле, а Земля вращалась быстрее, чем сейчас, так что соотношение моментов в системе Земля - Луна было иным. Луна на много порядков массивнее, чем спутники Марса. Масса Марса равна всего 0.1 МЕ, но модель коаккреции как раз предсказывает сильную нелинейную зависимость массы спутников от массы планеты. Наконец, газопылевые аккреционные диски вокруг растущих планет-гигантов можно считать аналогами околопланетных роев, состоящих из двух компонентов.

Систему спутников Юпитера часто сравнивают с миниатюрной Солнечной системой. Регулярный характер орбит галилеевых спутников и четырех малых спутников, обращающихся вблизи Юпитера, говорят об их образовании из газопылевого диска, хотя спутники не содержат легких газов. Их состав варьирует от безводного каменистого у Ио и малых спутников к каменистой Европе с ее ледяным покрытием в десятую долю массы и к смешанному составу Ганимеда и Каллисто, у которых примерно поровну льда и силикатов. Еще по наземным наблюдениям было известно закономерное убывание плотности спутников с расстоянием от Юпитера, и это правильно понималось как результат прогревания зоны спутников его излучением. Ранний Юпитер уподоблялся маленькому Солнцу. Космические исследования укрепили эту точку зрения, дав точные определения плотностей и химического состава спутников. В сочетании с моментами инерции эти данные позволяют сегодня уже строить вполне реальные многослойные модели внутреннего строения галилеевых спутников! Прообраз газопылевого диска Юпитера приходится создавать теоретически, на основании данных о массах спутников и в предположении о единстве состава диска и Юпитера, опираясь при этом на существующие модели аккреционных дисков у молодых звезд и Солнца. Масса диска могла достигать 10 МЕ, с учетом водорода и гелия; значительная часть этой массы выпала на Юпитер и рассеялась в пространство. Прямое вращение диска обусловливалось угловым моментом, которым обладал объем газа, забираемый из допланетного облака. Эта величина невелика, поскольку радиус диска в несколько десятков раз меньше размера гравитационной сферы Юпитера. Вещество спутников - это последние порции вещества, захваченного в диск, на заключительной стадии аккреции Юпитера, когда его фотосфера была еще горячей, до 1000 К. Одновременно с аккумуляцией спутников шла термическая диссипация газов из диска, для чего также было необходимо тепло от Юпитера. Происхождение маленьких нерегулярных спутников Юпитера, обращающихся далеко за пределами галилеевой системы, никак не связано с газово-пылевым диском. По предположению, это захваченные при взаимных столкновениях небольшие астероиды или их фрагменты.

В главном поясе астероидов давно уже известны семейства, т.е. группы астероидов, хотя и разбросанные в пространстве пояса, но имеющие одинаковые элементы орбит: большую полуось, эксцентриситет, наклонение. Есть все основания предполагать, что члены семейства образовались при фрагментации одного родительского тела при его столкновении с другим астероидом. Удивительно, что у некоторых астероидов обнаружились спутники (Земля и Вселенная, 2001, № 3). Первой зафиксированной парой оказались астероид 243 Ида и его спутник, названный впоследствии Дактил. Их снимки получены с помощью космического аппарата "Галилео" в 1993 г. на пути к Юпитеру. Ида имеет неправильную форму с наибольшим диаметром 56 км, она быстро вращается (период 4,65 ч). Астероид сильно кратерирован, что говорит о большом возрасте. Диаметр спутника - около 1,5 км. Оба принадлежат семейству Коронид, насчитывающему более 50 членов. Размер родительского тела оценивается в 90 км. На возможность существования спутников у астероидов в свое время указывал С. Вайденшиллинг. Если разрушительное столкновение происходит со скоростью 0,5 - 1,0 км/c, то образующиеся фрагменты могут быть крупными и разлетаться со скоростями в десятки м/c. Лабораторные эксперименты показали, что фрагменты, как правило, вращаются. Астероидная пара - это двойной фрагмент. Для удержания спутника необходимо, чтобы его относительная скорость была мала. Подсчет показал, что орбитальная скорость спутника Иды должна быть около 6 м/c, а уже при 10 м/c пара должна была бы разорваться. В поясе астероидов так мала пространственная плотность тел и низка вероятность возмущений, что долговременное существование пар вполне возможно. Тела оказывают приливное воздействие друг на друга, но из-за малости масс астероидов эти приливы чрезвычайно малы. Время приливной эволюции астероидных пар измеряется миллиардами лет.

superbotanik.net

Смотрите также

• 
  Реферат церковный раскол
• 
  Реферат андрей белый
• 
  Андрей белый реферат
• 
  Юрий долгорукий реферат
• 
  Типы кожи реферат
• 
  Реферат эволюция звезд
• 
  Законы менделя реферат
• 
  Спортивный менеджмент реферат
• 
  Реферат трубопроводный транспорт
• 
  Реферат органы кровообращения
• 
  Психологический тренинг реферат