Супутник Нереїда -
дуже невеликий, має сильно
витягнутою орбітою. Відстань
супутників до планети змінюється
в межах від 1,5 до 9,6 млн. км.
Напрямки орбітального руху - пряме.
У 2002-03 р.р. відкриті п'ять далеких
супутника Нептуна, що мають
тимчасові позначення S/2002 N1-N4 і S/2003
N1.
У планети Плутон
також вдалося виявити в 1978
р. супутник. Це супутник Харон
Це відкриття має велике значення,
по-перше, тому що дає можливість
більш точно обчислити масу
планети за даними про період
звернення супутника і, по-друге,
у зв'язку з дискусією про
те, чи не є сам Плутон "загубився"
супутником Нептуна.
Питання про походження
спостережуваних систем супутників
дуже важливий, він є одним
з вузлових питань сучасної
космогонії.
Походження природних
супутників планет
В даний час відкрито
136 супутників планет. В епоху
О.Ю. Шмідта їх було відомо
в три рази менше. У 3-му
виданні його "Чотирьох лекцій
про теорію походження Землі"
(1957 р.) висловлена загальна ідея
про походження супутників:
"При утворенні планет,
у процесі зближення часток
з великими зародками планет,
деякі з частинок, стикаючись, настільки
втрачали швидкість, що випадали
із загального рою і починали
звертатися навколо планети. Таким
чином, близько планетного зародка
утворюється згущення - рій частинок,
що звертаються близько нього
по еліптичних орбітах. Ці частки
також стикаються, змінюють свої
орбіти. В зменшеному масштабі
в цих роях будуть відбуватися
ті ж процеси, що і при
утворенні планет. Більшість часток
впаде на планету (приєднається
до неї), частина ж їх буде
утворювати навколопланетному рій
і об'єднуватися в самостійні
зародки - майбутні супутники
планет ... При осредненіі орбіт
часток, що утворюють супутник, останній
набуває симетричну, тобто близьку
до кругової, орбіту, що лежить
в площині екваторапланети ".
Модель освіти Місяця,
розроблену на основі цієї
ідеї, пізніше стали називати
моделлю коаккреціі (на Заході "accretion"
означає і "акумуляція" і
"Акреція", тоді як у російськомовних
роботах "Акреція" зазвичай
позначає приєднання газового
середовища, а "акумуляція" -- об'єднання
твердих тіл). Ця модель може
бути застосовна до планет
земного типу, але вона не вичерпує
всіх різновидів освіти супутників.
Так, у планет-гігантів на стадії
аккреции газу повинні утворюватися
НЕ навколопланетному рої, а
аккреційному газопилові диски.
У поясі астероїдів, де процеси
акумуляції давно змінилися руйнівними
зіткненнями, освіта супутників
можливо лише шляхом фрагментації
більш великих батьківських тел.
Нарешті, для системи Земля
- Місяць в останні два десятиліття
розглядається катастрофічне походження
як альтернатива коаккреціі. Нижче ми
коротко змалюємо ці різновиди на прикладі
Місяця, галілеєвих супутників Юпітера
і астероїдної пари Іда - Дактилі.
Освоєння Місяця у
другій половині ХХ ст. дозволило
вивчити її внутрішню будову,
склад, вік багатьох ділянок
поверхні, їх геологію, а також
приливну історію місячної орбіти.
На жаль, не вдалося виробити
єдину думку про походження
Місяця. Була відкинута гіпотеза
Дарвіна про відрив Місяця
від бистровращающейся Землі,
відпала гіпотеза про захоплення
готової Місяця. Є загальне уявлення,
що Місяць утворилася в навколоземному
диску, але з приводу виникнення
диска існують дві крайні версії.
В одній з них,
згідно з ідеєю О.Ю. Шмідта,
передбачається поступове поповнення
диска (рою) допланетним речовиною,
супутнє зростання Землі, тобто
коаккреція. Модель розроблена в
ОІФЗ і пізніше розвинена групою
американських учених з університету
Арізони та Інституту планетних
наук у м. Тусоні, США. Показано,
що в навколоземній рій могло
бути захоплена досить речовини
для акумуляції Місяця, якщо під
час росту Землі щільність
частинок в її безпосередній
близькості у кілька разів
перевищувала щільність "фону"
допланетних частинок. Масивний
супутник з прямим напрямком
обертання навколо Землі міг
утворитися на відстані в 3
- 4 рази меншому, ніж сучасне
відстань до Місяця, що цілком
узгоджується з її подальшим
приливні отодвіганіем. Головна
відмінність хімічного складу
Місяця від Землі - низький
вміст заліза у Місяці (6-10% у
порівнянні з 35% в Землі) - пояснюється
переважним захопленням у навколоземний
рій найбільш дрібної фракції
допланетних частинок, які найчастіше
стикаються один з одним. При
зіткненнях сильніше дробляться
кам'янисті породи, і тонкий пил
збагачується силікатами по відношенню
до заліза. Одночасно губляться
за рахунок випаровування летючі
і полулетучіе компоненти, якими,
як відомо, Місяць збіднена. За
визначенням Тусоновской групи,
навколоземний рій працює як "композиційний
фільтр", і таким чином вирішується
проблема відмінностей хімічного
складу Місяця і Землі.
Прихильники катастрофічного
походження навколоземного диска
припускають, що цей диск утворився
при зіткненні Землі з великим
допланетним тілом, в 1,5 - 2 рази
більше масивним, ніж Марс, - мегаімпакте.
При належно напрям дотичній
зіткненні викинутий диск володіє
і великою масою і достатнім
кутовим моментом для формування
в ньому Місяця. Рішення проблеми
хімічного складу Місяця автори
гіпотези мегаімпакта вбачають
у тому, що й Земля і вдарила
тіло вже встигли розшарувати
на ядро і мантію Їх залізні
ядра залишилися в Землі, потім
об'єдналися в одне ядро, а диск
утворився з силікатних мантій.
Необхідно сказати, що, як би
вирішуючи проблеми Місяця в
один прийом, мегаімпакт сам створює
проблеми. Так, енергія мегаімпакта
при зіткненні ударника з Землею
зі швидкістю 14 - 15 км/c складає
більше 1039 ерг. Цього достатньо,
щоб розплавити більшу частину
Землі, а також випарувати якусь
її частину. Утворюється гаряча
силікатно-магнієва атмосфера, і
Земля протягом 10 - 100 років світить
як коричневий карлик - зірка з
температурою фотосфери 2000 К.
Необхідний критичний аналіз
можливості такого етапу в
ранній історії Землі. Гіпотеза
мегаімпакта не пояснює майже
круговий характер орбіти Землі.
Її ексцентриситет в даний
час дорівнює 0,017, що узгоджується
з участю в акумуляції Землі
великих тел аж до місячної
маси, але не марсіанської. Підрахунок
В.С. Сафронова і А.М. Фрідмана
показав, що при мегаімпакте
ексцентриситет орбіти Землі
був би в 5 - 10 разів більше. Нарешті,
гіпотеза мегаімпакта придумана
спеціально для Місяця, хоча, на
думку Д. Стівенсона, найкращим
"кандидатом" на таке походження
служить система Урана з його
супутниками. Не виключено, що
сильний нахил осі Урана до
осі екліптики викликаний ударом
тіла з масою, порівнянної з
масою Землі, і наслідком такого
удару могло бути утворення
диска в одній площині з
екватором Урана. Ідентичність
хімічного складу Урана і його
супутників могла б стати підтвердженням
цієї ідеї, але достовірних даних
про це поки немає.
Гіпотеза коаккреціі
носить більш універсальний характер.
Супутники повинні були з'явитися
у всіх чотирьох планет земної
групи. Зникнення супутників Венери
і Меркурія пояснюється тим,
що обертання цих планет сильно
сповільнений сонячними приливами,
і їх супутники, випробовуючи
приливної вплив своїх планет,
повинні були наблизитися до
них і випасти на поверхню.
Особливе місце, яке займає
Місяць серед супутників за
величиною її орбітального кутового
моменту, - також результат приливної
еволюції. Минулого Місяць перебувала
у декілька разів ближче до
Землі, а Земля оберталася швидше,
ніж зараз, так що співвідношення
моментів в системі Земля -
Місяць було іншим. Місяць на
багато порядків масивніше, ніж
супутники Марса. Маса Марса
дорівнює всього 0.1 МО, але модель
коаккреціі якраз передбачає
сильну нелінійну залежність
маси супутників від маси планети.
Нарешті, газопилові аккреційному
диску навколо зростаючих планет-гігантів
можна вважати аналогами навколопланетному
роїв, що складаються з двох
компонентів.
Систему супутників
Юпітера часто порівнюють з
мініатюрної Сонячною системою.
Регулярний характер галілеєвих
орбіт супутників і чотирьох
малих супутників, що обертаються
поблизу Юпітера, говорять про
їхню освіту з газопилового
диска, хоча супутники не містять
легких газів. Їхній склад варіює
від безводного кам'янистого у
Іо і малих супутників до
кам'янистої Європі з її крижаним
покриттям в десяту частку
маси і до змішаного складу
Ганімеда і Каллісто, у яких
приблизно порівну льоду і
силікатів. Ще по наземних спостереженнями
було відомо закономірне спадання
щільності супутників з відстанню
від Юпітера, і це правильно
розумілося як результат прогрівання
зони супутників його випромінюванням.
Ранній Юпітер уподібнювався
маленькому Сонця. Космічні дослідження
зміцнили цю точку зору, давши
точні визначення щільності і
хімічного складу супутників. У
поєднанні з моментами інерції
ці дані дозволяють сьогодні
вже будувати цілком реальні
багатошарові моделі внутрішньої
будови галілеєвих супутників! Прообраз
газопилового диска Юпітера доводиться
створювати теоретично, на підставі
даних про маси супутників
і в припущенні про єдність
складу диска і Юпітера, спираючись
при цьому на існуючі моделі
аккреційному диску у молодих
зірок і Сонця. Маса диска
могла досягати 10 МО, з урахуванням
водню й гелію; значна частина
цієї маси випала на Юпітер
і зникла в простір. Пряме
обертання диска зумовлювалося
кутовим моментом, яким володів
обсяг газу, забирає з допланетного
хмари. Ця величина невелика, оскільки
радіус диска в кілька десятків
разів менше розміру гравітаційної
сфери Юпітера. Речовина супутників
- це останні порції речовини,
захопленого в диск, на завершальній
стадії аккреции Юпітера, коли
його фотосфера була ще гарячою,
до 1000 К. Одночасно з акумуляцією
супутників йшла термічна дисипації
газів з диска, для чого також
було необхідно тепло від Юпітера.
Походження маленьких нерегулярних
супутників Юпітера, що звертаються
далеко за межами галілеєвих
системи, ніяк не пов'язано
з газово-пилових диском. За припущенням,
це захоплені при взаємних
зіткненнях невеликі астероїди
або їх фрагменти.
У головному поясі
астероїдів давно вже відомі
сімейства, тобто групи астероїдів,
хоч і розкидані у просторі
пояса, але мають однакові елементи
орбіт: велику піввісь, ексцентриситет,
спосіб. Є всі підстави припускати,
що члени родини утворилися
при фрагментації одного батьківського
тіла при її зіткненні з
іншим астероїдом. Дивно, що у
деяких астероїдів виявилися
супутники (Земля і Всесвіт, 2001,
№ 3). Першою зафіксованою парою
виявилися астероїд 243 Іда і його
супутник, названий згодом Дактилі.
Їх знімки отримані за допомогою
космічного апарата "Галілео"
у 1993 р. на шляху до Юпітера.
Іда має неправильну форму
з найбільшим діаметром 56 км, вона
швидко обертається (період 4,65 год).
Астероїд сильно кратерірован, що
говорить про великий віці. Діаметр
супутника - близько 1,5 км. Обидва
належать сімейству Короніда, що
нараховує більше 50 членів. Розмір
батьківського тіла оцінюється
в 90 км. На можливість існування
супутників у астероїдів свого
часу вказував С. Вайденшіллінг.
Якщо руйнівний зіткнення відбувається
зі швидкістю 0,5 - 1,0 км/c, то утворюються
фрагменти можуть бути великими
і розлітатися зі швидкостями
в десятки м/c. Лабораторні експерименти
показали, що фрагменти, як правило, обертаються.
Астероїдна пара - це подвійний фрагмент.
Для утримання супутника необхідно, щоб
його відносна швидкість була мала. Підрахунок
показав, що орбітальна швидкість супутника
Іди повинна бути близько 6 м/c, а вже при
10 м/c пара мала б розірватися. У поясі астероїдів
так мала просторова щільність тіл і низька
ймовірність збурень, що довготривале
існування пар цілком можливо. Тіла надають
приливної вплив один на одного, але через
малість мас астероїдів ці припливи надзвичайно
малі. Час приливної еволюції астероїдні
пар вимірюється мільярдами років.
Реферат
по астрономии
на тему: «СПУТНИКИ ПЛАНЕТ»
Выполнила
Ученица 53 группы
МПТУ сферы услуг
Пономарёва Елена
Оглавление
- ВВЕДЕНИЕ
- СПУТНИКИ САТУРНА
- СПУТНИКИ ЮПИТЕРА
- СПУТНИКИ УРАНА
- СПУТНИКИ НЕПТУНА
- СПУТНИКИ ПЛУТОНА
- СПУТНИКИ ПЛАНЕТ ЗЕМНОЙ
ГРУППЫ
- СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ
ЛИТЕРАТУРЫ
Введение
У многих планет
нашей Солнечной системы имеются
небольшие компаньоны, вращающиеся
вокруг них. Их называют спутниками или
лунами. Планеты земной группы имеют
мало спутников : у Земли-1, уМарса-2 крохотных,
а у Меркурия и Венеры их вообще
нет. Планеты-гиганты отличаются большим
числом спутников: у Юпитера их обнаружено
к настоящему времени 39, у Сатурна-30, Урана-21,Нептуна-8.
СПУТНИКИ
САТУРНА
Сатурн
имеет, по крайней мере, 28 спутников (ранее
было известно 18) и 12 из них - больше 100 км
в диаметре. Все спутники, кроме Гипериона
и Фебы, повернуты к Сатурну одной стороной
Последние 10 спутников
Сатурна были найдены в течении
6 недель. Сообщение об открытии последних
четырёх (от S/2000 S 7 до S/2000 S 10) было опубликовано
в начале декабря 2000 г в циркуляре
Международного Астрономического союза.
Они были обнаружены интернациональной
группой астрономов, возглавляемой
Бреттом Глэдманом (Brett Gladman) из Франции
и Дж. Дж. Кавелаарсом (JJ Kavelaars) из Канады.
Впервые спутники
были замечены в ночь с 23 на 24 сентября
телескопом на горе Мауна-Ки ( Гавайи).
Затем существование этих спутников было
подтверждено новыми наблюдениями, проведенными
в ноябре этого года с помощью одного из
четырех 8-метровых телескопов, входящих
в состав большого телескопа Very Large Telescope
в Чили, 2,2-метрового телескопа также из
Европейской Южной обсерватории в Чили
и 5-метрового телескопа из Паломарской
обсерватории в Калифорнии.
Ограниченное число наблюдений не
позволило астрономам получить подробную
информацию о них и даже точно
рассчитать их орбиты. Предполагается,
что эти спутники представляют собой
небольшие ледяные космические
тела, которые были в свое время
захвачены гравитационным полем
Сатурна. Поэтому я дам информацию только
о ранее известных спутниках Сатурна. Мимас необычен тем, что на нем обнаружили
один огромный кратер, который имеет размер
с треть спутника. Он покрыт трещинами,
что, вероятно, вызвано приливным влиянием
Сатурна: Мимас - ближайший к планете из
крупных спутников. На фото можно увидеть
тот самый огромный метеоритный кратер,
названный Гершелем. Его размер - 130 километров.
Гершель углублен в поверхность на 10 километров,
с центральной горкой, почти такой же высокой,
как и Эверест
Энцелад имеет наиболее активную
поверхность из всех спутников в системе
(за возможным исключением Титана, чья
поверхность не фотографировалась). На
нём видны следы потоков, разрушивших
прежний рельеф, поэтому предполагается,
что недра этого спутника могут быть активными
и в настоящее время. Кроме того, хотя кратеры
могут быть увидены там повсюду, недостаток
их в некоторых областях подразумевает
небольшой возраст этих областей в несколько
сотен миллионов лет.