A tárgyak és egyben holdak is. Bár a legtöbb bolygónak van holdja, és néhány Kuiper-öv objektumnak, sőt aszteroidának is van saját holdja, ezek között nincs ismert „holdhold”. Vagy nem volt szerencsénk, vagy az asztrofizika alapvető és rendkívül fontos szabályai bonyolítják kialakulásukat és létezésüket.

Ha csak egyetlen hatalmas tárgyat kell szem előtt tartania az űrben, minden nagyon egyszerűnek tűnik. ez lesz az egyetlen munkaerő, és bármilyen tárgyat stabil elliptikus vagy körpályán elhelyezhet körülötte. Ebben a forgatókönyvben úgy tűnik, hogy örökre a pozíciójában marad. De itt más tényezők is szerepet játszanak:

• az objektum körül lehet valamiféle diffúz részecskék „glóriája”;
• a tárgy nem feltétlenül áll, hanem – valószínűleg gyorsan – egy tengely körül forog;
• ez az objektum nem feltétlenül lesz elszigetelt, ahogy eredetileg gondoltad

A műholdra ható árapály-erők elegendőek ahhoz, hogy kihúzzák jeges kérgét és felmelegítsék a belsejét, így a felszín alatti óceán több száz kilométerre tör ki az űrbe.

Az első tényezőnek, a légkörnek csak végső esetben van értelme. Általában egy olyan objektumnak, amely egy hatalmas, szilárd, légkör nélküli világ körül kering, csak el kell kerülnie az objektum felszínét, és az a végtelenségig megmarad. De ha hozzáadunk egy atmoszférát, még ha egy hihetetlenül diffúz is, akkor minden keringő testnek meg kell küzdenie a központi tömeget körülvevő atomokkal és részecskékkel.

Annak ellenére, hogy általában úgy gondoljuk, hogy a légkörünknek "vége" van, és egy bizonyos magasságban a tér kezdődik, a valóság az, hogy a légkör egyszerűen kimerül, ahogy egyre magasabbra jutsz. A légkör sok száz kilométerre terjed ki; Még a pályáról is kiesik és leég, ha nem nyomjuk folyamatosan. A Naprendszer szabványai szerint a keringő testnek bizonyos távolságra kell lennie bármely tömegtől, hogy „biztonságban maradhasson”.

Ezenkívül az objektum forgatható. Ez vonatkozik mind a nagy tömegre, mind a kisebbre, amely az első körül forog. Van egy "stabil" pont, ahol mindkét tömeg dagályosan reteszelődik (azaz mindig ugyanazon az oldalon egymással szemben), de minden más konfiguráció "nyomatékot" hoz létre. Ez a torzió vagy mindkét tömeget spirálisan befelé (ha a forgás lassú), vagy kifelé (ha a forgás gyors) spirálozza. Más világokon a legtöbb társ nem ideális körülmények között születik. De van még egy tényező, amelyet figyelembe kell vennünk, mielőtt belemerülnénk a „műholdak műholdja” problémájába.

A Merkúr viszonylag gyorsan kering a Napunk körül, ezért nagyon erősek a rá ható gravitációs és árapály-erők. Ha valami más keringene a Merkúr körül, akkor sokkal több további tényező lenne.

1. A Napból érkező "szél" (a kiáramló részecskék áramlása) a Merkúrba és egy közeli objektumba ütközne, kiszorítva őket a pályáról.
2. A Nap által a Merkúr felszínére leadott hő hatására a Merkúr légköre kitágul. Annak ellenére, hogy a Merkúr levegőtlen, a felszínen lévő részecskék felhevülnek és az űrbe dobódnak, légkört teremtve, bár gyenge.
3. Végül van egy harmadik tömeg, amely a végső árapály-reteszeléshez akar vezetni: nemcsak a kis tömeg és a Merkúr között, hanem a Merkúr és a Nap között is.

Ezért minden Mercury műholdnak két szélsőséges helye van.

Minden bolygó, amely egy csillag körül kering, akkor lesz a legstabilabb, ha az árapály zárva van: ha keringési és forgási periódusa megegyezik. Ha egy másik pályán lévő objektumot ad hozzá egy bolygóhoz, akkor annak legstabilabb pályája árapályban lesz rögzítve a bolygóval és a csillaggal a pont közelében.

Ha a műhold több okból is túl közel van a Merkúrhoz:

• nem forog elég gyorsan a távolságához képest;
• A Merkúr nem forog elég gyorsan ahhoz, hogy az árapályban összekapcsolódjon a Nappal;
• -tól érzékeny a lassulásra;
• jelentős súrlódásnak lesz kitéve a Merkúr légköréből,

végül a Merkúr felszínére esik.

Amikor egy objektum eltalál egy bolygót, felrúghatja a törmeléket, és a közelben holdak keletkezhetnek. Így jelent meg a Föld Holdja és megjelentek a Plútó műholdai is.

Ezzel szemben fennáll annak a veszélye, hogy kiesik a Merkúr pályájáról, ha a műhold túl messze van, és más szempontok érvényesülnek:

• a műhold túl gyorsan forog a távolságához képest;
• A Merkúr túl gyorsan forog ahhoz, hogy az árapály a Naphoz kapcsolódjon;
• a napszél további sebességet ad a műholdnak;
• a többi bolygóról érkező interferencia kiszorítja a műholdat;
• A Nap melegítése további mozgási energiát ad a kifejezetten kicsi műholdnak.

Mindezek mellett ne felejtsük el, hogy sok bolygónak saját műholdja van. Bár egy háromtestű rendszer soha nem lesz stabil, hacsak nem szabja az ideális kritériumokhoz a konfigurációját, mi több milliárd évig stabilak leszünk megfelelő körülmények között. Íme néhány feltétel, amelyek leegyszerűsítik a feladatot:

1. Vegyünk egy bolygót/aszteroidát úgy, hogy a rendszer nagy része jelentősen eltávolodik a Naptól, így a napszél, a fényvillanások és a Nap árapály-ereje jelentéktelen.
2. Azért, hogy ennek a bolygónak/kisbolygónak a műholdja elég közel legyen a főtesthez, hogy ne lógjon körül gravitációsan, és véletlenül se szoruljon ki más gravitációs vagy mechanikai kölcsönhatások során.
3. Azért, hogy ennek a bolygónak/kisbolygónak a műholdja kellően távol legyen a főtesttől, hogy az árapály-erők, súrlódások vagy egyéb hatások ne vezessenek konvergenciához és egyesüléshez az anyatesttel.

Amint azt sejteni lehetett, létezik egy „édes alma”, amelyben a Hold létezhet egy bolygó közelében: többszörösen távolabb, mint a bolygó sugara, de elég közel ahhoz, hogy a keringési periódus ne legyen túl hosszú, és még mindig lényegesen rövidebb, mint a bolygóé. keringési periódus a csillaghoz viszonyítva. Tehát, mindezt együtt véve, hol vannak a holdak a Naprendszerünkben?

És aszteroidák Van műholdak?

Újonnan érkezett kép kisbolygó A Galileo automata állomás ideái erős benyomást tettek a csillagászokra szerte a világon. U kisbolygó kicsi talált műhold ! De kiderül, hogy ez messze nem az első kisbolygó birtoklást mutat műholdak .

David Dunham, az Okkultációs Megfigyelők Nemzetközi Szövetségének elnöke szerint az amatőrcsillagászok számos közvetett bizonyítékot szereztek más jelentős eseményekre az elmúlt 17 év során. aszteroidák . Így a California Institute of Technology megfigyelői a csillag fő eltűnése mellett feljegyezték annak másodlagos eltűnését is, ami a legtöbb esetben könnyen magyarázható a kis csillagok jelenlétével. műholdak kisbolygó. A legtöbb hivatásos csillagász tanul aszteroidák, nagyon szkeptikusak voltak az ilyen feltételezéseket illetően, és az ilyen eseményeket felhőknek, madaraknak és más tisztán földi jelenségeknek tulajdonították. Ezeknek az eseményeknek a megfigyelt „élessége” és a fő eseményekkel való szoros időbeni egybeesése azonban magukat a megfigyelőket is meggyőzte a történések „mennyei” természetéről.

Az első jelentések ilyen jelenségről 1977-ben születtek, miután megfigyelték a szemmel látható fényes bevonatot, a Gamma Centaur Heba főszereplője (6) Ugyanezen év március 5. A második - egy évvel később, és Herculinára vonatkozott (532). Mindkét esetben állítólagos rajzokat tettek közzé aszteroidák és ők műholdak . A „Könyvben” egy egész fejezetet szentelnek ezeknek a feltételezéseknek. aszteroidák", amelyet az Arizonai Egyetem adott ki 1979-ben. De 1987-ben megjelent a "The Absence" című cikk műholdak aszteroidák ", az Ikarusban megjelent negatív földi közvetlen keresések eredményeit idézte műholdak aszteroidák . Ez könnyen megtörténhetett a légkör nyugtalansága, a gyengesége miatt műholdakés közelségük egy sokkal fényesebb kisbolygó. Az űrradar-megfigyelések és a lefedettségi rekordok sokkal jobb esélyt kínáltak. Sőt, az elmúlt néhány évben radarmérések fedezték fel Castalia és Toutatis „kontakt-kettős” szerkezetét.

Úgy tűnik, a közeljövőben megjelenik először mesterséges műhold kisbolygó . Jelenleg a tervek szerint 1999 februárjában indul műhold"KÖZEL" a Földhöz közel állók közül a legnagyobbra aszteroidák - Eros (433). És ha Erosnak legalább egy sajátja van műhold aztán a küldetés KÖZEL még vonzóbbá válik. Jelenleg az egyetem alkalmazott fizika laboratóriumában. A Johns Hopkins Egyetem (Laurel, USA) pályája fejlesztés alatt áll "KÖZEL".

Első képek (zöld sugarakban) 243. számú aszteroida (Ida) és őt műhold 1993. augusztus 28-án, 14 perccel az állomás 10 870 km-re lévő aszteroidához való legközelebbi megközelítése előtt egy CCD-kamera szerezte be. Összesen több képsorozat készült 6 spektrális sávban.

Ida - szabálytalan alakú blokk, nagyszámú becsapódási kráterrel a felszínen, maximális mérete kb. 56 km - a fő övhöz tartozik aszteroidák(vagyis azok, amelyek pályája a Mars és a Jupiter pályája között fekszik), és a 243. az első aszteroida felfedezése óta, a 19. század elején. Az úgynevezett Koronis család tagja. Kicsi műhold A mindössze 1,5 km-es méret még nem kapta a nevét a csillagászoktól, és eddig „1993(243)1” néven tartják nyilván, ami a fénykép készítésének évét, az aszteroida számát és azt a tényt jelenti, hogy ez az első felfedezte Ida holdját.

Bár úgy tűnik műhold "bújik" Ida mögé, valójában valamivel közelebb van " Galileo "mint jómagam kisbolygó. Összehasonlítva az optikai képeket az állomáson lévő térképező spektrométer adataival, amely a közeli infravörös tartományban érzékeny, a Jet Propulsion Laboratory kutatóinak csoportja megállapította, hogy műhold körülbelül 100 km-re van Ida központjától. A napfény jobbra esik, a bal oldali mély árnyék pedig nem más, mint egy ilyen kis „bolygó” éjszakai oldala. A képfelbontás körülbelül 100 m/pixel, és ebben az esetben 2-3 becsapódási kráter létezésére gyanakodhatunk, amelyek mérete a teljes felület körülbelül 1/7-ét teszi ki. műhold .

Sajnos az eredmény váratlansága miatt e repülés során nem sikerült pályaparamétereket szerezni műhold még csak meg sem becsülni a keringési időszakot. Ezért némi habozás után úgy döntöttek, hogy megváltoztatják a Galileo állomás eredeti programját, amely csak a Jov körüli pályára való indítását irányozta elő. Összetett manőverek után az állomás visszatért Idára, és 1994 februárjától június végéig tanulmányozta azt.

Forrás:Asztronet

És az aszteroidáknak vannak műholdaik? A Galileo űrszonda Ida kisbolygójáról készült közelmúltbeli képe erős benyomást tett a csillagászokra szerte a világon. Kis műholdat fedeztek fel egy aszteroida körül!

A nevek etimológiája, ünnepnapjaik és mennyei mecénásaik Van még egy érdekes módja a név és a horoszkóp összekapcsolásának: ehhez felhasználhatja az aszteroidák nevét, amelyek közül körülbelül ötezeret fedeztek fel.

Az asztrológusok mások... Az asztrológusok mások. Vannak okos emberek, vannak bolondok. Vannak tudományos kutatók, vannak „csillagfogók az égből”.

A Jupiter új műholdai Egészen a közelmúltig a Naprendszer legnagyobb bolygója, a Jupiter műholdjainak száma huszonnyolc volt. Azonban, mint kiderült, sokkal több van belőlük.

2009 a sárgaföldi ökör éve. Általános horoszkóp. A sárga bika 2009-es horoszkópjában sok pozitív tényező található, amelyeket kihasználva 2009-ben mindenki jelentős magasságokat érhet el. Azt kell mondanunk, hogy bizonyos csillagjegyek számára minden időszakban vannak kedvező körülmények, de az emberek nem mindig állnak készen arra, hogy találkozzanak velük, és teljes mértékben kihasználják a benne rejlő lehetőségeket, amire a 2009-es Ökör horoszkóp ékes példa.

Nem tudták pályára állítani a felbocsátott GLONASS műholdakat Vészhelyzet miatt nagy valószínűséggel nem tudták pályára állítani a GLONASS-M navigációs műholdakat - közölte az Interfaxszal vasárnap egy rakéta- és űripari forrás.
Sky-Watcher teleszkópok a PLANETARIUM csillagászati ​​üzletében

Jelenleg 34 bolygóműhold ismeretes, de számuk folyamatosan növekszik az új felfedezések hatására. A felfedezett aszteroidák száma még gyorsabban növekszik, már meghaladja a 2000-et. Ezzel párhuzamosan a testek természetére vonatkozó ismereteink is gyarapodnak. A Mars mindkét műholdját - a Phoboszt és a Deimoszt, valamint a Jupiter Ganymede műholdját űrhajóról fényképezték le. Nincs messze az idő, amikor a kutatók kezükben lesznek a Jupiter és a Szaturnusz számos műholdjának közelről készített fényképei.

A bolygóműholdak és aszteroidák méretük alapján három csoportba sorolhatók. Az első csoportba tartozik a Jupiter négy galileai műholdja (Po, Europa, Ganymedes, Callisto), a Szaturnusz műholdja, a Titán, a Neptunusz műholdja, a Triton, valamint a Holdunk.

Ezek a testek 3-5 ezer km átmérőjűek, és fizikai tulajdonságaikban szoros rokonságban állnak a földi bolygókkal, különösen a Merkúrral, a Marsszal és a Plútóval. A három legnagyobb műhold átmérője nagyobb, mint a Merkúr bolygó (és még inkább a Plútó). A rájuk vonatkozó adatokat a táblázat foglalja össze. 6.

6. táblázat

A második csoportba tartozik a Szaturnusz és a Neptunusz fennmaradó műholdja, az Uránusz és a Plútó (összesen 16), valamint több a legnagyobb aszteroida.

7. táblázat

A közhiedelemmel ellentétben nem négy, hanem 26 aszteroida átmérője 200 km vagy annál nagyobb. A második csoport 15 műholdjáról és a 15 legnagyobb aszteroidáról a táblázat tartalmazza az információkat. 7.

Rizs. 36. A bolygóműholdak és egyes aszteroidák összehasonlító méretei.

Végül a harmadik csoportba tartoznak a Mars és a Jupiter kisméretű műholdai és az összes többi aszteroida, vagyis a 200 km-nél kisebb átmérőjű testek (36. ábra).

A legnagyobb érdeklődésre természetesen a nagy műholdak tartoznak. A Holdunkat tanulmányozták ezek közül a legjobban, de itt nem foglalkozunk részletesen a természet leírásával, mivel a sorozat másik könyvét a Holdnak szenteljük.

Természetét, belső szerkezetét és felszíni szerkezetét tekintve a Hold nagyon hasonlít a Merkúrhoz, azonban a Hold átlagos sűrűsége 3,33 g/cm3, szemben a Merkúr 5,45 g/cm3-ével. Amint azt a 13 dollárban már említettük, ez a higany anyag vas- és vasvegyületekkel való dúsításának köszönhető.

A Hold „tengereiben” a nehéz magmás kőzetek dominálnak - bazaltok (átlagos sűrűség 3,3 g / cm3), a kontinenseken - könnyebb anortoziták (sűrűsége 2,8 g / cm3).

A Jupiter négy galileai műholdján a „holdszerű” (Io, Europa) és a „jégszerű” (Ganymedes, Callisto) átmenetet figyeljük meg. Az utóbbi két műhold alacsony átlagos sűrűsége viszonylag nagy méretük és tömegük ellenére egyértelműen jelzi, hogy többnyire jégből állnak.

J. Lewis amerikai elméleti tudós 1971-ben modelleket épített ezekről a műholdakról, és arra a következtetésre jutott, hogy sűrű szilárd maggal, kiterjedt, majdnem izoterm vizes ammónium-oldat köpennyel és vékony, jeges kéreggel kell rendelkezniük. Ez a folyadékköpenyes modell meglepheti az olvasókat, de azon a feltételezésen alapul, hogy „a „jégszerű” műholdak, az ammónia és a metán tömegének mintegy 55%-át a víz (a természetben a leggyakoribb hidrogénvegyület) teszi ki – kb. 15%, a fennmaradó 30% (az ásványok részarányát. Kívül a műholdak felszínén jégnek kell lennie (120-160 °K között van a hőmérsékletük), de ahogy haladunk egyre mélyebb rétegek felé, a A hőmérséklet emelkedik, a jég megolvad, ammóniummal és egyéb szennyeződésekkel dúsított folyékony vízzé alakul. Így épül fel a „jégszerű" Ganymedes, Callisto és Titan. Ellenkezőleg, az Io, az Europa és a jelek szerint a Triton sok szempontból hasonlítanak a Holdra.

Meg kell azonban jegyezni, hogy a Triton méretei nagyon pontatlanul vannak meghatározva, így nincs bizonyosság a sűrűség és az albedó értékét illetően. A Triton a Naprendszer bolygói közül az egyetlen olyan jelentős műhold, amely visszafelé mozog.

Ráadásul pályája 20°-kal hajlik a Neptunusz egyenlítőjének síkjához, míg más nagy műholdak pályája szinte bolygójuk egyenlítőjének síkjában fekszik (ez a helyzet a Jupiter, a Szaturnusz és az Uránusz rendszerében) . A Triton pályájának ezen jellemzői, valamint a Plútó pályájának kis mérete és jellege arra kényszerítette R. Littletont 1936-ban, hogy felvesse azt a hipotézist, hogy a Plútó a Neptunusz egykori műholdja, amely közeli találkozást tapasztalt egy másik hatalmas műholddal, a Tritonnal. , aminek következtében a Plútó kiesett a rendszerből a Neptunusz önálló bolygóvá vált, a Triton pedig nagy dőlésszögű fordított pályára költözött. Ezt a hipotézist ma is vitatják.

1976-ban két amerikai csillagászcsoport W. Fink és D. Morrison vezetésével egymástól függetlenül tanulmányozta a Szaturnusz négy „középső” holdjának: Rhea, Iapetus, Tethys és Dione infravörös spektrumát és reflexiós képességét. Az eredmények azt mutatták, hogy felületüket legalább részben közönséges vízjég borította. Ez magyarázza ezeknek a műholdaknak a magas albedóértékeit.

Másrészt a Titán a legsötétebb az összes jelentős műhold közül, kivéve a Holdat. A Titán alacsony albedója annál is inkább érthetetlen, mert J. Kuiper még 1944-ben fedezte fel metánt tartalmazó légkörét, és ezt a felfedezést azután többször is megerősítették. L. Trafton amerikai csillagász-spektroszkópos becslése szerint a Titán légkörének függőleges oszlopában a gáz teljes mennyisége 1,6 km-atm, azaz 25-ször több, mint a Mars légkörében. A Titán felszínén a légköri nyomást 0,1 atm-re becsülik. Nyilvánvalóan a metán a fő gáz a Titán légkörében, bár feltételezik, hogy tiszta hidrogén is van.

A Titán spektrumának néhány részlete alapján a 4,9 mikronos hullámhosszhoz közeli "ablakban" T. Owen és munkatársai arra a következtetésre jutottak, hogy a Titán felszínét is jég borítja. Másrészt a metánelnyelési sávok vizsgálata azt mutatja, hogy a műhold légköre nem lehet tisztán gáznemű: felhőket kell tartalmaznia, ráadásul nagyon sötét felhőket, amelyek elnyelik a beeső napfényt, különben nehéz lesz megmagyarázni a Titán alacsony albedóját.

Még mindig nem világos, hogy milyen anyagból állhatnak.

Feltételezzük, hogy a Titánnak nem kevesebb ionoszférája van. Sőt, a Titán képes elfogni a semleges atomokat, és ezzel pótolni a légköri veszteségeket.

A Titán, akárcsak a Szaturnusz számos más műholdja, ugyanazzal az oldallal néz szembe bolygójával, mint a Hold a Föld felé. Ez nem meglepő: a Szaturnusz tömege 95-ször nagyobb, mint a Föld, és bár a Titán több mint háromszor távolabb van a Szaturnusztól, mint a Hold a Földtől, az árapály-gyorsulás a Titán felszínén ötször erősebb, mint a Hold felszínén. Még erősebb a Rhea, Dione, Tethys és Enceladus műholdak esetében, amelyek közelebb vannak a Szaturnuszhoz (18, 35, 66 és 90-szer több a Holdhoz képest). A fotometriai megfigyelések megerősítették, hogy ezek a műholdak ugyanarra az oldalra néznek a Szaturnusz felé. Kétségtelen, hogy a közelebbi Mimas és Janus ugyanúgy orientálódik (még nincsenek megfigyelési adatok róluk). A távolabbi Iapetus is az egyik oldalon a Szaturnusz felé fordul. Régóta megfigyelték, hogy elülső (mozgásirányban) félgömbje ötször sötétebb, mint a hátsó (albedójuk 0,07 és 0,35). Ezért a nyugati nyúlványokon a Iapetus két magnitúdóval fényesebb, mint a keleti nyúlványokon (lásd 7. §). De a Szaturnusz által az Iapetuson létrehozott árapálygyorsulás 18-szor gyengébb, mint a Föld által a Holdon. De a Naprendszer 4,5 milliárd éves fennállása alatt lelassította Iapetus forgását, és arra kényszerítette, hogy a Szaturnusz felé forduljon.

Térjünk most át a Jupiter galileai műholdjaira. Felszínük 20 éves megfigyelésének feldolgozása a Pic du Midi obszervatóriumban lehetővé tette O. Dollfus francia és B. Murray amerikai csillagász számára, hogy levonják a végső következtetést, hogy forgásuk szinkron, mint a Szaturnusz műholdaké: periódusaik. forgási ideje megegyezik a Jupiter körüli forgási periódusokkal, és mindegyik ugyanazzal az oldallal néz a bolygó felé.

Ha kiszámítjuk számukra az árapály-gyorsulást, akkor kiderül, hogy az Io esetében 250-szer nagyobb, mint a Holdnál, az Európánál - 53-szor, a Ganymedesnél - 22-szer, a Callistonál - négyszer. Nyilvánvaló, hogy a Jupiterhez legközelebbi műhold, az Amalthea is ugyanazon az oldalon néz szembe vele: kis mérete ellenére (20-szor kisebb, mint az Io), a Jupiterből származó árapálygyorsulás 150-szer nagyobb, mint a Holdé.

Rizs. 37. Ganümédész fényképe, amelyet a Pioneer 11 készített 1974 végén. Figyelemre méltó fényes folt.

Európa és Ganymedes spektrális megfigyelései azt mutatták, hogy jég van a felszínükön.

A két műhold albedójának spektrumbeli változása szintén összhangban van ezzel a következtetéssel. Európában fehér foltokat fedeztek fel a sarkokon, hasonlóan a sarki sapkákhoz. Ganümédeszben a fehér foltok kaotikusabban helyezkednek el (37. kép). Vannak arra vonatkozó javaslatok, hogy ammóniás fagy lehet a Ganümédészen. A Ganymedes felszínének többi része, amint azt a Pioneer 11 és a radar közvetlen képei mutatják, meglehetősen durva, jobban, mint a Merkúré. Valószínűleg a Ganymedes felszínének külső rétege egy jégmátrix, amelyet kővel és vassal tarkítanak. A felületi réteg sűrűsége D. Morrison és D. Cruickshank szerint 0,15 g/cm. Az Io és a Callisto külső rétegeinek sűrűsége azonos. A Callisto felszínén ammónium-klorid lerakódások lehetségesek.

A Jupiter mind a négy galileai műholdján nyoma sincs metán és ammónia légkörének: W. Fink csoportjának adatai szerint egyik gáz mennyisége sem haladja meg a 0,5 atm-t.

A Jupiter legérdekesebb műholdja kétségtelenül az Io. A 16. §-ban már beszéltünk az Io hatásáról a Jupiter mágneses terére és a dekaméteres rádióhullámok kibocsátására. A No azonban még néhány meglepetést okozott a tudósoknak.

1974 elején R. Brown amerikai csillagász a Mount Hopkins Obszervatórium 1,5 méteres reflektorára szerelt eszchektrográf segítségével egy sor Io spektrogramot kapott, amely egyértelműen feltárta a sárga nátrium-dublett emissziós vonalait. Intenzitásuk azt mutatta, hogy a nátriumréteg optikai vastagsága meghaladta az egységet. A Naprendszer bolygóinak egyik légkörében sem észlelték a nátrium izzását. Nem találták Io szomszédaiban: Európában, Gadamedben és Callistoban.

A nátrium izzása Io légkörében felkeltette a teoretikusok figyelmét. M. McElroy, L. Trafton és mások amerikai tudósok a következő magyarázatot javasolták. A nátriumatomokat „kiütik” a műhold felszínéről a Jupiter sugárzónáiból származó nagy energiájú részecskék becsapódása. Más műholdak távolabb vannak a bolygótól, és ezek a részecskék nem érik el őket.

Hamar kiderült, hogy a nátrium-izzás nemcsak az Io közvetlen közelében összpontosul, hanem a műhold pályája mentén húzódik, és tórusz alakú.

Ezenkívül azt találták, hogy az Io ionoszférája maximális elektronkoncentrációval rendelkezik (a legmagasabb koncentráció a Föld ionoszférájában).Ez azt jelenti, hogy a nátriumatomok ionizáltak. Az ionizáció fő mechanizmusa a Jupiter sugárzónáiból származó elektronok becsapódása. A nátriumionok nagy távolságokra (főleg az Io pályáján előre) szállítódnak, ahol semleges atomokká alakulnak, amelyek fényt hoznak létre.

Honnan származnak az Io felületén lévő nátriumatomok? Miből áll? F. Faneuil, D. Matson és T. Johnson a Jet Propulsion Laboratory (USA) munkatársai kísérletsorozatot végeztek kőzetminták protonokkal történő bombázásával kapcsolatban. A konyhasó (NaCl) esetében az Io esetében megfigyelthez hasonló emissziós intenzitást kaptunk. A műhold albedója O. Dollfus francia csillagász szerint nagyon magas: 0,83 az egyenlítői zónában (mint a hótakaró), és 0,46 a sarki régiókban. Ezen az alapon Faneuil csoportja azt feltételezte, hogy az Io felszínét a műhold meleg vagy forró belsejéből származó, sóval telített vizes oldatok párolgási termékeinek lerakódásai borítják.

F. Faneuil és munkatársai elmélete szerint a sólerakódásoknak nemcsak nátriumban, hanem kénben is gazdagnak kell lenniük. A kén jelenlétét azonban az Io felületén nem erősítették meg közvetlenül.

Megkezdődött a keresés más emissziós vonalak után az Io spektrumában. 1975-ben L. Traftonnak sikerült a MacDonald Obszervatórium (USA) 2,7 méteres teleszkópja segítségével a műholdtól 20 000 km-re észlelni a káliumrezonancia vonalak izzását 7665 és 7699 A hullámhosszon. E vonalak intenzitása gyengül a távolságtól És kb.

Az Io spektrumában lévő emissziós vonalak megfigyelését N. B. Ibragimov és A. A. Atai is elvégezte az Azerbajdzsán SSR Tudományos Akadémia Shemakha Asztrofizikai Obszervatóriumának 2 méteres reflektora segítségével. A már ismert 5890-5896 A nátrium-dublett mellett nagy diszperziójú spektrogramokban sok gyenge vas-, magnézium- és kalciumsávot fedeztek fel az 5900-5170 A spektrumtartományban.

1979 márciusában a Voyager 1 amerikai űrszonda elhaladt a Jupiter és az Io közelében. Az Io-ról viszonylag közelről készült felvételek elemzése kimutatta, hogy ezen a műholdon legalább hat aktív vulkán található, amelyek körülbelül 500 km magasságba lövellnek gázokat és port. Így az Io körüli fémgőzfelhő nem az Io felszínéről az elemi részecskék becsapódása által fémrészecskék faragásához köthető, hanem a műhold felszínéről érkező erőteljes vulkánkitörésekhez. A jövőbeli kutatások megmutatják, hogy mi az oka a Jupiter e négy műholdjának felületi szerkezeti különbségeinek.

A Jupiternek van még két „szabálytalan” vagy rendellenes műholdcsoportja. Az egyik, amely magában foglalja a VI Himalia, VII Elara, X Lysithea és a közelmúltban felfedezett XIII Ledát, 11-12 millió km távolságra található a Jupitertől. Ezeknek a műholdaknak van közvetlen mozgása, de pályájuk jelentős excentricitásokkal (0,15-0,21) és a bolygó egyenlítőjének síkjához viszonyított dőléssel (25-29°) rendelkezik. Egy másik csoportba tartozik a VIII. Pasiphe, a IX. Sinope, a XI. Karme és a XII Ananke, amelyek 21-24 millió km távolságra találhatók a Jupitertől, és fordított mozgással rendelkeznek. Ezeknek a műholdaknak az excentricitása még nagyobb (0,17-0,38), a dőlésszög 147-163°. Valószínűleg ezek a műholdak, amelyek sugara 85 km-től (Himálja) 5-8 km-ig (Léda) terjed, a Jupiter által befogott aszteroidák.

Ezeknek a műholdaknak a megjelenéséről némi elképzelést adhatnak a Mars Phobos és Deimos műholdjairól készült fényképek (38. ábra), amelyeket amerikai űrhajókról szereztek be. Ezek a műholdak szabálytalan alakú kőtömbök, 27x21x15 km-es (Phobos) és 15x12x8 km-es (Deimos) méretűek, 10 km-től egészen kicsikig különböző méretű meteoritkráterekkel tarkítva. Ezek a légkörtől mentes műholdak nemcsak saját maguk, hanem bolygójuk kozmikus bombázásának történetét is megőrizték számunkra.

(lásd szkennelés)

Rizs. 38. Fénykép Phobosról (fent) és Deimosról a Mariner 9 által.

A kráterek felületegységenkénti sűrűsége miatt a Phobost és a Deimost csaknem egyidősnek tekintjük a Marssal. Mindkét műhold ugyanarra az oldalra néz a Mars felé. A számítások kimutatták, hogy egy ilyen forgás létrehozásához Deimosznál több tízmillió évre volt szükség, a Phobosnál pedig csak több százezer évre volt szükség – kozmogóniai léptékeken tekintve jelentéktelen időkre.

A Phobosról 1976-1977-ben készült fényképeken. a Vikint-Orbiter űrrepülőgépről jól láthatók a hosszú párhuzamos, mintegy 500 m széles barázdák (39. ábra). Átkelnek a legősibb krátereken, de a fiatalabb kráterek átfedik a barázdákat.

A barázdák elhelyezkedése szimmetrikusnak bizonyult a 10 kilométeres Stickney-kráterhez képest. Ez adott okot J. Wewerke, T. Duxbury és P. Thomas amerikai csillagászoknak arra a hipotézisre, hogy a barázdák a Stickney-krátert megszülető óriásmeteorit becsapódása következtében kialakult mély törésekhez kapcsolódnak.

Még 1945-ben B. Sharpless amerikai csillagász felfedezett egy világi gyorsulást a Phobos mozgásában. 30 éve sok vita folyik erről a kérdésről, mind magának a gyorsulásnak a valóságáról, mind annak lehetséges magyarázatairól. A Phobos 100 éven át tartó megfigyelésének legteljesebb feldolgozása vezette V. A. Shor leningrádi csillagászt és kollégáit arra a következtetésre, hogy a hatás valós. A Phobos fokozatosan közeledik a Marshoz, és körülbelül 20-25 millió év múlva a felszínére esik. A barázdák eredetének Sauter és Harris szerinti magyarázatának tehát van némi alapja. Ami Phobos világi felgyorsulását illeti, még 1959-ben, levelező tag. A Szovjetunió Tudományos Akadémia N. N. Pariysky kimutatta, hogy ennek oka a műhold árapály-fékezése: az általa a Mars kérgében létrehozott árapálypúpok lelassítják a műhold mozgását, alacsonyabb pályára kerül, ezért mozgása felgyorsul.

A távolabbi Deimos nem tapasztal ilyen erős árapályfékezést, pályája többé-kevésbé stabil, felületén nem találtak barázdákat.

A Mars holdjainak felszíne nagyon sötét, albedójuk 0,05, mint a holdtengereké. Közvetlen fényképek, fotoelektromos és polarimetriás megfigyelések azt mutatják, hogy mindkét műhold felszínének külső rétege finomra zúzott por, amelynek rétege körülbelül 1 mm vastag. Összetétele láthatóan bazaltos, jelentős karbonátkeverékkel.

Az infravörös megfigyelések a külső burkolat rendkívül alacsony hővezető képességét jelzik, ami megerősíti a porréteg hipotézisét.

Térjünk most az aszteroidák természetére. Az aszteroidagyűrű szerkezetével itt nem foglalkozunk, hanem A. N. Simonenko „Az aszteroidaöv” című brosúrájára (M.: Znanie, 1977) és a könyv végén található hivatkozási listában felsorolt ​​cikkekre hivatkozunk. Nézzük meg ezeknek a testeknek a fizikai jellemzőit.

Rizs. 40. Kisbolygók reflexiós képessége a hullámhossz függvényében (K. Chapman és T. McCord szerint).

Számos nagy aszteroida fényvisszaverő képességét (albedóját) és színét beszédesen illusztrálják a K. Chapman és T. McCord által összeállított grafikonok (40. ábra). Számos érdekes következtetés következik belőlük. Így a Vesta aszteroida csaknem 10-szer jobban visszaveri a fényt, mint Bamberg; A Ceres és a Pallas gyakorlatilag szürkék (reflexiójuk nem változik a hullámhosszal), a Juno pedig észrevehetően vöröses (a vörös sugarak albedója nő). A Vesta 0,9 μm körüli mély abszorpciós sávot mutat, amelyet korábban T. McCord és J. Adams fedezett fel a Mars spektrumában. A ferroszilikátok (például olivinek) és néhány vas-oxid csoportjára jellemző.

A Ceres alacsony albedója a Hold és a Merkúr albedójához hasonlítható. De Nemauza és különösen Bamberga szinte fekete felülettel rendelkezik, és ebben a tekintetben megközelíti a legsötétebb meteoritokat - széntartalmú kondritokat.

Az elmúlt években 187 aszteroida albedójának és méretének szisztematikus mérését végezte amerikai csillagászok két csoportja, D. Morrison és O. Hansen vezetésével.

Ennek során két új módszert alkalmaztak: a polarizációt, amelyet J. Veverka javasolt 4970-ben, a Cornell Egyetem munkatársa, és amely a polarizáció fázisváltozásának természetének az albedóértéktől való ismert függésén alapul, valamint a radiometrikus módszert, amelyet D. fejlesztett ki. Allen (University of Minnesota), és a sugárzási fluxusok összehasonlítása alapján 10 és 20 mikronos hullámhosszon. Mindkét módszer jó egyezést adott egymással.

Kiderült, hogy az összes vizsgált aszteroida fényvisszaverő képessége szerint három csoportba osztható: sötét (C osztály), e tekintetben a széntartalmú kondritokhoz hasonló, világos (S osztály), közönséges szilikátokra emlékeztető és nagyon világos (U osztály). ) tisztázatlan ásványtani összetételű. Albedó szerinti megoszlásuk egyértelműen két fő csoportot tár fel: C és S (41. ábra). Kevés 0,2-nél nagyobb albedójú aszteroida tartozik az U osztályba; ábrán. 41 az S-osztályú aszteroidák csoportjának jobb „szárnyát” alkotják, köztük (4) Vesta, (44) Niza, (64) Angelina, (113) Amalthea (nem tévesztendő össze a Jupiter legközelebbi műholdjával). - a Naprendszerben is vannak névrokonok, (182) Elsa, (349) Dembovska és (434) Magyarország.

Rizs. 41. Az aszteroidák eloszlása ​​albedójuk szerint (D. Morrison szerint).

A legsötétebbek közé tartozik (313) Káldea (0,014 albedó), (95) Arethusa (0,019 albedó), (537) Pauli (0,021 albedó), (65) Cybele (0,022 albedó) és számos más. 187 kisbolygóból 26 (14%) albedója kisebb, mint 0,03, azaz kisebb, mint a Bambergáé. Egyébként a Jupiter Himalia és Elara rendhagyó jokereinek albedója is 0,03, ami megerősíti aszteroida természetük feltételezését, majd a Jupiter általi elfogást.

Érdekes, hogy a C osztályú aszteroidák a Naptól távolabb helyezkednek el, mint az S osztályúké, és a kisebb bolygók között, amelyek féltengelye 3 AU. Vagyis az összes aszteroida 95%-át teszik ki. Az aszteroidagyűrű belső részén a C és S osztályok aránya megközelítőleg egyenlő.

A G osztályú aszteroidák szinte szürkék, az S osztályú aszteroidák vörösesek.

Egyes aszteroidák fényvisszaverő és polarizációs tulajdonságaikban közel állnak a vas-nikkel meteoritokhoz. Ezek közé tartozik (16) Psyche, (21) Lutetia és (89) Julia. Albedójuk közel 0,09.

Az aszteroidák és a meteoritok pályáinak összehasonlítása azt mutatja, hogy ezek közös eredetű testek. A meteoritok pályái általában az aszteroidaöv tartományában rendelkeznek egy aféliummal. Ha ehhez hozzávesszük optikai jellemzőik fentebb említett hasonlóságát, világossá válik, hogy e két testcsoport természete közös. Mint ismeretes, az Apollo-csoport néhány aszteroidája elhaladt a Föld közelében, különösen a Hermes 1937-ben, mindössze 580 ezer km-re haladt el a Földtől. Elvileg az ilyen testek lezuhanása a Földre nemcsak lehetséges, hanem a múltban többször is előfordult, amint azt a Földön számos, akár 100 km-es vagy annál nagyobb átmérőjű meteoritkráter is bizonyítja,