Как называется планета спутником которым будет астероид. Планеты, спутники, астероиды, кометы, солнечная система, размеры планет, меркурий, венера, земля, марс, юпитер, сатурн, уран, нептун, плутон. Сравнительные размеры планет

Спутник астероида - это астероид, обращающийся по орбите вокруг другого астероида. Спутник и астероид представляют собой систему, поддерживающуюся гравитацией обоих объектов. Астероидную систему, в которой размеры спутника сопоставимы c размером астероида, называют двойным астероидом. На сегодняшний день также известны системы из трёх компонентов.
До конца XIX века астероиды представлялись учёным как одиночные тела. Но в начале XX века, с улучшением наблюдательной аппаратуры, появились предположения о существовании двойственности астероидов. Были проведены первые исследования, в частности, детально был изучен астероид (433) Эрос. Однако таких исследований было немного, и они противоречили общепринятым взглядам.
Первые попытки выявить спутники у астероидов, с помощью измерений ослабления блеска звёзд при покрытии их астероидами, были проведены для объектов (6) Геба (1977 год) и (532) Геркулина (1978 год). В ходе исследований было предположено наличие спутников у указанных объектов, однако эти данные не были подтверждены. Позже чешский астроном Петр Правец (1991 год) и немецкий Г. Хан (1994 год), обратили внимание на переменный блеск двух небольших астероидов, пролетавших вблизи Земли, который мог указывать на их двойственность. К сожалению, эти наблюдения повторить не удалось.

(243) Ида - небольшой астероид главного пояса, входящий в семейство Корониды. Был обнаружен 29 сентября 1884 года австрийским астрономом Иоганном Пализой в обсерватории города Вена (Австрия) и назван в честь нимфы в древнегреческой мифологии. Позднейшие наблюдения идентифицировали Иду как каменный астероид класса S (один из самых распространённых спектральных классов пояса астероидов). 28 августа 1993 года мимо астероида пролетел автоматический космический аппарат «Галилео» (США), который обнаружил у Иды спутник размером 1,4 км. Спутник был назван Дактиль, в честь дактилей - в древнегреческой мифологии существ, обитавших на острове Крит на горе Ида. Дактиль стал первым спутником, обнаруженным у астероида. Он всего лишь 1,4 км в диаметре, что составляет около одной двадцатой части размера Иды. Его орбита вокруг Иды не может быть точно определена, но имеющихся данных хватило, чтобы приблизительно оценить плотность Иды.

СПУТНИКИ АСТЕРОИДОВ

Первый подтверждённый спутник астероида был открыт в 1993 году автоматической межпланетной станцией «Галилео». Он был обнаружен у астероида (243) Ида, по ходу пролета АМС вблизи объекта. Спутник назвали Дактиль. Вторым открытым спутником в 1998 году стал Маленький Принц, спутник астероида (45) Евгения. В 2002 году был открыт первый спутник у транснептунового объекта 1998 WW31.

Покадровая съёмка астероида (45) Евгения и его спутника (45) Евгения - крупный астероид главного пояса, который принадлежит к редкому спектральному классу F. Главной особенностью астероида (45) Евгения, является то, что он стал одним из первых астероидов, у которых был обнаружен спутник, и вторым, после (87) Сильвия, астероидом, который был признан тройным. Астероид был открыт 27 июня 1857 года немецким астрономом-любителем и художником Германом Гольдшмидтом с помощью 4-х дюймового телескопа, расположенного на шестом этаже его квартиры в Латинском квартале Парижа. Евгения - крупный астероид вытянутой формы, со средним размером около 214,6 км и тёмной углеродистой поверхностью, характерной для спектрального класса F. Как и (253) Матильда, астероид Евгения имеет очень низкую плотность, что может указывать на низкую пористость этого тела, а учитывая малую вероятность наличия водяного льда в составе пород этого астероида, вполне возможно, что он представляет собой не что иное как груду щебня - конгломерат механически не связанных между собой осколков, удерживаемых вместе лишь гравитацией. Оба спутника были открыты с помощью земных телескопов с использованием адаптивной оптики. Маленький принц Первый (внешний) спутник астероида (45) Евгения был обнаружен 1 ноября 1998 года при помощи телескопа CFHT, установленного на вершине вулкана Мауна-Кеа, Гавайи и получил временное обозначение S/1998 (45) 1. Впоследствии спутник был назван «Маленький принц» в честь сына французской императрицы Евгении Наполеона IV, так и не ставшего императором. Спутник имеет диаметр около 13 км и обращается вокруг астероида в экваториальной плоскости на расстоянии около 1200 км, с периодом около пяти суток. Звёздная величина спутника отличается от Евгении более чем на 6 единиц. Но, несмотря на это, его яркости хватило, чтобы он был замечен в земные телескопы, став таким образом первым спутником астероида, обнаруженным с помощью оптических наблюдений. S/2004 (45) 1 Второй (внутренний) спутник астероида (45) Евгения был обнаружен в феврале 2004 года после анализа трёх изображений, полученных в Европейской южной обсерватории в Чили и получил временное обозначение S/1998 (45) 1. Своего собственного имени он пока не имеет. Спутник имеет диаметр около 6 км и обращается вокруг астероида на расстоянии около 700 км, с периодом чуть больше двух суток.

СПУТНИКИ АСТЕРОИДОВ

Открытие спутников позволяет лучше изучить астероиды, поскольку знание спутниковых орбит имеет большое значение для получения фундаментальных физических параметров двойной системы, таких как масса, и проливает свет на её возможное формирование и эволюцию. Поэтому учёные ищут различные методы исследований астероидов, направленные на поиск у них спутников. Вот некоторые из них:

- оптический - прямые оптические наблюдения с помощью космических и наземных телескопов с адаптивной оптикой;
Оптический метод является самым очевидным, однако имеет ряд недостатков, наиболее важным из которых является сложность регистрации слабого объекта рядом с более ярким и необходимость проводить наблюдения с высоким угловым разрешением. Поэтому оптические наблюдения позволяют выявлять небольшое количество спутников, имеющих достаточно крупные размеры относительно астероида, и находящихся на значительном расстоянии от него.

- радиолокационный - c помощью космических и наземных радиотелескопов;
Радиолокационный метод позволяет довольно точно измерить форму объекта (с точностью до 10 метров на крупнейших радиотелескопах), с помощью измерения времени запаздывания отражённого сигнала. Недостаток радиолокационного метода заключается в малом радиусе действия. С увеличением расстояния до исследуемого объекта точность данных существенно снижается.

- фотометрический - измерение уменьшения блеска звезды при её покрытии астероидом;
Метод фотометрических наблюдений покрытий звёзд астероидами использует измерения уменьшения блеска покрываемой звезды. Суть метода состоит в наблюдении за звездой из зоны, находящейся вне расчётной полосы покрытия астероидом. Преимущество заключается в том, что такие наблюдения можно проводить с помощью любительских астрономических приборов. Недостаток - спутник астероида должен покрывать зону наблюдателя в момент исследования.

- пролет АМС
Исследования с помощью АМС являются наиболее точными, так как позволяют использовать имеющуюся на станции аппаратуру с близкого расстояния.

Происхождение спутников

Происхождение спутников астероидов в настоящее время однозначно не определено. Существуют разные теории. Одна из широко признанных гласит, что спутники могут быть остаточным продуктом столкновения астероида с иным объектом. Другие пары могли образоваться захватом малого объекта более крупным. Формирование в результате столкновения сдерживается моментом импульса компонентов. Двойные астероидные системы с небольшим расстоянием между компонентами вполне соответствуют этой теории. Однако она вряд ли подходит для удаленных компонентов.
Согласно другой гипотезе, спутники у астероидов сформировались на начальной стадии эволюции Солнечной системы.

Астероид Сильвия с двумя спутниками (87) Сильвия - очень крупный тройной астероид главного пояса, который принадлежит к семейству Кибелы. Он был открыт 16 мая 1866 года английским астрономом Норманом Погсоном в Мадрасской обсерватории и назван в честь Реи Сильвии, - матери братьев Ромула и Рема, легендарных основателей Рима, в честь которых названы спутники астероида. У Сильвии есть два спутника: Ромул S/2001 (87) и Рем S/2004 (87), названные в честь легендарных братьев - основателей Рима. Первый спутник (внешний), Ромул, был обнаружен 18 февраля 2001 года американскими астрономами Майклом Брауном и Jean-Luc Margot с помощью телескопа обсерватории Кека на Гавайях. Он имеет 18 км в диаметре и обращается вокруг Сильвии за 3,6496 ± 0,0007 суток по орбите с радиусом 1356 ± 5 км. Второй спутник (внутренний), Рем, был обнаружен спустя три года - 9 августа 2004 года - французскими астрономами. Он имеет 7 ± 2 км в диаметре и обращается вокруг Сильвии за 1,3788 ± 0,0007 суток по орбите с радиусом 706 ± 5 км. Вполне возможно, что спутники Сильвии, как и она сама, являются «грудами щебня», собравшимися из обломков, выброшенных на орбиту вокруг астероида в результате столкновения, и затем собравшихся в единое тело. Но в любом случае, не стоит исключать возможности обнаружения дополнительных более мелких спутников. Интересно, что при наблюдении с поверхности Сильвии оба спутника имеют угловые размеры даже большие чем у земной Луны. Так у более крупного Ромула, внешнего спутника, угловой размер составляет 0,89°, а у более мелкого Рема, внутреннего спутника, - 0,78°. Поскольку форма Сильвии далека от сферической, эти размеры могут меняться на 10% в зависимости от точки на поверхности астероида, в которой будет находиться наблюдатель. С самих же спутников Сильвия будет выглядеть просто огромной: так с внутреннего спутника (Рема) её угловые размеры будут составлять 30°х18°, а угловые размеры видимого с той же точки Ромула - всего 0,50° - 1,59°; в то же время с внешнего спутника (Ромула) её угловые размеры будут чуть поскромнее и составят 16°х10°, угловые размеры Рема, видимого с Ромула, - уже всего 0,19° и 0,62°. Поскольку оба спутника движутся примерно по круговым орбитам и приблизительно в одной плоскости, то регулярно раз в 2,2 дня они будут проходить рядом или даже затмевать друг друга. А раз в 6,52 года за счёт этих спутников на Сильвии могут происходить солнечные затмения: угловой диаметр Солнца с орбиты астероида составляет всего 0,15°, против угловых размеров в 0,89° и 0,78° у Ромула и Рема соответственно.

СПУТНИКИ АСТЕРОИДОВ

Предполагается, что многие астероиды состоят из нескольких каменных глыб, слабо связанных гравитацией и покрытых слоем реголита, поэтому небольшое внешнее воздействие может приводить к разрыву такой системы и образованию сателлитов на небольшом расстоянии.

Общие характеристики

Приливные воздействия астероида на спутник оказывают влияние на параметры его орбиты, и выравнивают оси вращения обоих объектов с осью главного момента инерции. Сам спутник со временем принимает несколько вытянутую форму под влиянием гравитационного поля астероида. Если период вращения главного тела меньше периода обращения спутника вокруг него (что является типичным для Солнечной системы), то со временем спутник отдаляется, а период вращения главного тела - замедляется.

Двойные астероиды

Двойной астероид - это система из двух астероидов, гравитационно связанных друг с другом, вращающихся вокруг общего центра масс, наподобие двойной системы звёзд.
Если астероиды примерно одинакового размера, то центр масс такой системы находится примерно посередине, между астероидами, наглядным примером такой системы является астероид (90) Антиопа. Если же спутник сильно уступает по размерам основному астероиду, то центр масс располагается внутри большего астероида, как в случае с системой Земля-Луна. К таким системам относится большинство известных бинарных систем, таких, как у астероидов (22) Каллиопа, (45) Евгения, (87) Сильвия, (107) Камилла, (121) Гермиона, (130) Электра, (283) Эмма, (379) Гуенна.

Художественное представление: (90) Антиопа и S/2000 (90) 1 (90) Антиопа - двойной астероид главного пояса, который принадлежит к темному спектральному классу C. Он был открыт 1 октября 1866 года немецким астрономом Робертом Лютером в Дюссельдорфской обсерватории и назван в честь персонажа древнегреческой мифологии, однако чьё именно имя ему присвоено, достоверно неизвестно, поскольку оно имеет двойное значение в мифологии древних греков: астероид мог получить название в честь Антиопы из Беотии, либо в честь Антиопы-амазонки - дочери Ареса. До 2000 года Антиопа считалась одиночным астероидом, диаметром около 120 км. 10 августа 2000 года группой астрономов, работающих в обсерватории Кек на Гавайских островах, с использованием адаптивной оптики был обнаружен второй компонент, который в настоящее время имеет обозначение S/2000 (90) 1. Астероиды со спутниками открывали и ранее, однако в предыдущих случаях размеры спутника были значительно меньше основного компонента. Диаметр спутника Антиопы оказался сопоставимым с диаметром астероида, поэтому Антиопа считается первым открытым двойным астероидом. Любопытно, что ещё в 1997 году анализ кривой блеска Антиопы показал классическую затменно-бинарную форму, которую следует ожидать от двух компонентов одинакового размера, наблюдаемых с ребра орбиты, хотя авторы работы и не предоставили такое толкование. Компоненты системы обращаются вокруг общего центра масс на расстоянии 171 ± 1 км. Анализ кривой блеска, проведённый в 2001 году, показывает, что вращательные периоды обоих тел совпадают с периодом обращения, что является характерным для синхронного вращения. Плоскость вращения системы наклонена на 63,7° по отношению к плоскости эклиптики Солнечной системы. Компоненты системы имеют сходные размеры: средний диаметр Антиопы составляет 87,8 км, её спутника - 83,8 км. Исследования особенностей кривой блеска астероида, проведённые российскими учёными Пулковской обсерватории и Институтом солнечно-земной физики в Иркутске, отмечают сильную зависимость блеска от фазового угла, что может говорить об очень сплюснутой форме компонентов.

СПУТНИКИ АСТЕРОИДОВ

Некоторые ударные кратеры, такие, как кратер Клируотер в Канаде, могли быть образованы как раз при падении бинарных астероидов.
Пути формирования бинарных систем недостаточно ясны. Случайный захват астероидов в главном поясе в результате тесного облёта практически невозможен, так как при захвате спутника происходит его сильное приливное торможение, которое, в соответствии с законом сохранения энергии, сопровождается сильнейшей деформацией спутника под действием приливных сил, при которой его кинетическая энергия переходит в тепло. Для крупных тел такой захват вполне допустим, но в случае с телами малой массы, такими, как большинство астероидов, он недопустим, потому что ввиду огромной скорости (больше десяти км/с) кинетическая энергия движения даже сравнительно небольшого тела настолько велика, что из-за малой массы астероида его гравитации просто не хватит, чтобы остановить относительно крупное тело и перевести его на стабильную орбиту вокруг себя.

Художественное представление: 1998 WW31 и МАС S/2000 (1998 WW31) 1 1998 WW31 открыт в 1998 году Глубоким исследованием эклиптики (DES). 1998 WW31 - двойная система с другим объектом, предварительно обозначаемым МАС S/2000 (1998 WW31) 1: первый транснептуновый двойной объект, открытый после Плутона, и один из самых симметричных двойных объектов, известных в Солнечной системе. Два тела очень близки по размерам, отношение диаметров 1,2 и массе (отношение 1,74), предполагается наличие аналогичных поверхностей и плотности. Их орбитальный период составляет около 570 дней, и они находятся на расстоянии 4000 (сближение) - 40 000 км, большая полуось - около 22 000 км. Их диаметры могут быть в диапазоне 100-150 км, а плотность - 1,0-2,0. Их суммарная масса составляет 1/6000 долю массы системы Плутон-Харон.

СПУТНИКИ АСТЕРОИДОВ

Предполагается несколько возможных способов формирования двойных систем астероидов. Двойные системы таких астероидов, как (22) Каллиопа, (45) Евгения и (87) Сильвия, могли образоваться при разрушении родительского астероида в результате столкновения с другим астероидом. Транснептуновые бинарные системы могли образоваться ещё во время формирования Солнечной системы в результате взаимного захвата. Из-за большой удалённости от Солнца их орбитальные скорости, а следовательно и кинетическая энергия движения очень малы, что делает такой захват вполне возможным.
Такие системы могут образоваться также в результате тесного сближения с какой-нибудь крупной планетой, например, Землёй. При этом, из-за действия внутренних напряжений, возникающих под действием приливных сил, астероиды часто распадаются на несколько фрагментов, которые потом могут соединиться в кратную систему или просто двигаться вместе по близким орбитам.

4 снимка системы Патрокл - Менетий, сделанные при помощи адаптивной оптики в обсерватории Кека (2005) и обсерватории Джемини (2007) (617) Патрокл - двойной троянский астероид Юпитера, двигающийся в точке Лагранжа L5, в 60° позади планеты, принадлежащий к редкому спектральному классу P. Он был открыт 17 октября 1906 года немецким астрономом Августом Коппфом в обсерватории Хайдельберга, Германия и назван в честь персонажа древнегреческой мифологии, участника Троянской войны Патрокла, сына Менетия и Сфенелы. До 2001 года Патрокл считался одиночным астероидом, диаметром около 120 км. 22 сентября 2001 года в Обсерватории Джемини, которая имеет два восьмиметровых телескопа на Гавайях и в Чили, у Патрокла был обнаружен спутник, получивший обозначение S/2001 (617) 1. 2 февраля 2006 года его назвали Менетием. В феврале 2006 года были точно измерены орбиты компонентов системы. Они вращаются вокруг общего центра масс за 4,283±0,004 дня, на расстоянии 680±20 км, по примерно круговой орбите. Сравнив свои наблюдения с тепловыми измерениями, полученными в ноябре 2000 года, астрономы оценили размеры компонентов системы. Больший компонент - 122 км в диаметре - сохраняет имя Патрокла. Меньший компонент - 112 км - теперь называется Менетий. Патрокл считается первым открытым двойным астероидом-троянцем. Из-за низкой плотности компонентов (0,8 г/см 3), меньшей чем плотность воды, группа исследователей во главе с Ф. Марши предположила, что система Патрокла больше похожа на комету по своему составу.

СПУТНИКИ АСТЕРОИДОВ

Согласно другой теории, распад астероидов может происходить под действием YORP-эффекта, который заключается в увеличении скорости вращения астероидов неправильной формы под действием фотонов из-за неравномерного альбедо поверхности. Было высказано предположение, что в результате этого эффекта скорость вращения астероида может возрасти настолько, что приливные силы разорвут его на две части.

Астероиды представляют собой небесные тела, которые были образованы за счет взаимного притяжения плотного газа и пыли, вращающихся по орбите вокруг нашего Солнца на раннем этапе его формирования. Некоторые из таких объектов, вроде астероида , достигли достаточной массы, чтобы сформировать расплавленное ядро. В момент достижения Юпитера своей массы, большая часть планетозималей (будущих протопланет) была расколота и выброшена с изначального пояса астероидов между Марсом и . В эту эпоху сформировалась часть астероидов за счет столкновения массивных тел в пределах воздействия гравитационного поля Юпитера.

Классификация по орбитам

Астероиды классифицируются по таким признакам как видимый отражения солнечного света и характеристики орбит.

Согласно характеристикам орбит астероиды объединяют в группы, среди которых могут выделять семейства. Группой астероидов считается некоторое число таких тел, характеристики орбит которых схожи, то бишь: полуось, эксцентриситет и орбитальный наклон. Семейством астероидов следует считать группу астероидов, которые не просто движутся по близким орбитам, но вероятно являются фрагментами одного большого тела, и образованы в результате его раскола.

Наиболее крупные из известных семей могут насчитывать несколько сотен астероидов, наиболее компактные же – в пределах десяти. Примерно 34% тел астероидов являются членами семей астероидов.

В результате образования большинства групп астероидов Солнечной системы, их родительское тело было уничтожено, однако встречаются и такие группы, родительское тело которых уцелело (например ).

Классификация по спектру

Спектральная классификация основывается на спектре электромагнитного излучения, который является результатом отражения астероидом солнечного света. Регистрация и обработка данного спектра дает возможность изучить состав небесного тела и определить астероид в один из следующих классов:

• Группа углеродных астероидов или C-группа. Представители данной группы состоят по большей части из углерода, а также из элементов, которые входили в состав протопланетного диска нашей Солнечной системы на первых этапах ее формирования. Водород и гелий, а также другие летучие элементы практически отсутствуют в углеродных астероидах, однако возможно наличие различных полезных ископаемых. Другой отличительной чертой подобных тел является низкое альбедо – отражающая способность, что требует использования более мощных инструментов наблюдения, нежели при исследовании астероидов других групп. Более 75% астероидов Солнечной системы являются представителями C-группы. Наиболее известными телами данной группы есть Гигея, Паллада, и некогда — Церера.
• Группа кремниевых астероидов или S-группа. Астероиды такого типа состоят в основном из железа, магния и некоторых других каменистых минералов. По этой причине кремниевые астероиды также называются каменными. Такие тела имеет достаточно высокий показатель альбедо, что позволяет наблюдать за некоторыми из них (например Ирида) просто при помощи бинокля. Число кремниевых астероидов в Солнечной системе составляет 17% от общего количества, и они наиболее распространены на расстоянии до 3-х астрономических единиц от Солнца. Крупнейшие представители S-группы: Юнона, Амфитрита и Геркулина.

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

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

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

Таблица 6

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

Таблица 7

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Из какого вещества они могут состоять, пока неясно.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

(см. скан)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Солнце и небесные тела, вращающиеся вокруг него под действием притяжения, образуют Солнечную систему. В нее, кроме самого Солнца, входят 9 главных планет, тысячи малых планет (чаще называемых астероидами), кометы, метеориты и межпланетная пыль.

9 главных планет (по мере удаления от Солнца): Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Они делятся на две группы:

Ближе к Солнцу планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс); они средних размеров, но плотные, с твердой поверхностью; со времени своего образования они прошли большой путь эволюции;

мала, и у них нет твердой поверхности; их атмосфера состоит главным образом из водорода и гелия.

Плутон стоит особняком: маленький и одновременно небольшой плотности, он имеет чрезвычайно вытянутую орбиту. Вполне возможно, когда-то он был спутником Нептуна, но в результате столкновения с каким-нибудь небесным телом «обрел независимость».

Солнечная система

Планеты вокруг Солнца сконцентрированы в диске радиусом около 6 млрд. км - такое расстояние свет пробегает менее чем за 6 часов. А вот кометы как считают ученые, прилетают к нам в гости из гораздо более далеких краев. Самая близкая к Солнечной системе звезда находится на расстоянии 4,22 светового года, т.е. почти в 270 тысяч раз дальше от Солнца, нежели Земля.

Многочисленное семейство

Свой хоровод вокруг Солнца планеты водят в сопровождении спутников. Сегодня в Солнечной системе известно 60 естественных спутников: 1 у Земли (Луна), 2 у Марса, 16 у Юпитера, 17 у Сатурна, 15 у Урана, 8 у Нептуна и 1 у Плутона. 26 из них были открыты по фотографиям, сделанным с космических зондов. Самый большой спутник, Ганимед, вращается вокруг Юпитера и имеет 5260 км в диаметре. Самые маленькие, размером не больше скалы, - около 10 км в поперечнике. Ближе всех к своей планете находится Фобос, который обращается вокруг Марса на высоте 9380 км. Дальше всех удален спутник Синопе, орбита которого проходит в среднем на расстоянии 23 725 ООО км от Юпитера.

Начиная с 1801 года были открыты тысячи малых планет. Самая большая из них - Церера - диаметром всего 1000 км. Большинство астероидов находится между орбитами Марса и Юпитера, на удалении от Солнца в 2,17 - 3,3 раза большем, чем у Земли. Однако некоторые из них имеют очень вытянутые орбиты и могут проходить недалеко от Земли. Так, 30 октября 1937 года Гермес, малая планета диаметром 800 м, прошел всего в 800 000 км от нашей планеты (что лишь в 2 раза больше расстояния до Луны). В астрономические списки уже занесено более 4 тысяч астероидов, но каждый год наблюдатели открывают все новые и новые.

Кометы, когда они далеко от Солнца, представляют собой ядро поперечником в несколько километров, состоящее из смеси льда, камней и пыли. Приближаясь к Солнцу, оно нагревается, газы из него вырываются, увлекая за собой частицы пыли. Ядро окутывается светящимся ореолом, своеобразной «шевелюрой». Солнечный ветер развевает эту «шевелюру» и вытягивает ее в направлении от Солнца в виде газового хвоста, тонкого и прямого, длиной иногда в сотни миллионов километров, и пылевого, более широкого и искривленного. С античных времен было отмечено прохождение около 800 различных комет. Их может быть до тысячи миллиардов в широком кольце у границ Солнечной системы.

Наконец, между планетами циркулируют скальные или металлические тела - метеориты и метеорная пыль. Это осколки астероидов или комет. Попадая в атмосферу Земли, они сгорают, иногда, правда, не полностью. А мы видим падающую звезду и спешим загадать желание...

Сравнительные размеры планет

По мере удаления от Солнца идут: Меркурий (диаметр около 4880 км), Венера (12 100 км), Земля (12 700 км) со своим спутником Луной, Марс (6800 км), Юпитер (140 000 км), Сатурн (120 000 км), Уран (51 000 км), Нептун (50 000 км) и, наконец, Плутон (2200 км). Планеты, более близкие к Солнцу, гораздо меньше тех, что расположены за поясом астероидов, за исключением Плутона.

Три удивительных спутника

Большие планеты окружены многочисленными спутниками. У некоторых из них, сфотографированных крупным планом американскими зондами «Вояджер» («Путешественник»), удивительная поверхность. Так, у спутника Нептуна Тритона (1) на южном полюсе шапка ледяного азота и метана, из которой вырываются гейзеры азота. Ио (2), один из четырех главных спутников Юпитера, покрыта множеством вулканов. Наконец, поверхность спутника Урана - Миранды (3) представляет собой геологическую мозаику, составленную из разломов, откосов, ударных метеоритных кратеров и огромных потоков льда.

И у астероидов есть спутники ?

Недавно полученное изображение астероида Иды с автоматической станции "Галилей" произвело сильное впечатление на астрономов всего мира. У астероида обнаружен небольшой спутник ! Но, оказывается, это далеко не первый астероид , показывающий обладание спутниками .

Как заявил Дэвид Данхем, президент международной ассоциации наблюдателей покрытий, астрономами - любителями за последние 17 лет было получено несколько косвенных свидетельств и для других крупных астероидов . Так, наблюдатели из Калифорнийского технологического института кроме основного исчезновения звезды отмечали ее вторичные исчезновения, которые в большинстве случаев могли быть легко объяснены присутствием маленьких спутников астероида . Большинство профессиональных астрономов, изучающих астероиды , отнеслись к таким предположениям весьма скептически и приписывали такие события облакам, птицам и другим, чисто земным явлениям. Однако наблюдаемая "резкость" этих событий и их близкие совпадения по времени с основными событиями убеждала самих наблюдателей в "небесной" природе происходящего.

Первые сообщение о подобном явлении было сделано еще в 1977 году после наблюдения покрытия яркой, видимой глазом, звезды Гамма Кентавра Гебой (6) 5 - го марта того же года. Второе - годом позже и касалось Геркулины (532). В обоих случаях публиковались предполагаемые рисунки астероидов и их спутников . Этим предположениям посвящена целая глава в "Книге астероидов ", изданной Аризонским университетом в 1979 году. Но в 1987 году статья "Отсутствие спутников астероидов ", опубликованная в "Икарусе", приводила результаты отрицательных наземных прямых поисков спутников астероидов . Это вполне могло произойти из-за неспокойствия атмосферы, слабости самих спутников и их близости к намного более яркому астероиду . Космические радарные наблюдения и записи покрытий давали гораздо больший шанс. Тем более, что за последние несколько лет радарными измерениями было открыто "контактно - двойственное" строение Касталии и Тоутатиса.

В самое ближайшее время, похоже, появится первый искусственный спутник астероида . В настоящее время планируется в феврале 1999 года запустить спутник "NEAR" к наибольшему из близких к Земле астероидов - Эросу (433). И если Эрос имеет хотя бы один собственный спутник , то миссия NEAR становится еще "привлекательнее". Сейчас в лаборатории прикладной физики университета им. Джона Хопкинса (Лаурел, США) идет разработка траектории "NEAR".

Первые фотографии (в зеленых лучах) астероида под номером 243 (Ида) и его спутника были получены ПЗС камерой 28 августа 1993 г. за 14 минут до максимального сближения станции с астероидом до расстояния 10 870 км. Всего было сделано несколько серий изображений в 6 спектральных полосах.

Ида - неправильной формы глыба с большим числом ударных кратеров на поверхности и максимальным размером около 56 км - принадлежит главному поясу астероидов (т. е. тем, чьи орбиты лежат между орбитами Марса и Юпитера) и является 243 - ей по счету с момента обнаружения первого астероида в начале ХIХ столетия. Она входит в так называемую семью Корониса. Маленький спутник размером всего 1,5 км еще не получил от астрономов своего имени и пока зарегистрирован как "1993(243)1", что означает год, когда была получена фотография, номер астероида и тот факт, что это первая обнаруженная луна Иды.

Хотя и кажется, что спутник "прячется" за Иду, на самом деле он слегка ближе к "Галилею ", чем сам астероид . Сопоставляя оптические изображения с данными присутствующего на борту станции картрирующего спектрометра, чувствительного в близком ИК диапазоне, группа исследователей из лаборатории реактивного движения установила, что этот спутник отстоит от центра Иды приблизительно на 100 км. Солнечный свет падает справа, а глубокая тень слева не что иное как ночная сторона такой маленькой "планетки". Разрешение изображения составляет порядка 100 м. на пиксель и в таком случае можно заподозрить существование 2 - 3 - х ударных кратеров, чьи размеры составляют около 1/7 всей поверхности спутника .

К сожалению, из - за неожиданности результата за этот пролет не удалось получить ни параметры орбиты спутника ни даже оценить период обращения. Поэтому, после некоторых колебаний было решено изменить первоначальную программу станции "Галилей", которая предполагала только ее вывод на околоюпитерианскую орбиту. После сложных маневров станция вернулась к Иде и изучала ее с февраля по конец июня 1994 г.

Источник: Astronet

И у астероидов есть спутники? Недавно полученное изображение астероида Иды с автоматической станции "Галилей" произвело сильное впечатление на астрономов всего мира. У астероида обнаружен небольшой спутник!

Этимология имен, их дни празднования и небесные покровители Есть еще один интересный способ связать свое имя и гороскоп: для этого можно использовать названия астероидов, которых открыто около пяти тысяч.

Астрологи бывают разными... Астрологи - они разные. Есть умные, есть дураки. Есть научные исследователи, есть "хвататели звезд с неба".

Новые спутники Юпитера До недавнего времени число спутников самой большой планеты Солнечной системы - Юпитера составляло двадцать восемь. Однако, как оказалось, их намного больше.

2009г - год желтого земляного Быка. Общий гороскоп. В зодиакальном гороскопе на 2009 год желтого быка есть множество позитивных факторов, воспользовавшись которыми каждый человек в 2009г может добиться значительных высот. Надо сказать, что благоприятные стечения обстоятельств, для определенных знаков зодиака, есть в каждом периоде, однако люди не всегда готовы их встретить и полностью использовать их потенциал, чему гороскоп 2009 года Быка является ярким примером.

Запущенные спутники "ГЛОНАСС" не удалось вывести на орбиту Из-за нештатной ситуации навигационные спутники "Глонасс-М", скорее всего, не удалось вывести на орбиту, сообщил "Интерфаксу" в воскресенье источник в ракетно-космической отрасли.
Телескопы Sky-Watcher в астромагазине ПЛАНЕТАРИЙ