А.В. КОЗЕНКО, доктор физико-математических наук Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН
 Открытие и последующее изучение Фобоса и Деймоса наземными и космическими средствами поставили перед учеными множество вопросов, некоторые из них до сих пор остаются без ответа. Программа экспедиции АМС «Фобос», предпринятая отечественными специалистами при широкой международной кооперации два десятилетия назад, к сожалению, выполнена не полностью (Земля и Вселенная, 1989, № 5). Сегодня идет подготовка нового отечественного космического проекта «Фобос–грунт» (старт АМС намечен на октябрь 2009 г.; Земля и Вселенная, 2002, № 6; 2006, № 2, с. 12 – 14). Согласно этому проекту, предстоит детально исследовать Марс и Фобос, а также доставить образцы грунта Фобоса на Землю. Важность изучения Фобоса обусловлена тем, что в малых телах Солнечной системы, к их числу относится и Фобос, мог сохраниться тот реликтовый материал, из которого образовались все объекты нашей планетной системы.
Удивительное открытие
Известно, что существование у Марса двух спутников было предсказано задолго до их обнаружения. Еще в 1610 г. И. Кеплер предположил такую возможность. В 1702 г. в английском переводе «Бесед о множественности миров» Б. Фонтенеля говорится: «Марс не может испытывать недостатка в лунах». В 1752 г. Вольтер в «Микромегасе» писал: «Самые лучшие философы знают, как трудно было бы Марсу обладать меньше чем двумя лунами, поскольку он от Солнца – следующий». Самым удивительным, пожалуй, было предсказание Дж. Свифта, сделанное в 1726 г. За 150 лет до открытия спутников, он довольно точно указал периоды их обращения вокруг планеты (Земля и Вселенная, 1989, № 5, с. 78 – 81).
Немецкий историк науки Ф. Людендорф в начале прошлого столетия выдвинул гипотезу о том, что Дж. Свифт в качестве прообраза расположения спутников на орбитах Марса принял орбитальные параметры двух ближних к планете галилеевых спутников Юпитера. Однако по такой аналогии их правильные периоды обращения вывести не удается. Английский теоретик Н. Роузвиер обратил внимание на утверждение И. Ньютона в «Математических началах натуральной философии»: «Более мелкие планеты при прочих равных условиях имеют значительно бóльшую плотность». Если предположить, что плотность Марса в 22 раза выше, чем у Юпитера (поскольку диаметр Юпитера приблизительно во столько же раз больше диаметра Марса), и применить третий закон Кеплера, то можно получить результат Дж. Свифта. Но такое объяснение весьма искусственно и, скорее всего, не отражает реальности.
Попытки обнаружить спутники Марса можно найти в журнале наблюдений В. Гершеля за 1783 г. В середине XIX в. их поисками интенсивно занимался немецкий астроном Г. д’Арре с помощью 25-см рефрактора Копенгагенской обсерватории. Долгое время попытки обнаружить спутники Марса заканчивались неудачей.
 Американский астроном Асаф Холл (1829 – 1907) после многолетних безуспешных поисков на 66-см рефракторе Военно-морской обсерватории США (Вашингтон) 11 августа 1877 г. все-таки увидел один из спутников Марса во время противостояния планеты. Через шесть суток, 17 августа, он открыл и второй (внутренний) спутник. Ближайший к Марсу спутник он назвал Фобосом (страх), а внешний – Деймсом (ужас), именами спутников древнегреческого бога войны Ареса.
Наиболее удобны для наблюдения спутников Марса великие противостояния – случаи наибольшего сближения Земли и Марса, которые происходят каждые 15 – 17 лет. В XX в. они состоялись 24 сентября 1909 г., 23 августа 1924 г., 23 июля 1939 г., 10 сентября 1956 г., 10 августа 1971 г. и 22 сентября 1988 г., в XXI в. – 28 августа 2003 г., ближайшие произойдут 27 июля 2018 г. и 15 сентября 2035 г.
Наземные исследования
Значительный вклад в исследование спутников Марса внесли русские астрономы. В 1894 г. А.А. Белопольский (1854 – 1934) наблюдал Марс на 76-см рефракторе (большой нормальный астрограф) Пулковской обсерватории и получил восемь негативов с изображением Деймоса. Эта работа стала первым шагом в фотографическом изучении спутников Марса. Подчеркнем, съемки Деймоса, имеющего даже в периоды противостояний Марса 12 – 14m и наблюдаемого рядом с яркой планетой, дело чрезвычайно трудное. В дальнейшем фотографирование спутников Марса на том же инструменте продолжил С.К. Костинский (1867 – 1936). В 1896 г. он получил изображения Деймоса, а во время противостояния 1909 г. ему удалось сделать четкие снимки обоих спутников.
Первая теория движения марсианских спутников (1911) принадлежит Л.О. Струве (1854 – 1920), внуку основателя Пулковской обсерватории В.Я. Струве. На основе анализа наблюдений спутников в 1877 – 1909 гг. он рассчитал элементы их орбит, даже сегодня позволяющие весьма хорошо прогнозировать положения спутников на орбитах при наземных наблюдениях.
В 1945 г. американский астроном Б. Шарплес пришел к выводу о вековом ускорении Фобоса. Ускорение движения спутника происходит с течением времени, при этом высота орбиты постоянно уменьшается, так что Фобос по спирали приближается к планете. Именно такое поведение присуще небесному телу, которое теряет свою кинетическую энергию, то есть испытывает тормозящее влияние планеты.
 В 60-х гг. XX в. член-корреспондент АН СССР И.С. Шкловский (1916 – 1985), в то время считавший разумную жизнь широко распространенным явлением в космосе, выдвинул гипотезу искусственного происхождения спутников Марса. Он предположил, что тормозящее воздействие оказывает атмосфера планеты, правда намного менее плотная, чем земная. Но подобный эффект мог проявляться только при достаточно больших размерах и очень малой массе спутников Марса. По оценке И.С. Шкловского, их средняя плотность настолько мала, что они, скорее всего, полые. Таких естественных космических тел не бывает, и, следовательно, спутники созданы какой-то внеземной цивилизацией. Эта увлекательная гипотеза И.С. Шкловского не подтвердилась. Почти одновременно с ним член-корреспондент АН СССР Н.Н. Парийский объяснил, что вековое ускорение Фобоса может быть вызвано приливным торможением Марса. Такое явление происходит из-за меньшего в три раза периода обращения планеты вокруг оси. Возникающий на планете приливной выступ запаздывает по причине диссипации энергии в недрах Марса и отстает от быстро двигающегося Фобоса, отбирая у него момент количества движения, и он постепенно приближается к Марсу. Деймос обращается вокруг Марса медленнее собственного вращения планеты, поэтому приливное трение приводит к постепенному увеличению высоты его орбиты. После наблюдений движения Фобоса, проведенных в 1972 г. и 1978 г. А. Синклером и в 1975 г. В.А. Шором, установлено, что он действительно ускоряется, приближаясь примерно на 4 см в год к Марсу. Поэтому через 30 – 70 млн. лет Фобос может упасть на планету.
Впервые догадался, что поверхность спутников Марса состоит из вещества, близкого по свойствам к углистым хондритам, американский астрофизик Дж. Койпер (1905 – 1973) в конце 50-х гг. XX в. на основе фотометрических измерений. Об этом свидетельствовала, в частности, низкая отражательная способность (альбедо) обоих небесных тел, не превышающая 0.06 – 0.07.
В период противостояния 1971 г. американский астроном Б. Цельнер провел прецизионные поляриметрические измерения Деймоса и установил, что его поверхностный слой по поляризационным свойствам близок к лунному реголиту, и образован в результате микрометеоритной бомбардировки. Вероятно, Деймос, как и Луна, покрыт слабосвязанным раздробленным обломочным материалом.
Космический этап исследований
Он начался в 1969 г., когда во время пролета около Марса американской АМС «Маринер-7» на одном из снимков была обнаружена тень Фобоса на поверхности Марса. По ней сделали вывод о его вытянутой форме. Первые изображения марсианских спутников с удовлетворительным разрешением получены в 1971 – 1972 гг. АМС «Маринер-9» с орбиты искусственного Марса. Телевизионная съемка производилась при различных фазовых углах (углах освещения Солнцем). На борту этой станции размещались инфракрасный радиометр и ультрафиолетовый спектрометр, с помощью которых осуществлены фотометрические и поляриметрические измерения. В результате фотометрического анализа установлено, что поверхность спутников покрыта реголитом. Зарегистрированная значительная положительная поляризация излучения спутников (20 – 25%) подтвердила присутствие реголита. Во время прохождения Фобоса через тень Марса с помощью инфракрасного радиометра (затменный эксперимент) обнаружены быстрое охлаждение и нагрев поверхности спутника. Кроме того, у него выявлен очень низкий уровень потока излучения во время затмения. Полученная оценка тепловой инерции соответствует еще более рыхлому слою пыли, чем на Луне. Это и не удивительно, ведь на поверхности Фобоса гораздо слабее притяжение. По данным радиометрии на Фобосе и Деймосе слой реголита должен иметь толщину не менее 1 см.
Эволюция орбит спутников Марса: а)Фобоса, б)Деймоса
При пролетах «Маринеров» расстояние между ними и спутниками было не менее 4 тыс. км, а орбитальные аппараты АМС «Викинг-1 и -2» в 1976 – 1980 гг. сближались с Фобосом до 100 км, с Деймосом – до 50 км. «Викинги» впервые смогли с хорошим разрешением сфотографировать спутники, были продолжены исследования их поверхности с помощью инфракрасного радиометра. В июле 1988 г. к Марсу стартовали два аппарата-близнеца по советской программе «Фобос», один из них, «Фобос-2», через семь месяцев вышел на орбиту вокруг Марса. После серии коррекций орбиты АМС «Фобос-2» сблизилась с Фобосом. Предполагался сброс двух посадочных аппаратов на поверхность Фобоса, но из-за сбоя в системе управления связь со станцией потеряли. Тем не менее в феврале – марте 1989 г. станция получила уникальные результаты измерений тепловых характеристик Фобоса с помощью прибора «Термоскан», она выполнила фотометрические, спектральные и радиометрические исследования. С высоты до 214 км от поверхности спутника удалось сделать снимки разрешением около 10 м. На орбитах искусственных спутников Марса американские АМС «Марс Глобэл Сервейер» и «Марсианский орбитальный разведчик» («Mars Reconnaissance Orbiter») в 1998 г., 2003 г., 2006 г. и 2008 г. сфотографировали спутники с разрешением до 1 м. Стереоскопические изображения Фобоса, полученные в 2004 г. и июле – августе 2008 г. европейской АМС «Марс Экспресс» при сближении с ним, дали возможность определять высоту деталей поверхности и подробно изучать его рельеф – разломы, кратерные цепочки, борозды, структуру кратеров. Астрометрические измерения уточнили параметры орбит спутников Марса.
Деймос. Снимок сделан 20 октября 1977 г. АМС "Викинг-1" с расстояния 1400 км. Во врезке - орбитальный отсек "Викинга" (США, 1976-1980). Рисунок и фото NASA
Происхождение кратеров и борозд
Поверхность Фобоса сильно испещрена кратерами. Специалисты определили возраст поверхности спутника – около 2 млрд. лет (предполагая, что поток образующих кратеры тел был таким же, как на Луне). По-видимому, возраст различных участков поверхности Фобоса одинаков, поэтому нет оснований предполагать, что в прошлом, по крайней мере за последний миллиард лет, произошло крупномасштабное дробление спутника. Наибольший на Фобосе кратер Стикни (диаметр 10 км) назван в честь супруги А. Холла, ему уступают по размерам кратеры Холл (6 км) и Рош (5 км). Скорее всего, происхождение борозд (линейных углублений в реголите) связано с образованием кратера Стикни. Эти борозды шириной 100 – 200 м и глубиной 10 – 20 м простираются на расстояние до 30 км, что превышает наибольший поперечник Фобоса. Плотность кратеров в бороздах свидетельствует о том, что борозды не моложе остальной поверхности спутника. Многообразие борозд можно свести к четырем группам: параллельные экватору, перпендикулярные наибольшей оси спутника и симметрично пересекающие экваториальную плоскость под углами ±25°. Сложный рельеф некоторых участков Фобоса образован неоднородным расположением борозд и пересечениями нескольких их параллельных групп. Поперечный профиль борозд, как правило, аркообразный, склоны борозд – довольно пологие и сглаженные, с наклоном 10 – 30°. У наиболее крупных борозд (шириной 400 – 600 м и глубиной 60 – 90 м) в окрестностях кратера Стикни обнаружена сложная топография дна.
Предложены три механизма, объясняющие образование борозд: ударное разрушение, приливное воздействие и влияние сил сопротивления среды при гипотетическом захвате спутника Протомарсом, обладающем мощной атмосферой. Последний механизм невозможен, потому что не объясняет морфологию борозд, да и сам сценарий базируется на довольно непонятном явлении. Механизм приливного происхождения борозд также не достаточно убедителен. Скорее всего, Фобос находится гораздо ближе к Марсу, чем его предел Роша. Напомним, что предел Роша – это предельное расстояние небесного тела от планеты, ближе которого оно не может подойти, не будучи разорвано приливными силами. Поэтому Фобос должен испытывать растягивающие напряжения вследствие приливного воздействия Марса. Поскольку Фобос не всегда находился так близко к планете, как в современную эпоху, а медленно приближается по спирали к Марсу, то часть борозд должна быть очень молодой. На самом деле, они, вероятно, не моложе остальной поверхности спутника, что ставит под сомнение гипотезу приливного происхождения борозд. Наиболее приемлем, по-видимому, механизм ударного разрушения спутника, если рассматривать образование борозд на Фобосе как следствие ударного растрескивания всего спутника при возникновении крупнейшего и самого старого кратера Стикни. Косвенным подтверждением этой гипотезы служит отсутствие борозд на Деймосе, где нет кратеров, сопоставимых по размерам со Стикни. Энергия удара, вызвавшего формирование кратера Стикни, оценивается в 6.5 × 1025 эрг, что при делении на объем спутника дает плотность энергии 1.3 × 107 эрг/см3. Для полного же разрушения Фобоса было бы достаточно плотности энергии около 3 × 107 эрг/см3, то есть при энергии удара, всего в 2.5 раза большей, спутник разрушился бы полностью. Считается, что при столь мощном ударе в теле спутника могли образоваться трещины, превратившиеся со временем в борозды, вследствие постепенного заполнения их реголитом.
Восточное полушарие Фобоса. Снимок сделан 22 августа 2004 г. АМС "Марс Экспресс" с расстояния 200 км. Во врезке – АМС "Марс Экспресс" (ESA, 2005–2009). Рисунок и фото ESA, NASA
Природа борозд на Фобосе объясняется иначе. Вероятно, их образование вызвано внезапным высвобождением летучих веществ при столкновении Фобоса с телом, приведшим к появлению кратера Стикни. При анализе ультрафиолетового излучения на Фобосе найдены глиноземистые материалы, которые есть в углистых хондритах, содержащие 10 – 20 массовых процентов связанной воды, и нестабильны при температуре 400 К. Поскольку температура подповерхностных слоев Фобоса не менее 250 К, то при сильном ударе, локально поднявшем температуру хотя бы на 150 К, должно было начаться выделение газов. Цепочки небольших кратеров на Фобосе могли образоваться при выделении летучих веществ вдоль трещин. Также интерпретируются углубления в некоторых бороздах и появление их приподнятых краев. Это особенно важно, так как объяснить углубления в бороздах выведением реголита в разломы трудно, потому что из-за малой силы тяжести процесс оседания реголита становится неэффективным.
При объяснении морфологии поверхности Деймоса возникают другие трудности. Борозд на Деймосе нет, и его динамическая ситуация иная. В отличие от Фобоса, он весьма удален от своего предела Роша. Хотя поверхность Деймоса тоже сильно кратерирована, она выглядит более гладкой из-за мощного слоя пыли. Обширные светлые области, возникшие в результате концентрации хорошо отражающего свет вещества на вершинах гребней и валах кратеров, простираются вниз тонким слоем, образуя суживающиеся потоки. Скорее всего, это объясняется скатыванием вещества под действием притяжения, так как направление переноса совпадает с наклоном поверхности. Темное вещество собирается преимущественно в низинах и на дне кратеров.
 Каменные блоки размером 3 – 150 м встречаются на обоих спутниках. Они как бы утопают в толстом слое реголита, некоторые авторы оценивают его глубину в сотни метров. Наличие столь мощного слоя реголита на марсианских спутниках может вызвать некоторое недоумение. Ведь при малой массе спутников у них незначительная скорость убегания (вторая космическая скорость), и поэтому осколки и пыль, образующиеся при ударах метеоритов, должны легко улетать с их поверхности. Но в основном скорость выброса осколочного материала все же недостаточна для преодоления гравитационного поля Марса, поэтому частицы остаются на орбитах недалеко от спутников, создавая пылевой тор у планеты, и через сравнительно небольшой промежуток времени (103 – 104 лет) вновь захватываются спутниками Марса. Аккумуляция вещества, выбрасываемого на орбиту и возвращаемого обратно, повторяясь многократно, может привести к образованию слоя реголита значительной глубины.
Строение и происхождение спутников
Фигуры спутников неправильной формы значительно отклонены от сферы. Аппроксимировать их фигуры лучше всего многогранниками, а затем определять объем и строить топографические карты. Чтобы составить впечатление о форме небесного тела, обычно выбирают наиболее простую фигуру. Фобос и Деймос моделируются трехосными эллипсоидами с полуосями 13.5 × 10.8 × 9.4 км и 7.5 × 6.1 × 5.5 км соответственно. Их объемы и массы определены пока не очень точно, что сказывается в значительных ошибках при оценке средней плотности Фобоса (2.2 ± 0.5 г/см3) и Деймоса (1.7 ± 0.5 г/см3). Сделать вывод о различном составе спутников на основе этих оценок все еще нельзя. Уточнить значение плотности спутников Марса – задача первостепенной важности, так как именно от этой характеристики зависит принадлежность спутников к тому или иному классу астероидов, узнать их происхождении. В настоящее время можно лишь утверждать, что плотность спутников почти в два раза меньше плотности Марса. Это требует особого объяснения.
Давление в центральных областях Фобоса и Деймоса меньше одной атмосферы вследствие незначительности размеров обоих спутников, поэтому можно было бы предположить, что у них постоянная плотность, не меняющаяся с глубиной (однородная модель). Но данные по вынужденной либрации Фобоса свидетельствуют о том, что этот спутник, скорее всего, неоднороден и состоит из сравнительно плотного ядра, окруженного глубоким слоем реголита низкой плотности. Поэтому плотность вещества в недрах Фобоса может быть выше величины средней плотности, что должно будет найти объяснение в соответствующем космогоническом сценарии.
Чтобы получить правильное представление о внутреннем строении и составе пород марсианских спутников, необходимы дальнейшие их исследования с помощью АМС. Они должны совершить посадки на поверхность спутников, произвести буровым устройством забор грунта, сейсмическое зондирование и тепловой эксперимент. Некоторые из этих исследований предстоит выполнить российской АМС «Фобос-грунт» (2009 – 2011). Она сначала выйдет на орбиту искусственного спутника Марса, исследует его плазменно-пылевое окружение, проведет мониторинг поверхности планеты и после этого приблизится к Фобосу. Программой предусматривается: уточнение формы, размеров, массы и плотности Фобоса; картирование его поверхности; измерение параметров либрации и движения по орбите. Затем станция должна совершить посадку на Фобос, изучить элементный и минералогический состав, микроструктуру и физические свойства грунта. С помощью грунтозаборного устройства взять колонку реголита с глубины до 1 м и доставить образцы на Землю. Распределение скорости сейсмических волн по глубине укажет на структуру недр спутника, их состав. Тепловыделение из недр тел базальтового и хондритового состава значительно различаются, так как зависят от количества радиоактивных элементов в веществе. Если тепловой поток соответствует базальтовому составу, то вещество спутника дифференцированно. Но марсианские спутники слишком малы, следовательно, они остаются холодными и недифференцированными. Характерный для базальтового состава тепловой поток указывал бы на то, что спутник – это либо фрагмент большого «родительского тела», прошедший процесс дифференциации первичного вещества, либо какого-то иного происхождения.
В современном космогоническом сценарии (Земля и Вселенная, 1988, № 2) регулярные спутники, то есть спутники с почти круговыми орбитами, лежащими в плоскости экватора планеты, сформировались из околопланетных роев прототел. Они возникли на стадии эволюции протосолнечной туманности, когда тела астероидных размеров (планетезимали) в протопланетном облаке стали объединяться в планеты. При этом часть вещества выбрасывалась на орбиты вокруг растущих планет, аккумуляция которого и привела к образованию спутников. Если спутники Марса произошли подобным образом, то их вещество никогда не входило в более крупные тела, и поэтому не дифференцировано. Так как спутники никогда не были расплавлены, они сохраняют рыхлые агрегаты осколков, из-за чего их плотность невелика.
 Описанный космогонический сценарий не объясняет значительное различие средней плотности Фобоса и Деймоса. Темная поверхность и низкая плотность позволяют относить их к астероидам типа углистых хондритов. Но углистые хондриты характерны для внешней части пояса астероидов, и остается непонятным, как они могли образоваться гораздо ближе к Солнцу в окрестностях Марса. Определенные заключения можно сделать из анализа эволюции орбит спутников Марса. Если исходить из современного значения эксцентриситета орбиты Фобоса и полагать, что ее эволюция определялась приливной диссипацией энергии, то в прошлом эксцентриситет мог достигать 0.4 – 0.5. Орбита Фобоса была столь вытянутая, что допустим сценарий его захвата Марсом с параболической на высокоэллиптическую орбиту.
Сценарий образования Фобоса как регулярного спутника из околопланетного роя, его современный эксцентриситет может объяснить гравитационным воздействием Марса. Фобос вошел в резонанс с Деймосом во время приливной эволюции почти круговой орбиты, но значительно большего радиуса, чем современной. В моменты резонанса на расстояниях 2.9; 3.2 и 3.9 радиусов Марса эксцентриситет и наклонение орбиты Фобоса могли испытывать скачки, поэтому современные их значения гораздо больше первоначальных. К тому же в сценарии захвата трудно объяснить параметры орбиты Деймоса. Вследствие большой удаленности от Марса его орбита практически не подвержена приливному влиянию и всегда оставалась почти круговой и близкой к синхронной (период обращения совпадает с периодом вращения планеты вокруг своей оси).
Астероиды, проходящие вблизи Марса движутся, как правило, не в плоскости орбиты планеты, поэтому после их захвата они ориентировались бы случайным образом. Захват возможен при малой скорости сближения, для чего Марс и астероиды должны были бы иметь почти одинаковые орбиты, что маловероятно. Более реалистичен сценарий захвата астероида марсианской атмосферой, вернее протоатмосферой, которая была в 104 – 105 раз массивнее современной. В подобной протоатмосфере захват астероида путем торможения в ней мог осуществляться неоднократно. Таким образом Фобос и Деймос – возможно, последние из некогда многочисленных существовавших ранее, но «забытых» спутников Марса. В 1982 г. на это указали американские планетологи П. Шульц и Э. Лутц–Гэрихен. Они обнаружили в экваториальной области Марса многочисленные кратеры, которые свидетельствовали о косых углах падения сформировавших их тел. Фобос и Деймос, скорее всего, просто не успели упасть на Марс, так как протоатмосфера должна была почти скачком рассеяться из-за резкого падения давления в протосолнечной туманности. Не следует забывать, что существование столь массивной протоатмосферы Марса весьма гипотетично.
Размещение научной аппаратуры и систем на российской АМС "Фобос-грунт". Рисунок НПО им. С.А. Лавочкина
Эволюция атмосферы Марса после диссипации протоатмосферы повлияла на движение спутников: они приблизились или удалились от планеты. Что на самом деле произошло, можно определить расположением спутников относительно синхронной орбиты, на которую влияет угловая скорость вращения Марса. В некоторых моделях тепловой эволюции Марса через миллиард лет после образования его скорость вращения увеличивается на 10% вследствие формирования ядра. Вероятно, спутники находились на более удаленной синхронной орбите в первый миллиард лет истории Марса. Такое условие вносит дополнительную неопределенность в эволюцию их орбит. Ось вращения Марса наклонена к плоскости его орбиты на 23° 59´, из-за чего Фобос и Деймос подвержены возмущениям в результате сжатия планеты и влияния Солнца. При их современном достаточно близком расстоянии от планеты, из-за большого периода прецессии оси вращения Марса (217 тыс. лет), он в экваториальной плоскости «ведет» за собой спутники. Такая ситуация сохраняется, когда спутники движутся около планеты на расстоянии 13.1 радиуса Марса, а в прошлом Фобос мог находиться гораздо дальше. Тогда плоскость его орбиты почти совпадала бы с плоскостью орбиты Марса.
При более детальном рассмотрении эволюции орбит учитываются влияние на диссипацию энергии либрации, эксцентриситетов орбит, физических характеристик Марса и спутников. Величина диссипации приливной энергии – критический параметр при выборе между двумя альтернативными сценариями происхождения спутников Марса: захвата или формирования из газопылевого облака. Сильная диссипация соответствует первому случаю, слабая – второму. Возможен промежуточный вариант: ударное разрушение астероидов в окрестности Марса сопровождалось повторной аккумуляцией спутников из фрагментов, что могло происходить неоднократно.
Рассмотренные сценарии происхождения спутников Марса ведут к различным моделям их внутреннего строения. В 1987 г. такие пробные модели предложил автор совместно с ведущим российским геофизиком и планетологом В.Н. Жарковым. По нашему мнению, Фобос может представлять собой твердое ядро, покрытое слоем реголита. В случае повторной аккумуляции более вероятна структура в виде груды слабо связанных между собой крупных фрагментов неправильной формы (или даже система очень мелких фрагментов, столкновения которых определили топографию спутника в процессе повторной аккреции). Одна из моделей также допускает более плотное ядро и систему трещин в виде борозд, обнаруженных на Фобосе.
Выполнение предстоящих космических программ позволит уточнить строение спутников Марса и их происхождение. Это будет также способствовать решению одной из основных задач современного естествознания – понять происхождение Солнечной системы, включая Землю.
Источник: inauka.ru.
Рейтинг публикации:
|
