В. Жарков А. Козенко. Фобос и Деймос

Сканировал и обработал Юрий Аболонко (Смоленск)

На первой странице обложки представлены фотографии (без соблюдения масштаба) Фобоса (слева) и Деймоса (справа)

На последней странице обложки приведены фотографии поверхности Фобоса (вверху) и Деймоса (внизу)

Глобальные характеристики и внутреннее строение24

Фобос и Деймос – спутники Марса. – М.: Знание, 1985. – 64 с, ил. – (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 1).

В брошюре рассказывается о спутниках Марса, изучение которых в последние годы достигло существенного прогресса в связи с использованием космических аппаратов. Интерес к Фобосу и Деймосу вызван, в частности, тем, что они, видимо, являются представителями класса малых объектов, весьма распространенных в Солнечной системе.

Брошюра рассчитана на широкий круг читателей, интересующихся современными проблемами астрономии.

Вокруг Солнца обращаются 9 больших планет. В порядке их удаления от Солнца это Меркурий (0,39 а. е.), Венера (0,72), Земля (1,00), Марс (1,52), Юпитер (5,20), Сатурн (9,54), Уран (19,19), Нептун (30,07) и Плутон (39,52). В скобках здесь даны расстояния планет от Солнца в астрономических единицах (1 а. е. = 149,6 млн. км).

По своим физическим свойствам планеты делятся на две группы (в скобках приводятся массы и средние плотности планет): а) планеты земной группы – Меркурий (0,3302 · 10²⁷ г; 5,44 г/см³), Венера (4,869 · 10²⁷; 5,25), Земля (5,974 · 10²⁷; 5,514), Марс (0,6422 · 10²⁷; 3,94) и б) планеты-гиганты – Юпитер (1,902 · 10³⁰; 1,334), Сатурн (0,569 · 10³⁰; 0,69), Уран (0,0872 · 10³⁰; 1,26), Нептун (0,103 · 10³⁰; 1,67).

Наименее изученная и наиболее удаленная планета Плутон вместе со своим спутником имеет массу, в 390 раз меньшую массы Земли, и по своим свойствам скорее напоминает спутники Юпитера Ганимед и Каллисто, чем какую-либо из планет¹.

¹ Зато по физическим свойствам к планетам земной группы можно отнести Луну, масса которой в 81 раз меньше земной, а средняя плотность равна 3,344 г/см³.

Обе группы планет разделены поясом астероидов – многими тысячами малых планет поперечником от около 1 до 1000 км, обращающихся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Этот пояс астероидов (а, вернее, кольцо астероидов) расположен в интервале расстояний от Солнца 2 – 4 а. е. Суммарная масса всех астероидов удивительно мала и составляет всего ¹/₂₀ массы Луны. Это свидетельствует о том, что астероиды отнюдь не являются результатом катастрофического распада большой планеты (уж очень мала эта суммарная масса). Сейчас представляется несомненным, что в зоне астероидов не произошло образование последней планеты земной группы из-за возмущающего действия гравитационного поля Юпитера. Малость Марса, видимо, обусловлена тем же эффектом.

Вообще говоря, можно условно выделить три пары объектов, связанных с планетами земной группы. Первую пару составляют Меркурий и Луна, поверхность которых в сильной степени покрыта кратерами – следами эпохи формирования планет. Вторая пара – это Венера и Земля, которые являются планетами-«близнецами». Наконец, третью пару составляют Марс и пояс астероидов, наиболее пострадавшие от своего соседа Юпитера в эпоху формирования.

В последнее время в изучении астероидов произошли крупные сдвиги. Получены свидетельства, что пояс астероидов дифференцирован по своему составу. В его внутренней, т. е. ближней к нам, зоне преобладают астероиды, состоящие из вещества, напоминающего вещество обыкновенных хондритов – наиболее распространенного типа силикатных метеоритов (из подобного же рода вещества сложены Земля и Луна). Это сравнительно светлые каменные объекты, получившие название S-астероидов. К внешнему же краю кольца астероидов растет концентрация темных объектов, получивших название С-астероидов. Их вещество напоминает вещество углистых хондритов типа 1 и 2 (или, как говорят, хондритов типа С1 и С2) – наиболее простых метеоритов, сложенных из силикатов и летучих соединений.

Таким образом, дифференциация пояса астероидов по своему составу подтверждает идею о конденсации высокотемпературных соединений на более близких расстояниях к Солнцу в первичном газопылевом облаке и конденсации низкотемпературных соединений в более удаленных районах.

Но перейдем теперь к основной теме нашей брошюры – спутникам Марса. Основные физические характеристики этих объектов приводятся в табл. 1, из которой можно заметить удивительное сходство Фобоса и Деймоса по своим размерам, массе и плотности с астероидами, вернее, с С-астероидами, поскольку по своей плотности спутники Марса (особенно Фобос) наиболее близки к метеоритам типа С1 и С2. И, по всей видимости, Фобос и Деймос действительно представляют собой два маленьких С-астероида, каким-то неизвестным пока путем попавших на орбиты вокруг Марса.

Физические характеристики спутников Марса

Характеристики	Фобос	Деймос
Масса, 10¹⁸ г	9,9 ± 1,1	2,0 ± 0,7
Размеры, км наибольший наименьший	27 ± 1 19 ± 1	16 ± 2 11 ± 1
Плотность, г/см³	2,2 ± 0,2	1,7 ± 0,2

Фобос и Деймос обладают синхронным вращением с планетой, т. е., обращаясь около нее по орбите, повернуты к Марсу одной и той же стороной. Орбиты марсианских спутников почти круговые, их эксцентриситеты соответственно равны 0,015 ± 0,001 для Фобоса и 0,0005 ± 0,0003 для Деймоса. Они лежат практически в плоскости экватора Марса: наклонение орбиты Фобоса 1,02°, наклонение орбиты Деймоса 1,82°. Большие полуоси орбит Фобоса и Деймоса соответственно равны 9378,5 и 23 459 км, периоды обращения – 7 ч 39 мин и 30 ч 21 мин. Таким образом, Фобос при своем обращении обгоняет суточное вращение планеты и для наблюдателя на Марсе восходит на западе, а заходит на востоке.

Интересно отметить, что Фобос и Деймос находятся соответственно ниже и выше стационарной, или синхронной, орбиты, на которой угловая скорость обращения спутника совпадает с угловой скоростью вращения планеты вокруг собственной оси. Причем из-за приливного трения Фобос постепенно приближается к планете, а Деймос очень медленно от нее удаляется. По оценкам некоторых специалистов, Фобос через 30 – 70 млн. лет должен упасть на Марс. Поскольку же возраст тел Солнечной системы очень велик – около 4,6 млрд. лет, то возможность наблюдения сейчас Фобоса можно считать вообще чистой случайностью.

Отсюда возникает вопрос, а не существовали ли у Марса раньше другие спутники?

Эту интересную проблему мы обсудим в конце брошюры, но ранее рассмотрим вопрос об эволюции орбит Фобоса и Деймоса, представляющий собой исключительно сложную проблему и весьма важную с точки зрения происхождения марсианских спутников. Как мы знаем, они, очень возможно, являются С-астероидами, захваченными Марсом. Таким образом, подробное изучение Фобоса и Деймоса с помощью космических аппаратов в окрестности Марса можно рассматривать как первые наблюдения обширного класса космических объектов, широко представленных в поясе астероидов (а также и среди малых спутников планет-гигантов).

На примере Фобоса и Деймоса в брошюре будет рассмотрено вероятное внутреннее строение объектов этого типа, а также структурные образования на их поверхностях. Все это дает в руки ученых богатую и уникальную информацию не только о происхождении подобных тел, но и об образовании всей Солнечной системы. Вот вкратце тот круг вопросов, с которым мы хотим ознакомить читателя.

Открытие спутников Марса не было случайным или неожиданным, как многие астрономические открытия. Но именно это обстоятельство и вызывает удивление.

И. Кеплер, по-видимому, первым высказал предположение о существовании у Марса спутников. В сочинении «Разговор со Звездным вестником», вышедшем в свет в 1610 г. и представлявшем собой подробную рецензию на «Звездный вестник» Г. Галилея, он писал:

«...Я далек от мысли усомниться в твоей правоте в остальной части книги и там, где речь идет о четырех лунах Юпитера. Но я предпочел бы вместо этого иметь зрительную трубу, с которой превзошел бы тебя, открыв две (как того требует, на мой взгляд, пропорция) луны у Марса... Для этой охоты, если говорить о Марсе, наиболее подходящим временем следует считать будущий октябрь, когда Марс окажется в противостоянии с Солнцем, а Земля (за исключением 1608 г.) будет совсем рядом, с ошибкой вычислений меньше 3°»².

² При противостоянии Земля находится на прямой, соединяющей Марс с Солнцем.

Мы видим, что И. Кеплер не только правильно предсказывает количество спутников у Марса, но и дает разумные рекомендации относительно наиболее благоприятного времени их поисков, основываясь на им же самим усовершенствованной коперниканской системе. Однако пройдет более двух с половиной столетий, прежде чем спутники Марса будут обнаружены.

Авторы популярных книг часто заинтриговывают читателей удивительным предсказанием спутников Марса, сделанным в 1726 г. Дж. Свифтом, автором «Путешествия Гулливера». Действительно, Дж. Свифт за 150 лет до открытия Фобоса и Деймоса довольно точно дал периоды их обращения вокруг планеты, что уже нельзя объяснить простым совпадением.

Немецкий астроном и историк науки Ф. Людендорф в начале нашего столетия предположил, что Дж. Свифт в качестве прообраза пространственного распределения спутников Марса принял распределение двух ближних к планете галилеевых спутников Юпитера. Однако периоды обращения вывести по такой аналогии нельзя. Как подчеркнул в связи с этим английский исследователь Н. Роузвиэр, в «Началах» И. Ньютона имеется утверждение, что «более мелкие планеты при прочих равных условиях имеют значительно большую плотность». И если далее предположить, что плотность Марса в 22 раза больше, 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.

Вообще говоря, предположение о возможном наличии у Марса двух спутников было довольно широко распространенным во времена Дж. Свифта. Еще в 1702 г. в английском переводе «Бесед о множественности миров» Б. Фонтенеля говорилось, что «Марс не может испытывать недостатка в лунах». И в 1752 г. в «Микромегасе» Ф. Вольтера было сказано, что «самые лучшие философы знают, как трудно было бы Марсу обладать меньше чем двумя лунами, поскольку он от Солнца – следующий».

Поэтому не следует удивляться тому, что еще в сделанных В. Гершелем в 1783 г. пометках можно отыскать свидетельства попыток найти спутники Марса. В середине прошлого века их поисками интенсивно занимался Г. д'Аррэ с помощью 25-сантиметрового рефрактора Копенгагенской обсерватории. Однако все попытки обнаружить спутники Марса заканчивались неудачей.

Успех выпал на долю А. Холла, впервые увидевшего спутник Марса 12 августа 1877 г. при наблюдениях на 66-сантиметровом рефракторе Морской обсерватории США. А 17 августа, буквально через 5 суток, им был открыт и второй (внутренний) спутник. Ближайший к Марсу спутник был назван Фобосом, а внешний – Деймосом – по древнегреческим именам спутников бога войны Ареса (Марса) Страха и Ужаса.

Сейчас астрономические наблюдения спутников Марса проводятся, как правило, во время противостояний. Наиболее удобны при этом великие противостояния (случаи наибольшего сближения Земли и Марса), которые происходят через каждые 15 – 17 лет. Большое количество наблюдений принадлежало русским астрономам, работавшим с 76-сантиметровым рефлектором Пулковской обсерватории. Так, например, С. К. Костинский получил в Пулкове первые фотографические изображения Деймоса (еще в 1896 г.), а в противостояние 1909 г. сделал четкие снимки обоих спутников.

Однако следует сказать, что с астрометрической точки зрения эти наблюдения не имели преимуществ перед визуальными.

Первые указания на то, что поверхности спутников Марса состоят из вещества углистых хондритов, получил Дж. Койпер в конце 1950-х годов на основе фотометрических измерений. На это, в частности, указывала низкая отражательная способность поверхностей обоих тел. Доля отраженного солнечного света (альбедо) составляла всего 0,06 – 0,07.

В противостояние 1971 г. Б. Цельнер провел прецизионные поляризационные измерения Деймоса и получил, что они соответствуют поляризации света при отражении от слоя лунного реголита³. Тем самым было получено указание на то, что поверхность Деймоса покрыта слоем реголита.

³ Лунная поверхность выстлана слабосвязанным раздробленным обломочным материалом, получившим название реголита. Как оказалось, и астероиды, и спутники Марса тоже покрыты подобным материалом.

Первая теория движения марсианских спутников была выдвинута в 1911 г. Г. В. Струве, сыном основателя Пулковской обсерватории В. Я. Струве. На основе анализа наблюдений спутников, ведшихся с 1877 по 1909 г., он рассчитал элементы орбит, и сегодня позволяющие весьма хорошо прогнозировать положения спутников на орбитах при наземных наблюдениях.

В 1945 г. Б. Шарплесс пришел к заключению о наличии у Фобоса векового ускорения, т. е., по его мнению, движение спутника по орбите ускоряется со временем, причем сама орбита постоянно сокращается, так что Фобос по спирали приближается к планете. По оценке Б. Шарплесса, получилось, что приблизительно через 15 млн. лет этот спутник должен упасть на Марс и прекратить тем самым свое существование.

При проведении исследований Фобоса и Деймоса с помощью космических аппаратов (КА) в окрестностях Марса полученные из наземных наблюдений характеристики марсианских спутников, а также элементы их орбит в значительной степени были уточнены. Далее в брошюре мы подробнее рассмотрим результаты этих исследований, но не следует думать, что наземные наблюдения сейчас уже не имеют значения. Как раз, наоборот, космические исследования проводились в весьма узкие промежутки времени, а для получения информации, скажем, об эволюции орбит спутников Марса необходимы постоянные измерения, что можно сделать сейчас лишь при наземных наблюдениях.

Методы исследований. Качественно новый этап в изучении спутников Марса наступил в 1969 г., когда были начаты их исследования с помощью КА. Причем основная масса информации была получена из анализа фотоснимков, переданных на Землю. Так, телевизионная съемка, проведенная с помощью КА «Маринер-9» в период 1971 – 1972 гг., позволила получить изображение марсианских спутников с весьма высоким разрешением при различных фазовых углах (углах освещения Солнцем).

Проводились измерения и в других областях спектра. На борту КА «Маринер-9», например, были установлены инфракрасный радиометр и ультрафиолетовый спектрометр. Осуществлялись фотометрические и поляриметрические измерения, и, в частности, сравнительный фотометрический анализ указал на возможность наличия реголита на спутниковых поверхностях. При поляриметрических измерениях, выполненных при больших фазовых углах, была выявлена большая положительная поляризация излучения спутников (20 – 25%), что также характерно для реголитового покрытия.

Фобос исследовался еще и с помощью инфракрасного радиометра на длинах волн 10 и 20 мкм, когда спутник проходил через тень Марса. Оказалось, что Фобос очень быстро охлаждается и нагревается, а кроме того, у него очень низкий уровень потока излучения в течение затмения. Полученное значение тепловой инерции⁴ отвечает еще более рыхлому слою пыли, чем на Луне. Это и не удивительно, ведь на поверхности Фобоса гораздо слабее притяжение.

⁴ Величина тепловой инерции определяет тепловой режим поверхности: чем больше эта величина, тем меньше колебания температуры при заходе и восходе Солнца. Значение этой величины составляет для сплошных горных пород примерно 20, для пемзы, гравия, песка – 100 – 200, а для различных порошков в вакууме – около 1000 (последнее характерно и для поверхности Луны).

Фотоснимки спутников Марса, полученные с помощью КА, в особенности начиная с июля 1976 г. (КА «Викинг»), использовались также и для повышения точности астрометрических наблюдений. На этих фотоснимках спутники, как правило, находятся на фоне звезд, координаты которых известны с большой точностью, что позволяет получать и с высокой точностью координаты спутников. В результате применения космических методов погрешность в определении положения спутников Марса уменьшилась более чем в 10 раз.

При пролетах КА «Маринер-9» около Фобоса и Деймоса расстояние между КА и марсианскими спутниками, как правило, превышало 4000 км. Во время выполнения программы «Викинг» было несколько пролетов КА на расстоянии около 100 км от спутников (и даже 50 км от Деймоса). При пролетах на большом расстоянии от поверхности спутников были получены снимки с умеренным разрешением: на них видны детали размером не менее 200 м. Эти снимки в основном использовались для получения общих характеристик поверхностей.

В течение близких пролетов получались снимки с наилучшим пространственным разрешением, на которых можно было различать детали размером около 1 м. Сделанные же стереоскопические изображения дали возможность определять высоту деталей поверхности и подробно изучать разломы, кратерные цепочки, структуру самих кратеров и т. д. Рассмотрим теперь морфологические особенности поверхностей Фобоса и Деймоса более подробно.

Морфология поверхностей. Изучение морфологии поверхности как у Фобоса, так и у Деймоса позволило выделить четыре основные группы поверхностных образований: 1) кратеры⁵ и непосредственно связанные с ними особенности (области, покрытые выбросами, реголит); 2) удлиненные депрессии, или борозды, а также системы параллельных борозд (такой тип рельефа характерен только для Фобоса); 3) различные по альбедо структуры (темное вещество в кратерах, более светлые кратерные валы на Деймосе, так же как и светлые лентовидные образования); 4) гребневидные формы.

⁵ Все эти кратеры, естественно, ударного происхождения, поскольку Фобос и Деймос слишком малы для возникновения в их недрах вулканической активности.

Все эти особенности представлены на картах Фобоса и Деймоса, которые приведены на рис. 1 – 3. Бросается в глаза обильное покрытие поверхностей обоих спутников кратерами. В случае Фобоса П. Томасом была предложена морфологическая классификация кратеров по аналогии с лунными: 1) четко выраженные, или «молодые», кратеры, имеющие протяженные отчетливые валы; 2) сглаженные кратеры, не имеющие четкого вала по всему своему периметру; 3) деградировавшие кратеры с размытыми валами (они гораздо менее глубокие, чем кратеры предыдущих классов, и сами значительно покрыты кратерами и изрезаны бороздами); 4) кратеры-призраки, следы которых представляют собой едва различимые круговые депрессии (их часто трудно или совсем невозможно увидеть при прямом солнечном освещении).

Исследования морфологии кратеров Фобоса еще только начинаются, но уже получены важные результаты. Так, например, измерения длины тени, отбрасываемой кратерами, позволили определить глубину «молодых» и сглаженных кратеров и выявить зависимость глубины кратера d от его диаметра D : d = 0,2D. Последняя близка к аналогичной зависимости для «молодых» кратеров на Луне. Форма кратеров всех классов хорошо аппроксимируется сегментом сферы.

Советские планетологи А. Т. Базилевский и И. М. Черная в предложенной ими более детальной классификации по степени сохранности кратеров привели распределение кратеров Фобоса (в процентах) в зависимости от величины отношения их глубины к диаметру.

Интересные результаты дал подсчет кратеров на Фобосе, при котором учитывались те из них, которые имели диаметр порядка нескольких метров. Поверхностная плотность кратеров (т. е. число кратеров на единицу площади) оказалась близкой к соответствующей величине на наиболее испещренной кратерами континентальной части Луны. Подобно лунным материкам поверхность Фобоса находится в состоянии «насыщения» кратерами, т. е. формирование большего числа кратеров на поверхности уже невозможно, поскольку вновь образующиеся будут разрушать или перекрывать старые кратеры.

Это позволяет получить оценку минимального возраста поверхности спутника более 1 млрд. лет, если предположить, что поток падающих тел, вызвавший кратеры, был таким же, как на Луне. На поверхности Фобоса не имеется участков с различными возрастами, а отсюда нет оснований предполагать, что в прошлом, по крайней мере за последний 1 млрд. лет, произошло крупномасштабное дробление спутника.

Крупнейшим кратерам на Фобосе, имеющим размеры 6 и 10 км, присвоены соответственно названия Холл (в честь открывшего их А. Холла) и Стикни (девичья фамилия жены А. Холла). Собственные имена имеют и некоторые другие кратеры (например, кратер Рош). Поперечный разрез кратеров Стикни и Холла показан на рис. 4. С кратером Стикни связаны такие характерные детали поверхности Фобоса, как выбросы из кратеров и борозды.

Последние представляют собой длинные линейные депрессии, сформировавшиеся в реголите; их ширина 100 – 200 м, глубина 10 – 20 м. Они прослеживаются на расстояниях в длину до 30 км, что превышает длину наибольшего поперечника Фобоса. Карта распределения борозд показывает (см. рис. 2), что борозды отчетливо выражены у кратера Стикни и практически исчезают вблизи антиподной точки. Подсчет числа кратеров на бороздах позволяет заключить, что эти образования не моложе остальной поверхности спутника.

Всю совокупность борозд Фобоса можно подразделить на четыре группы: параллельную экваториальной плоскости, перпендикулярную наибольшей оси спутника и еще две, симметрично пересекающие экваториальную плоскость под углом около 25°. Неоднородное распределение борозд по поверхности Фобоса приводит к тому, что некоторые регионы, пересекаемые двумя и более группами параллельных борозд, придают рельефу сильно иссеченный характер. Поперечный профиль борозд сглаженный, аркообразный. Склоны борозд, как правило, довольно пологие, наклон меньше 10°, но встречается наклон и в 30°.

Только наиболее крупные борозды в окрестностях кратера Стикни имеют ширину 400 – 600 м при глубине 60 – 90 м и сложную топографию дна. Иногда на их дне встречаются тонкие линейные образования, которые сейчас принято интерпретировать как более молодые борозды.

В некоторых областях поверхности Фобоса наблюдается пересечение кратеров бороздами, вызывающими заметную их деформацию. Так, например, кратер Рош пересекает 21 борозда, каждая шириной 200 м, и он, по-видимому, несколько сплюснут в направлении, перпендикулярном бороздам, и несколько вытянут в направлении, параллельном им. Поскольку разность диаметров кратера порядка 400 м, то на каждую борозду приходится не меньше 20 м уширения, что составляет всего 0,1 их ширины.

Перейдем теперь к Деймосу. Он борозд не имеет. Размеры кратеров на Деймосе меньше, чем на Фобосе, а наиболее крупный кратер имеет диаметр 2 км. Основной особенностью поверхности Деймоса является наличие на ней значительного слоя пыли, перекрывающего кратеры диаметром менее 50 м. Этот слой пыли придает поверхности довольно сглаженный вид. Вследствие этого кратеры на поверхности Деймоса не могут быть подвергнуты такой же детальной классификации, как кратеры на Фобосе. Даже довольно крупные из них частично заполнены выбросами (примерно до глубины 5 м), чего нет на Фобосе.

Все это существенно затрудняет исследование вариации поверхностной плотности небольших кратеров на Деймосе. Тем не менее кратерная статистика свидетельствует, что эта плотность на Деймосе в пределах ошибки измерений совпадает с аналогичным показателем для Фобоса и, следовательно, для материковых областей Луны. По-видимому, нижний предел для возраста поверхности Деймоса тоже равен или более 1 – 1,5 млрд. лет.

На поверхности Деймоса заметны многочисленные блоки и участки с более высоким альбедо, что совсем не характерно для Фобоса. На снимках высокого разрешения (до 3 м) можно увидеть множество разбросанных по поверхности Деймоса глыб размером 10 – 30 м, которые могут быть обломками выброшенного материала из ближайших кратеров.

Области с большим альбедо (т. е. более светлого материала), связанные с небольшими кратерами, представляют собой узкие полосы, вытягивающиеся от одной или обеих сторон кратера. Они могут простираться на расстояние 150 м от кратера размером всего 30 м. Эти элементы поверхности, скорее всего, образованы очень тонким слоем вещества, скатившегося с кратерных валов и блоков. Скатывание вещества и его скапливание в низинах являются важными процессами, протекавшими на поверхности Деймоса. Такому способу передвижения на Деймосе был подвержен как светлый, так и темный тип вещества.

Светлый материал на Деймосе на 30% ярче, чем окружающая поверхность. Именно это обстоятельство и определяет более высокую интегральную яркость Деймоса по сравнению с Фобосом.

Происхождение структурных форм. Формирование поверхности спутников происходило под воздействием ее интенсивной бомбардировки метеороидными телами. При ударах в процесс кратерообразования вовлекалась масса грунта, на несколько порядков превышающая массы падающих частиц. Следовательно, ударное преобразование поверхности стало преобладающим процессом, формирующим ее структуры для марсианских спутников.

Измельчение спутниковых пород вызывалось также нагреванием и охлаждением поверхности. Поверхности Фобоса и Деймоса подвержены воздействиям ультрафиолетового излучения, солнечного ветра и космических лучей. Эти потоки радиации, проводя сильную активацию вещества поверхности, образуют в нем свободные валентные связи и электрические заряды, которые в условиях глубокого вакуума могут существовать продолжительное время и способствовать цементации мелкозернистого вещества поверхности. Космический вакуум также способствовал слипанию (адгезии) частиц грунта под действием межмолекулярных сил.

Однако небольшая величина силы тяжести обусловила очень рыхлое залегание пород вещества на поверхности марсианских спутников. Этот-то слой грунта на Фобосе и Деймосе, подвергшийся ударной переработке в условиях высокого вакуума (так же, как и на Луне), и называется реголитом.

Как мы знаем, на существование реголита на Фобосе и Деймосе указывали фотометрические, поляриметрические и температурные измерения, причем результаты измерений в инфракрасном диапазоне позволяют утверждать о наличии на Фобосе слоя реголита толщиной не менее 1 мм. Толщину слоя реголита на Фобосе можно оценить и исходя из объема выбросов из кратеров.

По оценкам Дж. Поллака, средняя глубина реголита на Фобосе, скорее всего, составляет несколько сотен метров, тогда как на Луне она в среднем не превышает нескольких десятков метров. Это обусловливается существенно меньшей силой тяжести на Фобосе, чем на Луне. Следовательно, реголит на Фобосе должен иметь значительно меньшую плотность вещества, чем лунный реголит. По мнению А. Т. Базилевского, не исключено также, что на Фобосе возможны выходы на поверхность и скальных пород.

Реголит под действием собственного веса и микрометеоритной бомбардировки уплотняется. Плотность его вещества должна возрастать с глубиной по экспоненциальному закону, что хорошо проверено при исследованиях на поверхности Луны и в земных лабораториях, Очевидно, что такое же распределение плотности вещества характерно и для реголита на Фобосе.

И все же наличие мощного слоя реголита на марсианских спутниках может вызвать некоторое недоумение. Ведь малая масса спутников должна приводить к незначительной скорости убегания (второй космической скорости) – наибольшей, около 13 м/с, у Фобоса. Осколки, пыль, образующиеся при ударах метеоритов, должны, следовательно, легко покидать Фобос и Деймос. Однако дело в том, что скорость выброса осколочного материала все же не достаточна для преодоления гравитационного притяжения Марса. Поэтому все эти частицы будут обращаться вокруг планеты по орбитам, близким к орбите спутников, и через сравнительно небольшой промежуток времени (от 1000 до 10 000 лет) вновь захватываться спутниками Марса.

Да и эффективность выброса осколочного материала велика лишь в случае очень сильных ударов метеоритов, когда разрушаются находящиеся под реголитом скальные породы. Как показывают исследования, при ударах даже с большими скоростями метеоритов, но по пористым мишеням скорость разлета частиц из кратера на два порядка должна быть меньше, чем при ударе по сплошному материалу, и составляет всего несколько метров в секунду. А при ударе, происходящем в реголите, более 99% выброшенного вещества должно остаться на марсианских спутниках. Установившийся при этом стационарный слой реголита (с незначительной поверхностной переработкой) соответствует случаю, когда глубина слоя первичного реголита больше, чем средняя глубина выбросов. Это как раз и достигается при средней глубине реголита в несколько сотен метров.

При образовании же марсианских спутников глубина реголита была незначительной, но последующая бомбардировка вела со временем к увеличению его толщины. Причем аккумуляция вещества, выбрасываемого на орбиту вокруг Марса, происходила по механизму циклической переработки.

Наличие мощного слоя реголита и слабой силы тяжести объясняют морфологические характеристики кратеров на Фобосе. На спутнике отсутствуют выбросы в виде лучей. Яркие кольца, заметные при малых фазовых углах вокруг многих кратеров (они на 5 – 10% ярче, чем окружающее вещество), свидетельствуют о грубо измельченных выбросах вблизи кратерных валов. Некоторые кратеры имеют более темное дно, что интерпретируется наличием отвердевшего ударного расплава.

Имеющиеся на поверхности Фобоса цепочки и неправильные группы обычно состоят из вытянутых кратеров размером от 50 до 200 м. Иногда встречаются группы в форме «елочек», характерной для вторичных кратеров на лунной поверхности. Они, видимо, появились в результате вторичного столкновения спутника с частицами, выброшенными на орбиту вокруг Марса.

Анализ так называемой ограниченной задачи трех тел в применении к системе Марс–Фобос–частица показал, что движение малой частицы имеет в этой системе исключительно сложный характер. При этом оказалось, что полость Хилла (максимальная область, в которой у небесного тела могут еще существовать спутники) для Фобоса даже не вмещает его самого: предельная замкнутая поверхность нулевой скорости (включая так называемую лагранжеву точку L₁) проходит вне тела Фобоса лишь вблизи его подмарсианской и антимарсианской точек, а в остальных местах заходит во внутрь тела Фобоса (рис. 5). Это своеобразие означает, что вокруг Фобоса не существует устойчивых спутниковых орбит.

Однако это приводит также и к тому, что значительная часть его поверхности энергетически не связана, и в прошлом при бомбардировке Фобоса метеоритами, когда его поверхность была слабо покрыта реголитом, осколочный материал с легкостью покидал спутник. Структура и расположение поверхностных деталей Фобоса во многом определяются поведением таких выбросов при образовании кратеров на его поверхности. И изучение движения выбросов можно провести на основе анализа движения частиц, покидающих поверхность синхронно вращающегося спутника.

Оказалось, что траектории выбросов сильно зависели от долготы места первичного удара и от скорости и направления выбросов. Осадочные породы на Фобосе преимущественно вытянуты к западу, что обусловлено большими скоростями выбросов в этом направлении. Типичные траектории частиц объясняют наличие петлей, выступов, точек пересечения, складок и других особенностей на поверхности спутника. Этим же обусловливается расположение вторичных кратеров и анизотропия выбросов вокруг первичных кратеров (цепочки вторичных кратеров всегда искривлены).

Правда, борозды, заметные на Фобосе, как правило, прямолинейны, что свидетельствует против их генетической связи с цепочками вторичных кратеров. Для объяснения этих структур предложены три механизма: ударное разрушение, приливное воздействие и влияние сил сопротивления среды, действующих при гипотетическом захвате спутника Протомарсом. При этом старались объяснить сам факт существования борозд, но не их морфологию. Кроме того, последний механизм сам основывается на действии недостаточно понятного явления.

О механизме приливного происхождения борозд следует сказать особо. В 1980 г. Дж. Берне и А. Добровольские, основываясь на новых определениях массы и плотности Фобоса, обнаружили, что он находится гораздо ближе своего предела Роша. Под этой величиной понимают предельное расстояние спутника от планеты, ближе которого жидкий спутник не может подойти к планете, не будучи разорван приливными силами. Фобос, вращающийся вокруг Марса ниже предела Роша, должен испытывать заметные растягивающие напряжения вследствие приливного воздействия планеты.

Но, как мы узнаем позже, Фобос не всегда находился так близко к планете, на протяжении всей своей истории он медленно по спирали приближался к Марсу. И тогда по крайней мере часть борозд должна была быть очень молодой. Однако все они не моложе остальной части поверхности Фобоса, что ставит под сомнение гипотезу приливного происхождения.

Механизм ударного разрушения также не объясняет общего расположения борозд на Фобосе, и, в частности, поверхностная плотность кратеров внутри борозд такая же, как и на других участках поверхности спутника. Считать же формирование борозд связанным со вторичными кратерами, образовавшимися вследствие выбросов вещества при возникновении кратера Стикни, как мы уже отмечали, тем более нет оснований. И все же механизм ударного разрушения, видимо, наиболее приемлем, если рассматривать образование борозд вследствие ударного растрескивания всего спутника при возникновении крупнейшего и старого кратера Стикни, размеры которого лишь немного уступают размерам самого Фобоса.

Эту гипотезу трудно проверить экспериментально, поскольку масштаб ударного процесса слишком велик, чтобы его можно было бы воспроизвести на опыте. Но косвенным подтверждением здесь служит отсутствие борозд на Деймосе, где нет кратеров, по своим относительным размерам подобных кратеру Стикни.

Энергия удара, вызвавшего формирование кратера Стикни на Фобосе, оценивается в 6,5 · 10²⁵ эрг, что соответствует плотности энергии около 1,3 · 10⁷ эрг/см³. Для полного же разрушения Фобоса достаточно было бы плотности энергии около 3 · 10⁷ эрг/см³, т. е. при величине энергии удара, всего в 2,5 раза большей, Фобос бы полностью разрушился. Естественно, что при столь мощном ударе могли бы образоваться трещины, превратившиеся со временем в борозды (с современным профилем) вследствие постепенного заполнения их реголитом (рис. 6).

Природа прямолинейных борозд на Фобосе может иметь и более сложное объяснение. Их образование могло быть связано, например, с внезапным высвобождением летучих веществ при столкновении Фобоса с телом, приведшим к появлению кратера Стикни. Действительно, анализ ультрафиолетового излучения Фобоса указывает на наличие там глиноземистых материалов, найденных и в углистых хондритах типа С1 и С2. Материал этих метеоритов содержит около 10 – 20 весовых процентов связанной воды и нестабилен при температуре выше 400 К. Поскольку подповерхностная температура Фобоса не менее 250 К, то при сильном ударе, локально поднявшем температуру на 150 К, должно было начаться выделение газов.

Выделение летучих веществ вдоль трещин может объяснить и наблюдающиеся на Фобосе цепочки небольших кратеров, и ореолы более темного вещества вокруг некоторых небольших кратеров. Этим же можно интерпретировать и углубления на некоторых бороздах, и появление их приподнятых краев. Действительно, объяснить углубления в бороздах подповерхностным выведением реголита в разломы трудно, так как малая сила тяжести на поверхности Фобоса делает неэффективным процесс оседания реголита.

Определенный интерес представляет также гипотеза советского астронома Г. А. Лейкина о связи борозд с сейсмическими собственными колебаниями, возбужденными соударением спутника с крупным телом. На поверхности Фобоса в этом случае должна возникнуть система стоячих волн, которая концентрировала слабосвязанный реголит в узлы, создавая тем самым регулярную структуру гряд и борозд.

При объяснении морфологии поверхности Деймоса встают другие трудности. Борозд там нет, и этот спутник находится в иной динамической ситуации, чем Фобос. В отличие от последнего он весьма удален от своего предела Роша. Хотя поверхность Деймоса сильно покрыта кратерами, она выглядит более гладкой, даже как бы в дымке – из-за мощного слоя пыли, перекрывающего кратеры диаметром менее 50 м. Для поверхности Деймоса характерны кратеры меньшего размера, чем в случае Фобоса.

Мощность реголита на Деймосе также меньше – его слой там имеет среднюю толщину от 10 до 50 м. Многие кратеры на Деймосе заполнены до глубины 5 м, а это дает нижний предел толщины реголита. На Деймосе заметно больше, чем на Фобосе, выброшенного на поверхность материала – как мелкого (целые участки и наполненные кратеры), так и грубого (глыбы и блоки). Возможно; это различие в морфологии поверхности объясняется более легким удержанием Деймосом выбросов вещества при образовании кратеров.

На первый взгляд это предположение выглядит парадоксальным, ведь масса Деймоса меньше, чем у Фобоса. Но не надо забывать, что Деймос более удален от Марса. Кроме того, вполне возможно, что поверхность Деймоса сложена из более слабосвязанного материала, чем поверхность Фобоса. Тогда скорости выброшенного вещества при кратерообразовании будут небольшими, и бóльшая часть массы этого вещества станет вновь выпадать на спутник.

Отличительной чертой поверхности Деймоса является наличие на ней довольно обширных областей более светлого материала. Его происхождение, может быть, связано с ударным процессом отвердевания (сплавления) вещества, играющего важную роль при ударах о слабосвязанный материал поверхности. Возможно, наоборот, светлый материал образуется в результате размельчения вследствие микрометеоритной бомбардировки, поскольку очень мелкие частицы обладают свойством повышенного альбедо. Наконец, темные и светлые области на Деймосе могут казаться таковыми лишь из-за того, что детали поверхности наблюдаются под разными углами освещенности Солнцем. Этот эффект хорошо известен для лунных кратеров.

Светлый материал на Деймосе простирается вниз по валам кратеров тонким слоем толщиной до 10 см, образуя суживающиеся потоки длиной до 3 км, которые представляют собой морфологическую особенность поверхности спутника. Предложено несколько механизмов для объяснения этих потоков. Однако вопрос этот еще не до конца ясен.

Следует сказать, что поверхностные структуры во многом являются отражением внутреннего строения спутников и их физических полей, которые и будут рассмотрены в следующем разделе.

ГЛОБАЛЬНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ И ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ

Фигура и сопутствующие характеристики. Уже первая фотография Фобоса показала, что спутник не имеет форму сферы. Впоследствии на основании данных, полученных с помощью КА «Викинг», Р. Тернер, используя 3460 реперных точек, построил модель Фобоса (в масштабе 1:60 000), причем поверхность спутника он аппроксимировал многогранником с треугольными гранями (всего 288 граней). Эта модель (рис. 7) позволила более точно определить объем Фобоса – 5620 км³, а также составить топографические карты.

Однако при изучении небесных тел обычно за форму поверхности принимают более простую фигуру. В частности, и для спутников Марса были выбраны трехосные эллипсоиды с параметрами, представленными в табл. 2. Надо сказать, что точность при этом уменьшается (хотя достигается некоторое упрощение в расчетах), и, например, объем Фобоса при аппроксимации его фигуры трехосным эллипсоидом составляет, по оценкам Дж. Веверка, 5810 км³ (см. предыдущую оценку).

Важнейшей характеристикой марсианских спутников является их масса. Наиболее точно она была определена по возмущениям скорости КА при близких пролетах около спутников. Причем возмущение регистрировалось по доплеровскому смещению радиосигналов, принимаемых в этот момент с КА. Полученные результаты с учетом упоминавшихся оценок объема спутников позволяют вывести среднюю плотность, которая оказалась различной для Фобоса и Деймоса (см. табл. 1). Однако какие-либо выводы здесь затруднительны: точность в оценках и массы и объема все еще незначительна.

Существенное значение имеет изучение гравитационных полей Фобоса и Деймоса, так как свойства этих полей не только связаны с формой поверхности, но и с распределением масс в спутниковых недрах. Правда, делать какое-либо заключение о том, как плотность массы изменяется внутри марсианских спутников, мы пока еще не можем. Конечно, полезно было бы провести измерения силы тяжести непосредственно на поверхности Фобоса и Деймоса. Однако это, естественно, дело отдаленного будущего, а, кроме того, определенные трудности здесь возникнут, если пользоваться обычными гравиметрическими приборами.

Трехосная аппроксимация спутников Марса

Основные полуоси	Фобос	Деймос
a, км	13,3 ± 0,4	7,5 ± 0,3
b, км	11,0 ± 0,3	6,1 ± 0,1
c, км	9,2 ± 0,3	5,5 ± 0,1

Так, например, маятник, который на Земле имеет период 0,5 с, на Фобосе будет совершать одно колебание за 22,5 с. Кроме того, чтобы применить гравиметры на Фобосе, придется изменить жесткость их пружины. Абсолютные измерения силы тяжести по времени свободного падения тела также станут весьма специфичными: свободное падение тела в вакууме с высоты 1 м, продолжающееся на Земле 0,451 с, на Фобосе будет происходить за 20,3 с. Помимо прочего, при измерениях силы тяжести на Фобосе необходимо станет каким-то образом исключать возмущающее влияние Марса, к которому весьма близко расположен этот спутник.

Таким образом, в настоящее время можно получать лишь глобальные характеристики гравитационных полей у марсианских спутников. Первую детальную модель гравитационного поля Фобоса построил профессор Московского университета М. У. Сагитов со своими сотрудниками. При этом использовалась модель Р. Тернера для фигуры Фобоса и предполагалось постоянство плотности в недрах спутника. Кроме того, учитывалось вращение Фобоса, вызывающее соответствующее центробежное ускорение, которое уменьшает силу тяжести на экваторе спутника.

Однако после того как выяснилось, что Фобос находится к Марсу ближе своего предела Роша, потребовалось учитывать и приливное воздействие Марса. О том, что это действительно существенно для Фобоса, можно судить из табл. 3, где представлены для сравнения параметры гравитационных полей Фобоса и Деймоса. Об этом же свидетельствует распределение ускорения свободного падения по поверхности Фобоса и Деймоса, полученное Д. Девисом, К. Хоузеном и Р. Гринбергом с учетом возмущающего поля Марса. На рис. 8, а, б приведены вычисленные этими авторами значения ускорения свободного падения (в сантиметрах на секунду в квадрате) с интервалом 10° по долготе и 5° по широте.

Характеристики физических полей Фобоса и Деймоса

Величина ускорения, см/с²	Подмарсианская точка		Полюс
Величина ускорения, см/с²	Фобос	Деймос	Фобос	Деймос
Для свободного падения тел	0,54	0,31	0,68	0,36
Для приливного взаимодействия	0,14	0,005	0,05	0,002
Для центробежных сил	0,07	0,002	0,0	0,0

Несферическая форма, сложная конфигурация гравитационного поля, центробежное ускорение и приливное воздействие Марса создают внутри его спутников напряжения, особенно значительные для Фобоса из-за его близости к планете. А. Добровольскис рассмотрел напряжения в марсианских спутниках при аппроксимации их фигуры трехосным эллипсоидом, допустив однородное распределение плотности и приняв, что по своим упругим свойствам вещество спутниковых недр идентично веществу углистых хондритов. Это позволило получить картину упругой деформации Фобоса в области экватора, показанную на рис. 9.

Фобос несколько вытянут вдоль оси, соединяющей его с Марсом, к которому, как мы знаем, он обращен всегда только одной стороной. Однако деформация вдоль этой оси незначительна, и создаваемое ею напряжение тоже очень мало. Максимальная величина напряжения в центре Фобоса также мала, и в целом вещество Фобоса вполне его выдерживает, хотя это не совсем очевидно для рыхлых пород на поверхности спутника, способных, правда, по аналогии с лунной почвой выдерживать посредством когезии (сцепления) те небольшие напряжения, которым они подвергаются.

Во всяком случае наблюдаемая ориентация борозд и линейных особенностей рельефа на Фобосе не согласуется с теорией их приливного происхождения. И, вероятнее всего, как уже обсуждалось, формирование всех этих особенностей рельефа обусловлено последствиями столкновения спутника с крупным телом, виновником образования кратера Стикни. Кроме того, в прошлом Фобос был подвержен гораздо меньшим напряжениям, поскольку находился на большом удалении от Марса и при этом меньше сказывалось приливное воздействие планеты.

В будущем же, по мере приближения Фобоса к Марсу, напряжение его в недрах будет расти. Расчеты показывают, что когда расстояние спутника до центра планеты достигнет 1,9 марсианского радиуса, начнется потеря им своего рыхлого материала с поверхности. А при еще большем сближении с Марсом Фобос будет разорван приливными силами.

Что же касается внешнего спутника Марса – Деймоса, то приливное воздействие сказывается на нем существенно меньше. Он находится гораздо дальше своего предела Роша, средняя плотность его несколько ниже, а эволюция его орбиты крайне медленная, хотя и есть указания на то, что он еще дальше удаляется от планеты.

Распределение температуры и тепловой поток. Из наблюдений марсианских спутников получают сведения, касающиеся главным образом их поверхностного вещества. Косвенным указанием о вероятном составе их недр служат значения средней плотности. Некоторые данные о внутреннем составе можно было бы получить, измерив поверхностный тепловой поток. Последний определяется содержанием радиоактивных элементов в недрах и значительно различается, например, для базальтового и хондритового составов.

Если бы поверхностный тепловой поток марсианских спутников соответствовал базальтовому составу, то это свидетельствовало бы о дифференциации (отслоении ядра) внутреннего состава спутников. Однако вследствие своей малости Фобос и Деймос всегда оставались холодными недифференцированными телами. Об отсутствии заметного тяжелого ядра в центральных районах говорит и сравнительная низкая средняя плотность обоих спутников.

Наиболее важными, длительно действующими источниками тепла в тепловой истории планетных и спутниковых тел являются долгоживущие радиоактивные изотопы (урана, калия и др.). Распределение этих тепловых источников в недрах марсианских спутников (как и астероидов) предполагается однородным. Однако при построении общей тепловой модели спутников Марса необходимо учитывать и роль мощного слоя реголита. Так, например, при расчете С. В. Маевой тепловой модели Фобоса пришлось рассмотреть не только различные содержания радиоактивных элементов и теплопроводность вещества в недрах, но и различные толщину слоя и теплопроводность реголита.

Содержание радиоактивных элементов зависит от состава вещества спутников и, вообще говоря, неизвестно. Поэтому построение тепловой модели Фобоса проводилось для различного содержания радиоактивных элементов, характерного тому или иному типу метеоритов (обыкновенных и углистых хондритов, а также базальтовых ахондритов). В качестве же тепловых характеристик реголита использовались данные о лунном реголите.

Следует сказать, что вследствие малых размеров марсианских спутников краткий период их разогрева в результате накопления радиогенного (за счет радиоактивного распада) тепла должен был быстро смениться остыванием. В современную эпоху оба спутника находятся в стационарном тепловом состоянии, когда выделение и потеря тепла в точности компенсируют друг друга. Причем характер теплового режима Фобоса предполагает, что время его остывания порядка 100 млн. лет, что значительно меньше предполагаемого его возраста – 3 – 5 млрд. лет.

Расчеты показывают, что тепловой поток очень слабо зависит от толщины слоя реголита. Даже если бы теплопроводность реголита на Фобосе составляла 10^–6 кал · (см · с · К)^–1, то при слое реголита толщиной 100 м и меньше поверхностный перепад температур с глубиной соответствовал бы стационарному тепловому состоянию тела. При толщине же реголита менее 10 м практически весь спутник находился бы при температуре его поверхности – около 220 К.

Если бы теплопроводность реголита Фобоса была бы на порядок больше, 10^–5 кал · (см · с · К)^–1, то температура в его центре очень мало отличалась бы от температуры на поверхности даже при максимально принимаемой толщине реголита 1 км, а поверхностный перепад; температур с глубиной был бы соответственно на порядок меньше. В действительности же теплопроводность недр Фобоса, как считают, порядка 10^–3 – 10^–4 кал · (см · с · К)^–1, и в этом случае перепад температур с глубиной на поверхности уже совсем не зависит от толщины реголита.

Тепловые модели Фобоса и Деймоса

Основные параметры	Фобос		Деймос
Основные параметры	обыкновенные хондриты	углистые хондриты	базальтовые ахондриты	углистые хондриты
Содержание радиоактивных элементов сегодня, г/г уран калий	1 · 10^–8 8 · 10^–4	2 · 10^–8 8 · 10^–4	10 · 10^–8 5 · 10^–4	2 · 10^–8 8 · 10^–4
Поверхностный перепад температур с глубиной, К/м	0,08	0,11	0,36	0,07
Тепловой поток, эрг · (см² · с)^–1	0,034	0,048	0,150	0,031

В табл. 4 приводятся некоторые параметры тепловых моделей Фобоса и Деймоса. Причем для Фобоса расчет модели проводился в зависимости от различного состава их недр (хотя, вообще говоря, базальтовый состав очень маловероятен), который обусловливал то или: иное содержание радиоактивных элементов. Зависимости поверхностного перепада температур с глубиной от состава вещества марсианских спутников иллюстрируются на рис. 10, где слева направо указаны следующие типы вещества: углистые хондриты, обыкновенные хондриты, базальтовые ахондриты, вещество Луны.

В заключение подчеркнем, что при более меньших массе и размерах Деймоса тепловой поток с его поверхности примерно в 1,5, раза ниже, чем в случае Фобоса, имеющего тот же состав (см. табл. 4).

Модели внутреннего строения. При рассмотрении сложных объектов в науке часто прибегают к построению их моделей, стремясь при этом учесть все, что известно о рассматриваемом объекте, хотя и выделяя, как правило, наиболее существенные его характеристики. Причем под моделями планет и их спутников понимают как бы разрез данного небесного тела, где показано, как меняются с глубиной основные параметры: плотность, давление, ускорение силы тяжести, скорость сейсмических волн и т. д. -

Чтобы лучше уяснить себе суть дела, начнем рассмотрение с простейшего случая. Наиболее простой моделью планеты является однородная модель, в которой плотность не меняется с глубиной, а форма принимается сферической. Причем используется аппроксимация так называемой равновеликой сферы, когда объем последней равен реальному объему планеты. Именно для таких простых моделей легко рассчитать, как распределяется в них с глубиной давление и ускорение силы тяжести.

Для спутников Марса, так же как и для астероидов, однородная модель служит хорошим приближением, поскольку из-за их малых размеров давление в центральных областях этих объектов мало и вещество там находится практически не в сжатом состоянии. Правда, для марсианских спутников можно рассчитать и двухслойную модель с учетом слоя реголита (толщиной 1 км в случае Фобоса).

Как мы знаем, анализ фотографий Фобоса, полученных с помощью КА, показал отсутствие сильно раздробленного материала (мелкой фракции), слагающего его поверхность. Это указывает на то, что плотность поверхностных слоев Фобоса, вероятно, порядка 1 г/см³, а на глубинах в несколько метров чуть выше. Плотность же недр Фобоса в зависимости от принимаемой толщины слоя реголита с плотностью 1 г/см³ лежит в пределах 1,9 – 2,2 г/см³.

На рис. 11 показано распределение давления и ускорения свободного падения для такой двухслойной модели Фобоса со слоем реголита толщиной 1 км и плотностью 1 г/см³. Отличие от однородной модели невелико: если в ней давление в центре спутника 0,63 бар, то в двухслойной модели 0,72 бар. При слое же реголита меньшей толщины, скажем, порядка нескольких сотен метров и менее, изменение в распределениях давления и ускорения свободного падения с глубиной по сравнению с однородными моделями будет еще меньше.

Построение модели марсианских спутников позволяет сравнить господствующие давления в их недрах с предполагаемой прочностью их недр. Так, если прочность спутников превышает 10⁶ дин/см², то их форма, скорее всего, не связана с уровенной поверхностью потенциала гравитационного поля⁶.

⁶ Одной из основных характеристик гравитационного поля является его потенциал, значение которого в некоторой точке зависит только от ее координат. Собственно говоря, общая конфигурация гравитационного поля определяется поверхностью равного потенциала, или эквипотенциальной поверхностью.

В настоящее время еще рано делать какие-либо общие выводы о внутреннем строении и вещественном составе марсианских спутников. Для этого необходимы дальнейшие исследования, в частности с помощью КА с посадкой на поверхность спутника. Большую информацию могли бы дать такие прямые исследования на Фобосе и Деймосе, как забор грунта с поверхности спутника и проведение активного сейсмического эксперимента.

В последнем случае представится возможность получить зависимость (в сейсмологии ее называют годографом) времени пробега сейсмических волн от эпицентрального расстояния, т. е. углового расстояния между источником волн и их приемником. Напомним, что сейсмические волны представляют собой тип объемных волн, распространяющихся в упругой среде. Они могут быть продольными (упругие волны сжатия) и поперечными (упругие волны сдвига).

Анализ годографа позволяет вывести распределение скорости сейсмических волн по глубине и прямо укажет на структуру недр спутника. Ведь если бы скорости сейсмических волн были постоянными и не зависели от глубины, то годографы, приведенные к зависимости времени пробега сейсмических волн от глубины, представляли бы собой прямолинейные отрезки. Однако чем сложнее структура изучаемого объекта, тем более искривленным будет экспериментальный годограф. Когда же происходит очень быстрое возрастание скорости сейсмических волн, при скачке на границе двух слоев годограф может иметь форму петли.

Чтобы проиллюстрировать сказанное, на рис. 12 представлен теоретический годограф, который рассчитан на основе рассмотренной ранее двухслойной модели Фобоса. При этом предполагается, что скорость распространения продольных волн в реголите такая же, как в лунном реголите (104 м/с), а в недрах спутника соответствует распространению в трещиноватом базальтовом материале (300 м/с).

Верхняя ветвь годографа представляет собой сейсмические волны, отражающиеся от границы раздела двух слоев (на глубине 1 км), на которой скорость волн возрастает скачком. Из центра координат системы выходит ветвь волн, не проникающих глубже слоя реголита. Еще одна ветвь – это преломленные волны, проходящие через внутреннюю высокоскоростную область. Конечно, экспериментальные годографы для марсианских спутников будут иметь более сложный вид, но именно эта сложность поможет более верно представить реальную структуру спутниковых недр.

Основные представления. В настоящее время принимается следующая схема происхождения планет и их спутников. При образовании Солнца в результате сжатия (коллапса) протосолнечной туманности в его окрестности оставалось газопылевое облако, которое в дальнейшем эволюционировало в планеты и их спутниковые системы (рис. 13).

После затухания в этом облаке турбулентных движений оно все еще занимало обширную уплощенную область в форме тора (см. рис. 13, а). По мере же столкновения друг с другом и торможения в газовой среде пылевые частицы гасили свои относительные скорости и оседали к основной (экваториальной) плоскости, где формировался тонкий диск с повышенной плотностью вещества (см. рис. 13, б).

С ростом концентрации пылевого компонента в центральной плоскости однородный тонкий диск пыли становился гравитационно неустойчивым и распадался на рыхлые сгущения (см. рис. 13, в), которые в дальнейшем эволюционировали под действием гравитационного взаимодействия и объединялись при столкновениях в тела астероидных размеров – планетезималии (см. рис. 13, г). Этот процесс занял время порядка нескольких миллионов лет.

Эта эволюция первичного облака в планетезималии приводила к росту его прозрачности и температурным различиям в зоне будущих планет земной группы и в зоне будущих планет-гигантов. А это, в свою очередь, сыграло решающую роль в химической эволюции протопланетного облака. На этом же этапе развития планетной системы возникли те зональные различия в составе твердого вещества, которые затем привели к зональному различию в составе планет.

На следующем этапе формирования планетной системы астероидные прототела (планетезималии) стали объединяться в планеты. В ходе этого процесса часть материала выбрасывалась на орбиты вокруг растущих планет, образуя своего рода околопланетные туманности. Объединение этого материала, движущегося в туманностях с кеплеровскими скоростями, приводила к формированию спутников. Эта схема характерна для образования Юпитера, Сатурна и их спутниковых систем. Как полагают, эти водородно-гелиевые планеты-гиганты образовались сначала путем формирования их ядер из вещества пылевого компонента – силикатов и льдов, на которые происходил уже коллапс окружающего вещества. Современные расчеты моделей внутреннего строения планет-гигантов показывают, что при формировании Юпитера и Сатурна из их зон питания произошла колоссальная диссипация (рассеяние) газа, равная по массе около 10–20 планетным массам.

Таким образом, рост планет сопровождался диссипацией большого количества газа из Солнечной системы, и влияние этого процесса на формирование планет и их спутников еще недостаточно ясно.

Состав Фобоса и Деймоса сильно отличается от состава Марса и близок к составу С-астероидов, что свидетельствует о возможном гравитационном захвате этих спутников Марсом в прошлом. В связи с чем большое значение приобретает изучение динамической эволюции их орбит. Прослеживая эволюцию орбиты в прошлое, стараются получить указания на то, как эти тела могли оказаться на орбитах вокруг Марса. Поскольку же марсианские спутники, видимо, сформировались далеко ют планеты, а чисто гравитационный их захват Марсом маловероятен, то конкретная схема довольно сложна.

Оригинальную гипотезу предложили Дж. Бернс, Дж. Поллак и М. Таубер, согласно которым захват обращающихся по гелиоцентрическим орбитам вокруг Солнца планетезималий осуществлялся во время их столкновений с упоминавшимися околопланетными туманностями. Трение в туманности могло приводить к уменьшению их энергии и скорости движения, и тогда гравитационное поле сформировавшейся планеты способно было перевести планетезималь с гелиоцентрической орбиты на орбиту вокруг планеты. Причем напряжения порядка 10⁷ дин/см², возникающие во время торможения планетезималий, могли разрушить ее на фрагменты.

Если столкновение случалось с околопланетной туманностью, имеющей массу, сравнимую с массой планетезимали, то последняя могла подвергнуться гравитационному захвату планетой. И имелась малая вероятность подобного захвата тел размером более 100 км. С другой же стороны, чтобы захваченные планетезималии за короткое время не упали на планету, требовалось достаточно быстрое рассеяние туманности.

Несколько иной механизм захвата Фобоса и Деймоса был предложен Д. Хантеном. По его мнению, захват спутников осуществлялся довольно часто протоатмосферой Марса (тогда она была в 10⁴ – 10⁵ раз массивнее современной атмосферы). Причем Фобос и Деймос – это последние из захваченных спутников, которые не успели еще упасть на планету, поскольку протоатмосфера почти внезапно рассеялась в пространство вследствие потери давления в Солнечной прототуманности.

Однако рассмотренные здесь модели, естественно, не являются единственно возможными. Захват марсианских спутников мог произойти и на очень нерегулярные орбиты (т. е. с большими эксцентриситетом и наклонением), что исключает предыдущие схемы захвата. Как мы увидим позже, эволюция орбит Фобоса и Деймоса довольно сложна и могла в конечном итоге изменить вначале нерегулярные орбиты марсианских спутников в наблюдаемые сейчас регулярные орбиты с незначительными эксцентриситетом и наклонением.

В связи с чем следует отметить, что не исключена возможность частого залета астероидных тел в окрестности Марса, когда его зона питания была практически полностью им исчерпана. Это могло происходить за счет возмущения, оказываемого на пояс астероидов со стороны допланетных гипотетических тел массой порядка земной, которые пролетали через пояс астероидов из зоны зарождающегося Юпитера. Именно таким возмущением пояса астероидов В. С. Сафронов объясняет существование у астероидов дисперсии скоростей 5 км/с.

Вероятность захвата таких астероидных тел Марсом была рассчитана в 1982 г. Е. Л. Рускол, которая рассмотрела возможное расширение зоны питания планеты вследствие столкновений астероидов, залетавших в окрестности Марса из-за возмущения пояса астероидов. При этом для простоты предполагалось, что все эти астероиды имели размер порядка 10 км, т. е. близкий к размерам Фобоса и Деймоса. Оказалось, что в этом случае должны были происходить тысячи столкновений астероидных тел в окрестностях Марса. Несомненно, полученный результат говорит о принципиальной возможности захвата Марсом своих спутников в прошлом и даже о высокой его вероятности.

Однако при рассмотрении происхождения марсианских спутников следует учесть одно немаловажное обстоятельство. Как будет показано чуть позже, есть определенные свидетельства в том, что в прошлом у Марса имелось большое количество малых спутников. Если это в действительности было так, то необходимо объяснить происхождение такого роя спутников. Причем требуется выяснить, образовался ли рой вследствие распада и столкновений астероидных тел в окрестности Марса или был захвачен планетой сразу в целом. Во всяком случае рассмотрение проблемы захвата двух спутников Марса, может быть, связано с решением проблемы захвата планетой множества малых тел.

Рассмотрение происхождения марсианских спутников вызывает ряд вопросов, которые необходимо решить при том или ином подходе к решению общей проблемы. Например, если произошел захват Фобоса и Деймоса планетой, то почему они оказались С-астероидами, находящимися в поясе астероидов гораздо дальше от Марса, чем S-астероиды. Если же образование планеты и спутников (а возможно, и роя спутников) происходило одновременно, то требуется объяснить значительную потерю планетой своих летучих элементов (ведь состав Марса отличается от состава Фобоса и Деймоса).

В то же время наличие у Марса всего двух спутников при возможном существовании в прошлом гораздо большего количества спутников у зарождающегося Марса вполне объяснимо. Во-первых, само возрастание массы у зарождающейся планеты должно было вызывать сокращение радиуса орбит спутников, и в результате те падали в конце концов на Марс. Во-вторых, околопланетная туманность из большого количества пыли и фрагментов столкнувшихся тел была средой с большим аэродинамическим трением, которое снижало скорость спутников и приводило также к их падению на планету.

Впоследствии околопланетная среда (будь то плотная протоатмосфера или газопылевая туманность с фрагментами столкнувшихся тел) постепенно рассеялась, и орбиты спутников продолжали эволюционировать уже без ее влияния. По-видимому, Фобос и Деймос – это последние спутники Марса, захваченные планетой в далеком прошлом (причем Деймос несколько позже Фобоса). Анализ прошлой эволюции их орбит позволяет выяснить многие вопросы, связанные с происхождением этих небесных тел. Однако такой анализ представляет собой исключительно сложную задачу.

Эволюция орбит Фобоса и Деймоса. Проблему происхождения марсианских спутников невозможно решить, если пренебрегать прошлой эволюцией их орбит, по которым они обращаются в настоящее время вокруг Марса. Естественно, их орбиты не оставались неизменными, а эволюционировали то быстрее, то медленнее в зависимости от ряда факторов. Эволюция происходила под влиянием приливного взаимодействия с планетой, а также вследствие наличия экваториального вздутия Марса (из-за его вращения), которое вносило некоторое изменение в гравитационное поле планеты, а также под влиянием возмущающего действия Солнца и, если они были, других спутников и т. д.

Очевидно, что для более верной реконструкции эволюции орбиты следовало бы определить те из этих факторов, которые оказывали наиболее доминирующее влияние на эволюцию. Однако дело здесь осложняется тем, что в разные времена эволюцию орбиты спутников определяют различные доминирующие факторы.

Во второй половине прошлого века один из основоположников геофизики Дж. Дарвин на примере лунной орбиты показал, что приливное воздействие может радикально изменить орбиту небесных тел за астрономически обозримый промежуток времени. Действительно, Луна вызывает хорошо всем известную приливную деформацию той части Земли, которая в данный момент находится ближе к Луне. Возникшее вздутие (земной коры и водной поверхности), в свою очередь, вносит искажение в гравитационное поле Земли, оказывая тем самым воздействие на лунную орбиту.

Однако само по себе приливное вздутие дает не столь уже существенное возмущение орбиты Луны по сравнению, скажем, с экваториальным вздутием, образовавшимся вследствие вращения Земли как упругого тела. Благодаря наклонению плоскости орбиты Луны к плоскости земного экватора нарушается центральность гравитационного поля Земли и как следствие экваториальное вздутие оказывает довольно осязаемое возмущение лунной орбиты, носящее, правда, периодический характер (прецессия). Гораздо все сложнее обстоит с приливным вздутием, хотя оно, казалось бы, должно было дать нулевой эффект.

Ведь приливной горб симметричен относительно линии, проходящей через центры Земли и Луны, а также через общий центр масс системы этих тел. И тем не менее приливное воздействие вызывает существенное и к тому же необратимое изменение орбиты Луны. Все дело в том, что и неидеальная упругость планеты и спутника, и наличие наклонения и эксцентриситета у орбиты Луны, и ряд других факторов приводит к запаздыванию приливного вздутия по сравнению с моментом наибольшего сближения Луны с Землей.

Этот эффект особенно наглядно виден на примере приливного трения. Вследствие сил трения, существующих между водной оболочкой и твердой земной поверхностью, происходит запаздывание морских приливов (на так называемый «прикладной час»). Приливное трение свойственно и земной коре при образовании в ней приливного вздутия. Причем приливное трение в отличие от других рассмотренных факторов создает еще и момент сил, который существенно изменяет форму лунной орбиты за астрономически обозримый промежуток времени.

В общем же случае запаздывание с образованием приливного вздутия приводит к диссипации (уменьшению) энергии движения Луны и как следствие к увеличению радиуса ее орбиты. Следует сказать, что аналогичный эффект возникает и вследствие образования приливного вздутия на Луне. Конечно, это вздутие слабо сказывается на вращении гораздо более массивной Земли вокруг общего центра масс в системе двух тел, но все же усиливает диссипацию механической энергии в этой системе.

Естественно, картина эволюции лунной орбиты имеет чрезвычайно сложный характер. При ее строгом рассмотрении необходимо учитывать и так называемую либрацию Луны, и возмущающее влияние Солнца, вызывающее приливы как на Земле, так и на Луне, а также ряд других причин (скажем, движение полюсов Земли, неупругость вещества ядер планеты и спутника и т. д.). Все это тоже приводит как к диссипации энергии системы Земля–Луна, так и к изменению общего момента вращения этой системы.

И все же вполне определенные выводы относительно прошлой эволюции лунной орбиты можно сделать исходя из некоторых упрощений. Так, Г. Макдональд и П. Голдрайх рассмотрели эволюцию лунной орбиты, если бы та была круговой (равен нулю эксцентриситет) и экваториальной (равно нулю наклонение). Ставилась задача проследить изменение радиуса лунной орбиты вследствие диссипации энергии в системе Земля–Луна за счет приливного взаимодействия.

Для общей характеристики эволюции лунной орбиты можно ввести специальную величину Q^–1 определяющую степень диссипации энергии в системе. Причем меньшему значению Q соответствует более значительная эволюция орбиты. В частности, Г. Макдональд и П. Голдрайх предположили постоянство Q на всем протяжении истории системы Земля–Луна.

Однако результат получился довольно неожиданный. Если за время своего существования Луна благодаря приливному взаимодействию отодвигалась от Земли до современного радиуса, то ей на это понадобилось всего 0,95 – 1,9 млрд. лет. Это слишком короткая продолжительность для приливной эволюции лунной орбиты, и более приемлемый результат получается при несколько большем значении Q в прошлом.

Обратимся теперь к спутникам Марса. Важной характеристикой их орбитального движения является прецессионное колебание средней плоскости орбит (так называемой плоскости Лапласа) вследствие гравитационного воздействия Солнца и экваториального вздутия Марса (последнее существенно слабее земного из-за малости масс марсианских спутников).

На рис. 14 показано расположение этой плоскости Лапласа относительно орбит Марса и его спутников. Под углом I здесь показано наклонение плоскости Лапласа относительно экваториальной плоскости Марса, под углом γ – наклонение плоскости орбиты к плоскости эклиптики, а под углом i – наклонение плоскости орбиты спутника к плоскости Лапласа. Суточное движение узла плоскости орбиты спутника (т. е. точки пересечения этой плоскости с плоскостью экватора Марса) обозначено через N.

Необходимо отметить, что прецессия оси вращения самой планеты на относительную ориентацию орбит Фобоса и Деймоса не влияет. Однако наклонение орбит спутников сохраняется постоянным. А поскольку орбиты спутников практически находятся в плоскости экватора Марса (где, видимо, они и образовались), то экватор планеты как бы «ведет» за собой орбиты спутников, сохраняя их положение в экваториальной плоскости. Хотя при этом можно было бы ошибочно предположить, что орбиты спутников «следуют» за прецессией оси вращения планеты (и тогда их нахождение в плоскости экватора Марса было бы случайным).

Как и Луна, марсианские спутники обладают синхронным вращением, т. е. обращены к планете только одной своей стороной при обращении вокруг нее по орбите. Эта синхронность устанавливается приливным воздействием планеты за достаточно длительный промежуток времени нахождения спутников на орбите вокруг Марса. По оценкам С. Пила, продолжительность такой синхронизации для Фобоса составляет 0,1 – 1 млн. лет, а для Деймоса – 0,1 – 1 млрд. лет.

Как уже говорилось раньше, Фобос обладает вековым ускорением движения по орбите, что объясняется приливным воздействием планеты (рис. 15). По оценкам советского геофизика В. А. Шора, Фобос должен упасть на планету через 50 млн. лет, по другим оценкам – через 30 – 70 млн. лет. Основываясь на значении этого векового ускорения, была получена оценка Q: 70 – 150.

Вследствие очень малой массы и сравнительной удаленности Деймоса от планеты его орбита подвержена лишь незначительным приливным возмущениям. Наблюдательных указаний на вековое ускорение у Деймоса не имеется, да при существующей точности наблюдений оно и не может быть измерено. Теоретическое же изучение истории орбиты Деймоса свидетельствует о том, что ранее спутник был ближе к стационарной орбите.

В общем, можно предположить, что оба марсианских спутника начинали свою эволюцию вблизи один от другого. Причем Фобос начал эволюционировать вовнутрь, а Деймос – наружу от стационарной орбиты. Но эта простая схема в настоящее время не удовлетворяет специалистов. И имеются более подробные сценарии эволюции для орбит марсианских спутников.

Известно, что приливное трение изменяет и энергию орбитального движения, и момент количества движения. На основании этого английский геофизик Г. Джеффрис еще в 1961 г. сделал вывод об изменении эксцентриситетов Фобоса и Деймоса. Он показал, что в настоящее время эксцентриситеты орбит обоих спутников Марса уменьшаются. Из чего П. Голдрайх в 1963 г. заключил, что в далеком прошлом эксцентриситет орбиты Фобоса мог быть весьма большим, в то время как эксцентриситет орбиты Деймоса изменялся очень слабо и, по-видимому, всегда оставался незначительным.

Поскольку орбита Фобоса обладала, видимо, большим эксцентриситетом, то весьма вероятно, что в какой-то момент в прошлом спутник, двигаясь по орбите, находился в течение одного оборота вокруг планеты внутри стационарной орбиты, а в течение другого – вне нее. Это приводило к тому, что на одном участке орбиты его орбитальная угловая скорость была больше угловой скорости вращения планеты, а на другом, наоборот, меньше.

Рассматривая эволюцию орбиты с учетом этого эффекта и полагая, что диссипативный фактор Марса Q пропорционален частоте вращения, С. Сингер получил зависимость изменения большой полуоси орбиты а от эксцентриситета орбиты е (рис. 16). Временной масштаб здесь полностью определялся значением Q для Марса. Г. Смит и Р. Толсон на основе теории С. Сингера определили изменение положения апоцентра Фобоса со временем (рис. 17), и оказалось, что при Q < 80 орбита Фобоса должна была пересечь в прошлом орбиту Деймоса.

Г. Смит и Р. Толсон заключили, что либо усредненное по времени значение Q больше 80, либо в случае гравитационного захвата спутники приобретались Марсом через какой-то определенный промежуток времени (причем Фобос оказался на внутренней орбите). Сама операция усреднения диссипативного фактора во времени не является простой задачей. В частности, изменение значения Q со временем определяется тепловой историей планеты, поскольку от изменения распределения температур в недрах планеты может зависеть скорость, с которой протекает дифференциация (расслоение на ядро и мантию).

Вследствие закона сохранения момента количества движения планеты дифференциация ее недр определяет и изменение угловой скорости вращения Марса, а тем самым и положение стационарной орбиты. Так, например, согласно модели тепловой эволюции Марса, предложенной В. Уордом, Дж. Бернсом и О. Туном, приблизительно через 1 млрд. лет после образования планеты угловая скорость ее вращения увеличилась примерно на 10% из-за формирования ядра у Марса. Соответственно в течение первого миллиарда лет существования планеты стационарная орбита отстояла несколько дальше от современного ее положения.

Это обстоятельство следует иметь в виду при рассмотрении эволюции орбит Фобоса и Деймоса на ранних этапах.

Значительный вклад в рассматриваемую проблему внес К. Ламбек в 1979 г. Им было показано, что необходимо учитывать не только приливную деформацию, вызываемую спутниками на планете, но и приливную деформацию, вызываемую планетой на спутниках. Ранее же считалось, что Q и у спутников и у Марса где-то одного порядка.

Этого, например, придерживался П. Голдрайх, допуская близость упругих свойств вещества спутников и планеты и предполагая, что вызываемые планетой приливы на спутниках вносят незначительный вклад в эволюцию их орбит. Но поскольку спутники имеют состав, близкий к составу углистых хондритов, их диссипативный фактор Q^–1 должен быть значительно выше, чем у Марса. Следовательно, диссипация энергии спутников будет больше, чем это допускал П. Голдрайх.

В работе Г. Ламбека Q для Марса оценивалось с учетом двухслойной модели планеты (с жидким ядром размером 0,5 радиуса Марса). Г. Ламбек нашел, что Q для Марса около 50.

Несколько сложнее было оценить соответствующий параметр для марсианских спутников. Оценку Q можно было сделать лишь приблизительно, основываясь на соответствующих расчетах для лунных пород низкой плотности и высокой пористости при малых давлениях. В результате Q оценивалось интервалом значений 10 – 100.

Однако недра Фобоса содержат много трещин, поскольку давление в его центральных областях очень небольшое и под его воздействием трещины не будут стягиваться. Поэтому диссипация, скорее всего, будет зависеть от степени трещиноватости недр, спутника, чем от состава вещества. Высокое процентное содержание летучих элементов может еще сильнее понизить величину Q. Во всяком случае Г. Ламбек, а вслед за ним и большинство других исследователей приняли, что Q для спутников Марса равняется 10.

Малое значение Q для Фобоса, несмотря на его синхронное вращение, при котором радиальный прилив на спутнике вызывается только благодаря наличию эксцентриситета у орбиты, существенно ускорял темп эволюции его орбиты. В численных расчетах это уверенно проявлялось. При выбранных параметрах диссипация энергии спутников оказывала доминирующее влияние на эволюцию орбиты, значительно ускоряя темп эволюции. За время жизни спутника высота орбиты Фобоса должна была уменьшаться от значения высоты, свойственного орбите Деймоса, до своего современного значения.

Но дальнейшие исследования еще более усложнили картину эволюции орбит спутников. В 1980 г. появилась, обстоятельная работа А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго, в которой отмечалось, что теория Г. Ламбека допускает наличие лишь малых эксцентриситетов орбиты у Фобоса. Однако еще сам Г. Ламбек показал возможность существования у Фобоса в прошлом орбит с большим эксцентриситетом. Но тогда с помощью теории Г. Ламбека нельзя было проводить исследования отдаленного прошлого для эволюции орбит марсианских спутников.

Еще ранее, в 1978 г., Ф. Мигнард предположил, что либрация марсианских спутников более чем в 2 раза может увеличить в них диссипацию энергии, а отсюда следовало, что выбор для спутников, равный 10, по-видимому, несколько занижает действительное значение, а это сильно сокращало реальное время эволюции его орбиты. Проблема учета либрации может стать еще более сложной при рассмотрении эксцентриситетов орбит больше 0,3, когда вращение спутников становилось несинхронным.

В работе А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго поэтому было принято большее значение Q. Возрастание его приблизительно на порядок увеличивало также на порядок время эволюции его орбиты. Расчеты показали, что 3 млрд. лет назад большая ось орбиты Фобоса превышали 20 марсианских радиусов. Тем самым было получено важное указание на непостоянство расположения плоскости Лапласа.

Дело в том, что плоскость Лапласа, естественная плоскость соотносимости орбит Фобоса и Деймоса, может менять свою ориентацию в пространстве с изменением расстояния какого-либо спутника от планеты. Она лежит в плоскости, близкой к экваториальной плоскости Марса, когда превалирует влияние сжатия планеты, и близка к плоскости орбиты планеты, когда солнечное влияние становится преобладающим. Для марсианских спутников это критическое расстояние равно 13,1 радиуса Марса, а теория указывает на то, что Фобос в отдаленном прошлом мог находиться и на гораздо большем расстоянии от планеты.

Из этого следует принципиально важный вывод о возможности захвата Фобоса с параболической орбиты, лежащей в плоскости орбит планет Солнечной системы, т. е. в плоскости, в которой, в частности, расположен и пояс астероидов. Интересно, что высота перицентра Фобоса практически остается неизменной. А она может соответствовать наибольшему сближению с планетой при захвате.

Поскольку орбита Деймоса эволюционировала незначительно, то орбита Фобоса могла пересечься с ней 1 млрд. лет назад. При пересечении же орбит двух спутников могло произойти их столкновение. Такое столкновение, которое, кстати, могло стать причиной появления кратера Стикни, должно было бы изменить эксцентриситет орбиты Фобоса на 0,01. Казалось бы, естественным использовать этот факт для объяснения современного значения эксцентриситета орбиты Фобоса, равного 0,015.

Однако это объяснение не вызывало бы возражений, если бы рассматривалась эволюция орбиты с исходным малым значением эксцентриситета – порядка 0,001. Но дело в том, что возраст кратера Стикни более 1 млрд. лет, а в то время эксцентриситет орбиты Фобоса составлял не менее 0,4 – 0,5. Поэтому орбиты марсианских спутников, вероятнее всего, после захвата эволюционировали с параболических орбит до современных – почти круговых вследствие приливных взаимодействий постепенно. К таким же выводам пришел В. Мигнард, подробное исследование которого было опубликовано в начале 1981 г.

Величина диссипации приливной энергии в спутнике является критическим параметром при выборе между двумя альтернативными сценариями происхождения спутников: захвата или образования из газопылевого облака вокруг планеты. Для слабой диссипации наклонение орбиты к экватору мало изменялось за 4,5 млрд. лет. Фобос обращался вокруг Марса на расстоянии, не большем 7 – 10 радиусов планеты, со времени своего возникновения, и эксцентриситет его орбиты был около 0,6. В случае же сильной диссипации большая полуось орбиты спутника могла превысить 20 радиусов Марса и орбита с очень большим эксцентриситетом могла лежать в плоскости эклиптики.

Для рассмотрения альтернативных сценариев, допускающих сильную или слабую диссипацию, вводится параметр А, выражающий собой отношение влияния прилива на спутник и на планету. Наиболее вероятным значением Ф. Мигнард посчитал А = 20. В этом случае эксцентриситет Фобоса будет уменьшаться и в дальнейшем, радиус его орбиты сократится, и спутник упадет на Марс примерно через 36 млн. лет и даже еще раньше. Орбита же Деймоса будет эволюционировать очень медленно.

Результаты расчетов эволюции орбиты Фобоса в прошлом показаны на рис. 18, а и б, где представлена зависимость эксцентриситета от большой полуоси орбиты. На рис. 19, а и б показано изменение наклонения орбиты Фобоса к плоскости орбиты планеты и ее экватору с изменением большой полуоси при различных значениях А. В отличие от. результатов А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго учет влияния изменения эксцентриситета на ориентацию плоскости Лапласа несколько удлиняет временную шкалу эволюции наклонения орбиты Фобоса.

Однако для больших значений А временная шкала эволюции вполне приемлема, и значение большой полуоси 25 радиусов планеты вполне достижимо (в этом случае начальная плоскость орбиты спутника и планеты совпадает). И такая эволюция орбиты Фобоса позволяет считать гипотезу захвата наиболее вероятной. Снимается основное возражение, в свое время выдвинутое Дж. Бернсом, о якобы маловероятности условий, способных обеспечить современные малые наклонения плоскостей орбит марсианских спутников.

«Забытые» спутники Марса. Современные теории захвата марсианских спутников указывают на то, что Фобос был захвачен раньше, а несколько позже был захвачен и Деймос. Но, может быть, были захваты и до Фобоса? Может быть, эти спутники, захваченные до Фобоса, уже к настоящему времени прекратили свое существование, упав на Марс в ходе эволюции своих орбит? Можем ли мы сейчас попытаться найти какие-либо свидетельства существования в прошлом этих «забытых» спутников Марса?

П. Шульц и Э. Лутц-Гэрихен предложили искать ответ на этот последний вопрос, изучая поверхность Марса. Ведь эти ранее существовавшие спутники при падении при малых скоростях соударения должны были; образовать на поверхности Марса специфической формы кратеры – с косыми углами падения кратерообразующего тела. Проведенное этими исследователями систематическое изучение подобных кратеров показало аномально большое их число с явно неслучайным распределением ориентации.

Было предположено, что эти образования могли быть результатом существования в прошлом спутников Марса, подобных Фобосу и Деймосу, с орбитами, лежащими в плоскости, близкой к плоскости экватора планеты, причем быстро эволюционирующими. Если такая интерпретация справедлива, то тогда изменения ориентации большой полуоси орбиты спутника со временем свидетельствуют о блуждании полюсов планеты.

Идентификация кратеров с косыми углами падения кратерообразующего тела основывается на четырех критериях: 1) эллипсоидальная форма, 2) седлообразный вал, 3) бабочкообразный узор выброшенного материала и 4) срединный горный хребет на дне. Эти критерии отобраны на основе лабораторных экспериментов и при изучении морфологии древних кратеров с косыми углами падения кратерообразующего тела.

Изучаемые кратеры классифицировались на 5 категорий по степени сохранности. Первый класс охватывал кратеры со всеми четырьмя свойствами, прекрасно со хранившиеся и образовавшиеся в недавние геологические эпохи. Второй класс сохранял все критерии первого класса, но включал в себя слегка деградировавшие кратеры. Третий класс – это кратеры, деградировавшие до такой степени, когда выбросы еще идентифицировались, но отсутствовала их микроструктура. Четвертый класс представляли кратеры с едва различимыми выбросами, а пятый класс – это кратеры с уже неразличимыми выбросами.

Всего было идентифицировано 175 кратеров. Азимут, соответствующий большему диаметру каждого кратера, указывал направление удара, и как направление, так и положение самого кратера однозначно определяют плоскость орбиты падающего тела. Ось, перпендикулярная орбите спутника и проходящая через центр планеты, пересекает поверхность Марса в 90° от кратера в направлении, перпендикулярном азимуту удара. Такие точки называют полюсами.

Распределение этих полюсов для различных классов кратеров выявляет определенные совокупности орбит бывших спутников Марса. Так, например, орбиты «забытых» спутников, которые при падении образовывали наиболее молодые кратеры (класса 1 и 2), дают группировку в пределах 40°, относительно симметричную, в полярных областях планеты (рис. 20). Этот регион по площади составляет лишь 23% площади поверхности Марса, но содержит 56% полюсов, т. е., видимо, орбиты большего количества «забытых» спутников Марса имели схожую ориентацию.

Более старые кратеры имеют около 50% полюсов, сгруппированных около точки 45° с. ш., 180° з. д. в сферическом сегменте, составляющем 36% площади поверхности планеты. Рис. 20 показывает, что имеются две основные области концентрации их полюсов с координатами 60° с. ш., 90° з. д. и 30° с. ш., 190° з. д. Наиболее старые кратеры имеют концентрации полюсов в трех регионах с центрами в точках: 40° с. ш., 50° з. д.; 0° с. ш., 180° з. д.; 30° ю. ш., 80° з. д. В этой группе 68% полюсов лежит в пределах 30° от экватора (рис. 20, в).

Такие результаты трудно объяснить иначе, чем предполагая наличие в прошлом у Марса значительного количества спутников, представителями которых и единственно оставшимися в живых до сегодняшнего дня являются Фобос и Деймос. Действительно, по сравнению с Марсом ни Меркурий, ни Луна не имеют такой относительной частоты встречаемости кратеров, образованных столкновением с кратерообразующим телом под косым углом.

С этой точки зрения получает естественное объяснение факт концентрации наиболее долго сохранявшихся спутников на орбитах, близких к плоскости экватора планеты. «Забытые» же спутники могли иметь и другие ориентации орбит, могли также происходить и миграции полюсов планеты.

Правда, не исключено, что это вторичные кратеры от выбросов при столкновении Марса с крупными телами. Однако появление таких кратеров при столкновении с телами, двигающимися по гелиоцентрическим орбитам с малыми наклонениями, маловероятно вследствие принятых критериев отбора и статистической группировки.

В заключение отметим, что исследования Фобоса и Деймоса открыли новую страницу в изучении Солнечной системы. Еще совсем недавно эти два крошечных спутника представлялись нам материальными точками. Теперь же мы знаем их размеры, массы, средние плотности, структуру поверхности. Мы знаем, что они, видимо, принадлежат к С-астероидам – очень важному и интересному типу первичных объектов в Солнечной системе. Но все же остаются нерешенными фундаментальные вопросы, касающиеся происхождения этих двух спутников, их возраста, состава и структуры.

Значение выяснения этих вопросов для общего понимания происхождения и эволюции Солнечной системы очень велико. Поэтому не исключено, что уже в этом столетии исследование Фобоса и Деймоса будет продолжено при помощи КА с посадкой на их поверхность. До этого, видимо, марсианские спутники будут детально обследованы при близких пролетах космических аппаратов, выводимых на орбиты вокруг Марса.

Посадка КА на поверхность спутника позволит значительно расширить методы исследований. Здесь возможны и непосредственный анализ структуры и состава грунта, и осуществление бурения в комплексе с широким спектром геофизических методов, что даст возможность построить модели их внутреннего строения. Для этой цели очень перспективным станет и проведение на спутниках сейсмических экспериментов. Наконец, важную информацию можно получить при прямых измерениях теплового потока из спутниковых недр.

Близкие пролеты космических аппаратов тоже благоприятствуют значительному расширению исследований Фобоса и Деймоса. Создание фотографических атласов спутников Марса, картографирование их поверхностей, стереообзор всей поверхности спутников, более детальное изучение структур полнее представят нам их облик. Оснащение космических аппаратов высокочувствительными градиентометрами позволит не только получить точные оценки масс спутников, но и определить структуры их гравитационных полей. В этом случае весьма перспективным станет и дистанционное зондирование Фобоса и Деймоса с помощью соответствующей аппаратуры.

Скорее всего, одновременно будут осуществлены аналогичные исследования астероидов с помощью космических аппаратов. Естественно, что сравнение результатов прямых исследований астероидов, с одной стороны, и Фобоса и Деймоса, с другой, позволит ответить на многие вопросы, которые, как отмечалось в брошюре, стоят сейчас перед исследователями.

Давыдов В. С. Современные представления о Марсе. М., Знание, 1978.

Жарков В. Н., Козенко А. В., Маева С. В. Строение и происхождение спутников Марса. – Астрон. вестник, 1984, т. 17, № 2.

Сагитов М. У., Таджидинов X. Г., Михайлов Б. О. Модель гравитационного поля Фобоса. – Астрон. вестник, 1981,. т. 15, № 3.

Cazenave A., Dobrovolskis A., Lago В. Orbital History of the Marsian Satellites with Inferences on their Origin. – Icarus, 1980, Vol. 44, p. 739.

Dobrovolskis A. R., Burns J. A. Life near the Roche Limit. – Icarus, 1980, Vol. 42, p. 422. .

Szetо А. М. К. Orbital Evolution and Origin of the Marsian» Satellites. – Icarus, 1983, Vol. 55, p. 133.

Сейчас уже мало кто из астрономов сомневается в том, что квазары и другие квазизвездные объекты (КЗО) являются ядрами далеких галактик. А некоторые даже уверены, что галактики КЗО, т. е. в которых КЗО вложены, относятся к так называемым сейфертовским галактикам типа I. Под этим названием в ряде работ рассматриваются и КЗО. Но каковы основания полагать галактики КЗО подобными спиральным галактикам с активными ядрами, какими являются, в частности, и сейфертовские галактики? Конечно, многие характеристики этих объектов весьма схожи, если при этом не учитывать масштабы проявления активности. Однако для полной ясности требуются непосредственные наблюдения галактик КЗО, а это не так просто сделать. Даже в самые крупные телескопы КЗО неразрешимы, т. е. остаются точечноподобными образованиями, о чем свидетельствует, например, Паломарский обзор неба, где четко проявляется тонкая структура великого множества галактик, но только не КЗО. Правда, использование современной электронной техники, даже не на самых крупных телескопах позволяет выявить многие детали -оптических объектов, отсутствующие на лучших . снимках, полученных прямым фотографированием с помощью крупнейших телескопов мира. Именно благодаря применению электронной техники с гораздо большей чувствительностью к свету, чем обычная фотоэмульсия, удалось впервые разрешить КЗО, выявив у ряда из них протяженную слабую оболочку – след галактики КЗО. Сначала это было сделано для 3С 48 и 3С 273 – ближайших к нам КЗО, имеющих красные смещения z соответственно 0,37 и 0,158. И здесь многих ждало разочарование. Оболочка 3С 273 по некоторым своим признакам явно напоминала гигантскую эллиптическую галактику, так же как и оболочка 3С 48, хотя последний спектроскопический анализ свидетельствует о возможной ее принадлежности к спиральным галактикам. Но недавно появились сообщения об обнаружении оболочек еще у 85 КЗО, причем выводы о типе галактик КЗО были совершенно иные (Astrophys. J., 1984, т. 280, № 1). Интересно, что наблюдения проводились с помощью небольших телескопов, снабженных, правда, современной электронной техникой приема излучения. Дж. Хатчингс, Д. Кремптон и Б. Кэмбелл при помощи 1-метрового телескопа Франко-канадской обсерватории на Гавайях получили оптические изображения 78 КЗО и лишь у 8 из них не выявили оболочку. Причем 40% зарегистрированных оболочек имеют, по мнению авторов, свойства спиральных галактик. У других, хотя и не определен морфологический тип, однако нет и явных признаков принадлежности к эллиптическим галактикам. Отмечается однородность выборки, т. е. равное число КЗО, выявляемых в радио-, оптическом и рентгеновском диапазонах. Правда, все они обладают достаточно сильной светимостью в оптическом диапазоне и достаточно близки к нам (z < 0,7). В отличие от этих критериев М. Мэлкен, Б. Маргон и Дж. Кэнен с помощью 1,5-метрового телескопа Маунт-Паломар обследовали 24 КЗО, имеющих сравнительно низкую светимость в оптическом диапазоне и выявленных при отождествлении рентгеновских источников, зарегистрированных спутником «Эйнштейн». У всех 15 КЗО с z < 0,4 обнаружены оболочки; с меньшей достоверностью они выявлены и у двух КЗО с z = 0,45. Один из выводов авторов весьма категоричен: «Все 15 КЗО с z ≤ 0,4... на более близких расстояниях от нас классифицировались бы как ядра сейфертовских галактик типа I высокой светимости». Что же касается самих оболочек, то авторы как правило относят их по ряду признаков к нормальным спиральным галактикам. Причем отмечается: явное отличие характеристик оболочек этих КЗО от оболочек 3С 48 и 3С 273. И здесь авторы приходят к неожиданному заключению, предполагая, что, может, существует два типа галактик КЗО – эллиптические с КЗО, являющихся сильными радиоисточниками (аналогично случаю радиогалактик), и спиральные с КЗО, выявляемых, в частности, в рентгеновском диапазоне. Вообще говоря, это противоречит данным Дж. Хатчингса, Д. Крэмптона и Б. Кэмбелла, рассмотревших однородную выборку КЗО, включая и сильные радиоисточники, однако заключивших, что все выявленные оболочки КЗО не имеют признаков эллиптических галактик. Кроме того, М. Мэлкен, Б. Маргон и Дж. Кэнен считают, что при большой светимости КЗО в оптическом диапазоне трудно отделить свет самого КЗО от слабого излучения оболочки, и поэтому они использовали выборку КЗО со сравнительно небольшой оптической светимостью. Обратная ситуация была при отборе КЗО Дж. Хатчингсом и его коллегами. Естественно, это настораживает, и окончательные выводы можно будет сделать, видимо, лишь после тщательного спектроскопического анализа оболочек, обнаруженных у КЗО. Однако все же несомненным достижением стало то, что сейчас почти у 100 КЗО обнаружены слабые оболочки.

Все еще продолжается «сбор урожая» открытий, делающихся на основании результатов, полученных рентгеновским спутником «Эйнштейн». Раз за разом очередное отождествление зарегистрированных им источников дает нечто новое. Несколько таких открытий было сделано в области внегалактической астрономии, и все они связаны с КЗО. Так, например, отождествляя источник 1E 0412.5–0803, астрономы обнаружили, что это КЗО, находящийся в скоплении галактик, случай довольно редкий и весьма интересующий ученых. На радость любителей «гравитационных линз» при отождествлении была выявлена пара КЗО с одинаковым красным смещением (1E 0849.0 + 2845/1E 0850). Здесь же речь пойдет об открытии уникального покрытия КЗО галактикой, о чем явственно свидетельствуют оптические наблюдения рентгеновского источника 1E 0104.2 + 3153 (Sky and Telescope, 1984, т. 68, № 4). Этот источник был выявлен 30 июня 1980 г., но последующие его наблюдения 15 февраля 1981 г. дали негативный результат. Все же удалось с точностью 30″ локализовать источник на небе, и в феврале 1982 г. Р. Шилд сделал его предварительное отождествление, а затем Дж. Сток и Дж. Либерт провели спектроскопическое обследование всех оптических объектов, находящихся в районе 1E 0104.2 + 3153. При этом использовался 2,3-метровый телескоп Стюардской обсерватории, а также составной (многозеркальный) 10-метровый телескоп в Аризоне (США). Последний обычно применяется для поиска вспышек черенковского излучения в атмосфере, возникающих при взаимодействии с ней космического гамма-излучения сверхвысоких энергий, однако в последнее время он все чаще стал использоваться и для ряда других астрофизических исследований. Оказалось, что вблизи рентгеновского источника находится небольшое скопление галактик, один КЗО и ряд звезд Галактики. По-видимому, рентгеновское излучение исходит из гигантской эллиптической галактики, которая доминирует в этом скоплении. Однако рентгеновским источником может быть и КЗО, имеющий красное смещение z = 2,03, так как он находится очень близко к эллиптической галактике на небе. Вообще говоря, он находится столь близко к ней, что фактически наблюдается сквозь ее периферийные части. Интересно, что случаи соседства галактики с КЗО приводились и раньше, причем как свидетельство возможной недоплеровской природы красного смещения КЗО. Ведь соседство КЗО с галактикой, имеющей гораздо меньшее красное смещение, можно интерпретировать как реальную близость этих объектов в пространстве. Однако случай 1E 0104.2 + 3153, представляющий собой наиболее близкое соседство на небе КЗО с галактикой, как раз говорит о другом. Полученные Дж. Стоком и Дж. Либертом спектры КЗО имеют примечательную пару линий поглощения вблизи длины волны 440 нм. Она хорошо отождествляется с известной парой линий ионизованного кальция (Н и К), смещенной на величину z = 0,11, хотя все остальные линии в спектре КЗО смещены, как уже говорилось, на величину z = 2,03. Происхождение линий Н и К в спектре КЗО, видимо, связано с поглощением света, идущего от КЗО и распространяющегося на своем пути через эллиптическую галактику. Это убедительно доказывает реальность значительного разделения КЗО и галактики в пространстве. Кстати сказать, обнаружение пары линий Н и К имеет весьма важное значение не только в связи с рассмотренным обстоятельством. Дело в том, что раньше присутствие этой пары было выявлено в спектрах трех далеких галактик, но ни одна из них не является эллиптической. Более тщательные спектроскопические исследования, несомненно, позволят получить новую и, может, неожиданную информацию, поскольку впервые представилась возможность изучать галактику, «просвечиваемую» лучами КЗО. Поэтому, пожалуй, уместно здесь вновь обратиться к эффекту «гравитационной линзы». Сейчас уже известно шесть кратных (в том числе двойных) КЗО с одинаковыми красными смещениями (включая пару 1E 0849.0 + 2845/1Е 0850), которые можно интерпретировать как проявление гравитационной фокусировки лучей света, испускаемого КЗО, более близкой к нам галактикой-«линзой». Последняя настолько искривляет лучи света КЗО, что производит на небе несколько его изображений. Многие астрономы не сомневаются в верности такой интерпретации, других же настораживает отрицательный результат поиска галактик-«линз». В случае 1E 0104.2 + 3153, когда изображение КЗО покрывается изображением галактики, мы, может, впервые наблюдаем такую галактику-«линзу». Интересно заметить, что А. Эйнштейн, предсказывая в 1936 г. эффект «гравитационной линзы», как раз и разбирал случай проецирующихся объектов на небе. Естественно, что при столь близком нахождении объектов на луче зрения возможность возникновения нескольких изображений КЗО исключается, хотя галактика-«линза» способна усиливать свет КЗО и создавать ряд других эффектов. Но насколько это все соответствует действительности, покажут дальнейшие наблюдения.

Скопление галактик в созвездии Девы, или просто скопление Девы уже давно привлекает к себе астрономов. Во-первых, это самое близкое к нам скопление галактик, находящееся на расстоянии 10 – 20 Мпк от Местной группы галактик. Во-вторых, оно лежит в центре так называемого Локального сверхскопления галактик, к которому принадлежит и наша Местная группа галактик, куда входят сама Галактика и Туманность Андромеды. Однако изучению этого скопления, открытого еще в 1926 г. X. Шепли и А. Эймсом, препятствует крайне клочковатая структура скопления, а также неизвестная степень воздействия, оказываемого со стороны Локального сверхскопления. Наконец, близость скопления Девы, как ни странно, тоже затрудняет анализ распределения в нем галактик. Ведь используемый для определения расстояний до галактик закон Хаббла становится весьма неопределенным в случае сравнительно близких галактик. Достаточно сказать, что при средней скорости движения галактик 1000. км/с в скоплении Девы возможен разброс в значениях скорости около 100 км/с, а именно с такой точностью определяются скорости галактик на расстоянии скопления Девы, если использовать закон Хаббла. И все же в последние годы были получены весьма важные результаты, касающиеся структуры этого скопления. Например, убедительно подтвердилось, что скопление Девы расширяется: средние скорости галактик в скоплении возрастают по мере удаления от центра скопления. Этот результат противоречит ранее использовавшейся сферически симметричной модели скопления и согласуется с так называемой оболочечной моделью (с расширяющейся оболочкой). Если к скоплению Девы раньше относили галактики со скоростями 2000 – 2500 км/с, то в свете новых представлений, а также с учетом воздействия Локального сверхскопления принадлежность таких высокоскоростных галактик скоплению кажется сомнительной. Об этом свидетельствует и обнаружение Дж. Вакулером в 1960 г. «облака» из 24 галактик со средней скоростью 2198 км/с (W-облако), которые не принадлежат скоплению Девы, хотя ранее и причислялись к нему. Недавно К. Фтэклес, М. Фэнелли и М. Страмбл сообщили об открытии еще двух групп галактик, причислявшихся ранее к скоплению, но на самом деле находящихся дальше него (Astrophys. J., 1984, т. 282, № 1). На существование одной из групп, названной М-облаком, указывали еще в 1928 г. X. Шепли и А. Эймс. Однако тогда решили, что это одна из группировок скопления. Как теперь выяснилось, 29 галактик М-облака, имеющих среднюю скорость 2179 км/с, находятся за пределами скопления Девы. Еще одна группа из 16 галактик (N-облако) в отличие от двух предыдущих обладает небольшой средней скоростью, но К. Фтэклес и его коллеги приводят убедительные свидетельства в том, что и она не принадлежит скоплению и находится тоже дальше него. То, что и низкоскоростная группа галактик лежит дальше скопления Девы, авторы объясняют своеобразным проявлением Локального сверхскопления. Надо сказать, что «изъятие» из скопления Девы существенного числа галактик (от 9% для сравнительно ярких галактик и, по оценкам, до 20% для более слабых членов) изменяет некоторые представления об этом самом близком к нам скоплении. Во-первых, оно должно быть к нам несколько ближе, а, во-вторых, средняя скорость удаления скопления должна быть меньше. Интересно, что разброс в скоростях галактик после «вычитания» из него рассмотренных групп галактик остался прежним, что, по мнению авторов, свидетельствует о действительной «инородности» этих групп. Еще одно изменение коснулось структурного типа скопления Девы. Существует два обширных класса скоплений галактик: с сильной концентрацией галактик к центру и с более или менее однородным распределением галактик при клочковатой структуре (к последним относится и скопление Девы). «Изъятие» галактик из скопления Девы еще сильнее снизило концентрацию галактик к центру этого скопления, сделав его чуть ли ни крайним представителем подобного класса скоплений. Конечно, полученные результаты еще требуют своего подтверждения, в частности, при соответствующих наблюдениях самых представительных членов обнаруженных облаков (например, галактики NGC 4254 из М-облака и галактики NGC 4321 из N-облака).

Ядра галактик – это самые примечательные галактические образования, которые по своим характеристикам резко отличаются от всех других составляющих галактики. Активность происходящих в них процессов порою настолько велика, что их бурное проявление становится сравнимым с самой галактикой, а иногда и затмевает ее (вспомним квазары). Однако, определяя энергетику всей галактики, а часто и структуру этой звездной системы, ядра почти не доступны наблюдениям в оптическом диапазоне, и поэтому мало что известно об их составе, строении и энергетическом источнике. Проникнуть в тайну ядер галактик можно только благодаря их исследованиям в радио-, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. В частности, ядра некоторых галактик чрезвычайно активны в ультрафиолетовом диапазоне, что дало повод советскому астроному Б. Е. Маркаряну составить обширный каталог галактик с сильным избытком ультрафиолетового излучения. Подробное изучение этих объектов подтвердило значительную активность ядер галактик Маркаряна и привело к открытию порою неожиданных объектов. В частности недавно А. Р. Петросян, К. А. Саакян и Э. Е. Хачикян, обследуя галактики каталога Маркаряна с помощью 6-метрового телескопа, сделали важное открытие – ядра почти у 10% исследуемых галактик имеют кратную структуру (чаще всего присутствует два ядра). Двойственность ядер у некоторых галактик была известна и ранее. Например, еще 15 лет назад Ф. Цвикки обнаружил, что двойное ядро имеется у галактики NGC 5256. Фактически наблюдаются два ядра: одно расположено несколько к северо-востоку (a), другое – к юго-западу (b). В последнее время галактика NGC 5256 привлекла к себе внимание многих астрономов, в том числе и потому, что, имея мощный избыток ультрафиолетового излучения, она заняла достойное место в каталоге Маркаряна. Проведенные исследования, естественно, касались и ядер галактики. Оказалось, что оба ядра вращаются, причем вращение ядра b гораздо мощнее, впрочем, как и другие проявления его активности. По оценкам армянских ученых, масса ядер а и b соответственно равна 7 · 10⁹ и 3 · 10¹⁰ масс Солнца, а по своим характеристикам оба образования напоминают ядра так называемых сейфертовских галактик типа II. Позже Дж. Сток со своими сотрудниками выявил некоторую вытянутость ядер с севера на юг. Затем Д. Остерброк и О. Дахари, выполнив тщательные спектроскопические измерения, установили, что ядро а на самом деле несколько слабее проявляет себя, чем ядра сейфертовских галактик типа II. Недавно были опубликованы результаты почти 7-часовых наблюдений NGC 5256 с помощью ультрафиолетового телескопа спутника «ИУЭ» (Astron. and Astrophys., 1984, т. 135, № 6). Полученный с помощью аппаратуры спутника спектр самой галактики дал оценку красного смещения z = 0,028. Спектр ядра b подтверждает его подобие с ядрами сейфертовских галактик типа II. Спектральные характеристики ядра а, наоборот, свидетельствуют о том, что это ядро нельзя проклассифицировать подобным же образом. А общий поток ультрафиолетового излучения этого ядра оказался в 2 раза меньше, чем у ядра b. Конечно, присутствие в сейфертовской галактике сразу двух ядер одинаковой активности было бы весьма эффективным, однако и то, что помимо обычного ядра, в сейфертовской галактике имеется и еще одно довольно активное ядро, достаточно интригует.

В последние годы природа магнитных полей звезд и планет считалась вполне понятной. Сочетание механизма типа динамо и процесса перемешивания (конвекции) вещества в недрах, который, «запутывая» магнитные силовые линии, усиливает магнитное поле, – вот обычное объяснение магнитных полей, достаточно согласующееся с наблюдениями. Однако советские астрономы В. И. Григорьев и Е. В. Григорьева обратили внимание еще на один класс эффектов, которые могут существенно влиять на магнитные поля небесных тел (Вестник МГУ, 1984, сер. 3, т. 25, № 2). Как известно, магнитные поля возникают при движении электрических зарядов. И хотя космические тела в целом в высокой степени электронейтральны, вращение этого тела может привести к генерации магнитного поля, если какой-нибудь процесс приводит к перераспределению зарядов внутри тела. Иначе говоря, чтобы положительные и отрицательные заряды внутри тела имели различное среднее расстояние от оси вращения. И такая ситуация, оказывается, может происходить у большинства небесных тел. Дело в том, что любое тело, находящееся в равновесии под действием сил тяжести (гравитации) и внутреннего давления, должно быть, так сказать, электрически поляризовано: иметь избыточный положительный заряд внутри и отрицательный на поверхности. Природа этой «гравитационной поляризации» связана с квантовомеханическими процессами, вызывающими различное давление для разного сорта частиц. Размер той области пространства, в которой проявляется «гравитационная поляризация», очень мала и зависит от плотности вещества. При плотности вещества, характерной для звезд и планет (порядка 1 г/см³), электроны, например, подвержены более сильному квантовомеханическому давлению, чем ионы, имеющие более высокую массу. Поэтому электроны в среднем располагаются чуть дальше от центра планеты, хотя и разница здесь незначительна – меньше размеров атома. Однако разделение зарядов все же происходит – в недрах планеты или звезды возникает избыточный положительный заряд, а на поверхности – тончайший отрицательно заряженный слой. Если эта звезда (или планета) вращается, то у нее должно возникать магнитное поле. Расчеты, проведенные В. И. Григорьевым и Е. В. Григорьевой, показывают, что вне вращающегося шара возникшее поле имеет обычную дипольную структуру, такую же, как магнитное поле Земли и других планет. Напряженность магнитного поля в рамках данной теории зависит лишь от радиуса, массы и скорости вращения планеты и не зависит от деталей ее внутреннего строения (например, от наличия или отсутствия металлизированного ядра или конвективных движений в недрах). Разумеется, предложенный механизм генерации магнитного поля не отвергает роль динамо-процесса, а усиливается им при наличии в недрах планеты конвективных движений вещества. Насколько же реально предположение советских ученых? С одной стороны, сложная геометрия и временные изменения магнитного поля, наблюдаемые у звезд и планет, скорее всего, свидетельствуют о взаимодействии нескольких физических механизмов генерации поля. А с другой, уже, видимо, имеется и первое экспериментальное подтверждение действия подобного рода квантовомеханических эффектов. Сотрудник Объединенного института ядерных исследований (ОИЯИ) в Дубне Б. В. Васильев в опытах с вращающимися металлическими цилиндрами зарегистрировал появление магнитного поля у электронейтральных тел (Пр. ОИЯИ, 1983, Р14-83-406). Этот квантовомеханический эффект в отличие от «гравитационной поляризации» связан с проявлением центробежных сил, которые в эксперименте играли практически ту же роль, какая приходится на гравитацию в небесных телах (правда, действующей в другом направлении).

Главный отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор Е. Ю. Ермаков. Мл. редактор Л. Л. Нестеренко. Обложка художника Л. П. Ромасенко. Худож. редактор М. А. Гусева. Техн. редактор Н. В. Лбова. Корректор В. В. Каночкина.

Сдано в набор 22.10.84. Подписано к печати 13.12.84. Т 21578. Формат бумаги 84×108¹/₃₂. Бумага тип. № 3. Гарнитура литературная. Печать высокая. Усл. печ. л. 3,36. Усл. кр.-отт. 3,57. Уч.-изд. л. 3,48. Тираж 33 405 экз. Заказ 2076. Цена 11 коп. Издательство «Знание». 101835, ГСП, Москва, Центр, проезд Серова, д. 4. Индекс заказа 854201.

Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр, Новая пл., д. 3/4.