КОСМОНАВТИКА
АСТРОНОМИЯ
ПОДПИСНАЯ НАУЧНО-ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ
В. Н. Жарков
А.В. Козенко
ФОБОС И ДЕЙМОС
СПУТНИКИ МАРСА
НОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ, ТЕХНИКЕ

НОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ, ТЕХНИКЕ
ПОДПИСНАЯ НАУЧНО-ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА,
АСТРОНОМИЯ
1/1985
Издается ежемесячно с 1971 г.
В.	Н. Жарков,
доктор физико-математических наук
А. В. Козенко,
кандидат физико-математических наук
ФОБОС И ДЕЙМОС-
СПУТНИКИ МАРСА
в приложении этого номера:
НОВОСТИ АСТРОНОМИИ
Издательство «Знание» Москва 1985

ББК22.6
Ж 34
На первой странице обложки представлены фотографии (без
соблюдения масштаба) Фобоса (слева) и Деймоса (справа)
На последней странице обложки приведены фотографии по¬
верхности Фобоса (вверху) и Деймоса (внизу)
СОДЕРЖАНИЕ
Введение 	 3
Предыстория открытия спутников	 6
История наземных наблюдений	 8
Космическая эпоха спутников Марса	....	9
Глобальные характеристики и внутреннее	строение	24
Проблема происхождения	 34
Рекомендуемая литература	 54
НОВОСТИ АСТРОНОМИИ .	.	55
Жарков В. Н., Козенко А. В.
Ж 34 Фобос и Деймос — спутники Марса. — М.: Зна¬
ние, 1985. — 64 с., ил. — (Новое в жизни, науке,
технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 1).
11 к.
В брошюре рассказывается о спутниках Марса, изучение которых
в последние годы достигло существенного прогресса в связи с ис¬
пользованием космических аппаратов. Интерес к Фобосу и Деймосу
вызван, в частности, тем, что они, видимо, являются представителями
класса малых объектов, весьма распространенных в Солнечной си¬
стеме.
Брошюра рассчитана на широкий круг читателей, интересующих¬
ся современными проблемами астрономии.
1705060000	ББК22.6
52
© Издательство «Знание», 1985 г.

ВВЕДЕНИЕ
Вокруг Солнца обращаются У больших планет. В по¬
рядке 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 — Мер¬
курий (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), Са¬
турн (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 Кал¬
листо, чем какую-либо из планет1.
Обе группы планет разделены поясом астероидов —
многими тысячами малых планет поперечником от око¬
ло 1 до 1000 км, обращающихся вокруг Солнца по эл¬
липтическим орбитам. Этот пояс астероидов (а, вернее,
кольцо астероидов) расположен в интервале расстоя¬
ний от Солнца 2—4 а. е. Суммарная масса всех асте¬
роидов удивительно мала и составляет всего V20 массы
Луны. Это свидетельствует о том, что астероиды отнюдь
не являются результатом катастрофического распада
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.
3

большой планеты (уж очень мала эта суммарная масса).
Сейчас представляется несомненным, что в зоне асте¬
роидов не произошло образование последней планеты
земной группы из-за возмущающего действия гравита¬
ционного поля Юпитера. Малость Марса, видимо, обус¬
ловлена тем же эффектом.
Вообще говоря, можно условно выделить три пары
объектов, связанных с планетами земной группы. Пер¬
вую пару составляют Меркурий и Луна, поверхность
которых в сильной степени покрыта кратерами — сле¬
дами эпохи формирования планет. Вторая пара — это
Венера и Земля, которые являются планетами-«близне-
цами». 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 ве¬
щество обыкновенных хондритов — наиболее распрост¬
раненного типа силикатных метеоритов (из подобного
же рода вещества сложены Земля и Луна). Это сравни¬
тельно светлые каменные объекты, получившие назва¬
ние 5-астероидов. К внешнему же краю кольца асте¬
роидов растет концентрация темных объектов, получив¬
ших название С-астероидов. Их вещество напоминает
вещество углистых хондритов типа 1 и 2 (или, как го¬
ворят, хондритов типа С1 и С2) — наиболее простых
метеоритов, сложенных из силикатов и летучих соеди¬
нений.
Таким образом, дифференциация пояса астероидов
по своему составу подтверждает идею о конденсации
высокотемпературных соединений на более близких рас¬
стояниях к Солнцу в первичном газопылевом облаке и
конденсации низкотемпературных соединений в более
удаленных районах.
Но перейдем теперь к основной теме нашей брошю¬
ры — спутникам Марса. Основные физические характе¬
ристики этих объектов приводятся в табл. 1, из которой
можно заметить удивительное сходство Фобоса и Дей¬
моса по своим размерам, массе и плотности с астерои¬
дами, вернее, с С-астероидами, поскольку по своей плот¬
ности спутники Марса (особенно Фобос) наиболее близ-
4

ки к метеоритам типа С1 и С2..И, по всей видимости,
Фобос и Деймос действительно представляют собой два
маленьких С-астероида, каким-то неизвестным пока пу¬
тем попавших на орбиты вокруг Марса.
Таблица 1
Физические характеристики спутников Марса
Характеристики
Фобос
Деймос
Масса, 1018 г
Размеры, км
наибольший
9,9 ±1,1
2,0±0,7
27 ,±1
16 ±2
наименьший
19 ±1
И ±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, повер¬
нуты к Марсу одной и той же стороной. Орбиты марси¬
анских 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 полу¬
оси 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 обра¬
щении обгоняет суточное вращение планеты и для на¬
блюдателя на Марсе восходит на западе, а заходит на
востоке.
Интересно отметить, что Фобос и Деймос находятся
соответственно ниже и выше стационарной, или син¬
хронной, орбиты, на которой угловая скорость обраще¬
ния спутника совпадает с угловой скоростью вращения
планеты вокруг собственной оси. Причем из-за прилив¬
ного 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 Ма-рс. Поскольку же возраст тел Сол¬
нечной 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 бро¬
5

шюры, но ранее рассмотрим вопрос об эволюции орбит
Фобоса и Деймоса, представляющий собой исключи¬
тельно сложную проблему и весьма важную с точки зре¬
ния происхождения марсианских спутников. Как мы
знаем, они, очень возможно, являются С-астероидами,
захваченными Марсом. Таким образом, подробное изу¬
чение Фобоса и Деймоса с помощью космических ап¬
паратов в окрестности Марса можно рассматривать как
первые наблюдения обширного класса космических объ¬
ектов, 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 по¬
верхностях. Все это дает в руки ученых богатую и уни¬
кальную информацию не только о происхождении по¬
добных тел, но и об образовании всей Солнечной си¬
стемы. Вот вкратце тот круг вопросов, с которым мы
хотим ознакомить читателя.
ПРЕДЫСТОРИЯ ОТКРЫТИЯ СПУТНИКОВ
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 предпо¬
ложение о существовании у Марей спутников. В сочи¬
нении «Разговор со Звездным вестником», вышедшем
в свет в 1610 г. и представлявшем собой подробную ре¬
цензию 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. На 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, наи¬
более подходящим временем следует считать будущий
октябрь, когда Марс окажется в противостоянии с Солн¬
цем, а Земля (за исключением 1608 г.) будет совсем
рядом, с ошибкой вычислений меньше 3°»2.
Мы видим, что И. Кеплер не только правильно пред¬
сказывает количество спутников у Марса, но и дает ра¬
2 При противостоянии Земля находится на прямой, соединяю¬
щей Марс с Солнцем.
6

зумные рекомендации относительно наиболее благопри¬
ятного времени их поисков, основываясь на им же са¬
мим усовершенствованной коперниканской системе. Од¬
нако пройдет более двух с половиной столетий, прежде
чем спутники Марса будут обнаружены.
Авторы популярных книг часто заинтриговывают чи¬
тателей удивительным предсказанием спутников Марса,
сделанным в 1726 г. Дж. Свифтом, автором «Путешест¬
вия Гулливера». Действительно, Дж. Свифт за 150 лет
до открытия Фобоса и Деймоса довольно точно дал пе¬
риоды 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 пе¬
риоды обращения вывести по такой аналогии нельзя.
Как подчеркнул в связи с этим английский исследова¬
тель Н. Роузвиэр, в «Началах» И. Ньютона имеется
утверждение, что «более мелкие планеты при прочих
равных условиях имеют значительно большую плот¬
ность». И если далее предположить, что плотность Мар¬
са в 22 раза больше, чем у Юпитера (поскольку диа¬
метр Юпитера приблизительно во столько же раз боль¬
ше диаметра Марса), и применить третий закон Кепле¬
ра, то можно получить результат Дж. Свифта.
Вообще говоря, предположение о возможном нали¬
чии у Марса двух спутников было довольно широко рас¬
пространенным во времена Дж. Свифта. Еще в 1702 г.
в английском переводе «Бесед о множественности ми¬
ров» Б. Фонтенеля говорилось, что «Марс не может
испытывать недостатка в лунах». И в 1752 г. в «Мик-
ромегасе» Ф. Вольтера было сказано, что «самые луч¬
шие философы знают, как трудно было бы Марсу об¬
ладать меньше чем двумя лунами, поскольку он от
Солнца — следующий».
Поэтому не следует удивляться тому, что еще в сде¬
ланных В. Гершелем в 1783 г. пометках можно отыскать
свидетельства попыток найти спутники Марса. В сере¬
дине прошлого века их поисками интенсивно занимал¬
ся Г. д’Аррэ с помощью 25-сантиметрового рефрактора
Копенгагенской обсерватории. Однако все попытки об¬
наружить спутники Марса заканчивались неудачей.
7

ИСТОРИЯ НАЗЕМНЫХ НАБЛЮДЕНИИ
Успех выпал на долю А. Холла, впервые увидивше-
го 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 — Дей¬
мосом — по древнегреческим именам спутников бога
войны Ареса (Марса) Страха и Ужаса.
Сейчас астрономические наблюдения спутников
Марса проводятся, как правило, во время противостоя¬
ний. Наиболее удобны при этом великие противостоя¬
ния (случаи наибольшего сближения Земли и Марса),
которые происходят через каждые 15—17 лет. Большое
количество наблюдений принадлежало русским астроно¬
мам, работавшим с 76-сантиметровым рефлектором Пул¬
ковской обсерватории. Так, например, С. К. Костинский
получил в Пулкове первые фотографические изображе¬
ния Деймоса (еще в 1896 г.), а в противостояние 1909 г.
сделал четкие снимки обоих спутников.
Однако следует сказать, что с астрометрической точ¬
ки зрения эти наблюдения не имели преимуществ перед
визуальными.
Первые указания на то, что поверхности спутников
Марса состоят из вещества углистых хондритов, полу¬
чил Дж. Койпер в конце 1950-х годов на основе фото¬
метрических измерений. На это, в частности, указывала
низкая отражательная способность поверхностей обоих
тел. Доля отраженного солнечного света (альбедо) со¬
ставляла всего 0,06—0,07.
В противостояние 1971 г. Б. Цельнер провел преци¬
зионные поляризационные измерения Деймоса и полу¬
чил, что они соответствуют поляризации света при от¬
ражении от слоя лунного реголита3. Тем самым было
получено указание на то, что поверхность Деймоса по¬
крыта слоем реголита.
Первая теория движения марсианских спутников
была выдвинута в 1911 г. Г. В. Струве, сыном основате-
3 Лунная поверхность выстлана слабосвязанным раздробленным
обломочным материалом, получившим название реголита. Как ока¬
залось, и астероиды, и спутники Марса тоже покрыты подобным
материалом.
в

ля Пулковской обсерватории В. Я. Струве. На основе
анализа наблюдений спутников, ведшихся с 1877 по
J909 г., он рассчитал элементы орбит, и сегодня по¬
зволяющие весьма хорошо прогнозировать положения-
спутников на орбитах при наземных наблюдениях.
В 1945 г. Б. Шарплесс пришел к заключению о на-
личии у Фобоса векового ускорения, т. е., по его мне¬
нию, движение спутника по орбите ускоряется со вре¬
менем, 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 характери¬
стики марсианских спутников, а также элементы их ор¬
бит в значительной степени были уточнены. Далее в
брошюре мы подробнее рассмотрим ' результаты этих
исследований, но не следует думать, что наземные на¬
блюдения сейчас уже не имеют значения. Как раз, на¬
оборот, космические исследования проводились в весьма
узкие промежутки времени, а для получения информа¬
ции, скажем, об эволюции орбит спутников Марса не¬
обходимы постоянные измерения, что можно сделать
сейчас лишь при наземных наблюдениях.
КОСМИЧЕСКАЯ ЭПОХА СПУТНИКОВ МАРСА
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 анали¬
за фотоснимков, переданных на Землю. Так, телевизи¬
онная съемка, проведенная с помощью КА «Маринер-9».
в период 1971 —1972 гг., позволила получить изображе¬
ние марсианских спутников с весьма высоким разреше¬
нием при различных фазовых углах (углах освещения
Солнцем).
Проводились измерения и в других областях спект¬
ра. На борту КА «Маринер-9», например, были установ¬
лены инфракрасный радиометр и ультрафиолетовый
спектрометр. Осуществлялись фотометрические и поля¬
риметрические измерения, и, в частности, сравнительный
9

фотометрический анализ указал на возможность нали¬
чия реголита на спутниковых поверхностях. При поля¬
риметрических измерениях, выполненных при больших
фазовых углах, была выявлена большая положительная
поляризация излучения спутников (20—25%), что так¬
же характерно для реголитового покрытия.
Фобос исследовался еще и с помощью инфракрас¬
ного радиометра на длинах волн 10 и 20 мкм, когда
спутник проходил через тень Марса. Оказалось, что
Фобос очень быстро охлаждается и нагревается, а кро¬
ме того, у него очень низкий уровень потока излучения
в течение затмения. Полученное значение тепловой инер¬
ции4 отвечает еще более рыхлому слою пыли, чем на
Луне. Это и не удивительно, ведь на поверхности Фо¬
боса гораздо слабее притяжение.
Фотоснимки спутников Марса, полученные с по¬
мощью КА, в особенности начиная с июля 1976 г. (КА
«Викинг»), использовались также и для повышения
точности астрометрических наблюдений. На этих фото¬
снимках спутники, как правило, находятся на фоне
звезд, координаты которых известны с большой точ¬
ностью, что позволяет получать и с высокой точностью
координаты спутников. В результате применения кос¬
мических методов погрешность в определении положе¬
ния спутников Марса уменьшилась более чем в 10 раз.
При пролетах КА «Маринер-9» около Фобоса и Дей¬
моса расстояние между КА и марсианскими спутника¬
ми, как правило, превышало 4000 км. Во время выпол¬
нения программы «Викинг» было несколько пролетов
КА на расстоянии около 100 км от спутников (и даже
50 км от Деймоса). При пролетах на большом расстоя¬
нии от поверхности спутников были получены снимки
с умеренным разрешением: на них видны детали разме¬
ром не менее 200 м. Эти снимки в основном использо¬
вались для получения общих характеристик поверх¬
ностей.
В течение близких пролетов получались снимки с
наилучшим пространственным разрешением, на которых
4 Величина тепловой инерции определяет тепловой режим по¬
верхности: чем больше эта величина, тем меньше колебания тем¬
пературы 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).
10

можно было различать детали размером около 1 м. Сде¬
ланные же стереоскопические изображения дали воз¬
можность определять высоту деталей поверхности и по¬
дробно изучать разломы, кратерные цепочки, структуру
самих кратеров и т. д. Рассмотрим теперь морфологи¬
ческие особенности поверхностей Фобоса и Деймоса бо¬
лее подробно.
Морфология поверхностей. Изучение морфологии по¬
верхности как у Фобоса, так и у Деймоса позволило
выделить четыре основные группы поверхностных об¬
разований: 1) кратеры5 и непосредственно связанные с
ними особенности (области, покрытые выбросами, рего¬
лит); 2) удлиненные депрессии, или борозды, а также
системы параллельных борозд (такой тип рельефа ха¬
рактерен только для Фобоса); 3) различные по альбедо
структуры (темное вещество в кратерах, более светлые
кратерные валы на Деймосе, так же как и светлые лен¬
товидные образования); 4) гребневидные формы.
Все эти особенности представлены на картах Фобо¬
са и Деймоса, которые приведены на рис. 1—3. Бросает¬
ся в глаза обильное покрытие поверхностей обоих спут¬
ников кратерами. В случае Фобоса П. Томасом была
предложена морфологическая классификация кратеров
по аналогии с лунными: 1) четко выраженные, или «мо¬
лодые», кратеры, имеющие протяженные отчетливые ва¬
лы; 2) сглаженные кратеры, не имеющие четкого вала
по всему своему периметру; 3) деградировавшие крате¬
ры с размытыми валами (они гораздо менее глубокие,
чем кратеры предыдущих классов, и сами значительно
покрыты кратерами и изрезаны бороздами); 4) крате¬
ры-призраки, следы которых представляют собой едва
различимые круговые депрессии (их часто трудно или
совсем невозможно увидеть при прямом солнечном ос¬
вещении) .
Исследования морфологии кратеров Фобоса еще
только начинаются, но уже получены важные результа¬
ты. Так, например, измерения длины тени, отбрасывае¬
мой кратерами, позволили определить глубину «моло¬
дых» и сглаженных кратеров и выявить зависимость
глубины кратера d от его диаметра D: d = 0,2D. Послед¬
5 Все эти кратеры, естественно, ударного происхождения, по¬
скольку Фобос и Деймос слишком малы для возникновения в их
недрах вулканической активности.
И

няя близка к аналогичной зависимости для «молодых»
кратеров на Луне. Форма кратеров всех классов хоро¬
шо аппроксимируется сегментом сферы.
Советские планетологи А. Т. Базилевский и И. М.
Черная в предложенной ими более детальной классифи¬
кации по степени сохранности кратеров привели распре¬
деление кратеров Фобоса (в процентах) в зависимости
от величины отношения их глубины к диаметру.
Интересные результаты дал подсчет кратеров на Фо¬
босе, при котором учитывались те из них, которые име¬
ли диаметр порядка нескольких метров. Поверхностная
плотность кратеров (т. е. число кратеров на единицу
площади) оказалась близкой к соответствующей вели¬
чине на наиболее испещренной кратерами континенталь¬
ной части Луны. Подобно лунным материкам поверх¬
ность Фобоса находится в состоянии-«насыщения» кра¬
терами, т. е. формирование большего числа кратеров
на поверхности уже невозможно, поскольку вновь обра¬
зующиеся будут разрушать или перекрывать старые
кратецы.
S	,	N
Рг 1. Карта кратеров и выбросов на поверхности Фобоса (дли¬
на экватора 77 км):
1 — отчетливые кратеры; 2 — сглаженные кратеры; 3 — дегра-
дировавшиеся кратеры; 4 — следы кратеров; 5 — глыбы; 6 — по¬
верхность, покрытая выбросами вблизи кратера Стикни
12

Рис. 2. Карта борозд и связанных с ними особенностей на Фобосе
13

Рис. 3. Карта особенностей поверхности Деймоса (длина эквато¬
ра 43 км)
Это позволяет получить оценку минимального воз¬
раста 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 разме¬
ры 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 характер¬
ные детали поверхности Фобоса, как выбросы из крате¬
ров и борозды.
Последние представляют собой длинные линейные
депрессии, сформировавшиеся в реголите; их ширина
100—200 м, глубина 10—20 м. Они прослеживаются на
14

Рис. 4. Рельеф кратеров Стик-
ни (а) и Холла (б) в попе-
речном разрезе. Уровнем от¬
счета служит поверхность ги¬
потетического трехосного эл¬
липсоида. Истинная глубина
первого кратера оценивается в
1,3 км, второго — 4,8 км
а	0	7	'2	3	4	5	6	г-
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 подразде¬
лить на четыре группы: параллельную экваториальной
плоскости, перпендикулярную наибольшей оси спутника
и еще две, симметрично пересекающие экваториальную
плоскость под углом около 25°. Неоднородное распреде¬
ление борозд по поверхности. Фобоса приводит к тому,
что некоторые регионы, пересекаемые двумя и более
группами параллельных борозд, придают рельефу силь¬
но иссеченный характер. Поперечный профиль борозд
сглаженный, аркообразный. Склоны борозд, как прави¬
ло, довольно пологие, наклон меньше 10°, но встречает¬
ся 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 наблю¬
дается 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, пер¬
пендикулярном бороздам, и несколько вытянут в на¬
правлении, параллельном им. Поскольку разность диа¬
метров кратера порядка 400 м, то на каждую борозду
15

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. Ос¬
новной особенностью поверхности Деймоса является на¬
личие на ней значительного слоя пыли, перекрывающего
кратеры диаметром менее 50 м. Этот слой пыли при¬
дает 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 ча¬
стично заполнены выбросами (примерно до глубины
5 м), чего нет на Фобосе.
Все это существенно затрудняет исследование вариа¬
ции поверхностной плотности небольших кратеров на
Деймосе. Тем не менее кратерная статистика свидетель¬
ствует, что эта плотность на Деймосе в пределах ошиб¬
ки измерений совпадает с аналогичным показателем
для Фобоса и, следовательно, для материковых обла¬
стей 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 раз¬
решения (до 3 м) можно увидеть множество разбросан¬
ных по поверхности Деймоса глыб размером 10—30 м,
которые могут быть обломками выброшенного материа¬
ла из ближайших кратеров.
Области с большим альбедо (т. е. более светлого
материала), связанные с небольшими кратерами, пред¬
ставляют 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 ва¬
лов и блоков. Скатывание вещества и его скапливание
в низинах являются важными процессами, протекавши¬
ми на поверхности Деймоса. Такому способу передви¬
жения на Деймосе был подвержен как светлый, так и
темный тип вещества.
Светлый материал на Деймосе на 30% ярче, чем ок¬
ружающая поверхность. Именно это обстоятельство и
16

определяет более высокую интегральную яркость Дей¬
моса 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 пре¬
образование поверхности стало преобладающим процес¬
сом, формирующим ее структуры для марсианских спут¬
ников.
Измельчение спутниковых пород вызывалось также
нагреванием и охлаждением поверхности. Поверхности
Фобоса и Деймоса подвержены воздействиям ультра¬
фиолетового излучения, солнечного ветра и космических
лучей. Эти потоки радиации, проводя сильную актива¬
цию вещества поверхности, образуют в нем свободные
валентные связи и электрические заряды, которые в ус¬
ловиях глубокого вакуума могут существовать продол¬
жительное время и способствовать цементации мелко¬
зернистого вещества поверхности. Космический вакуум
также способствовал слипанию (адгезии) частиц грун¬
та иод действием межмолекулярных сил.
Однако небольшая величина силы тяжести обусло¬
вила очень рыхлое залегание пород вещества на по¬
верхности марсианских спутников. Этот-то слой грунта
на Фобосе и Деймосе, подвергшийся ударной перера¬
ботке в условиях высокого вакуума (так же, как и на
Луне), и называется реголитом.
Как мы знаем, на существование реголита на Фобо¬
се и Деймосе указывали фотометрические, поляримет¬
рические и температурные измерения, причем резуль¬
таты измерений в инфракрасном диапазоне позволяют
утверждать о наличии на Фобосе слоя реголита тол¬
щиной не менее 1 мм. Толщину слоя реголита на Фо¬
босе можно оценить и исходя из объема выбросов из
кратеров.
По оценкам Дж. Поллака, средняя глубина реголи¬
та на Фобосе, скорее всего, составляет несколько сотен
метров, тогда как на Луне она в среднем не превы¬
шает 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
2076—2
17

реголит. По мнению А. Т. Базилевского, не исключено
также, что на Фобосе возможны выходы на поверх¬
ность и скальных пород.
Реголит под действием собственного веса и микро-
метеоритной бомбардировки уплотняется. Плотность его
вещества должна возрастать с глубиной по экспонен¬
циальному закону, что хорошо проверено при исследо¬
ваниях на поверхности Луны и в земных лабораториях.
Очевидно, что такое же распределение плотности веще¬
ства характерно и для реголита на Фобосе.
И все же наличие мощного слоя реголита на марси¬
анских спутниках может вызвать некоторое недоумение.
Ведь малая масса спутников должна приводить к не¬
значительной скорости убегания (второй космической
скорости) — наибольшей, около 13 м/с, у Фобоса. Ос¬
колки, пыль, образующиеся'при ударах метеоритов, дол¬
жны, следовательно, легко покидать Фобос и Деймос.
Однако дело в том, что скорость выброса осколочного
материала все же не достаточна для преодоления грави¬
тационного притяжения Марса. Поэтому все эти части¬
цы будут обращаться вокруг планеты по орбитам, близ¬
ким к орбите спутников, и через сравнительно неболь¬
шой промежуток времени (от 1000 до 10 000 лет) вновь
захватываться спутниками Марса.
Да и эффективность выброса осколочного материа¬
ла велика лишь в случае очень сильных ударов метео¬
ритов, 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 рего¬
лите, более 99% выброшенного вещества должно остать¬
ся на марсианских спутниках. Установившийся при этом
стационарный слой реголита (с незначительной поверх¬
ностной переработкой) соответствует случаю, когда глу¬
бина слоя первичного реголита больше, чем средняя
глубина выбросов. Это как раз и достигается при сред¬
ней глубине реголита в несколько сотен метров.
При образовании же марсианских спутников глуби¬
на реголита была незначительной, но последующая бом¬
бардировка вела со временем к увеличению его толщи¬
ны. Причем аккумуляция вещества, выбрасываемого на
18

орбиту вокруг Марса, происходила по механизму цикли¬
ческой переработки.
Наличие мощного слоя реголита и слабой силы тя¬
жести объясняют морфологические характеристики кра¬
теров на Фобосе. На спутнике отсутствуют выбросы в
виде лучей. Яркие кольца, заметные при малых фазо¬
вых углах вокруг многих кратеров (они на 5—10% яр¬
че, чем окружающее вещество), свидетельствуют о гру¬
бо измельченных выбросах вблизи кратерных валов. Не¬
которые кратеры имеют более темное дно, что интер¬
претируется наличием отвердевшего ударного расплава.
Имеющиеся на поверхности Фобоса цепочки и непра¬
вильные 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 ре¬
зультате вторичного столкновения спутника с частица¬
ми, выброшенными на орбиту вокруг Марса.
Анализ так называемой ограниченной задачи трех
тел в применении к системе Марс—Фобос—частица по¬
казал, что движение малой частицы имеет в этой си¬
стеме исключительно сложный характер. При этом ока¬
залось, что полость Хилла (максимальная область, в ко¬
торой у небесного тела могут еще существовать спут¬
ники) для Фобоса даже -не вмещает его самого: пре¬
дельная замкнутая поверхность нулевой скорости (вклю¬
чая так называемую лагранжеву точку Lx) проходит вне
тела Фобоса лишь вблизи его подмарсианской и анти-
марсианской точек, а в остальных местах заходит во
внутрь тела Фобоса (рис. 5). Это своеобразие означает,
что вокруг Фобоса не существует устойчивых спутнико¬
вых орбит.
Однако это приводит также и к тому, что значи¬
тельная часть его поверхности энергетически не связа¬
на, и в прошлом при бомбардировке Фобоса метеори¬
тами, когда его поверхность была слабо покрыта рего¬
литом, осколочный материал с легкостью покидал спут¬
ник. Структура и расположение поверхностных деталей
Фобоса во многом определяются поведением таких вы¬
бросов при образовании кратеров на его поверхности.
И изучение движения выбросов можно провести на ос¬
нове анализа движения частиц, покидающих поверх¬
ность синхронно вращающегося спутника.
Оказалось, что траектории выбросов сильно зависи-
19

Рис. 5. Кривые нулевой скорости, показанные в экваториальной
плоскости Фобоса при его нынешнем расстоянии от Марса 2,76 его
радиуса, изображены пунктирными линиями. Кривые внутри Фо¬
боса — это проекции на экваториальную плоскость пересечений
кривых нулевой скорости с поверхностью Фобоса. Все кривые на¬
несены с интервалом 1 м/с. Заштрихованные кривые указывают на
более высокую потенциальную энергию, чем имеет внутренняя точ¬
ка L\. Таким образом, Фобос выходит за пределы своей полости
Роша, а большая часть его поверхности энергетически не связана.
Масштаб здесь устанавливается расстоянием между L\ и центром
спутника
ли 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 особен¬
ностей на поверхности спутника. Этим же обусловли¬
вается расположение вторичных кратеров и анизотро¬
пия выбросов вокруг первичных кратеров (цепочки вто¬
ричных кратеров всегда искривлены).
Правда, борозды, заметные на Фобосе, как прави¬
ло, прямолинейны, что свидетельствует против их гене¬
тической связи с цепочками вторичных кратеров. Для
объяснения этих структур предложены три механизма:
ударное разрушение, приливное воздействие и влияние
сил сопротивления среды, действующих при гипотетиче¬
ском захвате спутника Протомарсом. При этом стара¬
лись объяснить сам факт существования борозд, но не
их морфологию. Кроме того, последний механизм сам
20

основывается на действии недостаточно понятного яв¬
ления.
О механизме приливного происхождения борозд сле¬
дует сказать особо. В 1980 г. Дж. Бернс и А. Добро¬
вольские, основываясь на новых определениях массы и
плотности Фобоса, обнаружили, что он находится го¬
раздо 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. Фо¬
бос, вращающийся вокруг Марса ниже предела Роша,
должен испытывать заметные растягивающие напряже¬
ния вследствие приливного воздействия планеты.
Но, как мы узнаем позже, Фобос не всегда нахо¬
дился 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 осталь¬
ной 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 вторич¬
ными кратерами, образовавшимися вследствие выбросов
вещества при возникновении кратера Стикни, как мы
уже отмечали, тем более нет оснований. И все же ме¬
ханизм ударного разрушения, видимо, наиболее прием¬
лем, если рассматривать образование борозд вследствие
ударного растрескивания всего спутника при возникно¬
вении крупнейшего и старого кратера Стикни, размеры
которого лишь немного уступают размерам самого Фо¬
боса.
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 бо¬
розд на Деймосе, где нет кратеров, по своим относи¬
тельным размерам подобных кратеру Стикни.
Энергия удара, вызвавшего формирование кратера
Стикни на Фобосе, оценивается в 6,5 -1025 эрг, что со¬
ответствует плотности энергии около 1,3-107 эрг/см3.
Для полного же разрушения Фобоса достаточно было
21

бы плотности энергии около 3 * 107 эрг/см3, т. е. при ве¬
личине энергии удара, всего в 2,5 раза большей, Фобос
бы полностью разрушился. Естественно, что при столь
мощном ударе могли бы образоваться трещины, превра¬
тившиеся со временем в борозды (с современным про¬
филем) вследствие постепенного заполнения их реголи¬
том (рис. 6).
Природа прямолинейных борозд на Фобосе может
иметь и более сложное объяснение. Их образование
могло быть связано, например, с внезапным .высвобож¬
дением летучих веществ при столкновении Фобоса с те¬
лом, приведшим к появлению кратера Стикни. Дейст¬
вительно, анализ ультрафиолетового излучения Фобоса
указывает на наличие там глиноземистых материалов,
найденных и в углистых хондритах типа С1 и С2. Ма¬
териал этих метеоритов содержит около 10—20 весовых
процентов связанной воды и нестабилен при температу¬
ре выше 400 К. Поскольку подповерхностная темпера¬
тура Фобоса не менее 250 К, то при сильном ударе, ло¬
кально поднявшем температуру на 150 К, должно было
начаться выделение газов.
Выделение летучих веществ вдоль трещин может
объяснить и наблюдающиеся на Фобосе цепочки неболь¬
ших кратеров, и ореолы более темного вещества вокруг
некоторых небольших кратеров. Этим же можно интер¬
претировать и углубления на некоторых бороздах, и по¬
явление их приподнятых краев. Действительно, объяс¬
нить углубления в бороздах подповерхностным выведе¬
нием 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, возбужден¬
ными соударением спутника с крупным телом. На по¬
верхности Фобоса в этом случае должна возникнуть си¬
стема стоячих волн, которая концентрировала слабосвя¬
занный реголит в узлы, создавая тем самым регулярную
структуру гряд и борозд.
При объяснении морфологии поверхности Деймоса
встают другие трудности. Борозд там нет, и этот спут¬
ник находится в иной динамической ситуации, чем Фо¬
бос. В отличие от последнего он весьма удален от свое¬
го предела Роша. Хотя поверхность Деймоса сильно по-
22

Рис. 6. Развитие борозд вслед¬
ствие заполнения трещин ве¬
ществом. Заштрихованный слой
изображает слабосвязанный
реголит. Начальными условия¬
ми являются: а) рыхлый рего¬
лит над твердым телом, име¬
ющим, возможно, скрытые раз¬
ломы; б) удар раскрывает тре¬
щину и разделяет слой реголи¬
та; в) реголит обрушивается и
просачивается в трещину (это
просачивание может быть мед¬
ленным и осложненным после¬
дующими сейсмическими явле¬
ниями при сильных ударах).
Окончательный вид (г) зави¬
сит от объема трещины и,
возможно, от подвижности объ¬
екта
крыта кратерами, она выглядит более гладкой, даже
как бы в дымке — из-за мощного слоя пыли, перекры¬
вающего кратеры диаметром менее 50 м. Для поверх¬
ности 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 уча¬
стки и наполненные кратеры), так и грубого (глыбы и
блоки). Возможно, это различие в морфологии поверх¬
ности объясняется более легким удержанием Деймосом
выбросов вещества при образовании кратеров.
На первый взгляд это предположение выглядит па¬
радоксальным, ведь масса Деймоса меньше, чем у Фо¬
боса. Но не надо забывать, что Деймос более удален
от Марса. Кроме того, вполне возможно, что поверх¬
ность Деймоса сложена из более слабосвязанного ма¬
териала, чем поверхность Фобоса. Тогда скорости вы¬
брошенного вещества при кратерообразовании будут
небольшими, и большая часть массы этого вещества
станет вновь выпадать на спутник.
Отличительной чертой поверхности Деймоса являет¬
ся наличие на ней довольно обширных областей более
светлого материала. Его происхождение, может быть,
связано с ударным процессом отвердевания (сплавле¬
2Э

ния) вещества, играющего важную роль при ударах о
слабосвязанный материал поверхности. Возможно, на¬
оборот, светлый материал образуется в результате раз¬
мельчения вследствие микрометеоритной бомбардиров¬
ки, поскольку очень мелкие частицы обладают свойст¬
вом повышенного альбедо. Наконец, темные и светлые
области на Деймосе могут казаться таковыми лишь из-
за того, что детали поверхности наблюдаются под раз¬
ными углами освещенности Солнцем. Этот эффект хо¬
рошо известен для лунных кратеров.
Светлый материал на Деймосе простирается вниз по
валам кратеров тонким слоем толщиной до 10 см, об¬
разуя суживающиеся потоки длиной до 3 км, которые
представляют собой морфологическую особенность по¬
верхности 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 рас¬
смотрены в следующем разделе.
ГЛОБАЛЬНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
И ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ
Фигура и сопутствующие характеристики. Уже пер¬
вая фотография Фобоса показала, что спутник не имеет
форму сферы. Впоследствии на основании данных, по¬
лученных с помощью КА «Викинг», Р. Тернер, исполь¬
зуя 3460 реперных точек, построил модель Фобоса (в
масштабе 1:60 000), причем поверхность спутника он
аппроксимировал многогранником с треугольными гра¬
нями (всего 288 граней). Эта модель (рис. 7) позво¬
лила более точно определить объем Фобоса — 5620 км3,
а также составить топографические карты.
Однако при изучении небесных тел обычно за фор¬
му поверхности принимают более простую фигуру. В ча¬
стности, и для спутников Марса были выбраны трехос¬
ные эллипсоиды с параметрами, представленными в
табл. 2. Надо сказать, что точность при этом уменьша¬
ется (хотя достигается некоторое упрощение в расче¬
тах), и, например, объем Фобоса при аппроксимации его
фигуры трехосным эллипсоидом составляет, по оценкам
Дж. Веверка, 5810 км3 (см. предыдущую оценку).
24

Таблица 2
Трехосная аппроксимация спутников Марса
Основные полуоси
Фобос
Деймос
а, км
в, км
с, км
13,3 ±0,4
7,5 ± 0,3
11,0±0,3
6,1 ±0,1
9,2 ±0,3
5,5 ± 0,1
Важнейшей характеристикой марсианских спутников
является их масса. Наиболее точно она была опреде¬
лена по возмущениям скорости КА при близких проле¬
тах около спутников. Причем возмущение регистрирова¬
лось по доплеровскому смещению радиосигналов, при¬
нимаемых в этот момент с КА. Полученные результаты
с учетом упоминавшихся оценок объема спутников по¬
зволяют 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 гравитацион¬
ных 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 поверхно¬
сти Фобоса и Деймоса. Однако это, естественно, дело
отдаленного будущего, а, кроме того, определенные
трудности здесь возникнут, если пользоваться обычными
гравиметрическими приборами.
Рис. 7. Вид Северного полу¬
шария согласно модели Фобо¬
са, построенной М. Тернером
25

Так, например, маятник, который на Земле имеет
период 0,5 с, на Фобосе будет совершать одно колеба¬
ние за 22,5 с. Кроме того, чтобы применить гравиметры
на Фобосе, придется изменить жесткость их пружины.
Абсолютные измерения силы тяжести по времени сво¬
бодного падения тела также станут весьма специфич¬
ными: 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 ко¬
торому весьма близко расположен этот спутник.
Таким образом, в настоящее время можно получать
лишь глобальные характеристики гравитационных по¬
лей у марсианских спутников. Первую детальную мо¬
дель гравитационного поля Фобоса построил профессор
Московского университета М. У. Сагитов со своими со¬
трудниками. При этом использовалась модель Р. Тер¬
нера для фигуры Фобоса и предполагалось постоянство
плотности в недрах спутника. Кроме того, учитывалось
вращение Фобоса, вызывающее соответствующее цент¬
робежное ускорение, которое уменьшает силу тяжести
на экваторе спутника.
Однако после того как выяснилось, что Фобос на¬
ходится к Марсу ближе своего предела Роша, потребо¬
валось учитывать и приливное воздействие Марса.
О том, что это действительно существенно для Фобоса,
можно судить из табл. 3, где представлены для сравне¬
ния параметры гравитационных полей Фобоса и Дей¬
моса. Об этом же свидетельствует распределение уско¬
рения 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 зна¬
чения ускорения свободного падения (в сантиметрах на
секунду в квадрате) с интервалом 10° по долготе и 5°
по широте.
Несферическая форма, сложная конфигурация гра¬
витационного поля, центробежное ускорение и прилив¬
ное воздействие Марса создают внутри его спутников
напряжения, особенно значительные для Фобоса из-за
его близости к планете. А. Добровольские рассмотрел
напряжения в марсианских спутниках при аппроксима¬
ции их фигуры трехосным эллипсоидом, допустив одно-
26

Ускорение сб. падения
а	б
Рис. 8. Схематическое распределение ускорения свободного падения
(с приведенными численными значениями, табл. 2) на поверхности
Фобоса (а) и Деймоса (б) с интервалом 10° по долготе и 5° по
широте •
родное распределение плотности и приняв, что по сво¬
им упругим свойствам вещество спутниковых недр иден¬
тично веществу углистых хондритов. Это позволило по¬
лучить 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 напря¬
жение тоже очень мало. Максимальная величина напря¬
жения в центре Фобоса также мала, и в целом вещест¬
во Фобоса вполне его выдерживает, хотя это не совсем
очевидно для рыхлых пород на поверхности спутника,
Таблица 3
Характеристики физических полей Фобоса и Деймоса
Величина ускорения,
см/с2
Подмарсианская
точка
Полюс
Фо¬
бос
Дей¬
мос
Фо¬
бос
Дей¬
мос
Для свободного падения
тел
0,54
0,31
0,68
0,36
Для приливного взаимодей¬
ствия
0,14
0,005
0,05
0,002
Для центробежных сил
0,07
0,002
0,0
0,0
27

Рис. 9. Упругие смещения в эк¬
ваториальной плоскости Фобоса
способных, правда, по аналогии с лунной почвой выдер¬
живать посредством когезии (сцепления) те небольшие
напряжения, которым они подвергаются.
Во всяком случае наблюдаемая ориентация борозд и
линейных особенностей рельефа на Фобосе не согла¬
суется с теорией их приливного происхождения. И, ве¬
роятнее 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 — Дей¬
моса, то приливное воздействие сказывается на нем су¬
щественно меньше. Он находится гораздо дальше свое¬
го предела Роша, средняя плотность его несколько ни¬
же, 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 на¬
блюдений марсианских спутников получают сведения,
касающиеся главным образом их поверхностного веще¬
ства. Косвенным указанием о вероятном составе их недр
служат значения средней плотности. Некоторые данные
2*,

о внутреннем составе можно было бы получить, измерив
поверхностный тепловой поток. Последний определяет¬
ся содержанием радиоактивных элементов в недрах и
значительно различается, например, для базальтового и
хондритового составов.
Если бы поверхностный тепловой поток марсиан¬
ских спутников соответствовал базальтовому составу, то
это свидетельствовало бы о дифференциации (отслое¬
нии ядра) внутреннего состава спутников. Однако вслед¬
ствие своей малости Фобос и Деймос всегда оставались
холодными недифференцированными телами. Об отсут¬
ствии заметного тяжелого ядра в центральных райо¬
нах говорит и сравнительная низкая средняя плотность
обоих спутников.
Наиболее важными, длительно действующими источ¬
никами тепла в тепловой истории планетных и спутни¬
ковых тел являются долгоживущие радиоактивные изо¬
топы (урана, калия и др.)- Распределение этих тепло¬
вых 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 мо¬
дели Фобоса пришлось рассмотреть не только различ¬
ные содержания радиоактивных элементов и теплопро¬
водность вещества в недрах, но и различные толщину
слоя и теплопроводность реголита.
Содержание радиоактивных элементов зависит от со¬
става вещества спутников и, вообще говоря, неизвестно.
Поэтому построение тепловой модели Фобоса проводи¬
лось для различного содержания радиоактивных элемен¬
тов, характерного тому или иному типу метеоритов
(обыкновенных и углистых хондритов, а также базаль¬
товых ахондритов). В качестве же тепловых характе¬
ристик реголита использовались данные о лунном рего¬
лите.
Следует сказать, что вследствие малых размеров
марсианских спутников краткий период их разогрева
в результате накопления радиогенного (за счет радио¬
активного распада) тепла должен был быстро сменить¬
ся остыванием. В современную эпоху оба спутника на¬
ходятся в стационарном тепловом состоянии, когда вы¬
деление и потеря тепла в точности компенсируют друг
друга. Причем характер теплового режима Фобоса пред¬
29

полагает, что время его остывания порядка 100 млн„
лет, что значительно меньше предполагаемого его воз¬
раста — 3—5 млрд. лет.
Расчеты показывают, что тепловой поток очень сла¬
бо 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 температу¬
ре его поверхности — около 220 К.
Если бы теплопроводность реголита Фобоса была бы
на порядок больше, 10~5 кал • (см-с* К)-1, то температу¬
ра в его центре очень мало отличалась бы от темпера¬
туры на поверхности даже при максимально принимае¬
мой толщине реголита 1 км, а поверхностный перепад,
температур с глубиной был бы соответственно на по¬
рядок меньше. В действительности же теплопровод¬
ность 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.
Таблица 4
Тепловые модели Фобоса и Деймоса
Фобос
Деймос
Основные параметры
обыкно¬
венные
хондриты
углистые
хондриты|
базальто-
-вые ахон-
' дриты
углистые
ХОНДриТЬБ
Содержание радиоактивных
элементов сегодня, г/г
уран
1 • ю-8
2- 10-8
ю- ю-8
2- 10-*
калий
8 • Ю-4
8- 10-4
5- 10-4
8- 10-4
Поверхностный перепад тем¬
ператур 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 рас¬
чет модели проводился в зависимости от различного*
состава их недр (хотя, вообще говоря, базальтовый со¬
став очень маловероятен), который обусловливал то или:
иное содержание радиоактивных элементов. Зависимо-
30

Рис. 10. зависимость перепада температуры с глубиной АТ от со¬
става вещества. Внизу по оси абсцисс отложена теплопроводность
[кал • (см • с • К)-1]. Слева направо представлены углистые хондри-
ты, обыкновенные хондриты, базальтовые ахондриты, вещество Луны
сти поверхностного перепада температур с глубиной от
состава вещества марсианских спутников иллюстриру¬
ются на рис. 10, где слева направо указаны следующие
типы вещества: углистые хондриты, обыкновенные хон¬
дриты, базальтовые ахондриты, вещество Луны.
В заключение подчеркнем, что при более меньших
массе и размерах Деймоса тепловой поток с его поверх¬
ности 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 построе¬
нию их моделей, стремясь при этом учесть все, что из¬
вестно о рассматриваемом объекте, хотя и выделяя,
как правило, наиболее существенные его характеристи¬
ки. Причем под моделями планет и их спутников пони¬
мают как бы разрез данного небесного тела, где пока¬
зано, как меняются с глубиной основные параметры:
31

плотность, давление, ускорение силы тяжести, скорость
сейсмических волн и т. д.
Чтобы лучше уяснить себе суть дела, начнем рас¬
смотрение с простейшего случая. Наиболее простой мо¬
делью планеты является однородная модель, в которой
плотность не меняется с глубиной, а форма принимает¬
ся сферической. Причем используется аппроксимация
так называемой равновеликой сферы, когда объем по¬
следней равен реальному объему планеты. Именно для
таких простых моделей легко рассчитать, как распре¬
деляется в них с глубиной давление и ускорение силы
тяжести.
Для спутников Марса, так же как и для астероидов,
однородная модель служит хорошим приближением, по-
скольку из-за их малых размеров давление в централь¬
ных областях этих объектов мало и вещество там нахо¬
дится практически не в сжатом состоянии. Правда, для
марсианских спутников можно рассчитать и двухслой¬
ную модель с учетом слоя реголита (толщиной 1 км
в случае Фобоса).	/
Как мы знаем, анализ фотографий Фобоса, получен¬
ных с помощью КА, показал отсутствие сильно раздроб¬
ленного материала (мелкой фракции), слагающего его
поверхность. Это указывает на то, что плотность поверх¬
ностных 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 ус¬
корения свободного падения для такой двухслойной
модели Фобоса со слоем реголита толщиной 1 км и
плотностью 1 г/см3.. Отличие от однородной модели не¬
велико: если в ней давление в центре спутника 0,63 6apv
то в двухслойной модели 0,72 бар. При слое же рего¬
лита меньшей толщины, скажем, порядка нескольких
сотен метров и менее, изменение в распределениях дав¬
ления 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 пред¬
полагаемой прочностью их недр. Так, если прочность
спутников превышает 106 дин/см2, то их форма, скорее
32

Рис. 11. Двухслойная сфе¬
рически симметричная мо¬
дель Фобоса
всего, не связана с уровенной поверхностью потенциала’
гравитационного поля6.
В настоящее время еще рано делать какие-либо об¬
щие выводы о внутреннем строении и вещественном со¬
ставе марсианских спутников. Для этого необходимы
дальнейшие исследования, в частности с помощью КА с
посадкой на поверхность спутника. Большую информа¬
цию могли бы дать такие прямые исследования на Фо¬
босе и Деймосе, как забор грунта с поверхности спут¬
ника и проведение активного сейсмического экспери¬
мента.
В последнем случае представится возможность полу¬
чить зависимость (в сейсмологии ее называют годогра¬
фом) времени пробега сейсмических волн от эпицент-
рального расстояния, т. е. углового расстояния между
источником волн и их приемником. Напомним, что сейс¬
мические 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 ука-
Одной из основных характеристик гравитационного поля яв¬
ляется его потенциал, значение которого в некоторой точке зави¬
сит только от ее координат. Собственно говоря, общая конфигура¬
ция Гравитационного поля определяется поверхностью равного по¬
тенциала, или эквипотенциальной поверхностью.
3&

Рис. 12. Годограф для про¬
дольных волн в двухслойной
модели Фобоса. По оси абс¬
цисс отложено эпицентральное
расстояние А (в градусах), по
оси ординат — время пробега
сейсмических волн t
жет на структуру недр спутника. Ведь если бы скоро¬
сти сейсмических волн были постоянными и не зависели
от глубины, то годографы, приведенные к зависи¬
мости времени пробега сейсмических волн от глубины,
представляли бы собой прямолинейные отрезки. Однако
чем сложнее структура изучаемого объекта, тем более
искривленным будет экспериментальный годограф. Ко¬
гда 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 рассчитав
на основе рассмотренной ранее двухслойной модели
Фобоса. При этом предполагается, что скорость распро¬
странения продольных волн в реголите такая же, как
в лунном реголите (104 м/с), а в недрах спутника со¬
ответствует распространению в трещиноватом базаль¬
товом материале (300 м/с).
Верхняя ветвь годографа представляет собой сейс¬
мические 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 ре¬
голита. Еще одна ветвь — это преломленные волны,
проходящие через внутреннюю высокоскоростную об¬
ласть. Конечно, экспериментальные годографы для мар¬
сианских спутников будут иметь более сложный вид, но
именно эта сложность поможет более верно представить
реальную структуру спутниковых недр.
ПРОБЛЕМА ПРОИСХОЖДЕНИЯ
Основные представления. В настоящее время прини¬
мается следующая схема происхождения планет и их
;34

спутников. При образовании Солнца в результате сжа¬
тия (коллапса) протосолнечной туманности в его окре¬
стности оставалось газопылевое облако, которое в даль¬
нейшем эволюционировало в планеты и их спутниковые-
системы (рис. 13).
После затухания в этом облаке турбулентных дви¬
жений 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 ско¬
рости и оседали к основной (экваториальной) плоско¬
сти, где формировался тонкий диск с повышенной плот¬
ностью вещества (см. рис. 13, б).
С ростом концентрации пылевого компонента в цент¬
ральной плоскости однородный тонкий диск пыли ста¬
новился гравитационно неустойчивым и распадался на
рыхлые сгущения (см. рис. 13, в), которые в дальней¬
шем эволюционировали под действием гравитационного'
взаимодействия и объединялись при столкновениях в
тела астероидных размеров — планетезималии (см.
рис. 13, г). Этот процесс занял время порядка несколь¬
ких 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 прото-
планетного облака. На этом же этапе развития планет¬
ной системы возникли те зональные различия в составе
твердого вещества, которые затем привели к зонально¬
му различию в составе планет.
На следующем этапе формирования планетной си¬
стемы астероидные прототела (планетезималии) стали
объединяться в планеты. В ходе этого процесса часть,
материала выбрасывалась на орбиты вокруг растущих
планет, образуя своего рода околопланетные туманно¬
сти. Объединение этого материала, движущегося в ту¬
манностях с кеплеровскими скоростями, приводила к
формированию спутников. Эта схема характерна для
образования Юпитера, Сатурна и их спутниковых си¬
стем. Как полагают, эти водородно-гелиевые планеты-
гиганты образовались сначала путем формирования их
ядер из вещества пылевого компонента — силикатов и;
35-

Рис. 13. Схема образования Солнечной си¬
стемы
.льдов, на которые происходил уже коллапс окружающе¬
го вещества. Современные расчеты моделей внутреннего
строения планет-гигантов показывают, что при форми¬
ровании Юпитера и Сатурна из их зон питания произо¬
шла колоссальная диссипация (рассеяние) газа, равная
по массе около 10—20 планетным массам.
Таким образом, рост планет сопровождался диссипа¬
цией 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 со¬
става Марса и близок к составу С-астероидов, что сви¬
детельствует 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
•от 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 об¬
ращающихся по гелиоцентрическим орбитам вокруг
Солнца планетезималий осуществлялся во время их
столкновений с упоминавшимися околопланетными ту¬
манностями. Трение в туманности могло приводить к
уменьшению их энергии и скорости движения, и тогда
гравитационное поле сформировавшейся планеты спо¬
собно было перевести планетезималь с гелиоцентриче¬
ской орбиты на орбиту вокруг планеты. Причем напря¬
жения порядка 107 дин/см2, возникающие во время тор¬
можения планетезималий, могли разрушить ее на фраг¬
менты.
Если столкновение случалось с околопланетной ту¬
манностью, имеющей массу, сравнимую с массой плане-
тезимали, то последняя могла подвергнуться гравитаци¬
онному захвату планетой. И имелась малая вероятность
подобного захвата тел размером более 100 км. С дру¬
гой же стороны, чтобы захваченные планетезималии за
короткое время не упали на планету, требовалось до¬
статочно быстрое рассеяние туманности.
Несколько иной механизм захвата Фобоса и Деймо¬
са был предложен Д. Хантеном. По его мнению; захват
спутников осуществлялся довольно часто протоатмосфе¬
рой 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 протоатмосфе¬
ра почти внезапно рассеялась в пространство вследствие
потери давления в Солнечной прототуманности.
Однако рассмотренные здесь модели, естественно,
не являются единственно возможными. Захват марси-
инских спутников мог произойти и на очень нерегуляр¬
ные орбиты (т. е. с большими эксцентриситетом и на¬
клонением), что исключает предыдущие схемы захва¬
та. Как мы увидим позже, эволюция орбит Фобоса и
37

Деймоса довольно сложна и могла в конечном итоге из¬
менить вначале нерегулярные орбиты марсианских спут¬
ников в наблюдаемые сейчас регулярные орбиты с не¬
значительными эксцентриситетом и наклонением.
В связи с чем следует отметить, что не исключена
возможность частого залета астероидных тел в окрест¬
ности Марса, когда его зона питания была практически
полностью им исчерпана. Это могло происходить за счет
возмущения, оказываемого на пояс астероидов со сто¬
роны допланетных гипотетических тел массой порядка
земной, которые пролетали через пояс астероидов из
зоны зарождающегося Юпитера. Именно таким возму¬
щением 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 рас¬
смотрела 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 воз¬
можности захвата Марсом своих спутников в прошлом
и даже о высокой его вероятности.
Однако при рассмотрении происхождения марсиан¬
ских спутников следует учесть одно немаловажное об¬
стоятельство. Как будет показано чуть позже, есть опре¬
деленные свидетельства в том, что в прошлом у Марса
имелось большое количество малых спутников. Если
это в действительности было так, то необходимо объяс¬
нить происхождение такого роя спутников. Причем тре¬
буется выяснить, образовался ли рой вследствие распа¬
да и столкновений астероидных тел в окрестности Мар¬
са или был^захвачен планетой сразу в целом. Во всяком
случае рассмотрение проблемы захвата двух спутников
Марса, может быть, связано с решением проблемы за¬
хвата планетой множества малых тел.
Рассмотрение происхождения марсианских спутни¬
ков вызывает ряд вопросов, которые необходимо решить
при том или ином подходе к решению общей пробле¬
мы. Например, если произошел захват Фобоса и Дей¬
38

моса планетой, то почему они оказались С-астероидами,
находящимися в поясе астероидов гораздо дальше от
Марса, чем S-астероиды. Если же образование плане¬
ты и спутников (а возможно, и роя спутников) проис¬
ходило одновременно, то требуется объяснить значи¬
тельную потерю планетой своих летучих элементов
(ведь состав Марса отличается от состава Фобоса и
Деймоса).
В то же время наличие у Марса всего двух спут¬
ников при возможном существовании в прошлом гораз¬
до большего количества спутников у зарождающегося
Марса вполне объяснимо. Во-первых, само возрастание
массы у зарождающейся планеты должно было вызы¬
вать сокращение радиуса орбит спутников, и в резуль¬
тате те падали в конце концов на Марс. Во-вторых,
околопланетная туманность из большого количества пы¬
ли 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 плот¬
ная протоатмосфера или газопылевая туманность с
фрагментами столкнувшихся тел) постепенно рассея¬
лась, и орбиты спутников продолжали эволюциониро¬
вать уже без ее влияния. По-видимому, Фобос и Дей¬
мос — это последние спутники Марса, захваченные пла¬
нетой в далеком прошлом (причем Деймос несколько
позже Фобоса). Анализ прошлой эволюции их орбит
позволяет выяснить многие вопросы, связанные с про¬
исхождением этих небесных тел. Однако такой анализ
представляет собой исключительно сложную задачу.
Эволюция орбит Фобоса и Деймоса. Проблему про¬
исхождения марсианских спутников невозможно решить,
если пренебрегать прошлой эволюцией их орбит, по ко¬
торым они обращаются в настоящее время вокруг Мар¬
са. Естественно, их орбиты не оставались неизменными,
а эволюционировали то быстрее, то медленнее в зави¬
симости от ряда факторов. Эволюция происходила под
влиянием приливного взаимодействия с планетой, а так¬
же вследствие наличия экваториального вздутия Марса
(из-за его вращения), которое вносило некоторое изме¬
нение в гравитационное поле планеты, а также под влия¬
нием возмущающего действия Солнца и, если они были,
других спутников и т. д.
39

Очевидно, что для более верной реконструкции эво¬
люции 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 осново¬
положников геофизики Дж. Дарвин на примере лун¬
ной орбиты показал, что приливное воздействие может
радикально изменить орбиту небесных тел за астроно¬
мически обозримый промежуток времени. Действитель¬
но, Луна вызывает хорошо всем известную приливную
деформацию той части Земли, которая в данный мо¬
мент находится ближе к Луне. Возникшее вздутие (зем¬
ной коры и водной поверхности), в свою очередь, вно¬
сит 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, обра¬
зовавшимся вследствие вращения Земли как упругого
тела. Благодаря наклонению плоскости орбиты Луны к
плоскости земного экватора нарушается центральность
гравитационного поля Земли и как следствие эквато¬
риальное вздутие оказывает довольно осязаемое возму¬
щение 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 ли¬
нии, 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 за¬
паздыванию приливного вздутия по сравнению с момен¬
том наибольшего сближения. Луны с Землей.
Этот эффект особенно наглядно виден на примере
приливного трения. Вследствие сил трения, существу¬
ющих между водной оболочкой и твердой земной по¬
верхностью, происходит запаздывание морских прили¬
вов (на так называемый «прикладной час»). Прилив¬
40

ное 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 промежу¬
ток времени.
В общем же случае запаздывание с образованием
приливного вздутия приводит к диссипации (уменьше¬
нию) энергии движения Луны и как следствие к увели¬
чению радиуса ее орбиты. Следует сказать, что анало¬
гичный эффект возникает и вследствие образования
приливного вздутия на Луне. Конечно, это вздутие сла¬
бо 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 рас¬
смотрении необходимо учитывать и так называемую
либрацию Луны, и возмущающее влияние Солнца, вы¬
зывающее 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 энер¬
гии 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 ис¬
ходя 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 орби¬
ты можно ввести специальную величину Q-1, определя¬
ющую степень диссипации энергии в системе. Причем
меньшему значению Q соответствует более значитель¬
ная эволюция орбиты. В частности, Г. Макдональд и
П. Голдрайх предположили постоянство Q на всем про¬
тяжении истории системы Земля—Луна.
Однако результат получился довольно неожиданный.
41

Если за время своего существования Луна благодаря
приливному взаимодействию отодвигалась от Земли до
современного радиуса, то ей на это понадобилось все¬
го 0,95—1,9 млрд. лет. Это слишком короткая продол¬
жительность для приливной эволюции лунной орбиты,
и более приемлемый результат получается при несколь¬
ко большем значении Q в прошлом.
Обратимся теперь к спутникам Марса. Важной ха¬
рактеристикой их орбитального движения является пре¬
цессионное колебание средней плоскости орбит (так на¬
зываемой плоскости Лапласа) вследствие гравитацион¬
ного воздействия Солнца и экваториального вздутия
Марса (последнее существенно слабее земного из-за ма¬
лости масс марсианских спутников).
На рис. 14 показано расположение этой плоскости
Лапласа относительно орбит Марса и его спутников.
Под углом / здесь показано наклонение плоскости Ла¬
пласа относительно экваториальной плоскости Марса,
под углом у — наклонение плоскости орбиты к плоско¬
сти эклиптики, а под углом i — наклонение плоскости
орбиты спутника к плоскости Лапласа. Суточное дви¬
жение узла плоскости орбиты спутника (т. е. точки пе¬
ресечения этой плоскости с плоскостью экватора Мар¬
са) обозначено через N.
Необходимо отметить, что прецессия оси вращения
самой планеты на относительную ориентацию орбит Фо¬
боса 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, со¬
храняя их положение в экваториальной плоскости. Хотя
при этом можно было бы ошибочно предположить, что
орбиты спутников «следуют» за прецессией оси враще¬
ния планеты (и тогда их нахождение в плоскости эква¬
тора Марса было бы случайным).
Как и Луна, марсианские спутники обладают син¬
хронным вращением, т. е. обращены к планете только
одной своей стороной при обращении вокруг нее по ор¬
бите. Эта синхронность устанавливается приливным
воздействием планеты за достаточно длительный про¬
межуток времени нахождения спутников на орбите во¬
круг Марса. По оценкам С. Пила, продолжительность
42

г
\
\
Рис. 14. Положение мгновен¬
ной оси плоскости Лапласа
такой синхронизации для Фобоса составляет 0,1 —
1 млн. лет, а для Деймоса — 0,1—1 млрд. лет.
Как уже говорилось раньше, Фобос обладает веко¬
вым ускорением движения по орбите, что объясняется
приливным воздействием планеты (рис. 15). По оцен¬
кам советского геофизика В. А. Шора, Фобос должен
упасть на планету через 50 млн. лет, по другим оцен-
Рис. 15. Каргина приливного возмущения Фобосом (а) и Деймосом
(б) Марса. В первом случае приливной выступ запаздывает из-за
диссипации энергии в недрах планеты, поэтому отстает от быстро-
движущегося Фобоса на угол е. Причем приливное взаимодействие
отбирает у Фобоса момент количества движения и передаст их
планете, ускоряя вращение последней (Фобос приближается к Мар¬
су). Во втором случае приливной выступ, вращаясь вместе с Мар¬
сом, опережает возмущение, которое его производит. А момент ко¬
личества движения и энергия вращения планеты передаются орби¬
тальному движению Деймоса, вызывая его удаление от Марса
Даны следующие обозначения: о — угловая скорость враще¬
ния Марса, п — угловая скорость обращения спутника
и, vодос
б) Деи.пос
43

кам — через 30—70 млн. лет. Основываясь на значении
этого векового ускорения, была получена оценка Q:
70—150.
Вследствие очень малой массы и сравнительной уда¬
ленности Деймоса от планеты его орбита подвержена
лишь незначительным приливным возмущениям. Наблю¬
дательных указаний на вековое ускорение у Деймоса не
имеется, да при существующей точности наблюдений
оно и не может быть измерено. Теоретическое же изу¬
чение 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 дру¬
гого. Причем Фобос начал эволюционировать вовнутрь,,
а Деймос — наружу от стационарной орбиты. Но эта
простая схема в настоящее время не удовлетворяет спе¬
циалистов. И имеются более подробные сценарии эво¬
люции для орбит марсианских спутников.
Известно, что приливное трение изменяет и энергию
орбитального движения, и момент количества движе¬
ния. На основании этого английский геофизик Г. Джеф¬
фрис еще в 1961 г. сделал вывод об изменении эксцент¬
риситетов Фобоса и Деймоса. Он показал, что в на¬
стоящее время эксцентриситеты орбит обоих спутников
Марса уменьшаются. Из чего П. Голдрайх в 1963 г. за¬
ключил, что в далеком прошлом эксцентриситет орби¬
ты 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, боль¬
шим эксцентриситетом, то весьма вероятно, что в какой-
то момент в прошлом спутник, двигаясь по орбите, на¬
ходился в течение одного оборота вокруг планеты внут¬
ри 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 эф¬
фекта 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.
44

Рис. 17. Положение апоцентра Фобоса
в соответствии с теорией J1. Нестеренко
Рис. 16. Изменение орбит-
спутников Марса
Г. Смит и Р. Толсон на основе теории С. Сингера опре¬
делили изменение положения апоцентра Фобоса со вре¬
менем (рис. 17), и оказалось, что при Q<80 орбита
Фобоса должна была пересечь в прошлом орбиту Дей¬
моса.
Г. Смит и Р. Толсон заключили, что либо усреднен¬
ное по времени значение Q больше 80, либо в случае'
гравитационного захвата спутники приобретались Мар¬
сом через какой-то определенный промежуток времени
(причем Фобос оказался на внутренней орбите). Сама
операция усреднения диссипативного фактора во вре¬
мени не является простой задачей. В частности, измене¬
ние значения Q со временем определяется тепловой:
историей планеты, поскольку от изменения распределе¬
ния температур в недрах планеты может зависеть ско¬
рость, с которой протекает дифференциация (расслое¬
ние 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, напри¬
мер, согласно модели тепловой эволюции Марса, пред-
45-

.ложенной В. Уордом, Дж. Бернсом и О. Туном, прибли¬
зительно через 1 млрд. лет после образования планеты
угловая скорость ее вращения увеличилась примерно
на 10% из-за формирования ядра у Марса. Соответ¬
ственно в течение первого миллиарда лет существова¬
ния планеты стационарная орбита отстояла несколько
дальше от современного ее положения.
Это обстоятельство следует иметь в виду при рас¬
смотрении эволюции орбит Фобоса и Деймоса на ранних
этапах.
Значительный вклад в рассматриваемую проблему
.внес К. Ламбек в 1979 г. Им было показано, что необ¬
ходимо 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 Мйрса где-то
одного порядка.
Этого, например, придерживался П. Голдрайх, допу¬
ская близость упругих свойств вещества спутников и
планеты и предполагая, что вызываемые планетой при-
.ливы на спутниках вносят незначительный вклад в эво¬
люцию их орбит. Но поскольку спутники имеют состав,
близкий к составу углистых хондритов, их диссипатив¬
ный фактор Q~l 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 со¬
ответствующих расчетах для лунных пород низкой плот¬
ности и высокой пористости при малых давлениях.
'В результате Q оценивалось интервалом значений
10—100.
Однако недра Фобоса содержат много трещин, по¬
скольку давление в его центральных областях очень не¬
большое и под его воздействием трещины не будут стя¬
гиваться. Поэтому диссипация, скорее всего, будет за¬
висеть от степени трещиноватости недр, спутника, чем
от состава вещества. Высокое процентное содержание
46

летучих элементов может еще сильнее понизить вели¬
чину 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 син¬
хронное вращение, при котором радиальный прилив на
спутнике вызывается только благодаря наличию экс¬
центриситета у орбиты, существенно ускорял темп эво¬
люции 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 долж¬
на была уменьшаться от значения высоты, свойст¬
венного орбите Деймоса, до своего современного зна¬
чения.
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 орби¬
ты у Фобоса. Однако еще сам Г. Ламбек показал воз¬
можность существования у Фобоса в прошлом орбит с
большим эксцентриситетом. Но тогда с помощью тео¬
рии Г. Ламбека нельзя было проводить исследования
отдаленного прошлого для эволюции орбит марсиан¬
ских 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-ви¬
димому, несколько занижает действительное значение, а
это сильно сокращало реальное время эволюции его-
орбиты. Проблема учета либрации может стать еще бо¬
лее сложной при рассмотрении эксцентриситетов орбит
больше 0,3, когда вращение спутников становилось не¬
синхронным.
В работе А. Казенаве, А. Добровольскиса и Б. Лаго*
поэтому было принято большее значение Q. Возраста¬
ние его приблизительно на порядок увеличивало так¬
же на порядок время эволюции его орбиты. Расчеты
показали, что 3 млрд. лет назад большая ось орбиты.
Фобоса превышали 20 марсианских радиусов. Тем са-
47

:мым было получено важное указание на непостоянство
расположения плоскости Лапласа.
Дело в том, что плоскость Лапласа, естественная
плоскость соотносимое™ орбит Фобоса и Деймоса, мо¬
жет менять свою ориентацию в пространстве с измене¬
нием расстояния какого-либо спутника от планеты. Она
лежит в плоскости, близкой к экваториальной плоско¬
сти 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 радиу¬
са Марса, а теория указывает на то, что Фобос в отда¬
ленном 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 Фо¬
боса практически остается неизменной. А она может со¬
ответствовать наибольшему сближению с планетой при
захвате.
Поскольку орбита Деймоса эволюционировала не¬
значительно, то орбита Фобоса могла пересечься с ней
1 млрд. лет назад. При пересечении же орбит двух спут¬
ников могло произойти их столкновение. Такое столкно¬
вение, которое, кстати, могло стать причиной появления
кратера Стикни, должно было бы изменить эксцентри¬
ситет орбиты Фобоса на 0,01. Казалось бы, естествен¬
ным использовать этот факт для объяснения современ¬
ного 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 состав¬
лял не менее 0,4—0,5. Поэтому орбиты марсианских
спутников, вероятнее всего, после захвата эволюциони¬
ровали с параболических орбит до современных — поч¬
ти круговых вследствие приливных взаимодействий по¬
степенно. К таким же выводам пришел В. Мигнард,
подробное исследование которого было опубликовано в
начале 1981 г.
48

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 накло¬
нение 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 ле¬
жать в плоскости эклиптики.
Для рассмотрения альтернативных сценариев, допу¬
скающих 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 дальней¬
шем, радиус его орбиты сократится, и спутник упадет
на Марс примерно через 36 млн. лет и даже еще рань¬
ше. Орбита же Деймоса будет эволюционировать очень
медленно.
Результаты расчетов эволюции орбиты Фобоса в про¬
шлом показаны на рис. 18, а и б, где представлена за¬
висимость эксцентриситета от большой полуоси орбиты.
На рис. 19, а и б показано изменение наклонения орби¬
ты Фобоса к плоскости орбиты планеты и ее экватору с
изменением большой полуоси при различных значениях
А. В отличие от результатов А. Казенаве, А. Добро-
вольскиса и Б. Лаго учет влияния изменения эксцентри¬
ситета на ориентацию плоскости Лапласа несколько уд-
Рис. 18. Изменение эксцентриситета орбиты Фобоса в зависимости
от изменения ее большой полуоси (в радиусах Марса): а—А = 1, 3,
б—А = 100. Продолжительность эволюции составляет 0,5 млрд. лет
(треугольники), 2 млрд. лет (квадратики), 4,5 млрд. лет (точки)
а
б
49-

Рис. 19. Эволюция наклонения орбиты Фобоса в зависимости от
изменения большой полуоси: а—А = 1, 3, б—А=100. Продолжитель¬
ность эволюции составляет 0,5 млрд. лет (треугольники), 2 млрд.
лет (квадратики), 4,5 млрд. лет (точки): I — наклон к орбите, II —
наклон к экватору
линяет временную шкалу эволюции наклонения орбиты
Фобоса.
Однако для больших значений А временная шкала
эволюции вполне приемлема, и значение большой полу¬
оси 25 радиусов планеты вполне достижимо (в этом слу¬
чае начальная плоскость орбиты спутника и планеты
совпадает). И такая эволюция орбиты Фобоса позво¬
ляет считать гипотезу захвата наиболее вероятной. Сни¬
мается основное возражение, в свое время выдвинутое
Дж. Бернсом, о якобы маловероятности условий, спо¬
собных обеспечить современные малые наклонения пло¬
скостей 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 су¬
ществование, упав на Марс в ходе эволюции своих ор¬
бит? Можем ли мы сейчас попытаться найти какие-ли¬
бо свидетельства существования в прошлом этих «за¬
бытых» спутников Марса?
П. Шульц и Э. Лутц-Гэрихен предложили искать от¬
вет на этот последний вопрос, изучая поверхность Мар-
50

са. Ведь эти ранее существовавшие спутники при па¬
дении при малых скоростях соударения должны были
образовать на поверхности Марса специфической фор¬
мы кратеры — с косыми углами падения кратерообра¬
зующего тела. Проведенное этими исследователями си¬
стематическое изучение подобных кратеров показало^
аномально большое их число с явно неслучайным рас¬
пределением ориентации.
Было предположено, что эти образования могли быть
результатом существования в прошлом спутников Мар¬
са, подобных Фобосу и Деймосу, с орбитами, лежащими
в плоскости, близкой к плоскости экватора планеты,,
причем быстро эволюционирующими. Если такая интер¬
претация справедлива, то тогда изменения ориентации
большой полуоси орбиты спутника со временем свиде¬
тельствуют о блуждании полюсов планеты.
Идентификация кратеров с косыми углами падения
кратерообразующего тела основывается на четырех кри¬
териях: 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 угла¬
ми падения кратерообразующего тела.
Изучаемые кратеры классифицировались на 5 кате¬
горий по степени сохранности. Первый класс охватывал
кратеры со всеми четырьмя свойствами, прекрасно со¬
хранившиеся и образовавшиеся в недавние геологиче¬
ские эпохи. Второй класс сохранял все критерии первого
класса, но включал в себя слегка деградировавшие кра¬
теры. Третий класс — это кратеры, деградировавшие
до такой степени, когда выбросы еще идентифицирова¬
лись, но отсутствовала их микроструктура. Четвертый
класс представляли кратеры с едва различимыми вы¬
бросами, а пятый класс —* это кратеры с уже неразли¬
чимыми 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, перпендикуляр¬
ная орбите спутника и проходящая через центр плане¬
ты, пересекает поверхность Марса в 90° от кратера в
51

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 «за¬
бытых» спутников, которые при падении образовывали
наиболее молодые кратеры (класса 1 и 2), дают груп¬
пировку 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 име¬
ли схожую ориентацию.
Более старые кратеры имеют около 50% полюсов,
сгруппированных около точки 45° с. ш., 180° з. д. в сфе¬
рическом сегменте, составляющем 36% площади поверх¬
ности планеты. Рис. 20 показывает, что имеются две ос¬
новные области концентрации их полюсов с координата¬
ми 60° с. ш., 90° з. д. и 30° с. ш., 190° з. д. Наиболее
старые кратеры имеют концентрации полюсов в трех ре¬
гионах 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% по¬
люсов лежит в пределах 30° от экватора (рис. 20, в).
Такие результаты трудно объяснить иначе, чем пред¬
полагая наличие в прошлом у Марса значительного ко¬
личества спутников, представителями которых и един¬
ственно оставшимися в живых до сегодняшнего дня яв¬
ляются Фобос и Деймос. Действительно, по сравнению
с Марсом ни Меркурий, ни Луна не имеют такой от¬
носительной частоты встречаемости кратеров, образо¬
ванных столкновением с кратерообразующим телом под
косым углом.
С этой точки зрения получает естественное объясне¬
ние 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 тела¬
ми. Однако появление таких кратеров при столкновении
с телами, двигающимися по гелиоцентрическим орбитам
с малыми наклонениями, маловероятно вследствие при¬
нятых критериев отбора и статистической группировки.
52

□с-yr. Шщ-т	П\о-цп Ш;,9-зл	1ZDo-ш Идо-дгх
Н?3-/?Г/.	Ир-/,ЗГ„ И48-56% ®£0-7,0Х
а	б	в
Рис. 20. Распределение «полюсов» орбит упавших на Марс спут¬
ников:
а — наиболее молодые кратеры (класса 1 и 2), б — более старые
кратеры, в — наиболее старые кратеры
В заключение отметим, что исследования Фобоса и
Деймоса открыли новую страницу в изучении Солнеч¬
ной системы. Еще совсем недавно эти два крошечных
спутника представлялись нам материальными точками.
Теперь же мы знаем их размеры, массы, средние плот¬
ности, структуру поверхности. Мы знаем, что они, ви¬
димо, принадлежат к С-астероидам — очень важному
и интересному типу первичных объектов в Солнечной
системе. Но все же остаются нерешенными фундамен¬
тальные вопросы, касающиеся происхождения этих двух
спутников, их возраста, состава и структуры.
Значение выяснения этих вопросов для общего по¬
нимания происхождения и эволюции Солнечной системы
очень велико. Поэтому не исключено, что уже в этом
столетии исследование Фобоса и Деймоса будет продол¬
жено при помощи КА с посадкой на их поверхность.
До этого, видимо, марсианские спутники будут деталь¬
но обследованы при близких пролетах космических ап¬
паратов, выводимых на орбиты вокруг Марса.
Посадка КА на поверхность спутника позволит зна¬
чительно расширить методы исследований. Здесь воз¬
можны и непосредственный анализ структуры и соста¬
ва грунта, и осуществление бурения в комплексе с ши¬
роким спектром геофизических методов, что даст воз¬
можность построить модели их внутреннего строения.
&3

Для этой цели очень перспективным станет и проведе¬
ние на спутниках сейсмических экспериментов. Наконец*
важную информацию можно получить при прямых из¬
мерениях теплового потока из спутниковых недр.
Близкие пролеты космических аппаратов тоже бла¬
гоприятствуют значительному расширению исследова¬
ний Фобоса и Деймоса. Создание фотографических ат¬
ласов спутников Марса, картографирование их поверх¬
ностей, стереообзор всей поверхности спутников, более
детальное изучение структур полнее представят нам их
облик. Оснащение космических аппаратов высокочувст¬
вительными градиентометрами позволит не только полу¬
чить точные оценки масс спутн-иков, но и определить
структуры их гравитационных полей. В этом случае
весьма перспективным станет и дистанционное зонди¬
рование Фобоса и Деймоса с помощью соответствующей,
аппаратуры.
Скорее всего, одновременно будут осуществлены
аналогичные исследования астероидов с помощью кос¬
мических аппаратов. Естественно, что сравнение резуль¬
татов прямых исследований астероидов, с одной сторо¬
ны, и Фобоса и Деймоса, с другой, позволит ответить
на многие вопросы, которые, как отмечалось в брошю¬
ре, стоят сейчас перед исследователями.
РЕКОМЕНДУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА
Давыдов В. С. Современные представления о Марсе. М.Р
Знание, 1978.
Жарков В. Н., К о з е н к о А. В., М а е в а С. В. Строение
и происхождение спутников Марса. — Астрон. вестник, 1984, т. \7Г
S2 2.
С а г и т о в М. У., Т а д ж и д и и о в X. Г., Михайлов Б. О.
Модель гравитационного поля Фобоса. — Астрон. вестник, 1981,.
т. 15, № 3.
Спутники Марса. М., Мир, 1981.
Cazenave A., Dobrovolskis A., L a g о 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.
Szeto A. М. K. Orbital Evolution and Origin of the Marsian
Satellites. — Icarus, 1983, Vol. 55, p. 133.

НОВОСТИ АСТРОНОМИИ
ГАЛАКТИКИ КЗО СПИРАЛЬНЫЕ?
Сейчас уже мало кто из астрономов сомневается в том,
что квазары и другие квазизвездные объекты (КЗО) яв¬
ляются ядрами далеких галактик. А некоторые даже
уверены, что галактики КЗО, т. е. в которых КЗО вло¬
жены, относятся к так называемым сейфертовским га¬
лактикам типа I. Под этим названием в ряде работ
рассматриваются и КЗО. Но каковы основания пола¬
гать галактики КЗО подобными спиральным галактикам
с активными ядрами, какими являются, в частности, и
сейфертовские галактики? Конечно, многие характери¬
стики этих объектов весьма схожи, если при этом не
учитывать масштабы проявления активности. Однако
для полной ясности требуются непосредственные наблю¬
дения галактик КЗО, а это не так просто сделать. Да¬
же в самые крупные телескопы КЗО неразрешимы, т. е.
остаются точечноподобными образованиями, о чем сви¬
детельствует, например, Паломарский обзор неба, где
четко проявляется тонкая структура великого множе¬
ства галактик, но только не КЗО. Правда, использова¬
ние современной электронной техники, даже не на са¬
мых крупных телескопах позволяет выявить многие де¬
тали оптических объектов, отсутствующие на лучших
снимках, полученных прямым фотографированием с по¬
мощью крупнейших телескопов мира. Именно благода¬
ря 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 ЗС 48 и ЗС 273 — бли¬
жайших к нам КЗО, имеющих красные смещения z со¬
ответственно 0,37 и 0,158. И здесь многих ждало разо¬
чарование. Оболочка ЗС 273 по некоторым своим при¬
знакам явно напоминала гигантскую эллиптическую га¬
лактику, так же как и оболочка ЗС 48, хотя послед¬
ний спектроскопический анализ свидетельствует о воз¬
55

можной ее принадлежности к спиральным галактикам.
Но недавно появились сообщения об обнаружении обо¬
лочек еще у 85 КЗО, причем выводы о типе галактик
КЗО были совершенно иные (Astrophys. J.y 1984, т. 280,,
№ 1). Интересно, что наблюдения проводились с по¬
мощью небольших телескопов, снабженных, правда, со¬
временной электронной техникой приема излучения..
Дж. Хатчингс, Д. Кремптон и Б. Кэмбелл при помощи
i-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 авто¬
ров, свойства спиральных галактик. У других, хотя и не
определен морфологический тип, однако нет и явных
признаков принадлежности к эллиптическим галакти¬
кам. Отмечается однородность выборки, т. е. равное
число КЗО, выявляемых в радио-, оптическом и рентге¬
новском диапазонах. Правда, все они обладают доста¬
точно 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 по¬
мощью 1,5-метрового телескопа Маунт-Паломар обсле¬
довали 24 КЗО, имеющих сравнительно низкую свети¬
мость в оптическом диапазоне и выявленных при отож¬
дествлении рентгеновских источников, зарегистрирован¬
ных спутником «Эйнштейн». У всех 15 КЗО с г<0,4 об¬
наружены оболочки; с меньшей достоверностью они вы¬
явлены и у двух КЗО с z = 0,45. Один из выводов ав¬
торов весьма категоричен: «Все 15 КЗО с г^0,4... на
более близких расстояниях от нас классифицировались
бы как ядра сейфертовских галактик типа I высокой
светимости». Что же касается самих оболочек, то авто¬
ры как правило относят их по ряду признаков к нор¬
мальным спиральным галактикам. Причем отмечается
явное отличие характеристик оболочек этих КЗО от обо¬
лочек ЗС 48 и ЗС 273. И здесь авторы приходят к не¬
ожиданному заключению, предполагая, что, может, су¬
ществует два типа галактик КЗО — эллиптические с
КЗО, являющихся сильными радиоисточниками (анало¬
гично случаю радиогалактик), и спиральные с КЗО, вы¬
являемых, в частности, в рентгеновском диапазоне. Во¬
обще говоря, это противоречит данным Дж. Хатчингса,
Д. Крэмптона и Б. Кэмбелла, рассмотревших однород¬
ную выборку КЗО, включая и сильные радиоисточники,
56

одкако заключивших, что все выявленные оболочки
КЗО не имеют признаков эллиптических галактик. Кро¬
ме того, М. Мэлкен, Б. Маргон и Дж. Кэнен считают,
что при большой светимости КЗО в оптическом диапа¬
зоне трудно отделить свет самого КЗО от слабого из¬
лучения оболочки, и поэтому они использовали выборку
КЗО со сравнительно небольшой оптической свети¬
мостью. Обратная ситуация была при отборе КЗО
Дж. Хатчингсом и его коллегами. Естественно, это на¬
стораживает, и окончательные выводы можно будет сде¬
лать, видимо, лишь после тщательного спектроскопиче¬
ского анализа оболочек, обнаруженных у КЗО. Однако
все же несомненным достижением стало то, что сейчас
почти у 100 КЗО обнаружены слабые оболочки.
ПОКРЫТИЕ КЗО ГАЛАКТИКОЙ
Все еще продолжается «сбор урожая» открытий, дела¬
ющихся на основании результатов, полученных рентге¬
новским спутником «Эйнштейн». Раз за разом очеред¬
ное отождествление зарегистрированных им источников
дает нечто новое. Несколько таких открытий было сде¬
лано в области внегалактической астрономии, и все они
связаны с КЗО. Так, например, отождествляя источник
1Е 0412.5—0803, астрономы обнаружили, что это КЗО,
находящийся в скоплении галактик, случай довольно
редкий и весьма интересующий ученых. На радость лю¬
бителей «гравитационных линз» при отождествлении бы¬
ла выявлена пара КЗО с одинаковым красным смеще¬
нием (IE 0849.0 + 2845/1Е 0850). Здесь же речь пойдет
об открытии уникального покрытия КЗО галактикой, о
чем явственно свидетельствуют оптические наблюдения
рентгеновского источника 1Е 0104.2 + 3153 (Sky and Te¬
lescope, 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 не¬
бе, и в феврале 1982 г. Р. Шилд сделал его предвари¬
тельное отождествление, а затем Дж. Сток и Дж. Ли-
берт провели спектроскопическое обследование всех оп¬
тических объектов, находящихся в районе IE 0104.2 +
+ 3153. При этом использовался 2,3-метровый телескоп
Стюардской обсерватории, а также составной (много¬
зеркальный) 10-метровый телескоп в Аризоне (США).
57

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 астрофи¬
зических исследований. Оказалось, что вблизи рентге¬
новского источника находится небольшое скопление га¬
лактик, один КЗО и ряд звезд Галактики. По-видимому,
рентгеновское излучение исходит из гигантской эллипти¬
ческой галактики, которая доминирует в этом скопле¬
нии. Однако рентгеновским источником может быть и
КЗО, имеющий красное смещение 2 = 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 го¬
раздо меньшее красное смещение, можно интерпретиро¬
вать как реальную близость этих объектов в простран¬
стве. Однако случаи 1Е 0104.2 + 3153, представляющий
собой наиболее близкое соседство на небе КЗО с га¬
лактикой, как раз говорит о другом. Полученные Дж\
Стоком и Дж. Либертом спектры КЗО имеют примеча¬
тельную пару линий поглощения вблизи длины волны
440 нм. Она хорошо отождествляется с известной парой
линий ионизованного кальция (Н и К), смещенной на
величину 2 = 0,11, хотя все остальные линии в спектре
КЗО смещены, как уже говорилось, на величину г = 2,03.
Происхождение линий Н и К в спектре КЗО, видимо,
связано с поглощением света, идущего от КЗО и рас¬
пространяющегося на своем пути через эллиптическую
галактику. Это убедительно доказывает реальность зна¬
чительного разделения КЗО и галактики в пространст¬
ве. Кстати сказать, обнаружение пары линий Н и К име¬
ет весьма важное значение не только в связи с рассмот¬
ренным обстоятельством. Дело в том, что раньше при¬
сутствие этой пары было выявлено в спектрах трех да¬
леких галактик, но ни одна из них не является эллип¬
тической. Более тщательные спектроскопические иссле¬
дования, несомненно, позволят получить новую и, мо¬
жет, неожиданную информацию, поскольку впервые
представилась возможность изучать галактику, «просве¬
58

чиваемую» лучами КЗО. Поэтому, пожалуй, уместно
здесь вновь обратиться к эффекту «гравитационной лин¬
зы». Сейчас уже известно шесть кратных (в том числе
двойных) КЗО с одинаковыми красными смещениями
(включая пару 1Е 0849.0 + 2845/1Е 0850), которые мож¬
но интерпретировать как проявление гравитационной
фокусировки лучей света, испускаемого КЗО, более
близкой к нам галактикой-«линзой». Последняя настоль¬
ко искривляет лучи света КЗО, что производит на небе
несколько его изображений. Многие астрономы не со¬
мневаются в верности такой интерпретации, других же
настораживает отрицательный результат поиска галак-
тик-«линз». В случае 1Е 0104.2 + 3153, когда изображе¬
ние КЗО покрывается изображением галактики, мы, мо¬
жет, впервые наблюдаем такую галактику-«линзу». Ин¬
тересно заметить, что А. Эйнштейн, предсказывая в
1936 г. эффект «гравитационной линзы», как раз и раз¬
бирал случай проецирующихся объектов на небе. Есте¬
ственно, 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 действи¬
тельности, покажут дальнейшие наблюдения.
НОВОЕ О СКОПЛЕНИИ ДЕВЫ
Скопление галактик в созвездии Девы, или просто ско¬
пление Девы уже давно привлекает к себе астрономов.
Во-первых, это самое близкое к нам скопление галак¬
тик, находящееся на расстоянии 10—20 Мпк от Мест¬
ной группы галактик. Во-вторых, оно лежит в центре
так называемого Локального сверхскопления галактик,
к которому принадлежит и наша Местная группа га¬
лактик, куда входят сама Галактика и Туманность Ан-.
дромеды. Однако изучению этого скопления, открытого
еще в 1926 г. X. Шепли и А. Эймсом, препятствует край¬
не клочковатая структура скопления, а также неизвест¬
ная степень воздействия, оказываемого со стороны Ло¬
кального сверхскопления. Наконец, близость скопления
Девы, как ни странно, тоже затрудняет анализ распре¬
деления в нем галактик. Ведь используемый для опре¬
деления расстояний до галактик закон Хаббла стано¬
вится весьма неопределенным в случае сравнительно
59

близких галактик. Достаточно сказать, что при средней
скорости движения галактик 1000 км/с в скоплении Де¬
вы возможен разброс в значениях скорости около
Л00 км/с, а именно с такой точностью определяются ско¬
рости галактик на расстоянии скопления Девы, если
использовать закон Хаббла. И все же в последние годы
были получены весьма важные результаты, касающие¬
ся структуры этого скопления. Например, убедительно
подтвердилось, что скопление Девы расширяется: сред¬
ние скорости галактик в скоплении возрастают по мере
удаления от центра скопления. Этот результат противо¬
речит ранее использовавшейся сферически симметрич¬
ной 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 пред¬
ставлений, а также с учетом воздействия Локального
сверхскопления принадлежность таких высокоскорост¬
ных 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 ско¬
плению Девы; хотя ранее и .причислялись к нему. Не¬
давно 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 суще¬
ствование одной из групп, названной М-облаком, указы¬
вали 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 не¬
большой средней скоростью, но К- Фтэклес и его кол¬
леги 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 свое¬
образным проявлением Локального сверхскопления. Надо
сказать, что «изъятие» из скопления Девы существенно¬
го числа галактик (от 9% для сравнительно ярких га¬
лактик и, по оценкам, до. 20% для более слабых чле¬
нов) изменяет некоторые представления об этом самом
60

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 действитель¬
ной «инородности» этих групп. Еще одно изменение
коснулось структурного типа скопления Девы. Сущест¬
вует два обширных'класса скоплений галактик: с силь¬
ной концентрацией галактик к центру и с более или
менее однородным распределением галактик при клоч¬
коватой 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 представи¬
телем подобного класса скоплений. Конечно, получен¬
ные результаты еще требуют своего подтверждения, в
частности, при соответствующих наблюдениях самых
представительных членов обнаруженных облаков (на¬
пример, галактики NGC 4254 из М-облака и галактики
NGC 4321 из N-облака).
ДВОЙНЫЕ ЯДРА ГАЛАКТИК
Ядра галактик — это самые примечательные галактиче¬
ские образования, которые по своим характеристикам
резко отличаются от всех других составляющих галак¬
тики. 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 си¬
стемы, ядра почти не доступны наблюдениям в оптиче¬
ском диапазоне, и поэтому мало что известно об их со¬
ставе, строении и энергетическом Щеточнике. Проникнуть
в тайну ядер галактик можно только благодаря их ис¬
следованиям в радио-, инфракрасном и ультрафиолето¬
вом 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 из¬
бытком ультрафиолетового излучения. Подробное изу¬
чение этих объектов подтвердило значительную актив¬
ность ядер галактик Маркаряна и привело к открытию
61

порою неожиданных объектов. В частности недавно
А. Р. Петросян, К. А. Саакян и Э. Е. Хачикян, обсле¬
дуя галактики каталога Маркаряна с помощью 6-мет¬
рового телескопа, сделали важное открытие — ядра
почти у 10% исследуемых галактик имеют кратную
структуру (чаще всего присутствует два ядра). Двой¬
ственность ядер у некоторых галактик была известна и
ранее. Например, еще 15 лет назад Ф. Цвикки обнару¬
жил, что двойное ядро имеется у галактики NGC 5256.
Фактически наблюдаются два ядра: одно расположено
несколько к северо-востоку (а), другое — к юго-западу
(b). В последнее время галактика NGC 5256 привлекла
к себе внимание многих астрономов, в том числе и по¬
тому, что, имея мощный избыток ультрафиолетового из¬
лучения, она заняла достойное место в каталоге Марка¬
ряна. 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 ар¬
мянских ученых, масса ядер а и b соответственно равна
7• 109 и 3-1010 масс Солнца, а по своим характеристи¬
кам 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-часо-
вых наблюдений NGC 5256 с помощью ультрафиолето¬
вого телескопа спутника «ИУЭ» (Astron. and Astrophys.,
1984, т. 135, № 6). Полученный с помощью аппаратуры
спутника спектр самой галактики дал оценку красного
смещения 2 = 0,028. Спектр ядра Ь подтверждает его по¬
добие с ядрами сейфертовских галактик типа II. Спект¬
ральные характеристики ядра а, наоборот, свидетельст¬
вуют о том, что это ядро нельзя проклассифицировать
подобным же образом. А общий поток ультрафиолето¬
вого излучения этого ядра оказался в 2 раза меньше,
чем у ядра Ь. Конечно, присутствие в сейфертовской га¬
лактике сразу двух ядер одинаковой активности было
бы весьма эффективным, однако и то, что помимо обыч¬
ного ядра, в сейфертовской галактике имеется и еще
одно довольно активное ядро, достаточно интригует.
62

О МАГНИТНЫХ ПОЛЯХ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ
В последние годы природа магнитных полей звезд и планет счи¬
талась вполне понятной. Сочетание механизма типа динамо и про¬
цесса перемешивания (конвекции) вещества в недрах, который, «за¬
путывая» магнитные силовые линии, усиливает магнитное поле, —
вот обычное объяснение магнитных полей, достаточно согласую¬
щееся с наблюдениями. Однако советские астрономы В. И. Гри¬
горьев 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 изве¬
стно, магнитные поля возникают при движении электрических за*
рядов. И хотя космические тела в целом в высокой степени элек-
тронейтральны, вращение этого тела может привести к генерации
магнитного поля, если какой-нибудь процесс приводит к перерас¬
пределению зарядов внутри тела. Иначе говоря, чтобы положитель¬
ные и отрицательные заряды внутри тела имели различное среднее
расстояние от оси вращения. И такая ситуация, оказывается, мо¬
жет 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 за¬
ряд внутри„ и отрицательный на поверхности. Природа этой «гра¬
витационной поляризации» связана с квантовомеханическими про¬
цессами, вызывающими различное давление для разного сорта ча¬
стиц. Размер той области пространства, в которой проявляется
«гравитационная поляризация», очень мала и зависит от плотности
вещества. При плотности вещества, характерной для звезд и пла¬
нет (порядка 1 г/см3), электроны, например, подвержены более
сильному ч квантовомеханическому давлению, чем ионы, имеющие
более высокую массу. Поэтому электроны в среднем располагают¬
ся чуть дальше от центра планеты, хотя и разница здесь незна¬
чительна — 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 ди-
польную 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 на¬
личия или отсутствия металлизированного ядра или конвективных
движений в недрах). Разумеется, предложенный механизм генера¬
ции магнитного поля не отвергает роль динамо-процесса, а усили¬
вается им при наличии в недрах планеты конвективных движений
вещества. Насколько же реально предположение советских ученых?
С одной стороны, сложная геометрия и временные изменения маг¬
нитного поля, наблюдаемые у звезд и планет, скорее всего, свиде¬
тельствуют о взаимодействии нескольких физических ^ханизмов
генерации поля. А с другой, уже, видимо, имеется и первое экс¬
периментальное подтверждение действия подобного рода квантово¬
механических эффектов. Сотрудник Объединенного института ядер¬
63;

ных исследований (ОИЯИ) в Дубне Б. В. Васильев в опытах с
вращающимися металлическими цилиндрами зарегистрировал появ¬
ление 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).
Владимир Наумович Жарков
Александр Васильевич Козенко
ФОБОС И ДЕЙМОС — СПУТНИКИ МАРСА
Главный отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор Е. Ю. Ерма¬
ков. Мл. редактор Л. Л. Нестеренко. Обложка художника Л. П.
Ромасенко. Худож. редактор М. А. Гусева. Техн. редактор Я. В.
Лбова. Корректор В. В. Каночкина.
ИБ № 7466
Сдано в набор 22.10.84. Подписано к печати 13.12.84. Т 21578. Формат бума¬
ги 84ХЮ8^/з2. Бумага тип. № 3. Гарнитура литературная. Печать высокая.
Уел. печ. л. 3,36. Уел. кр.-отт. 3,57. Уч.-изд. л. 3,48. Тираж 33 405 экз. За¬
каз 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.

11 коп.
Индекс 70101
с " КОСМОНАВТИКА,
АСТРОНОМИЯ