7. Супутники планет Земної групи, їх склад і будова

Характеристики Місяця:

Радіус орбіти 384 400 км.

Діаметр 3476 км.

Маса 7,35∙10²² кг

Період обертання Місяця|звертання| навколо|навкруг| Землі|грунту| 27 діб 7 годин 43 хвилини. Проте|однак|, оскільки Земля|грунт| обертається навколо|навкруг| Сонця, то при спостереженні з поверхні Землі|грунту| період зміни місячних фаз виходить великим - 29 діб 12 годин 44 хвилин Місяць істотно|суттєвий| впливає на процеси, що протікають на Землі|грунті|, – під впливом місячної гравітації відбуваються|походять| приливи|припливи| і відливи|відпливи|, а процеси життєдіяльності багатьох живих|жвавих| організмів синхронізовані із|із| зміною місячних фаз. Під впливом приливних|приплив| сил, викликаних|спричиняти| на самому Місяці земним тяжінням, обертання місяця|місяць-риби| навколо|навкруг| своєї осі сповільнилося і тепер Місяць повернений до Землі|грунту| весь час|увесь час| тільки|лише| одній стороною Що стосується походження Місяцю, то найбільш популярною залишається гіпотеза гігантського імпакту [В.Е.Хаїн, 2003]. На її основі зроблена спроба змоделювати цей процес, схематично зображений на рисунку 3а. Моделювання показало, що Місяць міг сформуватися за рахунок конденсації диска, що складався з викинутих імпактом уламків прото-Землі, надзвичайно швидко – менше, ніж за рік. Вважають, що це трапилось ще до закінчення акреційного формування Землі. Наша планета до моменту мегаімпакту була сформована більш ніж на 50-65%. Слабке|слабе| тяжіння Місяця не здатне|здібне| утримувати навколо|навкруг| неї атмосферу. Внаслідок цього поверхня Місяця є млявою кам'яною пустелею, з|із| дуже великим перепадом температур між освітленою Сонцем частиною|часткою| поверхні і її тіньовою стороною – від -170°С до +130°С. , що поверхня Луни тверда, а дрібні|мілкі| частинки|частки| пилу і ґрунту, що сформувалися| від ударів метеоритів, утворили пористу масу, що спеклася, і володіє дуже низькою теплопровідністю. Завдяки цьому вже на порівняно невеликій глибині в місячному ґрунті перепад температур значно менший, ніж на поверхні Над поверхнею Місяця газова атмосфера як така відсутня, оскільки|тому що| не може утримуватися|стримуватися| унаслідок|внаслідок| його малої маси. В результаті навіть якнайлегші атоми при середніх теплових швидкостях здатні|здібні| долати|переборювати| тяжіння Місяця. Тому щільність газу над Місяцем принаймні на 12 порядків|лади| менше щільності приземної атмосфери Характерною|вдача| деталлю. місячного рельєфу є|з'являються| кратери. Вважається|лічить|, що більшість кратерів утворилися дуже давно, більше 3,5 млрд.|пик| років назад, в результаті|унаслідок| зіткнень|сутичок| з|і|усякими| крупними метеоритами. У ті давні часи на Місяці протікала і інтенсивна вулканічна діяльність – т. з. місячні "моря", тобто гладкі темні ділянки на місячній поверхні утворилися саме в результаті|унаслідок| витікання на поверхню Місяця розплавленої лави.

Поверхневий|поверховий| шар – місячна кора (її товщина міняється від 60 км. на видимій із Землі|грунту| половині Місяця до 100 км – на невидимій) – має склад, близький до складу "материків". Під корою розташовується верхня мантія – шар завтовшки близько 250 км. Ще глибше – середня мантія завтовшки близько 500 км.; вважають|гадають|, що саме в цьому шарі в результаті|унаслідок| часткової виплавки формувалися "морські" базальти|. На глибинах близько 600-800 км розташовуються глибокофокусні| місячні сейсмічні осередки|осередки|. Потрібно, проте|однак|, відзначити, що природна сейсмічна активність на Місяці невелика.

На глибині близько 800 км. кінчається літосфера (тверда оболонка) і починається місячна астеносфера - розплавлений шар, в якому, як і в будь-якій рідині, можуть розповсюджуватися тільки подовжні сейсмічні хвилі. Температура верхньої частини астеносфери порядку 1200^оК.На глибині 1380-1570 км відбувається різка зміна швидкості подовжніх хвиль – тут проходить межа (досить розмита) п'ятої зони – ядра Місяця. Імовірно, це відносно невелике ядро (на його частку доводиться не більше 1% маси Місяця) складається з розплавленого сульфіду заліза.

Супутники Марса Фобос і Деймос (у перекладі з грецького "страх" і "жах") – це маленькі тіла неправильної форми, вони були відкриті в 1877 р. американським астрономом Холом. Деякі астрономи вважають, що Фобос і Деймос – це колишні астероїди, захоплені Марсом з поясу астероїдів, що знаходиться поблизу.

Фобос і Деймос обертаються|обертаються| навколо|навкруг| Марса по дуже невеликих орбітах, причому орбіта Фобоса сильно витягнута. Періоди обертання|звертання| цих супутників дуже малі – Фобос обертається|обертається| навколо|навкруг| Марса в три рази швидше, ніж сам Марс навколо|навкруг| своєї вісі, і за добу три рази встигає|устигає| показатися|здатися| на небі|піднебінні| і сховатися за горизонтом, період обертання|звертання| Деймоса лише трохи|ледве| більше період обертання|звертання| Марса навколо|навкруг| своєї вісі. Деймос и Фобос состоят из каменистых пород, на поверхности спутников имеется значительный слой реголита. Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.

Таблиця .

Супутник	Середній радіус орбіти, км	Розміри, км	Маса, кг
Фобос	9 380	26,6×22,2×18,6	1,27∙1016
Деймос	23 460	15×12,4×10,8	1,8∙1015

Поверхня супутників має неправильну форму, вона зрита борознами і покрита кратерами.

У 1977 р. супутники Марса були сфотографовані космічним апаратом "Вікінг-1". У 1988 р. для вивчення Марса і його супутників були послані|надіслати| радянські космічні апарати "Фобос-1" і "Фобос-2". На жаль, зв'язок з|із| "Фобосом-1" був загублений ще до його наближення до Марсу, а "Фобос-2" встиг|устигав| зареєструвати дивний викид газу з поверхні Фобоса і зробити декілька знімків, після чого зв'язок з|із| ним був також загублений.