Супутники планет

1. Супутники планет.

2. Походження природних супутників планет.

Супутники планет.

Супутники планет — це невеликі тіла Сонячної системи, які звертаються навколо планет під впливом їх тяжіння. Нині відкрито 136 супутників планет. У тому числі 101 супутник має власні назви, інші ж — тимчасові позначення. Найближчі до Сонцю планети — Меркурій і Венера немає природних супутників. Земля має єдиний природний супутник — Луну.

Марс має дві супутника — Фобос і Деймос, відкриті Холом в 1877 року, розміром 27 і 15 км. Ці супутники відомі своєї близькістю до планеті й дуже швидким рухом. У перебігу марсіанських діб Фобос двічі піднімається і двічі заходить. Деймос переміщається на небосхилі повільніше: з його сходу над обрієм до заходу проходить більш як двох із половиною діб. Обидва супутника Марса рухаються майже напевно у площині його екватора. З допомогою космічних апаратів встановлено, що Фобос і Деймос мають неправильне форму і у своєму орбітальному русі залишаються поверненими до планеті завжди одному й тому ж стороною. Розміри Фобоса становлять близько 27 км, а Деймоса — близько 15 км. Поверхня супутників Марса складається з дуже темних мінералів з низьким альбедо і покрита численними кратерами. Одне з них — на Фобосі має поперечник близько 5,3 км. Цими супутниках Марса є кілька кратерів. Кратери, мабуть, народжені метеоритної бомбардуванням, походження системи паралельних борозен невідомо. Середня щільність маси Фобоса (по гравітаційному обуренню траєкторії орбітального космічного апарату «Вікінг ») становить близько двох г/см3. Кутова швидкість орбітального руху Фобоса настільки велике, що він, обганяючи осьове обертання планети, піднімається на відміну інших світил, ніяких звань, а заходить Сході. Можливо, Фобос і Деймос є астероїдами, захопленими полем тяжіння Марса, а чи не місяцями, що їх утворилися поблизу планети. Поверхня вони темна, як в усіх астероїдів, і з щільності вони також близькі до них. Обидва супутника виглядають як великі шматки кам’янистої породи; можливо, вони утворилися у ранній стадії існування Сонячної системи — то, можливо, навіть за, ніж великі планети. Ці маленькі місяця ні круглі. На те дві причини. По-перше, вони, можливо, є фрагменти, що відкололися у зіткненні більших небесних тіл. По-друге, через настільки невеликих розмірів цих місяців, їхнє власне сила тяжіння занадто низька, щоб стиснути їх до круглої формы.

Таблиця параметрів місяців Марса.

Спутник.

Діаметр, км.

Маса (Луна=1).

Щільність, г./см2.

Відстань від планети, 1000 км.

Період в сутках.

Нахил до площині екватора планеты.

Открытие.

Система супутників Юпітера нині містить 53 супутника (16 супутників, мають власні імена, 12 супутників з тимчасовими позначками, відкритих в 1999;2000 роках, 11 малих супутників, відкритих 2001 р. і тільки супутник S/2002 J1, відкритий 2002 г.).

До 1999 року було відомі 16 супутників Юпітера, які поділяються на виборах 4 групи. Це галилеевы супутники, названі під назвою їх першовідкривача Галілео Галілея, — Іо, Європа, Ганімед і Каллісто. Назви тих супутників запропоновані німецьким астрономом Симоном Маріусом, що вів спостереження ці супутники разом з Галілео Галілеєм. Вони відрізняються великими розмірами, Іо і Європа мають розмір Місяця, Каллісто за величиною дорівнює Меркурію, а Ганімед — найбільший супутник сонячної системи, його діаметр дорівнює 5262 км. У порівняні з іншими супутниками галилеевские досліджені детальніше. У дуже хороших атмосферних умов розрізнити диски цих супутників і навіть помітити деякі деталі лежить на поверхні.

З результатів ретельних спостережень за змінами блиску і кольору галилеевских супутників встановлено, в усіх вони осьове обертання одночасно з орбітальним, тому вони звернені до Юпітера однією стороною. На знімках поверхні Іо, отримані з американських космічних апаратів «Вояджер », видно діючі вулкани. Із них здіймаються світлі хмари продуктів виверження, викинутих на висоту багатьох десятків кілометрів. На поверхні Іо — червонуваті плями. Вважають, що це выпарившиеся у надрах солі. Незвичною особливістю цього супутника є довколишній протяжне хмару газів. За даними космічного апарату «Пионер-10 «було відкрито розріджена атмосфера і іоносфера цього супутника. Серед галилеевских супутників виділяється Ганімед, котрий за розміру (понад 5 тис. км.) є, мабуть, найбільшим із всіх супутників планет Сонячної системи. З космічного корабля «Пионер-10 «отримали зображення поверхні Ганімеда. На знімку чітко видно яскрава полярна шапка і плями. З результатів наземних інфрачервоних спостережень вважають, що поверхню Ганімеда, як чи іншого галилеевского супутника — Каллісто, вкриті водяникам льодом чи інеєм. У Ганімеда виявлено сліди атмосфери. Ці чотири супутника є об'єктами 5−6-й зоряної величини, і можна поспостерігати на будь-який телескоп чи бінокль. Інші супутники набагато слабші.

З усіх місяців найбільш живописна Іо, яка обертається, а найбільшою близькості до Юпітера. Колір Іо цілком незвичайний — це суміш чорного, червоного та жовтого. Така вудь вительная забарвлення пояснюється лише тим, що у надрах Іо було извергнуто дуже багато сірки. Знімальні камери «Вояджера» показали на Іо кілька діючих вулканів; вони викидають фонтани сірки на 200 км вгору від поверхні. Сірчана лава вилітає назовні зі швидкістю 1000 метрів за секунду. Певний кількість цього лавового речовини виривається з поля тяжіння Іо і утворить кільце, опоясывающее Юпітер. Поверхня Іо молода. Ми можемо бачити про це з з того що у ньому майже немає метеоритних кратерів. Орбіта Іо проходить менш як за 400 000 кілометрів від Юпітера. Тому Іо піддається возмущающему дії величезних припливних сил. Постійне чергування растягивающих і стискають припливів всередині Іо породжує інтенсивне внутрішнє тертя. Завдяки цьому внутрішні області, залишаються гарячими і розплавленими, попри величезну видалення Іо від Солнца.

У Європи найясніша поверхню. На п’яту Європа складається із води, яка утворює у ньому крижаної панцир завтовшки 100 км. Це крижане покриття як і сильно відбиває світло, як хмари Венеры.

Найбільша місяць — Ганімед, її діаметр дорівнює 5262 км. Вона покрита товстої кіркою льоду, лежачої поверх кам’янистого ядра. Є численні сліди метеоритних бомбардувань, і навіть свідоцтва сутички з гігантським астероїдом 4 мільярди років тому назад.

Каллісто за величиною майже поступається Ганимеду, і весь поверхню густо всіяна кратерами. Це найбільш темний за кольором із усіх супутників Юпитера.

Крім чотирьох галилеевых супутників існують 3 групи малих супутників — 4 малих внутрішніх супутника перебувають ближчі один до планеті, ніж Іо, 4 зовнішніх супутника — на схожих орбітах з прямим рухом з відривом близько 11 млн км, і 4 зворотних супутника — на відстанях близько 22 млн км.

Чотири малих внутрішніх супутника, що є ближче Іо, ідентифікуються тепер як супутники кільця, що утворюють кільцеву систему Юпітера. Це — Метида, Адрастея і Теба, відкриті Вояджером 1, і Амальтея — найближчий до планеті: він перебуває до неї за 2,6 радіуса планети., відкритий Барнардом в 1892 року.

Орбіти зазначеної групи із 8 супутників є регулярними, тобто. супутники рухаються у площині екватора Юпітера на майже кругових орбітах. Інші вісім супутників є нерегулярними супутниками, рухливими по ексцентричним і дуже нахиленим орбітам. Група Гималии, куди входять ще Лиситея, Леда і Елара, перебуває в відстані 11 мільйонів кілометрів. Радіуси цих супутників від 8 км у Леды до 90 км у Гималии. Друга ж група зовнішніх супутників (Пасіфе, Синопі, Ананке і Кармі) включає у собі чотири супутника, рухомих у напрямі з відривом близько 22 млн км. Розміри цих супутників від 30 до70 км в диаметре.

У 1999 відкритий 17-ї супутник Юпітера S/1999 J1, також рухається з відривом 22 млн км убік, зворотний руху Юпітера, тобто. належить групі Пасіфе. 2000 року відкритий супутник S/2000 J1, ототожнений зі супутником 1975 року S/1975 J1, і навіть ще супутників, отримали позначення S/2000 J2 — J11. Одне з них має велику полуось, рівну 11 млн. км, інші ж потрапляють на другу групу зовнішніх супутників зі зворотним рухом і великий полуосью 20 — 23 млн.км.

У грудня 2001 р. група астрономів, очолювана Шепардом і Джуиттом (Університет, Гаваї), і навіть Клейна (Кембридж, Англія) відкрили ще 11 нових супутників Юпітера. У 2002 р. відкритий супутник S/2002 J1. Загальна кількість супутників Юпітера тепер становить 40, тобто. система супутників Юпітера є найбільш большой.

Усі нерегулярні супутники можна розділити визначені групи чи класи. До супутникам з прямим рухом ставляться 5 зовнішніх супутників. Це група Гималии, включаючи Элару, Лиситею, Леду і S/2000 J11, що є на середньому відстані 11 млн. км на орбітах з нахилами 30−45 градусів. 32 супутника рухаються у напрямі з відривом приблизно 22 млн. км на орбітах з нахилами приблизно 150 градусів. І тільки один супутник не входить в жодну із зазначених груп. Це S/2000 J1, рухомий з відривом 7.5 млн. км на орбіті з нахилом 45 градусов.

Система Сатурна містить 31 супутник (18 супутників мають власні назви та дванадцяти супутників, відкритих у 2000;му году).

Перший супутник відкрили Гюйгенсом в 1655 року. Це найбільший супутник Сатурна Титан. Два супутника Мимас і Энцелад було відкрито Гершелем, чотири супутника — Тефию, Диону, Рею і Япет відкрив Кассіні. У ХІХ столітті було відкрито наземними спостереженнями Гіперіон і Феба. Протягом 1979 -1981 рр. відкриті 8 нових супутників Сатурна — це Атлас, Прометей, Пандора, Олена та коорбитальные супутники Янус і Епіметей. На орбіті Тефии знайдено решта 2 малих супутника — Каліпсо і Телесто. Ще одна супутник Пан було відкрито 1990 року. Найближчий із них Сатурну — Янус рухається настільки близько до планеті, що знайти його вдалося лише за затьмаренні кілець Сатурна, що створює разом із планетою яскравий ореол до поля зору телескопа. Найбільший супутник Сатурна — Титан — одне із найбільших супутників в Сонячну систему за величиною і з масі. Його діаметр приблизно такого ж, як діаметр Ганімеда. Титан оточений атмосферою. У ньому рухаються непрозорі хмари. Титан, зі своєї величині перевершує планету Меркурій. Астрономи вважають, що ця місяць складається з рівних кількостей каменю й водяного льоду. Та найкращим видається той факт, що з Титану є товстий шар атмосфери, яка перебуває головним чином із азоту із певною домішкою метану. Вона Землі він зустрічають у вигляді газу. Ніяка інша місяць в усій Сонячну систему немає атмосфери. Атмосферне тиск на Титані ненабагато більше, ніж Землі, зате температура — всього -180°С. Під час такої температурі метан існує як у вигляді газу, і у вигляді рідини, і навіть як тверду речовину — залежно від конкретних місцевих умов. Отож Титан у сенсі нагадує Землю: там то, можливо дощ, і сніг, і океани, і річки. Різниця у цьому, що це не із води, та якщо з метану. Усі супутники Сатурна, крім Фебы, звертаються до напрямку. Феба рухається орбітою з досить великою ексцентриситетом у протилежному направлении.

2000 року знайшли 12 супутників, отримали тимчасові позначення S/2000 S1 — S12. Точні орбіти ще визначаються.

Система супутників Урана включає 27 супутників (20 супутників, мають назви, один супутник S/1986 U10, відкритий 1999 року за знімками Вояджера, здобутих у 1986 р. і супутник S/2001 U1, відкритий 2001 р.).

Система супутників Урана складається з 15 регулярних супутників, рухомих у площині екватора Урана на майже кругових орбітах і п’яти далеких нерегулярних супутників, відкритих 1997;го і 1999 роках, рухомих на орбітах з більшими на нахилами і эксцентриситетами. П’ять великих супутників Аріель, Умбриэль, Титания, Оберон і Миранда було відкрито при наземних спостереженнях Ласселом, Гершелем і Койпером. Вони крутяться по орбітам площині яких практично збігаються між собою. Найбільш дивовижний їх — Миранда, близько 500 км в поперечнику. Його поверхню вражає розмаїттям долин, ущелин і крутих скель. Здається, що ця місяць сплавлена із трьох чи чотирьох величезних кам’яних уламків. Можливо, вони є залишки колишньої місяця, колись столкнувшейся з астероїдом, тепер зуміла знову зібрати воєдино свої обломки.

Дев’ять супутників відкриті при суцільному прольоті Вояджера в 1986 року. Вони повинні були названі іменами дійових осіб п'єс Шекспіра — Корделия, Афелію, Біанка, Крессида, Дездемона, Джульєтта, Порція, Розалинда і Белинда. П’ятнадцятий супутник Пак відкрили Синнотом в 1985 року. У 1997 року було відкрито два далеких нерегулярних супутника Урана — Калибан і Сикоракса. У 1999;му р. знайдено ще три далеких супутника, які отримали імена дійових осіб п'єси Шекспіра «Буря «- Просперо, Сетебос і Стефано. У 1999 на знімках, зроблених 13 років як розв’язано Вояджером 2, відкрили іще одна супутник на орбіті Белинды, який має попереднє позначення S/1986 U10. У 2001 р. відкритий іще одна далекий супутник Урана S/2001 U1.

Система загалом відрізняється надзвичайним нахилом — її площину майже перпендикулярна середньої площині всіх планетних орбіт. Крім супутників, навколо Урана рухається безліч дрібних частинок, їхнім виокремленням своєрідні кільця, зовсім, проте, схожі на знамениті кільця Сатурна.

Система супутників Нептуна містить 13 супутників, дві з яких було відкрито наземними спостереженнями — Тритон і Нереїда, а шість супутників відкриті при суцільному прольоті Вояджера — Наяда, Таласса, Деспина, Галатея, Ларисса і Протей. Тритон було відкрито 1846 р., два тижні після відкриття самого Нептуна. За розмірами і масі він більше Місяця. Має зворотний напрямок орбітального руху. Подібно Землі, Тритон має азотну атмосферу, а полягає він у сім десятих з твердої породи і три десятих із води. Поблизу південного полюси Тритона «Вояджер-2 «зробив знімки червоного льоду, але в екваторі він сфотографував блакитний лід з завмерлого метану. На Тритоні є величезні скелі, порізані водяникам льодом, і навіть незліченну кількість кратерів. Нептун змінює собі напрямок руху комет, які у у Сонячній системі ззовні. Можливо, окремі зіштовхувалися з Тритоном, і цього цих зіткнень виникли його кратери. На Тритоні є темні смуги вулканічного походження. Вчені думають, що лід, що з замерзлій води, метану та азоту, був викинуть із глибин Тритона через вулканы.

Супутник Нереїда — дуже малий, має сильно витягнутої орбітою. Відстань супутників до планети змінюється у межах від 1,5 до 9,6 млн. км. Напрями орбітального руху — пряме. У 2002;03 рр. відкриті п’ять далеких супутника Нептуна, мають тимчасові позначення S/2002 N1- N4 і S/2003 N1.

У планети Плутон також вдалося знайти у 1978 р. супутник. Це супутник Харон Це відкриття має значення, по-перше, тому що дає можливість точно обчислити масу планети за даними про період звернення супутника і, по-друге, у зв’язку з дискусією у тому, чи сам Плутон «потерявшимся «супутником Нептуна.

Питання походження можна побачити систем супутників дуже важливий, якого є однією з вузлових питань сучасної космогонии.

Походження природних супутників планет.

Нині відкрито 136 супутників планет. У період О.Ю. Шмідта їх було відомо втричі менше. У 3-му виданні його «Чотирьох лекцій про теорії походження Землі «(1957 р.) висловлена загальна ідея про походження супутників:

" При освіті планет, у процесі зближення часток отримують за великими зародками планет, що з частинок, зіштовхуючись, настільки втрачали швидкість, що випадали із загального рою й починали звертатися навколо планети. Отже, близько планетної зародка утворюється згущення — рій частинок, обертаються біля нього по эллиптическим орбітам. Ці частки також зіштовхуються, змінюють свої орбіти. У зменшеному масштабі у тих роях відбуватимуться самі процеси, що й за освіті планет. Більшість частинок впаде на планету (приєднається до неї), частина їх буде утворювати околопланетный рій і об'єднуватись у самостійні зародки — майбутні супутники планет… При осреднении орбіт частинок, їхнім виокремленням супутник, останній набуває симметричную, тобто. близьку до кругової, орбіту, що лежить у площині екватора планети " .

Модель освіти Місяця, розроблену виходячи з цієї ідеї, стали пізніше називати моделлю коаккреции (у країнах «accretion «позначає й «акумуляція «і «акреція », тоді як і російськомовних роботах «акреція «зазвичай позначає приєднання газової середовища, а «акумуляція «- об'єднання твердих тіл). Ця модель підходить до планет земного типу, але він не вичерпує всіх різновидів освіти супутників. То в планет-велетнів на стадії акреції газу повинні утворюватися не околопланетные рої, а аккреционные газопилові диски. У поясі астероїдів, де процеси акумуляції давно змінилися руйнівними зіткненнями, освіту супутників можливий лише шляхом фрагментації більших батьківських тіл. Нарешті, системі Земля — Місяць два останніх десятиліття розглядається катастрофічне походження як альтернативи коаккреции. Нижче ми коротко обрисуємо ці різновиду з прикладу Місяця, галилеевых супутників Юпітера і астероїдної пари Іда — Дактил.

Освоєння Місяця у другій половині ХХ в. дозволило вивчити її внутрішню будову, склад, вік багатьох ділянок поверхні, їх геологію, і навіть припливну історію місячної орбіти. На жаль, зірвалася виробити єдиної думки про походження Місяця. Була відкинута гіпотеза Дарвіна про відриві Місяця від быстровращающейся Землі, відпала гіпотеза — про захопленні готової Місяця. Є загального уявлення, що Місяць утворилася в навколоземному диску, але з приводу виникнення диска є дві крайні версії.

У одній їх, відповідно до ідеї О.Ю. Шмідта, передбачається поступове поповнення диска (рою) допланетным речовиною, супутнє зростанню Землі, тобто. коаккреция. Модель розроблено у ОИФЗ і пізніше розвинена групою американських учених із Аризонського університету та Інституту планетних наук м. Тусоне, США. Показано, що у навколоземній рій може бути захоплено досить речовини для акумуляції Місяця, якщо під час зростання Землі щільність частинок у її безпосередній наближеності у кілька разів перевищувала щільність «фону «допланетных частинок. Масивний супутник з прямим напрямом звернення навколо Землі міг утворитися за 3 — 4 разу меншому, ніж сучасне відстань до Місяця, що цілком цілком узгоджується з майбутнім приливним отодвиганием. Головна відмінність хімічного складу Місяця від Землі - низький вміст заліза в Місяці (6−10% проти 35% в Землі) — пояснюється переважним захопленням в навколоземний рій найбільш дрібної фракції допланетных частинок, які частіше зіштовхуються друг з одним. При зіткненнях сильніше дробляться кам’янисті породи, і дрібна пил збагачується силикатами стосовно залозу. Одночасно губляться з допомогою випаровування леткі і полулетучие компоненти, якими, як відомо, Місяць збіднена. За визначенням Тусоновской групи, навколоземний рій працює як «композиційний фільтр », отже вирішується проблема відмінностей хімічного складу відвідин Місяця й Землі.

Прибічники катастрофічного походження навколоземного диска припускають, що це диск утворився у зіткненні Землі з великим допланетным тілом, в 1,5 — 2 разу більше масивним, ніж Марс, — мегаимпакте. При належним чином направленому дотиковому зіткненні викинутий диск має і великий масою і достатнім кутовим моментом на формування у ньому Місяця. Рішення проблеми хімічного складу Місяця автори гіпотези мегаимпакта вбачають у тому, як і Земля і вдарило тіло встигли расслоиться на ядро і мантію Їх залізні ядра залишилися у Землі, потім об'єдналися за одну ядро, а диск утворився з силікатних мантій. Слід зазначити, що, хіба що вирішуючи проблеми Місяця один прийом, мегаимпакт сам створює проблеми. Так, енергія мегаимпакта у зіткненні ударника із Землею зі швидкістю 14 — 15 км/c становить понад 1039 ерг. Цього часу досить, щоб розплавити більшу частину Землі, і навіть випарювати якусь значна її частина. Утворюється гаряча силикатно-магниевая атмосфера, і Земля протягом десяти — 100 років світить як коричневий карлик — зірка з температурою фотосфери 2000 До. Необхідний критичний аналіз можливості такого етапи у ранню історію Землі. Гіпотеза мегаимпакта не пояснює майже кругової характер орбіти Землі. Її ексцентриситет нині дорівнює 0,017, що цілком узгоджується з через участь у акумуляції Землі великих тіл до місячної маси, але з марсіанської. Підрахунок В. С. Сафронова і А.М. Фрідмана показав, що з мегаимпакте ексцентриситет орбіти Землі був би 5 — 10 разів більше. Нарешті, гіпотеза мегаимпакта придумана спеціально для Місяця, хоча, на думку Д. Стівенсона, найкращим «кандидатом «на походження служить система Урана з його супутниками. Ймовірно, що сильний нахил осі Урана до осі екліптики викликаний ударом тіла з безліччю, можна з масою Землі, і такого удару може бути освіту диска одноплощинно з екватором Урана. Ідентичність хімічного складу Урана та його друзів міг стати підтвердженням цієї ідеї, але достовірних даних про це наразі немає.

Гіпотеза коаккреции носить більш універсальному характері. Супутники мали з’явитися в всіх чотирьох планет земної групи. Зникнення супутників Венери й Меркурія пояснюється лише тим, що обертання цих планет сильно загальмовано сонячними припливами, та його супутники, відчуваючи приливне вплив своїх планет, мали наблизитися до них і випасти на поверхню. Особливе місце, яке Місяць серед супутників за величиною її орбітального кутового моменту, — також результат припливної еволюції. У минулому Місяць лежить у кілька разів ближче до Землі, а Земля спілкувалась швидше, що тепер, отже співвідношення моментів у системі Земля — Місяць була чимось іншим. Місяць набагато порядків массивнее, ніж супутники Марса. Маса Марса дорівнює всього 0.1 МЕ, але модель коаккреции саме пророкує сильну нелінійну залежність маси супутників від безлічі планети. Нарешті, газопилові аккреционные диски навколо зростаючих планет-велетнів вважатимуться аналогами околопланетных роїв, які з двох компонентів.

Систему супутників Юпітера часто порівнюють із мініатюрною Сонячної системою. Регулярний характер орбіт галилеевых супутників і чотири малих супутників, обертаються неподалік Юпітера, говорять про їх освіті з газопилового диска, хоча супутники не містять легких газів. Їх склад варіює від безводного кам’янистого у Іо і малих супутників до кам’янистої Європі з її крижаним покриттям в десятої частки є і до змішаного складу Ганімеда і Каллісто, які мають приблизно порівну криги й силікатів. Ще по наземним спостереженням було відомо закономірне убування щільності супутників з відстанню від Юпітера, і це так розумілося як наслідок прогрівання зони супутників його випромінюванням. Ранній Юпітер уподібнювався маленькому Сонцю. Космічні дослідження зміцнили цю думку, давши точні визначення плотностей та хімічного складу супутників. У поєднанні з моментами інерції ці дані дозволяють сьогодні її вже будувати цілком реальні багатошарові моделі внутрішнього будівлі галилеевых супутників! Праобраз газопилового диска Юпітера припадає створювати теоретично, підставі даних про масах супутників й у припущенні про єдність складу диска і Юпітера, спираючись у своїй на існуючі моделі аккреционных дисків в молоді зірок і Сонця. Маса диска могла досягати 10 МЕ, з урахуванням водню і гелію; значної частини цієї маси випала на Юпітер і розсіялася у просторі. Пряме обертання диска зумовлювалося кутовим моментом, який мав обсяг газу, забираемый з допланетного хмари. Ця величина невелика, оскільки радіус диска кілька десятків разів менша розміру гравітаційної сфери Юпітера. Речовина супутників — це останні порції речовини, захопленого в диск, в заключній стадії акреції Юпітера, що його фотосфера була гарячої, до 1000 До. Поруч із акумуляцією супутників йшла термічна диссипация газів з диска, навіщо також довелося б тепло від Юпітера. Походження маленьких нерегулярних супутників Юпітера, обертаються далеко поза галилеевой системи, неможливо пов’язані з газово-пылевым диском. За припущенням, це захоплені при взаємних зіткненнях невеликі астероїди чи його фрагменти.

У головному поясі астероїдів які вже відомі сімейства, тобто. групи астероїдів, хоч і розкидані у просторі пояса, але повинні однакові елементи орбіт: велику полуось, ексцентриситет, нахил. Є підстави припускати, що члени сімейства утворилися при фрагментації одного батьківського тіла за його зіткненні з іншим астероїдом. Дивно, що в окремих астероїдів виявилися супутники (Земля і Всесвіт, 2001, № 3). Першої зафіксованої парою виявилися астероїд 243 Іда й його супутник, під назвою згодом Дактил. Їх знімки було з допомогою космічного апарату «Галілео «в 1993 р. шляху до Юпітеру. Іда має неправильне форму з найбільшим діаметром 56 км, вона швидко обертається (період 4,65 год). Астероїд сильно кратерирован, що свідчить про великому віці. Діаметр супутника — близько 1,5 км. Обидва належать сімейству Коронид, яка налічує понад 50 відсотків членів. Розмір батьківського тіла становить 90 км. На можливість існування супутників у астероїдів свого часу вказував З. Вайденшиллинг. Якщо руйнівну зіткнення відбувається з швидкістю 0,5 — 1,0 км/c, то які утворюються фрагменти може бути великими і розлітатися зі швидкостями кілька десятків м/c. Лабораторні експерименти показали, що фрагменти, зазвичай, обертаються. Астероидная пара — це подвійний фрагмент. Для утримання супутника необхідно, що його відносна швидкість була мала. Підрахунок показав, що орбітальна швидкість супутника Іди мусить бути близько 6 м/c, а потім уже при 10 м/c пара мусила розірватися. У поясі астероїдів так мала просторова щільність тіл і низька ймовірність обурень, що довгострокове існування пар цілком імовірно. Тіла надають приливне вплив друг на друга, а й через дрібниці мас астероїдів ці припливи надзвичайно малі. Час припливної еволюції астероидных пар вимірюється мільярдами років.