Супутники планет

Реферат з астрономії

на тему:

Супутники планет

                                                                                    Підготувала  

                                                                                учениця 11 класу

                                                                                  Сахно Наталія

Супутники планет.  
Супутники планет - це невеликі тіла Сонячної системи, що обертаються навколо планет під дією їх тяжіння. В даний час відкрито 136 супутників планет. З них 101 супутник має власні назви, а решта - тимчасові позначення. Найближчі до Сонця планети - Меркурій і Венера не мають природних супутників. Земля має єдиний природний супутник - Місяць.  
Марс має два супутники - Фобос і Деймос, відкриті холлом в 1877 році, розміром 27 і 15 км. Ці супутники відомі своєю близькістю до планети і досить швидким рухом. Протягом марсіанських діб Фобос двічі сходить і двічі заходить. Деймос переміщується по небосхилу повільніше: з моменту його сходу над горизонтом до заходу проходить більше двох з половиною діб. Обидва супутники Марса рухаються майже точно в площині його екватора. За допомогою космічних апаратів встановлено, що Фобос і Деймос мають неправильну форму і в своєму орбітальному русі залишаються повернені до планеті завжди однією і тією 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. Один з них - на Фобос має поперечник близько 5,3 км. На цих супутниках Марса є кілька кратерів. Кратери, ймовірно, народжені метеоритного бомбардуванням, походження системи паралельних борозен невідомо. Середня щільність маси Фобоса (по гравітаційному обуренню траєкторії орбітального космічного апарату "Вікінг") складає близько 2 г/см3. Кутова швидкість орбітального руху Фобоса настільки велика, що він, обганяючи осьове обертання планети, сходить на відміну від інших світил, на заході, а заходить на сході. Можливо, Фобос і Деймос є астероїдами, захопленими полем тяжіння Марса, а не місяцями, які коли-то утворилися поблизу планети. Поверхня у них темна, як у всіх астероїдів, і по щільності вони теж близькі до них. Обидва супутники виглядають як великі шматки кам'янистій породи; можливо, вони утворилися на ранній стадії існування Сонячної системи - може бути, навіть раніше, ніж великі планети. Ці маленькі місяця не зовсім круглі. Для цього є дві причини. По-перше, вони, можливо, є фрагменти, що відкололися при зіткненні більш великих небесних тіл. По-друге, з огляду на таких невеликих розмірів цих місяців, їх власна сила тяжіння занадто мала, щоб стиснути їх до більш круглої форми.  
Таблиця параметрів лун Марса.  
Супутник  
Діаметр, км.  
Маса (Місяць = 1)  
Щільність, г./см2  
Відстань від планети, 1000 км.  
Період в добі  
Нахил до площини екватора планети  
Відкриття  
 
Система супутників Юпітера в даний час містить 53 супутника (16 супутників, що мають власні імена, 12 супутників з тимчасовими позначеннями, відкритих у 1999-2000 роках, 11 малих супутників, відкритих в 2001 р. і один супутник S/2002 J1, відкритий в 2002 р.)  
До 1999 року були відомі 16 супутників Юпітера, які поділяються на 4 групи. Це Галілеєві супутники, названі по імені їх першовідкривача Галілео Галілея, - Іо, Європа, Ганімед і Каллісто. Назви для цих супутників запропоновані німецьким астрономом Симоном Маріус, який спостерігав ці супутники одночасно з Галілео Галілеєм. Вони відрізняються великими розмірами, Іо та Європа мають розмір Місяця, Каллісто за розміром дорівнює Меркурію, а Ганімед - найбільший супутник сонячної системи, його діаметр дорівнює 5262 км. У порівнянні з іншими супутниками галілеївських досліджені більш детально. У дуже гарних атмосферних умовах можна розрізнити диски цих супутників і навіть помітити деякі деталі на поверхні.  
На підставі результатів ретельних спостережень за змінами блиску і кольору галілеївських супутників встановлено, що у всіх у них осьове обертання синхронно з орбітальним, тому вони завжди звернені до Юпітера однією стороною. На знімках поверхні Іо, отриманих з американських космічних апаратів "Вояджер", добре видно діючі вулкани. Над ними здіймаються світлі хмари продуктів виверження, викинутих на висоту багатьох десятків кілометрів. На поверхні Іо - червонуваті плями. Вважають, що це впоратися з надр солі. Незвичайною особливістю цього супутника є що оточує її протяжність хмара газів. За даними космічного апарату "Піонер-10" були відкриті розріджена атмосфера і іоносфера цього супутника. Серед галілеївських супутників виділяється Ганімед, який за розміром (понад 5 тис. км.) Є, ймовірно, найбільшим з усіх супутників планет Сонячної системи. З космічного корабля "Піонер-10" було отримано зображення поверхні Ганімеда. На знімку чітко видно яскрава полярна шапка і плями. На підставі результатів наземних інфрачервоних спостережень вважають, що поверхня Ганімеда, як і іншого галілеївських супутники - Каллісто, покриті водяним льодом або інеєм. У Ганімеда виявлені сліди атмосфери. Ці чотири супутники є об'єктами 5-6-ї зоряної величини, і їх можна спостерігати в будь-який телескоп або бінокль. Інші супутники набагато слабкіше.  
З усіх лун найбільш мальовнича Іо, яка обертається в найбільшій близькості до Юпітера. Колір Іо абсолютно незвичайний - це суміш чорного, червоного та жовтого. Така дивовижна забарвлення пояснюється тим, що з надр Іо було викинути велика кількість сірки. Знімальні камери «Вояджера» показали на Іо кілька діючих вулканів; вони викидають фонтани сірки на 200 км вгору над поверхнею. Сірчана лава вилітає назовні зі швидкістю 1000 м на секунду. Деяка кількість цього лавового речовини виривається з поля тяжіння Іо і утворює кільце, оперізуючий Юпітер. Поверхня Іо молода. Ми можемо судити про це з того, що на ній майже немає метеоритних кратерів. Орбіта Іо проходить менш ніж у 400 000 км від Юпітера. Тому Іо піддається обурюються діями величезних приливних сил. Постійне чергування що розтягують і стискають припливів всередині Іо породжує інтенсивне внутрішнє тертя. Завдяки цьому внутрішні області залишаються гарячими і розплавленими, незважаючи на величезну видалення Іо від Сонця.  
У Європи найсвітліша поверхню. На одну п'яту Європа складається з води, яка утворює на ній крижаний панцир товщиною в 100 км. Це крижане покриття так само сильно відбиває світло, як хмари Венери.  
Найбільша місяць - Ганімед, її діаметр дорівнює 5262 км. Вона покрита товстою кіркою льоду, що лежить поверх кам'янистого ядра. Є численні сліди метеоритних бомбардувань, а також свідоцтва зіткнення з гігантським астероїдом 4 мільярди років тому.  
Каллісто за величиною майже не поступається Ганімед, і вся її поверхня густо засіяна кратерами. Це самий темний за кольором з усіх супутників Юпітера.  
 
Крім чотирьох галілеєвих супутників існують 3 групи малих супутників - 4 малих внутрішніх супутника знаходяться ближче до планети, ніж Іо, 4 зовнішніх супутника - на схожих орбітах з прямим рухом на відстані близько 11 млн км, і 4 зворотних супутника - на відстані близько 22 млн км .  
Чотири малих внутрішніх супутника, що знаходяться ближче Іо, ідентифікуються тепер як супутники кільця, що утворюють кільцеву систему Юпітера. Це - Метіда, Адрастея і Теба, відкриті Вояджером 1, і Амальтея - найближчий до планети: він перебуває до неї на відстані в 2,6 радіуса планети., Відкритий Барнарда в 1892 році.  
Орбіти вказаної групи з восьми супутників є регулярними, тобто супутники рухаються в площині екватора Юпітера на майже кругових орбітах. Решта вісім супутників є нерегулярними супутниками, що рухаються по ексцентричним і сильно нахиленим орбітах. Група Гімалія, до якої входять ще Лісітея, Леда і Елара, знаходиться на відстані 11 мільйонів кілометрів. Радіуси цих супутників від 8 км у Леди до 90 км у Гімалія. Друга група зовнішніх супутників (Пасіфе, Синопі, Ананке і Карме) включає в себе чотири супутники, що рухаються у зворотному напрямку на відстані близько 22 млн км. Розміри цих супутників від 30 до 70 км у діаметрі.  
У 1999 році відкрито 17-й супутник Юпітера S/1999 J1, який також рухається на відстані 22 млн км в сторону, зворотний руху Юпітера, тобто належить групі Пасіфе. У 2000 році відкрито супутник S/2000 J1, ототожненою із супутником 1975 S/1975 J1, а також ще 10 супутників, що одержали позначення S/2000 J2 - J11. Один з них має велику піввісь, що дорівнює 11 млн. км, а інші потрапляють до другої групи зовнішніх супутників із зворотним рухом і великої півосі 20 - 23 млн.км.  
У середині грудня 2001 р. група астрономів, очолювана Шепард і Джуіттом (Університет, Гаваї), а також Клейна (Кембридж, Англія) відкрили ще 11 нових супутників Юпітера. У 2002 р. відкрито супутник S/2002 J1. Загальна кількість супутників Юпітера тепер становить 40, тобто система супутників Юпітера є найбільшою.  
Всі нерегулярні супутники можна розділити на певні групи або класи. До супутникам з прямим рухом відносяться 5 зовнішніх супутників. Це група Гімалія, включаючи Елара, Лісітею, Леду і S/2000 J11, що знаходяться на середній відстані 11 млн.км на орбітах з нахилами 30-45 градусів. 32 супутника рухаються у зворотному напрямку на відстані приблизно 22 млн.км на орбітах з нахилами приблизно 150 градусів. І тільки один супутник не входить ні в одну із зазначених груп. Це S/2000 J1, що рухається на відстані 7.5 млн.км на орбіті з нахилом 45 градусів.  
Система Сатурна містить 31 супутник (18 супутників мають власні назви і 12 супутників, відкритих в 2000 році).  
Перший супутник був відкритий Гюйгенсом в 1655 році. Це найбільший супутник Сатурна Титан. Два супутника Мімас і Енцелад були відкриті Гершелем, чотири супутники - Тефію, Діону, Рею і Япет відкрив Кассіні. У XIX столітті були відкриті наземними спостереженнями Гіперіон і Феба. Протягом 1979 -1981 р.р. відкрито вісім нових супутників Сатурна - це Атлас, Прометей, Пандора, Олена і коорбітальние супутники Янус і Епіметей. На орбіті Тефії знайдено ще два малих супутники - Каліпсо та Телесто. Ще один супутник Пан був відкритий в 1990 році. Найближчий з них до Сатурна - Янус рухається на стільки близько до планети, що виявити його вдалося лише за затемненні кілець Сатурна, що створює разом з планетою яскравий ореол у полі зору телескопа. Найбільший супутник Сатурна - Титан - один з найбільших супутників в Сонячній системі за розмірами і за масою. Його діаметр приблизно такий же, як діаметр Ганімеда. Титан оточений атмосферою. У ній рухаються непрозорі хмари. Титан, за своїми розмірами перевершує планету Меркурій. Астрономи вважають, що ця місяць складається з рівних кількостей каменя і водяного льоду. Але самим чудовим видається той факт, що в Титана є товстий шар атмосфери, що складається головним чином з азоту з деякою домішкою метану. Вона Землі він зустрічається у вигляді природного газу. Ніяка інша місяць у всій Сонячній системі не має атмосфери. Атмосферний тиск на Титані не набагато більше, ніж на Землі, зате температура - всього -180 ° С. При такій температурі метан існує як у вигляді газу, так і у вигляді рідини, а також як тверда речовина - залежно від конкретних місцевих умов. Так що Титан в деякому сенсі схожий на Землю: там може бути дощ, і сніг, і океани, і річки. Різниця лише в тому, що все це складається не з води, а з метану. Всі супутники Сатурна, крім Феби, звертаються в прямому напрямку. Феба рухається по орбіті з досить великим ексцентриситетом у зворотному напрямку. 
У 2000 році було знайдено 12 супутників, які отримали тимчасові позначення S/2000 S1 - S12. Точні орбіти для них ще визначаються.  
Система супутників Урана включає 27 супутників (20 супутників, які мають назви, один супутник S/1986 U10, відкритий в 1999 році по знімках Вояджера, отриманими в 1986 р. і супутник S/2001 U1, відкритий у 2001 р.).  
Система супутників Урана складається з 15 регулярних супутників, що рухаються в площині екватора Урана на майже кругових орбітах і 5 далеких нерегулярних супутників, відкритих в 1997 і 1999 роках, що рухаються на орбітах з великими нахилами і ексцентрісітета. П'ять великих супутників Аріель, Умбріель, Титанія, Оберон і Міранда були відкриті при наземних спостереженнях Лассель, Гершелем і Койпера. Вони обертаються по орбітах площини яких практично збігаються між собою. Найдивовижніший з них - Міранда, близько 500 км у поперечнику. Його поверхня вражає різноманітністю долин, ущелин та крутих скель. Здається, що ця місяць сплавлено з трьох або чотирьох величезних кам'яних уламків. Можливо, вони являють собою залишки колишньої місяця, що колись що зіткнулася з астероїдом, а тепер знову зуміла зібрати воєдино свої уламки.  
Дев'ять супутників відкриті при прольоті Вояджера в 1986 році. Вони були названі іменами дійових осіб п'єс Шекспіра - Корделія, Офелія, Біанка, Крессида, Дездемона, Джульєтта, Порція, Розалінда і Белінда. П'ятнадцятий супутник Пак був відкритий Сіннотом в 1985 році. У 1997 році було відкрито два далеких нерегулярних супутники Урана - Калібан і Сікоракса. У 1999 р. знайдено ще три далеких супутника, які також отримали імена дійових осіб п'єси Шекспіра "Буря" - Просперо, Сетебос і Стефано. У 1999 році на знімках, зроблених 13 років тому Вояджером 2, був відкритий ще один супутник на орбіті Белінди, який має попереднє позначення S/1986 U10. У 2001 р. відкрито ще один далекий супутник Урану S/2001 U1.  
Уся система загалом відрізняється надзвичайним нахилом - її площина майже перпендикулярна середньої площини всіх планетних орбіт. Крім супутників, навколо Урана рухається безліч дрібних частинок, що утворюють своєрідні кільця, зовсім, однак, не схожі на знамениті кільця Сатурна.  
Система супутників Нептуна містить 13 супутників, два з яких були відкриті наземними спостереженнями - Тритон і Нереїда, а шість супутників відкриті при прольоті Вояджера - Наяда, Таласса, Деспіна, Галатея, Ларісса і Протей. Тритон був відкритий в 1846 р., через два тижні після відкриття самого Нептуна. По розмірах і масі він більше Місяця. Має зворотний напрямок орбітального руху. Подібно Землі, Тритон має азотну атмосферу, а складається він на сім десятих з твердої породи і на три десятих з води. Поблизу південного полюса Тритона "Вояджер-2" зробив знімки червоного льоду, а на екваторі він сфотографував блакитний лід з завмерлого метану. На Тритоні є величезні скелі, порізані водяним льодом, а також незліченна кількість кратерів. Нептун змінює напрямок руху комет, що потрапляють в Сонячну систему ззовні. Можливо, деякі з них стикалися з Тритоном, і в результаті цих зіткнень виникли його кратери. На Тритоні є темні смуги вулканічного походження. Вчені вважають, що лід, що складається з замерзлої води, метану й азоту, був викинуть з глибин Тритона через вулкани.  
Супутник Нереїда - дуже невеликий, має сильно витягнутою орбітою. Відстань супутників до планети змінюється в межах від 1,5 до 9,6 млн. км. Напрямки орбітального руху - пряме. У 2002-03 р.р. відкриті п'ять далеких супутника Нептуна, що мають тимчасові позначення S/2002 N1-N4 і S/2003 N1.  
У планети Плутон також вдалося виявити в 1978 р. супутник. Це супутник Харон Це відкриття має велике значення, по-перше, тому що дає можливість більш точно обчислити масу планети за даними про період звернення супутника і, по-друге, у зв'язку з дискусією про те, чи не є сам Плутон "загубився" супутником Нептуна.  
Питання про походження спостережуваних систем супутників дуже важливий, він є одним з вузлових питань сучасної космогонії.  
  
Походження природних супутників планет  
В даний час відкрито 136 супутників планет. В епоху О.Ю. Шмідта їх було відомо в три рази менше. У 3-му виданні його "Чотирьох лекцій про теорію походження Землі" (1957 р.) висловлена загальна ідея про походження супутників:  
"При утворенні планет, у процесі зближення часток з великими зародками планет, деякі з частинок, стикаючись, настільки втрачали швидкість, що випадали із загального рою і починали звертатися навколо планети. Таким чином, близько планетного зародка утворюється згущення - рій частинок, що звертаються близько нього по еліптичних орбітах. Ці частки також стикаються, змінюють свої орбіти. В зменшеному масштабі в цих роях будуть відбуватися ті ж процеси, що і при утворенні планет. Більшість часток впаде на планету (приєднається до неї), частина ж їх буде утворювати навколопланетному рій і об'єднуватися в самостійні зародки - майбутні супутники планет ... При осредненіі орбіт часток, що утворюють супутник, останній набуває симетричну, тобто близьку до кругової, орбіту, що лежить в площині екваторапланети ".  
Модель освіти Місяця, розроблену на основі цієї ідеї, пізніше стали називати моделлю коаккреціі (на Заході "accretion" означає і "акумуляція" і "Акреція", тоді як у російськомовних роботах "Акреція" зазвичай позначає приєднання газового середовища, а "акумуляція" -- об'єднання твердих тіл). Ця модель може бути застосовна до планет земного типу, але вона не вичерпує всіх різновидів освіти супутників. Так, у планет-гігантів на стадії аккреции газу повинні утворюватися НЕ навколопланетному рої, а аккреційному газопилові диски. У поясі астероїдів, де процеси акумуляції давно змінилися руйнівними зіткненнями, освіта супутників можливо лише шляхом фрагментації більш великих батьківських тел. Нарешті, для системи Земля - Місяць в останні два десятиліття розглядається катастрофічне походження як альтернатива коаккреціі. Нижче ми коротко змалюємо ці різновиди на прикладі Місяця, галілеєвих супутників Юпітера і астероїдної пари Іда - Дактилі.  
Освоєння Місяця у другій половині ХХ ст. дозволило вивчити її внутрішню будову, склад, вік багатьох ділянок поверхні, їх геологію, а також приливну історію місячної орбіти. На жаль, не вдалося виробити єдину думку про походження Місяця. Була відкинута гіпотеза Дарвіна про відрив Місяця від бистровращающейся Землі, відпала гіпотеза про захоплення готової Місяця. Є загальне уявлення, що Місяць утворилася в навколоземному диску, але з приводу виникнення диска існують дві крайні версії.  
В одній з них, згідно з ідеєю О.Ю. Шмідта, передбачається поступове поповнення диска (рою) допланетним речовиною, супутнє зростання Землі, тобто коаккреція. Модель розроблена в ОІФЗ і пізніше розвинена групою американських учених з університету Арізони та Інституту планетних наук у м. Тусоні, США. Показано, що в навколоземній рій могло бути захоплена досить речовини для акумуляції Місяця, якщо під час росту Землі щільність частинок в її безпосередній близькості у кілька разів перевищувала щільність "фону" допланетних частинок. Масивний супутник з прямим напрямком обертання навколо Землі міг утворитися на відстані в 3 - 4 рази меншому, ніж сучасне відстань до Місяця, що цілком узгоджується з її подальшим приливні отодвіганіем. Головна відмінність хімічного складу Місяця від Землі - низький вміст заліза у Місяці (6-10% у порівнянні з 35% в Землі) - пояснюється переважним захопленням у навколоземний рій найбільш дрібної фракції допланетних частинок, які найчастіше стикаються один з одним. При зіткненнях сильніше дробляться кам'янисті породи, і тонкий пил збагачується силікатами по відношенню до заліза. Одночасно губляться за рахунок випаровування летючі і полулетучіе компоненти, якими, як відомо, Місяць збіднена. За визначенням Тусоновской групи, навколоземний рій працює як "композиційний фільтр", і таким чином вирішується проблема відмінностей хімічного складу Місяця і Землі.  
Прихильники катастрофічного походження навколоземного диска припускають, що цей диск утворився при зіткненні Землі з великим допланетним тілом, в 1,5 - 2 рази більше масивним, ніж Марс, - мегаімпакте. При належно напрям дотичній зіткненні викинутий диск володіє і великою масою і достатнім кутовим моментом для формування в ньому Місяця. Рішення проблеми хімічного складу Місяця автори гіпотези мегаімпакта вбачають у тому, що й Земля і вдарила тіло вже встигли розшарувати на ядро і мантію Їх залізні ядра залишилися в Землі, потім об'єдналися в одне ядро, а диск утворився з силікатних мантій. Необхідно сказати, що, як би вирішуючи проблеми Місяця в один прийом, мегаімпакт сам створює проблеми. Так, енергія мегаімпакта при зіткненні ударника з Землею зі швидкістю 14 - 15 км/c складає більше 1039 ерг. Цього достатньо, щоб розплавити більшу частину Землі, а також випарувати якусь її частину. Утворюється гаряча силікатно-магнієва атмосфера, і Земля протягом 10 - 100 років світить як коричневий карлик - зірка з температурою фотосфери 2000 К. Необхідний критичний аналіз можливості такого етапу в ранній історії Землі. Гіпотеза мегаімпакта не пояснює майже круговий характер орбіти Землі. Її ексцентриситет в даний час дорівнює 0,017, що узгоджується з участю в акумуляції Землі великих тел аж до місячної маси, але не марсіанської. Підрахунок В.С. Сафронова і А.М. Фрідмана показав, що при мегаімпакте ексцентриситет орбіти Землі був би в 5 - 10 разів більше. Нарешті, гіпотеза мегаімпакта придумана спеціально для Місяця, хоча, на думку Д. Стівенсона, найкращим "кандидатом" на таке походження служить система Урана з його супутниками. Не виключено, що сильний нахил осі Урана до осі екліптики викликаний ударом тіла з масою, порівнянної з масою Землі, і наслідком такого удару могло бути утворення диска в одній площині з екватором Урана. Ідентичність хімічного складу Урана і його супутників могла б стати підтвердженням цієї ідеї, але достовірних даних про це поки немає.  
Гіпотеза коаккреціі носить більш універсальний характер. Супутники повинні були з'явитися у всіх чотирьох планет земної групи. Зникнення супутників Венери і Меркурія пояснюється тим, що обертання цих планет сильно сповільнений сонячними приливами, і їх супутники, випробовуючи приливної вплив своїх планет, повинні були наблизитися до них і випасти на поверхню. Особливе місце, яке займає Місяць серед супутників за величиною її орбітального кутового моменту, - також результат приливної еволюції. Минулого Місяць перебувала у декілька разів ближче до Землі, а Земля оберталася швидше, ніж зараз, так що співвідношення моментів в системі Земля - Місяць було іншим. Місяць на багато порядків масивніше, ніж супутники Марса. Маса Марса дорівнює всього 0.1 МО, але модель коаккреціі якраз передбачає сильну нелінійну залежність маси супутників від маси планети. Нарешті, газопилові аккреційному диску навколо зростаючих планет-гігантів можна вважати аналогами навколопланетному роїв, що складаються з двох компонентів.  
Систему супутників Юпітера часто порівнюють з мініатюрної Сонячною системою. Регулярний характер галілеєвих орбіт супутників і чотирьох малих супутників, що обертаються поблизу Юпітера, говорять про їхню освіту з газопилового диска, хоча супутники не містять легких газів. Їхній склад варіює від безводного кам'янистого у Іо і малих супутників до кам'янистої Європі з її крижаним покриттям в десяту частку маси і до змішаного складу Ганімеда і Каллісто, у яких приблизно порівну льоду і силікатів. Ще по наземних спостереженнями було відомо закономірне спадання щільності супутників з відстанню від Юпітера, і це правильно розумілося як результат прогрівання зони супутників його випромінюванням. Ранній Юпітер уподібнювався маленькому Сонця. Космічні дослідження зміцнили цю точку зору, давши точні визначення щільності і хімічного складу супутників. У поєднанні з моментами інерції ці дані дозволяють сьогодні вже будувати цілком реальні багатошарові моделі внутрішньої будови галілеєвих супутників! Прообраз газопилового диска Юпітера доводиться створювати теоретично, на підставі даних про маси супутників і в припущенні про єдність складу диска і Юпітера, спираючись при цьому на існуючі моделі аккреційному диску у молодих зірок і Сонця. Маса диска могла досягати 10 МО, з урахуванням водню й гелію; значна частина цієї маси випала на Юпітер і зникла в простір. Пряме обертання диска зумовлювалося кутовим моментом, яким володів обсяг газу, забирає з допланетного хмари. Ця величина невелика, оскільки радіус диска в кілька десятків разів менше розміру гравітаційної сфери Юпітера. Речовина супутників - це останні порції речовини, захопленого в диск, на завершальній стадії аккреции Юпітера, коли його фотосфера була ще гарячою, до 1000 К. Одночасно з акумуляцією супутників йшла термічна дисипації газів з диска, для чого також було необхідно тепло від Юпітера. Походження маленьких нерегулярних супутників Юпітера, що звертаються далеко за межами галілеєвих системи, ніяк не пов'язано з газово-пилових диском. За припущенням, це захоплені при взаємних зіткненнях невеликі астероїди або їх фрагменти.  
У головному поясі астероїдів давно вже відомі сімейства, тобто групи астероїдів, хоч і розкидані у просторі пояса, але мають однакові елементи орбіт: велику піввісь, ексцентриситет, спосіб. Є всі підстави припускати, що члени родини утворилися при фрагментації одного батьківського тіла при її зіткненні з іншим астероїдом. Дивно, що у деяких астероїдів виявилися супутники (Земля і Всесвіт, 2001, № 3). Першою зафіксованою парою виявилися астероїд 243 Іда і його супутник, названий згодом Дактилі. Їх знімки отримані за допомогою космічного апарата "Галілео" у 1993 р. на шляху до Юпітера. Іда має неправильну форму з найбільшим діаметром 56 км, вона швидко обертається (період 4,65 год). Астероїд сильно кратерірован, що говорить про великий віці. Діаметр супутника - близько 1,5 км. Обидва належать сімейству Короніда, що нараховує більше 50 членів. Розмір батьківського тіла оцінюється в 90 км. На можливість існування супутників у астероїдів свого часу вказував С. Вайденшіллінг. Якщо руйнівний зіткнення відбувається зі швидкістю 0,5 - 1,0 км/c, то утворюються фрагменти можуть бути великими і розлітатися зі швидкостями в десятки м/c. Лабораторні експерименти показали, що фрагменти, як правило, обертаються. Астероїдна пара - це подвійний фрагмент. Для утримання супутника необхідно, щоб його відносна швидкість була мала. Підрахунок показав, що орбітальна швидкість супутника Іди повинна бути близько 6 м/c, а вже при 10 м/c пара мала б розірватися. У поясі астероїдів так мала просторова щільність тіл і низька ймовірність збурень, що довготривале існування пар цілком можливо. Тіла надають приливної вплив один на одного, але через малість мас астероїдів ці припливи надзвичайно малі. Час приливної еволюції астероїдні пар вимірюється мільярдами років.