牛津通识读本：卫星
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作者[英国]戴维？罗瑟里
出版社译林
ISBN9787575300841
出版时间2024-04
装帧其他
开本其他
定价39元
货号32045023
上书时间2024-10-15
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商品详情
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作者简介
戴维？A.罗瑟里（DavidA.Rothery），英国开放大学行星地球科学教授，开放大学大型开放式在线课程的领衔学者，BepiColombo科学小组（欧洲航天局水星计划）成员。著有多部作品，包括“牛津通识读本”系列中的《行星》。
目录
序 言
第一章 卫星的发现和意义
第二章 月球
第三章 月球对我们的影响
第四章 巨行星的卫星
第五章 近距离观察规则卫星
第六章 火星的卫星：被捕获的小行星
第七章 小天体的卫星
第八章 其他行星系统中的卫星：系外卫星
索？ 引
英文原文
内容摘要
在我们的太阳系中，卫星既多样又迷人，比行星远为常见。我们自己的卫星，即月球，对地球产生了深远的影响。关于带外行星的卫星,“旅行者号”“伽利略号”“卡西尼号”和其他航天器为研究者带来了许多令人惊叹的发现。在本书中，戴维？A.罗瑟里从伽利略和其他人的早期发现开始，介绍了太阳系中的诸多卫星，讲述了它们名称的来源和相关的有趣神话，还回顾了早期人们使用木星的卫星进行海上定位、估算光速的探索与思考。罗瑟里还讨论了我们的月球和其他行星的结构、形成和影响，☆后在书末介绍了有关绕小行星运行的卫星的新发现，并展望了在远远超出我们自己的行星系统中，寻找系外行星的卫星的可能性。
精彩内容
第一章卫星的发现和意义我们的卫星环绕着地球运行—从现在开始，我将称那颗卫星为“月球”，因为那就是它的名字。写关于我们如何发现“月球”的故事是毫无意义的。月球几乎和太阳一样明显。如果云层条件允许，我们几乎有一半的时间可以在傍晚的天空中看到它。如果我们醒得早，就能在其余大部分时间里看到它出现在黎明前的天空里。人们也经常能在白天发现它。
在最早有记载的时候，人类就已经很了解月球了，但在那之前肯定也一样，因为月球在夜间一定是一个受欢迎的照明光源。最古老的与月球相关的人工制品可能是刻有点或线的三万年前的骨板，一些人认为这是记录月相的一种方式，因为月球在29.5天的周期中从新月膨胀到满月，然后从满月收缩回新月。月球的外观之所以会发生这样的变化，是因为月球的运行轨道围绕着地球，它在天空中相对于太阳的位置不断地改变，所以我们可以看到被照亮的半球的面积也在变化。
要想确定是谁第一个意识到月球绕着地球转，也同样没有意义。对大多数古人来说，所有的天体都绕着地球转，这似乎是显而易见的。事实上这是错的，实际上，月球是天空中唯一环绕地球运动的自然天体。我这里指的不是我们看到的太阳和其他天体每天（在24小时中）升起和落下的运动—这只是由于地球在自转而表现出的“运动”—而是指月球相对于太阳的绕地球天空的运动，月球绕地球的天空运行一周为29.5天。这里的29.5天是由月球绕地球360度旋转一周需要的27.3天，再加上用于抵消地球在此期间绕太阳公转了十二分之一的两天多一点组成的。
随着时间的推移，围绕其他行星运行的卫星被发现，这表明就运动而言，地球并不是特别的。这为推翻16世纪至17世纪认为地球是万物之中心的根深蒂固的正统观念提供了关键证据。虽然一些古希腊哲学家倾向于认为地球和行星围绕着一个“中心之火”（太阳）运行，但他们属于少数派。到17世纪初，经过长期确立的宇宙观把地球放在中间，而已知的天体围绕着它旋转。人们正确地认识到月球是其中距离最近的，然后是水星、金星、太阳、火星、木星和土星。再往外是一个上面承载着星星的天球。对大多数哲学家来说，这个天球也在旋转，因为地球似乎是静止的，尽管一些希腊人和印度人认为地球在自转。
希腊哲学家和他们后来的追随者都坚信天空应该是“完美的”，所以他们试图用均匀的圆周运动来明确地解释观察到的天体运动。随着观测精度的提高，在试图将理论与观测结果匹配时出现了越来越多的缺陷。这导致了复杂而烦琐的解释理论的发展。在其中的“本轮”系统中，较小的圆（本轮）被嵌套在较大的圆（均轮）上，并且只有在与相关圆轨道中心不重合的特殊点附近测量时，运动速度才是均匀的。
这种精心设计的以地球为中心的宇宙观（即地心说）通常被称为托勒玫体系，以一个名叫克洛狄斯·托勒玫的希腊化埃及人的名字命名，他于公元150年左右在亚历山大工作，并得到了天主教会的认可。在欧洲的大部分地区，宣扬与其相反的观点是危险的，而且地心说在中国和整个伊斯兰世界也占有主导地位。
然而，在16世纪早期，波兰天文学家尼古拉·哥白尼（1473—1543）提出了一个与之相反的理论，该理论认为，包括地球在内的行星是围绕太阳运行的（日心说模型），外围包裹着固定的恒星天球，只有月球绕着地球运行。这基本上是正确的（除了恒星不是固定在一个天球上—它们只是非常遥远），但为了使它符合现有的观测结果，哥白尼不得不引入比托勒玫体系所需的更多的本轮。直到约翰内斯·开普勒（1571—1630）在1609年引入椭圆作为围绕太阳运行的轨道，而不是正圆轨道，日心说模型才变得更加简洁。而到了1687年，艾萨克·牛顿（1643—1727）才用他的运动定律和万有引力理论解释了为什么轨道是椭圆的。
尽管哥白尼的模型为许多同人所知，但他不愿发表。直到他去世的1543年，他的巨著《天体运行论》才出版。与流行的说法相反，它并没有立即被教会禁止，但它的观点肯定是有争议的，因为它们与《圣经》中以地球为创世中心的宇宙观点相矛盾。
接下来是伽利略·伽利雷（1564—1642），一位在帕多瓦工作的意大利科学家。1610年，他将世界上最早的望远镜之一（由他自己建造）转向天空。他不但发现了金星的相位以及大量暗淡的和肉眼看不见的银河中的星星，还看到伴随着木星的四颗暗淡的“星星”（图1），他也注意到它们在木星的两侧来回移动。仅经过了几个晚上的观察后，他得出结论：这些物体在一个距离他的视线非常近的平面上环绕着木星运动。
1610年3月，伽利略通过一本命名为《星际使者》的小册子宣传了他的观测结果。那年秋天，木星再次出现在天空中，包括英国的托马斯·哈洛特（1560—1621）和德国的西蒙·马吕斯（1573—1625）在内的几位天文学家证实了木星这四颗卫星的存在。事实上，马吕斯声称他自己在1609年就发现了它们。
在被称为“卫星”［其仍然是“月球”（moons）的正确学名］之前，这类天体的名称是“月球”。伽利略本人没有使用任何术语（至少一开始没有），仅把它们称为“星星”，尽管我们可以将这一称呼视为是在表示它们的点状外观，而不是表示他认为它们和普通恒星是一样的。马吕斯在他1614年的著作《木星》中称它们为“类木行星”，哈洛特也写了他自己看到“新行星”的经历。开普勒在1610年的时候首次把它们写作“卫星”。他用了一个拉丁语单词，意思是“陪伴更重要者的人”。
不管马吕斯的说法是否属实，伽利略都是第一个发表这一观点的人，因此他被认为是第一个通过观测证明所有天体运动并非都以地球为中心的人，而实际上其也并非都以太阳为中心。
卫星的利用木星的卫星以一种可预测且有规律的方式围绕木星运行。然而，在发现木星卫星后的50年中，在巴黎工作的意大利人乔凡尼·卡西尼（1625—1712）注意到，卫星消失在木星阴影中的规律里存在着一些细微但系统性的差异。当地球的轨道靠近木星时，卫星消失（类似于日食）的时间间隔会稍微变短，而当两颗行星分开时，时间间隔会稍微变长。卡西尼正确地指出，这是因为光的传播速度并不像当时人们认为的那样是无限快的，实际上，光需要一个可测量的时间才能从木星到达地球。1676年，他提出，光穿过地球到太阳的距离大约需要10分钟到11分钟，这与正确的8分32秒非常接近。他的助手奥勒·罗默（1644—1710）很快就得出了观测结果，使更精确的估算成为可能，但这一基于卫星的光速有限的论证则直到大约50年后才被普遍接受。但在我们能够自信地将光速转换为熟悉的单位之前，还需要对地球与太阳的距离进行精确的测量。虽然卡西尼已在1672年估算过地球和太阳之间的距离，且只比1.5亿千米的正确值低7%左右。
在发现其他卫星之前，必须对望远镜进行改进，以超越伽利略和他同时代人建造的相当粗糙的设备。荷兰人克里斯蒂安·惠更斯（1629—1695）建造了一个更好的望远镜，并在1655年3月发现了土星的第一颗已知的卫星，将其称为“土星的月球”，这可能是第一次使用“月球”一词来指代另一颗行星的卫星。卡西尼在1671年到1686年之间还发现了另外四颗更暗（因此也更小）的土星卫星。
对当时的一些人来说，土星有五颗卫星，而木星只有四颗，这似乎是合乎逻辑的。然而，更多的发现接踵而至，它们破坏了这种一切遵循着简单模式的假象。1781年，在英国工作的汉诺威人威廉·赫歇尔（1738—1822）发现了天王星。1787年，赫歇尔发现了天王星的两颗卫星，1789年又发现了土星的两颗卫星。下一个被发现的卫星是海王星最大的卫星，是英国人威廉·拉塞尔（1799—1880）在18年发现海王星后的第17天发现的。拉塞尔与美国的威廉·邦德（1789—1859）和乔治·邦德（1825—1865）父子共同被认为在1848年发现了土星的第八颗卫星，他还在1851年单独发现了天王星的另外两颗卫星。
火星仅有的两颗小卫星于1877年被美国的阿萨夫·霍尔（1829—1907）发现。1892年，美国人爱德华·爱默生·巴纳德（1857—1923）发现了木星的第五颗卫星，比伽利略发现前四颗卫星的时间晚了200余年。此处的延迟是因为这颗卫星远比其他卫星小，也更靠近木星，这两个因素都让它很难被看到。这是最后一颗被肉眼发现的卫星。随后的发现是通过摄影，第一颗的发现者是美国人威廉·皮克林（1858—1938），他于1899年通过前一年在秘鲁拍摄的照片找到了土星的第九颗卫星。最近的发现是通过安装在望远镜或宇宙飞船上的数码相机取得的。
所以，在我们的太阳系中有很多卫星—事实上比我刚提到的要多得多—但是了解它们有什么用吗？也许令人惊讶的是，伽利略发现的卫星甚至在17世纪就有了实际用途。在发明即使在运输中也能够保持准确时间的精密计时器（即时钟）之前（时钟发明于18世纪晚期），要确定经度是非常困难的。在陆地上，你可以尝试测量地点之间的距离，而在海上，你能做的最好的事情就是通过航向和速度来估算距离。这有时会酿成灾难性的错误，比如1707年，一队返航的英国海军舰队在锡利群岛附近触礁，造成1400人死亡。
木星卫星的独立周期运动提供了一个部分解决方案，特别是在卡西尼制作了一套精确预测其卫星食的时间表之后。要确定经度，你所要做的就是测量一个特定的卫星食和当地正午之间的时间，然后用卡西尼的表格来确定你离卡西尼的参考经度以东或以西的距离。
卡西尼本人从法国国王路易十四那里得到了一项委托来改进其王国的地图，在17世纪70年代，卡西尼和他的团队开始确定法国主要城市相对于巴黎的经度。他们会观察木星的一颗卫星的卫星食，然后用一个摆钟（如果我们不去移动它，它就是一 个完美的时钟）来测量从其发生到当地正午（当观察到太阳到达最高点时确定为正午）经过了多长时间。
有时候真相让人难以忍受。许多城市到巴黎的距离比预期的要近100千米，这表明法国从东到西的范围比之前所认为的要小。据说，路易曾抱怨，相比于他的敌人，他自己的天文学家夺走了他更多的领土。
卡西尼成功地将他的技术出口到海外。在航行的船上很难把望远镜对准木星，这使得它在海上实际操作起来很不现实，但它却可以用来在岸上测定经度，而且事实上在19世纪早期它还在被用作美国西部地图绘制的辅助工具。
月球本身也提供了另一种确定经度的方法，因为它每小时在天空中移动的距离大约等于它的直径。我们可以通过测量月球相对于一颗已知恒星的位置来确认时间，但我们必须校正视差，由于月球与地球的距离足够近，所以它相对于在天空背景中的恒星的位置从不同的地点看会略有不同。该方法的原理是由英国人埃德蒙·哈雷（1656—1742）提出的，哈雷后来因为在1683年左右出现的彗星而知名。必要的测量需要精准确定月球和恒星之间的夹角，然后进行复杂的计算，可能需要半个多小时才能完成；直到后来开发出一些表格，将这一过程缩短到大约10分钟。这种利用月球和参考恒星之间角差的方法被称为“月距法”，在1767年到1850年之间被广泛用于海上，那时人们已经可以买得起可靠的航海钟了。然而，在接下来的至少50年里，它继续作为一种后备技术被传授给航海家。
卫星还被用于测量它们围绕的物体的质量（或者更确切地说，是两个物体的质量之和）。这是因为轨道周期的平方正比于轨道半径的立方除以质量之和。如果卫星比行星小得多，那么它自己的质量是可以忽略的，所以轨道周期可以告诉我们这颗行星的质量。为了把这个测量值转换成熟悉的单位。我们需要将得到的质量除以一个被称为“引力常数G”的数字（G基本上告诉我们产生给定的重力需要多少质量）。
如果早一点知道G，那么科学家们就可以用月球的轨道周期来测量地球的质量。但事实并非如此，因为G直到1798年才由英国人亨利·卡文迪许（1731—1810）在一次实验中首次充分确定，该实验基本上同时确定了G和地球的质量。然而，一旦人们知道了G，太阳系的规模就确定了（与卡西尼的结果相差不大。由于100年后的1761年和1769年对金星凌日的观测，它的不确定性大大降低了），其他行星的卫星的轨道周期可以用来确定这些行星的质量和密度。例如，这揭示了木星和土星的巨大质量（分别是地球质量的318倍和95倍）以及它们的低密度（土星的密度只有水密度的69%）。
金星和水星没有卫星，因此它们的质量只能从它们对地球的轨道或恰巧经过的彗星造成的微小扰动来估算。这留下了很大的不确定性，直到航天器访问它们并近距离体验它们的引力。
卫星的命名当人们开始发现卫星时，还没有给它们命名的系统。伽利略以其赞助人柯西莫·德·美第奇家族的名字将他发现的四颗卫星集体命名为“美第奇星”。他通过罗马数字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ和Ⅳ分别将它们区分开来，离木星越远数字越大。1614年，西蒙·马吕斯提议以伊俄、欧罗巴、伽倪墨得斯和卡利斯托，即宙斯（在希腊神话中等同于朱庇特）的情人的名字来命名它们。伽利略也许是对马吕斯在木星发现者—事上的敌对观点而感到愤愤不平，因而他对这些名字毫无兴趣。这些名字最终成为我们今天使用的官方认可的名称，尽管罗马数字系统仍在并行使用（也被用于最新发现的卫星）。然而，伽利略也很受尊敬，因为他发现的四颗卫星（比木星的任何其他卫星都要大得多）被称为“伽利略卫星”。 卡西尼把他发现的土星的四颗卫星命名为“路易星”，以他的赞助人法国路易十四的名字命名，接着是惠更斯发现的更大的“土星的月球”。其他的天文学家更喜欢使用伽利略风格的罗马数字来辨别单个的卫星。然而，从行星近处向远处编号的做法造成了混乱，因为新的发现可能会改变命名的顺序。例如，惠更斯发现的“土星的月球”先后使用了数字Ⅱ、Ⅳ和Ⅴ。在威廉·赫歇尔1789年的发现之后，国际社会一致认为，这个编号系统被冻结了，因此单个天体的名称再也不会被重新排序。1847年，威廉的儿子约翰·赫歇尔（1792—1871）为当时已知的土星的七颗卫星提出了一套统一的名称，我们沿用至今。他以克洛诺斯（土星之名萨图恩在希腊神话中的名字）的兄弟姐妹们的名字为其命名，其中最大的一颗被命名为泰坦，这是他们种族的统称，其他的以单独的泰坦巨人命名：伊阿佩托斯、瑞亚、特提斯、狄俄涅、恩克拉多斯和弥玛斯。当拉塞尔在1848年与其他人共同发现土星的下一颗卫星时，他将其命名为亥伯龙，即另一位泰坦巨人，这与约翰·赫歇尔的主题一致。
在他发现天王星的第三和第四颗卫星后，拉塞尔邀请约翰·赫歇尔将它们连同他父亲之前的两个发现一起命名。他选择了提泰妮娅和奥伯伦（他们得名于莎士比亚《仲夏夜之梦》中的仙后和仙王），爱丽儿（得名于亚历山大·蒲柏的《夺发记》中的天空精灵，她也出现在莎士比亚的《暴风雨》中），以及翁布里埃尔（《夺发记》中的忧郁精灵）。
令人惊讶的是，拉塞尔并没有命名他在1846年发现的海王星卫星。它现在的名字，特里同（海王星之名涅普顿在希腊神话中是波塞冬，特里同为波塞冬之子），直到1880年才有人提出。
火星的两颗小卫星，火卫一和火卫二的名字是由它们的发现者根据伊顿公学的科学老师亨利·马丹（1838—1901）的建议而选择的，他的建议来自于《伊利亚特》第十五卷，在这本书中，阿瑞斯（在希腊神话中等同于马尔斯）召唤了孪生兄弟福波斯（意为恐惧）得摩斯（意为恐怖）。
后来发现的卫星（火星已经没有更多卫星了）的命名，遵循了在每个行星的首个卫星的名字被普遍接受时确立的主题。国际天文学联合会（下称IAU）自1919年成立以来，一直是太阳系天体名称（及其拼写）和表面特征的仲裁者。一颗新发现的卫星会被授予临时的称号（例如，S/2011J2是2011年发现的第二颗木星卫星），只有当它的轨道能被很好地描述时，才能得到正式的名称。木星卫星的名字取自宙斯（朱庇特）的恋人和后代。幸运的是，神话提供了大量的名字可供选择，因为木星有50颗已命名的卫星，还有16颗仍在等待正式命名。 土星有相似数量的已知卫星，其中53颗已经被命名。最初的18颗以泰坦巨人和他们的后代命名。约翰·赫歇尔最初定下的主题后来扩大到包括希腊、罗马、高卢、因纽特和挪威神话中的其他巨人，根据它们的轨道进行分配。
除了贝琳达是另一个来自蒲柏的《夺发记》中的名字之外，天王星的卫星持续从莎士比亚笔下的角色名（大部分是女性）中获取名字，从异国情调的希克拉库斯（《暴风雨》中卡利班的母亲）到平淡无奇的玛格丽特（《无事生非》中的女仆）。海王星的卫星被分配了与波塞冬（涅普顿）有关的神话人物的名字。
有多少卫星？
我们很难追踪太阳系中已知的卫星数量。自2000年以来，我们已经有了大量的发现。这些卫星主要是由地面望远镜和哈勃太空望远镜发现的，但美国航空航天局（下文简称NASA）的“卡西尼号”航天器在土星轨道上发现了土星的几颗小卫星。已知拥有卫星的天体包括从地球到海王星的所有行星。似乎可以肯定的是，金星和水星这两颗内行星都不可能有一颗直径超过一千米左右的卫星，否则它就会被望远镜或轨道航天器发现。
我们太阳系已知的190颗行星的卫星列在附录的表格中。这里我引用“平均半径”主要是因为较小的卫星，特别是那些半径小于200千米的卫星，在形状上可能明显不是球形的。相比之下，地球的平均半径是6371千米。我列出的密度单位是千公斤每立方米，这相当于吨每立方米，或者说克每立方厘米。为了比较不同的卫星，在使用相同的单位时，水的密度是1.0。
海王星之外的各种冰天体也有卫星。其中，冥王星有已知最大的卫星群，具体可见附录中的表格。类冥王星的天体体积庞大，其中一些天体有卫星也就不足为奇了。然而，一些小行星，包括一颗直径不到1千米的小行星，也被发现有卫星（根据定义，卫星甚至比它们所围绕的物体还要小）。很少有人预料到这一点，我将在第七章中再次讨论这个话题。
地球有其他卫星吗？
你可能会在网络上或考试中发现这样的说法：地球除了月球还有一两个小卫星。这些都是错误的。虽然太空中有很多人造卫星，但在围绕地球的永久轨道上还没有发现小型的自然物体。它们的直径必须小于10米，否则早就被发现了，而且计算表明，这样的“迷你卫星”不可能有稳定的轨道。
然而，也有一些小行星，它们的轨道与地球的轨道相交，这使得它们能够暂时被捕获，在此期间它们确实是小卫星。一个例子是5米宽的“2006RH120”天体。这是2006年用望远镜发现的，接下来的一年，它绕地球转了四圈，每一圈的形状都不同。它的运行路径几乎远远超出了月球的轨道，但它最接近地球的距离达到了月球与地球距离的70%左右。作为地球的临时卫星，它在11个月后脱离了地球。它的轨道一直很复杂，不稳定，部分原因是它会同时受到月球和地球的引力。到2017年，它将在太阳的远端，但将在2028年再次接近，为临时被地球捕获提供了另一个机会。接下来会发生什么是无法预测的，因为像这样的不规则形状的物体足够小，足以让太阳辐射的光压影响它们的轨迹。我们无法估计辐射造成的扰动大小，因为我们既不知道物体的形状也不知道它的密度。
实际上，“2006RH12”可能不是一个自然物体；它可能是美国宇航局1969—1972年登月计划中使用的阿波罗火箭之一的第三段。尽管如此，一些研究表明，在任何时候，地球都可能会伴随着多达几十个临时被捕获的小于两米大小的轨道天体，它们到达，环绕至少一个周期，然后消失。更大的例子比较罕见，可能每10万年才会有一次100米大小的物体以这种方式被暂时捕获。
另一类有时被误报为地球的“卫星”的天体是小行星，它们围绕太阳公转的平均轨道周期与地球的公转轨道周期完全相同。这样一颗小行星围绕太阳的轨道非常靠近地球的轨道，但地球的引力对它产生了强烈的影响，因此它以如下的重复模式循环：想象一下，这颗小行星沿着比地球轨道稍微靠近太阳的轨道运行。这意味着这颗小行星绕太阳运行的速度将比地球略快，最终将会赶上地球。当它靠近时，地球的引力将小行星拉入一个更大的轨道，更大的轨道需要更长的周期，所以小行星现在围绕太阳运行的速度更慢，最后落在地球后面。最终，在它们都绕轨道运行了几圈之后，地球几乎追上了小行星，又把它拉进了一个更小的轨道。现在这颗小行星以比地球还快的速度向前移动，又回到了最开始的模式。
从地球的角度看，这颗小行星的轨迹类似于一个马蹄铁（地球在马蹄的开口部分）。正因为如此，这些轨道有时被称为“马蹄形轨道”，但重要的是要认识到，小行星并不是围绕地球运行，而是围绕太阳向前运行。至少有三颗这样的小行星是已知的，其中最大的“2010SO16”的平均半径约为300米。其他小行星的轨道不像地球那么圆，周期也与地球相似，这导致它们在地球前面或后面的平均位置移动，而不是完全绕着一个马蹄形移动。其中最著名的是“3753克鲁斯娜”，它的平均半径约为2.5千米。它也是绕太阳运行，而不是地球，更不是月球。你可以在拓展阅读的链接中找到更多关于这种“准卫星”的奇怪轨道的信息。
卫星能拥有卫星吗？
行星绕着太阳转，卫星绕着它们的行星转，所以一个很自然的问题是，任何一个卫星是否可以有自己的天然卫星—卫星的卫星。就我们的月球而言，近年来，人类在月球轨道上放置了几颗人造卫星作为临时卫星。然而，它们都处于不稳定的轨道，这将导致它们在几年后撞击到月球表面。这是因为月球的引力不足以控制它周围的空间区域，因为质量大得多的地球离它太近了。
月球围绕地球的轨道是稳定的，因为地球的引力足够强大，足以在小于约100万千米的距离内胜过太阳的引力，这个空间体积被称为地球的“希尔球”，以美国天文学家乔治·威廉·希尔（1838—1914）的名字命名，因为他定义了这个概念。月球的轨道就在这里面，因此它具有长期的稳定性。月球自身的希尔球直径为6万千米，但任何围绕月球运行的物体，即使是在它的希尔球内，也会受到地球的足够引力，导致其轨道随着时间的推移而缩小。事实证明，其他天体的卫星也是如此，所以太阳系任何地方的卫星轨道都不是长期稳定的。根据一种复杂的力的平衡，围绕月球运行的轨道的持续时间从几年到数百万年不等，但比太阳系45亿年的年龄要短得多。
因此，不存在“卫星的卫星”，如果发现了一颗，这一状况几乎肯定是短暂的。
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