Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Deimos (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Deimos
( Marte II)
Deimos-viking1.jpg
Satelit de Marte
Descoperire 12 august 1877
Descoperitor Asaph Hall [1]
Parametrii orbitali
(pe atunci J1950 [2] )
Axa semi-majoră 23 458 km
Periareus 23 452,3 km [3]
Apoareo 23 463,6 km [3]
Circum. orbital 147 390 km [3]
Perioadă orbitală 1.262 zile (30.30 ore ) [3]
Viteza orbitală 1,35 km / s [3] (medie)
Înclinare
pe ecliptică
27,8 ° [4]
Respectați înclinația
la egal. a lui Marte
2,67 °
Respectați înclinația
spre planul Laplace
1.7878
Excentricitate 0,00024
Date fizice
Dimensiuni 15,0 × 12,2 × 10,4 km [5]
Diametrul mediu 12,4 km [5]
Volum 998 km³ [5]
Masa
1,4762 × 10 15 kg [5]
Densitate medie 1,471 × 10 3 kg / m³ [5]
Accelerare de greutate la suprafață 0,00256 m / s² [3]
Viteza de evacuare 5,64 m / s (~ 20 km / h) [3]
Perioada de rotație 30.30 ore ( rotație sincronă )
Înclinarea axială nimic
Temperatura
superficial
344 ± 5 K [6] (medie)
Presiunea atmosferică nimic
Albedo 0,068 ± 0,007 [7]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 12,8 [8] (max)
Aplicația Magnitude. de pe Marte -0,1 [8] (max)
Aplicația Magnitude. 12,89
Diametru
evident
de pe Marte
1,7 ' [8] (min)
2 ' [8] (max)

Deimos (Δεῖμος, în limba greacă , denumit și Marte II [9] ) este cel mai mic și mai exterior dintre cei doi sateliți naturali ai lui Marte (celălalt este Fobos ). În rotație sincronă cu planeta, parcurge o orbită aproape circulară, foarte aproape de planul ecuatorial marțian, în 30.30 ore, o perioadă puțin mai mare decât cea a rotației planetei roșii. [10] De formă neregulată, are un diametru mediu de 12,4 km și o masă estimată în 1,4762 × 10 15 kg , cu o densitate medie de 1.471 × 10 3 kg / m³ . [5] Compoziția sa, despre care se crede că este similară cu cea a asteroizilor de tip D [11] și a nucleilor cometari dispăruți, [12] pune dificultăți serioase cărturarilor care încearcă să-i explice originea.

Nerezolvabil de pe Pământ, cu excepția punctului de lumină, [13] a făcut obiectul unor observații atente în timpul explorării spațiale a planetei roșii . Suprafața sa, fotografiată aproape în întregime, este acoperită de un strat gros de regolit de culoare roșiatică și prezintă cele mai clare dungi care sunt concentrate pe crestele micilor platouri și reliefuri. În ciuda faptului că este foarte craterat, acesta pare de fapt foarte neted, probabil fiind supus unui proces de degradare seismică. [7]

Descoperit la 12 august 1877 de astronomul american Asaph Hall , [1] satelitul a fost numit după sugestia lui Henry Madan de către personajul mitologiei grecești Deimos , unul dintre fiii lui Ares și Afrodita . [14]

Observare

De pe pământ

Observarea lui Deimos de pe Pământ este împiedicată de dimensiunile reduse și de apropierea de planeta roșie . [15] Este observabil doar pentru o perioadă limitată de timp, când Marte este aproape de opoziție , [16] și apare ca un obiect asemănător unui punct, fără a fi posibil să-și rezolve forma. [13] În această circumstanță, Deimos atinge o magnitudine de 12,8, cu aproximativ o magnitudine mai mică decât cea atinsă de Fobos (11,6). [8] [17] Marte, prin comparație, poate atinge o magnitudine maximă de -2,8 [18], făcându-l de peste un milion de ori mai luminos decât Deimos. Mai mult, opoziția Fobos și Deimos se abat în medie de la planetă 24,6 și respectiv 61,8 secunde de arc . [8] Acest lucru face mai ușor de observat Deimos decât Phobos. [17]

Pentru a continua cu observarea lor, în condiții deosebit de favorabile, este necesar să aveți un telescop de cel puțin 12 inci ( 30,5 cm ). [17] Utilizarea unui element care ascunde strălucirea planetei și a dispozitivelor de imagistică precum plăci fotografice sau CCD-uri cu expuneri de câteva secunde va ajuta. [19]

De pe Marte

Deimos (stânga) și Fobos (dreapta) fotografiate de roverul Spirit de pe suprafața lui Marte .

Văzut din latitudinile ecuatoriale ale suprafeței lui Marte, Deimos apare ca o stea sau o planetă strălucitoare. Un observator ar putea detecta variabilitatea sa, datorită fenomenului fazelor , [20] deja în cursul unei nopți. [21] La maximum, corespunzând unei faze complete sau de opoziție a Lunii , are un diametru unghiular de aproximativ 2 'și atinge o magnitudine de -0,1, [8] puțin mai mare decât apare Venus așa cum se vede de pe Pământ.

Pe cerul nocturn de pe Marte este depășit din abundență de Phobos care, în opoziție, apare la fel de mare ca o treime din Lună văzută de pe Pământ și atinge o magnitudine maximă de -3,9 [8] și, în unele circumstanțe, de Jupiter . [21] Deoarece orbita lui Deimos este relativ apropiată de Marte și se caracterizează printr-o înclinație ecuatorială minimă, satelitul nu este observabil din latitudini mai mari de 82 °. [15] [22]

Un tranzit al lui Deimos de pe Marte , văzut de la rover-ul Opportunity pe 4 martie 2004 .

Deoarece se află chiar deasupra orbitei aerosincrone ( perioada orbitală , egală cu aproximativ 30,5 ore, este puțin peste ziua solară marțiană , corespunzătoare a 24,5 ore), Deimos traversează cerul foarte încet dinspre est., Unde se ridică, spre vest, unde se instalează 2,7 zile mai târziu. [15]

Diametrul unghiular al Soarelui văzut de pe Marte este de aproximativ 21 '. În consecință, nu se pot produce eclipse totale pe planetă, deoarece ambele luni sunt prea mici pentru a acoperi discul solar în întregime. Deimos tranzitează pe discul solar aproximativ o dată pe lună, dar fenomenul care durează aproximativ un minut și jumătate [15] rămâne abia vizibil. [20]

Marte văzut din Deimos

Deimos arată întotdeauna aceeași față planetei, ca Luna pe Pământ. Astfel, de pe această față, Marte este întotdeauna vizibil, atingând o dimensiune de 16 ° (egală cu aproximativ 30 de ori cea a Lunii pline văzute de pe Pământ). [23] Periodic este, de asemenea, posibil să se observe Phobos tranzitând pe discul planetei. [24]

Istoria observațiilor

Înaintări

Cele două cratere Swift și Voltaire de pe Deimos, imaginate de sonda NASA Global Surveyor din 2006. [25]

Cele două luni ale lui Marte au fost „descoperite” mai devreme în lumea imaginației decât în ​​cea reală. Cu un raționament pe cât de logic, pe atât de absurd, la începutul secolului al XVII-lea, Kepler a emis ipoteza că Marte ar putea avea doi sateliți, din moment ce se știa că planeta care o precedă avea unul, Pământul și patru, cea imediat următoare , Jupiter. [26] [27]

În 1726, Jonathan Swift , probabil inspirat de ipoteza lui Kepler, [28] în Călătoriile lui Gulliver i-a făcut pe oamenii de știință din Laputa să descrie mișcarea a doi sateliți care orbitează Marte. [29] [30] Voltaire , probabil influențat de Swift, [31] a oferit o descriere similară în relatarea sa filosofică Micromega din 1752 . [32] La momentul ambelor, telescoapele nu erau suficient de puternice pentru a detecta sateliți la fel de mici ca Fobos și Deimos. Prin urmare, este vorba doar de licențe literare.

Descoperire

Asaph Hall a descoperit Deimos la 12 august 1877 și Fobos la 18 august următor (sursele vremii adoptă convenția astronomică, înainte de 1925 , că ziua începe la prânz , în consecință descoperirile se referă la 11 și respectiv 17 august) cu Telescop refractor de 26 inch ( 66 cm ) în diametru al Observatorului Naval al Statelor Unite din Washington , [1] [33] [34] cel mai puternic existent atunci și inaugurat cu patru ani mai devreme. [35] Hall la acea vreme căuta sistematic posibile luni de pe Marte. Pe 10 august, el văzuse deja o lună a planetei, dar, din cauza vremii nefavorabile, nu a putut să o identifice decât în ​​următoarele zile. [36]

Numele celor două luni, adoptate inițial cu ortografia Phobus și Deimus , au fost propuse de Henry Madan (1838 - 1901), „Maestru de științe” în Eton și amintesc pe cele ale personajelor lui Fobos ( frică ) și Deimos ( teroare ) , care, potrivit mitologiei grecești, și-au însoțit tatăl, Ares , zeul războiului, în luptă. [14] Ares este echivalentul grecesc al zeității romane Marte.

( GRC )

"Ὣς φάτο, καί ῥ 'ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε
ζευγνύμεν, αὐτὸς δ 'ἔντε' ἐδύσετο παμφανόωντα. "

( IT )

„El [Ares] a vorbit și a ordonat Terorii și fricii să-și pregătească corcelii. Și a purtat el însuși armura strălucitoare ".

( Homer , Iliada , cartea XV, 119-120 )

Observații ulterioare

Telescopul refractar al Observatorului Naval al Statelor Unite folosit pentru descoperirea și observațiile ulterioare ale sateliților naturali de pe Marte.

Mărimea și caracteristicile orbitale ale sateliților de pe Marte au permis, pentru o lungă perioadă de timp, observarea lor doar cu ocazii favorabile, cu planeta în opoziție și cu cei doi sateliți în condiții de alungire adecvată care apar aproximativ la fiecare doi ani, cu condiții deosebit de favorabile. care apar aproximativ la fiecare 16 ani. Prima configurație favorabilă a avut loc în 1879. Numeroși observatori din întreaga lume au participat la observații cu scopul de a determina orbitele exacte ale celor doi sateliți. [37]

În următorii patruzeci de ani, majoritatea observațiilor (peste 85% din totalul celor efectuate între 1888 și 1924) au avut loc la două observatoare americane, Observatorul Naval al Statelor Unite și Observatorul Lick , [37] cu scopul, printre altele, pentru a determina direcția axei de rotație a planetei. [38] Între 1926 și 1941 a continuat doar Observatorul Naval, cu 311 de observații vizuale. Din 1941 încoace, observațiile au avut loc numai cu tehnica fotografică. [37]

În următorii cincisprezece ani, căutările au fost puține sau nule și s-au reluat în 1956, având ca principal scop identificarea oricăror alți sateliți. Mai mult, ipoteza, avansată de Bevan P. Sharpless în 1945, că mișcarea lui Fobos se accelerează, provocând, de asemenea, o reducere a axei semi-majore a orbitei, a generat un interes reînnoit. Controversa care a urmat a dus la noi observații astrometrice , adică la determinarea poziției, în anii șaizeci și șaptezeci [37] [39] care au implicat ambele luni.

În 1988, împreună cu misiunile sovietice ale Programului Phobos , observațiile au fost efectuate de Kudryavtsev și colegii săi. În următorii zece ani, însă, cele două luni nu au fost supuse niciunei observații, până în 2003, când observațiile foarte precise au fost efectuate de Observatorul Lowell . [40]

În 2005, observațiile radar ale ambilor sateliți au fost efectuate de radiotelescopul Arecibo , care a dat unele estimări ale densității materialului de suprafață. [41]

Misiuni spațiale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Explorarea lui Marte .
Deimos a fost realizat de Mars Reconnaissance Orbiter al NASA în 2009.

Un punct de cotitură în studiul lui Deimos a avut loc datorită explorării spațiale a planetei roșii . Primele (șapte) imagini de aproape ale satelitului au fost colectate de Mariner 9 în 1971 și au permis să se determine dimensiunea, forma și perioada de rotație; [42] au fost identificate unele caracteristici ale suprafeței [42] și a fost detectată prezența unui strat de regolit pe suprafață. Orbita navei spațiale, care a atins o distanță minimă de 5940 km de lună, a permis totuși să fie fotografiată doar fața lui Deimos cu fața spre Marte. [43]

În octombrie 1977 , Viking 2 Orbiter a efectuat câteva zboruri apropiate de Deimos, [44] ajungând, în cea mai apropiată abordare, la o distanță de La 20 km de suprafața lunii. [45] Acest lucru a permis îmbunătățirea estimării masei sale [46] și a densității sale. [47] Sonda a fost, de asemenea, echipată cu sisteme de colectare a imaginilor mai bune decât cele ale Mariner 9 , [47] cu capacitatea de a efectua observații limitate chiar și în infraroșu . [48] Observațiile au făcut posibilă estimarea vârstei suprafeței și au oferit o explicație a motivului pentru care a apărut mai neted decât cel al lui Fobos; apariția numeroaselor cratere prezente fusese de fapt mascată de regulitul care le umpluse. [49]

Deimos fusese indicat ca o posibilă țintă a sondei sovietice Fobos 2 , dacă misiunea lui Fobos 1 pe luna omonimă avea succes. [50] Fobos 1 a fost totuși pierdut pe 2 septembrie 1988, astfel încât Fobos 2 a efectuat doar observații astrometrice ale lui Deimos, fotografiindu-l pe 27 februarie 1989 de la o distanță de aproximativ 30.000 km, pe fundalul constelației Taur și Jupiter. [51]

La 11 august 2006, cu ocazia aniversării descoperirii sale, NASA a publicat prima și singura imagine a lui Deimos realizată la 10 iulie a aceluiași an de către sondă SUA Mars Global Surveyor , de la o distanță de 22 985 km . [25] [52] Orbita urmată de nava spațială a împiedicat, de fapt, să se producă zboruri strânse. Sonda europeană Mars Express a efectuat atât observații astrometrice, cât și spectroscopice. [53] Singura imagine lansată publicului de către ESA descrie ambele luni ale lui Marte într-un singur cadru, definit ca „pionierat”, realizat la 5 noiembrie 2009. [54] În cele din urmă, în 2009, imaginile color de înaltă rezoluție ale lui Deimos au fost colectate de Mars Reconnaissance Orbiter . [55]

Deimos a fost fotografiat și de pe suprafața lui Marte . Landerul Mars Pathfinder din 1997 l-a fotografiat deja în a doua noapte pe Marte [56] și ulterior a efectuat câteva observații spectroscopice. [57] În anii 2000 , a fost imagisticii de la Spirit si robotii Opportunity , atât în imagini nocturne, [58] și în timpul zilei imagini în timpul tranzitelor peste discul solar. [59] La 1 august 2013, roverul Curiosity - regizat în aceste operațiuni de Mark Lemmon [60] - a reluat pentru prima dată un tranzit de Fobos pe Deimos. [61]

Printre misiunile propuse care au în mod specific obiectivul lor în Deimos există un studiu de fezabilitate din 2004 alAgenției Spațiale Europene , indicat ca Deimos Sample Return TRS , [62] pentru recuperarea unui eșantion de 1 kg pe suprafața Deimos și transportul acestuia către Pământ. [63] [64] Mai mult, în 2010, organizația de amatori AMSAT-Deutschland a propus Agenției Spațiale Germane (DLR) dezvoltarea unei misiuni spațiale low-cost la Deimos, cu o ipoteză de lansare pentru 2018. [65]

Parametrii orbitali și de rotație

Simularea orbitelor lui Deimos și Fobos .

Deimos urmează o orbită progradă aproape circulară foarte aproape de planul ecuatorial al lui Marte. [2] [66] De fapt, este înclinat cu 2,67 ° față de acest plan, cu aproximativ un grad și jumătate mai mult decât cel al lui Fobos. Mai mult, este foarte aproape de a fi aerosincron , care se caracterizează prin faptul că are o perioadă de revoluție egală cu perioada de rotație a planetei; Deimos completează de fapt o orbită în 30.30 ore, Marte o rotație în 24.6 ore. La fel ca și Fobos, Deimos se află într-o rotație sincronă cu planeta [10] și în virtutea acesteia se întoarce întotdeauna aceeași față spre suprafața marțiană. Axa de rotație este perpendiculară pe planul orbital. [67]

Asimetria câmpului gravitațional marțian oferă orbitei lui Deimos o mișcare de precesiune a absidelor și o retrogradare a nodurilor care se finalizează în aproximativ 55 de ani. [68] Cu toate acestea, deoarece orbita este aproape ecuatorială, aspectul său general este puțin schimbat. [66] În cele din urmă, Deimos suferă o decelerare lentă din cauza acțiunilor de maree ale lui Marte care ar trebui să-l îndepărteze inexorabil de planetă, dar într-un timp atât de lung încât să fie aproape irelevant. [69]

Formare

Originea sateliților naturali de pe Marte este încă o întrebare deschisă [70] [71], care a văzut în principal două teorii opuse. Cei doi sateliți s-ar fi putut forma prin acumulare în procesul care a dus și la formarea planetei Marte sau ar putea fi asteroizi capturați. [72] [73]

În ceea ce privește aspectul și compoziția, Fobos și Deimos au fost adesea asociați cu asteroizii centurii principale, totuși asteroizii capturați de planetă cu greu s-ar fi găsit - chiar și în vremurile în care a avut locformarea sistemului solar - pe orbitele curente parcurse de cele două obiecte, cu excentricitate și înclinații aproape zero. În special, variația așteptată a altitudinii apocentrice a lui Deimos, mică și relativ departe de Marte, pare să necesite ori mai lungi decât cele în care ar fi trebuit să aibă loc și pune limite serioase acestei teorii [72] [73] . ca să conducă K Lambeck în 1979 la ipoteza ca Deimos a fost inițial mult mai masive, acoperite de o ipotetică manta de gheață care s - ar evapora ulterior. [74] Geoffrey Landis a reluat în 2009 ipoteza capturării, făcând ipoteza în lumina noilor descoperiri de asteroizi că Fobos și Deimos erau lunile asteroidelor de obiecte de mărimea lui Ceres sau componente ale asteroizilor binari în contact , care s-ar fi apropiat de planetă cu un rata excesului hiperbolic aproape zero. Prin urmare, separarea cuplului ar fi dus la capturarea uneia dintre cele două componente. [71]

Mecanismul preconizat pentru formarea sateliților obișnuiți întâmpină, de asemenea, unele dificultăți, cu cele două obiecte care par să fie ambele agregate în vecinătatea orbitei aerosincrone și, prin urmare, prea apropiate unele de altele în comparație cu ceea ce este prezis de model. [73] Robert A. Craddock în 2011 a propus că impactul unui al treilea corp cu planeta ar fi putut lansa materialul pe orbită care, organizat într-un disc, ar fi apoi reasamblat într-o serie de obiecte mici, dintre care Deimos și Fobos ar fi fii ultimii supraviețuitori. Procesul de agregare de pe un disc circum-planetar ar explica bine valorile înclinației și excentricității orbitelor ambelor, în timp ce condițiile de greutate redusă ar explica densitățile lor. [70] Deimos, în special, ar fi singurul obiect care s-a format dincolo de orbita aerosincronă.

Caracteristici fizico-chimice

Imaginea la scară a lui Fobos (deasupra) și Deimos (dedesubt).

Masă și dimensiuni

Deimos, precum și Fobos, au o formă neregulată. [75] Dintre cele două, este a doua ca masă și dimensiune. Poate fi descris aproximativ de un elipsoid de 15 × 12,2 × 10,4 km , ceea ce corespunde unui diametru mediu de 12,4 km și un volum de 998 km³ . Analizând perturbațiile produse de Deimos asupra mișcării Voyager 2 Orbiter și folosind observațiile astrometrice ale sondelor MGS și Mars Odyssey din 2006, o masă de 1,4762 × 10 15 kg . [76] Din aceste informații este posibil să se deducă o valoare pentru densitatea sa medie , estimată la 1.471 × 10 3 kg / m³ . [5]

Pentru comparație, Fobos este de aproximativ 7 ori mai masiv și de aproximativ 6 ori mai voluminos, cu o densitate medie estimată la 1.872 × 10 3 kg / m³ . [77]

Compoziţie

Informațiile despre compoziția lui Deimos au fost culese din măsurători spectroscopice efectuate de pe Pământ sau din sondele care orbitează Marte, deoarece nicio misiune spațială nu a ajuns vreodată la suprafața lunii.

În anii șaptezeci s- a dezvoltat ipoteza că Deimos și Fobos, caracterizate printr-o valoare destul de mică a albedo- ului și o densitate mai mică decât 2 × 10 3 kg / m³ , [12] aveau o compoziție similară asteroizilor de tip C (și, prin urmare, condrite carbonice ) și conțineau probabil gheață de apă în interiorul lor. [78] Aceste date au consolidat în consecință ipoteza că ar fi doi asteroizi capturați.

Observațiile efectuate în anii nouăzeci au identificat în schimb o asemănare mai mare cu asteroizii de tip D , [11] prezenți în porțiunea exterioară a centurii principale . La sfârșitul celor două mii de ani au fost făcute noi observații cu spectrometrul Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer pentru Marte la bordul Mars Reconnaissance Orbiter. Ambele luni au soluri caracterizate printr-o culoare roșiatică care nu prezintă linia tipică de absorbție a apei la 3 μm ; se pare, de asemenea, că prezența materialelor feminine la suprafață poate fi exclusă; în cele din urmă, în porțiunea roșie a spectrului , altfel destul de plană, este detectată o linie de absorbție aproape de 0,65 μm care ar putea fi asociată cu prezența filosilicaților feroși . [79] [80] Acest lucru ar confirma asemănările cu asteroizii de tip D și cu nucleii cometari dispăruți. [12]

Cu toate acestea, alte studii propun o explicație alternativă, compatibilă cu ipoteza că cei doi asteroizi s-au format prin acumulare în jurul planetei. Culoarea roșiatică a lui Deimos și Fobos ar fi de fapt o consecință a intemperiilor spațiale și compoziția lor ar putea găsi analogii cu cea a condritelor CM. Mai mult, acest lucru ar fi, de asemenea, compatibil cu ipoteza că cele două luni s-au format din materialul expulzat în spațiu de impacturile gigantice asupra planetei. [12]

Determinarea compoziției lui Deimos, precum și pentru Fobos, rămâne, în esență, o întrebare deschisă, puternic corelată cu cea a originii celor doi sateliți. [12]

Suprafaţă

Suprafața lui Deimos capturată de Viking 2 la 15 octombrie 1977 de la o distanță de 30 km.

Suprafața lui Deimos a fost fotografiată aproape în întregime. [81] Deimos apare de culoare roșiatică, cu nuanțe mai deschise care se concentrează pe crestele micilor podișuri și reliefuri și care au fost interpretate ca urmare a afloririi materialului substrat mai puțin modificat de intemperiile spațiale (expuse ca urmare a fenomenelor de alunecare a stratul de suprafață). [7] [82] Albedo-ul vizibil mediu al suprafeței a fost estimat la 0,068 ± 0,007, cu variații locale între 0,06 și 0,09. De asemenea, s-a constatat că emisfera „anterioară”, care se confruntă cu direcția înaintării lunii pe orbita sa, este cu 10% mai ușoară decât cea posterioară. [7]

În mod particular, suprafața pare foarte netedă, deși densitatea craterelor este similară cu cea a suprafeței Fobos și a platourilor lunare. [83] Acest lucru se datorează prezenței unui strat gros de regolit care umple aproape complet unele cratere. De asemenea, se crede că formarea unei concavități de aproximativ 10 km în diametru, prezentă în emisfera sudică, ar fi responsabilă pentru degradarea suprafeței. Energia seismică produsă de impact, de fapt, propagată prin întregul obiect sub formă de unde , ar fi determinat prăbușirea structurilor mai mici. [7] S-a emis ipoteza că un mecanism similar a acționat și asupra 243 Ida și 433 Eros .

Pentru materialul de suprafață a fost măsurată prin observațiile radar efectuate în 2005, o densitate de (1,1 ± 0,3) × 10 3 kg / m³ , ceea ce confirmă faptul că acest strat este compus dintr-un regolit foarte poros. [41]

Dintre craterele Deimos doar două au un nume, Swift și Voltaire ; prima are un diametru de 1 km , al doilea aproximativ 2 km .

Deimos în cultură

Printre primele referiri literare la Deimos și Fobos, pe lângă progresele menționate anterior de Swift și Voltaire, există câteva descrieri ale mișcării lor nocturne observate de la suprafața lui Marte. Dintre acestea, cea foarte exactă prezentă în capitolul XXII al cărții de știință-ficțiune To Mars via the moon: a astronomical story de Mark Wicks din 1911 [84] și cea inserată de Edgar Rice Burroughs în romanul Under the Moons of Mars of 1912 sunt de remarcat. [85]

Deimos este o oprire intermediară a expedițiilor umane pe Marte în diferite romane, printre care Edison's Conquest of Mars (1897) de Garrett P. Serviss , [86] și The Green of Mars ( Green Mars , 1993) de Kim Stanley Robinson , în scurt poveste Great Wall of Mars lansat în colecția Galactic North (2006) a lui Alastair Reynolds și în al cincilea episod Destination Deimos din primul sezon al seriei de desene animate Astro Boy (2003).

Mai mult, este uneori asociat cu civilizații extraterestre antice, cum ar fi în Universul de la amiază , conceput de frații Strugackij și în romanul Impact (2010) de Douglas Preston .

Notă

  1. ^ A b c (EN) Note: Sateliții lui Marte , în Observator, vol. 1, nr. 6, 20 septembrie 1877, pp. 181–185. Adus pe 9 martie 2012 .
  2. ^ a b Jacobson, RA , p. 676 , 2010.
  3. ^ a b c d e f g Valoare calculată .
  4. ^ Axa de rotație a lui Marte este înclinată cu 25,19 ° față de ecliptică .
  5. ^ a b c d e f g ( EN ) Deimos: Facts & Figures , on Solar System Exploration , NASA. Adus la 12 martie 2012 (arhivat din original la 12 octombrie 2012) .
  6. ^ Această valoare a fost măsurată între 19 și 21 august 2003, cu o săptămână înainte ca Marte să ajungă la periheliu . Pentru un corp la distanța lui Marte de Soare, temperatura de echilibru furnizată de modelul corpului negru este egală cu 237 K, pentru un corp care se rotește rapid și 282 K, pentru un corp care se rotește lent. Vezi Lynch, DK și colab. , p. 1460 , 2007.
  7. ^ a b c d și Thomas, PC și colab. , 1996.
  8. ^ a b c d e f g h Moore, P. , p. 119 , 2000.
  9. ^ (EN) Uniunea Astronomică Internațională, Sistemul Marte , Numele și Descoperitorii Planetei și Sateliților, Studiul Geologic al Statelor Unite. Adus la 20 august 2012 .
  10. ^ a b Veverka, J.; Burns, JA , p. 531 , 1980.
  11. ^ A b (EN) Grundy, WM, Fink, U., Deimos: Un spectru asteroid roșiatic, de tip D , în Harris, AW; Bowell, E. (ed.), Asteroids, Comets, Meteors , Lunar and Planetary Inst., 1992 [1991] , pp. 215-218, ISBN 978-0-942862-07-2 . Adus pe 27 martie 2012 .
  12. ^ a b c d e ( EN ) Murchie, SL, Rivkin, AS; Veverka, J; Thomas, PC; Chabot, NL, Raționamentul științific pentru explorarea robotică a Phobos și Deimos ( PDF ), Universitatea Johns Hopkins / Laboratorul de fizică aplicată, 2011. Accesat la 27 martie 2012 .
  13. ^ a b Morrison, D.; Cruikshank, DP; Burn, JA Introducerea sateliților în Burns, JA (eds) , p. 16 , 1977.
  14. ^ A b (EN) Hall, Asaph, Numele sateliților lui Marte , în Astronomische Nachrichten, Vol. 92, nr. 2187, 14 martie 1878, pp. 47–48, DOI : 10.1002/asna.18780920305 . URL consultato il 9 marzo 2012 .
  15. ^ a b c d Moore, P. , p. 117 , 2000.
  16. ^ Akones, K. Properties of orbits in Burns, JA (a cura di) , pp. 39 , 1977.
  17. ^ a b c ( EN ) North, Gerald, Advanced Amateur Astronomy , 2ª ed., Cambridge University Press, 1997, p. 200 , ISBN 0-521-57430-7 .
  18. ^ Moore, P. , p. 102 , 2000.
  19. ^ ( EN ) Veiga, CH, Phobos and Deimos CCD observations , in Astronomy and Astrophysics , vol. 487, n. 2, 2008, pp. 755-758, DOI : 10.1051/0004-6361:200809498 .
  20. ^ a b ( EN ) What do Phobos and Deimos look like from Mars? , su EarthSky , 23 settembre 2009. URL consultato l'11 marzo 2012 (archiviato dall' url originale il 25 settembre 2012) .
  21. ^ a b ( EN ) Apostolos Christou, Agnieszka Drewniak, Astronomical Phenomena from Mars , su arm.ac.uk , Armagh Observatory. URL consultato il 19 marzo 2012 (archiviato dall' url originale il 2 giugno 2008) .
  22. ^ ( EN ) Michael J. de F. Maunder, Patrick Moore,Transit: when planets cross the sun , Springer, 2000, p. 87 , ISBN 1-85233-621-8 .
  23. ^ ( EN ) David Shayler, Andrew Salmon, Michael Derek Shayler, Phobos and Deimos , in Marswalk One: first steps on a new planet , Springer, 2005, pp. 16-17, ISBN 1-85233-792-3 .
  24. ^ ( EN ) Norman Davidson, Astronomy and the imagination: a new approach to man's experience of the stars , Routledge, 1987, p. 141, ISBN 0-7102-1179-1 .
  25. ^ a b ( EN ) Deimos! MGS MOC Release No. MOC2-1551, 11 August 2006 , su msss.com , Malin Space Science System. URL consultato il 25 marzo 2012 .
  26. ^ "Venere non ha satelliti, la Terra ne ha uno e Giove ne ha quattro. Marte, perciò, non può che averne due", con l'assunzione errata che il numero dei satelliti dei pianeti del sistema solare segua una progressione geometrica di ragione 2 e fattore di scala 1. Idea che viene generalmente attribuita a Keplero. Si veda anche ( EN ) Close Inspection for Phobos , su sci.esa.int , ESA Portal, 3 agosto 2006 (ultimo aggiornamento). URL consultato il 24 marzo 2012 .
  27. ^ Fabio Zugno, Anticipazioni dei satelliti di Marte , su La scoperta dei nuovi pianeti e satelliti , Padova, luglio 2009. URL consultato il 9 marzo 2012 .
  28. ^ ( EN ) Kevin Brown, Galileo's Anagrams and the Moons of Mars , su mathpages.com , Math Pages. URL consultato l'8 marzo 2012 .
  29. ^ Jonathan Swift , I viaggi di Gulliver . Parte III, Capitolo III, 1726.
  30. ^ Angela, Piero, Angela, Alberto, Viaggio nel cosmo , RAI-ERI Mondadori, 1997, ISBN 88-04-40178-8 .
  31. ^ ( EN ) William Sheehan, The Hurtling Moons of Mars , in The Planet Mars: A History of Observation and Discovery , Tucson, University of Arizona Press, 1996.
  32. ^ Unione Astrofili Italiani, Voltaire, Micromega , su astrocultura.uai.it , Astrocultura UAI, 2003. URL consultato il 9 marzo 2012 .
  33. ^ ( EN ) Hall, Asaph, Observations of the Satellites of Mars , in Astronomische Nachrichten , vol. 91, 1877, pp. 11-16, DOI : 10.1002/asna.18780910103 . URL consultato il 9 marzo 2012 .
  34. ^ Morley, TA , p. 209 , 1989.
  35. ^ Hunt, GE et al. , p. 91 , 1978.
  36. ^ Royal Astronomical Society , pp. 205-209 , 1878.
  37. ^ a b c d Morley, TA , p. 210 , 1989.
  38. ^ Hunt, GE et al. , p. 92 , 1978.
  39. ^ Hunt, GE et al. , pp. 92-93 , 1978.
  40. ^ ( EN ) Lainey, V., Dehant, V.; Pätzold, M., First numerical ephemerides of the Martian moons , in Astronomy and Astrophysics , vol. 465, n. 3, 2007, pp. 1075-1084, DOI : 10.1051/0004-6361:20065466 .
  41. ^ a b ( EN ) Busch, MW, Ostro, SJ; et al. , Arecibo radar observations of Phobos and Deimos , in Icarus , vol. 186, n. 2, 2007, pp. 581-584, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.11.003 .
  42. ^ a b ( EN ) Pollack, JB et al. , Mariner 9 television observations of Phobos and Deimos , in Icarus , vol. 17, n. 2, 1972, pp. 394–407, DOI : 10.1016/0019-1035(72)90007-3 .
  43. ^ Hunt, GE et al. , pp. 97-98 , 1978.
  44. ^ ( EN ) E. Bell (a cura di), Viking 2 Orbiter , su nssdc.gsfc.nasa.gov , National Space Science Data Center (NSSDC), NASA. URL consultato il 24 marzo 2012 .
  45. ^ ( EN ) Phobos and Deimos astrometric observations from Viking , in Astronomy and Astrophysics , vol. 201, n. 1, 1988, pp. 169-176. URL consultato il 24 marzo 2012 .
  46. ^ ( EN ) Williams, BG, Duxbury, TC; Hildebrand, CE, Improved Determination of Phobos and Deimos Masses from Viking Fly-Bys , in Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference , vol. 19, 1988, p. 1274. URL consultato il 10 marzo 2012 .
  47. ^ a b Hunt, GE et al. , pp. 98-100 , 1978.
  48. ^ ( EN ) Lunine, JI, Neugebauer, G.; Jakosky, BM; Miner, ED, Infrared observations of Phobos and Deimos from Viking , in Abstracts of Papers presented to the Third International Colloquium on Mars, co-sponsored by the National Aeronautics and Space Administration, LPI, and the Division of Planetary Sciences of the American Astronomical Society. Held in Pasadena, California, August 31-September 2, 1981. LPI Contribution 441 , Houston, Lunar and Planetary Institute, 1981, p139. URL consultato il 24 marzo 2012 .
  49. ^ ( EN ) Duxbury, TC, Veverka, J., Deimos encounter by Viking - Preliminary imaging results , in Science , vol. 201, 1978, pp. 812-814, DOI : 10.1126/science.201.4358.812 .
  50. ^ Ulivi, P.; Harland, DM , p. 149 , 2009.
  51. ^ Ulivi, P.; Harland, DM , p. 160 , 2009.
  52. ^ Ulivi, P.; Harland, DM , p. 421 , 2009.
  53. ^ Gondet, B., Bibring, J.-P., Deimos and Phobos Compared Observations by OMEGA/MEX ( PDF ), 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19–23, 2012 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1659, id.2041 . URL consultato il 25 marzo 2012 .
  54. ^ ( EN ) Pioneering images of both martian moons , su esa.int , ESA Portal, 11 dicembre 2009. URL consultato il 25 marzo 2012 .
  55. ^ ( EN ) Thomas, N. et al. , Spectral heterogeneity on Phobos and Deimos: HiRISE observations and comparisons to Mars Pathfinder results , in Planetary and Space Science , vol. 59, n. 13, 2011, pp. 1281-1292, DOI : 10.1016/j.pss.2010.04.018 .
  56. ^ Ulivi, P.; Harland, DM , p. 456 , 2009.
  57. ^ ( EN ) Thomas, N., Observations of Phobos, Deimos, and bright stars with the Imager for Mars Pathfinder , in Journal of Geophysical Research , vol. 104, E4, 1999, pp. 9055-9068, DOI : 10.1029/98JE02555 .
  58. ^ ( EN ) Two Moons Passing in the Night , su marsrovers.jpl.nasa.gov , NASA. URL consultato il 10 marzo 2012 .
  59. ^ ( EN ) Bell, J. F et al. , Solar eclipses of Phobos and Deimos observed from the surface of Mars , in Nature , vol. 436, n. 7047, 2005, pp. 55-57, DOI : 10.1038/nature03437 .
  60. ^ ( EN ) Emily Lakdawalla, Movie of Phobos and Deimos from Curiosity: super cool and scientifically useful , su planetary.org , The Planetary Society, 16 agosto 2013. URL consultato il 4 settembre 2013 .
  61. ^ ( EN ) Guy Webster, NASA Rover Gets Movie as a Mars Moon Passes Another , su nasa.gov , NASA, 15 agosto 2013. URL consultato il 4 settembre 2013 .
  62. ^ L'acronimo TRS (talvolta TRM) sta per Technology Reference Studies/Missions.
  63. ^ Falkner, P., Deimos Sample Return , su sci.esa.int , ESA, 8 febbraio 2006. URL consultato il 7 agosto 2012 .
  64. ^ Renton, D., Falkner, P.; Peacock, A., Deimos sample return , 35th COSPAR Scientific Assembly. Held 18 - 25 July 2004, in Paris, France , 2004, p. 1555. URL consultato il 7 agosto 2012 .
  65. ^ Quantius, D. et al. , Low Cost Mission to Deimos , 38th COSPAR Scientific Assembly. Held 18-15 July 2010, in Bremen, Germany, p.2 , 2010. URL consultato il 7 agosto 2012 .
  66. ^ a b Veverka, J.; Burns, JA , pp. 527-529 , 1980.
  67. ^ ( EN ) Duxbury, TC, Callahan, JD, Pole and prime meridian expressions for PHOBOS and Deimos , in Astronomical Journal , vol. 86, 1981, pp. 1722-1727, DOI : 10.1086/113056 . URL consultato il 26 marzo 2012 .
  68. ^ Per il moto di precessione degli apsidi è stata calcolata una velocità , , di 0,0179°/giorno; per la retrogradazione dei nodi una velocità, , di - 0,0181°/giorno, il cui segno negativo sottolinea il fatto che avviene in direzione retrograda, opposta rispetto a quella del moto della luna. Cfr. Jacobson, RA , p. 676 , 2010.
  69. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 529-530 , 1980.
  70. ^ a b ( EN ) Craddock, RA, Are Phobos and Deimos the result of a giant impact? , in Icarus , vol. 211, n. 2, 2011, pp. 1150-1161, DOI : 10.1016/j.icarus.2010.10.023 .
  71. ^ a b Landis, GA, Origin of Martian Moons from Binary Asteroid Dissociation , American Association for Advancement of Science Annual Meeting February 14-19, 2002, Boston MA , 2009. URL consultato il 7 agosto 2012 .
  72. ^ a b Hunt, GE et al. , pp. 101-107 , 1978.
  73. ^ a b c Veverka, J.; Burns, JA , pp. 551-555 , 1980.
  74. ^ ( EN ) Lambeck, K., On the orbital evolution of the Martian satellites ( abstract ), in Journal of Geophysical Research , vol. 84, 1979, pp. 5651-5658, DOI : 10.1029/JB084iB10p05651 .
  75. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 530-531 , 1980.
  76. ^ Lavori più recenti forniscono valori leggermente maggiori della massa di Deimos. Un confronto tra i vari valori proposti è presente in Jacobson, RA , tab. 3, p. 672 , 2010. In tale lavoro il dato della massa è fornito nella forma di parametro gravitazione, GM, ovvero del suo prodotto per la costante di gravitazione universale .
  77. ^ ( EN ) Phobos: Facts & Figures , su Solar System Exploration , NASA. URL consultato il 12 marzo 2012 (archiviato dall' url originale il 14 ottobre 2012) .
  78. ^ ( EN ) Pang, KD, Rhoads, JW; Lane, AL; Ajello, JM, Spectral evidence for a carbonaceous chondrite surface composition on Deimos , in Nature , vol. 283, 1980, pp. 277-278, DOI : 10.1038/283277a0 .
  79. ^ ( EN ) Rivkin, AS, Brown, RH; Trilling, DE; Bell, JF; Plassmann, JH, Near-Infrared Spectrophotometry of Phobos and Deimos , in Icarus , vol. 156, n. 1, 2002, pp. 64-75, DOI : 10.1006/icar.2001.6767 .
  80. ^ Rivkin, AS et al. , MRO/CRISM Observations of Phobos and Deimos ( PDF ), European Planetary Science Congress 2009, held 14-18 September in Potsdam, Germany , p. 723. URL consultato il 27 marzo 2012 .
  81. ^ ( EN ) Thomas, PC, Surface features of Phobos and Deimos , in Icarus , vol. 40, 1979, pp. 223-243, DOI : 10.1016/0019-1035(79)90069-1 .
  82. ^ ( EN ) Thomas, P., Veverka, J., Downslope movement of material on Deimos , in Icarus , vol. 42, 1980, pp. 234-250, DOI : 10.1016/0019-1035(80)90073-1 .
  83. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 537-541 , 1980.
  84. ^ ( EN ) Mark Wicks, Celestial Phenomena seen from Mars , in To Mars Via the Moon: An Astronomical Story , Ayer Publishing, 1911, ISBN 978-0-405-06318-3 . URL consultato il 7 agosto 2012 .
  85. ^ Benedetti, Francesca, Sotto le lune di Marte , su astrocultura.uai.it , Astrocultura UAI, 2003. URL consultato il 7 agosto 2012 .
  86. ^ ( EN ) Serviss, GP, On One of Mars' Moons , in Edison's Conquest of Mars , Progetto Gutenberg , 2006 [1897] . URL consultato il 7 agosto 2012 .

Bibliografia

Altri progetti

Collegamenti esterni

Resoconti della scoperta

Altri collegamenti

Controllo di autorità VIAF ( EN ) 246239121 · LCCN ( EN ) sh2007003501 · GND ( DE ) 4311669-3 · WorldCat Identities ( EN ) viaf-246239121
Marte Portale Marte : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di Marte
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 20 agosto 2012 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue