Sateliții naturali ai lui Marte

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Marte
Mars Hubble.jpg
Această casetă: v. D. · M.

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Marte (astronomie) .

Planeta Marte are doi mici sateliți naturali : Fobos și Deimos . Este singura planetă stâncoasă din sistemul solar interior care are un sistem de sateliți.

Descoperite în august 1877 de Asaph Hall , ele călătoresc prin orbite prograde aproape circulare, foarte aproape de planul ecuatorial al lui Marte . [1] Phobos, cel mai interior, își completează orbita în puțin peste o treime din perioada de rotație a planetei - un caz unic în sistemul solar. În consecință, acesta este supus unor acțiuni semnificative ale mareelor ​​de către Marte, care determină o reducere constantă a orbitei [2] și care vor provoca în cele din urmă dezintegrarea acesteia. [3]

Au o formă neregulată, care nu poate fi rezolvată de Pământ . [4] Au fost fotografiate și studiate în principal de sondele spațiale al căror obiectiv principal a fost studiul lui Marte. Originea lor este încă o întrebare deschisă. [5] Unii cred că sunt asteroizi capturați, alții speculează că s-au format prin acumulare în procesul care a dus și la formarea planetei Marte. [6] [7]

Observare

De pe pământ

Observarea lui Phobos și Deimos de pe Pământ este împiedicată de dimensiunile reduse ale celor două obiecte și de apropierea lor de planeta roșie. [8] Sunt observabile doar pentru o perioadă limitată de timp, când Marte este aproape de opoziție , [9] și apar ca obiecte punctuale, fără a fi posibil să se rezolve forma lor. [4] În această circumstanță, Phobos atinge o magnitudine de 11,6 și Deimos de 12,8. [10] Marte, prin comparație, poate atinge o magnitudine maximă de -2,8 [11], făcându-l puțin mai puțin de șase sute de mii de ori mai luminos decât Phobos și de peste un milion de ori mai luminos decât Deimos. În plus, opoziția Fobos și Deimos se abat de la planetă în medie cu 24,6 și respectiv 61,8 secunde de arc . [10]

Pentru a le observa, în condiții deosebit de favorabile, este necesar să aveți un telescop de cel puțin 12 inci (30,5 cm). [12] 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. [13]

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 , Fobos în opoziție (corespunzător unei faze a lunii pline) apare la fel de mare ca o treime din Lună văzută de pe Pământ. La creșterea sa are un diametru unghiular de 8 ' ; la zenitul lui 12 ', 3. [10] Se pare mai mic cu cât latitudinea observatorului este mai mare și este complet invizibil (adică întotdeauna dincolo de orizont) din regiunile polare ale planetei. [14] Atinge o magnitudine aparentă maximă de -3,9. [10] Deimos, pe de altă parte, apare ca o stea strălucitoare sau o planetă (atinge o magnitudine maximă de -0,1 [10] ), puțin mai mare decât Venus așa cum se vede de pe Pământ; are un diametru unghiular de aproximativ 2 '. Amândoi experimentează fenomenul fazelor . [14] [15]

Un tranzit al lui Phobos de pe Marte , văzut de la rover-ul Opportunity pe 10 martie 2004 .

Diametrul unghiular al Soarelui văzut de pe Marte este de aproximativ 21 '. În consecință, nu pot apărea eclipse totale pe planetă, deoarece cele două luni sunt prea mici pentru a acoperi discul solar în întregime. Pe de altă parte, din ecuator este posibil să observăm tranzitele lui Phobos aproape în fiecare zi; sunt foarte rapide și durează mai puțin de o jumătate de minut pentru a finaliza. [8] [16] Deimos, pe de altă parte, tranzitează pe discul solar aproximativ o dată pe lună, dar fenomenul care durează aproximativ un minut și jumătate [8] rămâne abia vizibil. [14]

Mișcarea lui Fobos este foarte rapidă, crește în vest și se setează în est, [17] cu o perioadă aparentă de 11 ore (în 4,5 din care traversează cerul, crescând din nou 6,5 ore mai târziu). [8] Deimos, pe de altă parte, fiind chiar deasupra orbitei aerosincrone , se ridică în est și se instalează încet în vest 2,7 zile mai târziu.

Istoria observațiilor

Înaintări

La începutul secolului al XVII-lea , Kepler a emis ipoteza că Marte ar putea avea sateliți, deoarece se știa atunci că planeta care o precede avea unul, Pământul și patru, cea imediat următoare, Jupiter . [18] Presupunând că numărul sateliților planetelor din sistemul solar a urmat o progresie geometrică , Marte ar fi avut doi sateliți. [19]

În 1721, William Derham a emis ipoteza în lucrarea sa Astro-Theology că Marte, atât de asemănător cu Pământul, poseda lunile care nu fuseseră încă observate deoarece erau mici și nu foarte strălucitoare și chiar și în Germania existența lor fusese ipotezată. [18]

În 1726 , Jonathan Swift , probabil inspirat de ipoteza lui Kepler, [19] în Călătoriile lui Gulliver a descris doi sateliți care orbitează Marte.

( EN )

„Au descoperit, de asemenea, două stele mai mici, sau„ sateliți ”, care se învârt în jurul lui Marte, dintre care cele mai interioare sunt îndepărtate de centrul planetei primare exact trei dintre diametrele sale și cele mai exterioare cinci; primul se învârte în zece ore, iar celălalt în douăzeci și unu și jumătate; astfel încât pătratele timpurilor lor periodice sunt foarte apropiate în aceeași proporție cu cuburile distanței lor de centrul lui Marte, ceea ce arată în mod evident că sunt guvernate de aceeași lege a gravitației, care influențează celelalte corpuri cerești ... "

 ( IT )

„Ei [astronomii lapuzieni] au descoperit, de asemenea, două stele minore, doi„ sateliți ”, pe orbita din jurul lui Marte, al cărui interior este exact de trei ori diametrul celui din urmă din centrul planetei-mamă, iar cel mai exterior cinci; primul se rotește în zece ore, iar al doilea în douăzeci și unu și jumătate; astfel încât pătratele perioadelor lor să fie aproximativ proporționale cu cuburile distanțelor lor față de centrul lui Marte și acest lucru demonstrează că sunt guvernate în mod evident de aceeași lege a gravitației care influențează [mișcările] celorlalte corpuri cerești ... "

( Jonathan Swift , Călătoriile lui Gulliver . Partea a III-a, capitolul III, 1726 )

Este interesant de observat că, dacă alegerea uneia dintre cele două orbite a fost probabil lăsată la voia întâmplării, cealaltă a fost dedusă conform celei de-a treia legi a lui Kepler . Mai mult, anticipând o trăsătură care aparține lui Phobos, ambele luni finalizează o revoluție într-o perioadă mai scurtă decât cea a rotației planetei, pe atunci deja cunoscută. [18]

Sateliți similari au fost descriși și de Voltaire , probabil influențat de Swift [20], în relatarea sa filosofică Micromega din 1752 . [21]

( FR )

«Ils côtoyèrent la planète de Mars, qui, comme on sait, est cinq fois plus petite que notre petit globe; ils virent deux lunes qui servent à cette planète "

 ( IT )

„Au înconjurat planeta Marte care, după cum știe toată lumea, este de cinci ori mai mică decât globul nostru mic; au văzut două luni care acționează ca sateliți pe această planetă "

( Voltaire, Micromega . Capitolul III, 1752 )
Telescopul folosit pentru descoperirea ambilor sateliți naturali ai lui Marte.

Ulterior, alții au propus existența lunilor de pe Marte în lucrări pe care le-am putea atribui totuși genului science fiction . [18]

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 , la Washington . [22] [23] [24] 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.

Hall a descris descoperirea în notele sale după cum urmează: [25]

( EN )

„Am repetat examinarea în prima parte a nopții de 11 august și, din nou, nu am găsit nimic, dar încercând din nou câteva ore mai târziu, am găsit un obiect slab în partea următoare și puțin la nord de planetă. Abia am avut timp să asigur o observație a poziției sale, când ceața din râu a oprit lucrarea. Aceasta a fost la două jumătate în noaptea de 11. Vremea înnorată a intervenit câteva zile.
La 15 august, vremea părea mai promițătoare, am dormit la Observator. Cerul s-a curățat cu o furtună la ora 11 și căutarea a fost reluată. Totuși, atmosfera se afla într-o stare foarte proastă, iar Marte era atât de aprins și instabil încât nu se putea vedea nimic din obiect, despre care știm acum că era la acel moment atât de aproape de planetă încât să fie invizibil.
Pe 16 august, obiectul a fost găsit din nou pe următoarea parte a planetei, iar observațiile din acea noapte au arătat că se mișca împreună cu planeta și, dacă un satelit, era aproape de unul dintre alungirile sale. Până în acest moment nu spunusem nimănui la Observatorul căutării unui satelit de pe Marte, dar la ieșirea din observator după aceste observații din data de 16, cam la ora trei dimineața, i-am spus asistentului meu, George Anderson , căruia îi arătasem obiectul, că am crezut că am descoperit un satelit al lui Marte. I-am spus, de asemenea, să tacă, pentru că nu mi-aș fi dorit să se spună nimic până când chestiunea va fi fără îndoială. El nu a spus nimic, dar lucrul a fost prea bun pentru a fi păstrat și l-am lăsat singur. La 17 august, între orele unu și două, în timp ce îmi reduceam observațiile, profesorul Newcomb a venit în camera mea să-și ia masa și i-am arătat măsurile mele ale obiectului slab de lângă Marte, care a dovedit că se mișcă cu planeta.
Pe 17 august, în timp ce aștepta și privea luna exterioară, cea interioară a fost descoperită. Observațiile din 17 și 18 au pus fără îndoială caracterul acestor obiecte și descoperirea a fost anunțată public de amiralul Rodgers. "

 ( IT )

«Am repetat observația în prima parte a nopții de 11 [august] și din nou nu am găsit nimic, dar încercând din nou câteva ore mai târziu am găsit un obiect slab în amonte și puțin la nord de planetă. Abia am avut timp să asigur o observație a poziției sale că ceața din râu mi-a întrerupt munca. Acest lucru s-a întâmplat la două jumătate în noaptea de 11. Câteva zile cerul a rămas acoperit.
Pe 15 august vremea părea mai promițătoare și am dormit la Observator. Cerul s-a deschis după o furtună la ora 11 și căutarea a fost reluată. Cu toate acestea, condițiile proaste de observare au persistat și Marte a apărut aprins și instabil, astfel încât obiectul să nu poată fi distins, cu atât mai mult știind astăzi că era atât de aproape de planetă încât să fie invizibil.
Pe 16 august am găsit obiectul în amonte de planetă și observațiile din acea noapte au arătat că se mișca împreună cu planeta și, dacă era un satelit, era aproape de alungirea sa. Până atunci nu am spus nimic în cadrul Observatorului despre căutarea unui satelit de pe Marte, dar, la ieșirea din observator după astfel de observații pe 16 la trei dimineața, i-am spus asistentului meu, George Anderson, căruia îi arătasem obiectul, despre care credeam că descoperisem un satelit al lui Marte. De asemenea, l-am rugat să păstreze secretul, pentru că nu am vrut să se vorbească despre asta până când descoperirea nu va fi sigură. Nu a spus nimic, dar a fost prea bine ca să păstrez un secret și l-am lăsat să-mi alunece singur. Pe 17 august, între orele unu și două, în timpul lucrărilor de reducere a observației din noaptea precedentă, profesorul Newcomb a venit în camera mea să ia masa de prânz și i-am arătat măsurătorile mele ale obiectului slab de lângă Marte, care a arătat că se mișca odată cu planetă.
Pe 17 august, în timp ce așteptam să caut luna cea mai exterioară, am descoperit-o pe cea mai interioară. Observațiile din 17 și 18 au clarificat ultimele îndoieli cu privire la caracterul acestor obiecte și descoperirea a fost anunțată public de amiralul Rodgers. "

( Asaph Hall, 1877 )
Asaph Hall .

Numele celor două luni, adoptate inițial odată cu ortografia Phobus și Deimus , au fost propuse de Henry Madan (1838-1901), „Maestrul științei” din Eton și amintesc de cele ale personajelor lui Fobos ( frică ) și Deimos ( teroare ) , care, potrivit mitologiei grecești, și-au însoțit tatăl, Ares , zeul războiului, în luptă. [26] Ares este echivalentul grecesc al zeității romane Marte.

( EL )

"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

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 cei doi sateliți în condiții de alungire adecvată, care apar aproximativ la fiecare doi ani, cu evenimente 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. [27]

În următorii patruzeci de ani, majoritatea observațiilor (mai mult de 85% din totalul celor efectuate între 1888 și 1924) au avut loc la două observatoare americane, Observatorul Naval al Statelor Unite și Observatorul Lick , [27] cu scopul, printre altele, pentru a determina direcția axei de rotație a planetei. [28] 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. [27]

Farsa din 1959
P sci-fi.png

În 1959, scriitorul științific american Walter Scott Houston a jucat un celebru joc al lui Fool April pe Great Plains Observer , afirmând: „Dr. Arthur Hayall de la Universitatea din Sierras raportează că lunile de pe Marte sunt de fapt sateliți artificiali”. [29] Atât Dr. Arthur Hayall, cât și Universitatea din Sierras au fost inventate, totuși batjocura a ajuns la notorietate internațională când a fost preluată de omul de știință sovietic Iosif Shklovskij , care a repropus-o într-un interviu la Komsomolskaya Pravda [30] și mai târziu în carte Viața inteligentă în univers (1966) scrisă de el împreună cu Carl Sagan . [31]

În carte, cei doi presupun că Phobos este încetinit de rezistența exercitată de atmosfera slabă marțiană . Pentru ca acest lucru să fie posibil, totuși, Fobos ar trebui să aibă o densitate egală cu o miime din cea a apei și pentru a justifica această valoare, Šklovskij și Sagan fac ipoteza că este un obiect artificial gol. [32]

În următorii cincisprezece ani, căutările au fost puține sau nule și au fost reluate în 1956, având ca scop identificarea oricăror alți sateliți. Ipoteza, avansată de Bevan P. Sharpless în 1945, că mișcarea lui Fobos se accelerează, provocând și o reducere a axei semi-majore a orbitei, a generat un interes reînnoit. A apărut o controversă asupra realității actuale a fenomenului și asupra amplorii și cauzei accelerării care a dus la noi observații în anii 1960 și 1970 . [27] [33]

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 . [34]

În primii ani ai secolului 21 , au fost efectuate și noi cercetări pentru a determina prezența oricăror sateliți neregulați de pe Marte. Showalter și colab. a efectuat o cercetare în acest sens în 2001, cu telescopul spațial Hubble , excluzând prezența altor sateliți (mai mari de 100 de metri) în porțiunea cea mai apropiată de planeta sferei Martian Hill . Scott S. Sheppard și David Jewitt au repetat căutarea în 2004 cu telescopul franco-canadian de 3 m diametru la observatorul Mauna Kea din Hawaii , excluzând prezența sateliților suplimentari cu magnitudine mai mică de 23,5 (corespunzător obiectelor cu o dimensiune de 90 de metri, cu un albedo de 0,07). [35] În 2005, observațiile radar ale ambilor sateliți au fost efectuate și de radiotelescopul Arecibo, care a produs unele estimări ale densității materialului de suprafață. [36]

Misiuni spațiale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Explorarea lui Marte .
Imaginea la scară a lui Fobos (sus) și Deimos (jos).

Phobos și Deimos au fost fotografiați și studiați în principal de sonde spațiale al căror obiectiv principal era studiul lui Marte. Primele imagini cu Fobos au fost colectate de Mariner 7 în 1969, [37] [38] dar tocmai cu Mariner 9 în 1971 a fost realizat un studiu detaliat al ambilor sateliți. Au fost determinate dimensiunea, forma, perioada de rotație, au fost identificate unele caracteristici ale suprafeței și s-a îmbunătățit cunoașterea mișcării lor orbitale. [39] De asemenea, a fost detectată prezența unui strat de regulită pe suprafața ambelor. [40]

Cu Programul Viking s-a înregistrat o creștere suplimentară a cunoștințelor pe ambii sateliți, datorită atât îmbunătățirilor tehnice introduse în sistemele de colectare a imaginilor, cât și pasajelor mai strânse pe care cei doi orbitatori le-au realizat în special cu Fobos. [41] Variațiile de culoare au fost detectate pe Fobos, a căror masă, [42] densitatea a fost determinată și vârsta și compoziția estimate. [41]

În 1998 și 2003, sonda SUA Mars Global Surveyor a colectat atât imagini directe ale Fobos, cât și urmărirea umbrei sale pe suprafața planetei. Acest lucru a făcut posibilă calcularea mai precisă a orbitei lunii și a accelerației pe care i-o conferă efectele de maree ale lui Marte. [43] Datele colectate de sonda europeană Mars Express [34] au fost, de asemenea, utilizate în acest scop, care a efectuat, de asemenea, zboruri apropiate ale Fobos în 2004, [44] [45] 2008 [46] și 2010, [47] ce observații îndepărtate ale lui Deimos. În cele din urmă, în 2007 și 2008, Mars Reconnaissance Orbiter a colectat imagini de înaltă rezoluție ale ambilor sateliți. [48]

Imaginile lui Deimos și Fobos au fost, de asemenea, colectate de pe suprafața lui Marte , prin camerele landerilor și roverilor prezenți acolo, atât în ​​imagini de noapte [49], cât și în imagini de zi în timpul tranzitelor pe discul solar. [50]

Rusia a lansat două misiuni în 1988 - Fobos 1 și 2 - și Fobos-Grunt în 2011, care trebuiau să aterizeze pe Fobos; ultima, în special, trebuia să aducă probe înapoi la pământ. Cu toate acestea, toate trei au eșuat, primele două în apropierea țintei lor, [51] Fobos-Grunt pe orbită mică a Pământului , imediat după lansare. [52]

Atingerea sateliților de pe Marte este uneori menționată ca un pas intermediar în explorarea umană a planetei roșii. [53]

Caracteristici

Fobos și Deimos capturați de Mars Reconnaissance Orbiter al NASA în 2008 și, respectiv, în 2009.

Caracteristici fizico-chimice

Fobos și Deimos au o formă neregulată. [54] Primul, cel mai mare dintre cele două, poate fi descris aproximativ de un elipsoid de 26,8 × 22,4 × 18,4 km, care corespunde unui diametru mediu de 22,2 km; [55] al doilea are dimensiuni de 15 × 12,2 × 10,4 km, deci un diametru mediu de 12,4 km. [56] Analizând perturbările produse de cele două luni în mișcarea unor sonde spațiale care se apropiau de ele, a fost estimată o masă de 1,0659 × 10 16 kg pentru Fobos [55] și de 1,4762 × 10 15 kg pentru Deimos. [56] [57] Din aceste informații se poate deduce o valoare pentru densitatea medie a celor două obiecte, estimată la 1.872 × 10³ kg / m³ pentru Fobos [55] și 1.471 × 10³ kg / m³ pentru Deimos. [56] Astfel de valori scăzute pot fi determinate de o porozitate internă ridicată (adică de prezența cavităților) [58] sau de o compoziție în care substanțele volatile, cum ar fi gheața de apă , sunt amestecate cu roca . [59] [60]

Phobos și Deimos sunt adesea asociați spectral cu asteroizii de tip C sau D , [61] care populează regiunile ultraperiferice ale centurii principale și despre care se crede că conțin gheață de apă. Cu toate acestea, detecțiile au tranzitat sondele spațiale în imediata apropiere a Fobos, indicând faptul că suprafața este compusă dintr-un regolit anhidru, [62] caracterizat printr-o porozitate ridicată. [63]

Suprafețele ambilor sateliți sunt puternic craterate, cu densitatea craterului apropiată de cea a platourilor lunare. Cu toate acestea, cea a lui Deimos pare mai fină și acest lucru s-ar putea datora regulitului prezent pe lună, care ar fi umplut interiorul craterelor. [64] Suprafața Fobos este încrucișată de un sistem de dungi despre care se crede că sunt legate de evenimentul care a produs cel mai mare crater de impact pe Lună, Craterul Stickney , din care par să radieze. [65] Într-un studiu din 2006, totuși, au fost identificate diferite grupuri sau „familii”. Prin urmare, s-a sugerat că acestea ar fi putut fi cauzate de căderea materialului, expulzat în spațiu în urma impacturilor care ar fi avut loc pe planetă. [66]

Parametrii orbitali

Phobos și Deimos călătoresc de-a lungul orbitelor prograde aproape circulare , foarte aproape de planul ecuatorial al lui Marte. [1] [67] Phobos își completează orbita în 7,65 h , un timp mai mic decât perioada de rotație a planetei în sine - un caz unic în sistemul solar; Deimos în aproximativ 30 de ore. [68] Ambele se află într-o rotație sincronă cu planeta [69] și în virtutea acesteia se întorc întotdeauna aceeași față spre suprafața marțiană.

Marte , Phobos și Deimos , la scară.

Asimetria câmpului gravitațional marțian oferă ambelor orbite o precesiune de aproximativ douăzeci și patru de ori mai rapidă pentru Phobos decât pentru Deimos. [1] Fobos, în plus, suferă o accelerație estimată la 1,270 ± 0,003 × 10 −3 ° / an², [70] [71] ceea ce determină o reducere constantă a orbitei sale și care ar putea duce luna să precipite pe planetă într-o timp între treizeci și cincizeci de milioane de ani. [2] Cu toate acestea, este probabil ca efectele de maree care determină decăderea orbitei Fobos să spargă luna când se apropie de suprafață, depășind limita Roche . [3] Deimos suferă în schimb o decelerare lentă care ar trebui să-l îndepărteze inexorabil de planetă, dar într-un timp extrem de lung. [72]

Antrenament și evoluție

Originea sateliților naturali ai lui Marte este încă o întrebare deschisă [5] [73], 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. [6] [7]

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 actuale 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 lungă decât cele în care ar fi trebuit să aibă loc și pune limite serioase acestei teorii, [6] [7] 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]

O variantă a mecanismului de captare avansat în anii 1970 prezice că, într-o fază primordială a formării sistemului solar, coliziunea dintre doi asteroizi din vecinătatea planetei a dus la capturarea ambelor (sau a unor fragmente ale acestora) de către Marte . [6] [7] Geoffrey Landis în 2009 a reluat ipoteza capturii, făcând ipoteza în lumina noilor descoperiri pe asteroizi că Fobos și Deimos erau lunile asteroidale ale obiectelor de mărimea lui Ceres sau componente ale asteroizilor binari în contact , care ar fi abordați planeta cu o viteză aproape nulă de exces hiperbolic . Prin urmare, separarea cuplului ar fi dus la capturarea uneia dintre cele două componente. Cu toate acestea, modelul propus de Landis a fost folosit, oferind în plus un rezultat favorabil, doar în descrierea capturii lui Fobos. [73]

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. [7] Robert A. Craddock a propus în 2011 că impactul unui al treilea corp asupra planetei 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 gravitație scăzută ar explica densitățile lor. [5] Deja în 1982, Schultz și Lutz-Garihan au emis ipoteza, în lumina unor regularități ale craterelor de impact prezente pe suprafața lui Marte , că planeta era înconjurată de o serie de sateliți care, într-o zonă foarte îndepărtată, faza istoriei sale, afectată progresiv la suprafață. [75]

Inele planetare

Din anii 1970, s-a speculat că Marte ar putea fi înconjurat de centuri de praf asociate cu Phobos și Deimos. [76] [77] Steven Soter în 1971 a observat de fapt că resturile generate de impactul obiectelor hiper-rapide cu cele două luni ale planetei ar trebui să aibă o viteză suficientă pentru a depăși gravitatea slabă a lui Fobos și Deimos și a intra pe orbita în jurul Marte, unde s-ar acumula în principal în apropierea orbitelor celor doi sateliți. [78] Deși această ipoteză este larg acceptată, [79] [80] cercetarea nu a reușit să producă observații care să o susțină. [76]

Prospect

Mai jos este un tabel cu datele sateliților de pe Marte, ordonați în funcție de perioada de revoluție din jurul planetei.

Nume Dimensiuni Masa Densitate medie Axa semi-majoră Perioadă orbitală Orbita etc. Înclinare orbită. [81] Scoperta
Marte I Fobos 26,8 × 22,4 × 18,4 km 1,0659 × 10 16 kg 1,872 × 10³ kg/m³ 9 375 km [1]
2,76 R ♂ [82]		 7,65 h 0,01511 1,0756° 1877
Marte II Deimos 15 × 12,2 × 10,4 km 1,4762 × 10 15 kg 1,471 × 10³ kg/m³ 23 459 km [1]
6,90 R ♂ [82]		 30,30 h 0,00024 1,7878° 1877

Note

  1. ^ a b c d e Jacobson, RA , p. 676 , 2010.
  2. ^ a b ( EN ) Efroimsky, M., Lainey, V., Physics of bodily tides in terrestrial planets and the appropriate scales of dynamical evolution , in Journal of Geophysical Research , vol. 112, E12, 2007, pp. E12003, DOI : 10.1029/2007JE002908 . URL consultato il 13 marzo 2012 .
  3. ^ a b ( EN ) Holsapple, KA, Equilibrium Configurations of Solid Cohesionless Bodies , in Icarus , vol. 154, n. 2, 2001, pp. 432-448, DOI : 10.1006/icar.2001.6683 .
  4. ^ a b Morrison, D.; Cruikshank, DP; Burn, JA Introducing the satellites in Burns, JA (a cura di) , p. 16 , 1977.
  5. ^ a b c Craddock, RA , 2011.
  6. ^ a b c d Hunt, GE et al. , pp. 101-107 , 1978.
  7. ^ a b c d e Veverka, J.; Burns, JA , pp. 551-555 , 1980.
  8. ^ a b c d Moore, P. , p. 117 , 2000.
  9. ^ Akones, K. Properties of orbits in Burns, JA (a cura di) , pp. 39 , 1977.
  10. ^ a b c d e Moore, P. , p. 119 , 2000.
  11. ^ Moore, P. , p. 102 , 2000.
  12. ^ ( EN ) Gerald North, Advanced Amateur Astronomy , 2ª ed., Cambridge University Press, 1997, p. 200, ISBN 978-0-521-57430-3 .
  13. ^ ( 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 .
  14. ^ a b c ( 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) .
  15. ^ Richardson, RS , 1943.
  16. ^ ( EN ) Shadow Boxing with 'Fear' , su Astrobiology Magazine , 13 aprile 2001. URL consultato l'11 marzo 2012 .
  17. ^ Questo perché Fobos completa un'orbita in meno di un giorno marziano. Generalmente, è il moto di rotazione del pianeta a determinare prevalentemente il moto apparente degli astri nel cielo in un giorno/notte, com'è il caso per il moto apparente del Sole e della Luna se visti dalla Terra.
  18. ^ a b c d Fabio Zugno, Anticipazioni dei satelliti di Marte , su La scoperta dei nuovi pianeti e satelliti , Padova, luglio 2009. URL consultato il 9 marzo 2012 .
  19. ^ a b ( EN ) Kevin Brown, Galileo's Anagrams and the Moons of Mars , su mathpages.com , Math Pages. URL consultato l'8 marzo 2012 .
  20. ^ ( EN ) William Sheehan, The Hurtling Moons of Mars , in The Planet Mars: A History of Observation and Discovery , Tucson, University of Arizona Press, 1996, ISBN 9780816516407 .
  21. ^ Unione Astrofili Italiani, Voltaire, Micromega , su astrocultura.uai.it , Astrocultura UAI, 2003. URL consultato il 9 marzo 2012 .
  22. ^ ( EN ) Notes: The Satellites of Mars , in The Observatory , vol. 1, n. 6, 20 settembre 1877, pp. 181–185. URL consultato il 9 marzo 2012 .
  23. ^ ( 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 .
  24. ^ Morley, TA , p. 209 , 1989.
  25. ^ Royal Astronomical Society , pp. 205-209 , 1878.
  26. ^ ( EN ) Hall, Asaph, Names of the Satellites of Mars , in Astronomische Nachrichten , vol. 92, n. 2187, 14 marzo 1878, pp. 47–48, DOI : 10.1002/asna.18780920305 . URL consultato il 9 marzo 2012 .
  27. ^ a b c d Morley, TA , p. 210 , 1989.
  28. ^ Hunt, GE et al. , p. 92 , 1978.
  29. ^ ( EN )

    «Dr. Arthur Hayall of the University of the Sierras reports that the moons of Mars are actually artificial satellites.»

  30. ^ Jefferson City Post-Tribune 4 maggio 1959.
  31. ^ ( EN ) Iosif Shklovsky e Carl Sagan, Intelligent Life in the Universe , Picador, 1966, pp. 368-369.
  32. ^ ( EN ) Kenneth R. Lang, Speculation about Fobos , in The Cambridge Guide to the Solar System , Cambridge University Press, 2003, p. 284, ISBN 978-0-521-81306-8 . URL consultato l'11 marzo 2012 .
  33. ^ Hunt, GE et al. , pp. 92-93 , 1978.
  34. ^ a b ( 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 .
  35. ^ ( EN ) Sheppard, SS, Jewitt, D.; Kleyna, J., A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness , in The Astronomical Journal , vol. 128, n. 5, 2004, pp. 2542-2546, DOI : 10.1086/424541 . URL consultato il 9 marzo 2012 .
  36. ^ ( 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 .
  37. ^ ( EN ) Smith, BA, Phobos: Preliminary Results from Mariner 7 , in Science , vol. 168, n. 3933, 1970, pp. 828-830, DOI : 10.1126/science.168.3933.828 .
  38. ^ Hunt, GE et al. , p. 97 , 1978.
  39. ^ ( 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 .
  40. ^ Hunt, GE et al. , pp. 97-98 , 1978.
  41. ^ a b Hunt, GE et al. , pp. 98-100 , 1978.
  42. ^ ( 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 .
  43. ^ ( EN ) Bills, BG, Neumann, GA; Smith, DE; Zuber, MT, Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos , in Journal of Geophysical Research , vol. 110, E7, 2005, pp. E07004, DOI : 10.1029/2004JE002376 .
  44. ^ ( EN ) ESA, Martian moon Phobos in detail , su esa.int , ESA Portal, 11 novembre 2004. URL consultato il 10 marzo 2012 .
  45. ^ ( EN ) Oberst, J., et al. , Astrometric observations of Phobos and Deimos with the SRC on Mars Express , in Astronomy and Astrophysics , vol. 447, n. 3, 2006, pp. 1145-1151, DOI : 10.1051/0004-6361:20053929 .
  46. ^ ( EN ) ESA, ESA closes in on the origin of Mars' larger moon , su esa.int , ESA Portal, 16 ottobre 2008. URL consultato il 10 marzo 2012 .
  47. ^ ( EN ) ESA, Phobos flyby success , su esa.int , ESA Portal, 4 marzo 2010. URL consultato il 10 marzo 2012 .
  48. ^ ( 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 .
  49. ^ ( EN ) Two Moons Passing in the Night , su marsrovers.jpl.nasa.gov , NASA. URL consultato il 10 marzo 2012 .
  50. ^ ( 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 .
  51. ^ ( EN ) Sagdeev, RZ, Zakharov, AV, Brief history of the Phobos mission , in Nature , vol. 341, n. 6243, 1989, pp. 581-585, DOI : 10.1038/341581a0 .
  52. ^ ( EN ) Kelly Beatty, Phobos-Grunt's Sad Fate , su Sky & Telescope , 11 novembre 2011. URL consultato il 10 marzo 2012 (archiviato dall' url originale il 15 dicembre 2011) .
  53. ^ Landau, D., Strange, NJ, Verso lo spazio profondo , in Le Scienze , n. 523, 2012, pp. 62-69.
  54. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 530-531 , 1980.
  55. ^ a b c ( EN ) Phobos: Facts & Figures , su Solar System Exploration , NASA. URL consultato il 12 marzo 2012 (archiviato dall' url originale il 14 ottobre 2012) .
  56. ^ a b c ( EN ) Deimos: Facts & Figures , su Solar System Exploration , NASA. URL consultato il 12 marzo 2012 (archiviato dall' url originale il 12 ottobre 2012) .
  57. ^ Un confronto tra i vari valori proposti è presente in Jacobson, RA , 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 .
  58. ^ ( EN ) Andert, TP et al. , Precise mass determination and the nature of Phobos , in Geophysical Research Letters , vol. 37, n. 9, 2010, pp. L09202, DOI : 10.1029/2009GL041829 .
  59. ^ ( EN ) Wilson, L., Keil, K.; Love, SJ, The internal structures and densities of asteroids , in Meteoritics & Planetary Science , vol. 34, n. 3, 1999, pp. 479-483, DOI : 10.1111/j.1945-5100.1999.tb01355.x . URL consultato il 12 marzo 2012 .
  60. ^ ( EN ) Smith, DE, Lemoine, FG; Zuber, MT, Simultaneous estimation of the masses of Mars, Phobos, and Deimos using spacecraft distant encounters , in Geophysical Research Letters , vol. 22, n. 16, 1995, pp. 2171-2174, DOI : 10.1029/95GL01801 .
  61. ^ ( 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 .
  62. ^ ( EN ) Murchie, S., Erard, S., Spectral Properties and Heterogeneity of Phobos from Measurements by Phobos 2 , in Icarus , vol. 123, n. 1, 1996, pp. 63-86, DOI : 10.1006/icar.1996.0142 .
  63. ^ ( EN ) Busch, MW 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 .
  64. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 537-541 , 1980.
  65. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 541-547 , 1980.
  66. ^ Murray JB et al. , New evidence on the origin of Phobos' parallel grooves from HRSC Mars Express ( PDF ), 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 13-17, 2006, League City, Texas, abstract no.2195 , 2006. URL consultato il 15 marzo 2012 .
  67. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 527-529 , 1980.
  68. ^ Morrison, D.; Cruikshank, DP; Burn, JA Introducing the satellites in Burns, JA (a cura di) , pp. 5-6 , 1977.
  69. ^ Veverka, J.; Burns, JA , p. 531 , 1980.
  70. ^ Poiché l'accelerazione è un rapporto fra la velocità e il tempo e poiché la velocità, a sua volta, è un rapporto fra lo spazio percorso e il tempo, l'accelerazione può essere espressa come un rapporto fra lo spazio percorso e il quadrato del tempo. Nel SI l'accelerazione si esprime in m/s² . In questo caso, invece, lo spazio percorso viene espresso in gradi d'arco , ossia mediante il numero di gradi percorsi nell'orbita, mentre l'unità di misura del tempo è l'anno. Da qui l'unità di misura "°/anno²".
  71. ^ Jacobson, RA , p. 674 , 2010.
  72. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 529-530 , 1980.
  73. ^ a b Landis, GA , 2009.
  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. ^ ( EN ) Peter H. Schultz e Anne B. Lutz-Garihan, Grazing impacts on Mars - A record of lost satellites , in Journal of Geophysical Research: Solid Earth (1978–2012) , vol. 87, S01, 15 novembre 1982, pp. A84-A96, DOI : 10.1029/JB087iS01p00A84 . URL consultato il 4 agosto 2017 .
  76. ^ a b Espley, JR, Knez, C.; Hamilton, DP, The Rings of Mars: Awaiting Discovery? , Seventh International Conference on Mars, held July 9-13, 2007 in Pasadena, California, LPI #1353 , 2007, p. 3361. URL consultato il 13 marzo 2012 .
  77. ^ Veverka, J.; Burns, JA , pp. 550-551 , 1980.
  78. ^ ( EN ) Soter, S., Martian Satellite Debris , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 4, 1972, p. 368. URL consultato il 13 marzo 2012 .
  79. ^ ( EN ) Krivov, AV, On the dust belts of Mars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 291, n. 2, 1994, pp. 657-663. URL consultato il 13 marzo 2012 .
  80. ^ ( EN ) Ishimoto, H., Formation of Phobos/Deimos Dust Rings , in Icarus , vol. 122, n. 1, 1996, pp. 153–165, DOI : 10.1006/icar.1996.0116 .
  81. ^ Riferita al piano di Laplace , inclinato rispettivamente di 0,0091° - in corrispondenza di Fobos - e 0,8886° - in corrispondenza di Deimos - rispetto al piano equatoriale di Marte.
    Cfr. Jacobson, RA , p. 676 , 2010.
  82. ^ a b R ♂ : raggio equatoriale di Marte, pari a 3397 km.

Bibliografia

Altri progetti

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85117638
Marte Portale Marte : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di Marte
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Satelliti_naturali_di_Marte&oldid=118624046 "