Phobos a une orbite équatoriale, qui est presque circulaire. Elle orbite une fois toutes les 7 heures 39 minutes à seulement 5989 km au-dessus de la surface de Mars. Son orbite décroît de 1,8 cm par an, de sorte qu’elle devrait s’écraser sur Mars, ou se briser pour laisser un anneau de fragments autour de la planète, d’ici 100 millions d’années. La période orbitale de Phobos est trois fois plus rapide que la période de rotation de Mars, avec pour résultat inhabituel parmi les satellites naturels que Phobos se lève à l’ouest et se couche à l’est, vu de Mars. Il orbite si près de la surface de Mars que la courbure de la planète obscurcirait sa vue pour un observateur se tenant dans les régions polaires de Mars.
Phobos 360. (Cliquez ici pour plus de détails et des versions plus grandes de cette vidéo)
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA IGO 3.0
Phobos est trop léger pour que la gravité le rende sphérique. Elle a un aspect très grumeleux, et est fortement cratérisée. En 1988, la sonde soviétique Phobos 2, a détecté des dégagements gazeux en provenance du satellite, mais n’a pu en déterminer la nature en raison d’un dysfonctionnement, au cours duquel un atterrisseur prévu a également été perdu.
Les observations du Mars Global Surveyor ont révélé que la surface est couverte de poussière d’au moins un mètre d’épaisseur, ce qui suggère une érosion due à un bombardement de météorites.
Une image de la face de Phobos tournée vers Mars. Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA IGO 3.0
L’élément dominant sur Phobos est un cratère d’impact relativement grand (diamètre d’environ 9,5 km), nommé Stickney, qui était le nom de jeune fille de la femme d’Asaph Hall. De nombreux cratères secondaires se sont probablement formés à la suite de l’impact qui a créé Stickney, ce qui signifie que le nombre de cratères est un chronomètre inexact pour Phobos. De grandes rainures rayonnent à partir de Stickney, ce qui pourrait indiquer la force de l’impact. Cependant, d’autres rainures sur la partie centrale de la lune sont presque parallèles et il est suggéré qu’elles ont pu être créées par des éjecta d’impacts sur la surface martienne en dessous. Phobos pourrait avoir un tore de poussière, mais les preuves de ce phénomène sont jusqu’à présent indirectes.
L’origine de Phobos est étudiée en détail mais reste peu claire. Une idée est que Phobos est un astéroïde capturé. Les données renvoyées par l’expérience du spectromètre de cartographie infrarouge à bord de la mission Phobos 2 ont conforté ce point de vue, mais des études plus récentes sur sa composition, y compris des recherches avec les données fournies par les survols de Mars Express, suggèrent que d’autres processus ont pu être responsables.
Fermeture de Phobos, acquise le 28 juillet 2008. Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA IGO 3.0
Une raison de soupçonner que Phobos n’est pas un astéroïde capturé est sa densité. L’analyse des données radioscientifiques de Mars Express a donné de nouvelles informations sur la masse de Phobos, basées sur l’attraction gravitationnelle qu’elle exerce sur le vaisseau spatial. L’équipe a conclu que Phobos est susceptible de contenir de grands vides, ce qui le rend moins susceptible d’être un astéroïde capturé. Sa composition et sa force structurelle semblent être incompatibles avec le scénario de capture.
Il est possible que Phobos se soit formé in situ sur Mars, à partir d’éjectas provenant d’impacts sur la surface martienne, ou à partir des restes d’une lune précédente qui s’était formée à partir du disque d’accrétion martien et était ensuite entrée en collision avec un corps de la ceinture d’astéroïdes. Les données du spectromètre OMEGA de Mars Express suggèrent que Phobos a une composition primitive, donc des matériaux primitifs ont dû être disponibles pour l’accrétion pendant sa formation. L’orbite circulaire suggère que Phobos s’est formé in situ tandis que l’analyse des données du spectromètre Fourier planétaire de Mars Express pointe également vers une formation in situ mais n’exclut pas la possibilité que Phobos soit un météore capturé de type achondrite.
Des informations supplémentaires sur l’orbite, la forme, la rotation et la structure intérieure de Phobos auraient été recueillies par la mission Phobos-Soil, qui n’a pas réussi à quitter l’orbite terrestre après son lancement en 2011. Comprendre la formation des lunes martiennes contribuerait à la compréhension globale de la formation du système solaire, et les scientifiques de l’ESA envisagent une future mission de retour d’échantillons vers Phobos.
| Paramètres clés de . Phobos | |
| Paramètre | Phobos |
| Distance moyenne distance du centre de Mars | 9375 km |
| Distance moyenne de la surface de Mars | 5989 km |
| Dimensions | 13.0 × 11,39 × 9,07 km |
| Masse | 10.6 × 1015 kg | Période de rotation | Synchrone |
| Période orbitale | 0.32 jours (7 h 39 min) |
| Excentricité orbitale | 0.015 |
| Inclinaison orbitale | 1.1° |
| Les paramètres de ce tableau sont tirés de Rosenblatt 2011 et des références qui y figurent | |
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