Nawigacja

Phobos ma orbitę równikową, która jest prawie okrągła. Krąży raz na 7 godzin i 39 minut zaledwie 5989 km nad powierzchnią Marsa. Jego orbita maleje o 1,8 cm na rok, więc oczekuje się, że w ciągu 100 milionów lat zderzy się z Marsem lub rozpadnie się pozostawiając pierścień fragmentów wokół planety. Okres orbitalny Fobosa jest trzy razy szybszy niż okres rotacji Marsa, z niezwykłym wśród naturalnych satelitów skutkiem, że Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, jak widać z Marsa. Orbituje on tak blisko powierzchni Marsa, że krzywizna planety przesłoniłaby jego widok obserwatorowi stojącemu na obszarach polarnych Marsa.

Phobos jest zbyt lekki, aby grawitacja uczyniła go kulistym. Ma bardzo grudkowaty wygląd i jest silnie pokruszony. W 1988 roku radziecka sonda kosmiczna Phobos 2, wykryła wydobywające się z satelity gazy, ale nie mogła ustalić ich natury z powodu awarii, podczas której utracono również planowany lądownik.

Obserwacje przeprowadzone przez sondę Mars Global Surveyor ujawniły, że powierzchnia pokryta jest pyłem o grubości co najmniej jednego metra, co sugeruje erozję spowodowaną bombardowaniem meteorytami.

Zdjęcie strony Phobosa zwróconej w stronę Marsa. Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA IGO 3.0

Dominantą na Phobosie jest stosunkowo duży krater uderzeniowy (średnica ok. 9,5 km), nazwany Stickney, co było panieńskim nazwiskiem żony Asafa Halla. Liczne kratery wtórne powstały prawdopodobnie w wyniku uderzenia, które spowodowało powstanie Stickney, co oznacza, że liczba kraterów jest niedokładnym chronometrem dla Phobosa. Od Stickneya odchodzą duże rowki, które mogą wskazywać na siłę uderzenia. Jednak inne rowki w centralnej części księżyca biegną niemal równolegle i sugeruje się, że mogły one powstać w wyniku wyrzutu z uderzeń w powierzchnię Marsa poniżej. Phobos może mieć torus pyłowy, ale dowody na to są jak dotąd pośrednie.

Pochodzenie Phobosa jest szczegółowo badane, ale pozostaje niejasne. Jednym z pomysłów jest to, że Phobos jest przechwyconą asteroidą. Dane zwrócone przez eksperyment spektrometru mapowania w podczerwieni na pokładzie misji Phobos 2 wspierały ten pogląd, ale nowsze badania jego składu, w tym badania z danymi dostarczonymi z przelotów przez Mars Express, sugerują, że inne procesy mogły być za to odpowiedzialne.

Zbliżenie Phobosa, uzyskane 28 lipca 2008. Credit: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), CC BY-SA IGO 3.0

Jednym z powodów, dla których można podejrzewać, że Phobos nie jest przechwyconą asteroidą, jest jego gęstość. Analiza danych radiowych Mars Express dała nowe informacje na temat masy Fobosa na podstawie przyciągania grawitacyjnego, jakie wywiera na statek kosmiczny. Zespół doszedł do wniosku, że Fobos prawdopodobnie zawiera duże puste przestrzenie, co czyni go mniej prawdopodobnym, aby być przechwyconą asteroidą. Jego skład i wytrzymałość strukturalna wydają się być niezgodne ze scenariuszem przechwycenia.

Możliwe jest, że Phobos uformował się in situ na Marsie, z wyrzutu z uderzeń w marsjańską powierzchnię, lub z pozostałości poprzedniego księżyca, który uformował się z marsjańskiego dysku akrecyjnego, a następnie zderzył się z ciałem z pasa asteroid. Dane ze spektrometru Mars Express OMEGA sugerują, że Phobos ma prymitywny skład, więc prymitywne materiały musiały być dostępne do akrecji podczas jego formowania. Okrągła orbita sugeruje, że Phobos uformował się in situ, podczas gdy analiza danych z Planetarnego Spektrometru Fouriera z Mars Express również wskazuje na formowanie się in situ, ale nie wyklucza możliwości, że Phobos jest przechwyconym meteorem achondrytopodobnym.

Dalsze informacje o orbicie, kształcie, rotacji i strukturze wewnętrznej Phobosa zostałyby zebrane przez misję Phobos-Soil, której nie udało się opuścić orbity Ziemi po starcie w 2011 roku. Zrozumienie formowania się księżyców marsjańskich przyczyniłoby się do ogólnego zrozumienia formowania się Układu Słonecznego, a naukowcy z ESA rozważają przyszłą misję zwrotu próbek na Phobosa.