Phobos: erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
Resümee puudub |
Resümee puudub |
||
2. rida:
Phobose keskmine diameeter on 22km<ref>"Mars: Moons: Phobos". NASA Solar System Exploration. 30 September 2003.</ref> ning tema mass on seitse korda suurem kui Marsi välimisel kuul, Deimosel.
==Füüsilised karakteristikud==
Phobose mõõtmed on {{nowrap|27 × 22 × 18 km}} ning ta on liiga väike, selleks et muutuda ümaraks iseenda gravitatsiooni toimel. Phobose pindala on 1548.3 km<sup>2</sup>, mis on umbkaudu midagi [[Saaremaa]] ja [[Hiiumaa]] pindala vahepealset. Phobosel puudub oma väikse massi ja gravitatsiooni tõttu atmosfäär.<ref>{{cite web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mar_Phobos |title=Solar System Exploration: Planets: Mars: Moons: Phobos: Overview |publisher=Solarsystem.nasa.gov |accessdate=19 August 2013}}</ref> Ka on ta üks kõige vähem valgust peegeldav objekt päikesesüsteemis. Spektroskoopiliselt paistab ta olevat sarnane [[D-tüüpi asteroidid]]ega,<ref name="c-type">{{cite web|url=http://www.physorg.com/news115483748.html|title=New Views of Martian Moons}}</ref> and is apparently of composition similar to [[carbonaceous chondrite]] material.<ref>{{Cite book|title=Physics and Chemistry of the Solar System|last=Lewis|first=J. S.|authorlink=John S. Lewis|page=425|publisher=Elsevier Academic Press|year=2004|isbn=0-12-446744-X}}</ref> Phobose tihedus on liiga väike, et ta oleks üks monoliitne kivikamakas ja teatakse et ta on märkimisväärselt poorne.<ref>{{cite web|title=Porosity of Small Bodies and a Reassesment of Ida's Density|url=http://www.aas.org/publications/baas/v31n4/dps99/65.htm|quote=When the error bars are taken into account, only one of these, Phobos, has a porosity below 0.2...}}</ref><ref name="Close Inspection for Phobos">{{cite web|title=Close Inspection for Phobos|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31031|quote=It is light, with a density less than twice that of water, and orbits just {{Convert|5989|km|sp=us}} above the Martian surface.}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Busch|first=M. W.|coauthors=''et al.''|year=2007|title=Arecibo Radar Observations of Phobos and Deimos|journal=Icarus|volume=186|issue=2|pages=581–584|doi=10.1016/j.icarus.2006.11.003|bibcode=2007Icar..186..581B}}</ref> Need andmed on viinud oletusele, et Phobos võib sisaldada palju jääd. Spektraalne vaatlus siiski näitab, et Phobose pinnal leiduv regoliit pole hüdratiseerunud,<ref>{{Cite journal|last=Murchie|first=S. L.|coauthors= Erard, S., Langevin, Y., Britt, D. T., Bibring, J. P., and Mustard, J. F.|title=Disk-resolved Spectral Reflectance Properties of Phobos from 0.3-3.2 microns: Preliminary Integrated Results from PhobosH 2 |journal=Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference| volume=22|page=943|year=1991 |bibcode=
1991pggp.rept..249M}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Rivkin|first=A. S.|coauthors=''et al.''|date=March 2002|title=Near-Infrared Spectrophotometry of Phobos and Deimos|journal=Icarus|volume=156|issue=1|page=64|bibcode=2002Icar..156...64R|doi=10.1006/icar.2001.6767}}</ref> kuid jää olemasolu regoliidi kihi all pole seetõttu siiski välistatud.<ref>{{ cite journal | last1 = Fanale | first1 = F. P. | first2 = J. R. | last2 = Salvail | year = 1989 | title = Loss of water from Phobos | journal = Geophys. Res. Lett. | volume = 16 | number = 4 | pages = 287–290 | doi = 10.1029/GL016i004p00287 |bibcode = 1989GeoRL..16..287F }}</ref><ref>{{ cite journal | title = Evolution of the water regime of Phobos | first1 = Fraser P. |last1 = Fanale | first2 = James R. | last2 = Salvail | doi = 10.1016/0019-1035(90)90089-R | date = Dec 1990 | journal = Icarus | volume = 88 | pages = 380–395 |bibcode = 1990Icar...88..380F }}</ref>
Phobos on kaetud tihedalt [[Kraater|kokkupõrke kraatritega]].<ref>{{cite web|title=Phobos|url=http://www.bbc.co.uk/science/space/solarsystem/mars/phobos.shtml}}</ref><!--- unable to access ref & verify the following (User:Drbogdan, 20130905) ---><!--- with one of the craters near the equator having a central peak despite the moon's small size.<ref>{{Cite news|date=21 October 1976|title=Viking looks at Phobos in detail|newspaper=New Scientist|page=158|accessdate=2 November 2011}}</ref> ---> Kõige silmapaistvam struktuur Phobosel on [[Stickney (kraater)|Stickney]] kraater, mis on nimetatud [[Asaph Hall]]i naise järgi ([[Angeline Stickney Hall]] - Stickney oli ta neiupõlve nimi). Sarnaselt [[Mimas|Mimas]]e [[Herschel (Mimase kraater)|Herschel]]i kraatriga, on selle kraatri tekkel toimunud kokkpõrge olnud nii tugev, et on peaaegu purustanud selle taevakeha.<ref>{{cite web|title=Stickney Crater-Phobos|url=http://www.solarviews.com/cap/mars/phobos2.htm|quote=One of the most striking features of Phobos, aside from its irregular shape, is its giant crater Stickney. Because Phobos is only {{Convert|28|by|20|km||sp=us}}, the moon must have been nearly shattered from the force of the impact that caused the giant crater. Grooves that extend across the surface from Stickney appear to be surface fractures caused by the impact.}}</ref> Phobose pinda vaadeldes võib näha ka mitmed vagusid ja vöödilisust. Vagude sügavus on keskmiselt väiksem kui 30m ja laiuseks 100 kuni 200m, pikkuseks kuni 200m. Algselt arvati, et need vaod on tekkinud sama kokkupõrke tulemusel, mis tekitas ka Stickney kraatri, kuid ''[[Mars Express]]''<nowiki>'</nowiki>iga tehtud vaatlusandmete analüüsimisel tuli välja, et vagude radiaaltsentrilisus ei lange kokku Stickney kraatri tsentriga ning uuema teooria järgi on need tekkinud Marsi pinnale kukkunud metoriitide poolt Marsilt välja lennanud materjali tulemusel. See võiks seletada ka miks vaod paistavad olevat Phobose mitte Marsi poolse külje suunas hajuvate kraatrikeste kettidena. Vaod Phobosel on grupeeritud ligikaudu 12-ks perekonnaks, viidates Marsi pinnal toimunud vähemalt 12 suuremale kokkupõrkele.<ref name="grooves origin">{{cite web|title=New Evidence on the Origin of Phobos' Parallel Grooves from HRSC Mars Express|author=Murray, J. B.; ''et al.''|publisher=37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 2006|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2195.pdf|format=PDF}}</ref>
On ennustatud ka Phobose ja Deimose poolt ümber Marsi tekitatud hõredate tolmurõngaste olemasolu, kuid praegusajani pole neid siiski nähtud.<ref>{{Cite journal|doi=10.1016/j.pss.2006.05.009|last=Showalter|first= M. R.|coauthors=Hamilton, D. P. and Nicholson, P. D.|title=A Deep Search for Martian Dust Rings and Inner Moons Using the Hubble Space Telescope|journal=Planetary and Space Science|volume=54|year=2006|issue=9-10|pages=844–854|url=http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/reprints/ShoHamNic06.pdf|format=PDF|bibcode=2006P&SS...54..844S}}</ref> Hiljutisem pilt, mis tehti ''[[Mars Global Surveyor]]''<nowiki>'</nowiki>iga, viitab, et Phobos on kaetud peeneteralise [[regoliit|regoliidi]] kihiga, mille läbimõõt võib olla vähemalt 100m; Arvatakse, et regoliit on tekkinud kokkupõrgetel, kuid jääb siiani selgusetuks, kuidas see materjal on jäänud Phobosele pidama, kuna ta gravitatsiooni väli on peaaegu et olematu.<ref>{{cite web|last=Britt|first=Robert Roy| title=Forgotten Moons: Phobos and Deimos Eat Mars' Dust|url=http://www.space.com/scienceastronomy/forgotten_moons_010313-3.html|publisher=space.com|date=13 March 2001|accessdate=12 May 2010}}</ref>
On võimalik, et 3. detsembril 1980 [[Jeemen]]isse kukkunud [[Kaiduni meteoriit]] on tükk Phobosest, kuid seda on raske tõestada, kuna Phobose koostise kohta on liiga vähe teada.<ref>{{Cite journal| last=Ivanov| first=Andrei V.| bibcode=2004SoSyR..38...97I| title=Is the Kaidun Meteorite a Sample from Phobos?|date=March 2004| journal=Solar System Research| volume=38| issue=2| pages=97–107| doi=10.1023/B:SOLS.0000022821.22821.84}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Ivanov | first=Andrei | coauthors=Michael Zolensky | title=The Kaidun Meteorite: Where Did It Come From?|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/pdf/1236.pdf|journal=Lunar and Planetary Science | year=2003 |volume=34 | quote=The currently available data on the lithologic composition of the Kaidun meteorite– primarily the composition of the main portion of the meteorite, corresponding to CR2 carbonaceous chondrites and the presence of clasts of deeply differentiated rock – provide weighty support for considering the meteorite’s parent body to be a carbonaceous chondrite satellite of a large differentiated planet. The only possible candidates in the modern solar system are Phobos and Deimos, the moons of Mars.|format=PDF}}</ref>
==Viited==
| |||