Erinevus lehekülje "Phobos" redaktsioonide vahel

Lisatud 9 baiti ,  5 aasta eest
P
Parandasin cite-mallide kuupäevade vormistust
P (Eemaldatud mall Link FA; keelelinkide äramärkimine nüüd Vikiandmetes)
P (Parandasin cite-mallide kuupäevade vormistust)
 
==Füüsikalised 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 väikese 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. Augustaugust 2013}}</ref> Samuti on ta üks kõige vähem valgust peegeldavaid objekte 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> ja on koostiselt ilmselt sarnane [[süsinikkondriit]]idega.<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 selleks, et tegu võiks olla lihtsalt ühe monoliitse kivikamakaga. Ilmselt on Phobose pinnas üsna poorne ja taevakeha koostises on palju jääd.<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> Spektraalne analüüs küll ei näita, et Phobose pinnal leiduv [[regoliit]] oleks 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=Marchmärts 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 regoliidikihi all pole 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 kokkupõrke[[kraater|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. Octoberoktoober 1976|title=Viking looks at Phobos in detail|newspaper=New Scientist|page=158|accessdate=2. Novembernovember 2011}}</ref> ---> Kõige silmapaistvam pinnavorm Phobosel on [[Stickney (kraater)|Stickney]] kraater, mis on oma nime saanud [[Asaph Hall]]i abikaasa [[Angeline Stickney Hall]]i järgi, kelle neiupõlvenimi oli Stickney. Sarnaselt [[Saturn]]i kaaslasel [[Mimas|Mimas]]el asuva [[Herschel (Mimase kraater)|Herschel]]i kraatriga on selle kraatri tekkel toimunud kokkpõrge olnud nii tugev, et on taevakeha peaaegu purustanud.<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 30 m, nende laiuseks on 100 kuni 200 m, pikkuseks kuni 200 m. Algselt arvati, et need vaod on tekkinud sama kokkupõrke tulemusel, mis tekitas ka Stickney kraatri. Kuid [[Mars Express]]iga tehtud vaatlusandmete analüüsimisel tuli välja, et vaod ei asetse Stickney kraatri suhtes radiaalselt. Uuema teooria järgi on need tekkinud Marsi pinnale kukkunud metoriitide poolt Marsilt välja paisatud materjali tulemusena. See võiks seletada ka seda, miks vaod paistavad Phobose orbiidil liikumise suuna suhtes tagumise osa poole hajuvate kraatrikeste kettidena. Vaod Phobosel on grupeeritud ligikaudu 12 perekonnaks, mis osutab 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 Marsi ümber tekitatud hõredate tolmurõngaste olemasolu, kuid praegusajani pole neid tolmurõngaid 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]]iga, viitab, et Phobos on kaetud peeneteralise regoliidikihiga, mille paksus võib olla vähemalt 100 m. Arvatakse, et regoliit on tekkinud kokkupõrgete tulemusena. Samas jääb siiani selgusetuks, kuidas see materjal on jäänud Phobosele pidama, kuna taevakeha gravitatsiooniväli on peaaegu 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. Marchmärts 2001|accessdate=12. Maymai 2010|archiveurl=http://web.archive.org/web/20010619042654/http://www.space.com/scienceastronomy/forgotten_moons_010313-3.html|archivedate=19 Jun 2001}}</ref>
 
On võimalik, et 3. detsembril 1980 [[Jeemen]]isse kukkunud [[Kaiduni meteoriit]] on pärit Phoboselt. Samas on seda 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=Marchmärts 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&nbsp;– 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==
1511

muudatust