Fobos (astronomia)

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Fobos
(Marte I)
Fobos ripreso dal Mars Reconnaissance Orbiter, il 23 marzo 2008.Fobos ripreso dal Mars Reconnaissance Orbiter, il 23 marzo 2008.
Satellite di Marte
Scoperta 18 agosto 1877
Scopritore Asaph Hall
Parametri orbitali
(all'epoca 1º gennaio 1950[2])
Semiasse maggiore 9 375,0 km
Periareo 9 233,3 km[1]
Apoareo 9 516,65 km[1]
Circonf. orbitale 58 901 km[1]
Periodo orbitale 0,3190 giorni[1]
(7 h 39 min)
Velocità orbitale

2 138 m/s[1] (media)

Inclinazione
sull'eclittica
26,27°[3]
Inclinazione rispetto
all'equat. di Marte
1,082°
Inclinazione rispetto
al piano di Laplace
1,0756°
Eccentricità 0,01511
Dati fisici
Dimensioni 26,8 × 21 × 18,4 km
Diametro medio 22,2 km
Schiacciamento 0,12-0,31
Superficie ~6,1 × 109 
Volume ~5,5 × 1012 
Massa
1,07 × 1016 kg
Densità media 1,9 × 103 kg/m³
Acceleraz. di gravità in superficie 0,0019 − 0,0084 m/s²
Velocità di fuga 11 m/s
Periodo di rotazione 7 h 39 min (rotaz. sincrona)
Inclinazione assiale nulla
Temperatura
superficiale
~233 K (−40 °C) (media)
Pressione atm. nulla
Albedo 0,07
Diametro
apparente
da Marte
8' (min)
12' (max)

Fobos (Φόβος, in lingua greca), spesso scritto anche Phobos, è il maggiore e il più interno dei due satelliti naturali del pianeta Marte (l'altro è Deimos). Orbita a meno di 6 000 km dalla superficie di Marte. Si tratta del satellite naturale più vicino al proprio pianeta dell'intero sistema solare.

Secondo la mitologia greca, Fobos è uno dei figli di Ares (Marte) e Afrodite (Venere). I nomi di Deimos e Fobos significano rispettivamente terrore e paura, e furono assegnati su suggerimento del professore di scienze di Eton Henry Madan in onore dei due compagni del dio della guerra Marte citati nel XV libro dell'Iliade.

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Dalla Terra[modifica | modifica sorgente]

L'osservazione di Fobos dalla Terra è ostacolata dalle sue ridotte dimensioni e dalla sua vicinanza al pianeta rosso.[4] È osservabile solo per un limitato periodo di tempo quando Marte è prossimo all'opposizione[5] ed appare come un oggetto puntiforme, senza che sia possibile risolverne la forma.[6] In tale circostanza Fobos raggiunge una magnitudine di 11,6.[7] Per confronto Marte può raggiungere una magnitudine massima di −2,8[8] risultando poco meno di seicentomila volte più luminoso. Inoltre all'opposizione Fobos si discosta in media 24,6 arcosecondi dal pianeta.[7] Di conseguenza è più semplice osservare Deimos, che si discosta da Marte 61,8 arcosecondi, pur raggiungendo una magnitudine di 12,8.[7]

Per procedere all'osservazione di entrambi i satelliti, in condizioni particolarmente favorevoli, è necessario disporre di un telescopio di almeno 12 pollici (30,5 cm).[9][10] Utilizzare un elemento che occulti il bagliore del pianeta e dispositivi per la raccolta di immagini quali lastre fotografiche o CCD, con esposizioni di alcuni secondi, risulta d'aiuto.[11]

Da Marte[modifica | modifica sorgente]

Deimos (sinistra) e Fobos (destra) fotografati dal rover Spirit, dalla superficie di Marte.

Visto dalle latitudini equatoriali della superficie di Marte, Fobos all'opposizione (corrispondente ad una fase di Luna piena) appare grande quanto un terzo della Luna vista dalla Terra. Al suo sorgere presenta un diametro angolare di 8'; allo zenit di 12,3'.[7] Appare tanto più piccolo quanto maggiore è la latitudine dell'osservatore[12] ed è completamente invisibile (sempre oltre l'orizzonte) da latitudini maggiori di 69°.[13][14] Raggiunge una magnitudine apparente massima di -3,9.[7]

Poiché Fobos completa un'orbita in meno di un giorno marziano, un osservatore sulla superficie del pianeta lo vedrebbe sorgere ad ovest e tramontare ad est. Il suo moto sarebbe molto veloce con un periodo apparente di 11 ore (in 4,5 delle quali attraversa il cielo, sorgendo nuovamente 6,5 ore dopo).[4] Il suo aspetto, inoltre, varierebbe a causa del fenomeno delle fasi,[12] il cui ciclo si completa in una notte.[10]

Un transito di Fobos da Marte, visto dal rover Opportunity il 10 marzo 2004.

Il diametro angolare del Sole visto da Marte è di circa 21'. Di conseguenza non possono verificarsi eclissi totali sul pianeta perché le due lune sono entrambe troppo piccole per coprire il disco solare nella sua interezza. D'altra parte dall'equatore è possibile osservare transiti di Fobos quasi ogni notte; essi sono molto rapidi e si concludono in meno di mezzo minuto circa.[15][4] Invece Deimos transita sul disco solare una volta al mese circa, ma il fenomeno, che dura circa un minuto e mezzo,[4] rimane poco visibile.[12]

Marte visto da Fobos[modifica | modifica sorgente]

Fobos è in rotazione sincrona con Marte cioè mostra sempre la stessa faccia al pianeta, come la Luna alla Terra. Così da tale faccia Marte sarebbe sempre visibile, raggiungendo una dimensione di 42° (pari a circa 80 volte quella della Luna piena vista dalla Terra).[16] Invece dalla faccia opposta sarebbe possibile osservare periodicamente Deimos.[17]

Storia delle osservazioni[modifica | modifica sorgente]

Anticipazioni[modifica | modifica sorgente]

Le due lune di Marte furono "scoperte" prima nel mondo della fantasia che in quello reale. Con un ragionamento tanto logico quanto assurdo all'inizio del XVII secolo Keplero aveva ipotizzato che Marte potesse avere due satelliti essendo allora noto che ne avesse uno il pianeta che lo precede, la Terra, e quattro quello subito seguente, Giove.[18][19]

Nel 1726 Jonathan Swift, probabilmente ispirato dall'ipotesi di Keplero,[20] nei suoi Viaggi di Gulliver fece descrivere agli scienziati di Laputa il moto di due satelliti orbitanti attorno a Marte.[21][22] Voltaire, presumibilmente influenzato da Swift,[23] fornì una descrizione analoga nel suo racconto filosofico Micromega del 1752.[24] Al tempo di entrambi, i telescopi non erano abbastanza potenti da poter individuare satelliti così piccoli come Fobos e Deimos. Si tratta quindi solo di licenze letterarie.

Scoperta[modifica | modifica sorgente]

Asaph Hall scoprì Deimos il 12 agosto 1877 e Fobos il seguente 18 agosto (le fonti dell'epoca adottano la convenzione astronomica, precedente al 1925, che il giorno inizi a mezzogiorno, conseguentemente le scoperte sono riferite rispettivamente all'11 ed al 17 agosto) con il telescopio rifrattore di 26 pollici (66 cm) di diametro dello United States Naval Observatory a Washington,[25][26][27] il più potente allora esistente inaugurato quattro anni prima.[28] Hall in quel periodo stava cercando sistematicamente delle possibili lune di Marte. Il 10 agosto aveva già visto una luna del pianeta, ma, a causa del maltempo, non riuscì ad identificarla se non nei giorni seguenti.[29]

I nomi delle due lune, adottati inizialmente con l'ortografia Phobus e Deimus, furono proposti da Henry Madan (1838 – 1901), "Science Master" ad Eton, e richiamano quelli dei personaggi di Fobos (paura) e Deimos (terrore), che secondo la mitologia greca accompagnavano in battaglia il loro padre, Ares, dio della guerra.[30] Ares è l'equivalente greco della divinità romana Marte.

(EL)
« Ὣς φάτο, καί ῥ' ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε
ζευγνύμεν, αὐτὸς δ' ἔντε' ἐδύσετο παμφανόωντα. »
(IT)
« Egli [Ares] parlò, è ordinò al Terrore e alla Paura di preparare i suoi destrieri. E lui stesso indossò l'armatura scintillante. »
(Omero, Iliade, libro XV, 119-120)

Osservazioni successive[modifica | modifica sorgente]

Il telescopio rifrattore dello United States Naval Observatory utilizzato per la scoperta e le successive osservazioni dei satelliti naturali di Marte.

Le dimensioni e le caratteristiche orbitali dei satelliti di Marte hanno consentito, per lungo tempo, la loro osservazione solo in occasioni favorevoli, con il pianeta all'opposizione e i due satelliti in condizioni di elongazione adeguata che ricorrono circa ogni due anni, con condizioni particolarmente favorevoli che si verificano circa ogni 16 anni. La prima configurazione favorevole si verificò nel 1879. Numerosi osservatori, in tutto il mondo, parteciparono alle osservazioni con lo scopo di determinare con esattezza le orbite dei due satelliti.[31]

Nei quarant'anni seguenti la maggior parte delle osservazioni (più dell'85% del totale di quelle compiute tra il 1888 ed il 1924) avvennero presso due osservatori statunitensi, lo United States Naval Observatory e l'Osservatorio Lick,[31] con l'obiettivo, tra gli altri, di determinare la direzione dell'asse di rotazione del pianeta.[32] Tra il 1926 ed il 1941 proseguì soltanto il Naval Observatory, con 311 osservazioni visuali. Dal 1941 in poi, le osservazioni avvennero solo con la tecnica fotografica.[31]

Nei quindici anni seguenti le ricerche furono poche o nulle e ripresero nel 1956, volte soprattutto ad individuare eventuali altri satelliti. Nel 1945 Bevan P. Sharpless aveva rilevato un'accelerazione di Fobos che non poteva essere spiegata come effetto delle perturbazioni della tenue atmosfera marziana. L'informazione non ricevette particolare attenzione finché non fu ripresa da Iosif Šklovskij, che nel 1959 avanzò l'ipotesi che Fobos potesse essere un oggetto cavo[33] e - speculò - un satellite artificiale lanciato da una civiltà aliena presente anticamente sul pianeta.[34] Tale ipotesi guadagnò una certa notorietà e fu riproposta nel 1966 da Šklovski stesso nel libro Intelligent Life in the Universe scritto con Carl Sagan.[35] La controversia che l'accompagnò portò a nuove osservazioni astrometriche che coinvolsero entrambe le lune negli anni sessanta e settanta,[31][34] che confermarono la misurazione iniziale di Sharpless.

Nel 1988, in concomitanza con le missioni sovietiche del Programma Phobos, furono condotte osservazioni da Kudryavtsev e colleghi. Nei dieci anni seguenti, invece, le due lune non furono oggetto di alcuna osservazione, fino al 2003, quando osservazioni molto accurate furono condotte dall'Osservatorio Lowell.[36]

Nel 2005 sono state condotte osservazioni radar di entrambi i satelliti dal radiotelescopio di Arecibo che hanno prodotto alcune stime della densità del materiale superficiale.[37]

Missioni spaziali[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Esplorazione di Marte.

Difficilmente osservabili da Terra, i due satelliti furono studiati estensivamente solo grazie alle immagini teletrasmesse a terra dalle sonde automatiche Mariner 9 (1971), Viking 1 (1977), Phobos 2 (1988) e Mars Global Surveyor (1998, 2003).

Parametri orbitali e rotazione[modifica | modifica sorgente]

Simulazione delle orbite di Deimos e Fobos.

Fobos percorre un'orbita prograda quasi circolare, inclinata di 1,082° rispetto al piano equatoriale di Marte.[2][38] Il satellite completa un'orbita in 7 ore e 39 minuti, più rapidamente di quanto il pianeta ruoti su se stesso - in 24,6 ore. Prima della sua scoperta, non era noto alcun satellite con tale caratteristica e Fobos ha continuato a rappresentare un'eccezione fino a quando le sonde Voyager non hanno individuato altri casi analoghi nel sistema solare esterno.[14] Come anche Deimos, è in rotazione sincrona con il pianeta[39][14] ed in virtù di ciò rivolge sempre la stessa faccia verso la superficie marziana. L'asse di rotazione è perpendicolare al piano orbitale.[40]

L'asimmetricità del campo gravitazionale marziano impartisce all'orbita di Fobos un moto di precessione degli apsidi e una retrogradazione dei nodi che si completano in circa 2,25 anni.[41] Tuttavia, poiché l'orbita è quasi equatoriale, il suo aspetto complessivamente risulta poco variato.[38]

Fobos subisce, inoltre, una accelerazione stimata in 1,270 ± 0,003 × 10-3 °/anno2,[42][43] che determina una costante riduzione della sua orbita e che potrebbe portare la luna a precipitare sul pianeta in un tempo compreso tra trenta e cinquanta milioni di anni.[44][45] È tuttavia probabile che gli effetti mareali che determinano il decadimento dell'orbita di Fobos disgreghino la luna quando questa, avvicinatasi maggiormente alla superficie, supererà il limite di Roche.[46]

Formazione[modifica | modifica sorgente]

L'origine dei satelliti naturali di Marte è una questione ancora aperta,[47][48] che ha visto contrapporsi prevalentemente due teorie. I due satelliti potrebbero essersi formati per accrezione nel processo che ha condotto anche alla formazione del pianeta Marte, oppure potrebbero essere degli asteroidi catturati.[49][50]

Per aspetto e composizione, Fobos e Deimos sono stati spesso associati agli asteroidi della fascia principale, tuttavia asteroidi catturati dal pianeta difficilmente sarebbero venuti a trovarsi - pur nei tempi in cui è avvenuta la formazione del sistema solare - sulle attuali orbite percorse dai due oggetti, con eccentricità ed inclinazioni quasi nulle. Sembrerebbe, infatti, che i modelli proposti in letteratura possano giustificare la variazione della quota di apocentro di Fobos, ma non di Deimos[44] - piccolo e relativamente lontano da Marte; incontrerebbero inoltre delle difficoltà nel giustificare i valori dell'inclinazione orbitale delle due orbite, a meno di non assumere che i due oggetti non percorressero già delle orbite eliocentriche fortuitamente prossime al piano equatoriale di Marte.[49][50] Geoffrey Landis nel 2009 ha ripreso l'ipotesi della cattura, ipotizzando alla luce di nuove scoperte sugli asteroidi che Fobos e Deimos fossero lune asteroidali di oggetti delle dimensioni di Cerere o componenti di asteroidi binari a contatto, che si sarebbero avvicinati al pianeta con una velocità d'eccesso iperbolico pressoché nulla. La separazione della coppia avrebbe quindi condotto alla cattura di uno dei due componenti. Il modello proposto da Landis è stato però utilizzato, per altro dando esito favorevole, solo nella descrizione della cattura di Fobos.[48]

Anche il meccanismo previsto per la formazione di satelliti regolari incontra alcune difficoltà, con i due oggetti che sembrerebbero essersi entrambi aggregati in prossimità dell'orbita areosincrona e quindi troppo vicini tra loro rispetto a quanto previsto dal modello.[50] Robert A. Craddock nel 2011 ha proposto che l'impatto di un terzo corpo con il pianeta potrebbe aver lanciato del materiale in orbita che, organizzatosi in un disco, si sarebbe poi riassemblato in una serie di piccoli oggetti, di cui Deimos e Fobos sarebbero gli ultimi superstiti. Il processo di aggregazione da un disco circum-planetario spiegherebbe bene i valori di inclinazione ed eccentricità delle orbite di entrambi mentre le condizioni di bassa gravità ne spiegherebbero le densità.[47] Già nel 1982, Schultz e Lutz-Garihan avevano in effetti ipotizzato, alla luce di alcune regolarità nei crateri di impatto presenti sulla superficie di Marte, che il pianeta fosse stato circondato da una serie di satelliti che, in una fase molto remota della sua storia, progressivamente impattarono sulla superficie.[51]

Nuovi valori per il parametro gravitazionale (GM=0.7127 ± 0.0021 x 10-³ km³/s²) e la densità di Fobos (1876 ± 20 kg/m³) forniscono significativi nuovi limiti sul range corrispondente della porosità del corpo (30% ± 5%) e forniscono una base per una interpretazione maggiore della struttura interna. l’interno di Phobos contiene probabilmente grandi vuoti. Quando applichiamo questi risultati a varie ipotesi che riguardano l'origine di Fobos, questi sono in contrasto con l’affermazione che Phobos sia un asteroide catturato."[senza fonte]

Superficie[modifica | modifica sorgente]

La superficie di Phobos vista dalla Viking 1. Le strutture lineari visibili (Kepler Dorsum) sembrano essere collegate con la formazione del cratere Stickney.

Fobos è un corpo scuro, apparentemente composto da materiale superficiale simile a quello degli asteroidi di tipo C della fascia principale. La sua densità è tuttavia troppo bassa per poter essere costituito solo da roccia. Esso è probabilmente composto da una mistura di roccia e ghiaccio, oppure è cavo.

La sonda spaziale sovietica Phobos 2 rilevò nel 1988 una debole ma costante emissione di gas, Sfortunatamente la sonda smise improvvisamente di funzionare prima di poter identificare il materiale emesso e finire la propria missione con l'atterraggio dei due lander, ma molto probabilmente si trattava di acqua. Le recenti immagini della Mars Global Surveyor indicano che Fobos è ricoperto da uno strato di polvere sottile spesso circa un metro simile alla regolite che ricopre la Luna.

La superficie di Fobos appare pesantemente craterizzata. La sua caratteristica più prominente è certamente il grande cratere Stickney, battezzato con il cognome da nubile della moglie di Asaph Hall (Angeline Stickney). Come nel caso del cratere Herschel di Mimas (satellite di Saturno) l'impatto fu così devastante che avrebbe dovuto distruggere il corpo. Le striature che percorrono l'intera superficie del satellite (denominate Kepler Dorsum) sono forse state causate dall'impatto stesso. Gli astronomi rimangono tuttora perplessi sulla formazione delle striature di Fobos, tant'è che se si paragonano le immagini inviate dalla sonda Viking 1 e quelle inviate da Phobos 2 si nota chiaramente uno strano aumento delle stesse.

È stato ipotizzato che Fobos, come Gaspra, Ida, Mathilde ed altri asteroidi che presentano crateri da impatto di notevoli dimensioni, non sia un corpo compatto, ma un agglomerato. Questa struttura interna potrebbe spiegare sia il valore della densità[52] sia la capacità di resistere ad impatti potenzialmente catastrofici, come quello che ha generato il cratere Stickney.[53]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d e Valore calcolato.
  2. ^ a b Jacobson, R.A., op. cit., p. 676, 2010.
  3. ^ L'asse di rotazione di Marte è inclinato di 25,19° rispetto all'eclittica.
  4. ^ a b c d Moore, P., op. cit., p. 117, 2000.
  5. ^ Akones, K. Properties of orbits in Burns, J.A. (a cura di) , op. cit., pp. 39, 1977.
  6. ^ Morrison, D.; Cruikshank, D.P.; Burn, J.A. Introducing the satellites in Burns, J.A. (a cura di) , op. cit., p. 16, 1977.
  7. ^ a b c d e Moore, P., op. cit., p. 119, 2000.
  8. ^ Moore, P., op. cit., p. 102, 2000.
  9. ^ (EN) North, Gerald, Advanced Amateur Astronomy, 2a, Cambridge University Press, 1997, p. 200. ISBN 0-521-57430-7.
  10. ^ a b (EN) Patrick Moore, The amateur astronomer, 12a, Birkhäuser, 2006, p. 92. ISBN 1-85233-878-4.
  11. ^ (EN) Veiga, C.H., Phobos and Deimos CCD observations in Astronomy and Astrophysics, vol. 487, n. 2, 2008, pp. 755-758. DOI:10.1051/0004-6361:200809498.
  12. ^ a b c (EN) What do Phobos and Deimos look like from Mars? in EarthSky, 23 settembre 2009. URL consultato l'11 marzo 2012.
  13. ^ (EN) Michael J. de F. Maunder, Patrick Moore, Transit: when planets cross the sun, Springer, 2000, p. 87. ISBN 1-85233-621-8.
  14. ^ a b c Capderou, M. , op. cit., pp. 450-451, 2005.
  15. ^ (EN) Shadow Boxing with 'Fear' in Astrobiology Magazine, 13 aprile 2001. URL consultato l'11 marzo 2012.
  16. ^ (EN) David Shayler, Andrew Salmon, Michael Derek Shayler, Phobos and Deimos in Marswalk One: first steps on a new planet, Springer, 2005, pp. 16-17. ISBN 1-85233-792-3.
  17. ^ (EN) Norman Davidson, Astronomy and the imagination: a new approach to man's experience of the stars, Routledge, 1987, p. 141. ISBN 0-7102-1179-1.
  18. ^ "Venere non ha satelliti, la Terra ne ha uno e Giove ne ha quattro. Marte, perciò, non può che averne due", con l'assunzione errata che il numero dei satelliti dei pianeti del sistema solare segua una progressione geometrica di ragione 2 e fattore di scala 1. Idea che viene generalmente attribuita a Keplero. Si veda anche (EN) Close Inspection for Phobos, ESA Portal, 3 agosto 2006 (ultimo aggiornamento). URL consultato il 24 marzo 2012.
  19. ^ Fabio Zugno, Anticipazioni dei satelliti di Marte in La scoperta dei nuovi pianeti e satelliti, Padova, luglio 2009. URL consultato il 9 marzo 2012.
  20. ^ (EN) Kevin Brown, Galileo's Anagrams and the Moons of Mars, Math Pages. URL consultato l'8 marzo 2012.
  21. ^ Jonathan Swift, I viaggi di Gulliver. Parte III, Capitolo III, 1726.
  22. ^ Angela, Piero, Angela, Alberto, Viaggio nel cosmo, RAI-ERI Mondadori, 1997. ISBN 88-04-40178-8.
  23. ^ (EN) William Sheehan, The Hurtling Moons of Mars in The Planet Mars: A History of Observation and Discovery, Tucson, University of Arizona Press, 1996.
  24. ^ Unione Astrofili Italiani, Voltaire, Micromega, Astrocultura UAI, 2003. URL consultato il 9 marzo 2012.
  25. ^ (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.
  26. ^ (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.
  27. ^ Morley, T.A., op. cit., p. 209, 1989.
  28. ^ Hunt, G.E. et al., op. cit., p. 91, 1978.
  29. ^ Royal Astronomical Society, op. cit., pp. 205-209, 1878.
  30. ^ (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.
  31. ^ a b c d Morley, T.A., op. cit., p. 210, 1989.
  32. ^ Hunt, G.E. et al., op. cit., p. 92, 1978.
  33. ^ L'effetto della reistenza atmosfera è direttamente promozionale al coefficiente balistico, C_{B}, definito come C_{B} = \frac { C_{d} S}{2 m_{s}}, dove C_{d} è il coefficiente di resistenza aerodinamica, S è la sezione trasversale alla direzione del moto e m_{s} è la massa del satellite. A parità degli altri parametri in gioco, quindi, ad un corpo di massa minore (ad esempio perché cavo) corrisponde un'azione di perturbazione atmosferica più efficace.
  34. ^ a b Hunt, G.E. et al., op. cit., pp. 92-93, 1978.
  35. ^ (EN) Iosif Shklovsky e Carl Sagan, Intelligent Life in the Universe, Picador, 1966, pp. 368-369.
  36. ^ (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.
  37. ^ (EN) Busch, M.W., Ostro, S.J.; 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.
  38. ^ a b Veverka, J.; Burns, J. A., op. cit., pp. 527-529, 1980.
  39. ^ Veverka, J.; Burns, J. A., op. cit., p. 531, 1980.
  40. ^ (EN) Duxbury, T.C., Callahan, J.D., Pole and prime meridian expressions for Phobos and Deimos in Astronomical Journal, vol. 86, 1981, pp. 1722-1727. DOI:10.1086/113056. URL consultato il 26 marzo 2012.
  41. ^ Per il moto di precessione degli apsidi è stata calcolata una velocità, \dot \omega , di 0,4352°/giorno; per la retrogradazione dei nodi una velocità, \dot \Omega , di - 0,4358°/giorno, il cui segno negativo sottolinea il fatto che avviene in direzione retrograda, opposta rispetto a quella del moto della luna. Cfr. Jacobson, R.A., op. cit., p. 676, 2010.
  42. ^ 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".
  43. ^ Jacobson, R.A., op. cit., p. 674, 2010.
  44. ^ a b Burns, J.A. , op. cit., pp. 144-148, 1986.
  45. ^ (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, n. E12, 2007, pp. E12003. DOI:10.1029/2007JE002908. URL consultato il 13 marzo 2012.
  46. ^ (EN) Holsapple, K. A., Equilibrium Configurations of Solid Cohesionless Bodies in Icarus, vol. 154, n. 2, 2001, pp. 432-448. DOI:10.1006/icar.2001.6683.
  47. ^ a b Craddock, R.A., op. cit., 2011.
  48. ^ a b Landis, G.A., op. cit., 2009.
  49. ^ a b Hunt, G.E. et al., op. cit., pp. 101-107, 1978.
  50. ^ a b c Veverka, J.; Burns, J. A., op. cit., pp. 551-555, 1980.
  51. ^ (EN) Schultz, P.H., Lutz-Garihan, A.B., Grazing impacts on Mars - A record of lost satellites in Lunar and Planetary Science Conference, 13th, Houston, TX, March 15-19, 1982, Proceedings. Part 1, Washington, DC, American Geophysical Union, 1982, pp. A84-A96. ISBN A83-15326 04-91 . URL consultato il 10 agosto 2012.
  52. ^ Emily Lakdawalla, Phobos: New gravity data and an update on the Phobos-Grunt landing site, The Planetary Society, 16 ottobre 2008. URL consultato il 20 ottobre 2008.
  53. ^ William Bottke, Large Craters on Asteroids, Southwest Research Institute, 10 settembre 1998. URL consultato il 20 ottobre 2008.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

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Resoconti della scoperta[modifica | modifica sorgente]

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