I satelliti di Marte: Phobos e Deimos
loading

I satelliti di Marte: Phobos e Deimos

Il cielo marziano è attraversato da due piccoli satelliti naturali che si muovono in opposte direzioni. Il più grande dei due, Phobos, sorge ad ovest due volte al giorno. Il più piccolo, Deimos, sorge ad est una volta ogni cinque giorni e mezzo. Visti dalla superficie di Marte, il loro diametro apparente è pari rispettivamente a circa 1/3 ed 1/17 della dimensione della Luna vista da Terra.

Generalità sui satelliti di Marte

Due piccole lune solcano il cielo di Marte. Due lune la cui origine rappresenta a oggi un mistero ma interessante è anche il loro futuro, che potrebbe dotare il pianeta rosso di un anello, forse già presente.

Il cielo marziano è attraversato da due piccoli satelliti naturali che si muovono in opposte direzioni. Il più grande dei due, Phobos, sorge ad ovest due volte al giorno. Il più piccolo, Deimos, sorge ad est una volta ogni cinque giorni e mezzo. Visti dalla superficie di Marte, il loro diametro apparente è pari rispettivamente a circa 1/3 ed 1/17 della dimensione della Luna vista da Terra.

Ombra di Phobos ottenuta dalla camera HRSC di Mars Express il 10 novembre 2005. Crediti ESA
Ombra di Phobos ottenuta dalla camera
HRSC di Mars Express il 10/11/2005.
Crediti ESA

Dal momento che il diametro apparente del Sole su Marte è circa 2/3 di quello visto dalla Terra, soltanto una eclisse solare molto parziale, già osservata per Phobos, può verificarsi per un ipotetico osservatore marziano. Dimensioni e forme di Phobos e Deimos inducono a pensare che possa trattarsi di asteroidi, una ipotesi corroborata dalla bassa densità dei due corpi comparata a quella della Luna o di Marte stesso. La densità di Phobos è circa due volte quella dell'acqua mentre per Deimos il valore scende a 1,7. A confronto si pensi che sulla Luna il valore è di 3,34 mentre su Marte sale a 3,93. Inoltre, le superfici dei due satelliti assorbono circa il 95% della luce incidente esattamente come alcuni asteroidi in orbita nella Fascia asteroidale tra Giove e  Marte.

Se Phobos e Deimos sono asteroidi, possiamo fare congetture sulla modalità con la quale sono divenuti satelliti di Marte. La teoria dominante vuole il pianeta catturare i due asteroidi allo stesso modo in cui Saturno, Nettuno e Giove hanno catturato i propri anche se qualcosa ancora non torna: qualcosa deve aver rallentato i due asteroidi per consentir loro di essere catturati dall'orbita marziana. Sono stati elaborati vari modelli. Il primo, riprendendo la storia di Terra e Luna, suppone che un corpo esterno sia andato in collisione con Marte spedendo detriti in orbita. Questi detriti si sarebbero poi riuniti ed accresciuti, ma sfortunatamente questo modello non è applicabile a Phobos e Deimos visto che non sono abbastanza densi. Un altro modello prevede una decelerazione dei due corpi dovuta al passaggio attraverso una densa atmosfera . Una simile atmosfera è stata presente su Marte nei primi tempi dopo la sua formazione, ma è presto stata spazzata via dall'attività solare. Se il modello riflette la realtà, allora Phobos e Deimos dovrebbero essere gli ultimi esempi dei planetesimi dai quali ha avuto origine Marte, tra 4,5 e 4,3 miliardi di anni fa. La questione resta, comunque, ancora aperta tanto che ad aprile 2018 uno studio ha sostenuto, nuovamente, la compatibilità con un impatto di Marte con un nanopianeta risalente al tempo in cui Marte stesso era ancora roccia fusa. Secondo le simulazioni, l'impatto avrebbe dato vita a un disco di detriti la cui parte più distante avrebbe generato i satelliti Phobos e Deimos. La parte interna potrebbe aver dato vita a lune maggiori che con il tempo si sarebbero aggregate a Marte stesso. Le lune marziane, quindi, dovrebbero avere una composizione chimica pari a quella del pianeta e, data la bassissima velocità di fuga, dovrebbero essere totalmente aride. La missione giapponese Mars Moon eXploration, prevista dalla JAXA nel 2024, avrà quindi anche il compito di testare questa teoria analizzando la composizione delle lune di Marte.

LUNE CICLICHE PER MARTE?

Un paradigma totalmente diverso viene invece nel 2020 a cura di SETI Institute e Purdue University e nasce da un fattore spesso trascurato nelle orbite dei satelliti. Deimos, infatti, più piccolo e distante, ha una orbita inclinata di 2° rispetto al piano equatoriale di Marte e un valore così piccolo apre la porta a dubbi molto grandi tanto da ribaltare quanto supposto finora. Phobos sta perdendo massa a causa dell'interazione con il pianeta ospite il che, in termini astronomici come vedremo, porterà la luna in orbita troppo bassa fino a distruzione. Se questo accade a Phobos, potrebbe essere già accaduto in passato, miliardi di anni fa, e poi di nuovo in un ciclo che vede la formazione di lune e la loro distruzione a creare anelli. Ogni luna neonata tende ad allontanarsi da anello e pianeta in una direzione quindi opposta a quella attuale di avvicinamento che Phobos sta sperimentando a causa di Marte. Una migrazione verso l'esterno, appena al di fuori dell'anello di formazione, potrebbe portare a una risonanza orbitale nella quale Deimos verrebbe ad avere un periodo orbitale pari a tre volte quello di Phobos. La luna "precedente" avrebbe avuto una massa pari a venti volte la massa di Phobos e quella prima ancora risalirebbe a 3 miliardi di anni fa. Per gran parte della propria storia, quindi, Marte avrebbe posseduto un anello evidente. Mentre Deimos ha miliardi di anni, quindi, Phobos dovrebbe essere più giovane, con una età di appena 200 milioni di anni (Evidence for a Past Martian Ring from the Orbital Inclination of Deimos. arXiv).

Il futuro dei satelliti e gli anelli di Marte

L'ombra mostrata nella figura precedente non è l'unico effetto che Phobos, e Deimos, hanno sul pianeta Marte. Sebbene la sua massa sia estremamente ridotta, infatti, Phobos deforma il pianeta creando una marea solida, un rialzamento della superficie di un millimetro, circa trenta volte inferiore a quello prodotto dalla Luna sulla Terra. A causa della viscosità del mantello di Marte, questa deformazione non avviene in concomitanza con il passaggio del satellite ma in un momento successivo. L'alta marea si verifica quindi dopo il passaggio di Phobos. Il risultato di tutto questo è che Phobos terminerà la propria esistenza andando ad infrangersi sulla superficie marziana nel giro di circa 40 milioni di anni. Per Deimos vale invece l'effetto opposto: come la nostra Luna, si sta lentamente allontanando dal pianeta.

Prima di questa fine, tuttavia, le lune di Marte potrebbero incappare in qualcosa di distruttivo: Phobos e Deimos sembrano infatti in fase di "decomposizione", lasciando detriti lungo le proprie orbite, il che lascia a sua volta - inevitabilmente - un anello di detriti intorno al pianeta rosso. Fin qui tutto bene: Marte in futuro avrà uno o due anelli, anche se molto molto tenui.  Uno studio della Purdue University sostiene come il bacino enorme che ha fatto sprofondare l'emisfero nord di Marte si sia formato da un impatto circa 4.3 miliardi di anni fa e come i detriti sollevati dall'impatto di allora abbiano dato vita a due lune molto più grandi di quelle che vediamo. Queste lune si sarebbero poi avvicinate a Marte, superando il limite di Roche e disintegrandosi, creando in ultima istanza un paio di anelli intorno al pianeta. Questi anelli si sarebbero poi amalgamati a creare, di nuovo, un altro paio di lune che, successivamente, si sarebbero avvicinate di nuovo disintegrandosi. Ogni distruzione e ricomposizione avrebbe dato vita a lune più piccole, ogni volta, di cinque volte rispetto alle precedenti quindi ciò che vediamo accadere oggi sarebbe soltanto uno dei capitoli di anelli che la storia di Marte avrebbe conosciuto. Ad oggi, abbiamo ancora seri dubbi su quante lune si siano formate intorno alla Terra 4.5 miliardi di anni fa più o meno quindi non siamo in presenza di verità, tanto meno per Marte. Ogni teoria, però, è ben accolta ovviamente, soprattutto finché non viene smentita. 

La disintegrazine sembra trovare prove soprattutto per Phobos, quindi se ne parlerà specificatamente nel paragrafo dedicato a questa luna.

Allineamento prospettico tra Phobos e Giove. Crediti ESA/DLR/FU (G. Neukum)
Allineamento prospettico tra Phobos e Giove. Crediti ESA/DLR/FU (G. Neukum)

Troiani di Marte

Troiani di Marte. Credit: Armagh Observatory
Troiani di Marte. Credit: Armagh Observatory

Marte condivide la propria orbita con una manciata di piccoli asteroidi chiamati Troiani e tra questi esiste una famiglia in orbita comune, il che suggerisce come i membri traggano la loro origine da un corpo in comune anche se il meccanismo in grado di creare questa famiglia è un mistero. Proprio su questo hanno insistito alcuni scienziati dell'Armagh Observatory and Planetarium in Irlanda del Nord, scoprendo come il ruolo del Sole potrebbe essere, di nuovo, importante. I Troiani si muovono prima e dopo Marte, separati da 60° e occupando quindi i punti lagrangiani L4 e L5, laddove le influenze gravitazionali si azzerano e i piccoli corpi celesti possono percorrere la stessa orbita del pianeta rosso senza il rischio di essere raggiunti e distrutti. Il primo troiano di Marte fu scoperto a fine anni Novanta e venne chiamato Eureka. Dalla scoperta di Eureka non sono stati scoperti molti altri troiani marziani: sono nove e sono pochi soprattutto se confrontati con i seimila di Giove, ma esistono alcuni indizi molto interessanti al riguardo. Tutti, tranne uno, gli asteroidi sono posti in L5 e sette degli otto orbitano intorno a Eureka, formando un gruppo con dimensioni che vanno da poche centinaia di metri ai due chilometri di Eureka stesso. Da dove viene questa famiglia? Si potrebbe ipotizzare un impatto che ha investito Eureka a formare i corpi più piccoli, ma gli scienziati hanno mostrato come neanche il più gentile degli impatti potrebbe aver lasciato i frammenti in zona, tanto più che l'effetto Yarkovsky innescato dal riscaldamento solare avrebbe via via allentato le orbite disperdendo il gruppo in meno di un miliardo di anni. Il team si è quindi concentrato sui corpi come un tutt'uno e sulle differenze con altri due troiani posti in L5 e del tutto simili a Eureka, eppur privi di una propria "famiglia". A differenziare i corpi dovrebbe quindi essere l'effetto YORP (Yarkovsky, O'Keefe, Radzievskii, Paddack), parente stretto dell'effetto Yarkovsky e guidato dalla luce del Sole. L'effetto YORP non riguarda, però, un effetto sull'orbita ma sulla rotazione di un asteroide : sarebbe proprio questo effetto ad aver accelerato la rotazione di Eureka fino a spezzarlo. Eureka ruota su sé stesso in 2 ore e mezza, una velocità al limite di quella che comporta la frammentazione. Gli altri asteroidi ruotano molto più lentamente: l'unico che sembra veloce è 1998 VF31 ma sembra trovarsi in zona da un periodo di tempo molto limitato. Si tratta, per ora, di una mera teoria ma promette bene. In ogni caso, l'origine dei frammenti oggi visibili è la stessa e la prova ce la fornisce il colore della luce riflessa, cioè lo spettro, catturato da X-SHOOTER montato al Very Large Telescope di ESO. In particolare è stato analizzato lo spettro di due asteroidi della Famiglia di Eureka, 31199 e 385250. Non basta: gli asteroidi sono composti prevalentemente di olivina, un minerale che tipicamente si forma sotto condizioni di alta pressione e temperatura, il che implica come questi asteroidi siano probabilmente resti di un mantello di ciò che un tempo era un planetesimo che sviluppò una crosta, un mantello e un nucleo tramite un processo di differenziazione.  Delle tantissime famiglie di asteroidi del Sistema Solare, nessuna a oggi sembra composta in misura così forte di olivina il che può andare incontro al problema del "mantello mancante": se facciamo la somma di quel che sembra distrutto, la massa dei "mantelli" è inferiore a quanto dovrebbe essere in confronto alle masse dei "nuclei" e delle "croste". Questa olivina non risolve il problema ma è comunque un modo di iniziare a far quadrare i conti.

Uno dei troiani sembra avere una composizione molto simile a quella della Luna, il che potrebbe essere testimonianza di una appartenenza al tempo di formazione dei pianeti solari e delle loro lune. La scoperta, di fine 2020, è stata effettuata grazie a X-SHOOTER, spettrografo montato al VLT di ESO portando a una tassonomia che ha accostato l'oggetto (101429) 1998 VF31 ai corpi rocciosi del Sistema Solare interno, senza andare a sovrapporsi perfettamente a nessuna delle classi di meteoriti e asteroidi noti. Il miglior match c'è stato invece con la Luna, addirittura: in realtà in molti casi gli spettri sono "simili" a quello lunare ma nei dettagli le differenze sono sempre state evidenti. Questo asteroide, invece, sembra somigliare molto da vicino al nostro satellite. Una possibile origine per questo oggetto vede un altro oggetto-madre, simile alle condriti, che ha acquisito una "apparenza" lunare nel tempo con l'esposizione alla radiazione solare. Alternativamente, l'asteroide potrebbe provenire proprio dalla Luna in seguito ai bombardamenti avvenuti all'inizio della storia del Sistema Solare. Terza possibilità, forse la più probabile, vede l'oggetto provenire da Marte stesso: lo spettro ci dice che l'asteroide è ricco di pirossene, un elemento che si trova nello strato esterno dei corpi planetari. Marte, come Luna e Terra, è stato oggetto di impatti e proprio da uno di questi potrebbe aver avuto origine 101429 (Apostolos A. Christou et al. Composition and origin of L5 Trojan asteroids of Mars: Insights from spectroscopyIcarus - 2020).

 

Ultimo aggiornamento del: 03/11/2020 23:31:54

Il satellite Phobos

Phobos è il satellite maggiore di Marte, sebbene misuri soltanto poco più di 22 chilometri di diametro. Lo studio di Phobos mira soprattutto alla comprensione del processo che ha reso il corpo celeste un satellite di Marte.

I numeri di Phobos
Il satellite Phobos. Crediti NASA
Il satellite Phobos. Crediti NASA

 

DATI FISICI
Diametro 22,5 km
Rotazione 7h 39m
Massa 1,07x1016 kg
Densità media 1,9x103 kg/m3
Velocità di fuga 11 m/s
Albedo 0,07
Magnitudine apparente 11.6
Temperatura superficiale 233°K
DATI ORBITALI
Semiasse maggiore 9.375 km
Eccentricità 0,01511
Inclinazione su eclittica 26,27°
Inclinazione su pianeta 1,082°
Velocità media  2,1 km/s

 

Satellite maggiore di Marte, la scoperta di Phobos è stata opera di Asaph Hall, come per Deimos. Sebbene Phobos sia più grande di Deimos, la sua vicinanza al pianeta rende più facilmente visibile il satellite più piccolo, ma più distante, rispetto a quello maggiore. Basti pensare che anche nelle opposizioni più favorevoli, da Terra, Phobos brilla di magnitudine massima 11,6, seicentomila volte meno di Marte (che raggiunge la magnitudine -2) dal quale si discosta soltanto di 24,6 arcominuti contro i quasi 62 di Deimos.

Il nome indica il figlio di Ares e Afrodite, rispettivamente Marte e Venere, e dal greco viene tradotto con Paura, a completare insieme a Deimos (Terrore) la schiera di destrieri di Marte così come espresso nell'Iliade. 

Se abitassimo su Marte, potremmo veder Phobos brillare al massimo con magnitudine -3,9 (quindi meno di quanto non vediamo brillare Venere dalla Terra) e con un diametro massimo pari a circa un terzo della nostra Luna. Il periodo di rivoluzione , inferiore al Sol marziano, fa sì che il satellite possa esser visto in moto "retrogrado": Phobos verrebbe visto sorgere a ovest e tramontare a est dopo appena 4,5 ore per poi sorgere di nuovo dopo altre 6,5 ore. La durata della rivoluzione, inoltre, è pari a quella della rotazione quindi anche Phobos, così come Deimos, mostra sempre la stessa faccia al pianeta Marte. 

l video che segue, della NASA, mostra un timelapse di 86 immagini ottenute dal rover Curiosity tramite la NavCam, montate per ricreare una animazione di trenta secondi. Le immagini sono state ottenute appena dopo il tramonto del 28 giugno 2018, mostrando il sorgere della luna in un periodo di circa trenta minuti.

 

La storia osservativa è molto simile a quella di Deimos: una anticipazione teorica dell'esistenza dei due satelliti fu avanzata da Keplero sulla base del ragionamento per il quale se la Terra ha una luna e Giove ne ha quattro, Marte deve averne per forza due. Anche la fantasia prese piede, fino a veder Phobos come un oggetto messo in orbita da una civiltà marziana. 

Formazione o cattura?

Ancora è incerta la modalità per la quale Phobos, così come Deimos, si trovi a orbitare intorno a Marte: la tesi della cattura gravitazionale è contrastata parzialmente dall'orbita del satellite , la quale presenta eccentricità quasi nulla così come inclinazione rispetto all'equatore marziano. I tempi del Sistema Solare non avrebbero permesso un allineamento così preciso, anche se variando parametri di velocità di ingresso oppure aggiungendo un asteroide ex-compagno si riesce a ricreare il dato osservativo. Del resto anche la tesi che vuole i due satelliti formarsi per accrescimento incontra i suoi limiti nella eccessiva vicinanza al pianeta. C'è da dire che, a vantaggio della cattura gravitazionale da parte di Marte, il satellite presenta una composizione chimica del tutto simile a quella degli asteroidi di tipo C (condriti carbonacee) presenti nella Fascia Principale degli asteroidi, anche se analisi successive hanno avvicinato Phobos (e Deimos) anche agli asteroidi di tipo D per la presenza di filosilicati ferrosi.

Il satellite Phobos in transito davanti al Sole. Image Credit: NASA/JPL-Caltech/Malin Space Science Systems/Texas A&M Univ.
Il satellite Phobos in transito davanti al Sole ripreso dal rover Curiosity.
Image Credit: NASA/JPL-Caltech/Malin Space Science Systems/Texas A&M Univ.

Proprio per queste incertezze si utilizzano le immagini ottenute da Mars Odissey nel 2001, rivedute alla luce di nuove immagini che potrebbero far luce sulla vera natura chimica del corpo celeste. Si fa riferimento essenzialmente a: 

  • una immagine del 9 dicembre 2019 con la superficie alla massima temperatura di 27:C;
  • una immagine del 25 febbraio 2020, durante una eclisse, con l'ombra di Marte che blocca la radiazione solare portando a una delle temperature più fredde mai registrate (-123°C)
  • una immagine del 27 marzo 2020 con Phobos all'uscita da una eclisse, in fase di riscaldamento.
Le immagini di Phobos oggetto di studio. Credit: NASA / JPL-Caltech / ASU / NAU
Le immagini di Phobos oggetto di studio. Credit: NASA / JPL-Caltech / ASU / NAU

 

La superficie di Phobos appare relativamente uniforme e costituita da materiali a grana molto fine, con composizione principalmente basaltica. Tutto ciò serve a comprendere come Phobos, e magari anche Deimos, possano essere "nati da Marte" anziché catturati, tanto più che i più recenti studi parlano di una alternanza tra anelli e formazione ciclica di lune, come visto in precedenza nella generalità delle lune marziane (). 

D'altro lato, recenti studi in tema di formazione del Sistema Solare vedono nella migrazione di Giove nel Sistema Solare primordiale una delle possibili cause di "scombussolamento" degli equilibri e quindi di possibile cattura asteroidale da parte di Marte. La densità del satellite, tra l'altro, induce a pensare che non sia composto soltanto di roccia ma anche di ghiaccio o che, addirittura, possa essere un corpo cavo.

Occultazione di Deimos da parte di Phobos ripresa da Curiosity nel 2013. Crediti NASA
Occultazione di Deimos da parte di Phobos ripresa da Curiosity nel 2013. Crediti NASA

La superficie

Anche Phobos sembra essere ricoperto da una coltre di regolite, mentre la sonda sovietica Phobos 2 registrò una emissione di gas dal satellite prima di morire troppo presto lasciando, quindi, il dubbio sulla tipologia di gas registrato. Contrariamente a Deimos, su Phobos i crateri sono veramente numerosi e il maggiore è stato dedicato alla moglie dello scopritore Asaph Hall, Angeline Stickney (matematica), e da qui venne chiamato appunto Stickney. Crateri così grandi dovrebbero distruggere il satellite, quindi sono diversi gli scienziati che ritengono che Phobos sia in realtà un agglomerato più che un corpo compatto, il che spiegherebbe anche la bassa densità del satellite. 

Stickney è infatti un cratere da impatto posto a cavallo della fascia equatoriale, posto tra 20°S e 22°N a longitudini comprese tra 28°W e 70°W. Il suo diametro è di nove chilometri. Al suo interno è presente un cratere più piccolo, chiamato Limtoc. Intorno a Stickney regnano diverse striature che, dal confronto tra le immagini della Mariner 9, della Viking 1 e di Phobos 2, appaiono in aumento. 

Phobos ripreso in infrarosso dalla camera THEMIS a bordo di Mars Express. Crediti ESA
Phobos ripreso in infrarosso dalla camera THEMIS a bordo di Mars Express. Crediti ESA

Phobos è stato osservato in infrarosso dalla Thermal Emission Imaging System (THEMIS) a bordo del Mars Odissey il giorno 29 settembre 2017: i dati sono stati sommati alle immagini ottiche per produrre una somma della temperatura superficiale in vista, anche, di potenziali future missioni umane.  Una parte della superficie è stata ripresa poco prima dell'alba mentre il resto era immersa nella luce mattutina: da sinistra a destra c'è quindi una sequenza temporale che va da un periodo ante-alba al sorgere del Sole fino al tramonto e oltre, il che fornisce indicazioni sul tempo richiesto alla superficie a scaldarsi e, di conseguenza, sulla composizione. Un riscaldamento veloce lascia presumere una composizione sabbiosa anziché rocciosa. Conoscere la composizione di Phobos, così come di Deimos, può far luce anche sull'origine delle due lune, ancora incerte tra frammentazione marziana o cattura gravitazionale. 

Phobos è uno dei possibili avamposti per future missioni marziane visto che la bassa gravità potrebbe facilitare senz'altro le manovre di atterraggio, ma i problemi sono diversi e tra questi le cariche elettrostatiche che si accumulano nel lato notturno (Advances in Space Research, ottobre 2017) e che potrebbero mettere a rischio la salute degli astronauti (anche se il rischio sembra remoto) e lo stato delle apparecchiature.Alla base delle cariche c'è il vento solare , che gira per il Sistema Solare a più di un milione e mezzo di chilometri orari, e il diverso peso di elettroni e ioni positivi che "cadono" sul lato diurno: il plasma viene assorbito dalla superficie del satellite creando un vuoto nel lato notturno e a questo punto sono gli elettroni, più leggeri, a scavare un solco elettrico davanti agli ioni più pesanti costringendoli a penetrare nel vuoto notturno. 

Phobos e le striature, segno probabile di cedimento. Crediti NASA
Phobos e le striature, segno probabile di pietre rotolanti. Crediti NASA

Gran parte della superficie di Phobos è coperta da solchi la cui origine è decisamente misteriosa. A fine 2018 uno studio molto particolare sostiene che all'origine di queste scie possano esserci corpi rotolanti, rocce create da antichi impatti asteroidali. Per giungere a questa conclusione, ancora da verificare, sono state create simulazioni del movimento dei detriti del cratere Stickney, una struttura gigantesca in una delle estremità dell'allungato corpo di Phobos. I modelli mostrano come il rotolamento dei detriti lungo la superficie potrebbero aver dato vita alle strisce che vediamo oggi e che contraddistinguono Phobos alimentando un dibattito ormai quarantennale. 

Le prime immagini dei solchi sono infatti degli anni Settanta e si devono alle missioni Mariner e Viking. Da allora si sono succedute diverse ipotesi, tra le quali la frammentazione continua di Phobos con i solchi a rappresentare i segnali di una fine distruttiva. A fine anni Settanta gli scienziati  Lionel Wilson Jim Head ipotizzarono un legame tra la formazione di Stickney e la produzione di detriti in grado di rotolare e scavare. In effetti un cratere di 9 chilometri di diametro posto su un oggetto il cui diametro è solo tre volte maggiore deve aver creato, alla formazione, una serie numerosa di rocce e l'idea del rotolamento non apparve così malsana, anche se erano presenti altri problemi: alcuni solchi non sono radianti di Stickney, altri sembrano andare verso il cratere mentre altri sono sovrapposti, a indicare una formazione più recente sopra solchi già presenti. 

Simulazione delle tracce possibili espulse dalla formazione di Stickney. Crediti Ken Ramsley / Brown University
Simulazione delle tracce possibili espulse dalla formazione di Stickney.
Crediti Ken Ramsley / Brown University

Le simulazioni hanno tenuto conto della morfologia di Phobos e della sua gravità, disegnando il percorso possibile delle rocce scagliate via dall'impatto e giungendo a qualcosa di veramente molto simile a quanto osservato sul satellite. E' arrivata la risposta anche alle domande aperte, visto che la bassa gravità e il limitato diametro del satellite hanno consentito ad alcune rocce "simulate" di non fermarsi dopo pochi chilometri ma di continuare a rotolare fino al lato diametralmente opposto, giustificando il mancato allineamento dei solchi. Anche la sovrapposizione è ben spiegata: i solchi generati a ridosso del cratere sono stati poi sottoposti a nuovi rotolamenti da parte di rocce che hanno compiuto tutto il giro del satellite prima di tornare in zona. 

C'è un'area in cui non sono presenti scie: in tal caso le simulazioni hanno mostrato come si tratti di un'area bassa di Phobos, circondata da un rialzo che sarebbe stato in grado non di bloccare il rotolamento, ma di agire come trampolino per prendere velocità e alzarsi per una sorta di "volo suborbitale".

Phobos e il rotolamento delle rocce, tra giri completi e trampolini. Credit: Ken Ramsley / Brown University
Phobos e il rotolamento delle rocce, tra giri completi e trampolini.
Credit: Ken Ramsley / Brown University

La sonda Mars Express di ESA ha ottenuto 41 nuove immagini della piccola luna Phobos il 17 novembre 2019, dalla distanza di 2400 chilometri. La sonda è riuscita a ottenere una miriade di strutture superficiali tra le quali numerosi crateri da impatto e le famose striature causate, probabilmente, dal rotolamento di detriti in superficie oppure da forze mareali. 
La sequenza mostra la rotazione della piccola luna e la variazione di illuminazione da parte del Sole. Il moto minore in senso verticale è dovuto invece alle oscillazioni della sonda. L'angolo tra la sorgente di luce (il Sole) e l'osservatore (la sonda) varia durante le riprese passando da 17° a zero prima di tornare a 15°. La variazione di illuminazione consente di osservare al meglio una serie più numerosa di dettagli.

 

Il futuro di Phobos

Si è detto precedentemente che l'effetto mareale di Marte sul piccolo Phobos potrebbe causarne la distruzione in milioni di anni a partire da "oggi". Phobos è una luna molto piccola e molto prossima al proprio pianeta, e ogni anno tende ad avvicinarsi sempre più e a cedere strutturalmente.  Alcuni ricercatori hanno spinto i modelli verso il futuro ipotizzando possibili scenari tra venti milioni di anni e tra questi scenari esiste una possibilità che Phobos venga a disporsi - frantumato - intorno a Marte formando un anello. La rottura del satellite dovrebbe avvenire su scala di giorni o settimane, tempo sufficiente a disporre in cerchio i detriti e a mantenerli in orbita marziana. Un disco che potrebbe durare da 1 a 100 milioni di anni prima di cadere sul suolo rosso. 

Chi vuole avvalorare la tesi, riprende proprio le striature viste in precedenza e le associa a un cedimento strutturale che porterà alla distruzione della luna di Marte in un tempo compreso tra 30 e 50 milioni di anni, sotto la spinta della gravità del pianeta rosso. Contro la teoria che vede le scalanature derivare dal cratere Stickney, gli scienziati che prevedono il collasso di Phobos evidenziano come le striature non abbiano origine dal punto di impatto, ma da un punto posto nei suoi paraggi. Più impatti? Possibile, ma i nuovi modelli di Hurford e colleghi supportano invece un cedimento strutturale interno dovuto a forze mareali impresse da Marte. Non si tratta di un concetto nuovo: già decenni fa, al passaggio delle Viking, si ipotizzò un qualcosa di simile ma all'epoca si riteneva Phobos molto più denso di quanto in realtà non sia e le forze applicate sembravano del tutto ininfluenti. Oggi Phobos è considerato un poroso mucchio di macerie tenuto insieme a malapena, il che faciliterebbe un processo pari a quello descritto. A questo punto le forze applicate sarebbero molto stressanti per Phobos. Stesso destino, si pensa, attende Tritone, la luna di Nettuno, che presenta fratture simili.

Ultimo aggiornamento del: 04/06/2020 08:55:09

Il satellite Deimos

Per il piccolo satellite di Marte, i problemi aperti sono del tutto simili a quelli già visti per Phobos relativamente all'origine. Un suolo più liscio contraddistingue la luna.

I numeri di Deimos
Il satellite Deimos. Crediti NASA
Il satellite Phobos. Crediti NASA

 

DATI FISICI
Diametro 12,4 km
Rotazione 30,30 ore
Massa 1,4762x1015 kg
Densità media 1,471x103 kg/m3
Velocità di fuga 5,64 m/s
Albedo 0,068
Magnitudine apparente 12,8
Temperatura superficiale 344°K
DATI ORBITALI
Semiasse maggiore 23.458 km
Eccentricità 0,00024
Inclinazione su eclittica 27,8°
Inclinazione su pianeta 2,67°
Velocità media 1,35 km/s
Rivoluzione 30,30 ore

 

Deimos è il secondo satellite di Marte in ordine di dimensione.

Il suo nome significa Terrore e fu assegnato da Henry Madan prendendo spunto dal personaggio della mitologia greca, destriero di Marte nell'Iliade. Davvero molto piccolo con i suoi 12 chilometri di diametro, per scoprirne forma e caratteristiche abbiamo dovuto attendere le missioni spaziali su Marte visto che da Terra si presenta come un puntino indistinto visibile soltanto durante le opposizioni marziane. In questi periodi, e durante le opposizioni più favorevoli, il satellite raggiunge magnitudine 12,8 separandosi di appena 62 arcosecondi dal pianeta , in grado di brillare un milione di volte più del suo satellite.

La scoperta di Deimos, così come quella di Phobos suo compagno maggiore, risale al 1877 anche se Keplero sostenne già nel secolo XVII la presenza di due corpi in orbita intorno a Marte. In realtà non fu niente di scientifico, ma soltanto applicazione della serie di Fibonacci al Sistema Solare : se la Terra ha un satellite e Giove ne ha quattro, Marte - che si trova in mezzo - doveva averne due.  

Deimos in transito sul Sole ripreso dal rover Curiosity. Crediti NASA
Deimos in transito sul Sole ripreso dal rover Curiosity. Crediti NASA

Il suo periodo di rotazione coincide quasi perfettamente con quello di rivoluzione , con la conseguenza che Deimos presta sempre la stessa faccia al pianeta Marte esattamente come la Luna fa con noi. Data l'eccentricità molto limitata, Marte appare nel cielo di Deimos più o meno sempre delle stesse dimensioni: 16° ad abbracciare quindi un'area pari a circa 32 Lune piene. Dopo alcune osservazioni radio, i primi dati precisi iniziarono a giungere con la Mariner 9 nel 1971: furono misurati dimensioni, forma e periodo di rotazione con l'aggiunta della scoperta di regolite rossastra sul terreno del satellite. Proprio la regolite, così come scoprì la sonda Viking 2 che nel 1977 raggiunse la distanza di soli 20 chilometri da Deimos, riesce a coprire i crateri rendendo Deimos apparentemente più liscio rispetto a Phobos.

Oggi circolano invece parecchie immagini di Deimos, fotografato sia dallo spazio come nelle immagini degli orbiter marziani come il Mars Reconnaissasnce Orbiter (MRO) sia dal suolo del pianeta rosso, come nelle immagini dei rover Spirit, Opportunity e Curiosity.

Come per Phobos, ancora è incerta la modalità per la quale Deimos si trovi a orbitare intorno a Marte: la tesi della cattura gravitazionale è contrastata parzialmente dall'orbita del satellite che presenta eccentricità quasi nulla così come inclinazione rispetto all'equatore marziano. I tempi del Sistema Solare non avrebbero permesso un allineamento così preciso, anche se variando parametri di velocità di ingresso oppure aggiungendo un asteroide ex-compagno si riesce a riprodurre la situazione osservativa. Del resto anche la tesi che vuole i due satelliti formarsi per accrescimento incontra i suoi limiti nella eccessiva vicinanza al pianeta. C'è da dire che, a vantaggio della cattura gravitazionale da parte di Marte, il satellite presenta una composizione chimica del tutto simile a quella degli asteroidi di tipo C (condriti carbonacee) presenti nella Fascia Principale degli asteroidi, anche se analisi successive hanno avvicinato Deimos (e Phobos) anche agli asteroidi di tipo D per la presenza di filosilicati ferrosi.

Come appare

Mappa cilindrica di Deimos. Crediti NASA
Mappa cilindrica di Deimos. Crediti NASA

Il satellite appare coperto, come detto, da regolite rossastra con striature più chiare in prossimità dei piccoli rilievi presenti in superficie. Dei crateri individuati soltanto due hanno un nome proprio: Swift e Voltaire. I due crateri sono stati ripresi dalla Mars Global Surveyor nel 2006, da una distanza di 23.000 chilometri circa. Swift è un cratere da impatto con diametro di un chilometro ed il nome è dedicato a Jonathan Swift che nel 1726m nei Viaggi di Gulliver, parlò di satelliti marziani. Voltaire è un cratere di 1,9 chilometri di diametro, battezzato in onore del filosofo francese che parlò dei satelliti marziani già nel 1752 in Micromega, un racconto filosofico che, quindi, usa molto la fantasia dal momento che prevede l'incontro di un filosofo proveniente da Sirio con uno proveniente da Saturno.

Visto da Marte, Deimos sorge a est e tramonta a ovest contrariamente al suo compagno Phobos. Con una velocità di rivoluzione (30 ore) di poco superiore alla velocità di rotazione marziana, il percorso nel cielo è molto molto lento: sorge a est e tramonta a ovest dopo 2,7 giorni. Nel cielo di Marte, Deimos appare come una stella brillante, al massimo, -01 di magnitudine che appare con un diametro angolare massimo di 2' ma che mostra fasi molto veloci, anche nel corso di una notte. 

Ultimo aggiornamento del: 28/03/2020 18:09:37