Satélites de Marte

Mestre em Astronomia (Observatório Nacional, 2016)
Graduado em Física (UFRPE, 2014)

Marte possui dois satélites naturais (ou luas) relativamente pequenos, o maior deles é Phobos, com cerca de 28 quilômetros de diâmetro, e Deimos, com cerca de 16 quilômetros de diâmetro. Acredita-se que essas luas sejam asteroides capturados pelo campo gravitacional marciano, mas a sua origem real ainda permanece incerta. Ambos os satélites foram descobertos em 1877 pelo astrônomo norte-americano Asaph Hall e são nomeados em homenagem aos deuses Phobos (medo) e Deimos (terror), que na mitologia grega acompanham seu pai, Ares, o deus grego da guerra, durante as batalhas. Marte era a contraparte romana de Ares.

Phobos, fotografia da Mars Reconnaissance Orbiter, 2008. NASA.

 

Deimos, foto tirada em 2009 pelo Mars Reconnaissance Orbiter / NASA.

Os dois satélites de Marte giram na direção prógrada e têm 1:1 spin-órbita de acoplamento, e por isso, ambas as luas apresentam sempre a mesma face para Marte. O período sideral da rotação de Phobos (7 h e 38 min) é menor do que o período de rotação de Marte (24 h e 37 min). Phobos orbita Marte a uma distância de 2,76 raios (metade do diâmetro) de Marte, que é dentro da órbita síncrona, enquanto Deimos orbita Marte bem fora da órbita síncrona (6,92 raios de Marte). Portanto, Phobos gira em torno de Marte 3,2 vezes por dia. A interação da força de maré resultante entre Phobos e Marte aumenta a taxa de rotação de Marte, e causa a diminuição da órbita de Phobos. Como resultado, os estudos apontam que, em cerca de 50 milhões de anos, Phobos irá colidir com a superfície marciana ou irá desintegrar-se (pelas forças de maré) em uma estrutura em forma de anel ao redor de Marte ao se aproximar do planeta. Deimos, como dito anteriormente, possui uma órbita sincronizada com Marte, que significa que o seu período orbital corresponde com o seu período de rotação. O período de rotação de Deimos (30,312 h) é mais longo do que o de Marte (24,622 h), o que significa que as interações das marés de Deimos tendem a diminuir a velocidade de rotação de Marte. Como resultado, o raio da órbita de Deimos está aumentando, assim como a Lua da Terra.

As superfícies de Phobos e Deimos possuem muitas crateras de impacto, indicando que ambos são objetos são muito antigos, cuja idade está perto de 4,6 bilhões de anos. As densidades de massa de Phobos e Deimos são de 1,950 g/cm³ e 1,760 g/cm³ respectivamente, e são inferiores a densidade de Marte (3,934 g/cm³) e também são também inferiores aos de meteoritos condritos que são de 3,40-3,80 g/cm³, mas elas são semelhantes às densidades de condritos carbonáceos ricos em carbono, cuja densidade média é de 2,2 g/cm³. As luas marcianas possuem baixas densidades, baixos albedos de cerca de7%, cores escuras, e formas irregulares, o que sugere que elas são asteroides ricos em carbono que foram capturados. Além disso, Phobos e Deimos estão muito perto do cinturão de asteroides, e possuem uma forma pequena e por isso irregular, e portanto podem ter sido realmente capturados gravitacionalmente por Marte.

O satélite Phobos é o que possui mais crateras, próximo da saturação. A forma das crateras é muito semelhante as crateras lunares. A maior cratera é de aproximadamente 10 km de diâmetro; o que indica que se o impactor tivesse sido um pouco maior, Phobos teria se quebrado em pedaços. Existe depressões lineares ou ranhuras, de cerca de 10-20 m de profundidade, e 100-200 m de diâmetro e poucos quilômetros de comprimento na superfície de Phobos, que podem ser vestígios de antigas fraturas. A inércia térmica derivada de medidas em infravermelho termal pela sonda Viking sugere que Phobos é coberta por muito regolito (poeira fina) solto, semelhante ao solo lunar. O regolito pode ter mais de 100 m de profundidade em alguns locais, como sugerido pela profundidade de algumas ranhuras.

A superfície de Deimos é bastante suave, e apresenta marcas de albedo proeminentes, variando de 6 a 8%. As imagens mostram também uma concavidade 11 km na frente, duas vezes maior que o raio médio do objeto. As crateras em Deimos são parcialmente ou totalmente preenchidos por sedimentos, material que se moveram para a parte mais baixa das crateras. Muitas crateras podem ter sido enterradas dessa forma, o que pode explicar por que a superfície de Deimos possui menos crateras do que a superfície de Phobos.

No entanto, suas baixas densidades também podem indicar que ambos os satélites são ou extensivamente fraturado ou podem conter vários tipos de gelos em seus interiores, ou ambas as hipóteses. A existência de fraturas no interior de Phobos é sugerido pela presença de ranhuras paralelas na sua superfície visível. Além disso, pequenas cavidades ao longo destas ranhuras podem ter formado quando os compostos voláteis no seu interior foram para a superfície. A sonda Phobos 2,do programa espacial Phobos da Rússia, que chegou em Marte em 1989 detectou a presença de moléculas de água na superfície de Phobos. As composições químicas e estruturas internas dos dois satélites será sem dúvida alvo de investigação durante futuras missões a Marte.

Outra questão intrigante, é que ambos os corpos tem órbitas circulares muito próximas do equador, o que é muito incomum para objetos capturados, já que a dinâmica de captura exigida é complexa e prevê uma órbita mais excêntrica. Uma terceira possibilidade é algum tipo de impacto que deu origem aos dois satélites. Estudos mais recentes, apontam evidências de que Phobos possui um interior altamente poroso e uma composição contendo principalmente filossilicatos e outros minerais conhecidos de Marte, indicando que Phobos pode ser parte do material ejetado por Marte após um impacto e que foi reagrupado na órbita marciana, semelhante à teoria mais aceita para a origem da Lua da Terra. Essa hipótese converge com os dados de espectros no infravermelho e no visível das luas de Marte que se assemelham aos de asteroides do cinturão externo, contudo, o espectro em infravermelho térmico de Phobos é diferente dos espectros dos condritos de qualquer tipo.

Referências:

FAURE, Gunter; MENSING, Teresa M. Introduction to Planetary Science: The Geological Perspective. Editora: Springer, 2007.

PATER, I. de; Lissauer, J. J. Planetary Science. Editora: Cambridge, 2006.

TAYLOR, Stuart R. Solar system evolution: A new perspective. Cambridge University Press, Cambridge, UK, 1992.

https://pt.wikipedia.org/wiki/Marte_(planeta) (acessado em 02 de Dezembro de 2019)

http://www.universetoday.com/114871/making-the-case-for-a-mission-to-the-martian-moon-phobos/ (acessado em 04 de Dezembro de 2019)

https://pt.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lites_de_Marte (acessado em 05 de Dezembro de 2019)

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