Strach i trwoga wokół Marsa
W Sekcji Archeo w pulsarze prezentujemy archiwalne teksty ze „Świata Nauki” i „Wiedzy i Życia”. Wciąż aktualne, intrygujące i inspirujące.
Zanim nastała II poł. XIX w., ludzie nie mieli pojęcia, czy Mars posiada jakieś naturalne satelity. Ale np. żyjący w XVII w. Johannes Kepler przewidywał, że powinien mieć dwa (co zresztą było trafne). Uczony oparł się na prostej kalkulacji matematycznej. Wiedziano już wówczas, że Ziemia ma jeden Księżyc, a Jowisz cztery. Skoro więc Mars okrążał Słońce pomiędzy orbitami Ziemi i Jowisza, Keplerowi wydało się logiczne, że powinien mieć dwa księżyce.
Odkrycia marsjańskich księżyców dokonał jednak dopiero w 1877 r. amerykański astronom Asaph Hall. Satelitom nadano zaczerpnięte z mitologii imiona synów boga wojny Aresa, greckiego odpowiednika rzymskiego Marsa. Większy księżyc otrzymał nazwę Fobos (grec. strach, lęk), mniejszy – Deimos (grec. trwoga, panika).
Wciąż nie jest jasne, jak powstały. Istnieją na ten temat trzy hipotezy, ale obecnie coraz więcej badaczy skłania się ku koncepcji, że w Marsa uderzyła protoplaneta, obiekt skalny o średnicy rzędu 2 tys. km, wskutek czego wokół Czerwonej Planety utworzył się dysk akrecyjny. Z wokółmarsjańskiego pyłu powstała potem pewna liczba księżyców. Być może jeden z nich był niezwykle duży i krążył bliżej planety niż obecne satelity. Niemniej po kilku milionach lat hipotetyczny duży satelita i inne pomniejsze księżyce opadły na powierzchnię Czerwonej Planety, a na orbicie pozostały tylko Fobos i Deimos. Widoczną dziś pozostałością po kolizji z protoplanetą może być ogromny basen Borealis na północnej półkuli Marsa. Jednym z argumentów na rzecz tej teorii jest porowata struktura Fobosa, którego średnia gęstość wynosi 1,86 g/cm3. Przyczyną porowatości w przypadku formowania się księżyca w dysku akrecyjnym jest to, że pomiędzy łączącymi się kawałkami skał pozostają puste przestrzenie.
Druga teoria zakłada, że Fobos i Deimos mogą być przechwyconymi przez Marsa planetoidami, pochodzącymi z pasa głównego planetoid, leżącego pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Na rzecz tej tezy przemawiają niewielki rozmiar satelitów, ich nieregularny kształt oraz niskie albedo, czyli współczynnik określający zdolność odbijania światła przez powierzchnię ciała niebieskiego. Niektóre badania wskazują także, że skład chemiczny księżyców może być zbliżony do bogatych w węgiel planetoid klasy C lub D. Żeby grawitacja Marsa przechwyciła planetoidy, musiałyby one najpierw zostać wytrącone ze swoich orbit przez masywnego Jowisza. Jak jednak miałyby wytracić energię i zwolnić, by stać się satelitami Marsa? Do tego mogłoby się przyczynić hamowanie w górnych warstwach marsjańskiej atmosfery. Jednak atmosfera Czerwonej Planety jest i była zbyt rozrzedzona, by skutecznie spowolnić planetoidy. Przeciw tej teorii przemawia też niska gęstość marsjańskich satelitów w porównaniu z planetoidami oraz niezwykła regularność ich orbit. Oba księżyce krążą bowiem po prawie kołowych orbitach, niemal w płaszczyźnie równika planety. Trajektorie przechwyconych planetoid powinny być bardziej przypadkowe – o większej ekscentryczności i inklinacji – czyli bardziej rozciągłe i nachylone. Teza o pochodzeniu satelitów Marsa z pasa głównego planetoid w ostatnim czasie traci na popularności w środowisku naukowym.
Trzecia teza mówi o tym, że księżyce uformowały się za sprawą grawitacji z materii pozostałej po powstaniu Marsa, krótko po narodzinach planety. Za tą możliwością przemawia podobny skład chemiczny tych ciał niebieskich. Ale znów kontrargumentem jest niska gęstość księżyców w porównaniu z okrążaną przez nie planetą.
Deimos
Mniejszy z pary naturalnych marsjańskich satelitów to Deimos. Jego wymiary to zaledwie 15 × 12 × 11 km. Orbituje on w odległości około 23 tys. km od Marsa, znacznie dalej niż Fobos. Powierzchnię Deimosa pokrywa znaczna liczba kraterów. Dwa z nich zostały nazwane na cześć pisarzy: Swift oraz Voltaire, gdyż wyrażali oni w swoich dziełach przypuszczenia, że Mars może mieć dwa księżyce, zanim faktycznie odkryto owe satelity. Powierzchnia Deimosa jest znacznie gładsza niż Fobosa, bo jego kratery w znacznej części wypełnia regolit, czyli pył – warstwa luźnej zwietrzałej skały. Głębokość warstwy regolitu może gdzieniegdzie dochodzić do 100 m.
Obserwacja Deimosa z powierzchni Marsa wymagałaby trochę trudu. To dlatego, że ze względu na mały rozmiar kątowy, czyli małą powierzchnię, jaką zajmuje on na nieboskłonie, księżyc widziany stamtąd gołym okiem niewiele różniłby się od otaczających go gwiazd. Jedynie gdy jest w pełni, dorównuje jasnością obserwowanej z Ziemi planecie Wenus. Ze względu na ciasną i tylko minimalnie nachyloną w stosunku do płaszczyzny równika planety orbitę Deimos nie jest widoczny z szerokości geograficznych Marsa przekraczających 82,7°. Okres obiegu Deimosa wokół Marsa to około 30 godz. i 19 min. Jest więc on ledwie o kilka godzin dłuższy od marsjańskiego dnia (sola), którego długość to w przybliżeniu 24 godz. i 39 min.
Obserwator na Marsie niezwykle często widziałby zaćmienia Deimosa. W ciągu trwającego 687 ziemskich dni marsjańskiego roku księżyc ten wchodzi w cień Marsa około 110 razy – najczęściej dochodzi do całkowitego zaćmienia. Satelita ów, widziany z Marsa, często przechadza się też na tle tarczy Słońca. Zjawisko, jakie można wówczas zaobserwować, nie przypomina jednak zaćmienia Słońca podziwianego z Ziemi, lecz raczej tranzyt planety. Mały rozmiar kątowy Deimosa powoduje, że na tle Słońca przesuwa się wówczas jedynie mała czarna kropka. Choć i tak ma ona średnicę kątową 2,5 razy większą niż podziwiana z Ziemi tranzytująca Wenus.
Fobos
Fobos orbituje w odległości 6 tys. km, licząc od powierzchni Marsa. Jest najbliższym planecie księżycem spośród wszystkich naturalnych satelitów planet w Układzie Słonecznym. W ciągu marsjańskiej doby obiega czerwony glob trzykrotnie. Ze współczynnikiem albedo na poziomie 0,071 Fobos jest jednym z najsłabiej odbijających światło słoneczne ciał niebieskich w naszym układzie planetarnym. Temperatura na jego powierzchni waha się od –4ºC w dzień do –112ºC w nocy.
Wymiary nieregularnej bryły Fobosa to 27 × 22 × 18 km. Dominującą na nim formą powierzchniową jest rozległy krater Stickney o średnicy około 9,5 km. Naukowcy podejrzewają, że niewielkiej gęstości Fobos jest wewnątrz dość porowaty. Zatem uderzenie, które doprowadziło do wybicia tego dużego krateru, cudem nie rozbiło całego księżyca na mniejsze bryły.
Formy na powierzchni Fobosa wiele mówią nam o historii księżyca, a nawet o tym, co dzieje się z nim obecnie. Na przykład długie i płytkie zagłębienia pokrywające Fobosa mogą być pierwszymi oznakami pęknięć, które z czasem doprowadzą do rozpadu ciała niebieskiego. Według jednej z teorii te rozpadliny to nic innego jak świadectwo rozciągania satelity przez siły pływowe związane z grawitacyjnym oddziaływaniem Marsa. Fakt, że niektóre bruzdy są starsze, a inne młodsze, wskazuje, że procesy powodujące ich powstawanie zachodzą nadal.
Inną intrygującą zagadką są rozciągające się na Fobosie łańcuchy niewielkich kraterów. Kratery te mają po 100–200 m średnicy i 30 m głębokości, natomiast długość łańcuchów, które wspólnie tworzą, może dochodzić do 20 km. Wytłumaczenie powstania tych form przedstawili w sierpniu br. w periodyku „Nature Communications” Erik Asphaug z Arizona State University oraz Michael Nayak z University of California. Zdaniem badaczy, którzy zjawisko przeanalizowali na przykładzie krateru Grildrig o średnicy 2,6 km, za powstanie łańcuchów małych kraterów odpowiada materiał skalny wyrzucany w przestrzeń kosmiczną, gdy w Fobosa uderzały w przeszłości komety czy planetoidy, tworząc na nim duże kratery. Materiał wyrzucany przy zderzeniach nie mógł od razu opadać na satelitę z powodu niewielkiej grawitacji księżyca o małej masie. Wybity gruz pozostawał jednak na orbicie wokół Marsa, skąd Fobos szybko zbierał go ponownie na siebie podczas kolejnych okrążeń planety. W ten sposób owe kraterowe łańcuchy mogły powstawać w ciągu tygodni, kilku dni, a może nawet godzin.
Fobos obserwowany z powierzchni Marsa (widoczny jest z szerokości geograficznych do 70,4°) raczej nie zrobiłby na nas wielkiego wrażenia. Jego rozmiar na niebie to co najwyżej 1/3 tarczy widzianego z Ziemi Księżyca w pełni. Ciekawe są natomiast zjawiska z udziałem tego księżyca i Słońca. Jeśli ludzie zasiedlą niegdyś bazy na Czerwonej Planecie, będą mogli często oglądać tranzyty Fobosa na tle tarczy słonecznej. Ponadto w ciągu marsjańskiego roku można zobaczyć aż około 1300 zaćmień tego księżyca, kiedy chowa się on w cieniu Marsa.
Oba księżyce Marsa mają istotną wspólną cechę. Czas obrotu każdego z nich wokół własnej osi jest równy okresowi jego obiegu wokół planety. Dlatego, podobnie jak w przypadku Księżyca ziemskiego, również Fobos i Deimos są stale skierowane jedną i tą samą stroną do Marsa. Tym natomiast, co różni obydwa satelity Czerwonej Planety od naszego Księżyca, jest ich przyszłość. Fobos nieustannie obniża swoją trajektorię. Co 100 lat przybliża się do Czerwonej Planety mniej więcej o 180 cm. Wskutek tego za 30–50 mln lat spadnie na Marsa bądź ulegnie rozerwaniu, tworząc wokół planety pierścień gruzu. Deimos krąży natomiast na tyle daleko od czerwonego globu, że jego orbita stale się poszerza. W efekcie księżyc ten w ciągu mniej więcej 100 mln lat odłączy się od swego „gospodarza” i poleci dalej przez przestrzeń kosmiczną.