ෆෝබෝස්
 අගහරු විමර්ශන කක්ෂගතයානය (Mass Reconnaissance Orbiter) මගින් 2008 මාර්තු 23 දින ගන්නා ලද ෆෝබෝස් වැඩි දියුණු කරන ලද වර්ණ දර්ශනය. | |
| සොයාගැනීම | |
|---|---|
| සොයාගත් තැනැත්තේ | Asaph Hall |
| සොයාගත් දිනය | August 18, 1877 |
| නිලනාමයන් | |
| විකල්ප නම් | Mars I |
| විශේෂණය | Phobian |
| කක්ෂීය ලක්ෂණ | |
| කාලාරම්භය J2000 | |
| පරිදුරාන්තිකය | 9,235.6 km (5,738.7 mi) |
| විදුරාන්තිකය | 9,518.8 km (5,914.7 mi) |
| අඩ-මහා අක්ෂය | 9,377.2 km (5,826.7 mi)[1] |
| උත්කේන්ද්‍රියතාවය | 0.0151 |
| කක්ෂීය කාලාවර්තය | 0.31891023 d (7 h 39.2 min) |
| සාමාන්‍යය කක්ෂීය වේගය | 2.138 km/s (1.328 mi/s) |
| ආනතිය | 1.093° (to Mars's equator) 0.046° (to local Laplace plane) 26.04° (to the ecliptic) |
| මෙහි චන්ද්‍රිකාවකි | Mars |
| භෞතික ගුණාංග | |
| මාන | 26.8 × 22.4 × 18.4 km (11.4 mi)[2] |
| මධ්‍යන්‍යය අරය | 11.1 km (6.9 mi)[3] (0.0021 Earths) |
| මතුපිට පෘෂ්ඨීය වර්ගඵලය | 6,100 km2 (2,400 sq mi) (11.9 µEarths) |
| පරිමාව | 5,680 km3 (1,360 cu mi)[4] (5.0 nEarths) |
| ස්කන්ධය | 1.072×1016 kg[5] (1.8 nEarths) |
| මධ්‍යන්‍යය ඝණත්වය | 1.876 g/cm³[6] |
| නිරක්ෂීය පෘෂ්ඨීය ගුරුත්වය | 0.0084–0.0019 m/s² (8.4–1.9 mm/s²) (860–190 µg) |
| මිදුම් ප්‍රවේගය | 11.3 m/s (40 km/h)[5] |
| භ්‍රමණ කාලාවර්තය | synchronous |
| නිරක්ෂීය භ්‍රමණ ප්‍රවේගය | 11.0 km/h (6.8 mph) (at longest axis' tips) |
| ආක්ෂක ආනතිය | 0° |
| ප්‍රභානුපාතය | 0.071[3] |
| උෂ්ණත්වය | ~233 K |
| දෘශ්‍ය විශාලත්වය | 11.3[7] |
.svg){kind=small}
ෆෝබෝස් (පද්ධතිමය නම් කිරීම : Mars I) යනු අඟහරුගේ චන්ද්‍රයන් දෙදෙනාගෙන් විශාලතම සහ සමීපතම චන්ද්‍රයා වේ. (අනිත් චන්ද්‍රයා වනුයේ ඩෙයිමොස්ය - Deimos) එය නම් කරන ලද්දේ ග්‍රීක දෙවියකු වන සහ එරස් (Ares) දෙවියාගේ පුතෙකු වන ෆෝබෝස් (භීතිය යන අරුත) නමිනි. කුඩා නොහැඩ වස්තුවක්වන ෆෝබෝස් අඟහරු ග්‍රහයාගේ මධ්‍යය සිට 9377km(5823mi) ඉහළින් කක්ෂගත වී ඇති අතර අනෙකුත් කිසිම ග්‍රහලොවක චන්ද්‍රයා මෙතරම් මව් ග්‍රහලොවට සමීපව පිහිටා නැත.
ෆෝබෝස්ගේ භෞතික ලක්ෂණ
[සංස්කරණය]ෆෝබෝස් යනු සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ ග්‍රහයන් අතුරින් අඩු ආලෝක පරාවර්තනයක් සිදුවන වස්තූන්ගෙන් එකකි. වර්ණාවලීක්ෂකව එය D ගණයේ ග්‍රහකයකට සමාන වේ. කාබනීකෘත කොන්ඩ්‍රයිට් වැනි ද්‍රව්‍යයකින් එය සංයුක්ත වේ. ෆෝබෝස්ගේ ඝනත්වය ඉතා අඩු බැවින් එය ඝන පාෂාණයක් විය නොහැකිය. නමුත් එය සැලකියයුතු තරම් සවිවර බවකින් යුක්තය. මෙම ප්‍රතිඵල වලින් යෝජනා වූයේ ෆෝබෝස් සතුව අයිස් සංචිතයක් තිබිය හැකි බවය. වර්ණාවලි නිරීක්ෂණ මඟින් එහි මතුපිට regolith ස්ථරයේ සජල බවක් නොමැති බව පෙන්නුම් කළත් regolith ස්ථරයට යටින් අයිස් තිබිය හැකි බවට වූ මතය බැහැර කළ නොහැකිය. ෆෝබෝස් හා ඩෙයිමෝස් වටා ඉතා සිහින් දුවිලි වළලු ඇති බවට දිගු කාලයක් තිස්සේ අනාවැකි පළ කෙරුණු නමුත් අද වනතුරු ඒවා නිරීක්ෂණය කිරීමට හැකි වී නැත. අඟහරු විශ්ව ගවේෂකයා මඟින් ගත් ඡායාරූප වලින් පෙනී යන්නේ ෆෝබෝස්ගේ ඉතා සියුම් අංශු සහිත regolith ස්ථරය මීටර 100 ක් වත් ඝනකම්ිය හැකි බවයි. එය අනෙක් වස්තූන් සමඟ ගැටීම නිසා එහි ආවාට ඇති වී තිබේ.එහෙත් ගුරුත්වයක් නොමැති තරම් වන ෆෝ‍බෝහි ද්‍රව්‍ය ඇලී පවතින්නේ කෙසේ දැයි පැහැදිලි කළ නොහැකිය. ෆෝබෝස් ගෝලාකාර නොවන අතර එහි පරිමාණයන් 27 X 21.6 X 18.8 km වේ. එහි හැඩය නිසා පමණක් එහි මතුපිට ගුරුත්වාකර්ෂණය 210% වෙනස් වේ. අඟහරු ග්‍රහයාගේ උදම් බලය නිසා මෙම වෙනස දෙගුණයකටත් වඩා වැඩිවේ . (450% ක් දක්වා) ෆෝබෝස් චන්ද්‍රයාගේ ආවාට බොහෝ ගණනක් දැකිය හැකිය.ඉන් වඩාත් කැපීපෙනෙන පෘෂ්ඨික ලක්ෂණය වන්නේ ස්ටික්නි ආවාටයයි. ස්ටික්නි යනු ඇසැප් හෝල්ගේ බිරිඳගේ නමයි.
ස්ටික්නි ආවාටය ඇති වීමට බලපෑ ගැටීම් වලින් ෆෝබෝස් කැබලි වී යන්නට ඉඩ කඩ තිබුණි. ෆෝබෝස්ගේ අමුතු හැඩයක් ඇති පෘෂ්ඨය මත කාණු දක්නට ලැබෙන අතර ඒවා මීටර 30 කට අඩු ගැඹුරකිනුත්, මීටර 100 – 200 දක්වා පළලකිනුත්, කිලෝමීටර් 20 ක පමණ දිගකිනුත් යුක්තය. ස්ටික්නි ආවාටය සෑදීමට මුල් වූ ඝට්ටනය නිසා මෙම කාණු සෑදෙන්නට ඇති බවට මුලදී අනුමාන කෙරිණි. නමුත් මාර්ස් එක්ස්ප්‍රස් අභ්‍යාවකාශ යානයේ දත්ත විශ්ලේෂණයෙන් පසු හෙළි වුයේ මෙම කාණු ස්ටික්නි ආවාටයට සමාන්තර කාල වකවානු තුළ ඇති වූ ඒවා නොවන බවය. ඒවා ෆෝබෝස්ගේ කක්ෂයේ ප්‍රධාන අග්‍රය (APEX) වෙතට රුස් වී ඇත. අඟහරු සමඟ ගැටෙන ද්‍රව්‍ය අභ්‍යවකාශයට විසිවීම නිසා ෆොබොස්ගේ පෘෂ්ඨය මත මෙම කාණු හෑරෙන්නට ඇත. මෙලෙස සෑදුනු කාණු ආවාට දම්වැලක පුරුක් මෙන් එකට ඈදි ඇති අතර ෆෝබෝස්ගේ අග්‍රය වෙත යත්ම ඒවා ක්ෂය වී යයි. ඒවායේ වයස සැලකිල්ලට ගනිමින් මෙම කාණු කණ්ඩායම් 12 කට කාණ්ඩ කර තිබේ. ඒවා මඟින් අඟහරුගේ ඝට්ටන අවස්ථා 12 ක් නිරූපනය කෙරේ.
සුවිශේෂී කායිඩන් උල්කාව, ෆෝබෝස්ගේ කැබැල්ලක් වන්නට ඇති බවටද මතයක් පැවතුණි.එහෙත් එය ද සහතික කිරීමට අපහසු වී ඇත්තේ ෆෝබෝස් ගේ සංයුතිය පිළිබඳව සොයා ගෙන ඇති කරුණු අල්පයක් වන බැවිනි
කාක්ෂික ගති ලක්ෂණ
[සංස්කරණය]මවු ග්‍රහයාට අසාමාන්‍යය ලෙස සමීප පෝබෝස්හි කාක්ෂික අසාමාන්‍යය ලෙස ආචරණ කර ඇත. පෝබෝස්හි දී පෘථිවියේ දී සඳ දකිනවාට වඩා 2500 වාරයක් දීප්තිමත්ව හා 6400 වාරයක් විශාලව අඟහරු දැකිය හැක. එහි ආකාශ අර්ධ ගෝලයෙන් ¼ ක් අඟහරු අයත් කරගනී.
පෝබෝස් අඟහරු වටා අනුරූප අරයට අඩු කාක්ෂික අරයක් සහිතව භ්‍රමණය වන අතර එනම් එය අඟහරු භ්‍රමණය වනවාටත් වඩා සීඝ්‍රයෙන් අඟහරු වටා භ්‍රමණය වේ. එබැවින් එය බටහිරින් නැඟි සාපේක්ෂව වේගයෙන් අහස හරහා චලනය වේ. (පැය 4 මි.15 හෝ ඊට අඩුවෙන්) අනතුරුව නැගෙනහිරින් බැසයයි. දළ වශයෙන් දිනකට දෙවරක් මෙය සිදු වේ. (සෑම පැය 1 මි.6කට වරක්) එය මතුපිටට ආසන්න හා සමක කාක්ෂිකයක් සහිත බැවින් අක්ෂාංශ 700 4’ ට ඉහල දී ක්ෂිතිජයෙන් ඉහල එය දැකගත නොහැක.
අඟහරුගේ සමකයේ දී දැකගත හැකි පරිදි පෝබෝස් පෘථිවිය මත දී පුර සඳ මෙන් 1/3 ක කෝණික විෂ්කම්භයක් ඇත. ඉහල අඟහරු අක්ෂාංශවලදී ඔවුන් යම් ආකාරයකින් පෝබෝස් ගෙන් දුරස් වන බැවින් කෝණික විෂ්කම්භය තවදුරටත් අඩු වේ. එහි දෘශ්ඨියේ විශාලත්වය 45% ක් දක්වා එය හිසට උඩින් ගමන් කිරීමේ දී විචලනය විය හැක. ඒ එහි අහරු පෘෂ්ටයට ඇති සමීපය නිසාය. උදාහරණයක් ලෙස සමකයේ නිරීක්ෂකයකුට පෝබෝස් නැඟීමේ දී 0.140ක් ලෙස දුටුව ද එය මුදුන් වීමේ දී 0.200 දක්වා ප්‍රසාරණය වේ. සංසන්දනයක් ලෙස ඒ වන විට අඟහරු අහසේ හිරුගේ දෘශ්ඨි ප්‍රමාණය 0.350 ක් වේ.
අඟහරුවල දී දිස්වන පරිදි පෝබෝස් කලා සඳහා 0.3191 කල් ගතවේ.
අඟහරු මතුපිට සිටින නිරීක්ෂකයකු චන්ද්‍රයා හිරු හරහා ක්‍රමානුකූලව ගමන් කිරීම් දකිනු ඇත. එය සූර්ය තැටිය ආවරණයට තරම් ප්‍රමාණවත් ලෙස විශාල නොවන බැවින් පූර්ණ ග්‍රහණයක් සිදු කළ නොහැක. මේවායින් කිහිපයක් Opportunity රෝවරය මඟින් ඡායාරූපගත කෙරුණි. මෙම ගමන් කිරීම්වලදී පෝබෝස්ගේ සෙවනැල්ල අඟහරු මත තදින් වැටී තිබෙනු අභ්‍යවකාශ යානා කිහිපයක් මඟින් ඡායාරූපගත කෙරිනි.
අනාගත විනාශය
[සංස්කරණය]පොබෝස්ගේ පහත කාක්ෂිකයෙන් ඇඟවෙන්නේ අනාගතයේ දී එය ක්‍රමයෙන් විනාශ වී යනු ඇති බවයි. උදම් බල එහි කාක්ෂිකය කුඩා කරයි. වර්තමානයේ එය සියවසකට 1.8 හා සීඝ්‍රතාවයකිනි. ඒ අනුව වසර මිලියන 30- 80 කට පසු එය අඟහරු මතුපිට ගැටීම හෝ ග්‍රහ වළල්ලක් මතට කඩා වැටීම සිදු වනු ඇත. පෝබෝස්ගේ අක්‍රමවත් හැඩය හා එය ස්ඵටික ව්යුලහයන් එක මත එක තැබීමෙන් ගොඩනැ‍ඟෙන ආකාරයේ (මෝර් - කූලොම්බ් වස්තුවක්) භංගුරමය වස්තුවක් බව දැන සිටිය ද උදම් බලවලට පින්සිදුවන්නට පෝබෝස් දැනට ස්ථාවර බව ගණනය කර ඇත.
නමුත් පෝබෝස්ගේ කාක්ෂික අරය 2000km ට මදක් ඔබ්බට සිට 7100km දක්වා අගයකට පහත වැටුණු විට එය භංගුර වස්තුවක් සඳහා රූක් සීමාව( Roche Limit) පසු කරන අතර ඉන්පසු බිඳ වැටී අඟහරු වටා කෙටි කල් පවතින වළලු පද්ධතියක් ඇති කෙරෙන අතර ඒවා ද සෙමෙන් අඟහරු වෙතට සෙමෙන් සර්පිලනය වනු ඇත.
මූලාශ්‍ර
[සංස්කරණය]- ^ NASA Celestia, http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc, ප්‍රතිෂ්ඨාපනය 2010-10-02
- ^ "Mars: Moons: Phobos". NASA Solar System Exploration. September 30, 2003. සම්ප්‍රවේශය August 18, 2008.
- ^ a b "Planetary Satellite Physical Parameters". JPL (Solar System Dynamics). July 13, 2006. සම්ප්‍රවේශය January 29, 2008.
- ^ "Mars Express closes in on the origin of Mars' larger moon". DLR. October 16, 2008. සම්ප්‍රවේශය October 16, 2008.
- ^ a b use a spherical radius of 11.1 km (6.9 mi); volume of a sphere * density of 1.877 g/cm³ yields a mass (m=d*v) of 1.07×1016 kg and an escape velocity (sqrt((2*g*m)/r)) of 11.3 m/s (40 km/h)
- ^ a b Andert, T. P. (2010-05-07). "Precise mass determination and the nature of Phobos". Geophysical Research Letters. 37 (L09202). American Geophysical Union. doi:10.1029/2009GL041829. 2010-06-26 දින මුල් පිටපත වෙතින් සංරක්ෂණය කරන ලදී. සම්ප්‍රවේශය 2010-10-01.
{{cite journal}}: More than one of|archivedate=and|archive-date=specified (help); More than one of|archiveurl=and|archive-url=specified (help); Unknown parameter|coauthors=ignored (|author=suggested) (help) - ^ "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. සම්ප්‍රවේශය September 28, 2007.
| |||||||||||||||||
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය → Local Interstellar Cloud → Local Bubble → Gould Belt → Orion Arm → ක්ෂීර පථය → Milky Way subgroup → Local Group → Virgo Supercluster → Laniakea Supercluster → Observable universe → විශ්වය | |||||||||||||||||
| ජාත්‍යන්තර | |
|---|---|
| ජාතික | |
