Phobos (27 km *22. Km * 18.8 km), la plus proche et la plus grande des deux lunes de Mars a fait l’objet de nombreux clichés pris par MGS. Les images montrées ici ont été acquis pendant la deuxième rencontre avec le satellite, le 19 août 1998. La distance minimale entre la sonde et Phobos fut de 1080 kilomètres.

L'image MOC (image a) est une image à haute résolution (12 m par pixel). Elle montre plusieurs nouveaux aspects de cette lune grumeleuse, notamment les aspects du cratère d’impact Stickney, visible au premier plan, dans le quart gauche supérieur de l'image. C'est le plus grand cratère d’impact sur Phobos ; il fait 10 kilomètres de diamètre. Différents rochers et blocs sont visibles sur le rempart du cratère (image c) et sont probablement des éjectas de l'impact qui a formé Stickney. Certains de ces blocs sont énormes, plus de 50 m de diamètre. On trouve également derrière le rempart de Stickney des dépressions peu profondes, des ravins qui sont dus à des effondrements provoqués par la formation de ce cratère qui fait presque la moitié de la taille du satellite.

Le rempart du fond montre des stries plus fines et plus sombres descendant le long des pentes (image b).

La présence de matériel éjecté différent sur les pentes éloignées du cratère et dans certains des ravins, prouve que le satellite est hétérogène, c'est-à-dire qu’il est fait d'un mélange de différents types de matériaux. Le mouvement des éboulis est guidé par la gravité qui est seulement 1/1000^ème de celle de la Terre (68 kilogrammes sur Terre équivalent environ à 57 grammes sur Phobos). Les images précédemment obtenues par Viking dans les années 70 n'étaient pas à la résolution suffisante pour montrer l’action de la faible pesanteur sur les versants de Phobos.

Le spectromètre TES a mesuré l'éclat du rayonnement thermique en même temps que la caméra MOC obtenait des images de la surface. En analysant cet éclat, les scientifiques pourront déduire les diverses fractions de la surface exposée au Soleil et leurs températures, première étape dans un processus long et sophistiqué par lequel ils détermineront aussi la nature des débris répartis sur la surface et leur composition. Les analyses préliminaires prouvent que la température de surface dépend de la pente et de la dimension des particules, qu’elle change rapidement et passe de -4°C sur les pentes les plus éclairées à -112° C dans les zones à l’ombre. Cette grande amplitude et le fait que de telles différences thermiques peuvent survenir à proximité, atteste aussi du fait que la surface de Phobos est couverte par des particules très petites.

Image a Phobos le 19 août 1998. La sonde MGS était approximativement à 1 080 km de. Cette image couvre environ 8,2 km de large par 12 km de long. La résolution est de 12 m par pixel.		Image b Subframe de l'image 50103 de MOC montrant des mouvements de masse clairs et des stries foncées sur le versant intérieur du cratère d’impact Stickney. La résolution est de 4 m par pixel. L'image fait 1,92 km de côté. Image d Emplacement d'une mesure thermique du spectromètre TES superposée à la partie de l'image 50103 de la caméra MOC acquise en même temps. Les données de TES indiquent que la température de surface dans la région à l’ombre sur Phobos est de -112°C, alors que quelques kilomètres plus loin, sur la face éclairée par le Soleil, la température atteint -4°C. La grande amplitude thermique
Image c Subframe de l'image 50103 de MOC montrant de grands rochers sur le rempart extérieur du cratère de Stickney. La résolution est de 4 m par pixel. L'image fait 1,92 km de côté.		entre la face éclairée et la face plongée dans l’ombre, indique que la surface est composée de particules très petites qui perdent vite leur chaleur après le coucher du Soleil. De plus, Phobos n’a pas d’atmosphère, qui sur les autres corps solides joue un rôle thermorégulateur, la nuit notamment...

© NASA/Malin Space Science Systems