Dione (satelit)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Sari la navigare Sari la căutare
Dione
Dione in natural light (cropped).jpg
Dione fotografiat în lumină naturală de sonda spațială
Cassini în 2008
Descoperire
Descoperit deGiovanni Cassini
Dată descoperire30 martie 1684
Denumiri
Denumire MPCSaturn IV
Pronunție/di'o.ne/
Denumit după
Διώνη Diōnē
AtributeDionean /di.o'ne̯an/[1] /dəˈnən/[2]
Caracteristicile orbitei
377396 km
Excentricitate0.0022[3]
Perioadă orbitală
2.736915 zi[3]
Înclinație0.019° (față de ecuatorul lui Saturn)
SatelițiSaturn
Caracteristici fizice
Dimensiuni1128.8 × 1122.6 × 1119.2 km[4]
Diametrul mediu
1122.8±0.8 km[4]
Raza medie
561.4±0.4 km
Suprafață
3964776.51 km2[5]
Masă(1.095452±0.000168)×1021 kg[6] (1.834×10-4 Pământ)
Densitate medie
1.478±0.003 g/cm3[4]
0.232 m/s2
0.51 km/s
2.736915 zi
(sincronă)
zero
Albedo0.998±0.004 (geometric)[7]
Temperatură87 K (−186°C)
Magnitudinea aparentă
10.4 [8]

Dione (/di'o.ne/) este un satelit al lui Saturn. A fost descoperit de astronomul italian Giovanni Domenico Cassini în 1684. [9] Este numit după Titaneasa Diona din mitologia greacă. Este denumit și Saturn IV.

Nume[modificare | modificare sursă]

Giovanni Domenico Cassini a numit cei patru sateliți pe care i-a descoperit ( Tethys, Dione, Rhea și Iapetus ) Sidera Lodoicea ("stelele lui Ludovic") pentru a-l onora pe regele Ludovic al XIV-lea. Cassini l-a găsit pe Dione în 1684 folosind un telescop aerian mare pe care l-a instalat pe terenul Observatorului din Paris. [10] Sateliții lui Saturn nu au fost numiți decât în 1847, când fiul lui William Herschel, John Herschel, a publicat Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope, sugerând că trebuie folosite numele titanilor (surorile și frații lui Cronos). [11]

Orbită[modificare | modificare sursă]

Dione orbitează în jurul lui Saturn cu o semiaxă mare cu aproximativ 2% mai mică decât cea a Lunii. Cu toate acestea, reflectând masa mai mare a lui Saturn (de 95 de ori mai mare decât cea a Pământului), perioada orbitală a lui Dione este o zecime din cea a Lunii. Dione se află în prezent într-o rezonanță orbitală de 1:2 cu satelitul Enceladus, completând o orbită a lui Saturn la fiecare două orbite finalizate de Enceladus. Această rezonanță menține excentricitatea orbitală a lui Enceladus (0,0047), oferind o sursă de căldură pentru activitatea geologică extensivă a lui Enceladus, care se manifestă cel mai dramatic în penele sale criovulcanice asemănătoare gheizerelor. [12] Rezonanța menține, de asemenea, o excentricitate mai mică în orbita lui Dione (0,0022), încălzind-ul mareic și pe el.

Animație a orbitei lui Helene în raport cu Saturn și Dione  Polydeuces ·   Helene ·   Dione ·   Saturn

Dione are doi sateliți coorbitali, sau troieni, Helene și Polydeuces. Ei sunt situați în punctele lagrangiene ale lui Dione L4 și L5, cu 60 de grade înainte și, respectiv, în spatele lui Dione. Un satelit coorbital anterior cu douăsprezece grade înaintea lui Helene a fost raportat de Stephen P. Synnott în 1982. [13] [14]

Caracteristici fizice și interior[modificare | modificare sursă]

Comparația mărimilor Pământului, Lunii și a lui Dione.

Cu 1.122 kilometri (697 mi) în diametru, Dione este al 15-lea cel mai mare satelit din Sistemul Solar și este mai masiv decât toți sateliții cunoscuți mai mici decât el însuși la un loc. [15] Este, de asemenea, al patrulea satelit ca mărime a lui Saturn. Pe baza densității sale, interiorul lui Dione este probabil o combinație de rocă de silicat și gheață în părți aproape egale după masă.

Observațiile de formă și gravitație colectate de Cassini sugerează un nucleu de rocă cu o rază de aproximativ 400 km, înconjurat de un strat de aproximativ 160 km de H2O, în principal sub formă de gheață, dar unele modele sugerează că partea cea mai inferioară a acestui strat ar putea fi sub forma unui ocean lichid intern de apă sărată (o situație similară cu cea a partenerului său de rezonanță orbitală, Enceladus). [16] [17] [18] Îndoirea în jos a suprafeței asociată cu culmea înaltă de 1.5 km, Janiculum Dorsa poate fi explicată cel mai ușor prin prezența unui astfel de ocean. [19] Nici satelitul nu are o formă apropiată de echilibrul hidrostatic ; abaterile se mențin prin izostazie. Se crede că învelișul de gheață al lui Dione variază în grosime cu mai puțin de 5%, zonele cele mai subțiri fiind la poli, unde încălzirea mareică a scoarței este cea mai mare.[18]

Deși oarecum mai mic și mai dens, Dione este de altfel foarte asemănător cu Rhea. Ambele au trăsături similare de albedo și teren variat și ambele au emisfere anterioare și posterioare diferite. Emisfera anterioară a lui Dione este puternic craterizată și este uniform strălucitoare. Cu toate acestea, emisfera sa posterioară conține o formă de relief neobișnuită și distinctivă: o rețea de stânci strălucitoare de gheață.

Oamenii de știință recunosc formele de relief geologice dioneene de următoarele tipuri:

  • Chasmata (abisuri; depresiuni sau canioane lungi, adânci, cu laturi abrupte)
  • Dorsa (culmi)
  • Fossae (depresiuni lungi și înguste)
  • Cratere
  • Catenae (lanțuri de cratere)

Stânci de gheață (anterior „teren șerpuit”)[modificare | modificare sursă]

Fracturi care traversează cratere mai vechi de pe Dione. Cele care merg din dreapta sus spre stânga jos sunt Carthage Fossae, în timp ce Pactolus Catena trece mai orizontal în dreapta jos.

Când sonda spațială Voyager l-a fotografiat pe Dione în 1980, aceasta a arătat ceea ce păreau a fi trăsături șerpuitoare care acoperă emisfera sa posterioară. Originea acestor forme de relief a fost misterioasă, deoarece tot ce se știa era că materialul are un albedo ridicat și este suficient de subțire încât să nu ascundă fomele de relief de dedesubt. O ipoteză a fost că, la scurt timp după formarea sa, Dione a fost activ din punct de vedere geologic și un proces, cum ar fi criovulcanismul, a refăcut o mare parte a suprafeței sale, cu dungi formându-se din erupții de-a lungul crăpăturilor de pe suprafața dioneană care au căzut înapoi sub formă de zăpadă sau cenușă. Mai târziu, după ce activitatea internă și refacerea suprafeței au încetat, craterizarea a continuat în în principal pe emisfera anterioară și a șters modelele de dungi de acolo.

Această ipoteză a fost dovedită greșită de zborul sondei Cassini din 13 decembrie 2004, care a produs imagini de aproape. Acestea au dezvăluit că „șerpuielile” nu erau, de fapt, depozite de gheață, ci mai degrabă stânci de gheață strălucitoare create de fracturi tectonice (chasmata). Dione s-a dezvăluit ca o lume sfâșiată de fracturi enorme pe emisfera sa posterioară.

Orbiterul Cassini a efectuat un zbor mai apropiat de Dione la 500 kilometri (310 mi) pe 11 octombrie 2005 și a surprins imagini oblice ale stâncilor, arătând că unele dintre ele au câteva sute de metri înălțime.

Caracteristici liniare[modificare | modificare sursă]

Dione prezintă „virgae” liniare care au o lungime de până la sute de km, dar au mai puțin de 5 km lățime. Aceste linii sunt paralele cu ecuatorul și sunt vizibile doar la latitudini mai mici (la mai puțin de 45° nord sau sud); caracteristici similare sunt observate pe Rhea. Sunt mai strălucitoare decât tot ce le înconjoară și par să se suprapună cu alte forme de relief, cum ar fi crestele și craterele, ceea ce indică faptul că sunt relativ tinere. S-a propus că aceste linii sunt de origine exogenă, ca rezultat al amplasării de material pe suprafață prin impacturi cu viteză scăzută ale materialului provenit din inelele lui Saturn, sateliții coorbitali sau cometele apropiate. [20]

Cratere[modificare | modificare sursă]

Dione în fața lui Enceladus

Suprafața de gheață a lui Dione include terenuri cu craterizare puternică, câmpii cu craterizare moderată, câmpii cu craterizare ușoară și zone cu fracturi tectonice. Terenul cu craterizare puternică are numeroase cratere mai mari de 100 kilometri (62 mi) în diametru. Zonele de câmpie tind să aibă cratere mai mici de 30 kilometri (19 mi) în diametru. Unele dintre câmpii sunt mai puternic craterizate decât altele. O mare parte din terenul cu craterizare puternică este situată pe emisfera posterioară, cu zonele de câmpie mai puțin craterizate prezente pe emisfera anterioară. Acesta este opusul a ceea ce unii oameni de știință se așteptau; Shoemaker și Wolfe [21] au propus un model de craterizare pentru un satelit în rotație sincronă cu cele mai mari rate de craterizare pe emisfera anterioară și cea mai scăzută pe emisfera posterioară. Acest lucru sugerează că în timpul perioadei de bombardament puternic, Dione a fost în rotație sincronă cu Saturn în direcția opusă. Deoarece Dione este relativ mic, un impact care a provocat un crater de 35 de kilometri ar fi putut roti satelitul. Pentru că există multe cratere mai mari de 35 kilometri (22 mi), Dione ar fi putut fi rotit în mod repetat în timpul bombardamentelor sale grele timpurii. Modelul craterărizării de atunci și albedo-ul strălucitor al părții anterioare sugerează că Dione a rămas în orientarea sa actuală timp de câteva miliarde de ani.

La fel ca Callisto, craterelor lui Dione le lipsesc caracteristicile de relief înalt văzute pe Lună și pe Mercur; acest lucru se datorează probabil prăbușirii crustei slabe de gheață pe perioade geologice.

Atmosfera[modificare | modificare sursă]

Mozaic Cassini în culoare îmbunătățită cu Dione, care arată terenul mai întunecat și fracturat al emisferei posterioare. Padua Chasmata trasează un arc în stânga, întrerupt aproape de vârf de un crater cu vârf central.

Pe 7 aprilie 2010, instrumentele de la bordul sondei Cassini, care a zburat pe lângă Dione, au detectat un strat subțire de ioni moleculari de oxigen ( O+
2
) în jurul lui Dione, atât de subțire încât oamenii de știință preferă să o numească o exosferă decât o atmosferă slabă. [22] [23] Densitatea ionilor moleculari de oxigen determinată din datele spectrometrului de plasmă Cassini variază de la 0,01 la 0,09 pe cm 3. [23] [24]

Instrumentele sondei Cassini nu au putut detecta în mod direct apa din exosferă din cauza nivelurilor de fond ridicate, [25] dar se pare că particulele foarte încărcate din puternicele centuri de radiații ale planetei ar putea împărți apa din gheață în hidrogen și oxigen. [26]

Explorare[modificare | modificare sursă]

Dione a fost fotografiat pentru prima dată de sondele spațiale Voyager. De asemenea, a fost apropiat de cinci ori de la distanțe mici de către orbiterul Cassini. A fost un zbor țintit apropiat, la o distanță de 500 kilometri (310 mi) pe 11 octombrie 2005; [27] un alt zbor a fost efectuat pe 7 aprilie 2010 tot la o distanță de 500 km. [28] Un al treilea zbor a fost efectuat pe 12 decembrie 2011 la o distanță de 99 kilometri (62 mi). Următorul zbor a avut loc pe 16 iunie 2015 la o distanță de 516 kilometri (321 mi), [29] și ultimul zbor Cassini a fost efectuat pe 17 august 2015 la o distanță de 474 kilometri (295 mi). [30] [31]

În mai 2013, a fost anunțat că nava spațială a NASA Cassini le-a oferit oamenilor de știință dovezi că Dione este mai activ decât se credea anterior. Folosind date topografice, echipele NASA au dedus că depresiunea scoarței asociată cu o creastă montană proeminentă din emisfera anterioară este cel mai bine explicată dacă ar exista un ocean lichid subteran global precum cel al lui Enceladus. [32] [33] Creasta Janiculum Dorsa are o înălțime de 1 până la 2 km; Scoarța lui Dione pare să se încrețească la 0,5 km sub ea, sugerând că scoarța de gheață era caldă atunci când s-a format creasta, probabil din cauza prezenței unui ocean lichid sub suprafață, care crește flexiunea mareică. [34]

Galerie[modificare | modificare sursă]

Hartă în culoare îmbunătățită (25,9 MB); emisfera posterioară (stânga) poate fi întunecată de radiația magnetosferică; emisfera anterioară este acoperită cu depozite de la Inelul E.
Hărți în culoare îmbunătățită cu emisfera nordică și sudică
Hărți în culoare îmbunătățită cu emisfera posterioară și anterioară
Semilună Dione din Cassini, 11 octombrie 2005. Craterul din apropierea marginii din partea de sus este Alcander, cu craterul mai mare Prytanis adiacent la stânga sa. În dreapta jos, sunt vizibile câteva dintre fracturile Palatine Chasmata, dintre care una poate fi văzută traversând craterele mai mici Euryalus (dreapta) și Nisus.

Vezi și[modificare | modificare sursă]

Referințe[modificare | modificare sursă]

  1. ^ JPL (March 13, 2007) Cassini: Dionean Linea
  2. ^ Len Krisak (2011) Virgil's Eclogues, p. 71
  3. ^ a b „Data for our solar system”. Exp.arc.nasa.gov. . Arhivat din original la . Accesat în . 
  4. ^ a b c Roatsch, T.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C. (). „Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data”. Saturn from Cassini-Huygens. pp. 763–781. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  5. ^ Phil Davis? (). „Solar System Exploration: Planets: Saturn: Moons: Dione: Facts & Figures”. NASA. Arhivat din original la . Accesat în . 
  6. ^ Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B.; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen Jr., W. M.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R. (decembrie 2006). „The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data”. The Astronomical Journal. 132 (6): 2520–2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. doi:10.1086/508812Accesibil gratuit. 
  7. ^ Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. (). „Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act”. Science. 315 (5813): 815. Bibcode:2007Sci...315..815V. doi:10.1126/science.1134681. PMID 17289992. Accesat în .  (supporting online material, table S1)
  8. ^ Observatorio ARVAL (). „Classic Satellites of the Solar System”. Observatorio ARVAL. Arhivat din original la . Accesat în . 
  9. ^ Cassini, G. D. (). „An Extract of the Journal Des Scavans. Of April 22 st. N. 1686. Giving an Account of Two New Satellites of Saturn, Discovered Lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory at Paris”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 16 (179–191): 79–85. Bibcode:1686RSPT...16...79C. doi:10.1098/rstl.1686.0013. JSTOR 101844. 
  10. ^ Fred W. Price (). The Planet Observer's Handbook. Cambridge University Press. p. 279. ISBN 978-0-521-78981-3. 
  11. ^ As reported by William Lassell, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, No. 3, pp. 42–43 (January 14, 1848)
  12. ^ Porco, C. C.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; Ingersoll, A. P.; Wisdom, J.; West, R.; Neukum, G.; Denk, T.; Wagner, R. (). „Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus” (PDF). Science. 311 (5766): 1393–1401. Bibcode:2006Sci...311.1393P. doi:10.1126/science.1123013. PMID 16527964. 
  13. ^ „IAUC 6162: Poss. Sats OF SATURN; AL Com”. 
  14. ^ Guinness Book of Astronomy, Patrick Moore, Guinness Publishing, second edition, 1983 pp 110, 114
  15. ^ See note g Triton (moon)#Notes
  16. ^ „NASA Astrobiology Strategy” (PDF). NASA. . Arhivat din original (PDF) la . Accesat în . 
  17. ^ Howell, E. (). „Another Saturn Moon May Hide Subsurface Ocean”. Seeker.com. Discovery Communications, LLC. Accesat în . 
  18. ^ a b Beuthe, M.l; Rivoldini, A.; Trinh, A. (). „Enceladus' and Dione's floating ice shells supported by minimum stress isostasy”. Geophysical Research Letters. 43 (19): 10,088–10,096. Bibcode:2016GeoRL..4310088B. doi:10.1002/2016GL070650. 
  19. ^ Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System.
  20. ^ Martin, E. S.; Patthoff, D. A. (). „Mysterious Linear Features Across Saturn's Moon Dione”. Geophysical Research Letters. 45 (20): 10,978–10,986. Bibcode:2018GeoRL..4510978M. doi:10.1029/2018GL079819. ISSN 1944-8007. 
  21. ^ Shoemaker, E. M.; and Wolfe, R. F.; Cratering time scales for the Galilean satellites, in Morrison, D., editor; Satellites of Jupiter, University of Arizona Press, Tucson (AZ) (1982), pp. 277–339
  22. ^ Ghosh, Pallab (). „Oxygen envelops Saturn's icy moon”. BBC News. Accesat în . 
  23. ^ a b Robert L. Tokar; Robert E. Johnson; Michelle F. Thomsen; Edward C. Sittler; Andrew J. Coates; et al. (). „Detection of Exospheric O2+ at Saturn's Moon Dione”. Geophysical Research Letters. 39 (3): n/a. Bibcode:2012GeoRL..39.3105T. doi:10.1029/2011GL050452. 
  24. ^ Sven Simon; Joachim Saur; itz M. Neubauer; Alexandre Wennmacher; Michele K. Dougherty (). „Magnetic signatures of a tenuous atmosphere at Dione”. Geophysical Research Letters. 38 (L15102): 5. Bibcode:2011GeoRL..3815102S. doi:10.1029/2011GL048454. 
  25. ^ Robert L. Tokar; Robert E. Johnson; Michelle F. Thomsen; Edward C. Sittler; Andrew J. Coates; et al. (). „Detection of Exospheric O2+ at Saturn's Moon Dione”. Geophysical Research Letters. 39 (3): n/a. Bibcode:2012GeoRL..39.3105T. doi:10.1029/2011GL050452. 
  26. ^ Ghosh, Pallab (). „Oxygen envelops Saturn's icy moon”. BBC News. Accesat în . 
  27. ^ Martinez, Carolina (). „Cassini Views Dione, a Frigid Ice World”. NASA. Accesat în . 
  28. ^ Cassini Doubleheader: Flying By Titan and Dione (April 2010).
  29. ^ Landau, Elizabeth; Dyches, Preston (). „Cassini Sends Back Views After Zooming Past Dione”. Jet Propulsion Laboratory. Accesat în . 
  30. ^ Dyches, Preston (). „Cassini to Make Last Close Flyby of Saturn Moon Dione”. NASA News. Accesat în . 
  31. ^ Spacecraft Makes Final Close Flyby of Saturn Moon Dione Today.
  32. ^ Collins, G. C. (). Collins, G. C., ed. Testing Candidate Driving Forces for Faulting on Dione: Implications for Nonsynchronous Rotation and a Freezing Ocean. American Geophysical Union, Fall Meeting 2010, abstract #P24A-08. AGU Fall Meeting Abstracts. 2010. pp. P24A–08. Bibcode:2010AGUFM.P24A..08C. 
  33. ^ Phillips, C. B.; Hammond, N. P.; Roberts, J. H.; Nimmo, F. (). Subsurface Structure and Thermal History of Icy Satellites from Stereo Topography. American Geophysical Union, Fall Meeting 2012, abstract #P22B-03. Bibcode:2012AGUFM.P22B..03P. 
  34. ^ „Cassini Finds Hints of Activity at Saturn Moon Dione”. NASA News. . Accesat în . 

Legături externe[modificare | modificare sursă]