Japets (pavadonis)

Vikipēdijas raksts
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
Šis raksts ir par planētas Saturns pavadoni. Par citām jēdziena Japets nozīmēm skatīt nozīmju atdalīšanas lapu.
Japets
Atklāšana
Atklājējs/i Dž. D. Kasīni
Atklāšanas datums 1671. gada 25. oktobrī
Apzīmējumi
Citi nosaukumi Saturn VIII
Orbitālie parametri
Lielā pusass (rādiuss) 3 560 820 km
Ekscentricitāte (orbītas izstiepums) 0.028 612 5[1]
Apriņķošanas periods 79.321 5 d
Slīpums 17.28° (pret ekliptiku)
15.47° (pret Saturna ekvatoru)
7.52° (pret Laplasa plakni)
Pavadonis Saturna pavadonis
Fiziskie parametri
Dimensijas 1494.8×1424.8 km[2]
Vidējais rādiuss 735.60 ± 3 km[2]
Virsmas laukums 6 700 000 km²
Masa (1.805 635 ± 0.000 375)×1021 kg[3]
Vidējais blīvums 1.083 0 ± 0.006 6 g/cm³[3]
Ekvatoriālais brīvās krišanas paātrinājums uz virsmas 0.223 m/s2
Otrais kosmiskais ātrums 0.572 km/s
Rotācijas periods 79.321 5 d
(sinhronizēta)
Ass slīpums 0
Albedo 0.05-0.5[4]
Redzamais spožums 10.2-11.9[5]

Japets (grieķu: Ιαπετός),[6] ir trešais lielākais Saturna pavadonis un vienpadsmitais lielākais Saules sistēmā [7]. To atklājis Džovanni Domeniko Kasīni 1671. gadā. Japets ir vislabāk pazīstams ar savu dramatisko divtoņu krāsojumu, bet Cassini misijas nesen atklājumi ir parādījuši vairākas citas neparastas fiziskās īpašības, piemēram, ekvatoriālo grēdu, kas stiepjas apkārt aptuveni pusei pavadoņa.

Atklāšanas vēsture[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Japetu atklāja Džovanni Domeniko Kasīni 1671. gada oktobrī Saturna rietumu pusē. Pēc tam, 1672. gada sākumā, Kasīni mēģināja to nesekmīgi novērot planētas austrumu pusē.Tas pats turpinājās vēlāk, kad Kasīni novēroja Japetu 1672. gada decembrī un 1673. gada februārī, katru reizi sekodams tam divas nedēļas Saturna rietumu pusē, taču nespēdams ieraudzīt to periodā, kad tam būtu jābūt austrumu pusē. Kasīni beidzot novēroja Japetu austrumu pusē 1705.gadu ar uzlabotu teleskopu, ieraudzīdams to par diviem zvaigžņlielumiem vājāku šajā pusē. [8]

Kasīni pareizi pieņēma, ka Japetam ir spoža puslode un tumša puslode, un ka tā ir slēgta pret plūdmaiņām, vienmēr saglabājot vienu un to pašu pusi pavērstu pret Saturnu, tā, ka spilgtā puslode ir redzama no Zemes, kad Japets ir Saturna rietumu pusē, un tumšā puslode - otrā pusē. Tumšā puslode vēlāk viņam par godu tika nosaukta Kasīni apgabalu.

Nosaukums[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Japets ir nosaukts titāna Japeta vārdā pēc grieķu mitoloģijas. Tas ir arī apzīmēts kā Saturns VIII.

Japets bija starp četriem Saturna pavadoņiem, kurus to atklājējs Džovanni Kasīni apzīmēja ar nosaukumu Sidera Lodoicea pēc karaļa Luija XIV (pārējie trīs bija Tētija, Dione un Reja). Tomēr, astronomiem kļuva par ieradumu atsaukties uz tiem pēc numuriem - Japetu kā Saturns V. Kad 1789. gadā tika atklāti Mimass un Encelads, numerācijas shēmu paplašināja un Japets kļuva Saturns VII, un pēc Hiperiona atklāšanas 1848. gadā - Saturns VIII . Tas joprojām ir zināms ar šo numuru šodien (sk. nosaukumu veidošanu dabīgajiem pavadoņiem).

Nosaukumu Japets ierosināja Džons Heršels (Viljama Heršela dēls, Mimasa un Encelada atklājējs) savā 1847. gada publikācijā Labās cerības ragā veiktie astronomiskie novērojumi , [6] kurā viņš aizstāvējis Saturna pavadoņu nosaukšanu titānu, titāna Krona māsu un brāļu vārdos (kurus romieši piedēvēja savam dievam Saturnam).

Japeta ģeoloģiskie objekti nosaukti pēc varoņu un vietu vārdiem franču episkajā poēmā Rolanda dziesma (piemēram vārdi izmantoti krāteru Kārļa Lielā un Baliganta, kā arī spožā reģiona, Ronsesvalles zeme) nosaukumos.Vienīgais izņēmums ir Kasīni apgabals, tumšais pavadoņa reģions, nosaukts tā atklājēja, Džovanni Kasīni vārdā.

Fiziskās īpašības[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Zemais Japeta blīvums norāda, ka tas galvenokārt sastāv no ledus, tikai ar nelielu (~ 20%) akmeņainu materiālu daļu [9]

Cassini Japeta mozaīka, parādot spožo puslodi ar daļu tumšās zonas labajā pusē

Atšķirībā no vairuma pavadoņu, tā vispārējā forma ir ne sfēriska ne arī elipsoīds. Tam ir uztūksi vidusdaļa un saspiesti poli [10] tāpat tā unikālā ekvatoriālā grēda (sk. zemāk), ir tik augsta, ka tā redzami izkropļo pavadoņa formu pat, ja uz to skatās no attāluma. Šīs iezīmes bieži vien liek to raksturot kā valrieksta formas.

Uz Japeta ir ļoti daudz krāteru, un Cassini attēli ir atklājuši lielus triecienbaseinus tumšajā reģionā, vismaz pieci no kuriem ir vairāk nekā 350 km plati. Lielākais no tiem, Turgis ir ar diametru 580 km; [11] tā malas ir ļoti stāvas un ietver apmēram 15 km augstu krauju [12]

Japeta virsmas salikta attēlu karte

Divu toņu krāsojums[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

17. gadsimtā Džovanni Kasīni novēroja, ka viņš var redzēt Japetu tikai Saturna rietumu pusē un nekad uz austrumiem no tā. Viņš pareizi secināja, ka Japetam ir noslēgta sinhrona rotācija ap Saturnu, un ka no vienas puses Japets ir tumšāks nekā no otras - slēdziens vēlāk tika apstiprināts ar lielākiem teleskopiem.

Kasīni apgabals
Ronsesvalles zeme

Krāsojuma atšķirība abām Japeta puslodēm ir pārsteidzoša. Puslode, kas šķietami ir pavadoņa priekšgalā, ir tumša (albedo 0.03-0.05) ar nelielu sarkanīgi brūnu krāsojumu, bet lielākā daļa no otras puslodes un poli ir spoži (albedo 0,5-0,6, gandrīz tikpat spoži kā Eiropa). Līdz ar to redzamais spožums spožajai puslodei ir aptuveni 10.2, kamēr tumšajai puslodei tas ir aptuveni 11,9 - ārpus labāko 17. gadsimta teleskopu iespējām. Modeļa krāsojums ir analogs sfēriskajā Iņ-jaņ simbolā vai arī divām tenisa bumbiņas daļām. Tumšais reģions ir nosaukts par Kasīni apgabalu, un spožais rajons - par Ronsesvalles zemi. Tiek uzskatīts, ka sākotnējais tumšas materiāls nāk no ārpus Japeta, taču tagad tas sastāv galvenokārt no materiāla, kas radies no siltāko Japeta virsmas daļu ledus sublimēšanās. Tas satur organiskos savienojumus, kas līdzīgi uz primitīvu meteorītu vai komētu virsmas atrastajām vielām; novērojumi uz Zemes liecina, ka tie ir oglekļa savienojumi, kas, iespējams, ietver ciāna savienojumus, piemēram, sasalušus ciānūdeņražskābes polimērus.

2007. gada 10. septembrī Cassini zonde nolidoja 1640 km attālumā no Japeta un parādīja, ka abās puslodēs ir ļoti daudzi krāteri. Krāsu divdalījums gaišā un tumšā materiāla izkaisītajos lauciņos pārejas zonā starp Kasīni reģionu un Ronsesvalles zemi eksistē pat ļoti mazos mērogos - pat attēlos ar izšķirtspēju 30 metri. Tumšais materiāls tur aizpilda zemākos reģionus, un spožais materiāls atrodas pret poliem vērstajās krāteru nogāzēs, taču nav nekādu pelēku toņu. [13] Materiāls ir ļoti plānā kārtā, tikai dažus desmitus centimetru biezs vismaz dažās vietās, [14] saskaņā ar Cassini radara attēlu un ar faktu, ka ļoti mazi meteori ir iztriekušies līdz ledum zem tā. [15]

Ziemeļpols tuvplānā

NASA zinātnieki tagad uzskata, ka tumšais materiāls varētu būt atliekas no ūdens ledus sublimēšanās (iztvaikošanas) uz Japeta virsmas, [15] kas, iespējams, kļuvis vēl tumšāks tādēļ, ka pakļauts Saules gaismai. Ņemot vērā tā lēno, 79 dienu ilgo rotāciju (kas vienāda ar tā apriņķošanu un ir garākā visā Saturna sistēmā), Japetam iespējams bija vissiltākā virsmas temperatūra dienas laikā un aukstākā nakts temperatūra Saturna sistēmā pat vēl pirms radās krāsu kontrasts; pie ekvatora tumšā materiāla siltuma absorbcijas rezultātā dienas temperatūra tumšajā Kasīni reģionā ir 128 K, salīdzinot ar 113 K, kas novērojama spožajā Ronsesvalles zemē [16] Atšķirība temperatūrā nozīmē, ka ledus vispirms sublimējas no Kasīni reģiona, un nogulsnējas Ronsesvalles zemē un jo īpaši vēl vēsākajos polos. Ģeoloģiskā laika mērogā tas vēl vairāk aptumšos Kasīni reģionu un izgaismos Ronsesvalles zemi un polus un, līdz ar visa atklātā ledus izzušanu no Kasīni reģiona, siltuma ietekmē veidosies arvien lielāka albedo atšķirība. Tiek lēsts, ka pie pašreizējās temperatūras, pa tūkstoš miljoniem gadu Kasīni reģions zaudētu aptuveni 20 metru ledus sublimācijas dēļ, kamēr Ronsesvalles zeme zaudētu tikai 10 centimetrus, ja neņem vērā ledu, kas tur nokļuvis no tumšā reģiona. [16] Šis modelis izskaidro gaišo un tumšo apgabalu izplatīšanos, neesošos pelēkos toņus, kā arī Kasīni reģionu pārklājošā tumšā materiāla plānumu.

Tomēr atsevišķs krāsu noslāņošanās process būtu nepieciešams, lai siltuma atdeve iesāktos. Iespējams, ka sākotnējais tumšais materiāls ir būvgruži, ko meteori iztriekuši no mazākajiem ārējiem pavadoņiem atpakaļejošās orbītās un tos uztvērusi Japeta vadošā puslode. Šī modeļa pamatideja ir apmēram 30 gadu veca, un ir atjaunota ar septembra lidojumu garām.

Gaišie gruveši ārpus Japeta orbītas, vai nu izsviesti no pavadoņa virsmas mikrometeoroīdu triecienu dēļ vai arī radušies sadursmēs, lidotu pa spirāli, kamēr pavadoņa orbīta samazinās. Tie varētu būt kļuvuši tumšāki Saules gaismas ietekmē. Daļa no šāda materiāla, kas šķērsotu pavadoņa orbītu noteikti uztvertu Japeta vadošā puse, kas, iespējams, tiktu pārklāta tā, lai radītu albedo kontrastu, un tādējādi arī kontrastu temperatūrai, kura palieinātos iepriekš aprakstītā termiskā efekta dēļ.

Japeta tumšās puses Ekvatoriālās grēdas 10 km augstu kalnu tuvplāns

Lielākā šādu materiālu rezervuārs ir Fēbe, lielākais no ārējiem Saturna pavadoņiem. Lai gan Fēbes sastāvs ir tuvāks spožās Japeta puslodes sastāvam kā tumšās, [17] putekļi no Fēbes būtu nepieciešami tikai, lai izveidotu albedo kontrastu, un domājams, vēlākā sublimācija šo efektu padarītu daudz lielāku.

Forma kopumā[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Šī brīža trīsasu Japeta mērījumi novērtē tā izmērus ar 747,1 × 749 × 712,6 km, un vidējo rādiusu ar 736 ± 2 km. [2] Tomēr šie mērījumi var būt neprecīzi kilometru mērogā, jo ne visa Japeta virsma jau ir nofotografēta ar pietiekami lielu izšķirtspēju.Novērotais planētas saspiedums atbilst nevis novērotajam 79 dienu rotācijas periodam, bet gan tādam, kas ir tikai 10 stundas. Iespējams izskaidrojums tam ir tas, ka pavadoņa forma bija iesaldēta, tādēļ, ka neilgi pēc tā izveidošanās izveidojās bieza garoza, bet tās rotācijas turpināja palēnināties plūdmaiņu izkliedes dēļ, līdz tā kļuva slēgta pret plūdmaiņām [10]

Ekvatoriālās grēdas tuvplāns

Ekvatoriālā grēda[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Vēl viena Japeta mistērija ir ekvatoriālā grēda, kas stiepjas pa Kasīni apgabala centru. Tā ir aptuveni 1300 km gara, 20 km plata un 13 km augsta. Tā tika atklāta, kad Cassini zonde nofotografēja Japetu 2004. gada 31. decembrī. Dažas grēdas daļas paceļas vairāk nekā 20 km virs apkārtējiem līdzenumiem. Grēda veido sarežģītu sistēmu, ieskaitot atsevišķas virsotnes, vairāk nekā 200 km garus segmentus un daļas ar trim gandrīz paralēlām grēdām[18] Spožajā Ronsesvalles zemē grēdu nav, bet ir vairākas atsevišķas 10 km virsotnes ekvatoriālajā daļā. [19] Grēdu sistēmā ir ļoti daudz krāteru, norādot, ka tā ir sena. Izteiksmīgais ekvatoriālais uzblīdums dod pavadonim valriekstam līdzīgu izskatu.

Nav skaidrs, kā grēda izveidojusies. Viena no grūtībām ir izskaidrot, kāpēc tā gandrīz perfekti iet pa ekvatoru. Ir vismaz trīs pašreizējās hipotēzes, bet neviena no tām neizskaidro, kāpēc grēda ir tikai Kasīni apgabalā.

  1. Zinātnieku komanda, kas saistīta ar Cassini misiju apgalvo, ka grēda varētu būt palieka no saspiestās formas, kas bija vēl jaunajam Japetam, kad tas rotēja daudz ātrāk nekā šobrīd. [20] Grēdas augstums norāda, ka maksimālais rotācijas periods varēja būt 17 stundas. Ja Japetus ir atdzisis pietiekami ātri, lai saglabātu grēdu, bet palicis plastisks pietiekami ilgi, lai Saturna izraisītās plūdmaiņas aizkavētu rotāciju līdz tās pašreizējajām 79 dienām, Japetam būtu bijis jātiek sildītam ar enerģiju no alumīnija-26 radioaktīvās sabrukšanas. Šis izotops, šķiet, ir bijis bagātīgos krājumos Saules miglājā, no kura izveidojās Saturns, taču kopš tā laika viss ir sabrucis. Alumīnija-26 daudzums, kas nepieciešams, lai sasildītu Japetu līdz nepieciešamajai temperatūrai sniedz provizorisku tā veidošanās laiku, salīdzinot ar pārējo Saules sistēmu: Japetam jābūt sakopojušamies agrāk, nekā paredzēts, tikai divus miljonus gadu pēc tam, kad sāka veidoties asteroīdi.
  2. Grēda varētu būt ledains materiāls, kas pacēlās no slāņiem zem virsmas un tad sacietēja. Ja tas būtu izveidojies prom no toreizējā ekvatora, tad lai hipotēze būtu pareiza, nepieciešams, ka rotācijas ass būtu novirzītas uz savu pašreizējo atrašanās vietu grēdas dēļ. [nepieciešama atsauce]
  3. Ir arī doma, ka Japetam varēja būt gredzenu sistēma tā veidošanās laikā tā lielās Hilla sfēras dēļ, un ka ekvatoriālā grēda veidojās šī gredzena sadursmju sanesu rezultātā. [21] Tomēr, grēda šķiet pārāk vienmērīga, lai būtu sabrukuša gredzena rezultāts.

Temperatūra[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Tumšā reģiona virsmas temperatūra var sasniegt 130 K pie ekvatora, jo siltuma saņemšana ir efektīvāka Japeta lēnās rotācijas dēļ. Gaišākās virsmas absorbē mazāk Saules gaismas tādējādi temperatūra sasniedz tikai aptuveni 100 K [22]

Orbīta[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Skats no augšas uz Japeta orbītu (sarkana), salīdzinot ar citām lielo Saturna pavadoņu orbītām

Japeta orbīta ir mazliet neparasta. Lai gan Japets ir Saturna trešais lielākais pavadonis, tas apriņķo Saturnu daudz lielākā attālumā nekā nākamais tuvākais lielais pavadonis, Titāns. Orbītas plakne ir arī visslīpākā no visiem lodveida pavadoņiem; tikai neregulārajiem ārējiem pavadoņiem, piemēram, Fēbei ir vēl slīpāka orbīta. Cēlonis tam nav zināms.

Sakarā ar šo tālu, slīpo orbītu, Japets ir vienīgais lielais pavadonis, no kura būtu skaidri redzami Saturna gredzeni; no citiem iekšējiem pavadoņiem gredzeni būtu pagriezti ar šķautni, un līdz ar to slikti redzami. No Japeta Saturns būtu redzams 1 ° 56 ' diametrā (četras reizes lielāks kā Mēness, skatoties no Zemes). [23]

Sānskats uz Japeta orbītu (sarkana), salīdzinot ar citām lielo pavadoņu orbītām, parādot tās neparasti lielo slīpumu
Saturna izskats no Japeta, kad pavadonis atrodas "viszemākajā" savas ieslīpās orbītas punktā - datorsimulācija. Saturna gredzeni ir skaidri redzami (no citiem lielajiem pavadoņiem tiem redzama tikai šķautne).

Pētījumi[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

Cassini zonde ir fotografējusi Japetu vairākas reizes no vidēja attāluma. Tomēr tā orbīta padara tuvu novērošanu grūtu. Ir bijis viens tuvu mērķēts lidojums garām - 1227 km attālumā 2007. gada 10. septembrī; citi nav plānoti.

Atsauces[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]

  1. Pseudo-MPEC for Saturn VIII
  2. 2,0 2,1 2,2 Thomas, P. C.; Burns, J. A.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A.; Denk, T.; Giese, B.; et al. (2007). "Shapes of the saturnian icy satellites and their significance". Icarus 190: 573—584. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.012.
  3. 3,0 3,1 Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al. (December 2006). "The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data". The Astronomical Journal 132: 2520—2526. doi:10.1086/508812.
  4. Williams, David R.. Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA. Atjaunināts: 2007-11-04.
  5. Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. Atjaunināts: 2007-09-28.
  6. 6,0 6,1 Lassell, William (January 14 1848). "Satellites of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42—43.
  7. Par Japetu smagāki pavadoņi ir: Mēness, visi 4 Galileja pavadoņi, Titāns, Reja, Titānija, Oberons, un Tritons. Skatīt JPLSSD.
  8. Harland, David M., Mission to Saturn: Cassini and Huygens Probe, Chichester: Praxis Publishing (2002).
  9. Castillo-Rogez, J. C.; Matson, D. L.; Sotin, C.; Johnson, T. V.; Lunine, J. I.; Thomas, P. C. (2007). "Iapetus’ geophysics: Rotation rate, shape, and equatorial ridge". Icarus 190: 179—202. doi:10.1016/j.icarus.2007.02.018.
  10. 10,0 10,1 Cowen, R. (2007). Idiosycratic Iapetus, Science News vol. 172, pp. 104-106. Atsauces)
  11. Iapetus: Turgis. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Atjaunināts: 2009-01-10.
  12. PIA06171: Giant Landslide on Iapetus. NASA/JPL/Space Science Institute (photojournal) (2004-12-31). Atjaunināts: 2009-01-10.
  13. Cassini-Huygens: Multivide-attēli
  14. Cassini-Huygens: Multivide-attēli
  15. 15,0 15,1 Cassini-Huygens: Jaunumi
  16. 16,0 16,1 Cassini-Huygens: Multivide-attēli
  17. Hendrix, A. R.; Hansen, C. J. (March 14-18 2005). "Iapetus and Phoebe as Measured by the Cassini UVIS" (PDF). 36th Annual Lunar and Planetary Science Conference.
  18. Porco, C. C.; E. Baker, J. Barbara, K. Beurle, A. Brahic, J. A. Burns, S. Charnoz, N. Cooper, D. D. Dawson, A. D. Del Genio, T. Denk, L. Dones, U. Dyudina, M. W. Evans, B. Giese, K. Grazier, P. Helfenstein, A. P. Ingersoll, R. A. Jacobson, T. V. Johnson, A. McEwen, C. D. Murray, G. Neukum, W. M. Owen, J. Perry, T. Roatsch, J. Spitale, S. Squyres, P. C. Thomas, M. Tiscareno, E. Turtle, A. R. Vasavada, J. Veverka, R. Wagner, R. West (2005-02-25). "Cassini imaging science: Initial results on Phoebe and Iapetus". Science 307 (5713): 1237—1242. doi:10.1126/science.1107981. PMID 15731440. 2005Sci...307.1237P.
  19. Cassini-Huygens: Multivide-attēli
  20. Kerr, Richard A. (2006-01-06). "How Saturn's Icy Moons Get a (Geologic) Life". Science 311 (5757): 29. doi:10.1126/science.311.5757.29. PMID 16400121.
  21. W.-H Ip 2006. Pēc gredzena izcelsmi, ekvatoriālā Ridge no Iapetus. Geophysical Research vēstuļu, Volume 33, L16203, doi: 10.1029/2005GL025386
  22. Cassini-Huygens: Multimedia-images
  23. Leņķiskais diametra aprēķins, izmantojot Celestia programmatūru.

Ārējās saites[izmainīt šo sadaļu | labot pirmkodu]