Diona (pavadonis)

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
Diona
Dione3 cassini big.jpg
Cassini zondes skats uz Dionu
Atklāšana
Atklājējs/i Dž. D. Kasīni
Atklāšanas datums 1684. gada 21. martā
Apzīmējumi
Citi nosaukumi Saturns IV
Orbitālie parametri
Lielā pusass (rādiuss) 377 396 km
Ekscentricitāte (orbītas izstiepums) 0,002 2[1]
Apriņķojuma periods 2,736915 d[1]
Slīpums 0,019° (pret Saturna ekvatoru)
Pavadonis Saturna pavadonis
Fiziskie parametri
Dimensijas 1127,6 × 1122 × 1120,6 km[2]
Vidējais rādiuss 561,70 ± 0,45 km[3]
Masa (1,095452 ± 0,000168)×1021 kg[3] (3,28×10-4 Zemes)
Vidējais blīvums 1,4757 ± 0,0036 g/cm³[3]
Ekvatoriālais brīvās krišanas paātrinājums uz virsmas 0,231 m/s2
Otrais kosmiskais ātrums 0,510 km/s
Rotācijas periods 2,736915 d
(sinhronizēta)
Ass slīpums nav
Albedo 0,998 ± 0,004 (ģeometrisks)[4]
Temperatūra 87 K (-186°C)
Redzamais spožums 10,4 [5]

Diona (grieķu: Διώνη) ir Saturna pavadonis, ko atklājis Džovanni Kasīni 1684. gadā.[6] Tas ir nosaukts sengrieķu mitoloģijas titāna Dionas vārdā. Tas ir apzīmēts arī kā Saturns IV

Nosaukums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Četrus pavadoņus, ko atklāja Kasīni (Tētija, Diona, Reja un Japets), viņš nosauca par Sidera Lodoicea ("Luija zvaigznes") par godu Francijas karalim Luijam XIV. Kasīni atklāja Dionu, izmantojot lielu teleskopu, kuru viņš izveidoja Parīzes observatorijas teritorijā.[7] Saturna pavadoņiem netika doti vārdi līdz pat 1847. gadam, kad Viljama Heršela dēls Džons Heršels publicēja darbu "Labās cerības ragā veikto astronomisko novērojumu rezultāti" un ierosināja izmantot titāna Krona (grieķu Saturns) māsu un brāļu vārdus.[8]

Fiziskās īpašības[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Cassini paplašināts krāsu gammas salikts Dionas attēls, norādot tumšāku reljefu ar lauzumiem sekojošajā puslodē

Diona sastāv galvenokārt no ūdens ledus, bet kā trešais blīvākais Saturna pavadonis (pēc Encelāda un Titāna, kuru blīvums ir palielinājies gravitācijas saspiešanās rezultātā) tās iekšienē ir jābūt ievērojamai daļai (~ 46 %) blīvāka materiāla, piemēram, silikātu akmens.

Lai gan nedaudz mazāka un blīvāka, Diona citādi ir ļoti līdzīga Rejai. Tām abām ir līdzīgas albedo iezīmes un daudzveidīgs reljefs, un abām ir atšķirīgas vadošās un sekojošās puslodes. Dionas vadošajā puslodē ir ļoti daudz krāteru un tā ir vienādi spoža. Tās sekojošā puslode tikmēr satur neparastu un atšķirīgu virsmas pazīmi: spožu ledus klinšu tīklu.

Zinātnieki izdala šādas Dionas ģeoloģiskās iezīmes:

  • aizas (Chasmata)
  • švīkaini elementi (Lineae)
  • Krāteri
Dionas pusloks, ko Cassini uzņēmis 2005. gada 11. oktobrī

Ledus klintis (agrāk "švīkainā teritorija")[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Lūzumi, kas šķeļ vecākus krāterus uz Dionas

Kad Voyager starpplanētu zonde nofotografēja Dionu 1980. gadā, kļuva redzamas švīkas, kas klāja tās sekojošo puslodi. Šo izīmju izcelsme bija noslēpumaina — viss, kas bija zināms, bija tas, ka materiāls ir ar augstu albedo un ir pietiekami plānā kārtā, lai tas neaizēnotu virsmas pazīmes zem tā. Viena no hipotēzēm bija, ka neilgi pēc izveidošanās Diona bija ģeoloģiski aktīva, un daži procesi, piemēram, ledus vulkānisms, izmainīja tās virsmu. Izvirdumos no plaisām paceltie materiāli, kas krita atpakaļ uz virsmas kā sniegs vai pelni. Vēlāk, kad iekšējā aktivitāte un virsmas pārveidošanās beidzās, krāteri turpināja veidoties galvenokārt vadošajā puslodē un izdzēsa tur esošo švīkaino rakstu.

Šī teorija tika apgazta ar Cassini zondes pārlidojumu 2004. gada 13. decembrī, kura laikā tika iegūti pietuvināti attēli. Tie atklāja, ka "švīkas" faktiski nav ledus noguldījumi vispār, bet gan spilgtas ledus klintis, ko radījuši tektoniskie lūzumi; Diona ir izrādījusies pasaule, kas sašķelta ar milzīgiem lūzumiem tās sekojošajā puslodē.

Cassini zonde veica tuvāku pārlidojumu Dionai (500 km) 2005. gada 11. oktobrī un ieguva ieslīpus attēlus no klintīm, kas parādīja, ka dažas no tām ir vairākus simtus metru augstas.

Krāteri[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Diona pret Saturna gredzenu ēnu.

Dionas ledainās virsmas ietver ļoti krāterotu teritoriju, līdzenumus ar vidēja daudzuma krāteriem, līdzenumus ar nedaudz krāteriem un tektonisku lūzumu apgabalus. Teritorijā ar liela daudzuma krāteriem daudzi no tiem ir lielāki par 100 km diametrā. Līdzenumu apgabalos lielākoties ir krāteri ar mazāk nekā 30 kilometriem diametrā. Dažos līdzenumos ir stipri vairāk krāteru nekā citos. Lielākā daļa ļoti krāterotās teritorijas atrodas sekojošajā puslodē, kamēr mazāk krāterotie līdzenumi atrodas vadošajā puslodē. Tas ir pretēji tam, ko daži zinātnieki paredzējuši; Jūdžins Šūmeikers un Volfs [9] ierosināja krāterošanas modeli kādam pret plūdmaiņām slēgtam pavadonim ar lielāku krāterošanas proporciju vadošajā puslodē un mazāku — sekojošajā puslodē. Tas liek domāt, ka biežo sadursmju laika posmā Diona bija slēgta pret plūdmaiņām ar Saturnu pretējā orientācijā. Tā kā Diona ir salīdzinoši maza, 35 kilometru krātera rašanās rezultātā pavadonis varētu tikt savērpts. Tā kā daudz krāteru ir lielāki nekā 35 kilometri, Diona varētu būt atkārtoti savērpta sākotnējā biežo sadursmju laikā. Krāterošanas struktūra kopš tā laika un spožais albedo vadošajā pusē liecina, ka Diona ir palikusi tās pašreizējā orientācijā vairākus miljardus gadu.

Tāpat kā uz Kallisto, Dionas krāteriem trūkst augsta reljefa iezīmes, kādas redzamas uz Mēness un Merkura, kas iespējams ir ģeoloģisko laikmetu gaitā noslīdējušās vājās ledus garozas dēļ.

Dionas virsmas salikts attēls

Pētījumi[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Dionu pirmo reizi nofotografēja Voyager starpplanētu zonde. Tā arī ir vairākkārt fotografēta tuvākos attālumos ar Cassini aparātu. Tā viens pārlidojums 500 km attālumā notika 2005. gada 11. oktobrī; vēl viens līdzīgs pārlidojums plānots 2010. gada 7. aprīlī.

Skatīt arī[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  • [1]
  • Pavadonis Helene, kas kustas Dionas vadošajā Lagranža punktā, L 4.
  • Pavadonis Polydeuces, kas kustas Dionas sekojošajā Lagranža punktā, L 5.

Galerija[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Atsauces[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  1. 1,0 1,1 http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc Exp.arc.nasa.gov Retrieved on 05-21-07
  2. Thomas, P. C.; Veverka, J.; Helfenstein, P.; Porco, C.; Burns, J.; Denk, T.; Turtle, E.; Jacobson, R. A. (March 13-17 2006). "Shapes of the Saturnian Icy Satellites" (PDF). 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference.
  3. 3,0 3,1 3,2 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. Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; and Helfenstein, P.; Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act, Science, Vol. 315, No. 5813 (February 9, 2007), p. 815 (supporting online material, table S1)
  5. «Classic Satellites of the Solar System». Observatorio ARVAL. Skatīts: 2007-09-28.
  6. Cassini, GD;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.Cassiniat the Royal Observatory atParis, Philosophical Transactions, Vol. 16 (1686-1692), pp. 79-85.
  7. Fred William Cena - The planet observer's handbook - 279. lpp
  8. Pēc Viljama Lassella ziņojuma Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, No 3, pp.42-43 1848. gada 14. janvāris)
  9. J. Šūmeikers un Volfs, 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

Ārējās saites[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]