Dione (měsíc) - Dione (moon)

Dione
	Dione fotografovala v přirozeném světle kosmickou lodí ; Cassini v roce 2008
Objev
Objevil	Giovanni Cassini
Datum objevu	21. března 1684
Označení
Označení	Saturn IV
Výslovnost	/ D aɪ oʊ n já /
Pojmenoval podle	Διώνη Diōnē
Přídavná jména	Dionean / d aɪ ə n jsem ə N /
Orbitální charakteristiky
Poloviční hlavní osa	377 396 km
Excentricita	0,0022
Oběžná doba	2,736 915 d
Sklon	0,019 ° (k Saturnovu rovníku)
Satelit z	Saturn
Fyzikální vlastnosti
Rozměry	1128,8 × 1122,6 × 1119,2 km
Střední průměr	1 122 0,8 ± 0,8 km
Střední poloměr	561,4 ± 0,4 km
Plocha povrchu	3 964 776 0,51 km 2
Hmotnost	(1,095 452 ± 0,000 168 ) × 10 21 kg (1,834 × 10 - 4 Země)
Střední hustota	1,478 ± 0,003 g/cm3
Povrchová gravitace	0,232 m/s 2
Úniková rychlost	0,51 km/s
Doba rotace	2,736 915 d ; ( synchronní )
Axiální náklon	nula
Albedo	0,998 ± 0,004 ( geometrický )
Teplota	87 K (−186 ° C)
Zdánlivá velikost	10.4

Dionu ( / d aɪ oʊ n i / ) je měsíc Saturna . To bylo objeveno italský astronom Giovanni Domenico Cassini v 1684. To je pojmenované po Titaness Dione z řecké mytologie . Je také označován jako Saturn IV .

název

Giovanni Domenico Cassini pojmenoval čtyři měsíce, které objevil ( Tethys , Dione, Rhea a Iapetus ), Sidera Lodoicea („hvězdy Ludvíka“) na počest krále Ludvíka XIV . Cassini našel Dioneho v roce 1684 pomocí velkého leteckého dalekohledu, který postavil na půdě pařížské hvězdárny . Satelity Saturnu byly pojmenovány až v roce 1847, kdy syn Williama Herschela John Herschel publikoval Výsledky astronomických pozorování provedených na mysu Dobré naděje, což naznačuje, že by měla být použita jména Titánů (sestry a bratři Crona ).

Obíhat

Dione obíhá kolem Saturnu se semimajorovou osou asi o 2% menší než Měsíc . Nicméně, odrážející větší hmotnost Saturnu (95krát větší než Země), oběžná doba Dione je jedna desetina doby Měsíce. Dione je v současné době v orbitální rezonanci s průměrným pohybem 1: 2 s měsícem Enceladus a dokončuje jednu oběžnou dráhu Saturnu na každé dvě oběžné dráhy dokončené Enceladem. Tato rezonance udržuje Enceladovu orbitální excentricitu (0,0047), která je zdrojem tepla pro Enceladovu rozsáhlou geologickou aktivitu, která se nejdramatičtěji projevuje v kryovulkanických tryskách podobných gejzíru . Rezonance také udržuje menší excentricitu na oběžné dráze Dione (0,0022) a také ji ohřívá .

Dione má dva orbitální nebo trojské měsíce, Helene a Polydeuces . Jsou umístěny v Lagrangeových bodech Dione L ₄ a L ₅ , 60 stupňů před a za Dione. Vedoucí koorbitální měsíc dvanáct stupňů před Helene ohlásil Stephen P. Synnott v roce 1982.

Fyzikální vlastnosti a interiér

Srovnání velikosti Země , Měsíce a Dione.

Na průměru 1 122 km (697 mi) je Dione 15. největším měsícem ve sluneční soustavě a je hmotnější než všechny známé měsíce menší než ona dohromady. Asi dvě třetiny hmoty Dione tvoří vodní led a zbývající část tvoří husté jádro, pravděpodobně silikátová hornina.

Data shromážděná Cassini naznačují, že Dione má vnitřní tekutý slaný oceán (situace podobná situaci jejího partnera pro orbitální rezonanci Enceladus ). Ohyb povrchu směrem dolů spojený s 1,5 km vysokým hřebenem Janiculum Dorsa lze nejsnadněji vysvětlit přítomností takového oceánu. Údaje o gravitaci a tvaru ukazují na 99 ± 23 km silnou kůru ledového pláště na vrcholu 65 ± 30 km hlubokého vnitřního globálního oceánu kapalné vody. Žádný měsíc nemá tvar blízký hydrostatické rovnováze ; odchylky jsou udržovány izostasií . Předpokládá se, že Dioneova ledová skořápka se liší v tloušťce o méně než 5%, s nejtenčími oblastmi na pólech, kde je přílivové ohřívání kůry největší.

Ačkoli je Dione poněkud menší a hustší, je jinak velmi podobný Rhea . Oba mají podobné rysy albedo a rozmanitý terén a oba mají odlišné přední a zadní hemisféry . Přední polokoule Dione je silně kráterová a je rovnoměrně jasná. Jeho zadní polokoule však obsahuje neobvyklý a výrazný povrchový rys: síť jasných ledových útesů.

Vědci rozpoznávají dionské geologické vlastnosti následujících typů:

Chasmata (propasti; dlouhé, hluboké, strmé oboustranné prohlubně nebo kaňony)
Dorsa (hřebeny)
Fossae (dlouhé úzké prohlubně)
Krátery
Catenae (řetězy kráterů)

Ledové útesy (dříve „křupavý terén“)

Zlomeniny půlící starší krátery na Dione. Ti, kteří běží z pravého horního rohu do levého dolního rohu, jsou Carthage Fossae, zatímco Pactolus Catena běží více horizontálně vpravo dole.

Když vesmírná sonda Voyager v roce 1980 fotografovala Dione, ukázala, co se zdálo být moudrou funkcí pokrývající její zadní polokouli. Původ těchto rysů byl záhadný, protože se vědělo jen to, že materiál má vysoké albedo a je dostatečně tenký, aby nezakrýval povrchové prvky pod ním. Jedna hypotéza byla, že krátce po svém vzniku byl Dione geologicky aktivní a některé procesy, jako například kryovulkanismus, se vynořily na velké části jeho povrchu, přičemž pruhy se vytvářely při erupcích podél trhlin na dionovském povrchu, které spadaly zpět jako sníh nebo popel. Později, když vnitřní aktivita a obnova povrchu ustaly, krátery pokračovaly především na přední polokouli a vymazaly tam vzory pruhů.

Tato hypotéza se ukázala jako nesprávná průletem sondy Cassini ze dne 13. prosince 2004, který vytvořil detailní snímky. Z nich vyplynulo, že „pramínky“ ve skutečnosti vůbec nebyly ledovými usazeninami, ale spíše jasnými ledovými útesy vytvořenými tektonickými zlomeninami (chasmata). Dione byl odhalen jako svět plný obrovských zlomenin na jeho zadní polokouli.

Cassini orbiter provedena užší průletu kolem Dione na 500 km (310 mi), 11. října 2005, a zachytil šikmé obrazy útesů, které ukazují, že některé z nich jsou několik set metrů vysoká.

Lineární funkce

Dione se vyznačuje lineárními „virgami“, které jsou dlouhé až stovky kilometrů, ale široké méně než 5 km. Tyto linie probíhají rovnoběžně s rovníkem a jsou patrné pouze v nižších zeměpisných šířkách (na méně než 45 ° severně nebo jižně); podobné vlastnosti jsou zaznamenány na Rhea . Jsou jasnější než všechno kolem nich a zdá se, že překrývají další rysy, jako jsou hřebeny a krátery, což naznačuje, že jsou relativně mladí. Bylo navrženo, že tyto linie jsou exogenního původu, v důsledku umístění materiálu na povrch nízkými rychlostními dopady materiálu pocházejícího ze Saturnových prstenců, ko orbitálních měsíců nebo blízko se blížících komet.

Krátery

Dione před Enceladem

Ledový povrch Dione zahrnuje silně kráterový terén, mírně kráterové pláně, lehce kráterové pláně a oblasti tektonických zlomenin. Silně kráterový terén má mnoho kráterů o průměru více než 100 kilometrů. V oblastech plání bývají krátery menší než 30 kilometrů (19 mi) v průměru. Některé z plání jsou mnohem kráterovější než jiné. Velká část silně kráterového terénu se nachází na odtokové polokouli, přičemž oblasti s méně kráterovými pláněmi se nacházejí na přední polokouli. To je opak toho, co někteří vědci očekávali; Shoemaker a Wolfe navrhli model kráterů pro přílivově uzamčený satelit s nejvyššími kráterovými rychlostmi na přední polokouli a nejnižší na zadní polokouli. To naznačuje, že v období těžkého bombardování byla Dione přílivově uzamčena k Saturnu v opačné orientaci. Vzhledem k tomu, že Dione je relativně malý, mohl satelit způsobující dopad způsobit 35kilometrový kráter. Protože existuje mnoho kráterů větších než 35 kilometrů (22 mil), mohla být Dione během svého raného těžkého bombardování opakovaně spřádána. Vzorec kráterů od té doby a jasné albedo přední strany naznačuje, že Dione zůstala ve své současné orientaci několik miliard let.

Stejně jako Callisto , ani Dioniným kráterům chybí rysy s vysokým reliéfem na Měsíci a Merkuru ; je to pravděpodobně způsobeno poklesem slabé ledové kůry v geologickém čase.

Atmosféra

Cassiniho vylepšený barevný kompozit Dione, zobrazující tmavší, členitý terén odtokové polokoule. Padua Chasmata sleduje oblouk vlevo, přerušený poblíž vrcholu centrálním vrcholkovým kráterem .

7. dubna 2010, nástroje na palubě bezpilotní Cassini sonda , který letěl dion detekován tenkou vrstvu iontů molekulárního kyslíku ( O⁺
₂) kolem Dione, tak tenké, že ji vědci raději nazývají exosféra než jemná atmosféra. Hustota iontů molekulárního kyslíku určí z Cassini plazmy spektrometr dat pohybuje v rozmezí od 0,01 do 0,09 na cm ³ .

Tyto Cassini nástroje sondy byly schopny přímo detekovat vody z exosféra z důvodu vysoké hodnoty pozadí, ale zdá se, že vysoce nabité částice od silných radiační pásy planety mohly rozdělit vody v ledu na vodík a kyslík.

Průzkum

Dione byla poprvé zobrazena vesmírnými sondami Voyager . Bylo také zkoumal pětkrát z blízké vzdálenosti od Cassini orbiter . Dne 11. října 2005 došlo k úzkému cílenému průletu ve vzdálenosti 500 km (310 mi); další průlet byl proveden 7. dubna 2010 rovněž ve vzdálenosti 500 km. Třetí průlet byl proveden dne 12. prosince 2011 ve vzdálenosti 99 km (62 mi). Následující průlet byl 16. června 2015 ve vzdálenosti 516 km (321 mi) a poslední průlet Cassini byl proveden 17. srpna 2015 ve vzdálenosti 474 km (295 mi).

V květnu 2013 bylo oznámeno, že kosmická loď NASA Cassini poskytla vědcům důkaz, že Dione je aktivnější, než se dříve předpokládalo. Pomocí topografických dat týmy NASA usoudily, že deprese kůry spojená s prominentním horským hřebenem na přední polokouli se nejlépe vysvětluje, pokud existoval globální podpovrchový tekutý oceán, jako je Enceladus. Hřeben Janiculum Dorsa má výšku 1 až 2 km (0,6 až 1,2 míle); Zdá se, že Dioneova kůra se pod ním svírá 0,5 km (0,3 míle), což naznačuje, že ledová kůra byla při tvorbě hřebene teplá, pravděpodobně kvůli přítomnosti podpovrchového tekutého oceánu, který zvyšuje ohyb přílivu.

Galerie

Dione a prsteny Saturnu

Vylepšená barevná mapa (25,9 MB); zadní hemisféra (vlevo) může být ztmavena magnetosférickým zářením ; přední polokoule je potažena ložisky E Ring .

Vylepšené barevné mapy: severní a jižní polokoule

Vylepšené barevné mapy: zadní a přední polokoule

Crescent Dione z Cassini , 11. října 2005. Kráter poblíž končetiny nahoře je Alcander, s větším kráterem Prytanis sousedí vlevo. Vpravo dole je viditelných několik zlomenin Palatine Chasmata, z nichž jeden lze rozřezat na menší krátery Euryalus (vpravo) a Nisus.

Křehký terén na Dioneině zadní polokouli. Eurotas (nahoře) a Palatine Chasmata probíhají zprava nahoře dole dole; Padua Chasmata jsou téměř svislé vpravo a Carthage Fossae vodorovné vlevo. Kráter Cassandra a jeho paprskový systém jsou vpravo dole.
Dione, jak ho vidí Voyager 1 ; krátery vystupující vlevo nahoře a dole jsou Dido a Aeneas; napravo od ní jsou koryta Latium a Larissa chasmata.
Mezi jižní polární rysy patří obrovská, mělká dopadová pánev Evander, palatinská Chasmata od terminátora a Aufidus Catena mezi nimi. Zakřivené Padua Chasmata jsou nahoře.
Dione před prstenci Saturnu
Jihozápadní polární dopadová pánev Evander s průměrem 350 km je zdaleka největším kráterem na Dione. Hluboký kráter vlevo nahoře je Sabinus.
Panoráma se zlomeninami (Palatine Chasmata) poblíž končetiny, půlícími krátery Euryalus (vpravo) a Nisus vlevo od středu. Kráter Silvius je vlevo dole a Himella Fossa vpravo nahoře.
Propasti na Dione
(zadní hemisféra; sever je nahoře)

Blízký průlet Dione odhaluje vysoce kráterovaný povrch.
Nightside of Dione osvětlená Saturnshine.
Blízký pohled na Dione
Bližší pohled na část předcházející obrázku

Různě velké a orientované zlomeniny v 60 km kráteru Amastrus (centrální vrchol vpravo dole). Větší obloukovité zlomeniny probíhající zleva dole do pravého horního rohu jsou Padua Chasmata, zatímco menší paralelnější zlomeniny od pravého dolního k levému hornímu rohu mohou souviset s Aurunca Chasmata.
Oříznout předchozí obrázek. Kráter ve tvaru misky vpravo nahoře má na stěnách jasné pruhy a na podlaze tmavý materiál. Vlevo dole lze vidět obloukovitou zlomeninu postdatovanou (krytou) ejektou malého kráteru, která je zase postdatována (naříznuta) paralelními zlomeninami.
Šikmé detailní záběr na zlomeniny