Dione (maan)

Dione, ook bekend as Saturnus IV, is die vierde grootste natuurlike satelliet van Saturnus. Sy agterste halfrond word gekenmerk deur groot kranse, bekend as "chasmata", en is ook donkerder as die voorste (leidende) halfrond. Gebaseer op sy digtheid, is Dione se binnekant waarskynlik 'n kombinasie van silikaatrots en waterys in byne ewe groot dele van die massa. Die maan is in 1684 deur die Italiaanse sterrekundige Giovanni Domenico Cassini ontdek en is genoem na Dione, 'n Titaniese godin in die Griekse mitologie.

Naam
duimnael|links|200px|Dione (regs) beweeg nader aan Rea (links). Hulle grootte stem baie ooreen. Geneem deur Cassini in 2006.

Cassini het die vier mane wat hy ontdek het (Tetis, Dione, Rea en Iapetos) Sidera Lodoicea ("die Sterre van Lodewyk") genoem ter ere van Lodewyk XIV van Frankryk. Cassini het Dione in 1684 ontdek met 'n groot lugteleskoop wat hy op die terrein van die Paryse Sterrewag opgestel het. 

Saturnus se mane het eers in 1847 name gekry nadat William Herschel se seun, John Herschel, Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope gepubliseer en voorgestel het die mane kry eerder die name van die broers en susters van die Titaan Kronos (Saturnus in die Griekse mitologie).Soos berig deur William Lassell, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, No. 3, pp. 42–43 (14 Januarie 1848)

Wentelbaan
Dione wentel om Saturnus met 'n halwe lengteas van 2% minder as die Maan om die Aarde. Vanweë Saturnus se groter massa (omtrent 95 keer dié van die Aarde), is Dione se wentelperiode 'n tiende van die Maan s'n. Dione is tans in 'n baanresonansie van 1:2 met die maan Enkelados: Dit voltooi een omwenteling van Saturnus vir elke twee omwentelings van Enkelados. 

Dié resonansie handhaaf Enkelados se eksentrisiteit (0,0047) en verskaf 'n bron van hitte vir Enkelados se uitgebreide geologiese aktiwiteit, wat die beste gesien kan word in sy kriovulkaniese geiseragtige strale. Die resonansie handhaaf ook 'n kleiner eksentrisiteit in Dione se wentelbaan (0,0022) en veroorsaak sy getyverhitting.
}}

Trojane
Dione het twee trojane, die mane Helena en Polideukes. Hulle is geleë by Dione se Lagrange-punte L4 en L5, onderskeidelik 60 grade voor en agter Dione. 'n Leidende saamwentelende maan 12 grade voor Helena is in 1982 deur Stephen P. Synnott aangemeld.Guinness Book of Astronomy, Patrick Moore, Guinness Publishing, 2de uitg., 1983 pp 110, 114

+Dione-trojane NaamDeursnee (km)Halwe lengteas (km)Massa (kg)OntdekkingsdatumDione 1 122 377 396(1,096 ± 0,0000246) × 102130 Maart 1684Helena36,2 ± 0,4377 600 (7,1 ± 0,2) × 10151 Maart 1980Polideukes 3,06 ± 0,40377 600≈8 × 1012 21 Oktober 2004

Fisiese eienskappe
duimnael|200px|Skeure in die oppervlak breek deur kraters op Dione.
duimnael|200px|Die skeure in Dione se oppervlak van naderby
duimnael|200px|'n Nabyaansig van Dione se kraters. Geneem deur Cassini in 2005.
duimnael|200px|Dione, met Saturnus op die agtergrond, soos in 2005 deur Cassini afgeneem.

Met sy deursnee van 1 122 km is Dione die 15de grootste maan in die Sonnestelsel; dit het 'n groter massa as al die kleiner mane saam. Dit is ook Saturnus se vierde grootste maan. Gebaseer op sy digtheid, bestaan Dione se binnekant waarskynlik uit silikaatrots en waterys in byna ewe groot dele van die massa.

Volgens waarnemings van sy vorm en swaartekrag deur Cassini is die rotsagtige kern se radius rofweg 400 km en word dit omring deur 'n omhulsel van H2O van rofweg 160 km, hoofsaaklik in die vorm van waterys. Sommige modelle dui daarop dat die onderste deel van dié laag in die vorm van 'n interne soutwateroseaan kan wees (dieselfde situasie as in sy resonansiemetgesel Enkelados). Die afbuigende oppervlak van die 1,5 km hoë rif Janiculum Dorsa kan maklik verduidelik word aan die hand van so 'n oseaan.Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System. John Wenz, Scientific American. 4 Oktober 2017. 

Nie een van die twee mane het 'n vorm naby aan hidrostatiese ewewig nie; die afwykings word onderhou deur isostasie. Die dikte van Dione se buitenste kors wissel vermoedelik met minder as 5%. Die dunste dele is by die pole, waar die getyeverhitting van die kors die grootste is.

Hoewel Dione effens kleiner en digter as Rea is, stem hulle baie ooreen. Albei het dieselfde albedo-eienskappe en wisselende terrein, en albei se halfrondes verskil baie van mekaar. Dione se voorste (leidende) halfrond bevat baie kraters en is eenvormig helder. Sy agterste halfrond bevat egter 'n ongewone en eiesoortige oppervlakeienskap: 'n netwerk van helder yskranse.

Wetenskaplikes erken die volgende geologiese eienskappe van Dione:
 Chasmata (lang, diep, styl depressies of canyons)
 Dorsa (riwwe)
 Fossa (lang, smal depressies)
 Impakkraters
 Kraterkettings

Yskranse
Toe Voyager Dione in 1980 afgeneem het, het die foto's oënskynlike strepe op sy agterste halfrond gewys. Die oorsprong van die strepe was raaiselagtig, want al wat bekend was, was dat die materiaal 'n hoë albedo gehad het en dun genoeg was dat dit nie die oppervlakverskynsels daaronder verberg het nie. Een hipotese was dat Dione kort ná sy vorming geologies aktief was en 'n proses soos kriovulkanisme 'n groot deel van sy oppervlak herbedek het, en dat die strepe gevorm het van uitbarstings met krake langs wat as sneeu of as op Dione teruggeval het. Later, nadat die interne aktiwiteit en herbedekking van die oppervlak opgehou het, het kraters hoofsaaklik op die voorste halfrond gevorm en die strepe daar uitgewis.

Dié hipotese is verkeerd bewys deur Cassini met sy verbyvlug van 13 Desember 2004, toe nabyskote geneem is. Dit het onthul die strepe is nie ysdeposito's nie, maar helder yskranse wat deur tektoniese krake (chasmata) gevorm is. Cassini het op 11 Oktober 2005 nader aan Dione verbygevlieg (500 km) en foto's van die kranse geneem wat gewys het van hulle is honderde meters hoog.

Lyne
Dione het lyne wat tot honderde kilometers lank, maar smaller as 5 km is. Die lyne loop parallel met die ewenaar en is sigbaar by laer hoogtes (minder as 45° noord en suid). Soortgelyke lyne kom op Rea voor. Hulle is ligter as enigiets om hulle en loop blykbaar oor ander verskynsels soos riwwe en kraters, wat daarop dui dat hulle relatief jonk is. 

Daar is voorgestel dié lyne kom van buite Dione, dalk as gevolg van materiaal wat kom van lae-impak-botsings oor die maan se hele oppervlak met materiaal in Saturnus se ringe, ander mane of komete wat naby verbybeweeg.

Kraters
Dione se ysagtige oppervlak bevat baie terreine met talle kraters, ander met matige kraters, ander met min kraters en nog ander met tektoniese skeure. Eersgenoemde terrein bevat baie kraters wat breër as 100 km is. Die vlaktes met matige kraters het gebiede met kraters van kleiner as 30 km breed. Sommige vlaktes het meer kraters as ander. 'n Groot deel van die terrein met baie kraters is in die agterste halfrond geleë en die vlaktes met minder kraters in die leidende halfrond. Dit is die teenoorgestelde as wat sommige wetenskaplikes verwag het; Shoemaker en WolfeShoemaker, E. M.; and Wolfe, R. F.; Cratering time scales for the Galilean satellites, in Morrison, D., reds; Satellites of Jupiter, University of Arizona Press, Tucson (AZ) (1982), pp. 277–339 het 'n model voorgestel waar 'n maan in sinchroniese omwenteling die meeste kraters in die leidende halfrond sal hê en die minste in die agterste halfrond. Dit dui daarop dat Dione in die tyd van die groot bombardement in 'n teenoorgestelde oriëntasie met Saturnus in 'n sinchroniese omwenteling was. Omdat Dione relatief klein is, kan 'n botsing met 'n voorwerp wat 'n krater van 35 km breed skep, die maan omswaai. Omdat daar baie kraters van breër as 35 km is, kon Dione meermale omgeswaai gewees het tydens sy groot bombardement.

Nes Kallisto, het Dione se kraters nie groot hoogtes soos op die Maan en Mercurius nie; dit is moontlik vanweë die instorting van die swak yskors oor geologiese tyd.

Atmosfeer
Op 7 April 2010 het instrumente aan boord van Cassini 'n dun laag molekulêre suurstofione () om Dione bespeur. Dit was so dun dat wetenskaplikes dit 'n eksosfeer noem, eerder as 'n dun atmosfeer. Die digtheid van die molekulêre suurstofione het gewissel van 0,01 tot 0,09 per cm3.

Cassini se instrumente kon nie water regstreeks van die eksosfeer waarneem nie vanweë hoë agtergrondvlakke, maar dit lyk of hoog gelaaide deeltjies van die planeet se kragtige stralingsgordels die water in die ys kan verdeel in waterstof en suurstof.

Verkenning
Dione is die eerste keer deur die Voyager-tuie afgeneem. Dit is ook vyf keer deur Cassini van naby afgeneem. Op 11 Oktober 2005 was daar 'n verbyvlug op 'n afstand van 500 km; en nog een op 7 April 2010, ook op 500 km.Cassini Doubleheader: Flying By Titan and Dione (April 2010). Nasa – Cassini Solstice Mission. 'n Derde verbyvlug is op 12 Desember 2011 uitgevoer op 'n afstand van 99 km. Die volgende verbyvlug was op 16 Junie 2015 op 'n afstand van 516 km en die laaste een op 17 Augustus 2015 op 'n afstand van 474 km.Spacecraft Makes Final Close Flyby of Saturn Moon Dione Today. Space.com Calla Cofield. 17 Augustus 2015.

In Mei 2013 is aangekondig dat Cassini wetenskaplikes voorsien het van bewyse dat Dione aktiewer is as wat voorheen besef is. Uit topografiese data het Nasa-spanne afgelei 'n depressie wat verbind word met 'n prominente bergreeks in die leidende halfrond kan die beste verduidelik word as daar 'n globale vloeistofoseaan onder die oppervlak is, soos dié van Enkelados. 

Die rif Janiculum Dorsa het 'n hoogte van 1 tot 2 km; Dit lyk of Dione se kors 0,5 km daaronder plooi, wat daarop dui dat die yskors warm was toe die rif gevorm het, moontlik vanweë die teenwoordigheid van 'n vloeistofoseaan onder die oppervlak.

 Verwysings 

 Eksterne skakels 
 'n NASA video van Cassini se benadering aan Dione. 
 Dione by NASA se Ontdekking van die sonnestelsel.
 The Planetary Society: Dione.
 Beelde van Dione by NASA se Planetary Photojournal.

Kategorie:Mane van Saturnus