Diona (pavadonis)

Diona () ir Saturna pavadonis, ko atklājis Džovanni Kasīni 1684. gadā.<ref>Cassini, GD;An Extract of the Journal Des Scavans. of April 22 st.N. 1686.[http://links.jstor.org/sici?sici=0260-7085%281686%2F1692%2916%3C79%3AAEOTJD%3E2.0.CO%3B2-J Giving an account of two new Satellites of Saturn, discovered lately by Mr.]Cassini'at the Royal Observatory atParis, Philosophical Transactions, Vol. 16 (1686-1692), pp. 79-85.</ref> Tas ir nosaukts sengrieķu mitoloģijas titāna Dionas vārdā. Tas ir apzīmēts arī kā Saturns IV

 Nosaukums 
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.Fred William Cena - The planet observer's handbook - 279. lpp 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.Pēc Viljama Lassella ziņojuma Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, No 3, pp.42-43 (1848. gada 14. janvāris)

 Fiziskās īpašības 
Diona sastāv galvenokārt no ūdens ledus, bet kā trešais blīvākais Saturna pavadonis (pēc Encelada 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

 Ledus klintis (agrāk "švīkainā teritorija") 
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 
250px|right|thumb|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 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 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.

 Pētījumi 
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 

 Pavadonis Helene, kas kustas Dionas vadošajā Lagranža punktā, L 4.
 Pavadonis Polydeuces, kas kustas Dionas sekojošajā Lagranža punktā, L 5.

 Galerija 

 Atsauces 

 Ārējās saites 

 Dionas Profils no NASA's Saules sistēmas izpētes sekcijas
 Planetārā sabiedrība: Diona
 NASA zondes video par pietuvošanos Dionai

Kategorija:Saturna pavadoņi