Dione (maan) - Wikipedia
Dione (Grieks: Διώνη) is een van die planeet Saturnus se natuurlike satelliete en is ontdek deur die sterrekundige Giovanni Cassini op 21 Maart 1684, saam met Tethis. Die maan is vernoem na Dione, een van die Titane in die Griekse mitologie.
Dione, soos waargeneem deur die Cassini–Huygens-wenteltuig.
2,736 915 dae
561,4 ± 0,4 km (348,96 mi)
(1,095 452 ± 0,000 168)×1021 kg
1,478 ± 0,003 g/cm³
0,998 ± 0,004 (geometries)
Daar word soms ook na Dione verwys as Saturnus IV.
2.1 Die ys-afgronde
Dione (regs) beweeg nader aan Rhea (links). Let op hul byna eenderse grootte. Geneem deur Cassini in 2006.
Skeure in die oppervlak breek deur kraters op Dione.
Die skeure in Dione se oppervlak van naderby
In die foto, deur Cassini geneem in 2004, kan die helder ys-afgronde duidelik waargeneem word aan die regterkant, asook die groot kraters op die agterste hemisfeer van die planeet, hier aan die linkerkant.
'n Nabye aansig van Dione se kraters. Geneem deur Cassini in 2005.
Dione met Saturnus in die agtergrond, soos afgeneem deur Cassini in 2005.
Cassini het die vier mane wat hy ontdek het (Tethis, Dione, Rhea and Iapetus) die Sidera Lodoicea ("die sterre van Lodewyk") genoem, ter ere aan Koning Lodewyk XIV van Frankryk. Sterrekundiges het daaraan gewoond geraak om na die vier mane en Titaan te verwys na as "Saturnus I" tot "Saturnus V". Na die ontdekking van Mimas en Enkelados in 1789 is die stelsel uitgebrei tot "Saturnus VII".
Die huidige name van die sewe satelliete (destyds die enigste ontdekte satelliete) is afkomstig van John Herschel (die seun van William Herschel), die ontdekker van Mimas en Enkelados. In sy 1847-uitgawe van Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope stel hy voor dat die name van die Titane, die broers en susters van Kronos (die Griekse weergawe van Saturnus), eerder gebruik word.
Dione bestaan hoofsaaklik uit waterys. Die maan is egter die derde digste van Saturnus se mane (ná Enkelados en Titaan waarvan die digtheid deur swaartekragsamepersing verhoog word) en dus word daar aanvaar dat 'n groot gedeelte (~46%) aan die binnekant van die satelliet uit digter materiaal, soos silikarots, moet bestaan.
Alhoewel dit ietwat kleiner en digter is, is Dione baie soortgelyk aan Rhea. Hulle het soortgelyke albedo-eienskappe en dieselfde afwisselende terrein. Beide het ook verskillende voor- en agterhemisfere. Dione se voorste hemisfeer bevat baie kraters en is deurlopend helder. Die agterkant het egter 'n ongewone en merkwaardige oppervlakeienskap: 'n netwerk van helder merke en strepe op 'n donker agtergrond, bo-oor die kraters, wat aandui dat hulle nuwer is. Tans is bekend dat hierdie lyne ys-afgronde is.
Tot en met onlangs was die oorsprong van die helder strepe en slierte op Dione se oppervlak onduidelik, hoofsaaklik omrede die enigste foto's van Dione van 'n baie groot afstand geneem was. Al wat bekend was, was dat dit 'n hoë weerkaatsingvermoë het en dat dit dun genoeg is om nie die oppervlakeienskappe onder dit te verberg nie. Een teorie het voorgestel dat Dione, kort na die maan se ontstaan, geologies aktief was en dat 'n proses soos ysvulkanisme 'n groot deel van die oppervlak opnuut gedek het, met die slierte gevorm deur ysvulkaanuitbarstings langs die skeure in Dione se oppervlak wat dan weer terug na die oppervlak geval het in die vorm van sneeu of as. Die teorie stel ook voor dat, na die interne aktiwiteite gestop het, die voorste hemisfeer steeds nuwe kraters bygekry het, wat die helder strepe en slierte aan daardie kant uitgewis het.
Op 13 Desember 2004, het die Cassini-Huygens-sonde verby die maan gevlieg en foto's op 'n nadere afstand geneem. Die bogenoemde teorie was as onklaar bewys: die foto's het bewys dat die helder strepe en slierte eintlik ys-agtige afgronde is wat veroorsaak is deur tektoniese breuke in die kors van die maan.
Die Cassini-omwentelingstuig het op 11 Oktober 2005 nog nader aan Dione verbygevlieg, op 'n afstand van 500km en het kant-aansigte van die afgronde verkry wat wys dat sommige van hulle honderde meters hoog is.
Dione se ysige oppervlak het areas met baie kraters, areas met minder kraters, areas met min kraters en areas met tektoniese skeure. Die areas met baie kraters het verskeie kraters wat 'n deursnit van meer as 100km het. Die ander areas se kraters is oor die algemeen minder as 30km in deursnee. Sommige van dié areas het meer kraters as anders, maar oor die algemeen het die agterste hemisfeer meer kraters, terwyl die voorste hemisfeer minder kraters bevat. Sommige wetenskaplikes was egter verbaas oor hierdie ontdekking; in 1982 het die wetenskaplikes Eugene Shoemaker en Ruth F. Wolfe 'n kratermodel voorgestel wat wys dat 'n satelliet met 'n gebonde omwenteling meer kraters op die voorste hemisfeer sou bevat dan op die agterste hemisfeer. Dit dui dus daarop dat Dione eens in 'n teenoorgestelde posisie in 'n gebonde omwenteling om Saturnus was. Omdat Dione relatief klein is, sou 'n impak wat 'n 35km krater agterlaat die satelliet in die rondte kon laat draai. Aangesien daar baie kraters is wat 'n grootte van 35km oorskry kon Dione meermale in die rondte gedraai het as gevolg van vroeë bombardering. Die patroon van onlangse kraters en die helder weerkaatsingvermoë van die voorste kant van die satelliet dui aan dat Dione vir die afgelope paar biljoen jaar in sy huidige rigting (ten opsigte van Saturnus) wys.
Nes Callisto, besit Dione se kraters nie die hoë reliëf-eienskappe wat op die maan en Mercurius waargeneem kan word nie. Dit is waarskynlik as gevolg van die instorting van Dione se swak yskors oor Geologiese tydperke.
↑ Cassini, G. D.; An Extract of the Journal Des Scavans. van 22 April N. 1686. Giving an account of two new Satellites of Saturn, discovered lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory at Paris, Philosophical Transactions, band 16 (1686-1692), bl. 79-85.
↑ Soos gerapporteer deur, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, Nr. 3, bl. 42–43. 14 Januarie, 1848.
↑ Shoemaker, E. M.; en Wolfe, R. F.; Cratering time scales for the Galilean satellites, in Morrison, D., redakteur; Satellites of Jupiter, University of Arizona Press, Tucson (AZ) (1982), pp. 277-339