We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Aangesien Jupiter ongeveer 3x so massief is in vergelyking met Saturnus en reg langs die asteroïdegordel geleë is, voel dit dat Jupiter maklik 'n groter hoeveelheid gevange mane moet hê. As gevolg van 'n onlangse opname van Saturnus wat 20 nuwe mane ontdek het, het Saturnus egter 57 gevange mane vergeleke met Jupiters 71.
Om ook die massa van die 6 grootste gevange mane vir elke planeet op te som, gee:
- Jupiter: 7.844 * 10 ^ 18kg
- Saturnus: 8.372 * 10 ^ 18kg
Waarom is daar nie 'n groter gaping tussen die aantal en massa van Jupiter en Saturns gevange mane nie?
Opmerking: Terwyl Jupiter 'n baie groot hoeveelheid Trojaanse asteroïdes het, is die hooffokus van die vraag mane wat direk in 'n wentelbaan om die hoofplaneet is.
Swaartekragmassa is nie die alles-en-eind-alles nie. Twee ander maatstawwe is die Hill-sfeer en gravitasie-invloedsfeer. Dit is baie gebruikte statistieke wat die volume beskryf waaroor 'n planetêre liggaam swaartekrag oorheers as die son. Saturnus het 'n groter heuwelsfeer en 'n groter swaartekrag-invloedsfeer as Jupiter.
Dit dui daarop dat Saturnus dalk baie meer mane het as Jupiter. Saturnus se veel groter afstand van die son in vergelyking met Jupiter s'n dui daarop dat die ontdekking van 'n nuwe Saturniese maan meer as drie keer moeiliker is as om 'n nuwe Joviaanse maan met 'n soortgelyke grootte te ontdek. Dit is miskien die rede waarom die verhouding so naby is as wat dit is.
Hoeveel mane het Jupiter?
As dit nie vir ons maan was nie, sou ons waarskynlik eensaam voel. Die planeet Aarde is geseënd met een natuurlike satelliet. Ander planete, soos Mars, is geseënd met twee, maar hulle is baie min.
Maar wat van die gasreuse? Hoeveel mane het Jupiter? Sedert 2020 het Jupiter 79 bevestigde mane wat dit wentel. Die vier bekendste mane, die Galilese mane, is van die grootste mane in die sonnestelsel.
Jupiter is egter nie die koning van die mane nie, maar hy het nie die mees natuurlike satelliete nie. Hierdie titel behoort aan Saturnus, wat tans 82 natuurlike satelliete huisves. Jupiter het miskien meer verborge mane wat daaroor wentel, en as dit die geval is, sal hulle sekerlik ontdek word wanneer ander sondes binne sy grense sal kom.
Daar word in die volgende jare baie missies vir Jupiter beplan, en baie van hulle rig die vier grootste mane van Jupiter, die Galileaanse mane. Laat ons dus bietjie praat oor Jupiter se mane. Kom ons kyk waarom hulle soms selfs meer opvallend is as Jupiter self, en waarom wetenskaplikes hulle as waardevol genoeg beskou om nuwe ruimtetuie te stuur om dit te ontleed.
Waarom is daar nie 'n groot gaping in die aantal gevange mane wat Jupiter en Saturnus het nie? - Sterrekunde
Koop my goed
Hou slegte sterrekunde na aan u hart, en help my om vuil te word. Haai, dit is of een van die regtig irriterende PayPal-donasie-knoppies hier.
Gapings in Saturnus se ringe
Wat veroorsaak hierdie leemtes? Wel, die ringe is nie solied nie, maar bestaan uit 'n groot aantal klein deeltjies, waarvan die meeste gewone ou ys is. Hierdie stukke ys is baie klein, die meeste is waarskynlik net sentimeter breed! Elke stuk wentel individueel oor Saturnus, soos 'n swerm miljarde mane. Daar is lank gelede gevind dat 'n wentelbaan in die Cassini-afdeling, soos die groot gaping genoem word, 'n periode van byna presies die helfte het van een van Saturnus se mane met die naam Mimas. Dit beteken dat elke keer as 'n stuk ys om Saturnus in die Cassini-afdeling wentel, dit Mimas in dieselfde posisie in die lug sou sien. Mimas het 'n redelike goeie massa, wat beteken dat dit 'n aansienlike erns het. Hierdie periodieke sleepboot het al miljoene jare al die deeltjies uit die streek in Saturnus se ringe geruk.
Die Encke-afdeling, daarenteen, is die gevolg van 'n direkte vee van 'n klein satelliet in die gaping. Dit trek eintlik deeltjies uit sy pad as dit om Saturnus wentel en 'n gaping in die ringe agterlaat!
Ek onthou toe ek nog 'n kind was en daaraan gedink het dat Mimas 'n gaping moes opruim. Ek het by myself gedink: "Wat as 'n deeltjie 'n derde van die periode van Mimas het? Sal dit ook skoongemaak word? Hoe gaan dit met 'n vyfde of tiende?" O, hoe wens ek dat ek 'n professionele sterrekundige gevra het! Toe die Voyager-sondes na Saturnus gaan, ontdek hulle dat die hoofringe van Saturnus eintlik in duisende klein ringetjies verdeel is! Ek kon beroemd gewees het! Ag wel. Wie wil iets hê wat na hulle vernoem is wat nie daar is nie?
As u ooit inligting wil soek oor enigiets in die sonnestelsel, moet u altyd by Bill Arnett se Nine Planets-webwerf begin.
'N Uitstekende opsomming van die wetenskap wat deur die Voyager-missies gedoen is, kan met dank aan die Jet Propulsion Laboratory gevind word.
Meer goeie inligting oor die Saturn-ring kan gevind word op die Saturn-bladsy van die National Air and Space Museum.
Die Saturnstelsel
Saturnus het ten minste 62 bekende mane, benewens 'n manjifieke stel ringe. Die grootste mane, Titan, is amper so groot soos Ganymedes in Jupiter se stelsel, en dit is die enigste maan met 'n aansienlike atmosfeer en mere of seë van vloeibare koolwaterstowwe (soos metaan en etaan) op die oppervlak. Saturnus het ses ander groot gereelde mane met 'n deursnee tussen 400 en 1600 kilometer, 'n versameling klein mane wat in of naby die ringe wentel, en baie gevange rondlopers soortgelyk aan dié van Jupiter. Mysterieus, een van Saturnus se kleiner mane, Enceladus, het aktiewe geisers van water die ruimte in gesit.
Die ringe van Saturnus, een van die indrukwekkendste besienswaardighede in die sonnestelsel, is breed en plat, met enkele groot en baie klein gapings. Hulle is nie solied nie, maar eerder 'n groot versameling ysige fragmente, wat almal om die ewenaar van Saturnus wentel in 'n verkeerspatroon wat die spitsverkeer in 'n groot stad eenvoudig vergelykend laat lyk. Individuele ringdeeltjies bestaan hoofsaaklik uit waterys en is gewoonlik die grootte van tafeltennisballe, tennisballe en basketbal.
Waarom is daar nie 'n groot gaping in die aantal gevange mane wat Jupiter en Saturnus het nie? - Sterrekunde
Die relatiewe groottes en voorkoms van 18 van Saturnus se mane (Beeldkrediet JPL / NASA). Mane nader aan die planeet word aan die linkerkant getoon, en diegene aan die regterkant word vertoon. Die meeste mane word getoon op skaal in vergelyking met mekaar en Saturnus, maar Pan, Atlas, Telesto, Calypso en Helene word met 'n faktor van vyf vergroot.
Saturnus het drie groepe mane. Een groep, wat strek van Mimas tot Iapetus en al die groter mane insluit, is 'n miniatuurweergawe van die Sonnestelsel. Dit is voorwerpe wat in die stof en gasse gevorm word wat rondom Saturnus draai, terwyl dit swaartekrag byna honderd aardmassas waterstof en ander gasse in die laaste stadiums van sy vorming in homself getrek het, of stukke as gevolg van botsings tussen die oorspronklike mane en ander voorwerpe. daarna. Hierdie groep bevat nie net groot mane nie, maar ook enkele kleintjies wat ko-orbitaal is met groter mane op dieselfde manier as wat die Trojaanse asteroïdes saam met Jupiter is, wat 'n vergelyking met die Sonnestelsel nog treffender maak.
'N Tweede groep, wat strek vanaf Pan en ander klein mane wat eintlik binne die ringstelsel is tot by Janus en Epimetheus naby die buitekant van die grootste gedeelte van die ringstelsel, bestaan uit sogenaamde' herder 'mane. In hierdie streek beheer gravitasie-interaksies tussen die mane en die ringdeeltjies die verspreiding van materiaal binne die ringe sterk, wat ringlets en digtheidsgolwe binne die ringe en skerp kante by ringgrense skep. Die ringe kan ook beïnvloed word deur die binnemane in die eerste groep mane, veral Mimas, wat die Cassini-afdeling veroorsaak, maar baie van die fyn strukture van die ringe word deur herdersatelliete beheer.
Die derde groep, wat na buite Phoebe strek, bestaan uit klein lyfies, vermoedelik meestal gebreekte fragmente van komete, wat gevang is deur 'n wisselwerking tussen Saturnus se swaartekrag en dié van die Son. Al die mane in die eerste twee groepe wentel in amper dieselfde sirkelbane om die planeet in dieselfde rigting as wat dit draai. Die gevange voorwerpe in die derde groep kan egter wentelbane hê wat hoofsaaklik geneig is tot die rotasievlak van Saturnus, en gaan in verskeie gevalle nie eers in die rigting van die planeet rond nie.
Daar is al meer as 50 mane ontdek wat rondom Saturnus wentel, maar daar word verwag dat nog meer klein mane met verdere studie ontdek sal word, veral in die tweede en derde groep.
Die meeste van die mane van Saturnus is vernoem na verskillende Titane, die mitologiese seuns en dogters van die god van die hemel, Uranus en die godin van die aarde, Gaea, maar baie van die kleiner mane wat onlangs ontdek is, het nog nie amptelike name gekry nie. .
Hoe Pan die Encke-gaping skep
Die buitenste gevange mane
Phoebe (uitgespreek PHEE-bee) is 'n relatiewe klein maan, slegs ongeveer 180 kilometer in deursnee. Dit is byna vier keer verder van Saturnus af as sy naaste buurman, Iapetus, en het 'n eksentrieke retrograde baan (wat beteken dat dit in die teenoorgestelde rigting van Saturnus wentel) wat nader aan die Ekliptika is (die wentelvlak van die planete) as na die vlak van Saturnus se baan. Dit dui daarop dat dit 'n asteroïde of 'n kometiese voorwerp is wat deur Saturnus gevang is, en nie een van die oorspronklike mane van die planeet nie. Phoebe is baie donker, eintlik amper so donker soos lamp swart, en daar word vermoed dat botsings tussen hom en ander klein voorwerpe (bv. Micrometeoroïede) waarskynlik die bron is van die donker materiaal wat die voorrand van Iapetus bedek, alhoewel die kleur van die oppervlak daarvan is effens anders as die donker materiaal op Iapetus.
Voyager 2 het nie baie naby aan Phoebe gekom nie, en daarom sou slegs baie groot funksies op die foto's verskyn, en die huidige beramings (2004) van die massa daarvan is redelik onseker en wissel met byna 'n faktor van twee. Terwyl die Cassini-ruimtetuig Saturnus nader, het dit minder as 30,000 myl van Phoebe afgelê en foto's geneem wat honderde keer meer besonderhede getoon het as die Voyager-foto's (gevolglik toon die gekoppelde bladsy vir Phoebe veel meer inligting as wat hierdie kort bespreking sou voorstel) . Sodra die ontleding van die gravitasie-interaksie met Phoebe voltooi is, moet ons 'n baie akkurater meting van sy (baie klein) gravitasieveld hê. 'N Interessante vroeë resultaat van die Cassini flyby is dat die oppervlak van Phoebe bedek is met 'n baie donker materiaal (soos reeds bekend), maar die binnekant lyk baie helderder en kan bestaan uit relatief skoon ysies. Dit word geopenbaar deur die feit dat baie van die uiters talle kraters wat op die oppervlak steek, 'n variasie in helderheid toon, wat maklik verklaar kan word deur 'n donker oorlaag wat bo-op 'n ligter onderlaag sit.
S / 2000 S 1 tot S 12 en latere ontdekkings is enkele dosyne klein mane wat in 2000 - 2007 ontdek is. Hulle is almal klein steragtige kolletjies op die ontdekkingsfoto's, en daar kan niks van hul grootte bepaal word nie, behalwe deur skatting (helderder word aangeneem dat dit groter is as flouer). As ons aanneem dat hulle almal so donker soos Phoebe en ander ysige liggame in die verre sonnestelsel is, lewer hulle verskillende helderhede diameters tussen vier en twintig myl. Dit is waarskynlik nie veel donkerder en groter as dit nie, maar as een van hulle relatief helder is, kan dit selfs kleiner wees as wat dit geskat word.
Sommige van hierdie mane wentel Saturnus in 'n direkte beweging (op dieselfde manier as wat die planeet draai), en sommige in 'n retrograde beweging (teenoorgestelde manier), en hul wentelvlakke wissel tot 45 grade van die rotasievlak van die planeet. . Dit impliseer dat dit waarskynlik gevange komete is, of meer waarskynlik, aangesien dit blyk dat hul bewegings van nature in 'n klein aantal soortgelyke wentelbane, gebreekte stukke van sulke voorwerpe, groepeer.
Jupiter: Anatomie van 'n gasreus
Jupiter het superlatiewe oor. Ons sou niks minder verwag van 'n liggaam wat vernoem is na 'n mitiese koning van die gode nie. Nie net is Jupiter die grootste planeet in ons sonnestelsel nie, maar dit draai ook teen die vinnigste tempo en spog met die grootste aantal mane - teen 'n goeie marge.
Dit is 'n wêreld waar die dae miskien kort is, maar 'n storm kan eeue lank voortduur. En wetenskapliefhebbers kan nie genoeg daarvan kry nie.
Grootte maak saak
Kom ons neem 'n oomblik om Jupiter se gekke verhoudings na te gaan. Op sy ewenaar is die vyfde planeet van ons son ongeveer 143 000 kilometer breed. As Jupiter 'n hol dop was, sou u meer as 1 300 Aarde daarin kon stamp. Terloops, het jy geweet dat Jupiter ongeveer 318 keer die massa van ons geliefde tuiswêreld het? Trouens, die stormagtige kolos is twee en 'n half keer so massief as al die ander planete in hierdie sonnestelsel. gekombineer.
Hoe groot dit ook al is, Jupiter lyk langs die son nog steeds sleg. Hierdie bekende geel ster beslaan 99,8 persent van die massa in die sonnestelsel - Jupiter inkluis. Die planeet is nietemin groot genoeg om die son te beïnvloed op maniere wat die aarde nooit kon doen nie.
Dit is nie heeltemal akkuraat om te sê Jupiter wentel om die son nie. Hierdie twee liggame deel 'n & quotbary-sentrum, & quot, 'n gemeenskaplike massamiddelpunt waarom hulle albei draai. Die son hou 'n individuele bary-sentrum met elke planet.
Die grootteverskeidenheid tussen die son en die aarde is ongelooflik groot. Omdat die verhouding so skeef is, is hul gedeelde barycenter in die son self geleë. (Die son het immers meer massa.)
Ah, maar Jupiter is 'n ander storie. Aangesien die planeet so groot is, is sy barskerm met die son geleë buite van die ster, op 'n punt ver bo die sonoppervlak. En hier is nog 'n prettige feit: Jupiter se reusagtige massa gee die son 'n ligte - maar opvallende - wankel. As wetenskaplikes dus ooit die soort wankelende beweging in 'n verre ster opspoor, kan dit beteken dat daar 'n Jupiter-grootte planeet naby is.
Jupiter is 'n kleurvolle plek
Relatiewe grootte is nie die enigste ding wat Aarde en Jupiter onderskei nie. Komposisioneel verskil die twee wêrelde totaal. Kwik, Venus, Aarde en Mars word almal as aardplanete geklassifiseer, wat beteken dat hulle harde buitenste oppervlaktes het en meestal uit metale of silikaatgesteentes bestaan.
Aan die ander kant is Jupiter die belangrikste gasreus. Sulke planete het nie korsies nie en soos die naam aandui, bestaan dit oorweldigend uit gasse. Op sy beurt is Jupiter se twee hoofbestanddele waterstof en helium, hoewel kleiner hoeveelhede metaan, ammoniak en water ook opgespoor is.
Aangesien dit nie 'n harde kors het nie, definieer wetenskaplikes Jupiter's & quotsurface & quot as die buitenste vlak waarop sy atmosferiese druk gelyk is aan dié van die Aarde. Ver onder hierdie eksterne gebied is daar 'n laag wat deur molekulêre waterstof oorheers word. Daaronder vind u 'n vlak waarvan die hoofbestanddeel vloeibare metaalwaterstof is. ('N Materiaal wat herinner aan die vloeibare kwik wat ons op ons eie planeet vind.)
Die kern in die middel van Jupiter wek baie debat. Sommige sterrekundiges het aangevoer dat dit nie eers bestaan nie en dat dit lankal verdwyn het. Gegewens wat deur NASA se ruimtetuig Juno versamel is, vertel ons dat die kern waarskynlik werklik is, maar ons weet nog steeds nie waaruit dit bestaan nie. Dit lyk egter asof die ding minder gekondenseer is as die aarde se yster- en nikkelgebaseerde kern.
OK, so wat gaan dit met Jupiter se sogenaamde oppervlak? As u deur 'n goeie teleskoop na die planeet kyk, sien u afwisselende kleurbande wat horisontaal daaroor loop.
Verbasend genoeg beweeg buurgroepe in teenoorgestelde rigtings. Sterrekundiges noem die donkerder & quotbelts & quot terwyl hul ligter eweknieë gedoop is & quotsones. & Quot. Variasies in chemie, deursigtigheid en / of temperatuur kan die waargenome kleurverskille tussen hulle verklaar. Sones en gordels verander gedurig van vorm omdat hierdie kleurvolle lyne regtig ammoniakwolke in die atmosfeer van Jupiter is.
Stormkyk op Jupiter
Stormstande raaisel die gasreus. Onder in Jupiter se Suidelike Halfrond is daar 'n reeks ovaalvormige storms wat linksom draai. Aangesien dit witkleurig is, het dit die bynaam die & quotstring of pearels. & Quot Sedert 1986 het die presiese aantal & quotpearl & quot storms gewissel van ses tot nege, en agt was sigbaar toe Juno die snaar op 11 Desember 2016 afgeneem het.
Die Great Red Spot is baie beter bekend. Dit is 'n epiese storm met 'n karmosynrooi tint en bevat winde wat 434,5 kilometer per uur rondwaai. Gevang tussen twee kragtige straalstrome - een na die ooste en een na die weste - hang die kol op 'n breedtegraad van 22 grade onder die ewenaar uit. Alhoewel navorsers dink dat die storm dalk kan krimp, is die huidige afmetings daarvan nog steeds baie indrukwekkend. Die Groot Rooi Vlek is 16.350 kilometer breed en is groot genoeg om ons hele planeet te omhul.
Sterrekundiges hou die storm voortdurend dop sedert 1830. Daarom weet ons dat die ding ten minste meer as 180 jaar oud is. Die lang lewensduur daarvan het moontlik te make met Jupiter se rotasiesnelhede.
Jou tuisdorp voltooi een keer elke 24 uur 'n nuwe draai om die Aarde se as. Maar aangesien Jupiter grotendeels gasagtig is, draai sommige van sy breedtegebiede vinniger as ander. Aan die pale duur 'n dag op Jupiter 9 uur en 56 minute. Intussen getuig plekke naby die ewenaar van die planeet vinnig, 9 uur en 50 minute.
Dit maak nie saak hoe jy dit sny nie, Jupiter het die kortste dae van al die planete in hierdie sonnestelsel.
Ringe en mane
Net soos Saturnus, het Jupiter ook ringe - hoewel minder dramaties. Die Jovian-ringstelsel, wat in 1979 ontdek is, bestaan uit vier hoofsets, met die breedste ring met 'n buitenste radius van 226.000 kilometer. Sterrekundiges is gemaak van klein korrelagtige deeltjies en dink die ringe word gevorm tydens botsings tussen harde, rotsagtige voorwerpe soos meteoriete en mane.
En as ons van mane praat, kom dit baie voor by Jupiter. Nie minder nie as 79 bekende mane wentel tans om die gasreus. Vyf hiervan het amptelike name ontvang in Augustus 2019. Die nuutgevonde mane, genaamd Pandia, Ersa, Eirene, Philophrosyne en Eupheme, weerspieël 'n trotse nomenklaturale tradisie. Die planeet Jupiter se naamgenoot is die Romeinse god van weerlig - en sy eweknie in die Griekse mitologie is die elektrifiserende Olimpiër wat as Zeus bekend staan.
Wanneer sterrekundiges dus 'n nuwe Joviaanse maan ontdek, noem hulle dit na 'n mitiese minnaar of afstammeling van hierdie gode. Aangesien albei godhede 'n bietjie liefdevol was, sal ons waarskynlik nie binnekort sonder name opraak nie.
Daar is bekend dat daar weerligstorms op Jupiter voorkom. Hulle is geneig om vaker rondom die pole uit te breek as by die ewenaar - wat die teenoorgestelde is van die situasie op aarde.
Triton, nie Pluto of Eris nie, is die grootste wêreld van die Kuipergordel
Ons sonnestelsel is waarskynlik die mees bestudeerde uithoek van die heelal, met die mensdom wat die planete, mane en ander belangrike liggame in ons omgewing gekarteer het. Die naaste aan die son, ons het die digste wêrelde: gemaak van die swaarste elemente en te klein om 'n gasreusekoevert vas te hou. Daarbenewens is die asteroïdes, wat saamval met die sonnestelsel se oorspronklike ryplyn. Verder as dit is die vier gasreuse-wêrelde, elkeen met hul eie stelsel van mane en ringe. En laastens, verder as dit, is die trans-Neptuniese voorwerpe: die bevrore, komeetagtige wêrelde en liggame wat die verste is in ons sonnestelsel wat ons nog ooit ontdek het.
Maar watter wêreld is die ware Koning van die Kuiper-gordel, die binneste van die trans-Neptuniese voorwerpe? Dit is nie Pluto nie, die een met die grootste radius, en ook nie Eris, die een met die grootste massa nie. In plaas daarvan laat Triton - die grootste maan van Neptunus - albei klop. Hier is die bisarre verhaal van hoe.
Met die eerste oogopslag sou u dink dat dit mal is. Triton is immers nie in die Kuiper-gordel geleë nie, maar is een van Neptunus se mane. Dit is nie net een of ander willekeurige maan van Neptunus nie, dit is ook verreweg die prominentste. Dit is die grootste van Neptunus se mane en een van die grootste mane in die sonnestelsel, met slegs die Aarde se maan, Saturnus se Titan en die vier Galilese mane van Jupiter wat dit oortref. Triton is die eerste satelliet van Neptunus wat ooit ontdek is, en is in Oktober 1846 opgemerk: slegs enkele maande nadat Neptunus self aangekondig is.
As dit dus 'n werklike, letterlike maan van Neptunus is, hoe kan dit dan as 'n trans-Neptuniese voorwerp geklassifiseer word? In sterrekunde - in teenstelling met sommige ander velde - is dit nie net wat u eiendomme vandag is of waar u nou geleë is nie. Die geskiedenis van hoe u gevorm en by u huidige ligging aangekom het, is dele van die verhaal wat eenvoudig nie geïgnoreer kan word nie.
Triton, wat 'n groot, prominente maan is wat elke 6 dae om sy tuisplaneet wentel, lyk in die meeste opsigte redelik normaal. Totdat u, dit wil sê, u die bisarre en ontsettende feit van hoe dit wentel, bekyk. Al die ander groot mane in die sonnestelsel,
- wentel in dieselfde rigting as wat die planete om die son draai,
- wentel in ongeveer dieselfde vlak as wat die planete om die Son wentel (die ekliptiese vlak),
- en het digthede wat ooreenstem met die voorspelde digthede vir vaste liggame wat op hul spesifieke, huidige afstand van die son gevorm het.
Al die sonnestelsel se groot mane het hierdie eienskappe, behalwe vir Triton. In plaas daarvan wentel Triton om die Neptunus in die teenoorgestelde rigting (kloksgewys) van die manier waarop Neptunus op sy as draai en om die son draai (linksom) en is geneig tot die ekliptiese vlak van die sonnestelsel teen 'n ongewone hoek van 130 °. Hierdie retrograde baanbeweging van Triton is die sleutel om hierdie raaisel saam te voeg.
Mane wat in retrograde wentelbane is, kon nie uit dieselfde deel van die voor-sonnevel gevorm het as die planete wat hulle wentel nie, wat nie strook met die reëls van hoe planeetstelsels ontstaan nie. As dit nie saam met Neptunus kon gevorm het nie - die manier waarop die meeste mane saam met hul gasreusouers vorm - dan moet Triton 'n "aangenome" maan wees, wat beteken dat dit op 'n stadium in die verre verlede gevang moes gewees het.
Daar is twee ander groot leidrade oor Triton wat ons laat glo dat dit vasgevang moet word:
- 'N Groot deel van die Neptunistelsel is buite Triton skoongemaak, die naaste maan daarbuite, wat meer as 15 keer so ver as Triton wentel.
- Dit het die verkeerde digtheid, kleur en atmosfeer as 'n oermaan van Neptunus.
Albei is 'n groot aanbod.
As ons die mane van die ander gasreuse ondersoek, kan ons dadelik sien waarom Triton so vreemd is onder die groot mane.
- Jupiter se buitenste groot maan, Callisto, wentel op 'n gemiddelde afstand van Jupiter van 1,9 miljoen km. Die volgende maan verder, Themisto, het 'n afstand van 7,4 miljoen km: 'n verhouding van 3,9 tot 1.
- Saturnus se buitenste groot maan is Iapetus, wat om 3,6 miljoen km wentel. Maar Kiviuq, die volgende buitenste maan, wentel om 11,3 miljoen km: 'n verhouding van 3,2 tot 1.
- Uranus se buitenste groot maan is Oberon, met 'n gemiddelde baanafstand van 583 520 km. Daarbenewens is die volgende maan Francisco, met 4,3 miljoen km: 'n verhouding van 7,3 tot 1.
Maar Neptunus is regtig vreemd. Nie net het Triton 'n gemiddelde baanafstand van net 355.000 km nie, maar die volgende maan uit, Nereid, wentel op 5,5 miljoen km buite (daardie verhouding 15,5 tot 1), en die volgende een verder as dit is maar liefs 16 miljoen km uit! Dit is amper soos Triton se teenwoordigheid die oorgrote meerderheid van die buitenste mane van Neptunus verwyder het, wat Neptunus uniek onder die gasreuse maak.
Triton se digtheid is ook verkeerd met wat ons sou verwag dat die fisiese eienskappe daarvan, soos digtheid, kleur en atmosfeer, gebaseer moet wees op hoe ons weet dat voorwerpe in die sonnestelsel vorm. In plaas daarvan pas Triton baie beter, gebaseer op hierdie en ander fisiese eienskappe, met baie van die Kuiper-gordelvoorwerpe wat ons vandag sien. In die besonder het dit 'n bevrore yskors, 'n oppervlak wat hoofsaaklik bestaan uit vaste stikstof, 'n mantel van grotendeels water-ys, en 'n groot, vaste kern wat lyk asof dit 'n mengsel van rots en metale is.
Sy samestelling en algehele kleur lyk in werklikheid baie soos dié van Pluto. Hier is hoe Triton gelyk het uit die fotomosaïek wat Voyager 2 daarvan gebruik het toe dit in 1989 verbygevlieg het.
Vergelyk dit met die fotomosaïek wat ons van Pluto geneem het, in 2015, toe New Horizons daarmee gevlieg het.
Dit is uiters eenders, is dit nie? Triton, in sy huidige ligging rondom Neptunus, is 'n fassinerende wêreld op sy eie. Dit het 'n geologies jong oppervlak, met min impakkraters, baie soos Pluto, wat daarop dui dat dit 'n aktiewe wêreld is wat homself mettertyd weer opduik. Ons weet dat dit geisers het wat uitbars, wat gasagtige stikstof op en bokant die oppervlak stuur, wat die meeste van Triton se dun, Pluto-agtige atmosfeer uitmaak.
Triton se kors is 55% stikstofys, met ander ysies (soos waterys en bevrore koolstofdioksied) ingemeng: dieselfde verhoudings as Pluto. Triton het 'n rooierige kleur, vermoedelik afkomstig van metaan-ys wat deur ultravioletstraling in tholins omgeskakel word: weer soortgelyk aan Pluto. Dit het selfs swart, rookvrye kristovulkane op sy oppervlak: bewyse dat 'n vloeibare oseaan ondergronds deur die kors kan opdwing. Triton, hoewel koud en bevrore, is 'n aktiewe wêreld.
So hoe het dit gekom waar dit vandag is? Soos baie voorwerpe waarvan ons weet dat hulle in die Kuiper-gordel afkomstig is, het Triton waarskynlik 'n baan gehad wat daartoe gelei het dat hy 'n aantal noue passe na Neptunus gemaak het. Wanneer dit vandag gebeur, verander die swaartekrag van Neptunus die baan van die voorwerp in 'n ongeveer ewekansige rigting. Maar as dit in die vroeë dae van die Sonnestelsel gebeur het, het Neptunus waarskynlik 'n groot stel massas rondom, in die vorm van mane, ringe of 'n skyf.
Toe Triton binnekom, was dit waarskynlik 'n kombinasie van gravitasie-interaksies, 'n sleepkrag, miskien 'n botsing en miskien die uitwerping van 'n binêre metgesel wat Triton in staat gestel het om gevang te word en gesirkulariseer te word. Triton is waarskynlik in die Kuiper-gordel gebore, vroeg gevang, en die proses om dit te vang, het die meeste buitenste massas en mane uit die Neptunistelsel gestoot.
Die resultaat is vandag dat die grootste en massiefste liggaam wat ooit in die Kuiper-gordel gevorm is - 20% groter as Pluto 29% massiewer as Eris - nou Neptunus se grootste maan is: Triton. Vandag maak Triton 99,5% van die massa om Neptunus uit, 'n enorme afwyking van al die ander reuse-planeetstelsels waarvan ons weet. Die enigste verklaring vir sy eienskappe, veral die bisarre en unieke wentelbaan, is dat Triton 'n vasgevangde voorwerp van die Kuiper-gordel is.
Ons praat dikwels oor ysige mane met oseaan ondergronds as lewenswereld. Ons stel ons groot, verre, ysige liggame voor as planete of dwergplanete in eie reg. Triton is nie as 'n maan van Neptunus gebore nie, maar as die grootste en mees massiewe voorwerp van die Kuiper-gordel om te oorleef. U hou nie op om te bestaan as u plekke verskuif nie, en Triton ook nie. Dit is die oorspronklike King of the Kuiper-gordel, en die ware oorsprongsverhaal daarvan is 'n kosmiese raaisel wat verdien om opgelos te word.
'N Verduideliking van waarom sommige planete meer mane het as ander
My naam is Eric Loberg, met die Taylor Planetarium in die Museum of the Rockies. En ek sou verduidelik waarom sommige planete meer mane het as ander. Sommige daarvan is slegs 'n kenmerk van waar die planete geleë is en hoe dit vorm. Die meeste planete vorm toe die klein rotsblokkies in die sonnestelsel bymekaar begin kom en groter en groter planete vorm. As hierdie planete naby asteroïde gordels was, kan u meer mane kry omdat die planete gevang word. Dus, planete soos Mars wat twee mane het, of Pluto wat vyf het, is dikwels naby asteroïedegordels en hulle het min meer mane as sommige van die kleiner. Klein planete soos Mercurius of selfs Venus en die Aarde was nader aan die son. Die son het die meeste materiaal wat oorbly, opgeneem. En so, ons het nie baie mane nie. Die aarde se maan was waarskynlik 'n Mars-grootte voorwerp wat van buite ons sonnestelsel gekom het. Sommige van hierdie voorwerpe het in 'n vroeë bombardementstydperk ingekom en die aarde ingebreek. En dit is wat ons maan gevorm het. Die rede waarom sommige planete baie mane het, is basies vanweë die grootte daarvan. Die planete in ons sonnestelsel wat meer mane het, is die groot planete, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Hulle is so groot dat hulle baie maan kan versamel. As komete langs hulle swaai, kan hulle soms komete absorbeer, hulle kan asteroïdes gryp. En daar is baie meer materiaal as dit in die groot planeet begin saamtrek. Daar is meer agter wat om die planeet draai en dit het nog mane gelaat. Ons kan kyk na die aantal mane in die sonnestelsel. Mercurius het nul mane en is naby die son, Venus het nul mane, ook naby die son. Die aarde het ons een, wat waarskynlik 'n groot impak was wat verder gekom het. En Mars het twee mane. Al hierdie planete was baie naby aan die groot, groot son en die son het die meeste van hierdie voorwerpe opgeneem. Mars het waarskynlik twee omdat daar 'n groot asteroïde gordel tussen Mars en Jupiter is. Jupiter het 50, die grootste planeet, Saturnus, die tweede grootste planeet, het 53. Uranus is ook baie groot, 27, Neptunus, die verste weg het 14. En dan is daar 'n ander soort rotsagtige asteroïde gordel genaamd die Kuiper-gordel, Pluto daar buite het vyf. Net omdat dit naby die klein rotsagtige oorskiet was, kon dit sommige daarvan gryp. so, waarom het sommige planete meer mane as ander? Die groter planete het meestal mane vanweë hul grootte. Ek is Eric Loberg, met die Museum of the Rockies, Taylor Planetarium.
Oor die skrywer
J. Eric Loberg is die bestuurder, dosent en programbeplanner by die Taylor Planetarium at the World, 'n bekende museum van die Rockies in Bozeman, Montana.
Samestelling en struktuur
Saturnus se ringe bestaan uit miljarde deeltjies wat wissel van sandkorrels tot berggrootte stukke. Die ringe bestaan hoofsaaklik uit water-ys en trek ook rotsagtige meteoroïede in terwyl hulle deur die ruimte beweeg.
Al lyk Saturnus omring deur 'n enkele, soliede ring as dit deur 'n amateur-sterrekundige gekyk word, bestaan daar verskeie afdelings. Die ringe word alfabeties benoem in die volgorde van ontdekking. Die hoofringe is dus, van die verste van die planeet tot die naaste, A, B en C. 'n Gaping van 2 920 myl (4.700 kilometer), bekend as die Cassini-afdeling, skei die A- en B-ringe.
Ander, flouer ringe is ontdek namate teleskooptegnologie verbeter het. Voyager 1 het die binneste D-ring in 1980 opgespoor. Die F-ring lê net buite die A-ring, terwyl die G- en E-ring nog verder buite lê.
Die ringe self bevat 'n aantal gapings en strukture. Sommige word deur Saturnus se baie klein mane geskep, terwyl ander steeds sterrekundiges voorspel.
Saturn is not the only planet in the solar system to have rings &mdash Jupiter, Uranus and Neptune also contain faint ring systems &mdash but with its satellites spanning three-quarters of the Earth-moon distance (175,000 miles or 282,000 km), it is by far the largest and most visible.
Inhoud
| Planeet | rH, 10 6 km [1] | rmin, km [1] | Number known |
|---|---|---|---|
| Jupiter | 55 | 1.5 | 71 |
| Saturnus | 69 | 3 | 58 |
| Uranus | 73 | 7 | 9 |
| Neptunus | 116 | 16 | 7 (including Triton) |
There is no widely accepted precise definition of an irregular satellite. Informally, satellites are considered irregular if they are far enough from the planet that the precession of their orbital plane is primarily controlled by the Sun.
In practice, the satellite's semi-major axis is compared with the radius of the planet's Hill sphere (that is, the sphere of its gravitational influence), r H
Earth's Moon seems to be an exception: it is not usually listed as an irregular satellite even though its precession is primarily controlled by the Sun [ aanhaling nodig ] and its semi-major axis is greater than 0.05 of the radius of Earth's Hill Sphere. The orbits of the known irregular satellites are extremely diverse, but there are certain patterns. Retrograde orbits are far more common (83%) than prograde orbits. No satellites are known with orbital inclinations higher than 55° (or smaller than 130° for retrograde satellites). In addition, some groupings can be identified, in which one large satellite shares a similar orbit with a few smaller ones. Given their distance from the planet, the orbits of the outer satellites are highly perturbed by the Sun and their orbital elements change widely over short intervals. The semi-major axis of Pasiphae, for example, changes as much as 1.5 Gm in two years (single orbit), the inclination around 10°, and the eccentricity as much as 0.4 in 24 years (twice Jupiter's orbit period). [2] Consequently, mean orbital elements (averaged over time) are used to identify the groupings rather than osculating elements at the given date. (Similarly, the proper orbital elements are used to determine the families of asteroids.) Irregular satellites have been captured from heliocentric orbits. (Indeed, it appears that the irregular moons of the giant planets, the Jovian and Neptunian trojans, and grey Kuiper belt objects have a similar origin. [3] ) For this to occur, at least one of three things needs to have happened: After the capture, some of the satellites could break up leading to groupings of smaller moons following similar orbits. Resonances could further modify the orbits making these groupings less recognizable. The current orbits of the irregular moons are stable, in spite of substantial perturbations near the apocenter. [5] The cause of this stability in a number of irregulars is the fact that they orbit with a secular or Kozai resonance. [6] In addition, simulations indicate the following conclusions: Increasing eccentricity results in smaller pericenters and large apocenters. The satellites enter the zone of the regular (larger) moons and are lost or ejected via collision and close encounters. Alternatively, the increasing perturbations by the Sun at the growing apocenters push them beyond the Hill sphere. Retrograde satellites can be found further from the planet than prograde ones. Detailed numerical integrations have shown this asymmetry. The limits are a complicated function of the inclination and eccentricity, but in general, prograde orbits with semi-major axes up to 0.47 rH (Hill sphere radius) can be stable, whereas for retrograde orbits stability can extend out to 0.67 rH. The boundary for the semimajor axis is surprisingly sharp for the prograde satellites. A satellite on a prograde, circular orbit (inclination=0°) placed at 0.5 rH would leave Jupiter in as little as forty years. The effect can be explained by so-called evection resonance. The apocenter of the satellite, where the planet's grip on the moon is at its weakest, gets locked in resonance with the position of the Sun. The effects of the perturbation accumulate at each passage pushing the satellite even further outwards. [5] The asymmetry between the prograde and retrograde satellites can be explained very intuitively by the Coriolis acceleration in the frame rotating with the planet. For the prograde satellites the acceleration points outward and for the retrograde it points inward, stabilising the satellite. [7] The capture of an asteroid from a heliocentric orbit isn't always permanent. According to simulations, temporary satellites should be a common phenomenon. [8] [9] The only observed examples are 2006 RH 120 and 2020 CD 3 , which were temporary satellites of Earth discovered in 2006 and 2020, respectively. [10] [11] [12] Given their greater distance from Earth, the known irregular satellites of Uranus and Neptune are larger than those of Jupiter and Saturn smaller ones probably exist but have not yet been observed. However, with this observational bias in mind, the size distribution is similar for all four giant planets. A shallow power law (q 2) is observed for sizes 10 to 100 km † but steeper (q 3.5) for objects smaller than 10 km ‡ . An analysis of archival 2010 images from the Canada-France-Hawaii Telescope shows that the power law for Jupiter's retrograde population of irregular satellites larger than 400 m is shallow, at q≃2.5. [13] For comparison, the distribution of Kuiper belt objects is much steeper (q 4), i.e. for one object of 1000 km there are a thousand objects with a diameter of 100 km. The size distribution provides insights into the possible origin (capture, collision/break-up or accretion). † For every object of 100 km, ten objects of 10 km can be found. The colours of irregular satellites can be studied via colour indices: simple measures of differences of the apparent magnitude of an object through blue (B), visible d.w.s. green-yellow (V), and red (R) filters. The observed colours of the irregular satellites vary from neutral (greyish) to reddish (but not as red as the colours of some Kuiper belt objects).Current distribution Edit
Origin Edit
Long-term stability Edit
Temporary captures Edit
Size Edit
‡ For one object of 10 km, some 140 objects of 1 km can be found.Colours Edit
albedo [14] neutral reddish red low C 3–8% P 2–6% D 2–5% medium M 10–18% A 13–35% high E 25–60%
Each planet's system displays slightly different characteristics. Jupiter's irregulars are grey to slightly red, consistent with C, P and D-type asteroids. [15] Some groups of satellites are observed to display similar colours (see later sections). Saturn's irregulars are slightly redder than those of Jupiter.
The large Uranian irregular satellites (Sycorax and Caliban) are light red, whereas the smaller Prospero and Setebos are grey, as are the Neptunian satellites Nereid and Halimede. [16]
Spectra Edit
With the current resolution, the visible and near-infrared spectra of most satellites appear featureless. So far, water ice has been inferred on Phoebe and Nereid and features attributed to aqueous alteration were found on Himalia.
Rotation Edit
Regular satellites are usually tidally locked (that is, their orbit is synchronous with their rotation so that they only show one face toward their parent planet). In contrast, tidal forces on the irregular satellites are negligible given their distance from the planet, and rotation periods in the range of only ten hours have been measured for the biggest moons Himalia, Phoebe, Sycorax, and Nereid (to compare with their orbital periods of hundreds of days). Such rotation rates are in the same range that is typical for asteroids.
Some irregular satellites appear to orbit in 'groups', in which several satellites share similar orbits. The leading theory is that these objects constitute collisional families, parts of a larger body that broke up.
Dynamic groupings Edit
Simple collision models can be used to estimate the possible dispersion of the orbital parameters given a velocity impulse Δv. Applying these models to the known orbital parameters makes it possible to estimate the Δv necessary to create the observed dispersion. A Δv of tens of meters per seconds (5–50 m/s) could result from a break-up. Dynamical groupings of irregular satellites can be identified using these criteria and the likelihood of the common origin from a break-up evaluated. [17]
When the dispersion of the orbits is too wide (i.e. it would require Δv in the order of hundreds of m/s)
- either more than one collision must be assumed, i.e. the cluster should be further subdivided into groups
- or significant post-collision changes, for example resulting from resonances, must be postulated.
Colour groupings Edit
When the colours and spectra of the satellites are known, the homogeneity of these data for all the members of a given grouping is a substantial argument for a common origin. However, lack of precision in the available data often makes it difficult to draw statistically significant conclusions. In addition, the observed colours are not necessarily representative of the bulk composition of the satellite.
Irregular satellites of Jupiter Edit
Typically, the following groupings are listed (dynamically tight groups displaying homogenous colours are listed in bold)
- satellites
- Die Himalia group shares an average inclination of 28°. They are confined dynamically (Δv ≈ 150 m/s). They are homogenous at visible wavelengths (having neutral colours similar to those of C-type asteroids) and at near infrared wavelengths [18]
- The prograde satellites Themisto, Carpo, and Valetudo are not part of any known group.
- Die Carme group shares an average inclination of 165°. It is dynamically tight (5 < Δv < 50 m/s). It is very homogenous in colour, each member displaying light red colouring consistent with a D-type asteroid progenitor.
- Die Ananke group shares an average inclination of 148°. It shows little dispersion of orbital parameters (15 < Δv < 80 m/s). Ananke itself appears light red but the other group members are grey.
- The Pasiphae group is very dispersed. Pasiphae itself appears to be grey, whereas other members (Callirrhoe, Megaclite) are light red.
- satellites
Sinope, sometimes included into the Pasiphae group, is red and given the difference in inclination, it could be captured independently. [15] [19] Pasiphae and Sinope are also trapped in secular resonances with Jupiter. [5] [17]
