Astronomia

O que causou essas estranhas crateras no Hyperion?

O que causou essas estranhas crateras no Hyperion?



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Eu estava olhando fotos das luas de Saturno e notei que as crateras no Hyperion têm um formato estranho, parecendo buracos. Eles parecem muito mais profundos do que as crateras de impacto em outras luas (incluindo a nossa). É uma ilusão de ótica (talvez causada pela presença de material escuro no fundo das crateras?) Que de alguma forma os faz parecer mais profundos? Se não, qual processo fez com que esses buracos aparecessem?


De acordo com Thomas et al. (2007), essas crateras não são incomumente profundas:

É improvável que profundidades de cratera incomuns aumentem significativamente a aparência de esponja. Razões de profundidade de cratera para diâmetro para os 13 exemplos que podem ser medidos de forma confiável usando comprimentos de sombra médios de 0,21 ± 0,05 (s.d.). Essas proporções são semelhantes aos valores para crateras lunares recentes e são ligeiramente maiores do que para alguns pequenos objetos rochosos. Eles são ligeiramente maiores do que crateras em grandes satélites de gelo, 0,14.

O que é incomum e dá uma aparência "esponjosa" ao Hyperion é a alta densidade de crateras e a falta de planícies intercrateras:

Para crateras com diâmetros entre 2 km e 11 km, Hyperion tem um número cumulativo de crateras por unidade de área duas vezes maior do que em Febe; em resolução semelhante, esses objetos são notavelmente diferentes.

Para explicar isso, eles propuseram que os ejetados balísticos de eventos de impacto, que geralmente cobrem crateras mais antigas, são perdidos para o espaço.

Um estudo mais recente (Howard et al., 2012) sugeriu que processos de desperdício de massa (deslizamentos de terra) e CO$_2$ a sublimação também é responsável por essa morfologia especial, especialmente para as crateras de fundo escuro. Isso foi confirmado por Dalton et al. (2012), que chamou essas crateras de "suncups":

As formas irregulares dos poços de sublimação (suncups) apoiam a hipótese de extensa perda de massa e degradação de sublimação (Moore et al., 1996, Howard et al., 2011, Howard et al., 2012) amplamente associada à perda de voláteis ( incluindo gelo de água). Quando o gelo evapora, os grãos de baixo albedo arrastados se acumulam em depósitos retardados, que estão sujeitos ao aquecimento solar. Os grãos quentes aceleram tanto a evaporação local de gelo quanto sua própria concentração espacial.


O que causou essas estranhas crateras no Hyperion? - Astronomia

Hyperion [hi-PEER-ee-en] deve ser uma das luas mais estranhas já observadas de perto. É uma das luas menores de Saturno e tem um corpo estranho, de aparência esponjosa, com crateras de fundo escuro que pontuam sua superfície. A espaçonave Voyager mostrou que ele tinha um corpo marcado por pústulas e o maior satélite de formato irregular já observado.

Hipérion pode ter sofrido uma grande colisão que explodiu parte da lua. Sua órbita excêntrica o torna sujeito às forças gravitacionais de Saturno que o deixaram fora de controle. O período de rotação da lua não é constante e varia de uma órbita para outra. Hyperion é mais vermelho do que Phoebe e se aproxima muito da cor do material escuro de Jápeto. A maior cratera em sua superfície tem aproximadamente 120 quilômetros (75 milhas) de diâmetro e 10 quilômetros (6,2 milhas) de profundidade. A forma irregular de Hyperion e a evidência de bombardeio por meteoros fazem com que pareça ser a superfície mais antiga do sistema de Saturno.

Novas imagens do Hyperion obtidas pela espaçonave Cassini em 26 de setembro de 2005 mudarão para sempre nossa compreensão deste novo mundo. Essas imagens mostram uma superfície pontilhada de crateras e modificada por algum processo, ainda não compreendido, para criar uma aparência estranha e "esponjosa", diferente da superfície de qualquer outra lua de Saturno. Uma imagem colorida revela detalhes nítidos e variações de cor na superfície estranha que podem representar diferenças na composição dos materiais. Hyperion tem uma tonalidade avermelhada notavelmente quando visto em cores naturais.

Os cientistas estão extremamente curiosos para saber o que é o material escuro que preenche muitas crateras nesta lua. Características dentro do terreno escuro, incluindo uma cratera de impacto de 200 metros de largura (650 pés) cercada por raios e várias crateras com bordas brilhantes, indicam que o material escuro pode ter apenas dezenas de metros de espessura com material mais brilhante abaixo.

Os cientistas também examinarão as visões nítidas da Cassini na esperança de determinar se houve vários episódios de deslizamentos de terra no Hyperion. Esse movimento de "declive" é evidente no preenchimento das crateras com detritos e na quase eliminação de muitas crateras ao longo das encostas mais íngremes. As respostas a essas perguntas podem ajudar a resolver o mistério de por que esse objeto desenvolveu diferentes formas de superfície de outras luas de Saturno.

A espaçonave Cassini voou pela Hyperion a uma distância de apenas 500 quilômetros (310 milhas). Hyperion tem 266 quilômetros (165 milhas) de diâmetro, tem uma forma irregular e gira em uma rotação caótica. Grande parte de seu interior é espaço vazio, explicando por que os cientistas chamam Hyperion de lua cheia de entulho.

Hyperion Statistics
Descoberto porWilliam Cranch Bond
Data da descoberta1848
Massa (kg)1,77e + 19
Massa (Terra = 1)2,9618e-06
Raio (km)205x130x110
Raio (Terra = 1)3.2142e-02
Densidade média (gm / cm ^ 3)1.4
Distância média de Saturno (km)1,481,000
Período de rotação (dias)caótico
Período orbital (dias)21.27661
Velocidade orbital média (km / s)5.07
Excentricidade orbital0.1042
Inclinação orbital (graus)0.43
Velocidade de escape (km / s)0.107
Albedo geométrico visual0.3
Magnitude (Vo)14.19

Mundo estranho
Esta visão em cores falsas deslumbrante da lua de Saturno, Hyperion, revela detalhes nítidos em toda a estranha superfície lunar. As diferenças na cor podem representar diferenças na composição dos materiais da superfície. A vista foi obtida durante o sobrevoo da Cassini em 26 de setembro de 2005.

Hyperion tem uma tonalidade avermelhada notavelmente quando visto em cores naturais. A cor vermelha foi atenuada nesta exibição de cores falsas, e os outros tons foram aprimorados, a fim de tornar mais aparentes as variações de cores mais sutis na superfície do Hyperion.

Imagens tiradas com filtros espectrais infravermelho, verde e ultravioleta foram combinadas para criar esta visualização. As imagens foram tiradas com a câmera de ângulo estreito da espaçonave Cassini a uma distância de aproximadamente 62.000 quilômetros (38.500 milhas) de Hyperion e em uma espaçonave Sol-Hyperion, ou fase, ângulo de 52 graus. A escala da imagem é de 362 metros (1.200 pés) por pixel. (Cortesia NASA / JPL / Space Science Institute)

Cosmic Blasting Zone
A lua Hyperion, atingida pelo impacto, de Saturno, olha para a espaçonave Cassini neste mosaico de seis imagens, tiradas durante a aproximação da espaçonave em 26 de setembro de 2005.

Esta visão de perto mostra um corpo de baixa densidade atingido por impactos ao longo de eras. Os cientistas acreditam que a aparência esponjosa do Hyperion é causada por um fenômeno chamado erosão térmica, em que materiais escuros que se acumulam no chão da cratera são aquecidos pela luz solar e derretem mais profundamente na superfície, permitindo que o gelo circundante evapore. Com 280 quilômetros, (174 milhas) de diâmetro, a morfologia em forma de impacto de Hyperion torna a maior lua de forma irregular conhecida no sistema solar.

Seis imagens de filtro claro foram combinadas para criar este mosaico. As imagens foram tiradas pela câmera de ângulo estreito da espaçonave Cassini a uma distância média de cerca de 33.000 quilômetros (20.500 milhas) de Hyperion e em uma espaçonave Sol-Hyperion, ou fase, ângulo de 51 graus. A escala da imagem é de 197 metros (646 pés) por pixel. (Cortesia NASA / JPL / Space Science Institute)

Hipérion de aparência esponjosa em 3D
Esta imagem 3D da incrível lua de Saturno, Hyperion, foi montada a partir de fotos tiradas pela espaçonave Cassini em 26 de setembro de 2005. A lua tem uma aparência esponjosa que é aprimorada ao se olhar através de óculos 3D. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Hyperion: Olhar de Partida
Enquanto a Cassini se afastava de seu encontro próximo com a lua de Saturno, Hyperion, em 26 de setembro de 2005, ela tirou esta foto de despedida do membro sombrio da lua danificada.

A imagem foi tirada em luz visível com a câmera de ângulo estreito da espaçonave Cassini a uma distância de aproximadamente 32.300 quilômetros (20.000 milhas) de Hyperion e em uma espaçonave Sol-Hyperion, ou fase, ângulo de 127 graus. A escala da imagem é de 192 metros (630 pés) por pixel. (Cortesia NASA / JPL / Space Science Institute)

Crateras incomuns de Hyperion
Este mosaico de alta resolução da Cassini mostra que o Hyperion realmente tem uma superfície diferente de qualquer outra no sistema de Saturno.

O mosaico é composto por cinco imagens de filtro nítidas obtidas durante o sobrevoo da Cassini em Hyperion em 26 de setembro de 2005. A espaçonave passou aproximadamente 500 quilômetros (310 milhas) acima da superfície da lua. Hyperion tem 266 quilômetros (165 milhas) de diâmetro.

Os cientistas estão extremamente curiosos para saber o que é o material escuro que preenche muitas crateras nesta lua esquisita. Características dentro do terreno escuro, incluindo uma cratera de impacto de 200 metros de largura (650 pés) cercada por raios à direita do centro e várias crateras com bordas brilhantes, indicam que o material escuro pode ter apenas dezenas de metros (centenas de pés ) espesso com material mais brilhante por baixo.

Os cientistas também examinarão as visões nítidas da Cassini para tentar determinar se houve vários episódios de deslizamentos de terra no Hyperion. Esse movimento de "declive" é evidente no preenchimento das crateras com detritos e na quase eliminação de muitas crateras ao longo das encostas mais íngremes. As respostas a essas perguntas podem ajudar a resolver o mistério de por que esse objeto desenvolveu diferentes formas de superfície de outras luas de Saturno.

As imagens que compõem este mosaico foram tiradas com a câmera de ângulo estreito da nave espacial Cassini a distâncias variando de aproximadamente 8.500 quilômetros (5.300 milhas) a 4.600 quilômetros (2.900 milhas) de Hyperion. A escala da imagem é de 26 metros (85 pés) por pixel. (Cortesia NASA / JPL / Space Science Institute)

Nariz de Hyperion
Várias crateras distintas na lua de Saturno, Hyperion, podem ser vistas aqui, bem como uma feição saliente, talvez uma montanha, perto do centro. Hyperion tem 266 quilômetros (165 milhas) de diâmetro.

A imagem foi tirada em luz visível com a câmera de ângulo estreito da espaçonave Cassini em 16 de março de 2005, a uma distância de aproximadamente 1,8 milhão de quilômetros (1,1 milhão de milhas) de Hyperion e em uma espaçonave Sol-Hyperion, ou fase, ângulo de 42 graus. A resolução na imagem original era de 11 quilômetros (7 milhas) por pixel. O contraste da imagem foi aprimorado e ampliado por um fator de três para ajudar na visibilidade. (Cortesia NASA / JPL / Space Science Institute)

Lua Oddball
Esta imagem revela a forma estranha da lua de Saturno, Hyperion, e uma variação intrigante de brilho em sua superfície. O diâmetro do Hyperion é de 266 quilômetros (165 milhas).

A imagem foi tirada em luz visível com a câmera de ângulo estreito da espaçonave Cassini em 20 de outubro de 2004, a uma distância de cerca de 2,2 milhões de quilômetros (1,4 milhão de milhas) de Hyperion e em uma espaçonave Sol-Hyperion, ou fase, ângulo de 50 graus. A escala da imagem é de 13 quilômetros (8 milhas) por pixel. (Cortesia NASA / JPL / Space Science Institute)

Hyperion
Esta imagem de Hyperion foi adquirida pela espaçonave Voyager 2 em 25 de agosto de 1981. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

Hyperion
Esta imagem mostra outra vista do Hyperion. Foi adquirida pela espaçonave Voyager 2 em 25 de agosto de 1981. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

Mapa cilíndrico simples de Hyperion
Este mapa de Hyperion foi criado a partir de imagens do satélite da Voyager 2 e do modelo de Peter Thomas. O mapa é centralizado em 180 graus de longitude. (Cortesia A. Tayfun Oner)

Mapa Topográfico de Hyperion
Este é um mapa topográfico do Hyperion. É baseado no modelo de forma de Phil Stooke. Como acontece com todos os mapas, é a interpretação do cartógrafo que nem todas as características são necessariamente certas, dados os dados limitados disponíveis. Esta interpretação amplia os dados tanto quanto possível. (Cortesia A. Tayfun Oner)

Vistas do Sistema Solar Copyright & # 169 1997-2009 por Calvin J. Hamilton. Todos os direitos reservados. Declaração de privacidade.


Hyperion

Esta deslumbrante vista em cores falsas da lua de Saturno & # 39s Hyperion revela detalhes nítidos em toda a estranha superfície da lua # 39s. As diferenças na cor podem representar diferenças na composição dos materiais da superfície. A visão foi obtida durante o sobrevoo da Cassini & # 39s em 26 de setembro de 2005. Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute

Descoberta

William Lassell descobriu o Hyperion em 1848. Nesse mesmo ano, William Cranch Bond, com seu filho George Phillips Bond, descobriu a lua de forma independente. Todos os três homens são creditados conjuntamente com a descoberta.

Visão geral

Hyperion é a maior das luas irregulares e não esféricas de Saturno. O raio médio do Hyperion é 83,9 milhas (135 quilômetros), mas como o Hyperion tem a forma de uma batata, sua forma pode ser descrita em termos de diâmetro ao longo de seus três eixos: 255 x 163 x 137 milhas (410 x 260 x 220 quilômetros , respectivamente). Considerando sua forma estranha, Hyperion é provavelmente o remanescente de uma lua maior que foi destruída por um grande impacto.

A densidade do Hyperion é um pouco mais da metade da água. Isso pode ser devido ao gelo de água com lacunas (porosidade) de mais de 40 por cento. Além disso, materiais mais leves, como metano congelado ou dióxido de carbono, podem fazer parte do Hyperion. Isso é consistente com o conceito de acúmulo de Hyperion de vários corpos menores de gelo e rocha, mas não tendo gravidade suficiente para compactá-los. Assim, o Hyperion pode ser semelhante a uma grande pilha de entulho.

Hyperion gira caoticamente, girando imprevisivelmente pelo espaço enquanto orbita Saturno. Hyperion orbita a uma distância média de 933.000 milhas (1.500.000 quilômetros) de Saturno em uma órbita excêntrica. Isso contribui para variações na rotação ou rotação do Hyperion. Um efeito mais forte na rotação do Hyperion é que ele está em ressonância com a maior lua de Saturno, Titã, que orbita a 759.200 milhas (1.221.850 quilômetros). Assim, os dois objetos aceleram e desaceleram à medida que passam um pelo outro em um conjunto complexo de variações. Como o Hipérion é muito menor que Titã, sua rotação e órbita são muito mais afetadas do que a lua maior, e Titã aparentemente mantém a órbita do Hipérion excêntrica em vez de ficar mais circular com o tempo.

A grande distância de Saturno e a ressonância com Titã também impediram que Hipérion ficasse travado de frente para Saturno. O Hyperion gira aproximadamente a cada 13 dias durante sua órbita de 21 dias.

A característica de close-up mais notável do Hyperion é sua superfície com crateras profundas. Hyperion e suas luas externas irmãs, Phoebe e Japetus, mostram extensas crateras porque são as luas mais distantes de Saturno e experimentaram muito pouco aquecimento das marés que pode borrar ou apagar características anteriores. No entanto, as crateras Hyperion são particularmente profundas e não têm raios significativos de material ejetado (embora pareça ter ocorrido quedas ou deslizamentos de terra dentro de muitas das crateras maiores). O resultado é uma aparência curiosamente perfurada, parecida com a superfície de uma esponja ou de um ninho de vespas. Geólogos planetários teorizaram que a alta porosidade e a baixa densidade do Hyperion criariam mais crateras por compressão do que por escavação.

Muitas das paredes da cratera no Hyperion são brilhantes, o que sugere uma abundância de gelo de água. Os pisos da cratera são principalmente as áreas de menor albedo (uma medida de quão refletiva é a superfície) e maior coloração vermelha. Isso pode ser porque a temperatura média de aproximadamente -300 graus Fahrenheit (-180 graus Celsius) pode estar perto o suficiente de uma temperatura que faria com que os voláteis sublimassem, deixando os materiais mais escuros acumulados no chão da cratera. Este cenário se encaixa com alguns dos pisos de cratera mais recentes sendo gelo de água brilhante.

Como Hyperion ganhou seu nome

John Herschel sugeriu que as luas de Saturno fossem associadas aos irmãos e irmãs míticos de Kronus. (Kronus é o equivalente ao deus romano Saturno na mitologia grega.)

O nome Hyperion vem do deus grego (ou Titã) Hyperion (aquele que zela). Hyperion, filho de Urano e Gaia, é irmão de Kronus e marido de Thea. Os filhos de Hyperion e Thea incluem Helios (o sol), Eos (o amanhecer) e Selene (a Lua).


Asterisco de nave estelar *

APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Robô APOD & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 5:06

Explicação: O que está no fundo das estranhas crateras de Hyperion? Ninguém tem certeza. Para ajudar a descobrir, a espaçonave robô Cassini agora orbitando Saturno passou pela lua com textura de esponja em 2005 e 2010 e tirou imagens de detalhes sem precedentes. Uma imagem da passagem de 2005, mostrada acima em cores falsas, mostra um mundo notável repleto de crateras estranhas e uma superfície geralmente estranha. As pequenas diferenças na cor provavelmente mostram diferenças na composição da superfície. No fundo da maioria das crateras encontra-se algum tipo de material escuro desconhecido. A inspeção da imagem mostra características claras, indicando que o material escuro pode ter apenas dezenas de metros de espessura em alguns lugares. Hyperion tem cerca de 250 quilômetros de diâmetro, gira caoticamente e tem uma densidade tão baixa que pode abrigar um vasto sistema de cavernas em seu interior.

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por coruja & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 5h11

Ótima imagem, ótimo texto, ótimos (e divertidos!) Links!

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Garry & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 7h10

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Boomer12k & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 7h24

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por gás pantanoso & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 7h52

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por PIERRE STREICHER & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 9h10

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Finfanman & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 11h05

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por bobnvirg & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 12h38

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por tomkennedy & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 12h45

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Mike.Hawkins & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 13h08

Para mim, isso é um exemplo de exaustão interna que não ocorre com exceção da cratera geral mostrada aqui.

Como sempre o melhor / mais interessante site é o Universo.

O Grande Mestre Imperial de Hipérion

Postado por neufer & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 13h17

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Jeffduncan & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 14h19

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por orin stepanek & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 14h42

Sorria hoje amanhã é outro dia!

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por neufer & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 15h06

Com 328 km × 260 km × 214 km, esse é um enorme cometa esponjoso!

Talvez seja um Plutino capturado e acabe se parecendo com Charon, Hydra ou Nix.

http://en.wikipedia.org/wiki/Hyperion_%28moon%29 escreveu:
& lt & ltHyperion é um dos maiores corpos conhecidos por ser altamente irregular (não esférico) no sistema solar. A única lua maior do que ela conhecida por ter forma irregular é a lua de Netuno, Proteu. Hyperion tem cerca de 15% da massa de Mimas, o corpo esférico de menor massa. A maior cratera em Hyperion tem aproximadamente 121,57 km de diâmetro e 10,2 km de profundidade. Uma possível explicação para a forma irregular é que Hyperion é um fragmento de um corpo maior que foi quebrado por um grande impacto no passado distante. Um proto-Hyperion poderia ter de 350 a 1000 km de diâmetro. Ao longo de cerca de 1.000 anos, o material ejetado de uma suposta separação do Hyperion teria impactado Titã em baixas velocidades acumulando voláteis na atmosfera de Titã.

Como a maioria das luas de Saturno, a baixa densidade de Hyperion indica que ele é composto em grande parte de gelo de água com apenas uma pequena quantidade de rocha. Pensa-se que o Hyperion pode ser semelhante a uma pilha de entulho ligeiramente agregada em sua composição física. No entanto, ao contrário da maioria das luas de Saturno, Hyperion tem um albedo baixo (0,2–0,3), indicando que é coberto por pelo menos uma fina camada de material escuro. Isso pode ser material de Febe (que é muito mais escuro) que passou por Iápeto. Hyperion é mais vermelho do que Phoebe e se aproxima muito da cor do material escuro em Iapetus. & Gt & gt

& lt & ltProteus (Πρωτεύς), também conhecido como Netuno VIII, é a segunda maior lua de Netuno e o maior satélite interno de Netuno. Descoberto pela nave espacial Voyager 2 em 1989, tem o nome de Proteu, o deus do mar que muda de forma da mitologia grega. Proteu circunda Netuno em uma órbita quase equatorial a uma distância de cerca de 4,75 raios equatoriais do planeta.

Apesar de ter mais de 400 km de diâmetro, Proteus tem uma forma um tanto irregular com várias facetas ligeiramente côncavas e relevo de até 20 km. Sua superfície é escura, de cor neutra e com muitas crateras. A maior cratera tem mais de 200 km de diâmetro. Existem também várias escarpas, sulcos e vales relacionados com grandes crateras.

Proteus provavelmente não é um corpo original formado com Netuno, mas pode ter se agregado posteriormente a partir dos destroços criados quando o maior satélite netuniano, Tritão, foi capturado.

Proteus orbita Netuno a uma distância aproximadamente igual a 4,75 raios equatoriais do planeta. Sua órbita tem uma pequena excentricidade e está inclinada cerca de 0,5 ° em relação ao equador do planeta. Proteus é o maior dos satélites progressivos regulares de Netuno. Ele gira em sincronia com o movimento orbital, o que significa que uma face sempre aponta para o planeta.

Proteu é a segunda maior lua de Netuno. Tem cerca de 420 quilômetros de diâmetro, maior que Nereida, a segunda a ser descoberta. Não foi descoberto por telescópios baseados na Terra porque está tão perto do planeta que se perde no brilho da luz solar refletida. A superfície de Proteus é escura - seu albedo geométrico é de cerca de 10%. A cor da superfície é neutra, pois a refletividade não muda significativamente com o comprimento de onda do violeta ao verde. Na parte do infravermelho próximo do espectro, a superfície torna-se menos reflexiva em torno de 2 μm, apontando para uma possível presença de compostos orgânicos complexos, como hidrocarbonetos ou cianetos. Esses compostos podem ser responsáveis ​​pelo baixo albedo das luas netunianas internas. Embora se acredite que Proteus contenha quantidades significativas de gelo de água, ele não foi detectado espectroscopicamente na superfície.

A forma de Proteu é próxima a uma esfera com raio de cerca de 210 km, embora os desvios da forma esférica sejam grandes - até 20 km os cientistas acreditam que é tão grande quanto um corpo de sua densidade pode ser sem ser puxado para um forma esférica perfeita por sua própria gravidade.

Proteus tem muitas crateras, não mostrando nenhum sinal de qualquer modificação geológica. A maior cratera, Pharos, tem um diâmetro de 230 a 260 km. Sua profundidade é de cerca de 10-15 km. A cratera tem uma cúpula central em seu assoalho de alguns quilômetros de altura. Pharos é a única característica da superfície com nome nesta lua: o nome é grego e se refere à ilha onde Proteu reinou. Além de Pharos, existem várias crateras de 50–100 km de diâmetro e muitas mais com diâmetros inferiores a 50 km.

Proteu, como os outros satélites internos de Netuno, é improvável que seja um corpo original que se formou com ele, mais provavelmente tendo se agregado dos escombros que permaneceram após a captura de Tritão. A órbita de Tritão após a captura teria sido altamente excêntrica e teria causado perturbações caóticas nas órbitas dos satélites netunianos internos originais, fazendo com que colidissem e se reduzissem a um disco de escombros. Somente depois que a órbita de Tritão tornou-se circularizada, parte do disco de entulho se acumulou novamente nos satélites atuais. & Gt & gt

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por WatchPuppy & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 4:16 pm

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Chris Peterson & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 4:43 pm

Este corpo é muito maior do que qualquer núcleo de cometa. Se você presumir que as características são algum tipo de ventilação, também precisará presumir que o corpo já esteve em uma órbita que o levou muito mais perto do sol. Mas, dinamicamente, seria muito difícil construir um cenário onde Saturno pudesse capturar um corpo em tal órbita.

Dada a forma e a porosidade extremamente alta do Hyperion, é muito mais provável que seja o produto de uma colisão antiga. As crateras de aparência estranha são provavelmente o que você obtém quando uma pilha de entulho é impactada, ao invés de um corpo verdadeiramente sólido.

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por Nordea & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 17h02

Re: APOD: Saturns Hyperion: uma lua com ímpar. (27 de fevereiro de 2011)

Postado por neufer & raquo Dom 27 de fevereiro de 2011 19:42

Algumas características do Hyperion sugerem um parentesco com o cometa Wild 2 que, por si só, nunca esteve mais perto do que 1,59 UA do sol.
Um objeto capturado do sistema solar distante, cheio de material volátil, pode ter sido aquecido por interações das marés com Saturno.

O problema é principalmente o tamanho do Hyperion, que é o dobro do asteróide 21 Lutetia e muito maior do que qualquer cometa que conhecemos.

& lt & ltComet 81P / Wild, também conhecido como Wild 2 (Vilt), é um cometa que leva o nome do astrônomo suíço Paul Wild, que o descobriu em 1978 usando um telescópio Schmidt de 40 cm em Zimmerwald. Durante a maior parte de sua vida de 4,5 bilhões de anos, Wild 2 provavelmente teve uma órbita circular mais distante. Em setembro de 1974, ele passou a menos de um milhão de quilômetros do planeta Júpiter, cuja forte atração gravitacional perturbou a órbita do cometa e o trouxe para o interior do Sistema Solar. Seu período orbital mudou de 43 anos para cerca de 6 anos, e seu periélio é agora cerca de 1,59 UA (unidade astronômica).

A missão Stardust da NASA lançou uma espaçonave, chamada Stardust, em 7 de fevereiro de 1999. Ela voou pela Wild 2 em 2 de janeiro de 2004 e coletou amostras de partículas da coma do cometa, que foram devolvidas à Terra junto com a poeira interestelar coletada durante a viagem . 72 fotos de close-up foram tiradas de Wild 2 por Stardust. Eles revelaram uma superfície crivada de depressões de fundo plano, com paredes escarpadas e outras características que variam de muito pequenas a até 2 quilômetros de diâmetro. Acredita-se que essas características sejam causadas por crateras de impacto ou aberturas de gás. Durante o sobrevôo da Stardust, pelo menos 10 saídas de gás estavam ativas. O próprio cometa tem um diâmetro de 5 quilômetros.

A "vasilha de retorno de amostra" da Stardust foi relatada como em excelentes condições quando pousou em Utah, em 15 de janeiro de 2006. Uma equipe da NASA analisou as células de captura de partículas e removeu grãos individuais de cometa e poeira interestelar, depois os enviou para cerca de 150 cientistas de todo o mundo. Em 2006, a composição da poeira continha uma ampla gama de compostos orgânicos, incluindo dois que contêm nitrogênio utilizável biologicamente. Hidrocarbonetos alifáticos indígenas foram encontrados com comprimentos de cadeia mais longos do que aqueles observados no meio interestelar difuso. Nenhum silicato hidratado ou mineral de carbonato foi detectado, o que sugere uma falta de processamento aquoso de pó Wild 2. Muito poucas partículas de carbono puro (CHON) foram encontradas nas amostras devolvidas. Foi encontrada uma quantidade substancial de silicatos cristalinos, como olivina, anortita e diopsídeo, materiais formados apenas em alta temperatura. Isso é consistente com observações anteriores de silicatos cristalinos tanto nas caudas dos cometas quanto nos discos circunstelares a grandes distâncias da estrela. As possíveis explicações para este material de alta temperatura a grandes distâncias da Sun foram resumidas antes da missão de retorno da amostra Stardust por van Boekel et al.

Tanto no Sistema Solar quanto em discos circunstelares, os silicatos cristalinos são encontrados a grandes distâncias da estrela. A origem desses silicatos é motivo de debate. Embora nas regiões quentes do disco interno os silicatos cristalinos possam ser produzidos por meio de condensação de fase gasosa ou recozimento térmico, as temperaturas de grão típicas nas regiões do disco externo (2 a 20 au) estão muito abaixo da temperatura do vidro dos silicatos de aprox. 1.000 K. Os cristais nessas regiões podem ter sido transportados para fora através do disco ou por um vento que flui para fora. Uma fonte alternativa de silicatos cristalinos nas regiões externas do disco é o recozimento in situ, por exemplo, por choques ou raios. Uma terceira maneira de produzir silicatos cristalinos é a destruição por colisão de grandes corpos-mãe nos quais ocorreu o processamento secundário. Podemos usar a mineralogia da poeira para obter informações sobre a natureza dos processos primários e / ou secundários pelos quais a população de grãos pequenos foi submetida.

Os resultados de um estudo publicado na edição de 19 de setembro de 2008 da revista Science revelaram uma assinatura de isótopo de oxigênio na poeira que sugere uma mistura inesperada de material rochoso entre o centro e as bordas do sistema solar. Apesar do nascimento do cometa nas regiões geladas do espaço sideral além de Plutão, minúsculos cristais coletados de seu halo parecem ter sido forjados no interior mais quente, muito mais perto do Sol. & Gt & gt


Sim, foi isso que eu quis dizer.

Na verdade, eu quis dizer um buraco negro "mínimo", não estelar, embora não tenha certeza de como ou quando tal buraco negro poderia se formar. Se houvesse um Big Bang, tal buraco poderia ter surgido dele, e se o universo fosse infinitamente antigo, ele poderia ter existido infinitamente por muito tempo. É concebível que pequenos buracos negros possam se formar em qualquer explosão muito grande, como uma supernova.

É claro que um buraco negro estelar seria mais massivo do que uma estrela de nêutrons - há uma certa massa acima da qual uma estrela de nêutrons não pode existir porque entrará em colapso em um buraco negro.

A questão sobre um buraco negro ser capaz de ter menos massa do que uma estrela de nêutrons é que o neutrônio, de qualquer maneira que tenha sido formado, precisa de uma grande pressão para permanecer estável, caso contrário, ele se expandirá novamente em formas mais usuais de matéria. Apenas uma massa estelar de neutrônio pode ser estável por si só, devido à sua grande gravidade.

Um buraco negro, no entanto, pode não ter mais massa do que algumas porcentagens do próprio Hyperion, e ainda assim ser estável. Esse buraco poderia passar pelo Hyperion sem interromper sua órbita de forma apreciável, enquanto uma massa estelar causaria estragos no Sistema Solar.

Eu sei que buracos negros muito pequenos deveriam ser instáveis, porque produziriam radiação Hawking.

Observe que fiz uma previsão sobre o aparecimento de Hyperions em outro hemisfério ainda não visto.

Hyperion parece muito mais denso do que o anunciado.

A característica mais óbvia do Hyperion pode ser interpretada como uma enorme cratera, cobrindo mais da metade do eixo longo. A chave é a elevação central nesta cratera: é muito grande para uma lua com densidade inferior a um. O artigo menciona que o 'material escuro' é de cor vermelha - eles não divulgaram os dados espectrais, (se houver). O "material citado" em Phoebe é rico em ferro. O ferro é pesado - muito pesado para ocupar um volume significativo de uma pequena lua com uma densidade tão baixa. Hoowever, um núcleo de ferro parecido com um meteoro ajudaria muito a explicar a protuberância central alta e ampla. Um núcleo rico em ferro, coberto por uma camada muito espessa de crateras de gelo marcadas por um salpico de crateras pequenas e algumas médias e uma muito grande.

Hmm you're right, but another explanation comes to mind: what of the material ejected by the impact which caused the large crater? The infalling debris looks like it tried to fall back in towards the center of the crater. Jerry makes a good point about the density of the moon, perhaps whatever impacted to create the large crater completely relocated the moon's center of gravity?

Although to tell the truth, looking at the high-res version the craters within the large crater don't appear radial at all.

Laugh with me if I'm totally off-base here.

I could easily imagine an impact striking from the near side of the photograph, with the central bulge being the remnant of the impacting object, ejecting material radially as appears in this image. This would require the objects to be fairly "soft" at the time of the impact, or that the impact itself caused enough heat to melt them together. Do we know what the materials involved are? Any kind of guestimate as to age of any of the features?

I guess seeing the other side of the asteroid would answer a lot of questions. My uneducated guess would result in the far side of the asteroid being pushed out significantly by the impact. Thanks for humoring me.

Some of the craters of Iapetus do look nearly hexagonal - enough of them that there may be some kind of systemic explanation - perhaps sudden changes in the rotational plane.

The variety in the Saturn moon structures is truly amazing. Long Live Cassini!

I have just looked up some photographs of Japetus on the Huygens-Cassini website -- and, yes, some craters do look rather angular. This is very strange, because it is not a case of partially overlapping craters creating an angular remnant of uncratered landscape between them. These seem to be genuine craters.

An angular crater suggests an angular explosion, which is unheard of. Normally an impact will produce a explosion with the same strength in all directions, and therefore a circular crater. Only if the angle of impact is very shallow, an elongated crater can be produced. But even such a crater would have bilateral symmetry, with the axis of symmetry being the projection of the trajectory of the impacting object on the ground. Yet some of these angular craters (not all of them hexagonal) are not even bilaterally symmetric.

They look -- dare I say it? -- rather artificial. As if some not-quite-intelligent being decided to straighten the rims of pre-existing craters, and eventually abandoned its work because there were just too many of these craters. But I cannot seriously suppose that this is the explanation.

Crystalline materials may of course show angular fractures. But for large craters to be formed this way, one would need perfectly aligned crystals extending over may kilometers, which is almost as weird as the notion of an inhabited Japetus.

I cannot explain these shapes, but I feel the explanation must be an unusual one.

From your response I gather that you havn't stumbled upon this webpage about the strange moon Iapetus. (warning: the author has a terrible lack of credibility) He believes the entire moon is artificial with a honeycomb structure, the panels of which have been punched out by collisions (thus making the craters hexagonal). Fun pictures anyways.

I think there has been some confusion or maybe just a lack of data concerning the composition of Iapetus. Unfortunately it is a very low priority moon for Cassini, who won't make a close flyby until the end of the mission, and will make very few total passes. (this is not a bias or anything, Iapetus just happens to be hard to get to from Cassini's orbit, which concentrates on the rings and the closer moons)

I can't wait for some better pictures of that crazy equatorial ridge.

It turns out the craters on Hyperion are filled with a mysterious 'dark material' (similar to Iapetus), and I don't believe data on the composition of this moon has been released yet. So I'm not sure about landslides, but it definitely looks as though Hyperion is being pelted by material that's slowly rolling down into it's craters, assuming the material isn't coming OUT of the craters! (unlikely).

I must conefess that I am flabbergasted by what I read on the website about Japetus. If it is indeed a "stealth" space station, its makers have surely done a fine job of making it look like a natural object. Though the angular craters, the angular silhouette and especially the equatorial rim might be considered as giveaways. Originally, these features might however have been hidden or nonexistent.

For the moment, however, I find it hard to believe that anything the size of Japetus could be artificial. I'd find it somewhat easier to believe that some massive redecoration of Japetus took place at some time in the past. If we accept the mainstream estimates about cratering, this would be hundreds of millions of years ago, rather than tens of thousands of years ago. In that case, the redecorators could not have been human (in the narrow sense of the word), though they might well have come from Earth.

If some geologic process (such as extrusion of ice through a crack) could produce something like the equatorial wall, such a structure might, over millions of years, end up on the equator, because in that position it would have minimum energy. Tidal interactions with other moons and with Saturn itself might produce the necessary friction.

As for the dark stuff in the craters of Hyperion and on the leading hemisphere of Japetus, it is plausible that both have the same source. Maybe the dark stuff emerges from Saturn or from one of its moons, and forms a cloud around the planet which is gradually swept up by the moons. Some moons then process the dark stuff or cover it in frost, while Hyperion and Japetus leave it more or less intact. It would be interesting to see if some of the dark stuff is floating around now, or if there have been several episodes of dark stuff clouding Saturn's system.


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Miranda was discovered on 16 February 1948 by planetary astronomer Gerard Kuiper using the McDonald Observatory's 82-inch (2,080 mm) Otto Struve Telescope. [10] [13] Its motion around Uranus was confirmed on 1 March 1948. [10] It was the first satellite of Uranus discovered in nearly 100 years. Kuiper elected to name the object "Miranda" after the character in Shakespeare's The Tempest, because the four previously discovered moons of Uranus, Ariel, Umbriel, Titania and Oberon, had all been named after characters of Shakespeare or Alexander Pope. However, the previous moons had been named specifically after fairies, [14] whereas Miranda was a human. Subsequently, discovered satellites of Uranus were named after characters from Shakespeare and Pope, whether fairies or not. The moon is also designated Uranus V.

Of Uranus's five round satellites, Miranda orbits closest to it, at roughly 129,000 km from the surface about a quarter again as far as its most distant ring. Its orbital period is 34 hours, and, like that of the Moon, is synchronous with its rotation period, which means it always shows the same face to Uranus, a condition known as tidal locking. Miranda's orbital inclination (4.34°) is unusually high for a body so close to its planet- roughly ten times that of the other major Uranian satellites, and 73 times that of Oberon. [15] The reason for this is still uncertain there are no mean-motion resonances between the moons that could explain it, leading to the hypothesis that the moons occasionally pass through secondary resonances, which at some point in the past led to Miranda being locked for a time into a 3:1 resonance with Umbriel, before chaotic behaviour induced by the secondary resonances moved it out of it again. [16] In the Uranian system, due to the planet's lesser degree of oblateness, and the larger relative size of its satellites, escape from a mean-motion resonance is much easier than for satellites of Jupiter or Saturn. [17] [18]

At 1.2 g/cm 3 , Miranda is the least dense of Uranus's round satellites. That density suggests a composition of more than 60% water ice. [19] Miranda's surface may be mostly water ice, though it is far rockier than its corresponding satellites in the Saturn system, indicating that heat from radioactive decay may have led to internal differentiation, allowing silicate rock and organic compounds to settle in its interior. [20] [21] Miranda is too small for any internal heat to have been retained over the age of the Solar System. [22] Miranda is the least spherical of Uranus's satellites, with an equatorial diameter 3% wider than its polar diameter. Only water has been detected so far on Miranda's surface, though it has been speculated that methane, ammonia, carbon monoxide or nitrogen may also exist at 3% concentrations. [21] [23] These bulk properties are similar to Saturn's moon Mimas, though Mimas is smaller, less dense, and more oblate. [23]

Precisely how a body as small as Miranda could have enough internal energy to produce the myriad geological features seen on its surface is not established with certainty, [22] though the currently favoured hypothesis is that it was driven by tidal heating during a past time when it was in 3:1 orbital resonance with Umbriel. [24] The resonance would have increased Miranda's orbital eccentricity to 0.1, and generated tidal friction due to the varying tidal forces from Uranus. [25] As Miranda approached Uranus, tidal force increased as it retreated, tidal force decreased, causing flexing that would have warmed Miranda's interior by 20 K, enough to trigger melting. [17] [18] [25] The period of tidal flexing could have lasted for up to 100 million years. [25] Also, if clathrate existed within Miranda, as has been hypothesised for the satellites of Uranus, it may have acted as an insulator, since it has a lower conductivity than water, increasing Miranda's temperature still further. [25] Miranda may have also once been in a 5:3 orbital resonance with Ariel, which would have also contributed to its internal heating. However, the maximum heating attributable to the resonance with Umbriel was likely about three times greater. [24]

Due to Uranus's near-sideways orientation, only Miranda's southern hemisphere was visible to Voyager 2 when it arrived. The observed surface has patchwork regions of broken terrain, indicating intense geological activity in Miranda's past, and is criss-crossed by huge canyons, believed to be the result of extensional tectonics as liquid water froze beneath the surface, it expanded, causing the surface ice to split, creating graben. The canyons are hundreds of kilometers long and tens of kilometers wide. [22] Miranda also has the largest-known cliff in the Solar System, Verona Rupes, which has a height of 20 km (12 mi). [12] Some of Miranda's terrain is possibly less than 100 million years old based on crater counts, while sizeable regions possess crater counts that indicate ancient terrain. [22] [28]

While crater counts suggest that the majority of Miranda's surface is old, with a similar geological history to the other Uranian satellites, [22] [29] few of those craters are particularly large, indicating that most must have formed after a major resurfacing event in its distant past. [20] Craters on Miranda also appear to possess softened edges, which could be the result either of ejecta or of cryovolcanism. [29] The temperature at Miranda's south pole is roughly 85 K, a temperature at which pure water ice adopts the properties of rock. Also, the cryovolcanic material responsible for the surfacing is too viscous to have been pure liquid water, but too fluid to have been solid water. [25] [30] Rather, it is believed to have been a viscous, lava-like mixture of water and ammonia, which freezes at 176 K (−97 °C), or perhaps ethanol. [22]

Miranda's observed hemisphere contains three giant 'racetrack'-like grooved structures called coronae, each at least 200 km (120 mi) wide and up to 20 km (12 mi) deep, named Arden, Elsinore and Inverness after locations in Shakespeare's plays. Inverness is lower in altitude than the surrounding terrain (though domes and ridges are of comparable elevation), while Elsinore is higher, [21] The relative sparsity of craters on their surfaces means they overlay the earlier cratered terrain. [22] The coronae, which are unique to Miranda, initially defied easy explanation one early hypothesis was that Miranda, at some time in its distant past, (prior to any of the current cratering) [21] had been completely torn to pieces, perhaps by a massive impact, and then reassembled in a random jumble. [21] [26] [31] The heavier core material fell through the crust, and the coronae formed as the water re-froze. [21]

However, the current favoured hypothesis is that they formed via extensional processes at the tops of diapirs, or upwellings of warm ice from within Miranda itself. [26] [31] [32] [33] The coronae are surrounded by rings of concentric faults with a similar low-crater count, suggesting they played a role in their formation. [30] If the coronae formed through downwelling from a catastrophic disruption, then the concentric faults would present as compressed. If they formed through upwelling, such as by diapirism, then they would be extensional tilt blocks, and present extensional features, as current evidence suggests they do. [32] The concentric rings would have formed as ice moved away from the heat source. [34] The diapirs may have changed the density distribution within Miranda, which could have caused Miranda to reorient itself, [35] similar to a process believed to have occurred at Saturn's geologically active moon Enceladus. Evidence suggests the reorientation would have been as extreme as 60 degrees from the sub-Uranian point. [34] The positions of all the coronae require a tidal heating pattern consistent with Miranda being solid, and lacking an internal liquid ocean. [34] It is believed through computer modelling that Miranda may have an additional corona on the unimaged hemisphere. [36]

Miranda's apparent magnitude is +16.6, making it invisible to many amateur telescopes. [37] Virtually all known information regarding its geology and geography was obtained during the flyby of Uranus made by Voyager 2 on 25 January 1986, [20] The closest approach of Voyager 2 to Miranda was 29,000 km (18,000 mi)—significantly less than the distances to all other Uranian moons. [38] Of all the Uranian satellites, Miranda had the most visible surface. [23] The discovery team had expected Miranda to resemble Mimas, and found themselves at a loss to explain the moon's unique geography in the 24-hour window before releasing the images to the press. [29] In 2017, as part of its Planetary Science Decadal Survey, NASA evaluated the possibility of an orbiter to return to Uranus some time in the 2020s. [39] Uranus was the preferred destination over Neptune due to favourable planetary alignments meaning shorter flight times. [40]


Cassini's Doubleheader Flybys Score Home Run

Cassini performed back-to-back flybys of Saturn moons Tethys andHyperion last weekend, coming closer than ever before to each of them.Tethys has a scarred, ancient surface, while Hyperion is a strange,spongy-looking body with dark-floored craters that speckle its surface.

New images, mosaics and a movie of these bodies are available at http://saturn.jpl.nasa.gov , http://www.nasa.gov/cassini and http://ciclops.org .

Images of Tethys taken during Cassini's close approach to the moonon Sept. 24, 2005, reveal an icy land of steep cliffs and craters.Cassini photographed the moon's south pole, a region not seen by NASA'sVoyager spacecraft.

A giant rift called Ithaca Chasma cuts across the disk of Tethys.Much of the topography in this region, including that of Ithaca Chasma,has been thoroughly hammered by impacts. This appearance suggests thatthe event that created Ithaca Chasma happened very long ago.

Near a prominent peaked crater named Telemachus are the remnants ofa very old crater named Teiresias. The ancient impact site is badlyoverprinted and eroded by impact weathering and degradation. All thatremains is a circular pattern of hummocks that mark where the oldcrater rim existed. Many of the fresh-appearing craters exhibitunusually bright crater floors, in contrast to the dark-floored cratersseen on Saturn's oddly tumbling moon Hyperion.

Images of Hyperion taken on Sept. 26 show a surface dotted withcraters and modified by some process, not yet understood, to create astrange, "spongy" appearance, unlike the surface of any other Saturnmoon.

A false-color image of Hyperion reveals crisp details and variationsin color across the strange surface that might represent differences inthe composition of materials. Hyperion has a notably reddish tint whenviewed in natural color.

Scientists are extremely curious to learn what the dark material isthat fills many craters on this moon. Features within the dark terrain,including a 200-meter-wide (650-feet) impact crater surrounded by raysand numerous bright-rimmed craters, indicate that the dark material maybe only tens of meters thick with brighter material beneath.

Scientists will also be examining Cassini's sharp views in hopes ofdetermining whether there have been multiple episodes of landslides onHyperion. Such "downslope" movement is evident in the filling ofcraters with debris and the near elimination of many craters along thesteeper slopes. Answers to these questions may help solve the mysteryof why this object has evolved different surface forms from other moonsof Saturn.

Cassini flew by Hyperion at a distance of only 500 kilometers (310miles). Hyperion is 266 kilometers (165 miles) across, has an irregularshape, and spins in a chaotic rotation. Much of its interior is emptyspace, explaining why scientists call Hyperion a rubble-pile moon. Thisflyby was Cassini's only close encounter with Hyperion in the primemission four-year tour. Over the next few months, scientists will studythe data in more detail.

Cassini flew by Tethys at a distance of approximately 1,500kilometers (930 miles) above the surface. Tethys is 1,071 kilometers(665 miles) across and will be visited again by Cassini in the summerof 2007.


Cassini Scientists Wring Out The Details On Spongy Hyperion


Scientists on NASA's Cassini mission to Saturn now have a better understanding of why the odd moon Hyperion has such an unusual appearance.

The crucial factor in creating the strange, sponge-like appearance of Hyperion appears to be its extremely low density, say Cassini scientists in a research paper being published in the July 5 issue of the journal Nature. The researchers examined Cassini spacecraft images and other data on the moon's mass acquired during encounters with Hyperion over the past three years.

Hyperion is covered by a large number of medium-sized, well-preserved craters. "Careful mapping of features showed that its bizarre appearance probably results from a convergence of rather routine effects," said Dr. Peter Thomas, a Cassini Imaging Team member working at Cornell University in Ithaca, New York.

Cassini's closest encounter with Hyperion, in September 2005, allowed accurate measurement of the moon's mass and size, which showed it is only slightly more than half as dense as water.

"The close flyby produced a tiny but measurable deflection of Cassini's orbit. Therefore, the orbit determination, carried out by our Italian colleagues, allowed us to estimate the mass with fairly good accuracy," said Cassini radio science deputy team leader Nicole Rappaport of the Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Calif. "Combined with the determination of Hyperion's volume from imaging data, this provided an accurate computation of its density."

Initial conjectures about the origin of Hyperion's strange surface invoked dark materials accumulating on crater floors that subsequently got warmed by sunlight and melted deeper into the surface. However, the new analyses have shown that the moon's low density, and therefore low surface gravity, may cause craters to form differently from those on other, denser bodies that have been explored in the Solar System.

According to the researchers, impactors smacking into Hyperion's porous outer layers form craters more by compressing the surface than by blasting out material, as they do on denser bodies. Additionally, the moon's low gravity means that any material ejected from craters on Hyperion has a good chance of escaping completely and not re-impacting the surface, making Hyperion's craters look sharper and less blanketed by debris than on other bodies.

These new results about Hyperion's craters accompany another paper in the same journal issue which details the moon's composition. Both are important to understanding this unique moon's history and evolution. More information on the other paper can be found at http://saturn.jpl.nasa.gov.

"With time, we are coming to understand the various planetary processes that shape the bodies in our solar system," said imaging team leader Carolyn Porco. "And this latest work on Hyperion is a beautiful demonstration of that."


LPSC 2011: Sponge-moon Hyperion

Almost two weeks since the Lunar and Planetary Science Conference, and I'm still getting notes on talks! This writeup came from Mike Malaska. By day, Mike is a Ph.D. organic chemist leading drug discovery projects for a pharmaceutical company. By night, he is a space enthusiast fascinated by the surface geology of Titan and other planetary bodies. I thank him for these notes on Hyperion! --ESL

Saturn's moon Hyperion has a bizarre sponge-like appearance that is in dramatic contrast to other heavily cratered bodies in the solar system. In the view below, a relatively massive 130-kilometer diameter crater can be seen to have been blown out of the 270-kilometer moon, followed by further impacts that peppered the surface.

Color mosaic of Hyperion Color mosaic of Hyperion from Cassini's flyby on 26 September 2005 at about 00:40 UTC. Image: NASA / JPL-Caltech / SSI / Mattias Malmer

A presentation by Alan Howard and coauthors attempted to explain the appearance of Hyperion through a surface evolution model. Their model assumes that Hyperion is not composed of solid ice, but is instead composed of a matrix of water ice interspersed with a frozen volatile component. Carbon dioxide (CO2) was mentioned as a possibility for the volatile component, but other molecules are possible.

Evolution of an impact crater on Hyperion An explanation for how Hyperion got its "spongy" appearance, based on a model proposed at the 2011 Lunar and Planetary Science Conference by Alan Howard and coauthors. Due to Hyperion's low gravity, most of the debris tossed outward from an impact crater (A & B) would be lost from Hyperion, going instead into orbit around Saturn. Whereas craters on other bodies, like the Moon, Mars or Mercury, initially have a rim and ejecta deposits outside the crater, Hyperion would lack these. Also, since not much ejecta falls back to the surface following an impact, there would not be an intracrater plain created on the surface. So crater saturation will occur relatively quickly on Hyperion compared to larger bodies.The release (uncapping) of volatile matrix materials along the crater walls weakens the exposed "bedrock" and causes mass-wasting (landslides) into the bottom of the crater, creating crenulated rim shapes and a debris pile at the bottom of the crater (C). Throw in a later addition of dark-colored material that collects in the unlit depths of the crater, and you get the surface we see today (D). Image: Mike Malaska (based on a model proposed by Howard et al. 2011)

The release (uncapping) of volatile matrix materials along the crater walls weakens the exposed "bedrock" and causes mass-wasting (landslides) into the bottom of the crater, creating crenulated rim shapes and a debris pile at the bottom of the crater (C). Throw in a later addition of dark-colored material that collects in the unlit depths of the crater, and you get the surface we see today (D).

The actual view of the surface of Hyperion (Figure 1) compares well to the projected appearance based on their evolution model (Figure 2).

Actual and simulated surface of Hyperion A closeup view of Saturn's moon Hyperion (fig. 1) is compared with a simulated Hyperion surface, based upon a model proposed by Alan Howard and coworkers at the 2011 Lunar and Planetary Science Conference. In this model, Hyperion's low gravity is the key to its strange appearance. The width of the figure is about 50 kilometers vertical relief is about 2.6 kilometers. Image: NASA / JPL-Caltech / SSI / Howard et al. (2011)

This scenario portrays Hyperion as a comet-like object that was never warmed by passage in the inner solar system, but was instead subjected over the eons to bombardment followed by localized volatilization of the matrix near the impact. One question asked during the Q and A session: Why don't some of the other small ice moons of Saturn look like Hyperion? One answer given by a member of the audience was that some of the inner moons may have "something else going on," such as overall deposition from ring debris building a layered mantle atop the surface. (This is an explanation proposed for the weird saucer shapes of Pan and Atlas). Hyperion can now be placed at a midpoint in a spectrum that has icy moons at one end, and comets at the other.

Atlas in Color, 8 June 2005 Cassini captured this view of Atlas on 8 June 2005, from a distance of 162,000 kilometers. Three images through red, green, and blue filters have been combined to create this color view, which is also enlarged by a factor of two. The view of Atlas shows a saucer shape, 46 by 20 kilometers in size. Atlas' equator appears to have swept up fine ring dust, obscuring any impact craters and bulging its equator. Image data is from the official Cassini data release on the Planetary Data System. Image: NASA / JPL-Caltech / SSI / Emily Lakdawalla


Secrets Hidden Underneath Mercury’s Surface

A 3D equirectangular projection displaying craters and holes present on the surface of Mercury. (Image: Jurik Peter/Shutterstock )

What would we witness on the surface of Mercury? If we look more closely at Mercury’s gray surface, we notice that some spots on Mercury are visibly brighter and some spots are darker. The brighter spots, looking gray or even white, are mostly associated with recent impact craters. When a meteor hits Mercury, it excavates a hole and brings new material up to the surface from depth. This fresh material hasn’t had as much exposure to space weathering and can appear brighter than the older material.

But there are also some regions that are anomalously dark on Mercury. Initially, it was thought that these regions might have higher iron content since iron is what makes part of the Moon darker. But the last days of the MESSENGER mission, as it came closest to Mercury, revealed that these regions are enriched in graphite. That’s right, pencil lead.

Carbon deposits are likely to have floated to the top of Mercury’s original crust, back when Mercury’s magma ocean solidified around 4.5 billion years ago. Those impacts may also be exposing the graphite crust. In addition, a lot of Mercury’s surface carbon may have come from carbon meteorites.

One estimate suggested Mercury has experienced 50 times more impacts from carbon meteorites than the Moon. When you’re so close to the Sun, you’re much more likely to get hit by stuff falling towards the center of the solar system.

The Craters of Mercury

Any way you look at it, Mercury is densely covered with craters. Over 30,000 craters with diameters larger than 5 kilometers have been cataloged from the images of the planet. Almost 400 of the largest craters are named after musicians, writers, and artists.

Mercury’s largest crater, Caloris, was formed about 3.9 billion years ago. At 1550 kilometers in diameter, it is one of the largest impact craters in the solar system. For comparison, the biggest known crater on Earth, Vredefort crater in South Africa, is only around 300 kilometers in diameter. That’s 5 times smaller than Caloris.

MESSENGER spacecraft displaying Caloris, the biggest crater present on the surface of Mercury. (Image: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington/Public domain)

Caloris was formed by an impacting object at least 100 kilometers in diameter. This impact was so devastating that it left signatures, both near and far. In addition to the crater created by the impact, the impact’s energy resulted in volcanic lava that filled the crater as well as surrounding regions, forming smooth volcanic plains. That was the near effect.

This is a transcript from the video series A Field Guide to the Planets. Watch it now, Wondrium.

Secondary Craters on Mercury’s Surface

But even if we look as far away as possible on the planet, we see unusually hilly terrain. This region may have been shaped by shock waves that traveled through the whole planet and concentrated at the antipodal point. Or ejecta from the impact itself may have traveled all the way around to the other side of the planet and converged at this point.

Secondary craters are caused by the impactful release of material from the primary craters. (Image: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington/Public domain)

Because Mercury is so close to the Sun, objects that impact Mercury is usually moving faster than objects that impact the other planets. All those fast-moving objects striking Mercury’s surface mean that Mercury has more secondary craters than other planets. A secondary crater occurs when material that was ejected from Mercury’s surface during a meteor hit re-impacts the surface with enough energy to cause another, secondary crater.

What Do Craters Tell about Mercury’s Age?

The sheer number of primary craters also tells us that Mercury’s surface is very old. Older surfaces have more craters because they’ve been around longer and so have been hit by more meteors.

Scientists use this method of crater counting to distinguish the relative ages of different areas on a single planet and also to compare the ages of planet surfaces to each other. Mercury, the Moon, and Mars all have very old surfaces, with some visible features dating back over 4 billion years. What we see on the surface of Venus and Earth, by contrast, is much younger.

The Mystery of Contraction Scarps and Mercury Hollows

Like all planets, Mercury has cooled over time, but it has preserved evidence of this cooling in a quite dramatic way. Close-up pictures of Mercury reveal some large cliffs or ridges, known as contraction scarps. These are long, wavy cliffs that formed as Mercury cooled and contracted, thereby shrinking its volume. But as its volume shrank, its surface area remained the same, resulting in the wrinkling up of the surface.

These wrinkle ridges are up to 7 kilometers high on Mercury. So the surface of Mercury is not only very old. It’s also very wrinkled. What’s it like to be on a planet with no atmosphere and intense solar radiation? One unusual surface feature giving us clues are the Mercury hollows. These are bright holes that occur in some places on the surface and have a very strange pattern. There are thousands of them on Mercury, and they appear to be quite fresh.

They are mysterious because they haven’t been seen on any other planets and because they don’t have the right shape to be craters or volcanic pits, which are much more circular.

The leading explanation for these features is that they result from sublimation. Some materials in these regions, possibly magnesium and calcium sulfides, are vaporizing from the solid phase. We don’t fully understand all the details of how this is happening, but Mercury has intense solar radiation and no protection from an atmosphere. So it’s possible that material buried slightly under the surface, where it is somewhat protected, can behave very differently if it gets suddenly exposed to the hot vacuum of Mercury’s surface.

Does Mercury Have Water?

But the best surface feature is also the most surprising: Mercury has ice! Yes, Mercury is very close to the Sun, so the daytime surface temperature can get really hot: over 400°C, 750°F. If the planet ever had any water in its past, it would have evaporated from the surface long ago.

And yet, radar images have found really bright radar spots in certain regions near Mercury’s poles that are best explained by the presence of water ice.

But how can we have water ice on Mercury? The answer lies in the unique locations of these radar spots. If we superimpose the radar spots on any image of Mercury, we notice that they are found in portions of crater floors. But the spots don’t cover the whole crater floor. Scientists have realized that these spots are found in the regions of crater floors that are in permanent shadow. This can happen in craters in the polar regions because the Sun is never high in the sky.

Remember, Mercury’s axis of rotation has almost no tilt. So sunlight never hits the same polar spots, all year round. Hence, these permanently shadowed regions experience much colder temperatures than the rest of the planet. This is because Mercury has no atmosphere to transport heat around the planet. So if the Sun doesn’t shine on a particular spot, it’s going to remain extremely cold, say, −170°C. Shadowed Craters on Earth’s Moon also drop to similar temperatures.

Some comets and asteroids contain water. If a water-rich comet or asteroid impacts in the polar regions, then some of the water may remain on the surface, buried in the permanently shadowed regions of polar craters. And we’re not just talking trace amounts, the ice might be 20 meters deep in places and total 100 billion tons or more.

This finding, although cool in its own right, also has important implications for future space travel and the habitability of other planets. Having access to water is considered a crucial resource for astronauts who want to spend a significant amount of time off the Earth.

Mercury has demonstrated that there is water even in the most unlikely of planets. Earth’s moon has similar polar ice deposits, also found in permanently shadowed craters, making future lunar exploration more feasible.

Common Questions about Mercury’s Surface

The planet Mercury is a little bit like Earth’s moon . Its surface is covered with craters caused by the impacts of fast-moving objects.

Mercury has a large liquid metal surrounded by a mantle of silica and a solid outer crust. Mercury’s core accounts for 42% of the planet,

Mercury has a dark gray colored rocky surface that is covered with a thick layer of dust.


Assista o vídeo: CPBR7 - Crateras Fantasma na Lua (Agosto 2022).