Mane van Galilei: Verskil tussen weergawes
Content deleted Content added
Uitgebrei, nog besig |
Uitgebrei, klaar |
||
Lyn 99:
| style="text-align:center;"| 0,0074
|}
==Vergelyking van samestelling==
Verskille in die wentelbaan van die mane dui daarop dat hul gemiddelde digtheid afneem hoe verder hulle van Jupiter af is. Callisto, die verste en mins digte maan, het ’n digtheid van tussen ys en rots. Io, die naaste en digste maan, het ’n digtheid van tussen rots en yster. Callisto het ’n ysoppervlak vol kraters en die manier waarop die maan roteer, dui daarop dat sy digtheid eweredig versprei is: dus geen rots- of metaalkern nie maar bestaande uit ’n homogene mengsel van rots en ys. Dit kon maklik die oorspronklike struktuur van al die mane gewees het. Die rotasie van die drie binneste mane dui daarteenoor ’n verskil in verspreiding van hul materiaal, met digter materiaal by die kern en ligter materiaal daarom.
Hulle toon ook aansienlike verskille in hul oppervlak. Ganymede toon [[Plaattektoniek|tektoniese bewegings]] van die ysoppervlak, wat dui op gedeeltelik gesmelte lae onder die oppervlak. Europa toon meer dinamiese en onlangse bewegings van dié aard, en dit dui op ’n dunner yskors. Io, die binneste maan, het ’n [[swael]]oppervlak, aktiewe [[vulkaan]]aktiwiteit en geen teken van ys nie. Alles dui daarop dat hoe nader ’n maan aan Jupiter is, hoe warmer die binnekant is. Dit lyk dus of die mane getyverhitting ondervind vanweë Jupiter se [[swaartekrag]]veld. By al die planete buiten Callisto sou dit die ys aan die binnekant laat smelt het, en dit sou rots en yster na binne laat sak het sodat water die oppervlak bedek. Op Ganymede het toe ’n dik en soliede yskors gevorm. Op die warmer Europa het ’n dunner, makliker breekbare yskors gevorm. In Io se geval was die verhitting so erg dat al die rots gesmelt en die water lank gelede in die ruimte uitgekook het.
<center>
[[Beeld:Jupiter.moons1.jpg|thumb|600px|center|<center>Die oppervlak van die vier Mane van Galilei, met verskillende mates van inzoeming in elke ry.</center>]]
</center>
==Oorsprong en evolusie==
{{Multibeeld
| wydte = 100
| voetskrif = <center>Jupiter en die mane van Galilei, omstreeks 2007 tydens ’n verbyvlug afgeneem deur ''New Horizons'' (in grys).</center>
| beeld1 = NhJupiterIo010807.svg
| onderskrif1 = Jupiter en Io.
| beeld2 = NewHorizonsIo.svg
| onderskrif2 = Io.
| beeld3 = NewHorizonsEuropa.svg
| onderskrif3 = Europa.
| beeld4 = NewHorizonsGanymede.svg
| onderskrif4 = Ganymede.
| beeld5 = NewHorizonsCallisto.svg
| onderskrif5 = Callisto.
}}
Daar word geglo Jupiter se reëlmatige satelliete het gevorm in ’n protosatellietskyf, ’n aangroeiende ring van gas en stof soortgelyk aan ’n [[protoplanetêre skyf]].<ref name=Canup2009>{{cite book|last=Canup|first=Robert M.|author2=Ward, William R.|title=Europa|publisher=University of Arizona Press|date=2009|chapter=Origin of Europa and the Galilean Satellites|bibcode=2008arXiv0812.4995C}}</ref><ref name=Alibert2005>{{cite journal|last=Alibert|first=Y. |last2=Mousis|first2=O. |last3=Benz|first3=W. |title=Modeling the Jovian subnebula I. Thermodynamic conditions and migration of proto-satellites|date=2005|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=439|issue=3|pages=1205–13|bibcode=2005A&A...439.1205A|doi=10.1051/0004-6361:20052841|arxiv = astro-ph/0505367 }}</ref> Hulle kan die oorblyfsels wees van talle satelliete wat vroeër in Jupiter se geskiedenis gevorm het.<ref name="newsci"/><ref name=Canup2009/>
Simulasies dui daarop dat, hoewel die skyf op enige gegewe tydstip ’n relatief groot massa moes gehad het, dit net ’n klein persentasie (verskeie tiendes van ’n persent) beslaan het van die massa wat Jupiter uit die [[Sonnewelteorie|Sonnewel]] aangetrek het. Tog is ’n massa van net 2% van Jupiter se massa nodig om die bestaande satelliete te verklaar.<ref name=Canup2009/> Daar kon dus verskeie generasies satelliete van die grootte van die Galileiaanse mane gewees het in Jupiter se vroeë geskiedenis. Elke generasie het nader aan Jupiter beweeg weens die invloed van die skyf en is vernietig, met nuwe mane wat dan gevorm het uit die nuwe materiaal wat uit die Sonnewel aangetrek is.<ref name=Canup2009/> Teen die tyd dat die huidige (moontlike vyfde) generasie gevorm het, was die skyf so dun dat dit nie meer die mane se wentelbane grootliks beïnvloed het nie.<ref name="newsci"/> Die huidige mane is wel in ’n mate geraak, want Io, Europa en Ganymede het in ’n [[wentelresonansie]] gegaan en word gedeeltelik daardeur beskerm. Ganymede se groter massa beteken dit sou vinniger na binne migreer het as Europa of Io.<ref name=Canup2009/>
==Sigbaarheid==
[[Beeld:Thomas Bresson - Jupiter(2) (by).jpg|thumb|180px|Deur ’n amateurteleskoop.]]
Al vier mane van Galilei is helder genoeg om van die Aarde af gesien te word – indien hulle verder van Jupiter af geleë was. (Hulle is egter selfs deur ’n swakkerige verkyker sigbaar.) Hulle het ’n [[skynbare magnitude]] van tussen 4,6 en 5,6 wanneer Jupiter regoor die Son lê,<ref name=jplfact>{{cite web|last=Yeomans|first=Donald K.|date=2006-07-13|title=Planetary Satellite Physical Parameters|publisher=JPL Solar System Dynamics|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|accessdate=2008-08-23}}</ref> en is andersins effens dowwer.
Die grootste probleem met die sigbaarheid van die mane is hul klein afstand van Jupiter af, want die planeet se helderheid verberg hulle. Jupiter is sowat 750 keer so helder soos Ganymede en sowat 2 000 keer so helder soos Callisto.
==Verwysings==
{{Verwysings|
==Sien ook==
*[[Jupiter se natuurlike satelliete]]
==Eksterne skakels==
* [http://strangepaths.com/observation-of-jupiter-moons-march-1613/2007/04/22/en/ Animasie van Galileo se waarneming in Maart 1613]
* [http://www.skyandtelescope.com/observing/objects/javascript/3307071.html Sky & Telescope: hulp met die waarneming van die Mane van Galilei]
{{CommonsKategorie-inlyn|Moons of Jupiter}}
*[[Lêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [[:en:Galilean moons|Engelse Wikipedia]]
[[Kategorie:Natuurlike satelliete]]
| |||