Perdita (Mond)
| Perdita | |
|---|---|
 | |
| Hubble-Bild von 2003 mit Perdita, Cressida, Portia und Belinda | |
| Vorläufige oder systematische Bezeichnung | S/1986 U 10 |
| Zentralkörper | Uranus |
| Eigenschaften des Orbits | |
| Große Halbachse | 76.417 ± 1 km |
| Periapsis | 76.325 km |
| Apoapsis | 76.509 km |
| Exzentrizität | 0,0012 ± 0,0005 |
| Bahnneigung | 0,03 ± 0,3 (Äquatorebene)° |
| Umlaufzeit | 0,638021 ± 0,000013 d |
| Mittlere Orbitalgeschwindigkeit | 8,7101 km/s |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Albedo | 0,08 ± 0,01 |
| Scheinbare Helligkeit | 24,0 mag |
| Mittlerer Durchmesser | 30,0 ± 6 km |
| Masse | ≈ 1,8·1016 kg |
| Oberfläche | ≈ 2.800 km2 |
| Mittlere Dichte | ≈ 1,3 g/cm3 |
| Fallbeschleunigung an der Oberfläche | ≈ 0,0047 m/s2 |
| Fluchtgeschwindigkeit | ≈ 11,0 m/s |
| Oberflächentemperatur | ≈ −184 bis −209 °C / 64–89 K |
| Entdeckung | |
| Entdecker | Voyager 2 |
| Datum der Entdeckung | 18. Mai 1999 |
| Anmerkungen | Physikalische Daten relativ ungenau. |
Perdita (auch Uranus XXV) ist der elftinnerste und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus.
Entdeckung und Benennung
Perdita wurde im Jahre 1999 von Erich Karkoschka auf einer fotografischen Aufnahme entdeckt, die bereits am 18. Januar 1986 von der Raumsonde Voyager 2 gemacht wurde, als diese den Uranus passierte. Da jedoch keine anderen Aufnahmen vorlagen, welche die Existenz des Mondes bestätigten, wurde die Entdeckung nicht anerkannt. Die Entdeckung wurde am 18. Mai 1999 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 10. Er wurde aber noch nicht bestätigt, da man annahm, dass es sich um einen der bereits entdeckten inneren Uranusmonde handeln würde. Im Dezember 2001 entschied die IAU, den Eintrag von der Liste der bekannten Uranusmonde zu entfernen. Am 25. August 2003 fanden Mark R. Showalter und Jack Jonathan Lissauer jedoch auf Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops ein Objekt an der Stelle, wo sich Perdita nach den vorliegenden Berechnungen aufhalten musste, und die IAU bestätigte am 3. September 2003 definitiv deren Existenz.
Der Mond wurde nach Perdita (lateinisch für „die Verlorene“), der Tochter von König Leontes von Sizilien und Hermione in Shakespeares Romanze Wintermärchen benannt. Leontes lässt Hermione in den Kerker werfen, da er glaubt, dass sie ihm mit dem böhmischen König Polixenes untreu war, und lässt dazu das Orakel von Delphi befragen. Hermione bringt im Kerker Perdita zur Welt, worauf Leontes, der von Hermiones Schuld zunächst überzeugt ist, Lord Antigonus beauftragt, das Kind in der Wildnis auszusetzen. Nach der für Hermione entlastenden Antwort des Orakels – das prophezeite, dass Leontes keinen Erben haben werde, bis das Verlorene wiedergefunden ist – erhält Leontes die Nachricht vom Tod seines Sohnes Mamilius, worauf Hermione vermeintlich tot zusammenbricht. Antigonus setzt Perdita an der böhmischen Küste aus, wird danach jedoch von einem Bären getötet. Perdita wächst während sechzehn Jahren bei einem böhmischen Schafhirten und dessen Sohn Florizel auf, in den sie sich verliebt, das Paar hält die unstandesgemäße Liebe jedoch geheim. Da dessen Vater dies jedoch erfährt, flieht das Paar nach Sizilien. Leontes, der inzwischen die Wahrheit erfahren hatte, erkennt seine vermisste Tochter und versöhnt sich mit Polixenes. Hermione wird dadurch wieder zum Leben erweckt.
Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten.
Bahneigenschaften
Umlaufbahn
Perdita umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 76.417 km (ca. 2,990 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 50.858 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0012, die Bahn ist 0,03° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt.
Perdita ist der äußerste Mond der Portia-Gruppe, zu der auch Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid und Belinda gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften.
Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Belinda ist im Mittel nur 1.161 km von Perditas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Puck 9.587 km. Die Hubble-Messungen von 2003 beweisen, dass Perdita keiner idealen Keplerbahn folgt. Sie befindet sich in einer 43:44-Bahnresonanz mit der 1.161 km entfernten inneren Belinda. Zudem bewegt sie sich nahe einer 7:8-Resonanz mit der 6.490 km entfernten Rosalind.
Perdita befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden ν (Ny)-Staubringes, dessen Außenkante im Mittel rund 6.500 km vom Perdita-Orbit entfernt ist, und der Innenkante des äußeren μ (My)-Staubringes ist wie Puck knapp 9.600 km entfernt.
Perdita umläuft Uranus in 15 Stunden, 18 Minuten und 40,01 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Perdita vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Da sich Perdita nahe am synchronen Orbit bewegt, ergibt es sich, dass Perdita für einen fiktiven Beobachter nur gut alle 8 Uranustage am Horizont einmal auf- bzw. untergeht, was bedeutet, dass sie fast 4 Uranus-Tage lang am Himmel zu sehen ist.
Rotation
Es wird vermutet, dass Perdita synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist.
Physikalische Eigenschaften
Perdita hat einen Durchmesser von geschätzten 30, nach anderen Angaben etwa 20 km. Es ist davon auszugehen, dass Perdita keine kugelrunde Form besitzt.
Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm³ deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist.
Perdita weist eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, d. h., 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper.
An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0047 m/s², dies entspricht weniger als 1 ‰ der irdischen.
Die mittlere Oberflächentemperatur von Perdita wird auf zwischen −184 °C und −209 °C (89–64 K) geschätzt.
Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben.
Erforschung
Seit dem Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 wurde das Uranussystem von erdbasierten Beobachtungen studiert, Perdita war jedoch zu klein und lichtschwach, um lokalisiert zu werden. Erst durch die Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop konnten die Bahnparameter von Perdita präzisiert werden.
Weblinks
- IAUC 7171: S/1986 U 10 18. Mai 1999 (Entdeckung)
- IAUC 8194: Satellites of Uranus 3. September 2003 (Wiederentdeckung)
- IAUC 8648: Satellites of Uranus 29. Dezember 2005 (Nummerierung und Benennung)
- Polnische Mond-Seite: Perdita Beschreibung und weiterführende Links (englisch)
- Satellite Viewer Umlaufbahn-Simulation der Uranusmonde
Auf dieser Seite verwendete Medien
Original Caption Released with Image: Taking its first peek at Uranus, NASA Hubble Space Telescope's Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) has detected six distinct clouds in images taken July 28,1997.
The image on the right, taken 90 minutes after the left-hand image, shows the planet's rotation. Each image is a composite of three near-infrared images. They are called false-color images because the human eye cannot detect infrared light. Therefore, colors corresponding to visible light were assigned to the images. (The wavelengths for the "blue," "green," and "red" exposures are 1.1, 1.6, and 1.9 micrometers, respectively.)
At visible and near-infrared light, sunlight is reflected from hazes and clouds in the atmosphere of Uranus. However, at near-infrared light, absorption by gases in the Uranian atmosphere limits the view to different altitudes, causing intense contrasts and colors.
In these images, the blue exposure probes the deepest atmospheric levels. A blue color indicates clear atmospheric conditions, prevalent at mid-latitudes near the center of the disk. The green exposure is sensitive to absorption by methane gas, indicating a clear atmosphere; but in hazy atmospheric regions, the green color is seen because sunlight is reflected back before it is absorbed. The green color around the south pole (marked by "+") shows a strong local haze. The red exposure reveals absorption by hydrogen, the most abundant gas in the atmosphere of Uranus. Most sunlight shows patches of haze high in the atmosphere. A red color near the limb (edge) of the disk indicates the presence of a high-altitude haze. The purple color to the right of the equator also suggests haze high in the atmosphere with a clear atmosphere below.
The five clouds visible near the right limb rotated counterclockwise during the time between both images. They reach high into the atmosphere, as indicated by their red color. Features of such high contrast have never been seen before on Uranus. The clouds are almost as large as continents on Earth, such as Europe. Another cloud (which barely can be seen) rotated along the path shown by the black arrow. It is located at lower altitudes, as indicated by its green color.
The rings of Uranus are extremely faint in visible light but quite prominent in the near infrared. The brightest ring, the epsilon ring, has a variable width around its circumference. Its widest and thus brightest part is at the top in this image. Two fainter, inner rings are visible next to the epsilon ring.
Eight of the 10 small Uranian satellites, discovered by Voyager 2, can be seen in both images. Their sizes range from about 25 miles (40 kilometers) for Bianca to 100 miles (150 kilometers) for Puck. The smallest of these satellites have not been detected since the departure of Voyager 2 from Uranus in 1986. These eight satellites revolve around Uranus in less than a day. The inner ones are faster than the outer ones. Their motion in the 90 minutes between both images is marked in the right panel. The area outside the rings was slightly enhanced in brightness to improve the visibility of these faint satellites.
The Wide Field/Planetary Camera 2 was developed by the Jet Propulsion Laboratory and managed by the Goddard Spaced Flight Center for NASA's Office of Space Science.
This image and other images and data received from the Hubble Space Telescope are posted on the World Wide Web on the Space Telescope Science Institute home page at URL http://oposite.stsci.edu/pubinfo/Portion de l'image S1986U10.jpg avec quatre lunes uraniennes identifiées, dont fr:S/1986 U 10
Image de la lune uranienne S/1986 U 10 saise par le télescope spatial Hubble le 25 août 2003
Source : NASA
http://www.solarviews.com/cap/uranus/1986u10.htm