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디오네 (위성)

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1. 개요

디오네는 토성의 위성으로, 1684년 조반니 도메니코 카시니에 의해 발견되었다. 이름은 그리스 신화의 티탄족 디오네에서 유래했다. 궤도는 엔셀라두스와 2:1 공명을 하며, 헬레네와 폴리데우케스라는 트로이 위성을 가지고 있다. 지름은 1122km로 태양계 위성 중 15번째로 크며, 내부에는 암석 핵과 물 얼음으로 구성된 층이 있으며, 지하 해양의 존재 가능성도 제기되었다. 카시니-하위헌스 탐사선을 통해 탐사되었으며, 표면에는 크레이터, 얼음 절벽, 선형 특징 등이 관찰되었다.

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디오네 (위성)
기본 정보
2008년 카시니 우주선이 촬영한 디오네의 자연광 사진
2008년 카시니-하위헌스 우주선이 촬영한 디오네의 자연광 사진
명칭디오네
MPC 명칭Saturn IV
별칭Saturn IV
명명 유래Διώνη 디오네
형용사디오네의 (Dionean)
로마자 표기Dione
발견
발견자조반니 도메니코 카시니
발견일1684년 3월 30일
궤도 특성
모행성토성
궤도 장반축377,396 km
궤도 이심률0.0022
공전 주기2.736915일
궤도 경사토성 적도 기준 0.019°
동기 자전2.736915일
자전축 기울기
물리적 특성
크기1128.8 × 1122.6 × 1119.2 km
평균 반지름561.4 ± 0.4 km
표면적3,964,776.51 km²
질량1.0954868 ± 0.0000246 × 10²¹ kg (지구의 1.834×10⁻⁴배)
평균 밀도1.4781 ± 0.0032 g/cm³
표면 중력0.233 m/s²
탈출 속도1.095 km/s
알베도0.998 ± 0.004 (기하학적 알베도)
표면 온도87 K (-186 °C)
겉보기 등급10.4
대기
대기압2.9e-7 파스칼
대기 구성 성분산소 100%

2. 이름

조반니 도메니코 카시니는 자신이 발견한 4개의 위성(테티스, 디오네, 레아, 이아페투스)을 루이 14세를 기리기 위해 ''Sidera Lodoicea''(루이 별들)이라고 명명했다.[6] 카시니는 1684년 파리 천문대 부지에 설치한 대형 굴절 망원경을 사용하여 디오네를 발견했다.[6] 17세기 말이 되자, 천문학자들은 이 네 개의 위성과 타이탄을 합쳐 Saturn I부터 Saturn V까지 번호로 부르기 시작했다. 1789년에 미마스와 엔셀라두스가 발견되면서 이 명명법은 Saturn VII까지 확장되었다.

토성의 주요 일곱 개 위성 이름은 윌리엄 허셜의 아들 존 허셜이 붙인 것이다. 존 허셜은 1847년 자신의 작품 《희망봉에서 만들어진 천체 관측 결과》에서 일곱 위성에 그리스 신화에 나오는 크로노스의 형제자매인 거신족의 이름을 붙였다.[7] 디오네의 이름은 다른 토성의 위성들과 마찬가지로, 그리스 신화티탄족 중 한 명인 디오네에서 따왔다.

3. 궤도

디오네의 궤도 장반축은 지구과 2% 밖에 차이가 나지 않지만, 토성의 질량이 훨씬 크기 때문에 공전 주기의 10분의 1 수준이다. 디오네는 토성의 또 다른 위성인 엔셀라두스와 1:2 궤도 공명을 하고 있는데, 엔셀라두스가 토성을 두 바퀴 공전할 때 디오네는 한 바퀴 공전한다. 이 공명은 엔셀라두스의 궤도 이심률을 유지시켜 조석력에 의한 가열을 일으키고, 이는 엔셀라두스 내부 지질 활동의 원동력이 된다. 엔셀라두스에서는 활발한 지질 활동으로 수증기가 분출되거나 내부에 물이 존재한다는 증거가 포착되기도 한다.[37] 디오네 역시 이 공명으로 인해 궤도 이심률(0.0022)이 유지되며, 소규모의 조석 가열이 발생한다.

토성과 디오네를 기준으로 한 헬레네의 궤도 애니메이션

3. 1. 트로이 위성

디오네는 헬레네폴리데우케스라는 두 개의 공전궤도를 공유하는 위성, 즉 트로이 위성을 가지고 있다. 이들은 디오네의 라그랑주점 L4 및 L5에 위치하며, 각각 디오네보다 60도 앞서거나 뒤따라 돈다. 헬레네보다 12도 앞서서 공전하는 선행 공전궤도 위성이 스티븐 P. 시노트(Stephen P. Synnott)에 의해 1982년 보고되었다.[9][10]

디오네의 트로이 위성
이름지름 (km)궤도 장반축 (km)질량 (kg)발견일
디오네1,122377,396(1.096 ± 0.000 0246) × 10211684년 3월 30일
헬레네36.2 ± 0.4377,600(7.1 ± 0.2) × 10151980년 3월 1일
폴리데우케스3.06 ± 0.40377,600≈8 × 10122004년 10월 21일



궤도 역학의 관점에서 볼 때, 이러한 트로이 위성들은 디오네와 1:1의 평균 운동 공명을 일으키고 있다. 같은 역학적 관계에 있는 토성의 위성으로는 테티스와 그 라그랑주점에 존재하는 텔레스토칼립소가 있다.

4. 물리적 특성

디오네의 궤도 반장축지구과 2% 밖에 차이가 나지 않는다. 하지만 토성의 압도적인 질량 탓에 공전 주기의 10분의 1이고, 토성의 또 다른 위성인 엔셀라두스와 1:2 궤도 공명을 하고 있다. 즉, 엔셀라두스가 2번 공전하는 동안 디오네는 1번 공전한다. 이 궤도 공명은 엔셀라두스의 궤도 이심률을 유발하고, 조석력에 의한 가열로 엔셀라두스 내부의 지질 활동을 활발하게 만들어 수증기를 내뿜거나 내부에 물이 있다는 증거를 포착하게 한다.[37]

디오네와 지구, 의 크기 비교


지름은 1,123km로 태양계에서 15번째로 큰 위성이다. 비슷한 크기의 위성들에 비해 질량이 큰 편으로, 질량의 30~50%는 얼음이고, 핵은 규산암일 것으로 추측된다.

디오네는 토성의 또 다른 위성레아와 크기는 작고 밀도는 크지만, 매우 흡사하다. 반사율도 비슷하고 사진으로만 봤을 때 분간이 힘들 정도로 비슷하게 생겼으며, 표면에 크레이터가 많은 것도 닮았다.

2011년 카시니 탐사선의 관측에 의하면, 매우 얇지만 산소를 주성분으로 하는 대기가 존재한다. 이것은 토성의 하전 입자가 표면의 얼음을 분해하여 발생시키는 것으로 추정된다. 기압은 2.9 Pa라는 매우 낮은 값이며, 이는 지구 고도 483km의 기압에 해당한다.

또한, 카시니 탐사선의 데이터를 통해, 디오네 북반구에 있는 길이 약 800km의 융기 지형인 야니쿨룸 도르사(Janiculum Dorsa)를 조사한 결과, 얼음의 곡률 정도로부터 그 장소가 과거에 고온이었던 것이 추정되었다. 이로부터 얼음을 주체로 하는 다른 위성과 마찬가지로 지하에 바다가 존재할 가능성이 제기되고 있다.

디오네의 공전 궤도상에는 트로이 위성이 있다. 라그랑주점 L4에는 헬레네, L5에는 폴리데우케스가 존재한다.

4. 1. 내부 구조

디오네의 내부는 규산염암과 물 얼음이 질량으로 거의 같은 비율로 혼합되어 있을 가능성이 높다.

카시니-하위헌스호가 수집한 형태 및 중력 관측 결과에 따르면, 반지름이 약 400km인 암석 핵이 있으며, 그 주위를 약 160km 두께의 H2O 층(주로 물 얼음 형태)이 둘러싸고 있다. 일부 모델에서는 이 층의 가장 아래 부분이 내부 액체 염수 해양 형태일 수 있다고 제시하는데, 이는 궤도 공명 파트너인 엔켈라두스와 유사한 상황이다.[12][13][14] 높이 1.5km의 산맥 야니쿨룸 도르사와 관련된 표면의 아래쪽 굽힘은 이러한 해양의 존재로 가장 쉽게 설명할 수 있다.[15]

디오네와 엔켈라두스는 모두 정수압 평형에 가까운 형태는 아니며, 그 편차는 등자기성에 의해 유지된다. 디오네의 얼음 껍질은 두께가 5% 미만으로 변하는 것으로 생각되며, 지각의 조석 가열이 가장 큰 극지방에서 가장 얇다.[14] 위성의 형태와 중력 데이터를 바탕으로 하면, 전 지구적으로 퍼져 있는 액체 상태의 물로 이루어진 내부 해양은 두께가 65 ± 30km이며, 그 위에 두께 99 ± 23km의 얼음 지각이 존재할 것으로 예측된다.[29]

4. 2. 표면 지형

디오네는 토성의 위성 중 하나로, 레아와 매우 유사하다. 레아보다 크기는 작지만 밀도는 더 크다. 두 위성은 반사율이 비슷하고 표면에 크레이터가 많다는 공통점을 가지고 있다.

카시니 탐사선이 촬영한 레아의 모습. 디오네와 구별하기 어려울 정도로 닮았다.


디오네의 컬러 평면지도


카시니 탐사선이 촬영한 디오네의 모습. 초승달과 모양이 비슷하다.


디오네 표면에서는 다음과 같은 지질학적 특징들이 발견되었다.

  • 협곡: 길고 깊으며 가파른 경사면을 가진 함몰 지형
  • 도르사 (산맥)
  • 포사에 (길고 좁은 함몰 지형)
  • 크레이터
  • 카테나에 (크레이터 사슬)


디오네의 후행반구에 있는 희미한 지형. 유로타스(상단)와 팔라티눔 차스마타는 오른쪽 상단에서 왼쪽 하단으로 이어지며, 파두아 차스마타는 오른쪽에 거의 수직으로, 카르타고 포세는 왼쪽에 수평으로 위치한다. 카산드라 크레이터와 그 방출선계는 오른쪽 하단에 있다.

4. 2. 1. 얼음 절벽

1980년, 보이저(Voyager) 우주 탐사선이 디오네를 촬영했을 때, 후행반구를 덮고 있는 희미한 특징이 보였다. 이러한 특징의 기원은 신비로웠는데, 알려진 것은 이 물질이 높은 반사율을 가지고 있으며, 아래의 표면 특징을 가리지 않을 만큼 충분히 얇다는 것뿐이었다. 한 가지 가설은 디오네가 형성된 직후 지질학적으로 활동적이었고, 저온화산활동과 같은 과정을 통해 표면의 대부분이 재표면화되었으며, 디오네 표면의 균열을 따라 분출된 물질이 눈이나 화산재로 다시 떨어지면서 줄무늬가 형성되었다는 것이었다. 나중에 내부 활동과 재표면화가 중단된 후, 주로 선행반구에서 크레이터가 계속 생성되어 그곳의 줄무늬 패턴을 지워버렸다.

이 가설은 2004년 12월 13일 카시니 탐사선의 근접 비행에 의해 틀렸다는 것이 증명되었다. 이 비행을 통해 얻은 근접 이미지는 '희미한 것들'이 실제로는 얼음 퇴적물이 아니라, 지각 단층(차스마 지형)에 의해 생성된 밝은 얼음 절벽이라는 것을 보여주었다. 디오네는 후행반구에 거대한 균열이 갈라진 세계로 밝혀졌다.

카시니 궤도선은 2005년 10월 11일 디오네에 더 가까운 근접 비행을 500km 수행하여 절벽의 사선 이미지를 포착했고, 일부 절벽의 높이가 수백 미터에 달한다는 것을 보여주었다.

오래된 크레이터를 가로지르는 균열 지형. Carthage Fossae라고 불리는 지형은 이미지의 오른쪽 위에서 왼쪽 아래로 이어져 있으며, Pactolous Catena는 이미지 하단을 거의 수평으로 가로지른다.

4. 2. 2. 선형 특징

디오네에는 길이가 최대 수백 km에 달하지만 너비는 5km 미만인 선형의 '비르가에'(virgae)가 있다. 이 선들은 적도와 평행하게 뻗어 있으며, 저위도(북위 또는 남위 45° 미만)에서만 보인다. 비슷한 특징은 리아에서도 관찰된다. 이 선들은 주변보다 밝으며, 능선이나 크레이터와 같은 다른 지형 위에 놓여 있는 것으로 보이는데, 이는 비교적 최근에 형성되었음을 시사한다. 이러한 선들은 토성의 고리, 공전 궤도를 공유하는 위성 또는 근접 통과하는 혜성에서 유래한 물질이 저속으로 충돌하여 표면에 물질이 쌓인 결과로, 외인성 기원이라는 주장이 제기되었다.[16]

4. 2. 3. 크레이터

디오네의 얼음 표면에는 크레이터가 매우 많은 지형, 크레이터가 중간 정도인 평원, 크레이터가 적은 평원, 그리고 지각 균열 지역이 있다. 크레이터가 매우 많은 지형에는 100km 이상의 직경을 가진 크레이터가 수없이 많다. 평원 지역에는 30km 미만의 직경을 가진 크레이터가 많은 경향이 있다. 평원 중 일부는 다른 지역보다 크레이터가 더 많다. 크레이터가 매우 많은 지형의 대부분은 후행 반구에 위치하고, 크레이터가 적은 평원 지역은 선행 반구에 존재한다. 이는 일부 과학자들이 예상했던 것과 반대되는데, 유진 슈메이커와 루스 F. 울프[17]는 조석 고정된 위성에 대한 크레이터 생성 모델을 제안했는데, 이 모델에서는 선행 반구에 크레이터 생성률이 가장 높고 후행 반구에 가장 낮다. 이는 큰 폭격 시대 동안 디오네가 토성에 반대 방향으로 조석 고정되었음을 시사한다. 디오네는 비교적 작기 때문에, 35km 크레이터를 만든 충돌은 위성을 회전시켰을 수 있다. 35km보다 큰 크레이터가 많기 때문에, 디오네는 초기 큰 폭격 동안 반복적으로 회전했을 수 있다. 그 이후의 크레이터 분포 패턴과 선행 면의 밝은 반사율은 디오네가 현재의 방향으로 수십억 년 동안 유지되었음을 시사한다.

칼리스토와 마찬가지로, 디오네의 크레이터에는 과 수성에서 볼 수 있는 고지형이 없다. 이는 아마도 지질학적 시간에 걸쳐 약한 얼음 지각이 붕괴되었기 때문일 것이다.

4. 3. 대기

2010년 4월 7일, 디오네를 근접 통과한 무인 카시니 탐사선에 탑재된 장비는 디오네 주변에서 얇은 산소 이온(O|2|+영어)층을 감지했다. 과학자들은 이 층이 매우 희박하여 희박한 대기라기보다는 외기권이라고 부르는 것을 선호한다.[18][19] 카시니의 플라스마 분광계 데이터로 측정된 산소 이온의 밀도는 cm3당 0.01~0.09개이다.[19][20]

카시니 탐사선의 장비는 높은 배경 수준 때문에 외기권에서 물을 직접 감지할 수 없었다.[19] 하지만 행성의 강력한 방사선대에서 나온 고전하 입자가 얼음 속의 물을 수소와 산소로 분리했을 가능성이 높다.[18]

2011년 카시니 탐사선의 관측으로, 매우 얇지만 산소를 주성분으로 하는 대기가 존재한다는 것이 밝혀졌다. 이것은 토성의 하전 입자가 표면의 얼음을 분해하여 발생시키는 것으로 추정된다. 기압은 2.9 Pa로 매우 낮으며, 이는 지구 고도 483km의 기압에 해당한다.

5. 탐사

카시니 궤도선이 촬영한 토성 앞의 디오네 사진


디오네는 보이저 계획의 보이저 우주 탐사선에 의해 처음으로 촬영되었다. 이후 카시니 궤도선에 의해 근접 거리에서 5번 탐사되었다. 탐사 내역은 다음과 같다.

  • 2005년 10월 11일: 약 500km 거리에서 근접 목표 통과 비행[21]
  • 2010년 4월 7일: 약 500km 거리에서 근접 통과 비행[22]
  • 2011년 12월 12일: 약 99km 거리에서 근접 통과 비행
  • 2015년 6월 16일: 약 516km 거리에서 근접 통과 비행[23]
  • 2015년 8월 17일: 약 474km 거리에서 마지막 카시니 근접 통과 비행[24][25]


2013년 5월, NASA의 카시니 우주선은 디오네가 이전에 알려진 것보다 더 활동적이라는 증거를 과학자들에게 제공했다. NASA 연구팀은 지형 데이터를 이용하여 선행 반구의 눈에 띄는 산맥과 관련된 지각 함몰이 엔셀라두스와 같은 지하의 액체 바다가 존재할 경우 가장 잘 설명된다는 결론을 내렸다.[26][27] 야니쿨룸 도르사 산맥의 높이는 1km~2km이고, 디오네의 지각은 그 아래에서 0.5km 정도 주름진 것으로 보이는데, 이는 산맥이 형성될 당시 얼음 지각이 따뜻했음을 시사하며, 아마도 지하의 액체 바다의 존재로 인해 조석 변형이 증가했기 때문일 것이다.[28]

6. 내부 바다의 존재 가능성

카시니-하위헌스호가 수집한 형태 및 중력 관측 결과에 따르면, 디오네는 반지름 약 400km의 암석 핵을 가지고 있으며, 그 주위를 약 160km 두께의 H2O 층이 둘러싸고 있다. 이 층은 주로 물 얼음 형태이지만, 일부 모델에서는 층의 가장 아래 부분이 내부 액체 염수 해양 형태일 수 있다고 제시한다. 이는 궤도 공명 파트너인 엔켈라두스와 유사한 상황이다.[12][13][14]

높이 1.5km의 산맥 야니쿨룸 도르사와 관련된 표면의 아래쪽 굽힘은 이러한 해양의 존재로 가장 쉽게 설명할 수 있다.[15] 디오네와 엔켈라두스는 모두 정수압 평형에 가까운 형태는 아니며, 그 편차는 등자기성에 의해 유지된다. 디오네의 얼음 껍질은 두께가 5% 미만으로 변하는 것으로 생각되며, 지각의 조석 가열이 가장 큰 극지방에서 가장 얇다.[14]

2013년 5월, NASA의 카시니 우주선은 디오네가 이전에 알려진 것보다 더 활동적이라는 증거를 발견했다. NASA 연구팀은 지형 데이터를 이용하여 선행 반구의 눈에 띄는 산맥과 관련된 지각 함몰은 엔켈라두스와 같은 지하의 액체 바다가 존재할 경우 가장 잘 설명된다는 결론을 내렸다.[26][27] 야니쿨룸 도르사 산맥의 높이는 1~2km이고, 디오네의 지각은 그 아래에서 0.5km 정도 주름진 것으로 보이는데, 이는 산맥이 형성될 당시 얼음 지각이 따뜻했음을 시사하며, 아마도 지하의 액체 바다의 존재로 인해 조석 변형이 증가했기 때문일 것이다.[28]

디오네의 표면. 색깔 차이를 알기 쉽게 하기 위해 채색을 강조하고 있다.


2011년 무인 탐사선 카시니의 관측에 의해 디오네 북반구에 있는 길이 약 800km의 융기 지형인 Janiculum Dorsa를 조사한 결과, 얼음의 곡률 정도로부터 그 장소가 과거에 고온이었던 것이 추정되었다. 이로부터 얼음을 주체로 하는 다른 위성과 마찬가지로 지하에 바다가 존재하는 것이 시사되고 있다.

토성 탐사선 카시니의 관측 자료를 통해 디오네에 내부 해양이 존재할 가능성이 다시 한번 확인되었다. 이는 궤도 공명의 상대인 엔켈라두스와 같은 상황이다. 표면에서 발견된 Janiculum Dorsa라는 지형은 내부에 해양이 존재한다고 가정할 때 설명이 가능하다. 이 지형은 높이가 1~2km이며, 디오네의 지각은 그 아래 약 0.5km까지 뻗어 있는 것으로 보인다. 이는 Janiculum Dorsa가 형성된 단계에서 빙권이 따뜻했음을 시사하며, 이는 위성의 조석 변형을 크게 만드는 지하의 액체 해양이 존재하기 때문으로 생각된다.

위성의 형태와 중력 데이터를 바탕으로 하면, 전 지구적으로 퍼져 있는 액체 상태의 물로 이루어진 내부 해양은 두께가 65 ± 30km이며, 그 위에 두께 99 ± 23km의 얼음 지각이 존재할 것으로 예측된다.[29]

내부 해양이 있을 것으로 보이는 디오네와 엔켈라두스는 모두 정수압 평형의 형태를 띠지 않고 있으며, 평형으로부터의 이탈은 아이소스타시에 의해 유지되고 있다. 디오네의 빙권 두께의 편차는 5% 미만으로 생각되며, 가장 얇은 부분은 조석 가열이 가장 강한 양극 부근이다.

참조

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[2] 웹사이트 Cassini: Dionean Linea https://www.nasa.gov[...] JPL 2007-03-13
[3] 서적 Virgil's Eclogues
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[6] 서적 The Planet Observer's Handbook https://archive.org/[...] Cambridge University Press
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[13] 웹사이트 Another Saturn Moon May Hide Subsurface Ocean http://www.seeker.co[...] Discovery Communications, LLC 2016-10-05
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[25] 뉴스 Spacecraft Makes Final Close Flyby of Saturn Moon Dione Today http://www.space.com[...] Space.com 2015-08-17
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[29] 서적 オックスフォード天文学辞典 朝倉書店
[30] 웹사이트 太陽系内の衛星表 https://www.kahaku.g[...] 国立科学博物館
[31] 웹사이트 http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc http://exp.arc.nasa.[...] Exp.arc.nasa.gov
[32] 서적 Saturn from Cassini-Huygens https://archive.org/[...]
[33] 웹사이트 Solar System Exploration: Planets: Saturn: Moons: Dione: Facts & Figures http://solarsystem.n[...] NASA 2011-04-01
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[35] 논문 Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act http://www.sciencema[...] 2007-02-09
[36] 웹사이트 http://adsabs.harvar[...]
[37] 웹사이트 http://www.sciencema[...]



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