Tethys (satelliitti)

Tethys
Saturnuksen satelliitti

Tethys, Cassini-Huygens (2015)
Löytäjä Giovanni Cassini
avauspäivämäärä 21. maaliskuuta 1684
Orbitaaliset ominaisuudet
Pääakseli 294 672 km [1]
Epäkeskisyys 0,0001 [1]
Kiertojakso 1,887802 päivää [2]
Orbitaalinen kaltevuus 1,12° (Saturnuksen päiväntasaajaan)
fyysiset ominaisuudet
Halkaisija 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 km [3]
Keskisäde 531,1 ± 0,6 km [3]
(0,083 Maa)
Paino 6,17449±0,00132⋅10 20 kg [4]
Tiheys 0,984 ± 0,003 g/cm³ [3]
Äänenvoimakkuus 623 miljoonaa km³
Painovoiman kiihtyvyys 0,145 m/s²
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 0,394 km/s
Pyörimisjakso akselin ympäri synkronoitu [5]
(aina Saturnus päin toiselta puolelta)
Albedo 0,8±0,15 (sidos) [5] ,
1,229±0,005 (geom.) [6] ,
0,67±0,11 (bolometrinen) [7]
Näennäinen suuruus 10.2
Pintalämpötila 86 K (−187 °C) [8]
Tunnelma puuttuu
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Tethys ( muinaiseksi kreikaksi Τηθύς ; latinalaismuodossa Tethys , Tethys ) on Saturnuksen viidenneksi suurin ja massaltaan suurin satelliitti ja viidestoista etäisyyden planeettasta mitattuna. Tämä on keskikokoinen satelliitti, sen halkaisija on noin 1060 km. Giovanni Cassini löysi Tethyksen vuonna 1684 , ja se nimettiin yhden kreikkalaisen mytologian titanidien mukaan. Tethyksen näennäinen magnitudi on 10,2 [9] .

Tethyksen tiheys on suhteellisen pieni (0,98 g/cm³), mikä viittaa siihen, että se koostuu pääasiassa vesijäästä, jossa on vähän kiveä. Sen pinta koostuu spektroskooppisten tietojen mukaan lähes kokonaan jäästä, mutta sisältää myös koostumukseltaan tuntematonta tummaa ainetta. Tethyksen pinta on erittäin kevyt (se on Saturnuksen toinen albedosatelliitti Enceladuksen jälkeen ) eikä siinä ole juuri lainkaan väriä.

Tethys on täynnä monia kraattereita, joista suurin on 450 kilometriä pitkä Odysseus . 3/4 satelliitin kehästä ulottuu yli 2000 km pitkä ja noin 100 km leveä jättimäinen kanjoni - Ithaca Canyon . Nämä kaksi kohokuvion suurinta piirrettä voivat liittyä alkuperältään. Pieni osa Tethyksen pinnasta on sileällä tasangolla, joka on voinut muodostua kryovulkaanisen toiminnan seurauksena. Kuten muutkin tavalliset Saturnuksen satelliitit, Tethys muodostui kaasu- ja pölykiekosta , joka ympäröi Saturnusta ensimmäistä kertaa sen muodostumisen jälkeen.

Tethysiä tutkivat lähietäisyydeltä Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) ja Cassini (2004-2017).

Se on kiertoradalla resonanssissa kahden troijalaisen satelliitin  - Teleston ja Calypson - kanssa .

Löytö ja nimi

Giovanni Cassini löysi Tethyksen vuonna 1684 yhdessä Saturnuksen toisen kuun Dionen kanssa . Löytö tehtiin Pariisin observatoriossa . Cassini nimesi löytämänsä 4 Saturnuksen satelliittia "Louissin tähdiksi" ( lat. Sidera Lodoicea ) Ranskan kuninkaan Ludvig XIV :n kunniaksi [10] . Tähtitieteilijät ovat pitkään kutsuneet Tethystä nimellä Saturnus III ("Saturnuksen kolmas kuu").  

Satelliitin nykyaikaisen nimen ehdotti John Herschel ( Mimasin ja Enceladuksen [11] löytäjän William Herschelin poika ) vuonna 1847. Julkaiseessaan vuoden 1847 astronomisten havaintojen tuloksia, jotka tehtiin Hyväntoivon niemellä [ 11] 12] , Herschel ehdotti nimeämään seitsemän satelliittia, jotka tuolloin tunnettiin Saturnuksen titaanien nimillä - Kronoksen  veljet ja sisaret (vastaa Saturnusta kreikkalaisessa mytologiassa ). Tämä satelliitti sai nimekseen titanidit Tethys (Tethys) [11] . Lisäksi käytetään nimityksiä " Saturn III " tai " S III Tethys ".

Orbit

Tethyksen kiertorata sijaitsee 295 000 km:n etäisyydellä Saturnuksen keskustasta. Radan epäkeskisyys on mitätön, ja sen kaltevuus Saturnuksen päiväntasaajalle on noin 1 aste. Tethys on resonanssissa Mimasin kanssa , mikä ei kuitenkaan aiheuta havaittavaa kiertoradan epäkeskisyyttä ja vuoroveden kuumenemista [13] .

Tethyksen kiertorata sijaitsee syvällä Saturnuksen magnetosfäärissä . Tethysiä pommittavat jatkuvasti magnetosfäärissä olevat energiset hiukkaset (elektronit ja ionit) [14] .

Samanaikaiset kuut Telesto ja Calypso sijaitsevat Tethyksen kiertoradan Lagrange-pisteissä L 4 ja L 5 60 astetta sen edessä ja takana.

Fyysiset ominaisuudet

Tethys on halkaisijaltaan 1062 km, ja se on aurinkokunnan 16. suurin kuu . Se on Dionen ja Rhean kaltainen jäinen runko . Tethyksen tiheys on 0,984±0,003 g/cm³ [3] , mikä osoittaa satelliitin pääosin jäisen koostumuksen [15] .

Vielä ei tiedetä , erottuuko Tethys kivisydämeksi ja jäiseksi vaipaksi. Kiviytimen massa, jos se on olemassa, ei ylitä 6% satelliitin massasta ja sen säde on 145 km. Vuorovesi- ja keskipakovoimien vaikutuksesta Tethys on kolmiakselisen ellipsoidin muotoinen. Jään alla olevan nestemäisen veden valtameren olemassaoloa Tethyksen syvyyksissä pidetään epätodennäköisenä [16] .

Tethyksen pinta on yksi aurinkokunnan kirkkaimmista ( näkyvällä alueella ), visuaalisen albedon ollessa 1,229. Tämä on todennäköisesti seurausta sen " hiekkapuhalluksesta " Saturnuksen E- renkaan hiukkasilla, joka on Enceladuksen etelänapavyöhykkeen geysirien tuottama pieni vesijään hiukkasrengas [6] . Tethyksen tutka-albedo on myös erittäin korkea [17] . Satelliitin etupuolipallo on 10–15 % kirkkaampi kuin peräpuoli [18] .

Korkea albedo osoittaa, että Tethyksen pinta koostuu lähes puhtaasta vesijäästä, jossa on pieni määrä tummaa materiaalia. Näkyvällä alueella olevan satelliitin spektrissä ei ole havaittavia yksityiskohtia, ja lähi- IR- alueella (aallonpituuksilla 1,25, 1,5, 2,0 ja 3,0 µm) se sisältää vahvoja vesijään absorptiovyöhykkeitä [18] . Jään lisäksi Tethysillä ei ole tunnistettuja yhdisteitä [5] (mutta siellä oletetaan olevan orgaanisia aineita, ammoniakkia ja hiilidioksidia ). Tummalla materiaalilla on samat spektriominaisuudet kuin Saturnuksen muiden tummien kuiiden, Iapetuksen ja Hyperionin , pinnalla . Todennäköisimmin tämä on erittäin dispergoitunutta rautaa tai hematiittia [5] . Lämpösäteilymittaukset sekä Cassini-avaruusaluksen tutkahavainnot osoittavat, että Tethysin pinnalla oleva jäinen regoliitti on rakenteeltaan monimutkainen [17] ja suuri, yli 95 % [19] huokoisuus .

Pinta

Väri

Tethysin pinnalla on useita suuria piirteitä, jotka eroavat väriltään ja joskus kirkkaudelta. Ajetulla pallonpuoliskolla (etenkin lähellä sen keskustaa) pinta on hieman punaisempi ja tummempi kuin etupuolella [20] . Myös johtava pallonpuolisko muuttuu hieman punaiseksi kohti keskustaa, vaikkakaan ilman havaittavaa tummumista [20] . Vaalein ja vähiten punainen pinta on siis näitä pallonpuoliskoja erottavalla kaistalla (joka kulkee napojen läpi isossa ympyrässä). Tämä pinnan väritys on tyypillistä Saturnuksen keskikokoisille kuiille. Sen alkuperä voi liittyä jäähiukkasten laskeutumiseen E -renkaalta johtavalle (eteenpäin) pallonpuoliskolle ja tummiin hiukkasiin, jotka tulevat Saturnuksen ulkosatelliiteista takapuoliskolle. Lisäksi takapuolipallon tummumista voi helpottaa Saturnuksen magnetosfääristä tuleva plasma, joka pyörii nopeammin kuin satelliitit (samalla ajanjaksolla kuin planeetalla) ja siksi säteilyttää niitä takaapäin [20] .

Geologia

Tethyksen geologia on suhteellisen yksinkertainen. Sen pinta on enimmäkseen mäkinen ja täynnä kraattereita (halkaisijaltaan yli 40 km:n kraatterit hallitsevat). Pieni osa takapuolipallon pinnasta on peitetty sileillä tasangoilla. On myös tektonisia rakenteita - kanjoneita ja painaumia [21] .

Tethyksen johtavan pallonpuoliskon länsiosaa hallitsee törmäyskraatteri Odysseus , jonka halkaisija on 450 km, mikä on lähes 2/5 itse Tethyksen halkaisijasta. Kraatteri on nyt melko tasainen (sen pohja on lähes samalla tasolla muun kuun pinnan kanssa). Tämä johtuu todennäköisimmin Tethian jääkuoren viskoosisesta relaksaatiosta (suoristumisesta) geologisen ajan myötä. Siitä huolimatta Odysseuksen rengasmainen kuilu kohoaa noin 5 km Tethyksen keskimääräisen pinnan yläpuolelle ja sen pohja on 3 km tämän tason alapuolella. Odysseian keskustassa on 2–4 km syvä painauma, jota ympäröivät 6–9 km pohjan yläpuolelle kohoavat massiivit [21] [5] .

Tethysin kohokuvion toinen tärkein yksityiskohta on valtava kanjoni Ithaca . Sen pituus on yli 2000 km (noin 3/4 Tethyksen ympärystä), keskisyvyys on 3 km ja leveys paikoin yli 100 km [21] . Tämä kanjoni vie noin 10% satelliitin pinnasta. Odysseus sijaitsee melkein yhden pallonpuoliskon keskellä, johon kanjoni jakaa Tethyksen (tarkemmin sanottuna 20 ° tästä keskustasta) [5] .

Todennäköisesti Ithacan kanjoni muodostui Tethysin maanalaisen valtameren jähmettymisen aikana, minkä seurauksena satelliitin suolet laajenivat ja sen pinta halkeili. Tämä valtameri saattoi olla seurausta Dionen ja Tethysin välisestä kiertorataresonanssista 2:3 aurinkokunnan varhaisessa historiassa, mikä loi huomattavan eksentrisyyden Tethysin kiertoradalle ja sen seurauksena sen sisäpuolen vuorovesikuumenemisen. Kun Tethys poistui resonanssista, lämmitys lakkasi ja valtameri jäätyi [22] . Tässä mallissa on kuitenkin joitain vaikeuksia [23] [21] . Ithacan kanjonin muodostumisesta on toinenkin versio: kun tapahtui törmäys , joka muodosti jättimäisen kraatterin Odysseuksen, Tethysin läpi kulki iskuaalto, joka johti hauraan jääpinnan halkeamiseen. Tässä tapauksessa Ithacan kanjoni on Odysseuksen uloin rengasgraben [21] . Kraatterien pitoisuuteen perustuva iän määritys osoitti kuitenkin, että tämä kanjoni on vanhempi kuin Odyssey, mikä on ristiriidassa niiden nivelten muodostumista koskevan hypoteesin kanssa [5] [23] .

Jäljellä olevan pallonpuoliskon sileät tasangot sijaitsevat suunnilleen Odysseuksen vastakkaisella puolella (ne ulottuvat kuitenkin noin 60° koilliseen täsmälleen vastakkaisesta pisteestä). Tasangoilla on suhteellisen jyrkkä raja ympäröivään kraatterimaastoon. Niiden sijainti lähellä Odysseuksen antipodia voi olla merkki heidän yhteydestään kraatterin kanssa. On mahdollista, että nämä tasangot muodostuivat Odysseuksen vastakkaisen pallonpuoliskon keskelle muodostuneen törmäyksen synnyttämien seismisten aaltojen keskittymisen vuoksi. Tasankojen sileys ja niiden terävät rajat (seismiset aallot tuottaisivat leveitä siirtymävyöhykkeitä) kuitenkin osoittavat, että ne muodostuivat sisäpuolelta (mahdollisesti Odysseuksen muodostumisen aikana ilmaantuneiden Tethian litosfäärin vaurioista) [5] . .

Kraatterit ja ikä

Useimmilla Tethysin kraatereilla on yksinkertainen keskihuippu. Halkaisijaltaan yli 150 km:n huipuilla on monimutkaisempia renkaan muotoisia huippuja. Ainoastaan ​​Odysseus-kraatterissa on keskuskuoppaa muistuttava keskeinen painauma. Vanhat kraatterit ovat vähemmän syviä kuin nuoret, mikä liittyy maankuoren rentoutumisasteeseen [5] .

Kraatterien pitoisuus Tethyksen pinnan eri osissa on erilainen ja riippuu niiden iästä. Mitä vanhempi pinta on, sitä enemmän siihen on kertynyt kraattereita. Tämä mahdollistaa suhteellisen kronologian määrittämisen Tethysille. Voimakkaasti kraateroitu alue näyttää olevan vanhin; ehkä sen ikä on verrattavissa aurinkokunnan ikään (noin 4,56 miljardia vuotta) [24] . Nuorin rakennelma on Odysseus-kraatteri: sen iän arvioidaan olevan 3,76-1,06 miljardia vuotta, riippuen hyväksytystä kraatterin kertymisnopeudesta [24] . Ithakan kanjoni on kraatterien pitoisuudesta päätellen Odysseusta vanhempi [23] .

Koulutus ja evoluutio

Tethysin arvellaan muodostuneen akkretionaalisesta kiekosta tai kaasun ja pölyn sumusta, joka oli olemassa Saturnuksen lähellä jonkin aikaa sen muodostumisen jälkeen [5] . Lämpötila Saturnuksen kiertoradan alueella oli alhainen, mikä tarkoittaa, että sen satelliitit muodostuivat kiinteästä jäästä. Haihtuvia yhdisteitä, kuten ammoniakkia ja hiilidioksidia, oli luultavasti enemmän, mutta niiden pitoisuutta ei tunneta [13] .

Erittäin suuri vesijään osuus Tethysissä on edelleen selittämätön. Saturnuksen alisumun olosuhteet suosivat todennäköisesti pelkistysreaktioita , mukaan lukien metaanin muodostuminen hiilimonoksidista [25] . Tämä saattaa osittain selittää, miksi Saturnuksen kuut, mukaan lukien Tethys, sisältävät enemmän jäätä kuin aurinkokunnan ulkokappaleet (kuten Pluto tai Triton ), koska tämä reaktio vapauttaa happea, joka vedyn kanssa reagoiessaan muodostaa vettä [25] . Yksi mielenkiintoisimmista hypoteeseista on, että renkaat ja sisäiset kuut muodostuivat vuoroveden aikana kuluneista suurista jäärikkaista kuidista (kuten Titaanista), ennen kuin Saturnus nielaisi ne [26] .

Kasvu kesti luultavasti useita tuhansia vuosia ennen kuin Tethys muodostui kokonaan. Tässä tapauksessa törmäykset lämmittivät sen ulkokerroksen. Mallit osoittavat, että lämpötila saavutti huippunsa noin 155 K  :ssa noin 29 km:n syvyydessä [27] . Muodostumisen päätyttyä lämmönjohtavuudesta johtuen pintaa lähellä oleva kerros jäähdytettiin, kun taas sisempi lämmitettiin [27] . Jäähtyneet pinnanläheiset kerrokset supistuivat, kun taas sisäiset laajenivat. Tämä aiheutti Tethys-kuoreen voimakkaita vetojännityksiä - jopa 5,7 MPa, mikä todennäköisesti johti halkeamien muodostumiseen [28] .

Tethysissä on hyvin vähän kiviä. Siksi radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen seurauksena tapahtuvalla kuumennuksella tuskin oli merkittävää roolia sen historiassa [13] . Tämä tarkoittaa myös sitä, että Tethys ei koskaan kokenut merkittävää sulamista, ellei sen sisäosaa lämmittänyt vuorovesi. Voimakkaat vuorovedet voivat tapahtua merkittävällä kiertoradan epäkeskisyydellä, joka voitaisiin ylläpitää esimerkiksi kiertoradalla resonanssilla Dionen tai muun kuun kanssa [13] . Yksityiskohtaisia ​​tietoja Tethysin geologisesta historiasta ei ole vielä saatavilla.

Tutkimus

Vuonna 1979 Pioneer 11 lensi Saturnuksen ohi . Lähin lähestyminen Tethysiin, 329 197 km , tapahtui 1. syyskuuta 1979 [29] [30] .

Vuotta myöhemmin, 12. marraskuuta 1980, Voyager 1 ohitti vähintään 415 670 kilometrin etäisyydeltä Tethysistä . Sen kaksoiskone Voyager 2 kulki lähempänä 26. elokuuta 1981, noin 93 000 km [30] [8] [31] . Voyager 1 lähetti vain yhden kuvan Tethysistä [32] , jonka resoluutio oli alle 15 km, kun taas Voyager 2, joka lensi lähemmäs satelliittia, kiersi sen lähes ympyrän (270°) ympäri ja lähetti kuvia alle 15 km:n resoluutiolla. 2 km [8] . Ensimmäinen merkittävä Tethyksestä löydetty pinnan piirre oli Ithacan kanjoni [31] . Kaikista Saturnuksen kuista Tethysin on valokuvannut täydellisimmin matkailijat [21] .

Vuonna 2004 Cassini-avaruusalus lähti Saturnuksen kiertoradalle . Ensisijaisen tehtävänsä aikana kesäkuusta 2004 kesäkuuhun 2008 se teki yhden hyvin läheltä kohteen läheltä Tethysiä 24. syyskuuta 2005 1503 km:n etäisyydellä. Myöhemmin Cassini suoritti monia muita kuin kohdelähestymisiä Tethysiin noin kymmenien tuhansien kilometrien etäisyydellä. Hän tekee tällaisia ​​lähestymistapoja tulevaisuudessa [30] [33] [6] [34] .

Tapaamisen aikana 14. elokuuta 2010 (etäisyys 38 300 km) valokuvattiin yksityiskohtaisesti Tethysin neljänneksi suurin kraatteri, Penelope , jonka halkaisija oli 207 km [35] .

Cassinin havainnot mahdollistivat korkealaatuisten karttojen laatimisen Tethysistä, joiden resoluutio oli 0,29 km [3] . Avaruusalus hankki lähi-infrapunaspektrit Tethysin eri osista, mikä osoitti, että sen pinta koostuu vesijäästä, joka on sekoitettu tummaan materiaaliin [18] . Havainnot kauko-infrapunaspektrissä mahdollistivat Bondin bolometrisen albedon äärimmäisten mahdollisten arvojen arvioimisen [7] . Tutkahavainnot aallonpituudella 2,2 cm osoittivat, että jääregoliitilla on monimutkainen rakenne ja se on erittäin huokoinen [17] . Plasmahavainnot Tethyksen läheisyydestä osoittavat, että se ei työnnä plasmaa Saturnuksen magnetosfääriin [14] .

Tethysin tutkimisesta tulevilla avaruusaluksilla ei ole vielä varmoja suunnitelmia. Ehkä vuonna 2020 Titan Saturn System -tehtävä lähetetään Saturnusjärjestelmään .

Galleria

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 Planeettasatelliitin keskimääräiset  kiertorataparametrit . JPL:n Solar System Dynamics -ryhmä (23. elokuuta 2013). Haettu 16. syyskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2014.
  2. ↑ Williams D.R. Saturnian Satellite Fact Sheet  . NASA (22. helmikuuta 2011). Haettu 16. syyskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 12. heinäkuuta 2014.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, PC Kartografinen jäisten satelliittien kartoitus ISS- ja VIMS-datan avulla  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 763–781. - 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_24 .
  4. ↑ Jacobson, RA; Antreasian, P.G.; Bordi, JJ; Criddle, K.E.; et ai. (joulukuu 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data" Arkistoitu 28. kesäkuuta 2014 Wayback Machinessa . The Astronomical Journal 132(6): 2520-2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J Arkistoitu 28. kesäkuuta 2014 Wayback Machinessa . doi: 10.1086/508812
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jaumann, R.; Clark, R.N.; Nimmo, F.; Hendrix, A.R.; Buratti, BJ; Denk, T.; Moore, JM; Schenk, P. M. et ai. Jäiset satelliitit: geologinen evoluutio ja  pintaprosessit // Cassini-Huygensin Saturnus / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 637–681. - 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_20 .
  6. ↑ 1 2 3 Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act  (englanti)  // Science : Journal. - 2007. - Voi. 315 , nro. 5813 . - s. 815 . - doi : 10.1126/tiede.1134681 . - . — PMID 17289992 . (verkkomateriaalia tukeva taulukko S1)
  7. ↑ 1 2 Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J.; Segura, M. Lämpöhitaus ja bolometriset Bond-albedo-arvot Mimas-, Enceladus-, Tethys-, Dione-, Rhea- ja Iapetus-arvoille Cassini/CIRS-mittauksista johdettuna   // Icarus :  Journal. — Elsevier , 2010. — Voi. 206 , nro. 2 . - s. 573-593 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 . - .
  8. ↑ 1 2 3 Stone, EC; Miner, ED Voyager 2 kohtaa Saturnuksen järjestelmän   // Tiede . - 1982. - tammikuu ( osa 215 , nro 4532 ). - s. 499-504 . - doi : 10.1126/tiede.215.4532.499 . - . — PMID 17771272 .
  9. ↑ Hamilton CJ Tethys  . Näkymiä aurinkokunnasta. Käyttöpäivä: 16. syyskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 17. syyskuuta 2014.
  10. ↑ GD Cassini (1686-1692). "Ote Journal Des Scavansista. 22. huhtikuuta st. N. 1686. Selvitys kahdesta uudesta Saturnuksen satelliitista, jotka Mr. Cassini Pariisin kuninkaallisessa observatoriossa. Philosophical Transactions 16(179-191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 Arkistoitu 17. huhtikuuta 2021 Wayback Machinessa
  11. ↑ 1 2 Van Helden, Albert. Jupiterin ja Saturnuksen satelliittien nimeäminen  // American Astronomical Societyn historiallisen tähtitieteen osaston uutiskirje. - Elokuu 1994. - T. 32 . - S. 1-2 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2012.
  12. ↑ Kuten William Lassell raportoi , "Saturnuksen satelliitit" arkistoitu 17. elokuuta 2020 Wayback Machineen . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8(3): 42-43. 14. tammikuuta 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L Arkistoitu 27. kesäkuuta 2019 Wayback Machinessa
  13. ↑ 1 2 3 4 Matson, D.L.; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, WB Saturnuksen keskikokoisten jäisten satelliittien lämpöevoluutio ja sisäinen rakenne  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 577–612. - 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_18 .
  14. ↑ 1 2 Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). "Tethyksen ja Rhean magneettisia muotokuvia". Icarus 193(2): 465-474. Bibcode 2008Icar..193..465K Arkistoitu 22. lokakuuta 2018 Wayback Machinessa . doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005
  15. ↑ Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squires, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Kilpikonna, E.; McEwen, A. et ai. Saturnian jäisten satelliittien muodot ja niiden merkitys  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2007. — Voi. 190 , ei. 2 . - s. 573-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 4. tammikuuta 2015.
  16. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset valtameret ja syvät sisätilat  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 185 , nro. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  17. ↑ 1 2 3 Ostro, S.; West, R.; Jansen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunin, J.; Wye, L. et ai. (2006). "Cassini RADAR -havainnot Enceladuksesta, Tethysistä, Dionesta, Rheasta, Iapetuksesta, Hyperionista ja Phoebesta" (linkki ei käytettävissä) . Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2016.  . Icarus 183(2): 479-490. Bibcode 2006Icar..183..479O Arkistoitu 7. tammikuuta 2019 Wayback Machinessa . doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019 Arkistoitu 23. heinäkuuta 2008 Wayback Machinessa
  18. ↑ 1 2 3 Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. et ai. (2007). "Cassini-VIMSI:n Saturnuksen jäisten satelliittien tutkimus. Koko levyn ominaisuudet: 350-5100 nm heijastusspektrit ja vaihekäyrät" Icarus 186: 259-290. Bibcode 2007Icar..186..259F Arkistoitu 28. kesäkuuta 2014 the Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
  19. ↑ Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). "Saturnuksen jäisten kuuiden pintaominaisuuksien rajoittaminen Cassini/CIRS-emissiospektreillä". Icarus 187(2): 574-583. Bibcode 2007Icar..187..574C . doi: 10.1016/j.icarus.2006.09.008
  20. ↑ 1 2 3 Schenk, P.; Hamilton, D.P.; Johnson, RE; McKinnon, WB; Paranicas, C.; Schmidt, J.; Showalter, M. R. (2011). "Plasma, pillit ja renkaat: Saturnuksen järjestelmän dynamiikka tallennettuna maailmanlaajuisiin värikuvioihin sen keskikokoisilla jäisillä satelliiteilla". Icarus 211: 740-757. Bibcode 2011Icar..211..740S Arkistoitu 4. marraskuuta 2017 Wayback Machinessa . doi: 10.1016/j.icarus.2010.08.016
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et ai. Suuret törmäysominaisuudet keskikokoisille jäisille satelliiteille  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 171 , nro. 2 . - s. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 2. lokakuuta 2018.
  22. ↑ Chen, EMA; Nimmo, F. Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations  //  Lunar and Planetary Science XXXIX : Journal. - Maaliskuu 2008. - . Arkistoitu alkuperäisestä 26.9.2020.
  23. ↑ 1 2 3 Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, PC Tethys: Litosfäärin paksuus ja lämpövuo taivutustuetuista topografioista Ithaca Chasmassa   // Geophysical Research Letters : päiväkirja. - 2007. - Voi. 34 , no. 21 . - doi : 10.1029/2007GL031467 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2011.
  24. ↑ 12 Dones , Luke; Chapman, Clark R.; McKinnon, William B.; Melosh, H. Jay; Kirchoff, Michelle R.; Neukum, Gerhard; Zahnle, Kevin J. Saturnuksen jäiset satelliitit: Iskukraatteri ja iän määritys  // Saturnus Cassini-Huygensilta / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 613–635. - 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
  25. ↑ 1 2 Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Saturnusjärjestelmän alkuperä  // Saturnus Cassini-Huygensista / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 55–74. - 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 .
  26. ↑ Canup, RM Saturnuksen renkaiden ja sisäkuiden alkuperä massapoistona kadonneesta titaanin kokoisesta satelliitista  //  Luonto: päiväkirja. - 2010. - Vol. 468 , no. 7326 . - s. 943-946 . - doi : 10.1038/luonto09661 . — .
  27. ↑ 1 2 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Saturnuksen ja Uranuksen satelliittien lisääntyvä lämmitys". Journal of Geophysical Research 93(B8): 8 779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S Arkistoitu 10. tammikuuta 2016 Wayback Machineen . doi: 10.1029/JB093iB08p08779
  28. ↑ Hillier, J.; Squires, Steven (1991). "Saturnuksen ja Uranuksen satelliittien lämpöjännitystektoniikka". Journal of Geophysical Research 96(E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H Arkistoitu 4. toukokuuta 2019 Wayback Machinessa . doi: 10.1029/91JE01401
  29. ↑ Daniel Muller. Pioneer 11:n koko tehtävän aikajana (linkki ei saatavilla) . Arkistoitu alkuperäisestä 3. maaliskuuta 2012. 
  30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Tehtävät Tethysiin (linkki ei saatavilla) . Arkistoitu alkuperäisestä 3. maaliskuuta 2011. 
  31. ↑ 12 Stone , EC; Miner, ED Voyager 1 Kohtaaminen Saturnuksen järjestelmän kanssa   // Tiede . - 1981. - huhtikuu ( osa 212 , nro 4491 ). - s. 159-163 . - doi : 10.1126/tiede.212.4491.159 . - .
  32. ↑ Voyager 1 -kuva Tethysistä
  33. ↑ Saturnuksen kiertuepäivät (2011-2017) . JPL/NASA. Haettu 15. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2016.
  34. ↑ Seal, David A.; Buffington, Brent B. Cassini Extended Mission  // Saturnus Cassini-Huygensilta / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 725–744. - 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_22 .
  35. ↑ Jia-Rui C. Cook (16. elokuuta 2010). "Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons" Arkistoitu 23. maaliskuuta 2021 Wayback Machinessa . JPL/NASA

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa