Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Тефія Tethys Тефія сфотографована Кассіні Дані про відкриття Дата відкриття 21 березня 1684 Відкривач і Джованні Доменік

Тефія (супутник)

Тефія (супутник)
Тефія
Tethys

image
Тефія, сфотографована «Кассіні»

Дані про відкриття
Дата відкриття 21 березня 1684
Відкривач(і) Джованні Доменіко Кассіні
Планета Сатурн
Номер III
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 294 619 км
Орбітальний період 1,887802 діб
Ексцентриситет орбіти 0,000
Нахил орбіти 1,12° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Видима зоряна величина {{{видима зоряна величина}}}
Діаметр 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 км
Середній радіус 533,00 ± 0,70 км
Маса (6,17449 ± 0,00132)× 1020 кг
Густина 0,9735 ± 0,0038 г/см³
Прискорення вільного падіння 0,145 м/с²
Друга космічна швидкість 0,393 км/с
Період обертання навколо своєї осі 1,887802 діб
Нахил осі обертання 0°
Альбедо 1,229 ± 0,005
Температура поверхні 86 К
Атмосфера відсутня
Інші позначення
Сатурн III

image Тефія у Вікісховищі

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Тефія.

Те́фія (лат. Tethys, грец. Τηθύς) — п'ятнадцятий за віддаленістю від планети супутник Сатурна. Її діаметр становить близько 1060 км. Тефія була відкрита Джованні Кассіні 1684 року і отримала ім'я однієї з титанід грецької міфології. Видима зоряна величина Тефії — 10,2.

Тефія має порівняно низьку густину (0,98 г/см³), що вказує на те, що вона складається переважно з водяного льоду з малою домішкою гірських порід. Її поверхня, за спектроскопічними даними, складається з льоду майже повністю, але містить трохи темної речовини невідомого складу. Поверхня Тефії дуже світла (це другий за альбедо супутник Сатурна після Енцелада) і майже не має колірного відтінку.

Тефія вкрита великою кількістю кратерів, найбільший з яких — 450-кілометровий [en]. Через 3/4 супутника простягається велетенський каньйон довжиною понад 2000 км і шириною близько 100 км — Ітака. Ці дві найбільші деталі рельєфу можуть бути пов'язані походженням. Невелику частину поверхні Тефії займає гладенька рівнина, яка могла утворитися внаслідок кріовулканічної активності. Як і інші регулярні супутники Сатурна, Тефія сформувалася з газопилового диска, що оточував Сатурн протягом деякого часу після його утворення.

Тефія була досліджена з близької відстані космічними апаратами «Піонер-11» (1979 року), «Вояджер-1» (1980), «Вояджер-2» (1981) і «Кассіні» (починаючи з 2004 року).

Перебуває в орбітальному резонансі з двома троянськими супутниками — Телесто і Каліпсо.

Відкриття й назва

Тефія була відкрита Джованні Кассіні 1684 року разом із Діоною, іншим супутником Сатурна. Відкриття було зроблено в Паризькій обсерваторії. Кассіні назвав 4 відкритих ним супутника Сатурна «зорями Людовіка» (лат. Sidera Lodoicea) на честь короля Франції Людовика XIV. Астрономи протягом тривалого часу позначали Тефію Saturn III («третій супутник Сатурна»).

Сучасну назву супутника запропонував Джон Гершель (син Вільяма Гершеля, першовідкривача Мімаса та Енцелада) 1847 року. У своїй публікації результатів астрономічних спостережень від 1847 року, виконаних на мисі Доброї Надії, Гершель запропонував назвати сім відомих на той час супутників Сатурна іменами титанів — братів і сестер Кроноса (аналога Сатурна у грецькій міфології). Тефія отримала назву титаніди Тефії (Тефіди), доньки Урана і Геї, дружини Океана. Крім цього, вживається позначення «Сатурн III» або «S III Тефія».

Орбіта

Орбіта Тефії пролягає на відстані 295 000 км від центра Сатурна. Ексцентриситет орбіти незначний, а її нахил до екватора Сатурна становить близько 1°. Тефія перебуває в резонансі з Мімасом, який, однак, не викликає помітного ексцентриситету орбіти і припливного нагрівання.

Орбіта Тефії лежить глибоко всередині магнітосфери Сатурна. Тефія піддається постійному бомбардування енергійними частинками (електронами та іонами), які наявні у магнітосфері.

Тефія має два малих (розміром 20 км) співорбітальних супутника — Телесто і Каліпсо, які розташовуються в точках Лагранжа орбіти Тефії L4 і L5, на 60° попереду і позаду неї відповідно.

Фізичні характеристики

image
Карта поверхні Тефії

При діаметрі 1062 км Тефія є 16-м за розміром супутником у Сонячній системі. Це крижане тіло, схоже на Діону та Рею. Тефія має низьку густину речовини (0,984±0,003 г/см³), що вказує на те, що вона складається переважно з льоду із невеликою домішкою гірської породи.

Досі невідомо, чи диференційована Тефія на кам'яне ядро і крижану мантію. Маса кам'яного ядра, якщо воно існує, не перевищує 6 % маси супутника, а його радіус — 145 км. Через дію припливних і відцентрових сил Тефія має форму тривісного еліпсоїда. Існування підземного океану рідкої води в надрах Тефії видається малоймовірним.

Поверхня Тефії дуже світла (у видимому діапазоні), за візуальним альбедо (1,229) вона друга в Сонячній системі після Енцелада. Ймовірно, це результат її «піскоструменевої обробки» частинками кільця E Сатурна  — слабкого кільця з дрібних частинок водяного льоду, утворених гейзерами південної полярної зони Енцелада. Радіолокаційне альбедо Тефії також є дуже високим. Ведуча півкуля супутника на 10—15 % яскравіша, ніж ведена.

Високе альбедо свідчить, що поверхня Тефії складається з майже чистого водяного льоду з невеликою кількістю темної речовини. Спектр супутника у видимому діапазоні не має помітних деталей, а у ближньому ІЧ-діапазоні (на довжинах хвиль 1,25, 1,5, 2,0 і 3,0 мкм) містить сильні смуги поглинання водяного льоду. Крім льоду, на Тефії немає ідентифікованих сполук (але є припущення про наявність там органічних речовин, аміаку та вуглекислого газу). Темний матеріал має ті ж спектральні властивості, що й на поверхні інших темних супутників Сатурна — Япета і Гіперіона. Найімовірніше, що це високодисперсне залізо чи гематит. Вимірювання теплового випромінювання, а також радіолокаційні спостереження космічного апарату «Кассіні» показують, що крижаний реголіт на поверхні Тефії має складну структуру й велику пористість, що перевищує 95 %.

Поверхня

Докладніше: [ru]

Колір

image
Карта Тефії у посилених кольорах. Ліворуч — червонувата ведена півкуля, праворуч — ведуча півкуля із синюватою смугою

Поверхня Тефії має низку великомасштабних деталей, що відрізняються за кольором, а іноді й яскравістю. На веденій півкулі (особливо поблизу її центру) поверхня трохи червоніша й темніша, ніж на ведучій. Ведуча півкуля також злегка червоніє до центру, хоча й без помітного потемніння. Таким чином, найсвітліша і найменш червона поверхня розташовується на смузі, що розділяє ці півкулі (і проходить по великому кругу через полюси). Таке забарвлення поверхні є типовим для супутників Сатурна середнього розміру. Його походження може бути пов'язане з відкладанням частинок льоду з кільця E на ведучу (передню) півкулю і темних частинок, що надходять із зовнішніх супутників Сатурна, на задню півкулю. Крім того, затемненню задньої півкулі може сприяти дія плазми з магнітосфери Сатурна, яка обертається швидше супутників (з тим же періодом, що й планета) і, отже, опромінює їх ззаду.

Геологія

Геологія Тефії відносно проста. Її поверхня переважно горбиста і покрита кратерами (переважають кратери діаметром понад 40 км). Невелика частина поверхні на задній півкулі покрита гладенькими рівнинами. Є там і тектонічні структури — каньйони та западини.

У західній частині ведучої півкулі Тефії домінує ударний кратер [en] діаметром 450 км, який охоплює майже 2/5 діаметра самої Тефії. Кратер наразі доволі плоский (його дно лежить майже на рівні поверхні супутника). Скоріш за все, це викликано в'язкою релаксацією (розплямленням) крижаної кори Тефії з геологічним часом. Тим не менш кільцевий вал Одіссея піднятий приблизно на 5 км над середнім рівнем поверхні Тефії, а його дно лежить на 3 км нижче цього рівня. У центрі Одіссея розташовується западина 2–4 км глибиною в оточенні масивів, що здіймаються на 6–9 км над дном.

image
Каньйон Ітака

Друга головна деталь рельєфу Тефії — величезний каньйон Ітака. Його довжина — понад 2000 км (приблизно 3/4 довжини кола Тефії), середня глибина — 3 км, а ширина інколи перевищує 100 км. Цей каньйон займає близько 10 % поверхні супутника. Одіссей розташовується майже у центрі однієї з півкуль, на які каньйон поділяє Тефію (точніше, на 20° від цього центра).

Скоріш за все, каньйон Ітака утворився при затвердінні підземного океану Тефії, в результаті чого надра супутника розширилися і його поверхня розтріскалася. Цей океан міг бути результатом орбітального резонансу 2:3 між Діоною і Тефією в ранній історії Сонячної системи, який викликав помітний ексцентриситет орбіти Тефії і, як наслідок, припливне нагрівання її надр. Коли Тефія вийшла з резонансу, нагрівання припинилося й океан замерз.

Втім, ця модель стикається з деякими труднощами. Існує ще одна версія формування каньйона Ітака: коли відбулося зіткнення, яке утворило гігантський кратер Одіссей, по Тефії пройшла ударна хвиля, яка призвела до розтріскування крижаної поверхні. У такому випадку каньйон Ітака — зовнішній кільцевий грабен Одіссея. Однак визначення віку за концентрацією кратерів показало, що цей каньйон старший за Одіссея, що несумісно з гіпотезою про їх спільне утворення.

image
Одіссей — величезний неглибокий кратер (зверху, поблизу термінатора)

Гладенькі рівнини на задній півкулі розташовані приблизно на протилежному боці від Одіссея (однак вони простягаються приблизно до 60° на північний схід від точно протилежної точки). Рівнини мають порівняно різку границю з навколишньої кратерованою місцевістю. Їх розташування поряд із антиподом Одіссея може бути ознакою їхнього зв'язку з кратером. Можливо, ці рівнини утворилися через фокусування сейсмічних хвиль, які виникли при ударі, що утворив Одіссей у центрі протилежної півкулі. Однак гладкість рівнин та їх різкі границі (сейсмічні хвилі утворили б широкі перехідні зони) вказують на те, що вони утворені виверженнями з надр (можливо, вздовж розломів літосфери Тефії, які утворилися при утворенні Одіссея).

Кратери та вік

Більшість кратерів на Тефії мають простий центральний пік. Ті, що перевищують 150 км у діаметрі, мають складніші піки у вигляді кільця. Лише кратер Одіссей має центральну депресію, яка нагадує центральну яму. Старі кратери менш глибокі, ніж молоді, що пов'язано зі ступенем релаксації кори.

Концентрація кратерів на різних ділянках поверхні Тефії різна і залежить від їхнього віку. Чим старшою є поверхня — тим більше на ній накопичилося кратерів. Це дозволяє встановити відносну хронологію для Тефії. Сильно кратерована місцевість є, ймовірно, найстарішою; можливо, її вік порівняний з віком Сонячної системи (близько 4,56 млрд років). Наймолодшою структурою є кратер Одіссей: за оцінками, його вік становить від 3,76 до 1,06 млрд років, залежно від прийнятої швидкості накопичення кратерів. Каньйон Ітака, судячи з концентрації кратерів, давніший від Одіссея.

Утворення та еволюція

Тефія, ймовірно, сформувалася з акреційного диска чи газопилової субтуманності, що існувала біля Сатурна протягом деякого часу після його формування. Температура в районі орбіти Сатурна була низькою, і це означає, що його супутники формувалися з твердого льоду. Ймовірно, там були і леткіші сполуки, такі як аміак і вуглекислий газ, але їх вміст невідомий.

Надзвичайно висока частка водяного льоду у складі Тефії залишається не поясненою. Умови субтуманності Сатурна, мабуть, сприяли відновним реакціям, в тому числі утворенню метану з чадного газу. Це може частково пояснити, чому супутники Сатурна, в тому числі Тефія, містять більше льоду, ніж зовнішні тіла Сонячної системи (такі як Плутон чи Тритон), оскільки при цій реакції вивільняється кисень, який, реагуючи з воднем, утворює воду. Одна з найцікавіших гіпотез припускає утворення кілець і внутрішніх супутників із зруйнованих припливними силами великих супутників з високим вмістом льоду в корі (як у Титана), до того, як вони були поглинуті Сатурном.

Акреція, ймовірно, тривала декілька тисяч років, до остаточного формування Тефії. При цьому зіткнення нагрівали її зовнішній шар. Моделі показують, що температура досягала максимуму — близько 155 К — на глибині приблизно 29 км. Після завершення формування, за рахунок теплопровідності, приповерхневий шар охолоджувався, в той час як внутрішній нагрівався. Охолоджені приповерхневі шари стискалися, в той час як внутрішні розширювалися. Це викликало в корі Тефії сильні напруження розтягу — до 5,7 МПа, що, ймовірно, призвело до утворення тріщин.

У складі Тефії дуже мало скельних порід. Тому в її історії навряд чи відігравало значну роль нагрівання в результаті розпаду радіоактивних елементів. Це також означає, що Тефія ніколи не зазнавала значного танення, якщо лише її надра не нагрівалися припливами. Сильні припливи могли відбуватися при значному ексцентриситеті орбіти, який міг підтримуватися, наприклад, орбітальним резонансом з Діоною чи іншим супутником. Детальних даних про геологічну історію Тефії поки немає.

Дослідження

image
Анімація обертання Тефії

1979 року повз Сатурн пролітав апарат «Піонер-11». Максимальне зближення з Тефією, 329 197 км, відбулося 1 вересня 1979 року.

Через рік, 12 листопада 1980 року, «Вояджер-1» пролетів на мінімальній відстані 415 670 км від Тефії. Його близнюк, «Вояджер-2», 26 серпня 1981 пролетів ближче, на відстані близько 93 000 км. «Вояджер-1» передав лише одне зображення Тефії з роздільністю менше 15 км, а «Вояджер-2», що пролетів ближче до супутника, обійшов його майже навколо (270°) і передав знімки з роздільністю менше 2 км. Першою великою деталлю поверхні, виявленою на Тефії, був каньйон Ітака. З усіх супутників Сатурна Тефія була сфотографована «Вояджерами» найбільш повно.

2004 року на орбіту навколо Сатурна вийшов апарат «Кассіні». Під час своєї основної місії з червня 2004 по червень 2008 року він здійснив один дуже близький цільовий проліт біля Тефії 24 вересня 2005 року на відстані 1503 км. Пізніше «Кассіні» виконав ще багато нецільових зближень із Тефією на відстань порядку десятків тисяч кілометрів. Він буде робити такі зближення і надалі.

Під час зближення 14 серпня 2010 року (відстань 38 300 км) був детально відзнятий четвертий за величиною кратер на Тефії, [en], діаметр якого становить 207 км.

Спостереження «Кассіні» дозволили скласти високоякісні карти Тефії з роздільністю 0,29 км. Космічний апарат отримав спектри різних ділянок Тефії у ближньому інфрачервоному спектрі, які показують, що її поверхня складається з водяного льоду, змішаного з темним матеріалом. Спостереження в дальньому інфрачервоному спектрі дозволили оцінити крайні можливі значення болометричного альбедо Бонда. Радіолокаційні спостереження на довжині хвилі 2,2 см показали, що крижаний реголіт має складну структуру і дуже пористий. Спостереження плазми в околі Тефії вказують на те, що вона не викидає в магнітосферу Сатурна яку-небудь плазму.

Певних планів з дослідження Тефії майбутніми космічними апаратами поки немає. Можливо, у 2020 році в систему Сатурна буде направлена місія Titan Saturn System Mission.

Див. також

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Category:Tethys

Примітки

  1. Обчислено, використовуючи значення μ з http://cfa-www.harvard.edu/iau/NatSats/NaturalSatellites.html
  2. . Архів оригіналу за 9 березня 2005. Процитовано 8 квітня 2007.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()
  3. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1639.pdf
  4. Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et.al. (December 2006). The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data. The Astronomical Journal. 132: 2520—2526. (англ.)
  5. R.A. Jacobson та ін. (2005). The GM values of Mimas and Tethys and the libration of Methone. Astronomical Journal. 132: 711. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= () (англ.)
  6. A. Verbiscer et al. (2007). "Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act". Science 315: 815.
  7. Hamilton C. J. Tethys (англ.). Views of the Solar System. Архів оригіналу за 17 вересня 2014. Процитовано 16 вересня 2014. (англ.)
  8. G.D. Cassini (1686—1692). «An Extract of the Journal Des Scavans. of April 22 st. N. 1686. Giving an account of two new Satellites of Saturn, discovered lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory at Paris». Philosophical Transactions 16 (179—191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013. JSTOR 101844
  9. Van Helden, Albert (August 1994). (PDF). The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society. 32: 1—2. Архів оригіналу (PDF) за 14 березня 2012. Процитовано 25 серпня 2016. (англ.)
  10. As reported by William Lassell, «Satellites of Saturn». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42-43. 14 January 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L
  11. Matson, D. L.; Castillo-Rogez, J. C.; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, W. B. The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn’s Mid-Sized Icy Satellites // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 577–612. — 813 p. — . — Bibcode: 2009sfch.book..577M. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_18.
  12. Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). «Magnetic portraits of Tethys and Rhea». Icarus 193 (2): 465—474. Bibcode 2008Icar..193..465K. doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005
  13. Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C. Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 763–781. — 813 p. — . — Bibcode: 2009sfch.book..763R. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. (англ.)
  14. Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A. та ін. (2007). Shapes of the saturnian icy satellites and their significance (PDF). Icarus. 190 (2): 573—584. Bibcode:2007Icar..190..573T. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.012. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= () (англ.)
  15. Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects. Icarus. 185 (1): 258—273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. (англ.)
  16. Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. (2007). Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act. Science. 315 (5813): 815. Bibcode:2007Sci...315..815V. doi:10.1126/science.1134681. PMID 17289992. (supporting online material, table S1)
  17. Ostro, S.; West, R.; Janssen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunine, J.; Wye, L. et al. (2006). «Cassini RADAR observations of Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion, and Phoebe» [ 5 березня 2016 у Wayback Machine.]. Icarus 183 (2): 479—490. Bibcode 2006Icar..183..479O. doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019
  18. Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. et al. (2007). «Saturn’s icy satellites investigated by Cassini-VIMSI. Full-disk properties: 350-5100 nm reflectance spectra and phase curves» Icarus 186: 259—290. Bibcode 2007Icar..186..259F. doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
  19. Jaumann, R.; Clark, R. N.; Nimmo, F.; Hendrix, A. R.; Buratti, B. J.; Denk, T.; Moore, J. M.; Schenk, P. M. et al. Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 637–681. — 813 p. — . — Bibcode: 2009sfch.book..637J. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_20. (англ.)
  20. Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). «Constraining the surface properties of Saturn’s icy moons, using Cassini/CIRS emissivity spectra». Icarus 187 (2): 574—583. Bibcode 2007Icar..187..574C. doi: 10.1016/j.icarus.2006.09.008
  21. Schenk, P.; Hamilton, D. P.; Johnson, R. E.; McKinnon, W. B.; Paranicas, C.; Schmidt, J.; Showalter, M. R. (2011). «Plasma, plumes and rings: Saturn system dynamics as recorded in global color patterns on its midsize icy satellites». Icarus 211: 740—757. Bibcode 2011Icar..211..740S. doi: 10.1016/j.icarus.2010.08.016
  22. Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. та ін. (2004). Large impact features on middle-sized icy satellites (PDF). Icarus. 171 (2): 421—443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= () (англ.)
  23. Chen, E. M. A.; Nimmo, F. (March 2008). Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations (PDF). Lunar and Planetary Science XXXIX. Bibcode:2008LPI....39.1968C. (англ.)
  24. Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C. (2007). Tethys: Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma (PDF). Geophysical Research Letters. 34 (21). Bibcode:2007GeoRL..3421203G. doi:10.1029/2007GL031467. (англ.)
  25. Dones, Luke; Chapman, Clark R.; McKinnon, William B.; Melosh, H. Jay; Kirchoff, Michelle R.; Neukum, Gerhard; Zahnle, Kevin J. Icy Satellites of Saturn: Impact Cratering and Age Determination // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media. — 2009. — P. 613–635. — 813 p. — . — Bibcode: 2009sfch.book..613D. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_19. (англ.)
  26. Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Origin of the Saturn System // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 55–74. — 813 p. — . — Bibcode: 2009sfch.book...55J. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_3. (англ.)
  27. Canup, R. M. (2010). Origin of Saturn’s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite. Nature. 468 (7326): 943—946. Bibcode:2010Natur.468..943C. doi:10.1038/nature09661. (англ.)
  28. Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). «Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S. doi: 10.1029/JB093iB08p08779
  29. Hillier, J.; Squyres, Steven (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H. doi: 10.1029/91JE01401
  30. Daniel Muller. . Архів оригіналу за 3 березня 2012. Процитовано 30 серпня 2016.
  31. Daniel Muller. . Архів оригіналу за 3 березня 2011. Процитовано 30 серпня 2016.
  32. Stone, E. C.; Miner, E. D. (January 1982). Voyager 2 Encounter with the Saturnian System. Science. 215 (4532): 499—504. Bibcode:1982Sci...215..499S. doi:10.1126/science.215.4532.499. PMID 17771272.
  33. Stone, E. C.; Miner, E. D. (April 1981). Voyager 1 Encounter with the Saturnian System. Science. 212 (4491): 159—163. Bibcode:1981Sci...212..159S. doi:10.1126/science.212.4491.159. (англ.)
  34. Знімок Тефії, зроблений «Вояджером-1»
  35. . JPL/NASA. Архів оригіналу за 5 березня 2016. Процитовано 30 серпня 2016.
  36. Seal, David A.; Buffington, Brent B. The Cassini Extended Mission // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 725–744. — 813 p. — . — Bibcode: 2009sfch.book..725S. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_22.
  37. Jia-Rui C. Cook (16 August 2010). «Move Over Caravaggio: Cassini’s Light and Dark Moons» [ 2019-09-18 у Wayback Machine.]. JPL/NASA
  38. Howett, C. J. A.; Spencer, J. R.; Pearl, J.; Segura, M. (2010). Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements. Icarus. 206 (2): 573—593. Bibcode:2010Icar..206..573H. doi:10.1016/j.icarus.2009.07.016. (англ.)

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Tefiya Tethys Tefiya sfotografovana Kassini Dani pro vidkrittya Data vidkrittya 21 bereznya 1684 Vidkrivach i Dzhovanni Domeniko Kassini Planeta Saturn Nomer III Orbitalni harakteristiki Velika pivvis 294 619 km Orbitalnij period 1 887802 dib Ekscentrisitet orbiti 0 000 Nahil orbiti 1 12 do ploshini ekvatora planeti Fizichni harakteristiki Vidima zoryana velichina vidima zoryana velichina Diametr 1076 8 1057 4 1052 6 km Serednij radius 533 00 0 70 km Masa 6 17449 0 00132 1020 kg Gustina 0 9735 0 0038 g sm Priskorennya vilnogo padinnya 0 145 m s Druga kosmichna shvidkist 0 393 km s Period obertannya navkolo svoyeyi osi 1 887802 dib Nahil osi obertannya 0 Albedo 1 229 0 005 Temperatura poverhni 86 K Atmosfera vidsutnya Inshi poznachennya Saturn III Tefiya u VikishovishiU Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Tefiya Te fiya lat Tethys grec Th8ys p yatnadcyatij za viddalenistyu vid planeti suputnik Saturna Yiyi diametr stanovit blizko 1060 km Tefiya bula vidkrita Dzhovanni Kassini 1684 roku i otrimala im ya odniyeyi z titanid greckoyi mifologiyi Vidima zoryana velichina Tefiyi 10 2 Tefiya maye porivnyano nizku gustinu 0 98 g sm sho vkazuye na te sho vona skladayetsya perevazhno z vodyanogo lodu z maloyu domishkoyu girskih porid Yiyi poverhnya za spektroskopichnimi danimi skladayetsya z lodu majzhe povnistyu ale mistit trohi temnoyi rechovini nevidomogo skladu Poverhnya Tefiyi duzhe svitla ce drugij za albedo suputnik Saturna pislya Encelada i majzhe ne maye kolirnogo vidtinku Tefiya vkrita velikoyu kilkistyu krateriv najbilshij z yakih 450 kilometrovij en Cherez 3 4 suputnika prostyagayetsya veletenskij kanjon dovzhinoyu ponad 2000 km i shirinoyu blizko 100 km Itaka Ci dvi najbilshi detali relyefu mozhut buti pov yazani pohodzhennyam Neveliku chastinu poverhni Tefiyi zajmaye gladenka rivnina yaka mogla utvoritisya vnaslidok kriovulkanichnoyi aktivnosti Yak i inshi regulyarni suputniki Saturna Tefiya sformuvalasya z gazopilovogo diska sho otochuvav Saturn protyagom deyakogo chasu pislya jogo utvorennya Tefiya bula doslidzhena z blizkoyi vidstani kosmichnimi aparatami Pioner 11 1979 roku Voyadzher 1 1980 Voyadzher 2 1981 i Kassini pochinayuchi z 2004 roku Perebuvaye v orbitalnomu rezonansi z dvoma troyanskimi suputnikami Telesto i Kalipso Vidkrittya j nazvaTefiya bula vidkrita Dzhovanni Kassini 1684 roku razom iz Dionoyu inshim suputnikom Saturna Vidkrittya bulo zrobleno v Parizkij observatoriyi Kassini nazvav 4 vidkritih nim suputnika Saturna zoryami Lyudovika lat Sidera Lodoicea na chest korolya Franciyi Lyudovika XIV Astronomi protyagom trivalogo chasu poznachali Tefiyu Saturn III tretij suputnik Saturna Suchasnu nazvu suputnika zaproponuvav Dzhon Gershel sin Vilyama Gershelya pershovidkrivacha Mimasa ta Encelada 1847 roku U svoyij publikaciyi rezultativ astronomichnih sposterezhen vid 1847 roku vikonanih na misi Dobroyi Nadiyi Gershel zaproponuvav nazvati sim vidomih na toj chas suputnikiv Saturna imenami titaniv brativ i sester Kronosa analoga Saturna u greckij mifologiyi Tefiya otrimala nazvu titanidi Tefiyi Tefidi donki Urana i Geyi druzhini Okeana Krim cogo vzhivayetsya poznachennya Saturn III abo S III Tefiya OrbitaOrbita Tefiyi prolyagaye na vidstani 295 000 km vid centra Saturna Ekscentrisitet orbiti neznachnij a yiyi nahil do ekvatora Saturna stanovit blizko 1 Tefiya perebuvaye v rezonansi z Mimasom yakij odnak ne viklikaye pomitnogo ekscentrisitetu orbiti i priplivnogo nagrivannya Orbita Tefiyi lezhit gliboko vseredini magnitosferi Saturna Tefiya piddayetsya postijnomu bombarduvannya energijnimi chastinkami elektronami ta ionami yaki nayavni u magnitosferi Tefiya maye dva malih rozmirom 20 km spivorbitalnih suputnika Telesto i Kalipso yaki roztashovuyutsya v tochkah Lagranzha orbiti Tefiyi L4 i L5 na 60 poperedu i pozadu neyi vidpovidno Fizichni harakteristikiKarta poverhni Tefiyi Pri diametri 1062 km Tefiya ye 16 m za rozmirom suputnikom u Sonyachnij sistemi Ce krizhane tilo shozhe na Dionu ta Reyu Tefiya maye nizku gustinu rechovini 0 984 0 003 g sm sho vkazuye na te sho vona skladayetsya perevazhno z lodu iz nevelikoyu domishkoyu girskoyi porodi Dosi nevidomo chi diferencijovana Tefiya na kam yane yadro i krizhanu mantiyu Masa kam yanogo yadra yaksho vono isnuye ne perevishuye 6 masi suputnika a jogo radius 145 km Cherez diyu priplivnih i vidcentrovih sil Tefiya maye formu trivisnogo elipsoyida Isnuvannya pidzemnogo okeanu ridkoyi vodi v nadrah Tefiyi vidayetsya malojmovirnim Poverhnya Tefiyi duzhe svitla u vidimomu diapazoni za vizualnim albedo 1 229 vona druga v Sonyachnij sistemi pislya Encelada Jmovirno ce rezultat yiyi piskostrumenevoyi obrobki chastinkami kilcya E Saturna slabkogo kilcya z dribnih chastinok vodyanogo lodu utvorenih gejzerami pivdennoyi polyarnoyi zoni Encelada Radiolokacijne albedo Tefiyi takozh ye duzhe visokim Veducha pivkulya suputnika na 10 15 yaskravisha nizh vedena Visoke albedo svidchit sho poverhnya Tefiyi skladayetsya z majzhe chistogo vodyanogo lodu z nevelikoyu kilkistyu temnoyi rechovini Spektr suputnika u vidimomu diapazoni ne maye pomitnih detalej a u blizhnomu ICh diapazoni na dovzhinah hvil 1 25 1 5 2 0 i 3 0 mkm mistit silni smugi poglinannya vodyanogo lodu Krim lodu na Tefiyi nemaye identifikovanih spoluk ale ye pripushennya pro nayavnist tam organichnih rechovin amiaku ta vuglekislogo gazu Temnij material maye ti zh spektralni vlastivosti sho j na poverhni inshih temnih suputnikiv Saturna Yapeta i Giperiona Najimovirnishe sho ce visokodispersne zalizo chi gematit Vimiryuvannya teplovogo viprominyuvannya a takozh radiolokacijni sposterezhennya kosmichnogo aparatu Kassini pokazuyut sho krizhanij regolit na poverhni Tefiyi maye skladnu strukturu j veliku poristist sho perevishuye 95 PoverhnyaDokladnishe ru Kolir Karta Tefiyi u posilenih kolorah Livoruch chervonuvata vedena pivkulya pravoruch veducha pivkulya iz sinyuvatoyu smugoyu Poverhnya Tefiyi maye nizku velikomasshtabnih detalej sho vidriznyayutsya za kolorom a inodi j yaskravistyu Na vedenij pivkuli osoblivo poblizu yiyi centru poverhnya trohi chervonisha j temnisha nizh na veduchij Veducha pivkulya takozh zlegka chervoniye do centru hocha j bez pomitnogo potemninnya Takim chinom najsvitlisha i najmensh chervona poverhnya roztashovuyetsya na smuzi sho rozdilyaye ci pivkuli i prohodit po velikomu krugu cherez polyusi Take zabarvlennya poverhni ye tipovim dlya suputnikiv Saturna serednogo rozmiru Jogo pohodzhennya mozhe buti pov yazane z vidkladannyam chastinok lodu z kilcya E na veduchu perednyu pivkulyu i temnih chastinok sho nadhodyat iz zovnishnih suputnikiv Saturna na zadnyu pivkulyu Krim togo zatemnennyu zadnoyi pivkuli mozhe spriyati diya plazmi z magnitosferi Saturna yaka obertayetsya shvidshe suputnikiv z tim zhe periodom sho j planeta i otzhe oprominyuye yih zzadu Geologiya Geologiya Tefiyi vidnosno prosta Yiyi poverhnya perevazhno gorbista i pokrita kraterami perevazhayut krateri diametrom ponad 40 km Nevelika chastina poverhni na zadnij pivkuli pokrita gladenkimi rivninami Ye tam i tektonichni strukturi kanjoni ta zapadini U zahidnij chastini veduchoyi pivkuli Tefiyi dominuye udarnij krater en diametrom 450 km yakij ohoplyuye majzhe 2 5 diametra samoyi Tefiyi Krater narazi dovoli ploskij jogo dno lezhit majzhe na rivni poverhni suputnika Skorish za vse ce viklikano v yazkoyu relaksaciyeyu rozplyamlennyam krizhanoyi kori Tefiyi z geologichnim chasom Tim ne mensh kilcevij val Odisseya pidnyatij priblizno na 5 km nad serednim rivnem poverhni Tefiyi a jogo dno lezhit na 3 km nizhche cogo rivnya U centri Odisseya roztashovuyetsya zapadina 2 4 km glibinoyu v otochenni masiviv sho zdijmayutsya na 6 9 km nad dnom Kanjon Itaka Druga golovna detal relyefu Tefiyi velicheznij kanjon Itaka Jogo dovzhina ponad 2000 km priblizno 3 4 dovzhini kola Tefiyi serednya glibina 3 km a shirina inkoli perevishuye 100 km Cej kanjon zajmaye blizko 10 poverhni suputnika Odissej roztashovuyetsya majzhe u centri odniyeyi z pivkul na yaki kanjon podilyaye Tefiyu tochnishe na 20 vid cogo centra Skorish za vse kanjon Itaka utvorivsya pri zatverdinni pidzemnogo okeanu Tefiyi v rezultati chogo nadra suputnika rozshirilisya i jogo poverhnya roztriskalasya Cej okean mig buti rezultatom orbitalnogo rezonansu 2 3 mizh Dionoyu i Tefiyeyu v rannij istoriyi Sonyachnoyi sistemi yakij viklikav pomitnij ekscentrisitet orbiti Tefiyi i yak naslidok priplivne nagrivannya yiyi nadr Koli Tefiya vijshla z rezonansu nagrivannya pripinilosya j okean zamerz Vtim cya model stikayetsya z deyakimi trudnoshami Isnuye she odna versiya formuvannya kanjona Itaka koli vidbulosya zitknennya yake utvorilo gigantskij krater Odissej po Tefiyi projshla udarna hvilya yaka prizvela do roztriskuvannya krizhanoyi poverhni U takomu vipadku kanjon Itaka zovnishnij kilcevij graben Odisseya Odnak viznachennya viku za koncentraciyeyu krateriv pokazalo sho cej kanjon starshij za Odisseya sho nesumisno z gipotezoyu pro yih spilne utvorennya Odissej velicheznij neglibokij krater zverhu poblizu terminatora Gladenki rivnini na zadnij pivkuli roztashovani priblizno na protilezhnomu boci vid Odisseya odnak voni prostyagayutsya priblizno do 60 na pivnichnij shid vid tochno protilezhnoyi tochki Rivnini mayut porivnyano rizku granicyu z navkolishnoyi kraterovanoyu miscevistyu Yih roztashuvannya poryad iz antipodom Odisseya mozhe buti oznakoyu yihnogo zv yazku z kraterom Mozhlivo ci rivnini utvorilisya cherez fokusuvannya sejsmichnih hvil yaki vinikli pri udari sho utvoriv Odissej u centri protilezhnoyi pivkuli Odnak gladkist rivnin ta yih rizki granici sejsmichni hvili utvorili b shiroki perehidni zoni vkazuyut na te sho voni utvoreni viverzhennyami z nadr mozhlivo vzdovzh rozlomiv litosferi Tefiyi yaki utvorilisya pri utvorenni Odisseya Krateri ta vik Bilshist krateriv na Tefiyi mayut prostij centralnij pik Ti sho perevishuyut 150 km u diametri mayut skladnishi piki u viglyadi kilcya Lishe krater Odissej maye centralnu depresiyu yaka nagaduye centralnu yamu Stari krateri mensh gliboki nizh molodi sho pov yazano zi stupenem relaksaciyi kori Koncentraciya krateriv na riznih dilyankah poverhni Tefiyi rizna i zalezhit vid yihnogo viku Chim starshoyu ye poverhnya tim bilshe na nij nakopichilosya krateriv Ce dozvolyaye vstanoviti vidnosnu hronologiyu dlya Tefiyi Silno kraterovana miscevist ye jmovirno najstarishoyu mozhlivo yiyi vik porivnyanij z vikom Sonyachnoyi sistemi blizko 4 56 mlrd rokiv Najmolodshoyu strukturoyu ye krater Odissej za ocinkami jogo vik stanovit vid 3 76 do 1 06 mlrd rokiv zalezhno vid prijnyatoyi shvidkosti nakopichennya krateriv Kanjon Itaka sudyachi z koncentraciyi krateriv davnishij vid Odisseya Utvorennya ta evolyuciyaTefiya jmovirno sformuvalasya z akrecijnogo diska chi gazopilovoyi subtumannosti sho isnuvala bilya Saturna protyagom deyakogo chasu pislya jogo formuvannya Temperatura v rajoni orbiti Saturna bula nizkoyu i ce oznachaye sho jogo suputniki formuvalisya z tverdogo lodu Jmovirno tam buli i letkishi spoluki taki yak amiak i vuglekislij gaz ale yih vmist nevidomij Nadzvichajno visoka chastka vodyanogo lodu u skladi Tefiyi zalishayetsya ne poyasnenoyu Umovi subtumannosti Saturna mabut spriyali vidnovnim reakciyam v tomu chisli utvorennyu metanu z chadnogo gazu Ce mozhe chastkovo poyasniti chomu suputniki Saturna v tomu chisli Tefiya mistyat bilshe lodu nizh zovnishni tila Sonyachnoyi sistemi taki yak Pluton chi Triton oskilki pri cij reakciyi vivilnyayetsya kisen yakij reaguyuchi z vodnem utvoryuye vodu Odna z najcikavishih gipotez pripuskaye utvorennya kilec i vnutrishnih suputnikiv iz zrujnovanih priplivnimi silami velikih suputnikiv z visokim vmistom lodu v kori yak u Titana do togo yak voni buli poglinuti Saturnom Akreciya jmovirno trivala dekilka tisyach rokiv do ostatochnogo formuvannya Tefiyi Pri comu zitknennya nagrivali yiyi zovnishnij shar Modeli pokazuyut sho temperatura dosyagala maksimumu blizko 155 K na glibini priblizno 29 km Pislya zavershennya formuvannya za rahunok teploprovidnosti pripoverhnevij shar oholodzhuvavsya v toj chas yak vnutrishnij nagrivavsya Oholodzheni pripoverhnevi shari stiskalisya v toj chas yak vnutrishni rozshiryuvalisya Ce viklikalo v kori Tefiyi silni napruzhennya roztyagu do 5 7 MPa sho jmovirno prizvelo do utvorennya trishin U skladi Tefiyi duzhe malo skelnih porid Tomu v yiyi istoriyi navryad chi vidigravalo znachnu rol nagrivannya v rezultati rozpadu radioaktivnih elementiv Ce takozh oznachaye sho Tefiya nikoli ne zaznavala znachnogo tanennya yaksho lishe yiyi nadra ne nagrivalisya priplivami Silni priplivi mogli vidbuvatisya pri znachnomu ekscentrisiteti orbiti yakij mig pidtrimuvatisya napriklad orbitalnim rezonansom z Dionoyu chi inshim suputnikom Detalnih danih pro geologichnu istoriyu Tefiyi poki nemaye DoslidzhennyaAnimaciya obertannya Tefiyi 1979 roku povz Saturn prolitav aparat Pioner 11 Maksimalne zblizhennya z Tefiyeyu 329 197 km vidbulosya 1 veresnya 1979 roku Cherez rik 12 listopada 1980 roku Voyadzher 1 proletiv na minimalnij vidstani 415 670 km vid Tefiyi Jogo bliznyuk Voyadzher 2 26 serpnya 1981 proletiv blizhche na vidstani blizko 93 000 km Voyadzher 1 peredav lishe odne zobrazhennya Tefiyi z rozdilnistyu menshe 15 km a Voyadzher 2 sho proletiv blizhche do suputnika obijshov jogo majzhe navkolo 270 i peredav znimki z rozdilnistyu menshe 2 km Pershoyu velikoyu detallyu poverhni viyavlenoyu na Tefiyi buv kanjon Itaka Z usih suputnikiv Saturna Tefiya bula sfotografovana Voyadzherami najbilsh povno 2004 roku na orbitu navkolo Saturna vijshov aparat Kassini Pid chas svoyeyi osnovnoyi misiyi z chervnya 2004 po cherven 2008 roku vin zdijsniv odin duzhe blizkij cilovij prolit bilya Tefiyi 24 veresnya 2005 roku na vidstani 1503 km Piznishe Kassini vikonav she bagato necilovih zblizhen iz Tefiyeyu na vidstan poryadku desyatkiv tisyach kilometriv Vin bude robiti taki zblizhennya i nadali Pid chas zblizhennya 14 serpnya 2010 roku vidstan 38 300 km buv detalno vidznyatij chetvertij za velichinoyu krater na Tefiyi en diametr yakogo stanovit 207 km Sposterezhennya Kassini dozvolili sklasti visokoyakisni karti Tefiyi z rozdilnistyu 0 29 km Kosmichnij aparat otrimav spektri riznih dilyanok Tefiyi u blizhnomu infrachervonomu spektri yaki pokazuyut sho yiyi poverhnya skladayetsya z vodyanogo lodu zmishanogo z temnim materialom Sposterezhennya v dalnomu infrachervonomu spektri dozvolili ociniti krajni mozhlivi znachennya bolometrichnogo albedo Bonda Radiolokacijni sposterezhennya na dovzhini hvili 2 2 sm pokazali sho krizhanij regolit maye skladnu strukturu i duzhe poristij Sposterezhennya plazmi v okoli Tefiyi vkazuyut na te sho vona ne vikidaye v magnitosferu Saturna yaku nebud plazmu Pevnih planiv z doslidzhennya Tefiyi majbutnimi kosmichnimi aparatami poki nemaye Mozhlivo u 2020 roci v sistemu Saturna bude napravlena misiya Titan Saturn System Mission Div takozhSuputniki Saturna Kalipso suputnik Telesto suputnik Vikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Category TethysPrimitkiObchisleno vikoristovuyuchi znachennya m z http cfa www harvard edu iau NatSats NaturalSatellites html Arhiv originalu za 9 bereznya 2005 Procitovano 8 kvitnya 2007 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Obslugovuvannya CS1 Storinki z tekstom archived copy yak znachennya parametru title posilannya http www lpi usra edu meetings lpsc2006 pdf 1639 pdf Jacobson R A Antreasian P G Bordi J J Criddle K E et al December 2006 The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data The Astronomical Journal 132 2520 2526 angl R A Jacobson ta in 2005 The GM values of Mimas and Tethys and the libration of Methone Astronomical Journal 132 711 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl A Verbiscer et al 2007 Enceladus Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act Science 315 815 Hamilton C J Tethys angl Views of the Solar System Arhiv originalu za 17 veresnya 2014 Procitovano 16 veresnya 2014 angl G D Cassini 1686 1692 An Extract of the Journal Des Scavans of April 22 st N 1686 Giving an account of two new Satellites of Saturn discovered lately by Mr Cassini at the Royal Observatory at Paris Philosophical Transactions 16 179 191 79 85 doi 10 1098 rstl 1686 0013 JSTOR 101844 Van Helden Albert August 1994 PDF The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society 32 1 2 Arhiv originalu PDF za 14 bereznya 2012 Procitovano 25 serpnya 2016 angl As reported by William Lassell Satellites of Saturn Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 3 42 43 14 January 1848 Bibcode 1848MNRAS 8 42L Matson D L Castillo Rogez J C Schubert G Sotin C McKinnon W B The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn s Mid Sized Icy Satellites Saturn from Cassini Huygens M K Dougherty L W Esposito S M Krimigis Springer Science amp Business Media 2009 P 577 612 813 p ISBN 978 1 4020 9217 6 Bibcode 2009sfch book 577M DOI 10 1007 978 1 4020 9217 6 18 Khurana K Russell C Dougherty M 2008 Magnetic portraits of Tethys and Rhea Icarus 193 2 465 474 Bibcode 2008Icar 193 465K doi 10 1016 j icarus 2007 08 005 Roatsch Th Jaumann R Stephan K Thomas P C Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data Saturn from Cassini Huygens M K Dougherty L W Esposito S M Krimigis Springer Science amp Business Media 2009 P 763 781 813 p ISBN 978 1 4020 9217 6 Bibcode 2009sfch book 763R DOI 10 1007 978 1 4020 9217 6 24 angl Thomas P Burns J Helfenstein P Squyres S Veverka J Porco C Turtle E McEwen A ta in 2007 Shapes of the saturnian icy satellites and their significance PDF Icarus 190 2 573 584 Bibcode 2007Icar 190 573T doi 10 1016 j icarus 2007 03 012 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl Hussmann H Sohl Frank Spohn Tilman 2006 Subsurface oceans and deep interiors of medium sized outer planet satellites and large trans neptunian objects Icarus 185 1 258 273 Bibcode 2006Icar 185 258H doi 10 1016 j icarus 2006 06 005 angl Verbiscer A French R Showalter M Helfenstein P 2007 Enceladus Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act Science 315 5813 815 Bibcode 2007Sci 315 815V doi 10 1126 science 1134681 PMID 17289992 supporting online material table S1 Ostro S West R Janssen M Lorenz R Zebker H Black G Lunine J Wye L et al 2006 Cassini RADAR observations of Enceladus Tethys Dione Rhea Iapetus Hyperion and Phoebe 5 bereznya 2016 u Wayback Machine Icarus 183 2 479 490 Bibcode 2006Icar 183 479O doi 10 1016 j icarus 2006 02 019 Filacchione G Capaccioni F McCord T Coradini A Cerroni P Bellucci G Tosi F Daversa E et al 2007 Saturn s icy satellites investigated by Cassini VIMSI Full disk properties 350 5100 nm reflectance spectra and phase curves Icarus 186 259 290 Bibcode 2007Icar 186 259F doi 10 1016 j icarus 2006 08 001 Jaumann R Clark R N Nimmo F Hendrix A R Buratti B J Denk T Moore J M Schenk P M et al Icy Satellites Geological Evolution and Surface Processes Saturn from Cassini Huygens M K Dougherty L W Esposito S M Krimigis Springer Science amp Business Media 2009 P 637 681 813 p ISBN 978 1 4020 9217 6 Bibcode 2009sfch book 637J DOI 10 1007 978 1 4020 9217 6 20 angl Carvano J Migliorini A Barucci A Segura M 2007 Constraining the surface properties of Saturn s icy moons using Cassini CIRS emissivity spectra Icarus 187 2 574 583 Bibcode 2007Icar 187 574C doi 10 1016 j icarus 2006 09 008 Schenk P Hamilton D P Johnson R E McKinnon W B Paranicas C Schmidt J Showalter M R 2011 Plasma plumes and rings Saturn system dynamics as recorded in global color patterns on its midsize icy satellites Icarus 211 740 757 Bibcode 2011Icar 211 740S doi 10 1016 j icarus 2010 08 016 Moore J M Schenk Paul M Bruesch Lindsey S ta in 2004 Large impact features on middle sized icy satellites PDF Icarus 171 2 421 443 Bibcode 2004Icar 171 421M doi 10 1016 j icarus 2004 05 009 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka angl Chen E M A Nimmo F March 2008 Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations PDF Lunar and Planetary Science XXXIX Bibcode 2008LPI 39 1968C angl Giese B Wagner R Neukum G Helfenstein P Thomas P C 2007 Tethys Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma PDF Geophysical Research Letters 34 21 Bibcode 2007GeoRL 3421203G doi 10 1029 2007GL031467 angl Dones Luke Chapman Clark R McKinnon William B Melosh H Jay Kirchoff Michelle R Neukum Gerhard Zahnle Kevin J Icy Satellites of Saturn Impact Cratering and Age Determination Saturn from Cassini Huygens M K Dougherty L W Esposito S M Krimigis Springer Science amp Business Media 2009 P 613 635 813 p ISBN 978 1 4020 9217 6 Bibcode 2009sfch book 613D DOI 10 1007 978 1 4020 9217 6 19 angl Johnson Torrence V Estrada Paul R Origin of the Saturn System Saturn from Cassini Huygens M K Dougherty L W Esposito S M Krimigis Springer Science amp Business Media 2009 P 55 74 813 p ISBN 978 1 4020 9217 6 Bibcode 2009sfch book 55J DOI 10 1007 978 1 4020 9217 6 3 angl Canup R M 2010 Origin of Saturn s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan sized satellite Nature 468 7326 943 946 Bibcode 2010Natur 468 943C doi 10 1038 nature09661 angl Squyres S W Reynolds Ray T Summers Audrey L Shung Felix 1988 Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus Journal of Geophysical Research 93 B8 8 779 94 Bibcode 1988JGR 93 8779S doi 10 1029 JB093iB08p08779 Hillier J Squyres Steven 1991 Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus Journal of Geophysical Research 96 E1 15 665 74 Bibcode 1991JGR 9615665H doi 10 1029 91JE01401 Daniel Muller Arhiv originalu za 3 bereznya 2012 Procitovano 30 serpnya 2016 Daniel Muller Arhiv originalu za 3 bereznya 2011 Procitovano 30 serpnya 2016 Stone E C Miner E D January 1982 Voyager 2 Encounter with the Saturnian System Science 215 4532 499 504 Bibcode 1982Sci 215 499S doi 10 1126 science 215 4532 499 PMID 17771272 Stone E C Miner E D April 1981 Voyager 1 Encounter with the Saturnian System Science 212 4491 159 163 Bibcode 1981Sci 212 159S doi 10 1126 science 212 4491 159 angl Znimok Tefiyi zroblenij Voyadzherom 1 JPL NASA Arhiv originalu za 5 bereznya 2016 Procitovano 30 serpnya 2016 Seal David A Buffington Brent B The Cassini Extended Mission Saturn from Cassini Huygens M K Dougherty L W Esposito S M Krimigis Springer Science amp Business Media 2009 P 725 744 813 p ISBN 978 1 4020 9217 6 Bibcode 2009sfch book 725S DOI 10 1007 978 1 4020 9217 6 22 Jia Rui C Cook 16 August 2010 Move Over Caravaggio Cassini s Light and Dark Moons 2019 09 18 u Wayback Machine JPL NASA Howett C J A Spencer J R Pearl J Segura M 2010 Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas Enceladus Tethys Dione Rhea and Iapetus as derived from Cassini CIRS measurements Icarus 206 2 573 593 Bibcode 2010Icar 206 573H doi 10 1016 j icarus 2009 07 016 angl

Дата публікації:
Топ