Tethys (satelit)

Tethys
Satelitul lui Saturn

Tethys, Cassini-Huygens (2015)
Descoperitor Giovanni Cassini
data deschiderii 21 martie 1684
Caracteristicile orbitale
Axa majoră 294.672 km [1]
Excentricitate 0,0001 [1]
Perioada de circulatie 1,887802 zile [2]
Înclinarea orbitală 1,12° (până la ecuatorul lui Saturn)
caracteristici fizice
Diametru 1076,8×1057,4×1052,6 km [3]
Raza medie 531,1±0,6 km [3]
(0,083 Pământ)
Greutate 6,17449±0,00132⋅10 20 kg [4]
Densitate 0,984±0,003 g/cm³ [3]
Volum 623 milioane km³
Accelerația gravitației 0,145 m/s²
A doua viteză de evacuare  ( v 2 ) 0,394 km/s
Perioada de rotație în jurul unei axe sincronizat [5]
(îndreptată întotdeauna spre Saturn pe o parte)
Albedo 0,8±0,15 (Legătură) [5] ,
1,229±0,005 (geom.) [6] ,
0,67±0,11 (bolometric) [7]
Amploarea aparentă 10.2
Temperatura suprafeței 86 K (−187 °C) [8]
Atmosfera dispărut
 Fișiere media la Wikimedia Commons
Informații în Wikidata  ?

Tethys ( greacă veche Τηθύς ; forma latinizată Tethys , Tethys ) este al cincilea satelit ca mărime și masă al lui Saturn și al cincisprezecelea în ceea ce privește distanța față de planetă. Acesta este un satelit de dimensiuni medii, diametrul său este de aproximativ 1060 km. Tethys a fost descoperită de Giovanni Cassini în 1684 și a fost numită după una dintre titanidele mitologiei grecești. Magnitudinea aparentă a lui Tethys este 10,2 [9] .

Tethys are o densitate relativ scăzută (0,98 g/cm³), ceea ce indică faptul că constă în principal din gheață de apă cu un mic amestec de piatră. Suprafața sa, conform datelor spectroscopice, este formată aproape în întregime din gheață, dar conține și o materie întunecată de compoziție necunoscută. Suprafața lui Tethys este foarte ușoară (este cel de-al doilea satelit albedo al lui Saturn după Enceladus ) și nu are aproape nicio culoare.

Tethys este presărat cu multe cratere, dintre care cel mai mare este Ulise de 450 de kilometri . Pe 3/4 din circumferința satelitului se întinde un canion uriaș de peste 2000 km lungime și aproximativ 100 km lățime - Canionul Ithaca . Aceste două cele mai mari trăsături ale reliefului pot fi legate de origine. O mică parte a suprafeței Tethysului este ocupată de o câmpie netedă, care s-ar fi putut forma datorită activității criovulcanice . Ca și alți sateliți obișnuiți ai lui Saturn, Tethys s-a format dintr-un disc de gaz și praf care l-a înconjurat pe Saturn pentru prima dată după formarea sa.

Tethys a fost explorată la distanță apropiată de sondele spațiale Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) și Cassini (2004-2017).

Este în rezonanță orbitală cu doi sateliți troieni  - Telesto și Calypso .

Descoperire și nume

Tethys a fost descoperită de Giovanni Cassini în 1684 împreună cu Dione , o altă lună a lui Saturn . Descoperirea a fost făcută la Observatorul din Paris . Cassini a numit cei 4 sateliți ai lui Saturn descoperiți de el „stelele lui Ludovic” ( lat.  Sidera Lodoicea ) în onoarea regelui Ludovic al XIV-lea al Franței [10] . Astronomii s-au referit de mult la Tethys drept Saturn III („a treia lună a lui Saturn”).

Denumirea modernă a satelitului a fost propusă de John Herschel (fiul lui William Herschel , descoperitorul lui Mimas și Enceladus [11] ) în 1847. În publicarea sa a rezultatelor observațiilor astronomice din 1847, făcute la Capul Bunei Speranțe [ 12] , Herschel a propus să numească șapte sateliți cunoscuți la acea vreme Saturn cu numele titanilor  - frații și surorile lui Kronos (analog cu Saturn în mitologia greacă ). Acest satelit a fost numit titanide Tethys (Tethys) [11] . În plus, sunt folosite denumirile „ Saturn III ” sau „ S III Tethys ”.

Orbită

Orbita lui Tethys este situată la o distanță de 295.000 km de centrul lui Saturn. Excentricitatea orbitei este neglijabilă, iar înclinația sa față de ecuatorul lui Saturn este de aproximativ 1 grad. Tethys este în rezonanță cu Mimas , care, totuși, nu provoacă excentricitate orbitală vizibilă și încălzire de maree [13] .

Orbita lui Tethys se află adânc în magnetosfera lui Saturn . Tethys este bombardat constant de particule energetice (electroni și ioni) prezente în magnetosferă [14] .

Lunii co-orbitali Telesto și Calypso se află în punctele Lagrange ale orbitei L 4 și L 5 a lui Tethys , la 60 de grade înainte și, respectiv, în spatele acesteia.

Caracteristici fizice

Cu un diametru de 1062 km, Tethys este a 16-a cea mai mare lună din sistemul solar. Este un corp înghețat asemănător cu Dione și Rhea . Densitatea lui Tethys este egală cu 0,984±0,003 g/cm³ [3] , ceea ce indică compoziția predominant înghețată a satelitului [15] .

Încă nu se știe dacă Tethys se diferențiază într-un nucleu pietros și o manta de gheață. Masa miezului de piatră, dacă există, nu depășește 6% din masa satelitului, iar raza acestuia este de 145 km. Datorită acțiunii forțelor de maree și centrifuge, Tethys are forma unui elipsoid triaxial. Existența unui ocean sub gheață de apă lichidă în adâncurile Tethysului este considerată improbabilă [16] .

Suprafața lui Tethys este una dintre cele mai strălucitoare (în domeniul vizibil ) din sistemul solar, cu un albedo vizual de 1,229. Acesta este probabil rezultatul „ sabblării ” sale cu particule din inelul E al lui Saturn , un inel slab de particule mici de gheață de apă generate de gheizerele din zona polară de sud a lui Enceladus [6] . Albedo-ul radar al lui Tethys este de asemenea foarte mare [17] . Emisfera principală a satelitului este cu 10–15% mai strălucitoare decât emisfera posterior [18] .

Albedo-ul ridicat arată că suprafața lui Tethys este compusă din gheață de apă aproape pură, cu o cantitate mică de material întunecat. Spectrul satelitului în domeniul vizibil nu are detalii vizibile, iar în domeniul -IR apropiat (la lungimi de undă de 1,25, 1,5, 2,0 și 3,0 µm) conține benzi puternice de absorbție de gheață de apă [18] . Pe lângă gheață, nu există compuși identificați pe Tethys [5] (dar există o presupunere cu privire la prezența substanțelor organice, amoniac și dioxid de carbon acolo ). Materialul întunecat are aceleași proprietăți spectrale ca pe suprafața celorlalte luni întunecate ale lui Saturn, Iapet și Hyperion . Cel mai probabil, acesta este fier sau hematit foarte dispersat [5] . Măsurătorile radiațiilor termice, precum și observațiile radar ale sondei spațiale Cassini , arată că regolitul înghețat de pe suprafața Tethys are o structură complexă [17] și o porozitate mare care depășește 95% [19] .

Suprafață

Culoare

Suprafața lui Tethys are o serie de caracteristici la scară mare care diferă în funcție de culoare și uneori de luminozitate. Pe emisfera condusă (mai ales în apropierea centrului ei), suprafața este puțin mai roșie și mai întunecată decât pe partea anterioară [20] . Emisfera principală devine, de asemenea, ușor roșie spre centru, deși fără o întunecare vizibilă [20] . Astfel, suprafața cea mai ușoară și mai puțin roșie se află pe banda care separă aceste emisfere (trecând în cerc mare prin poli). Această colorare a suprafeței este tipică lunilor de dimensiuni medii ale lui Saturn. Originea sa poate fi asociată cu depunerea particulelor de gheață din inelul E în emisfera principală (înainte) și a particulelor întunecate care vin de la sateliții exteriori ai lui Saturn în emisfera posterioară. În plus, întunecarea emisferei posterioare poate fi facilitată de impactul plasmei din magnetosfera lui Saturn, care se rotește mai repede decât sateliții (cu aceeași perioadă cu planeta) și, prin urmare, îi iradiază din spate [20] .

Geologie

Geologia Tethysului este relativ simplă. Suprafața sa este în mare parte deluroasă și presărată cu cratere (domină cratere de peste 40 km în diametru). O mică parte a suprafeței din emisfera posterioară este acoperită cu câmpii netede. Există și structuri tectonice - canioane și depresiuni [21] .

Partea vestică a emisferei principale a Tethysului este dominată de craterul de impact Ulise cu un diametru de 450 km, care este aproape 2/5 din diametrul Tethysului însuși. Craterul este acum destul de plat (fundul său se află aproape la nivel cu restul suprafeței Lunii). Acest lucru este cel mai probabil cauzat de relaxarea vâscoasă (îndreptarea) crustei de gheață Tethian cu timpul geologic. Cu toate acestea, arborele inelar al lui Ulise se ridică cu aproximativ 5 km deasupra nivelului mediu al suprafeței Tethys, iar fundul său se află la 3 km sub acest nivel. În centrul Odiseei se află o depresiune de 2–4 km adâncime, înconjurată de masive care se ridică la 6–9 km deasupra fundului [21] [5] .

Al doilea detaliu principal al reliefului Tethysului este imensul canion Ithaca . Lungimea sa este de peste 2000 km (aproximativ 3/4 din circumferința lui Tethys), adâncimea medie este de 3 km, iar lățimea pe alocuri depășește 100 km [21] . Acest canion ocupă aproximativ 10% din suprafața satelitului. Ulise se află aproape în centrul uneia dintre emisferele în care canionul împarte Tethys (mai precis, la 20° de acest centru) [5] .

Cel mai probabil, Canionul Ithaca s-a format în timpul solidificării oceanului subteran Tethys, în urma căreia intestinele satelitului s-au extins și suprafața sa s-a crăpat. Acest ocean ar putea fi rezultatul unei rezonanțe orbitale de 2:3 între Dione și Tethys în istoria timpurie a sistemului solar, care a creat o excentricitate marcată pe orbita lui Tethys și, în consecință, încălzirea mareelor ​​a interiorului său. Când Tethys a ieșit din rezonanță, încălzirea s-a oprit și oceanul a înghețat [22] . Cu toate acestea, acest model are unele dificultăți [23] [21] . Există o altă versiune a formării Canionului Ithaca: când a avut loc o coliziune care a format craterul gigant Ulise, o undă de șoc a trecut prin Tethys, ceea ce a dus la crăparea suprafeței fragile de gheață. În acest caz, canionul Ithaca este cel mai exterior graben inel al lui Ulise [21] . Totuși, determinarea vârstei pe baza concentrației craterelor a arătat că acest canion este mai vechi decât Odiseea, ceea ce este incompatibil cu ipoteza formării lor articulare [5] [23] .

Câmpiile netede din emisfera finală sunt situate aproximativ pe partea opusă a lui Ulise (cu toate acestea, ele se extind până la aproximativ 60° nord-est de exact punctul opus). Câmpiile au o graniță relativ ascuțită cu terenul craterizat din jur. Locația lor în apropierea antipodului lui Ulise poate fi un semn al asocierii lor cu craterul. Este posibil ca aceste câmpii să se fi format din cauza focalizării undelor seismice generate de impactul care l-a format pe Ulise în centrul emisferei opuse. Cu toate acestea, netezimea câmpiilor și limitele lor ascuțite (undele seismice ar produce zone largi de tranziție) indică faptul că acestea s-au format prin revărsări din interior (posibil de-a lungul falilor litosferei tethiene apărute în timpul formării lui Ulise) [5] .

Cratere și vârstă

Majoritatea craterelor de pe Tethys au un vârf central simplu. Cele peste 150 km în diametru au vârfuri mai complexe în formă de inel. Doar craterul Ulise are o depresiune centrală asemănătoare unei gropi centrale. Craterele vechi sunt mai puțin adânci decât cele tinere, ceea ce este legat de gradul de relaxare a crustei [5] .

Concentrația craterelor pe diferite părți ale suprafeței Tethysului este diferită și depinde de vârsta lor. Cu cât suprafața este mai veche, cu atât s-au acumulat mai multe cratere pe ea. Acest lucru permite stabilirea unei cronologie relative pentru Tethys. Zona cu cratere puternic pare a fi cea mai veche; poate că vârsta sa este comparabilă cu vârsta sistemului solar (aproximativ 4,56 miliarde de ani) [24] . Cea mai tânără structură este craterul Ulise: vârsta sa este estimată a fi între 3,76 și 1,06 miliarde de ani, în funcție de rata de acumulare acceptată a craterului [24] . Canionul Ithaca, judecând după concentrația de cratere, este mai vechi decât Ulise [23] .

Educație și evoluție

Se crede că Tethys s-a format dintr-un disc de acreție sau subnebuloasă de gaz și praf care a existat lângă Saturn pentru ceva timp după formarea sa [5] . Temperatura în regiunea orbitei lui Saturn a fost scăzută, ceea ce înseamnă că sateliții săi au fost formați din gheață solidă. Au existat probabil mai mulți compuși volatili precum amoniacul și dioxidul de carbon, dar conținutul lor este necunoscut [13] .

Proporția extrem de mare de gheață de apă din Tethys rămâne neexplicată. Condițiile subnebuloasei Saturniene au favorizat probabil reacții reducătoare , inclusiv formarea metanului din monoxid de carbon [25] . Acest lucru poate explica parțial de ce lunile lui Saturn, inclusiv Tethys, conțin mai multă gheață decât corpurile exterioare ale sistemului solar (cum ar fi Pluto sau Triton ), deoarece această reacție eliberează oxigen, care, reacționând cu hidrogenul, formează apă [25] . Una dintre cele mai interesante ipoteze este că inelele și lunile interioare s-au format din luni mari, bogate în gheață, erodate de maree (cum ar fi Titan), înainte de a fi înghițite de Saturn [26] .

Acreția a durat probabil câteva mii de ani înainte ca Tethys să se formeze complet. În acest caz, ciocnirile i-au încălzit stratul exterior. Modelele arată că temperatura a atins vârful la aproximativ 155 K  la o adâncime de aproximativ 29 km [27] . După terminarea formării, datorită conductivității termice, stratul apropiat de suprafață a fost răcit, în timp ce cel interior a fost încălzit [27] . Straturile răcite aproape de suprafață s-au contractat, în timp ce cele interioare s-au extins. Acest lucru a cauzat tensiuni puternice de tracțiune în scoarța Tethys - până la 5,7 MPa, ceea ce a dus probabil la formarea de fisuri [28] .

Sunt foarte puține pietre în Tethys. Prin urmare, încălzirea ca urmare a dezintegrarii elementelor radioactive a jucat cu greu un rol semnificativ în istoria sa [13] . Aceasta înseamnă, de asemenea, că Tethys nu a experimentat niciodată o topire semnificativă decât dacă interiorul său a fost încălzit de maree. Mareee puternice ar putea avea loc cu o excentricitate orbitală semnificativă, care ar putea fi menținută, de exemplu, prin rezonanța orbitală cu Dione sau cu altă lună [13] . Datele detaliate despre istoria geologică a Tethysului nu sunt încă disponibile.

Cercetare

În 1979, Pioneer 11 a zburat pe lângă Saturn . Cea mai apropiată apropiere de Tethys, 329.197 km , a avut loc la 1 septembrie 1979 [29] [30] .

Un an mai târziu, pe 12 noiembrie 1980, Voyager 1 a trecut la o distanță minimă de 415.670 km de Tethys. Geamănul său, Voyager 2 , a trecut mai aproape pe 26 august 1981, la aproximativ 93.000 km [30] [8] [31] . Voyager 1 a transmis o singură imagine a lui Tethys [32] cu o rezoluție mai mică de 15 km, în timp ce Voyager 2, zburând mai aproape de satelit, a ocolit-o aproape în cerc (270°) și a transmis imagini cu o rezoluție mai mică de 2 km [8] . Prima caracteristică majoră de suprafață găsită pe Tethys a fost Canionul Ithaca [31] . Dintre toate lunile lui Saturn, Tethys a fost fotografiată cel mai complet de Voyagers [21] .

În 2004, nava spațială Cassini a intrat pe orbita lui Saturn . În timpul misiunii sale primare din iunie 2004 până în iunie 2008, a făcut o trecere țintă foarte apropiată lângă Tethys pe 24 septembrie 2005, la o distanță de 1503 km. Mai târziu, Cassini a efectuat mai multe abordări non-țintă către Tethys la o distanță de aproximativ zeci de mii de kilometri. El va face astfel de abordări în viitor [30] [33] [6] [34] .

În timpul întâlnirii din 14 august 2010 (distanța 38.300 km), a fost fotografiat în detaliu al patrulea crater ca mărime de pe Tethys, Penelope , cu un diametru de 207 km [35] .

Observațiile Cassini au făcut posibilă compilarea hărților de înaltă calitate ale Tethysului cu o rezoluție de 0,29 km [3] . Nava spațială a dobândit spectre în infraroșu apropiat ale diferitelor părți ale Tethys, arătând că suprafața sa este compusă din gheață de apă amestecată cu material întunecat [18] . Observațiile în spectrul infraroșu îndepărtat au făcut posibilă estimarea valorilor extreme posibile ale albedo -ului bolometric al lui Bond [7] . Observațiile radar la o lungime de undă de 2,2 cm au arătat că regolitul de gheață are o structură complexă și este foarte poros [17] . Observațiile cu plasmă din vecinătatea Tethysului indică faptul că aceasta nu ejectează nicio plasmă în magnetosfera lui Saturn [14] .

Nu există încă planuri definitive pentru studiul lui Tethys de către viitoarele nave spațiale. Poate că în 2020, Misiunea Sistemului Titan Saturn va fi trimisă către sistemul Saturn .

Galerie

Vezi și

Note

  1. ↑ 1 2 Parametrii orbitali medii ai satelitului planetar  . Grupul de dinamică a sistemului solar al JPL (23 august 2013). Preluat la 16 septembrie 2014. Arhivat din original la 6 mai 2014.
  2. ↑ Williams D.R. Saturnian Satellite Fact Sheet  . NASA (22 februarie 2011). Consultat la 16 septembrie 2014. Arhivat din original la 12 iulie 2014.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, Cartografie cartografică PC a sateliților de gheață utilizând datele ISS și VIMS  // Saturn de la Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 763–781. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - Cod . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_24 .
  4. ↑ Jacobson, RA; Antreasian, P.G.; Bordi, JJ; Criddle, K.E.; et al. (decembrie 2006). „Câmpul gravitațional al sistemului Saturnian din observațiile prin satelit și datele de urmărire a navelor spațiale” Arhivat 28 iunie 2014 la Wayback Machine . The Astronomical Journal 132(6): 2520-2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J Arhivat 28 iunie 2014 la Wayback Machine . 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. și colab. Sateliți de gheață: evoluție geologică și procese de suprafață  // Saturn din Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 637–681. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - Cod . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_20 .
  6. ↑ 1 2 3 Verbiscer, A.; francez, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act  (engleză)  // Science : journal. - 2007. - Vol. 315 , nr. 5813 . — P. 815 . - doi : 10.1126/science.1134681 . - . — PMID 17289992 . (material suport online, tabel S1)
  7. ↑ 1 2 Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J.; Segura, M. Inerția termică și valorile albedo ale legăturii bolometrice pentru Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea și Iapetus derivate din măsurători Cassini/CIRS   // Icarus :  jurnal. — Elsevier , 2010. — Vol. 206 , nr. 2 . - P. 573-593 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 . - .
  8. ↑ 1 2 3 Stone, EC; Miner, ED Voyager 2 Întâlnire cu sistemul Saturnian   // Știință . - 1982. - ianuarie ( vol. 215 , nr. 4532 ). - P. 499-504 . - doi : 10.1126/science.215.4532.499 . - Cod biblic . — PMID 17771272 .
  9. ↑ Hamilton CJ Tethys  . Vederi ale Sistemului Solar. Data accesului: 16 septembrie 2014. Arhivat din original la 17 septembrie 2014.
  10. ↑ GD Cassini (1686-1692). „Un extras din Jurnalul Des Scavans. 22 aprilie. N. 1686. Dând relatări despre doi noi Sateliți ai lui Saturn, descoperiți în ultima vreme de dl. Cassini la Observatorul Regal din Paris. Tranzacții filosofice 16(179-191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 Arhivat 17 aprilie 2021 la Wayback Machine
  11. ↑ 1 2 Van Helden, Albert. Numirea sateliților lui Jupiter și Saturn  // Buletinul informativ al Diviziei de astronomie istorică a Societății Americane de Astronomie. - august 1994. - T. 32 . - S. 1-2 . Arhivat din original pe 14 martie 2012.
  12. ↑ După cum a raportat William Lassell , „Satellites of Saturn” Arhivat la 17 august 2020 la Wayback Machine . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8(3): 42-43. 14 ianuarie 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L Arhivat 27 iunie 2019 la Wayback Machine
  13. ↑ 1 2 3 4 Matson, D.L.; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, WB Evoluția termică și structura internă a sateliților de gheață de dimensiuni medii ale lui Saturn  // Saturn din Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 577–612. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - Cod . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_18 .
  14. ↑ 1 2 Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). „Portrete magnetice ale lui Tethys și Rhea”. Icar 193(2): 465-474. Bibcode 2008Icar..193..465K Arhivat 22 octombrie 2018 la Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005
  15. ↑ Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squires, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Țestoasa, E.; McEwen, A. şi colab. Formele sateliților de gheață saturnieni și semnificația lor  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 190 , nr. 2 . - P. 573-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . - Cod . Arhivat din original pe 4 ianuarie 2015.
  16. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Oceane subterane și interioare adânci ale sateliților planetei exterioare de dimensiuni medii și obiectelor mari trans-neptuniene  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - Cod .
  17. ↑ 1 2 3 Ostro, S.; Vest, R.; Jansen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Negru, G.; Lunin, J.; Wye, L. şi colab. (2006). „Observații Cassini RADAR ale lui Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion și Phoebe” (link indisponibil) . Arhivat din original pe 5 martie 2016.  . Icar 183(2): 479-490. Bibcode 2006Icar..183..479O Arhivat 7 ianuarie 2019 la Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019 Arhivat 23 iulie 2008 la Wayback Machine
  18. ↑ 1 2 3 Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. şi colab. (2007). „Investigația sateliților înghețați ai lui Saturn de către Cassini-VIMSI. Proprietățile discului complet: spectre de reflectare de 350-5100 nm și curbe de fază” Icarus 186: 259-290. Bibcode 2007Icar..186..259F Arhivat 28 iunie 2014 la Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
  19. ↑ Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). „Constrângerea proprietăților de suprafață ale lunilor înghețate ale lui Saturn, folosind spectre de emisivitate Cassini/CIRS”. Icar 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, penele și inelele: dinamica sistemului Saturn așa cum este înregistrată în modele de culoare globale pe sateliții săi de gheață de dimensiuni medii”. Icar 211: 740-757. Bibcode 2011Icar..211..740S Arhivat 4 noiembrie 2017 la Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2010.08.016
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. şi colab. Caracteristici de impact mare asupra sateliților de gheață de dimensiuni medii  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 171 , nr. 2 . - P. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - Cod . Arhivat din original pe 2 octombrie 2018.
  22. ↑ Chen, EMA; Nimmo, F. Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations  //  Lunar and Planetary Science XXXIX : jurnal. - martie 2008. - . Arhivat din original pe 26 septembrie 2020.
  23. ↑ 1 2 3 Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, PC Tethys: Grosimea litosferică și fluxul de căldură din topografia susținută prin încovoiere la Ithaca Chasma   // Geophysical Research Letters : jurnal. - 2007. - Vol. 34 , nr. 21 . - doi : 10.1029/2007GL031467 . - Cod . Arhivat din original pe 25 iulie 2011.
  24. ↑ 12 Dones , Luca; 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 din Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 613–635. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - Cod . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
  25. ↑ 1 2 Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Originea sistemului Saturn  // Saturn din Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 55–74. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - Cod biblic . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 .
  26. ↑ Canup, RM Originea inelelor lui Saturn și a lunilor interioare prin îndepărtarea în masă de pe un satelit pierdut de dimensiunea unui Titan  //  Nature: journal. - 2010. - Vol. 468 , nr. 7326 . - P. 943-946 . - doi : 10.1038/nature09661 . — Cod .
  27. ↑ 1 2 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). „Încălzirea acrețională a sateliților lui Saturn și Uranus”. Journal of Geophysical Research 93(B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S Arhivat la 10 ianuarie 2016 la Wayback Machine . doi: 10.1029/JB093iB08p08779
  28. ↑ Hillier, J.; Squires, Steven (1991). „Tectonica stresului termic pe sateliții lui Saturn și Uranus”. Journal of Geophysical Research 96(E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H Arhivat 4 mai 2019 la Wayback Machine . doi: 10.1029/91JE01401
  29. ↑ Daniel Muller. Cronologie completă a misiunii Pioneer 11 (link indisponibil) . Arhivat din original pe 3 martie 2012. 
  30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Misiuni la Tethys (link indisponibil) . Arhivat din original pe 3 martie 2011. 
  31. ↑ 12 Stone , EC; Miner, ED Voyager 1 Întâlnire cu sistemul Saturnian   // Știință . - 1981. - Aprilie ( vol. 212 , nr. 4491 ). - P. 159-163 . - doi : 10.1126/science.212.4491.159 . - Cod biblic .
  32. ↑ Imaginea Voyager 1 a lui Tethys
  33. ↑ Datele turneului Saturn (2011-2017) . JPL/NASA. Consultat la 15 octombrie 2011. Arhivat din original la 5 martie 2016.
  34. ↑ Seal, David A.; Buffington, Brent B. Misiunea extinsă Cassini  // Saturn din Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 725–744. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - Cod . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_22 .
  35. ↑ Jia-Rui C. Cook (16 august 2010). „Move Over Caravaggio: Cassini’s Light and Dark Moons” Arhivat 23 martie 2021 la Wayback Machine . JPL/NASA

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice