Tethys (satellit)

Tethys
Saturns satellit

Tethys, Cassini-Huygens (2015)
Opdager Giovanni Cassini
åbningsdato 21. marts 1684
Orbitale egenskaber
Hovedakse 294.672 km [1]
Excentricitet 0,0001 [1]
Omløbsperiode 1,887802 dage [2]
Orbital hældning 1,12° (til Saturns ækvator)
fysiske egenskaber
Diameter 1076,8×1057,4×1052,6 km [3]
Mellem radius 531,1±0,6 km [3]
(0,083 Jorden)
Vægt 6,17449±0,00132⋅10 20 kg [4]
Massefylde 0,984±0,003 g/cm³ [3]
Bind 623 millioner km³
Acceleration af tyngdekraften 0,145 m/s²
Anden flugthastighed  ( v 2 ) 0,394 km/s
Rotationsperiode om en akse synkroniseret [5]
(altid vendt mod Saturn på den ene side)
Albedo 0,8±0,15 (binding) [5] ,
1,229±0,005 (geom.) [6] ,
0,67±0,11 (bolometrisk) [7]
Tilsyneladende størrelse 10.2
Overfladetemperatur 86 K (−187 °C) [8]
Stemning mangler
 Mediefiler på Wikimedia Commons
Oplysninger i Wikidata  ?

Tethys ( gammelgræsk Τηθύς ; latiniseret form Tethys , Tethys ) er Saturns femtende største og massesatellit og den femtende målt i afstand fra planeten. Dette er en mellemstor satellit, dens diameter er omkring 1060 km. Tethys blev opdaget af Giovanni Cassini i 1684 og blev opkaldt efter en af ​​Titanides i den græske mytologi. Den tilsyneladende størrelse af Tethys er 10,2 [9] .

Tethys har en relativt lav massefylde (0,98 g/cm³), hvilket indikerer, at den hovedsageligt består af vandis med en lille blanding af sten. Dens overflade består ifølge spektroskopiske data næsten udelukkende af is, men indeholder også noget mørkt stof af ukendt sammensætning. Overfladen af ​​Tethys er meget lys (det er Saturns anden albedo -satellit efter Enceladus ) og har næsten ingen farve.

Tethys er oversået med mange kratere, hvoraf det største er den 450 kilometer lange Odysseus . Langs 3/4 af satellittens omkreds strækker en kæmpe kløft mere end 2000 km lang og omkring 100 km bred - Ithaca Canyon . Disse to største træk ved relieffet kan være relateret i oprindelse. En lille del af overfladen af ​​Tethys er optaget af en glat slette, som kunne være blevet dannet på grund af kryovulkanisk aktivitet. Ligesom andre almindelige Saturns satellitter blev Tethys dannet af en skive af gas og støv , der omgav Saturn for første gang efter dens dannelse.

Tethys blev udforsket på tæt hold af Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) og Cassini (2004-2017).

Den er i orbital resonans med to trojanske satellitter  - Telesto og Calypso .

Opdagelse og navn

Tethys blev opdaget af Giovanni Cassini i 1684 sammen med Dione , en anden Saturns måne . Opdagelsen blev gjort ved Paris Observatorium . Cassini kaldte de 4 satellitter af Saturn opdaget af ham "stjernerne af Ludvig" ( lat.  Sidera Lodoicea ) til ære for kong Ludvig XIV af Frankrig [10] . Astronomer har længe omtalt Tethys som Saturn III ("Saturns tredje måne").

Det moderne navn på satellitten blev foreslået af John Herschel (søn af William Herschel , opdageren af ​​Mimas og Enceladus [11] ) i 1847. I sin publikation af resultaterne af astronomiske observationer fra 1847, foretaget ved Kap det Gode Håb [ 12] foreslog Herschel at navngive syv satellitter kendt på det tidspunkt Saturn under navnene på titanerne  - brødre og søstre til Kronos (analogt med Saturn i græsk mytologi ). Denne satellit fik navnet titaniderne Tethys (Tethys) [11] . Derudover bruges betegnelserne " Saturn III " eller " S III Tethys ".

Orbit

Tethys kredsløb er placeret i en afstand af 295.000 km fra centrum af Saturn. Banens excentricitet er ubetydelig, og dens hældning til Saturns ækvator er omkring 1 grad. Tethys er i resonans med Mimas , som dog ikke forårsager mærkbar orbital excentricitet og tidevandsopvarmning [13] .

Tethys' kredsløb ligger dybt inde i Saturns magnetosfære . Tethys bliver konstant bombarderet af energiske partikler (elektroner og ioner) til stede i magnetosfæren [14] .

Samorbitalmånerne Telesto og Calypso ligger ved Lagrange-punkterne i Tethys' kredsløb L 4 og L 5 , henholdsvis 60 grader foran og bagved den.

Fysiske egenskaber

Med en diameter på 1062 km er Tethys den 16. største måne i solsystemet. Det er en iskold krop, der ligner Dione og Rhea . Densitet af Tethys er lig med 0,984±0,003 g/cm³ [3] , hvilket indikerer satellittens overvejende iskolde sammensætning [15] .

Det er stadig uvist , om Tethys er differentieret til en stenet kerne og en iskold kappe. Massen af ​​stenkernen, hvis den findes, overstiger ikke 6% af satellittens masse, og dens radius er 145 km. På grund af virkningen af ​​tidevands- og centrifugalkræfter har Tethys form af en triaksial ellipsoide. Eksistensen af ​​et hav under is af flydende vand i Tethys dybder anses for usandsynligt [16] .

Overfladen af ​​Tethys er en af ​​de lyseste (i det synlige område ) i solsystemet, med en visuel albedo på 1,229. Dette er sandsynligvis resultatet af dens " sandblæsning " med partikler fra Saturns E -ring , en svag ring af små partikler af vandis genereret af gejserne i den sydlige polarzone af Enceladus [6] . Tethys' radaralbedo er også meget høj [17] . Den førende halvkugle af satellitten er 10-15 % lysere end den bagerste halvkugle [18] .

Den høje albedo viser, at overfladen af ​​Tethys er sammensat af næsten ren vandis med en lille mængde mørkt materiale. Satellittens spektrum i det synlige område har ingen mærkbare detaljer, og i nær -IR-området (ved bølgelængder på 1,25, 1,5, 2,0 og 3,0 µm) indeholder den stærke absorptionsbånd af vandis [18] . Ud over is er der ingen identificerede forbindelser på Tethys [5] (men der er en antagelse om tilstedeværelsen af ​​organiske stoffer, ammoniak og kuldioxid der ). Det mørke materiale har de samme spektrale egenskaber som på overfladen af ​​Saturns andre mørke måner, Iapetus og Hyperion . Det er højst sandsynligt, at dette er stærkt dispergeret jern eller hæmatit [5] . Termiske strålingsmålinger såvel som radarobservationer fra Cassini-rumfartøjet viser, at den iskolde regolit på overfladen af ​​Tethys har en kompleks struktur [17] og en stor porøsitet, der overstiger 95 % [19] .

Overflade

Farve

Overfladen af ​​Tethys har en række store træk, der adskiller sig i farve og nogle gange lysstyrke. På den drevne halvkugle (især nær dens centrum) er overfladen lidt rødere og mørkere end på den forreste [20] . Den forreste halvkugle bliver også svagt rød mod midten, dog uden en mærkbar mørkfarvning [20] . Således er den letteste og mindst røde overflade på den strimmel, der adskiller disse halvkugler (passerer i en storcirkel gennem polerne). Denne overfladefarve er typisk for Saturns mellemstore måner. Dens oprindelse kan være forbundet med aflejringen af ​​ispartikler fra E-ringen til den førende (fremre) halvkugle og mørke partikler, der kommer fra Saturns ydre satellitter til den bageste halvkugle. Derudover kan mørklægningen af ​​den bagerste halvkugle lettes af påvirkningen af ​​plasma fra Saturns magnetosfære, som roterer hurtigere end satellitter (med samme periode som planeten) og derfor bestråler dem bagfra [20] .

Geologi

Tethys geologi er forholdsvis enkel. Dens overflade er for det meste kuperet og oversået med kratere (kratere over 40 km i diameter dominerer). En lille del af overfladen i den bageste halvkugle er dækket af glatte sletter. Der er også tektoniske strukturer - kløfter og lavninger [21] .

Den vestlige del af Tethys' førende halvkugle er domineret af nedslagskrateret Odysseus med en diameter på 450 km, hvilket er næsten 2/5 af selve Tethys diameter. Krateret er nu ret fladt (dets bund ligger næsten på niveau med resten af ​​månens overflade). Dette er højst sandsynligt forårsaget af viskøs afslapning (udretning) af den tethiske isskorpe med geologisk tid. Ikke desto mindre hæver Odysseus' ringformede skaft sig omkring 5 km over gennemsnitsniveauet på Tethys overflade, og dens bund ligger 3 km under dette niveau. I midten af ​​Odysseen er der en lavning på 2-4 km dyb, omgivet af massiver, der rejser sig 6-9 km over bunden [21] [5] .

Den anden hoveddetalje af relieffet af Tethys er den enorme canyon Ithaca . Dens længde er mere end 2000 km (ca. 3/4 af Tethys omkreds), den gennemsnitlige dybde er 3 km, og bredden nogle steder overstiger 100 km [21] . Denne canyon optager omkring 10% af satellittens overflade. Odysseus ligger næsten i midten af ​​en af ​​de halvkugler, som kløften deler Tethys i (mere præcist 20° fra dette centrum) [5] .

Mest sandsynligt blev Ithaca Canyon dannet under størkningen af ​​det underjordiske hav af Tethys, som et resultat af hvilket satellittens tarme udvidede sig og dens overflade revnede. Dette hav kunne være resultatet af en 2:3 orbital resonans mellem Dione og Tethys i solsystemets tidlige historie, hvilket skabte en markant excentricitet i Tethys' kredsløb og deraf følgende tidevandsopvarmning af dets indre. Da Tethys gik ud af resonans, stoppede opvarmningen, og havet frøs til [22] . Denne model har dog nogle vanskeligheder [23] [21] . Der er en anden version af dannelsen af ​​Ithaca Canyon: da der opstod en kollision , der dannede det gigantiske krater Odysseus, passerede en chokbølge gennem Tethys, hvilket førte til revnedannelse af den skrøbelige isoverflade. I dette tilfælde er Ithaca-kløften Odysseus' yderste ringgraben [21] . Aldersbestemmelse baseret på koncentrationen af ​​kratere viste dog, at denne kløft er ældre end Odysseen, hvilket er uforeneligt med hypotesen om deres leddannelse [5] [23] .

De glatte sletter på den bagende halvkugle ligger nogenlunde på den modsatte side af Odysseus (de strækker sig dog op til omkring 60° nordøst for det stik modsatte punkt). Sletterne har en forholdsvis skarp grænse til det omkringliggende krateret terræn. Deres placering nær Odysseus' antipode kan være et tegn på deres tilknytning til krateret. Det er muligt, at disse sletter blev dannet på grund af fokuseringen af ​​seismiske bølger genereret af det nedslag, der dannede Odysseus i midten af ​​den modsatte halvkugle. Men glatheden af ​​sletterne og deres skarpe grænser (seismiske bølger ville producere brede overgangszoner) indikerer, at de blev dannet af udstrømninger fra det indre (muligvis langs forkastningerne af den tethiske litosfære, der dukkede op under dannelsen af ​​Odysseus) [5] .

Kratere og alder

De fleste kratere på Tethys har en simpel central top. Dem over 150 km i diameter har mere komplekse ringformede toppe. Kun Odysseus-krateret har en central fordybning, der ligner en central grube. Gamle kratere er mindre dybe end unge, hvilket hænger sammen med graden af ​​skorpeafslapning [5] .

Koncentrationen af ​​kratere på forskellige dele af overfladen af ​​Tethys er forskellig og afhænger af deres alder. Jo ældre overfladen er, jo flere kratere har der samlet sig på den. Dette gør det muligt at etablere en relativ kronologi for Tethys. Det stærkt kraterede område ser ud til at være det ældste; måske er dets alder sammenlignelig med solsystemets alder (ca. 4,56 milliarder år) [24] . Den yngste struktur er Odysseus-krateret: dets alder anslås til at være mellem 3,76 og 1,06 milliarder år, afhængigt af den accepterede kraterakkumuleringshastighed [24] . Ithaca Canyon, at dømme efter koncentrationen af ​​kratere, er ældre end Odysseus [23] .

Uddannelse og evolution

Tethys menes at være dannet ud fra en tilvækstskive eller gas- og støvundertåge, der eksisterede nær Saturn i nogen tid efter dens dannelse [5] . Temperaturen i området omkring Saturns kredsløb var lav, hvilket betyder, at dens satellitter blev dannet af fast is. Der var sandsynligvis mere flygtige forbindelser som ammoniak og kuldioxid, men deres indhold er ukendt [13] .

Den ekstremt høje andel af vandis i Tethys forbliver uforklarlig. Forholdene i den Saturnske undertåge begunstigede sandsynligvis reducerende reaktioner, herunder dannelsen af ​​metan fra kulilte [25] . Dette kan til dels forklare, hvorfor Saturns måner, inklusive Tethys, indeholder mere is end solsystemets ydre legemer (såsom Pluto eller Triton ), eftersom denne reaktion frigiver ilt, som reagerer med brint og danner vand [25] . En af de mest interessante hypoteser er, at ringe og indre måner er dannet af tidevandseroderede store isrige måner (som Titan), før de blev opslugt af Saturn [26] .

Tilvæksten varede sandsynligvis flere tusinde år, før Tethys var fuldt dannet. I dette tilfælde opvarmede kollisionerne dets ydre lag. Modeller viser, at temperaturen toppede med omkring 155 K  i en dybde på omkring 29 km [27] . Efter afslutning af dannelsen blev det overfladenære lag afkølet på grund af termisk ledningsevne, mens det indre blev opvarmet [27] . De afkølede overfladenære lag trak sig sammen, mens de indre udvidede sig. Dette forårsagede kraftige trækspændinger i Tethys-skorpen - op til 5,7 MPa, hvilket sandsynligvis førte til dannelse af revner [28] .

Der er meget få sten i Tethys. Derfor spillede opvarmning som følge af henfald af radioaktive grundstoffer næppe en væsentlig rolle i dens historie [13] . Dette betyder også, at Tethys aldrig oplevede væsentlig smeltning, medmindre dets indre blev opvarmet af tidevandet. Stærke tidevand kunne finde sted med en betydelig orbital excentricitet, som for eksempel kunne opretholdes ved orbital resonans med Dione eller en anden måne [13] . Detaljerede data om Tethys geologiske historie er endnu ikke tilgængelige.

Forskning

I 1979 fløj Pioneer 11 forbi Saturn . Den nærmeste tilgang til Tethys, 329.197 km , fandt sted den 1. september 1979 [29] [30] .

Et år senere, den 12. november 1980, passerede Voyager 1 i en minimumsafstand på 415.670 km fra Tethys. Dens tvilling, Voyager 2 , passerede tættere på den 26. august 1981, omkring 93.000 km [30] [8] [31] . Voyager 1 transmitterede kun ét billede af Tethys [32] med en opløsning på mindre end 15 km, mens Voyager 2, der fløj tættere på satellitten, gik rundt om den næsten i en cirkel (270°) og transmitterede billeder med en opløsning på mindre end 2 km [8] . Det første store overfladetræk fundet på Tethys var Ithaca Canyon [31] . Af alle Saturns måner er Tethys blevet fotograferet mest fuldstændigt af Voyagers [21] .

I 2004 gik Cassini-rumfartøjet i kredsløb om Saturn . Under sin primære mission fra juni 2004 til juni 2008 foretog den et meget tæt målpassage nær Tethys den 24. september 2005 i en afstand af 1503 km. Senere udførte Cassini mange flere ikke-måltilnærmelser til Tethys i en afstand af omkring titusindvis af kilometer. Han vil gøre sådanne tilgange i fremtiden [30] [33] [6] [34] .

Under mødet den 14. august 2010 (afstand 38.300 km) blev det fjerdestørste krater på Tethys, Penelope , med en diameter på 207 km, fotograferet i detaljer [35] .

Cassini-observationer gjorde det muligt at kompilere højkvalitetskort over Tethys med en opløsning på 0,29 km [3] . Rumfartøjet erhvervede nær-infrarøde spektre af forskellige dele af Tethys, hvilket viser, at dets overflade består af vandis blandet med mørkt materiale [18] . Observationer i det fjerne infrarøde spektrum gjorde det muligt at estimere de ekstremt mulige værdier af Bonds bolometriske albedo [7] . Radarobservationer ved en bølgelængde på 2,2 cm viste, at isregolitten har en kompleks struktur og er meget porøs [17] . Plasmaobservationer i nærheden af ​​Tethys indikerer, at den ikke udsender noget plasma ind i Saturns magnetosfære [14] .

Der er endnu ingen konkrete planer for undersøgelsen af ​​Tethys af fremtidige rumfartøjer. Måske i 2020 vil Titan Saturn System Mission blive sendt til Saturn systemet .

Galleri

Se også

Noter

  1. ↑ 1 2 Planetariske satellits gennemsnitlige  orbitalparametre . JPL's Solar System Dynamics-gruppe (23. august 2013). Hentet 16. september 2014. Arkiveret fra originalen 6. maj 2014.
  2. ↑ Williams D.R. Saturnian Satellite Fact Sheet  . NASA (22. februar 2011). Hentet 16. september 2014. Arkiveret fra originalen 12. juli 2014.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, PC Kartografisk kortlægning af de iskolde satellitter ved hjælp af ISS- og VIMS-data  // Saturn fra Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 763–781. — 813 sider. — 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 al. (december 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data" Arkiveret 28. juni 2014 på Wayback Machine . The Astronomical Journal 132(6): 2520-2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J Arkiveret 28. juni 2014 på 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. et al. Iskolde satellitter: Geologisk udvikling og overfladeprocesser  // Saturn fra Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 637–681. — 813 sider. — 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 Catught in the Act  (engelsk)  // Science : journal. - 2007. - Bd. 315 , nr. 5813 . — S. 815 . - doi : 10.1126/science.1134681 . - . — PMID 17289992 . (understøttende onlinemateriale, tabel S1)
  7. ↑ 1 2 Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J.; Segura, M. Termisk inerti og bolometriske Bond albedo værdier for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea og Iapetus som afledt af Cassini/CIRS målinger   // Icarus :  journal. — Elsevier , 2010. — Vol. 206 , nr. 2 . - S. 573-593 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 . - .
  8. ↑ 1 2 3 Sten, EF; Minearbejder, ED Voyager 2 Møde med det saturnske system   // Videnskab . - 1982. - Januar ( bind 215 , nr. 4532 ). - S. 499-504 . - doi : 10.1126/science.215.4532.499 . - . — PMID 17771272 .
  9. ↑ Hamilton CJ Tethys  . Udsigt over solsystemet. Dato for adgang: 16. september 2014. Arkiveret fra originalen 17. september 2014.
  10. ↑ GD Cassini (1686-1692). "Et uddrag af Journal Des Scavans. 22. april st. N. 1686. Giver en beretning om to nye Saturns satellitter, opdaget for nylig af Hr. Cassini ved Royal Observatory i Paris. Philosophical Transactions 16(179-191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 Arkiveret 17. april 2021 på Wayback Machine
  11. ↑ 1 2 Van Helden, Albert. Navngivning af Jupiters og Saturns satellitter  // Nyhedsbrevet fra American Astronomical Society's Historical Astronomy Division. - August 1994. - T. 32 . - S. 1-2 . Arkiveret fra originalen den 14. marts 2012.
  12. ↑ Som rapporteret af William Lassell , "Satellites of Saturn" Arkiveret 17. august 2020 på Wayback Machine . Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society 8(3): 42-43. 14. januar 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L Arkiveret 27. juni 2019 på Wayback Machine
  13. ↑ 1 2 3 4 Matson, D.L.; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, WB Den termiske udvikling og indre struktur af Saturns mellemstore iskolde satellitter  // Saturn fra Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 577–612. — 813 sider. — 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). "Magnetiske portrætter af Tethys og Rhea". Icarus 193(2): 465-474. Bibcode 2008Icar..193..465K Arkiveret 22. oktober 2018 på Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005
  15. ↑ Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squires, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A. et al. Former af de saturniske iskolde satellitter og deres betydning  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 190 , nr. 2 . - S. 573-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . - . Arkiveret fra originalen den 4. januar 2015.
  16. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Underjordiske oceaner og dybe indre af mellemstore ydre planetsatellitter og store trans-neptunske objekter  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 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.; Sort, G.; Lunin, J.; Wye, L. et al. (2006). "Cassini RADAR observationer af Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion og Phoebe" (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 5. marts 2016.  . Icarus 183(2): 479-490. Bibcode 2006Icar..183..479O Arkiveret 7. januar 2019 på Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019 Arkiveret 23. juli 2008 på Wayback Machine
  18. ↑ 1 2 3 Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. et al. (2007). "Saturns iskolde satellitter undersøgelse af Cassini-VIMSI. Egenskaber for fuld disk: 350-5100 nm reflektansspektre og fasekurver" Icarus 186: 259-290. Bibcode 2007Icar..186..259F Arkiveret 28. juni 2014 på Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
  19. ↑ Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). "Begrænsning af overfladeegenskaberne af Saturns iskolde måner ved hjælp af Cassini/CIRS emissivitetsspektre". 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, faner og ringe: Saturns systemdynamik som registreret i globale farvemønstre på dens mellemstore iskolde satellitter". Icarus 211: 740-757. Bibcode 2011Icar..211..740S Arkiveret 4. november 2017 på 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. et al. Store nedslagsfunktioner på mellemstore iskolde satellitter  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 171 , nr. 2 . - S. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - . Arkiveret fra originalen den 2. oktober 2018.
  22. ↑ Chen, EMA; Nimmo, F. Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations  //  Lunar and Planetary Science XXXIX: tidsskrift. - marts 2008. - . Arkiveret fra originalen den 26. september 2020.
  23. ↑ 1 2 3 Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, PC Tethys: Litosfærisk tykkelse og varmeflux fra bøjningsunderstøttet topografi ved Ithaca Chasma   // Geophysical Research Letters : journal. - 2007. - Bd. 34 , nr. 21 . - doi : 10.1029/2007GL031467 . - . Arkiveret fra originalen den 25. juli 2011.
  24. ↑ 12 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 fra Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 613–635. — 813 sider. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
  25. ↑ 1 2 Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Saturn-systemets oprindelse  // Saturn fra Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 55–74. — 813 sider. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 .
  26. ↑ Canup, RM Oprindelsen af ​​Saturns ringe og indre måner ved massefjernelse fra en tabt satellit på størrelse med Titan  //  Nature: journal. - 2010. - Bd. 468 , nr. 7326 . - S. 943-946 . - doi : 10.1038/nature09661 . — .
  27. ↑ 1 2 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretionel opvarmning af satellitter af Saturn og Uranus". Journal of Geophysical Research 93(B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S Arkiveret 10. januar 2016 på Wayback Machine . doi: 10.1029/JB093iB08p08779
  28. ↑ Hillier, J.; Squires, Steven (1991). "Termisk stresstektonik på Saturns og Uranus satellitter". Journal of Geophysical Research 96(E1): 15.665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H Arkiveret 4. maj 2019 på Wayback Machine . doi: 10.1029/91JE01401
  29. ↑ Daniel Muller. Pioneer 11 Full Mission Timeline (ikke tilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 3. marts 2012. 
  30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Missions til Tethys (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 3. marts 2011. 
  31. ↑ 12 Sten , EF; Minearbejder, ED Voyager 1 Møde med det saturnske system   // Videnskab . - 1981. - April ( bd. 212 , nr. 4491 ). - S. 159-163 . - doi : 10.1126/science.212.4491.159 . - .
  32. ↑ Voyager 1 billede af Tethys
  33. ↑ Saturn Tour Datoer (2011-2017) . JPL/NASA. Hentet 15. oktober 2011. Arkiveret fra originalen 5. marts 2016.
  34. ↑ Seal, David A.; Buffington, Brent B. The Cassini Extended Mission  // Saturn fra Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 725–744. — 813 sider. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - 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" Arkiveret 23. marts 2021 på Wayback Machine . JPL/NASA

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger