Tethys (műhold)

Tethys
A Szaturnusz műholdja

Tethys, Cassini-Huygens (2015)
Felfedező Giovanni Cassini
nyitás dátuma 1684. március 21
Orbitális jellemzők
Főtengely 294 672 km [1]
Különcség 0,0001 [1]
Keringési időszak 1,887802 nap [2]
Orbitális dőlésszög 1,12° (a Szaturnusz egyenlítőjéhez)
fizikai jellemzők
Átmérő 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 km [3]
Közepes sugár 531,1±0,6 km [3]
(0,083 Föld)
Súly 6,17449±0,00132⋅10 20 kg [4]
Sűrűség 0,984±0,003 g/cm³ [3]
Hangerő 623 millió km³
A gravitáció gyorsulása 0,145 m/s²
Második menekülési sebesség  ( v 2 ) 0,394 km/s
Egy tengely körüli forgási periódus szinkronizált [5]
(mindig a Szaturnusz felé néz az egyik oldalon)
Albedo 0,8±0,15 (Bond) [5] ,
1,229±0,005 (geom.) [6] ,
0,67±0,11 (bolometrikus) [7]
Látszólagos nagyságrend 10.2
Felületi hőmérséklet 86 K (−187 °C) [8]
Légkör hiányzó
 Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon
Információ a Wikidatában  ?

A Tethys ( ógörögül Τηθύς ; latinul Tethys , Tethys ) a Szaturnusz ötödik legnagyobb és tömegű műholdja , a bolygótól való távolságát tekintve pedig a tizenötödik. Ez egy közepes méretű műhold, átmérője körülbelül 1060 km. A Tethyst Giovanni Cassini fedezte fel 1684- ben , és a görög mitológia egyik Titanideséről nevezték el . A Tethys látszólagos magnitúdója 10,2 [9] .

A Tethys sűrűsége viszonylag alacsony (0,98 g/cm³), ami azt jelzi, hogy főleg vízjégből áll, kis mennyiségű kővel. Felszíne a spektroszkópiai adatok szerint szinte teljes egészében jégből áll, de tartalmaz némi ismeretlen összetételű sötét anyagot is. A Tethys felszíne nagyon könnyű (ez a Szaturnusz második albedóműholdja az Enceladus után ), és szinte nincs színe.

A Tethyst számos kráter tarkítja, amelyek közül a legnagyobb a 450 kilométeres Odüsszeusz . A műhold kerületének 3/4-én egy több mint 2000 km hosszú és körülbelül 100 km széles óriási kanyon húzódik – Ithaca kanyon . A dombormű e két legnagyobb jellemzője eredetében rokon lehet. A Tethys felszínének kis részét egy sima síkság foglalja el, amely kriovulkáni tevékenység következtében alakulhatott ki. A Szaturnusz többi szabályos műholdjához hasonlóan a Tethys is egy gáz- és porkorongból alakult ki, amely a megalakulása után először vette körül a Szaturnuszt.

A Tethyst közelről a Pioneer 11 (1979), a Voyager 1 (1980), a Voyager 2 (1981) és a Cassini (2004-2017) űrszonda tárta fel.

Orbitális rezonanciában van két trójai műholddal  – a Telesto -val és a Calypsóval .

Felfedezés és név

A Tethyst Giovanni Cassini fedezte fel 1684-ben a Szaturnusz másik holdjával, a Dione -val együtt . A felfedezés a Párizsi Obszervatóriumban történt . Cassini az általa felfedezett Szaturnusz 4 műholdját "Lajos csillagainak" ( lat. Sidera Lodoicea ) nevezte el XIV. Lajos francia király tiszteletére [10] . A csillagászok régóta a Saturn III -nak („a Szaturnusz harmadik holdjának”) nevezték a Tethyst.  

A műhold modern nevét John Herschel ( William Herschel fia, Mimas és Enceladus [11] felfedezője) javasolta 1847-ben. A Jóreménység-fokon végzett 1847-es csillagászati ​​megfigyelések eredményeiről szóló publikációjában [ 11] 12] , Herschel azt javasolta, hogy nevezzenek el hét műholdat, amelyet akkoriban a Szaturnusz a titánok - Kronos  testvérei - nevével neveztek el ( a görög mitológiában a Szaturnuszhoz hasonló ). Ez a műhold a Tethys (Tethys) titanida nevet kapta [11] . Ezenkívül a „ Saturn III ” vagy „ S III Tethys ” megjelöléseket használják.

Orbit

A Tethys pályája 295 000 km-re található a Szaturnusz központjától. A pálya excentricitása elhanyagolható, a Szaturnusz egyenlítőjéhez viszonyított dőlése körülbelül 1 fok. A Tethys rezonanciában van a Mimas -szal , ami azonban nem okoz észrevehető orbitális excentricitást és árapály-melegedést [13] .

A Tethys pályája mélyen a Szaturnusz magnetoszférájában fekszik. A Tethyst folyamatosan bombázzák a magnetoszférában jelenlévő energetikai részecskék (elektronok és ionok) [14] .

A Telesto és a Calypso korbitális holdjai a Tethys L 4 és L 5 pályájának Lagrange pontjain fekszenek , 60 fokkal előtte, illetve mögötte.

Fizikai jellemzők

1062 km átmérőjével a Tethys a 16. legnagyobb hold a Naprendszerben. Dionéhoz és Rheához hasonló jeges test . A Tethys sűrűsége 0,984±0,003 g/cm³ [3] , ami a műhold túlnyomórészt jeges összetételét jelzi [15] .

Még mindig nem ismert , hogy a Tethyst köves magra és jeges köpenyre különböztetik -e meg. A kőmag tömege, ha létezik, nem haladja meg a műhold tömegének 6%-át, sugara pedig 145 km. Az árapály és centrifugális erők hatására a Tethys háromtengelyű ellipszoid alakú. A Tethys mélyén folyékony vízből álló jég alatti óceán létezését valószínűtlennek tartják [16] .

A Tethys felszíne az egyik legfényesebb (a látható tartományban ) a Naprendszerben, vizuális albedója 1,229. Ez valószínűleg a Szaturnusz E- gyűrűjének részecskéivel végzett " homokfúvás " eredménye, amely az Enceladus déli sarki zónájának gejzírei által létrehozott vízjég apró részecskéiből álló halvány gyűrű [6] . Tethys radar albedója is nagyon magas [17] . A műhold vezető féltekéje 10-15%-kal fényesebb, mint a hátsó félteke [18] .

A magas albedó azt mutatja, hogy a Tethys felszíne szinte tiszta vízjégből áll, kis mennyiségű sötét anyaggal. A látható tartományban lévő műhold spektruma nem rendelkezik észrevehető részletekkel, és a közeli infravörös tartományban (1,25, 1,5, 2,0 és 3,0 µm hullámhosszon) erős vízjég abszorpciós sávokat tartalmaz [18] . A jégen kívül nincsenek azonosított vegyületek a Tethys-en [5] (de van egy feltételezés a szerves anyagok, ammónia és szén-dioxid jelenlétéről ). A sötét anyag ugyanolyan spektrális tulajdonságokkal rendelkezik, mint a Szaturnusz többi sötét holdjának, a Iapetusnak és a Hyperionnak a felszínén . A legvalószínűbb, hogy ez erősen diszpergált vas vagy hematit [5] . A hősugárzási mérések, valamint a Cassini űrszonda radarmegfigyelései azt mutatják, hogy a Tethys felszínén lévő jeges regolit szerkezete összetett [17] , porozitása pedig meghaladja a 95%-ot [19] .

Felület

Szín

A Tethys felületén számos nagyszabású jellemző van, amelyek színben és néha fényességben különböznek. A hajtott féltekén (különösen a középpontja közelében) a felület valamivel vörösebb és sötétebb, mint a vezetőn [20] . A vezető félteke is enyhén pirosra vált a középpont felé, bár észrevehető sötétedés nélkül [20] . Így a legvilágosabb és legkevésbé vörös felület a félgömböket elválasztó sávon van (nagy körben áthaladva a pólusokon). Ez a felszíni elszíneződés a Szaturnusz közepes méretű holdjaira jellemző. Eredete az E-gyűrűből a vezető (előre) féltekére, illetve a Szaturnusz külső műholdjairól a hátsó féltekére érkező sötét részecskék lerakódásával hozható összefüggésbe . Ezenkívül a hátsó félteke sötétedését elősegítheti a Szaturnusz magnetoszférájából származó plazma becsapódása, amely gyorsabban forog, mint a műholdak (a bolygóval megegyező periódussal), és ezért hátulról besugározza őket [20] .

Geológia

Tethys geológiája viszonylag egyszerű. Felszíne többnyire dombos, kráterekkel tarkított (a 40 km-nél nagyobb átmérőjű kráterek dominálnak). A hátsó féltekén a felület egy kis részét sima síkság borítja. Vannak tektonikus szerkezetek is – kanyonok és mélyedések [21] .

A Tethys vezető féltekéjének nyugati részét a 450 km átmérőjű Odüsszeusz becsapódási kráter uralja , amely maga a Tethys átmérőjének csaknem 2/5-e. A kráter mára meglehetősen lapos (alja majdnem egy szintben van a Hold többi részével). Ezt nagy valószínűséggel a Tethian jégkéreg viszkózus relaxációja (kiegyenesedése) okozza geológiai idővel. Ennek ellenére az Odüsszeusz gyűrűs tengelye mintegy 5 km-rel a Tethys felszínének átlagos szintje fölé emelkedik, feneke pedig 3 km-rel e szint alatt van. Az Odüsszea közepén egy 2-4 km mély mélyedés található, amelyet 6-9 km - rel a fenék fölé emelkedő masszívumok vesznek körül [21] [5] .

Tethys domborművének második fő részlete a hatalmas Ithaca kanyon . Hossza több mint 2000 km (a Tethys kerületének kb. 3/4-e), átlagos mélysége 3 km, szélessége helyenként meghaladja a 100 km-t [21] . Ez a kanyon a műhold felszínének körülbelül 10%-át foglalja el. Az Odüsszeusz annak a félgömbnek a közepén található, amelybe a kanyon a Tethyst osztja (pontosabban 20°-ra ettől a középponttól) [5] .

Valószínűleg az Ithaca-kanyon a Tethys földalatti óceánjának megszilárdulása során alakult ki, aminek következtében a műhold belei kitágultak, felszíne megrepedt. Ez az óceán a Dione és Tethys közötti 2:3 arányú orbitális rezonancia eredménye lehet a Naprendszer korai történetében, amely jelentős excentricitást hozott létre Tethys pályáján, és ennek következtében felmelegedett az árapály belsejében. Amikor a Tethys kilépett a rezonanciából, a fűtés leállt, és az óceán befagyott [22] . Ennek a modellnek azonban vannak nehézségei [23] [21] . Van egy másik változata az Ithaca-kanyon kialakulásának: amikor az Odüsszeusz óriáskrátert létrehozó ütközés történt , lökéshullám haladt át Tethysen, ami a törékeny jégfelület megrepedéséhez vezetett. Ebben az esetben az Ithaka-kanyon Odüsszeusz legkülső gyűrűs grabenje [21] . A kráterek koncentrációja alapján végzett kormeghatározás azonban azt mutatta, hogy ez a kanyon régebbi, mint az Odüsszea, ami összeegyeztethetetlen az ízületi képződésük hipotézisével [5] [23] .

A lefutó féltekén található sima síkságok nagyjából az Odüsszeusz szemközti oldalán helyezkednek el (azonban a pontosan ellentétes ponttól kb. 60°-ig északkeletre húzódnak). A síkságnak viszonylag éles határa van a környező kráteres tereppel. Elhelyezkedésük az Odüsszeusz antipódja közelében a kráterrel való kapcsolatuk jele lehet. Lehetséges, hogy ezek a síkságok az Odüsszeuszt a szemközti félteke közepén kialakuló becsapódás által generált szeizmikus hullámok fókuszálása miatt alakították ki. A síkságok simasága és éles határai (a szeizmikus hullámok tág átmeneti zónákat hoznának létre) azonban arra utalnak, hogy a síkság belsejéből (esetleg az Odüsszeusz kialakulásakor megjelenő téthiai litoszféra törései mentén) kiömlöttek [5] .

Kráterek és kor

A legtöbb Tethys kráternek egyszerű központi csúcsa van. A 150 km-nél nagyobb átmérőjűek bonyolultabb gyűrű alakú csúcsokkal rendelkeznek. Csak az Odüsszeusz-kráternek van egy központi gödörhöz hasonló központi mélyedése. A régi kráterek kevésbé mélyek, mint a fiatalok, ami összefügg a kéregrelaxáció mértékével [5] .

A kráterek koncentrációja a Tethys felszínének különböző részein eltérő és koruktól függ. Minél idősebb a felszín, annál több kráter halmozódott fel rajta. Ez lehetővé teszi Tethys relatív kronológiájának megállapítását. Az erősen kráteres terület tűnik a legrégebbinek; talán a kora a Naprendszer korához hasonlítható (kb. 4,56 milliárd év) [24] . A legfiatalabb szerkezet az Odüsszeusz-kráter: életkorát 3,76 és 1,06 milliárd év közé becsülik, az elfogadott kráterfelhalmozódási aránytól függően [24] . Az Ithaka-kanyon a kráterek koncentrációjából ítélve idősebb, mint Odüsszeusz [23] .

Oktatás és evolúció

Feltételezik, hogy a Tethys egy akkréciós korongból vagy gáz- és por-alködből alakult ki, amely a Szaturnusz közelében létezett egy ideig a kialakulása után [5] . A Szaturnusz pályájának tartományában alacsony volt a hőmérséklet, ami azt jelenti, hogy műholdait szilárd jégből alkották. Valószínűleg voltak illékonyabb vegyületek is, mint például az ammónia és a szén-dioxid, de tartalmuk nem ismert [13] .

A Tethysben található vízjég rendkívül magas aránya továbbra is megmagyarázhatatlan. A Szaturnusz-alköd körülményei valószínűleg kedveztek a redukciós reakcióknak, beleértve a szén-monoxidból metán képződését [25] . Ez részben megmagyarázhatja, hogy a Szaturnusz holdjai, köztük a Tethys miért tartalmaznak több jeget, mint a Naprendszer külső testei (például a Plútó vagy a Triton ), mivel ez a reakció oxigént szabadít fel, amely a hidrogénnel reagálva vizet képez [25] . Az egyik legérdekesebb hipotézis az, hogy a gyűrűk és a belső holdak az árapály hatására erodált nagy, jégben gazdag holdakból (például a Titánból) keletkeztek, mielőtt a Szaturnusz elnyelte volna őket [26] .

A felszaporodás valószínűleg több ezer évig tartott, mielőtt a Tethys teljesen kialakult. Ebben az esetben az ütközések felmelegítették a külső rétegét. A modellek azt mutatják, hogy a hőmérséklet körülbelül 155 K  -nál tetőzött körülbelül 29 km-es mélységben [27] . A képződés befejezése után a hővezető képesség miatt a felszínhez közeli réteget lehűtöttük, míg a belsőt felmelegítettük [27] . A lehűlt felszínközeli rétegek összehúzódtak, míg a belsők kitágultak. Ez erős húzófeszültséget okozott a Tethys-kéregben - 5,7 MPa-ig, ami valószínűleg repedések kialakulásához vezetett [28] .

Tethysben nagyon kevés szikla található. Emiatt a radioaktív elemek bomlása következtében fellépő melegítés aligha játszott jelentős szerepet a történetében [13] . Ez azt is jelenti, hogy a Tethys soha nem tapasztalt jelentős olvadást, hacsak a belsejét nem melegítette fel az árapály. Erős árapályok alakulhatnak ki jelentős orbitális excentricitás mellett, amelyet például a Dione vagy egy másik hold keringési rezonanciájával lehetne fenntartani [13] . Tethys geológiai történetéről még nem állnak rendelkezésre részletes adatok.

Kutatás

1979-ben a Pioneer 11 elrepült a Szaturnusz mellett . Tethys legközelebbi megközelítése, 329 197 km , 1979. szeptember 1-jén történt [29] [30] .

Egy évvel később, 1980. november 12-én a Voyager 1 legalább 415 670 km távolságra haladt el Tethystől . Ikertestvére, a Voyager 2 1981. augusztus 26-án haladt el közelebbről, mintegy 93 000 km -rel [30] [8] [31] . A Voyager 1 csak egy képet közvetített Tethysről [32] 15 km-nél kisebb felbontással, míg a műholdhoz közelebb repülő Voyager 2 szinte körben (270°) megkerülte azt, és kisebb felbontású képeket továbbított. 2 km [8] . A Tethyson talált első jelentős felszíni elem az Ithaca-kanyon [31] volt . A Szaturnusz holdjai közül a Tethyst fényképezte le legteljesebben a Voyagers [21] .

2004-ben a Cassini űrszonda a Szaturnusz körüli pályára állt . A 2004. június és 2008. június közötti elsődleges küldetése során 2005. szeptember 24-én 1503 km-es távolságban egy nagyon közeli célt hajtott végre Tethys közelében. Később a Cassini több nem célzott megközelítést hajtott végre Tethys felé, körülbelül több tízezer kilométeres távolságból. Ilyen megközelítéseket fog alkalmazni a jövőben [30] [33] [6] [34] .

A 2010. augusztus 14-i találkozás alkalmával (távolság 38 300 km) részletesen lefényképezték a Tethys negyedik legnagyobb kráterét, a Penelopét , amelynek átmérője 207 km [35] .

A Cassini megfigyelései lehetővé tették Tethys jó minőségű, 0,29 km-es felbontású térképeinek összeállítását [3] . Az űrszonda közeli infravörös spektrumokat vett fel a Tethys különböző részeiről, ami azt mutatja, hogy felszíne sötét anyaggal kevert vízjégből áll [18] . A távoli infravörös spektrumban végzett megfigyelések lehetővé tették a Bond- bolometrikus albedó extrém lehetséges értékeinek becslését [7] . A 2,2 cm-es hullámhosszon végzett radarmegfigyelések azt mutatták, hogy a jégregolit összetett szerkezetű és nagyon porózus [17] . A Tethys környékén végzett plazma megfigyelések azt mutatják, hogy nem lök ki plazmát a Szaturnusz magnetoszférájába [14] .

Egyelőre nincsenek határozott tervek a Tethys jövőbeli űrhajók általi tanulmányozására. Talán 2020-ban a Titan Saturn System Mission küldetést a Szaturnusz rendszerbe küldik .

Galéria

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 Bolygóműhold átlagos pályaparaméterei  . A JPL Solar System Dynamics csoportja (2013. augusztus 23.). Letöltve: 2014. szeptember 16. Az eredetiből archiválva : 2014. május 6..
  2. ↑ Williams D.R. Saturnian Satellite adatlap  . NASA (2011. február 22.). Letöltve: 2014. szeptember 16. Az eredetiből archiválva : 2014. július 12..
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, PC Kartográfiai térképezés a jeges műholdakról ISS és VIMS adatok felhasználásával  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 763–781. — 813p. — 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. (2006. december). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data" Archivált 2014. június 28-án a Wayback Machine -nél . The Astronomical Journal 132(6): 2520-2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J Archiválva : 2014. június 28. a Wayback Machine -nál . 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. Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 637–681. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_20 .
  6. ↑ 1 2 3 Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act  (angol)  // Tudomány : folyóirat. - 2007. - Vol. 315. sz . 5813 . — 815. o . - doi : 10.1126/tudomány.1134681 . - . — PMID 17289992 . (online segédanyag, S1 táblázat)
  7. ↑ 1 2 Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J.; Segura, M. Hőtehetetlenség és bolometrikus Bond albedó értékek Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea és Iapetus esetében a Cassini/CIRS mérésekből származtatva   // Icarus :  Journal. — Elsevier , 2010. — 20. évf. 206 , sz. 2 . - P. 573-593 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 . - .
  8. ↑ 1 2 3 Kő, EK; Miner, ED Voyager 2 Találkozás a Szaturnuszi rendszerrel   // Tudomány . - 1982. - január ( 215. évf. , 4532. sz.). - P. 499-504 . - doi : 10.1126/tudomány.215.4532.499 . - . — PMID 17771272 .
  9. ↑ Hamilton CJ Tethys  . Kilátások a Naprendszerre. Hozzáférés dátuma: 2014. szeptember 16. Az eredetiből archiválva : 2014. szeptember 17.
  10. ↑ GD Cassini (1686-1692). "Kivonat a Journal Des Scavansból. április 22 st. N. 1686. Beszámoló a Szaturnusz két új műholdjáról, amelyeket nemrég fedezett fel Mr. Cassini a párizsi Királyi Obszervatóriumban. Filozófiai tranzakciók 16(179-191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 archiválva 2021. április 17-én a Wayback Machine -nél
  11. ↑ 1 2 Van Helden, Albert. A Jupiter és a Szaturnusz műholdjainak elnevezése  // The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society. - 1994. augusztus - T. 32 . - S. 1-2 . Az eredetiből archiválva : 2012. március 14.
  12. ↑ Amint arról William Lassell számolt be , a "Saturn műholdjai" archiválva 2020. augusztus 17-én a Wayback Machine -nél . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8(3): 42-43. 1848. január 14. Bibcode 1848MNRAS…8…42L Archiválva : 2019. június 27. a Wayback Machine -nél
  13. ↑ 1 2 3 4 Matson, D.L.; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, WB Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn's Mid-Sized Icy Satellites  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 577–612. — 813p. — 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). "Tethys és Rhea mágneses portréi". Icarus 193(2): 465-474. Bibcode 2008Icar..193..465K Archivált : 2018. október 22., a Wayback Machine -nél . doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005
  15. ↑ Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squires, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Teknős, E.; McEwen, A. et al. A szaturni jeges műholdak alakjai és jelentőségük  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2007. — 20. évf. 190 , sz. 2 . - P. 573-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . - . Archiválva az eredetiből 2015. január 4-én.
  16. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. A felszín alatti óceánok és a közepes méretű külső bolygóműholdak és a nagy transz-neptunusz-objektumok mély belső terei  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , sz. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  17. ↑ 1 2 3 Ostro, S.; West, R.; Jansen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Fekete, G.; Lunin, J.; Wye, L. et al. (2006). "Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion és Phoebe Cassini RADAR megfigyelései" (nem elérhető link) . Az eredetiből archiválva: 2016. március 5.  . Icarus 183(2): 479-490. Bibcode 2006Icar..183..479O Archiválva : 2019. január 7. a Wayback Machine -nál . doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019 Archiválva : 2008. július 23. a Wayback Machine -nél
  18. ↑ 1 2 3 Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. et al. (2007). "A Cassini-VIMSI a Szaturnusz jeges műholdait vizsgálja. Teljes lemez tulajdonságai: 350-5100 nm reflexiós spektrumok és fázisgörbék" Icarus 186: 259-290. Bibcode 2007Icar..186..259F Archiválva : 2014. június 28. a Wayback Machine -nál . doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
  19. ↑ Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). "A Szaturnusz jeges holdjai felületi tulajdonságainak korlátozása Cassini/CIRS emissziós spektrumok segítségével". 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). "Plazma, tollak és gyűrűk: A Szaturnusz rendszer dinamikája globális színmintákban rögzítve a közepes méretű jeges műholdakon." Icarus 211, 740-757. Bibcode 2011Icar..211..740S archiválva : 2017. november 4. a Wayback Machine -nál . 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. Nagy becsapódási jellemzők közepes méretű jeges műholdakon  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 171. sz . 2 . - P. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - . Archiválva az eredetiből 2018. október 2-án.
  22. ↑ Chen, EMA; Nimmo, F. A Tethys termikus és orbitális evolúciója a felszíni megfigyelések által korlátozva  //  Lunar and Planetary Science XXXIX : folyóirat. - 2008. március. - . Archiválva az eredetiből: 2020. szeptember 26.
  23. ↑ 1 2 3 Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, PC Tethys: Litoszférikus vastagság és hőáram az Ithaca Chasma hajlítással alátámasztott topográfiájából   // Geophysical Research Letters : folyóirat. - 2007. - Vol. 34 , sz. 21 . - doi : 10.1029/2007GL031467 . - . Archiválva az eredetiből 2011. július 25-én.
  24. ↑ 12 Kész , 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 / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 613–635. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
  25. ↑ 1 2 Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. A Szaturnusz-rendszer eredete  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 55–74. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 .
  26. ↑ Canup, RM A Szaturnusz gyűrűinek és belső holdjainak eredete egy elveszett titán méretű műhold tömeges eltávolításával  //  Természet: folyóirat. - 2010. - 20. évf. 468 , sz. 7326 . - P. 943-946 . - doi : 10.1038/nature09661 . — .
  27. ↑ 1 2 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "A Szaturnusz és az Uránusz műholdak felmelegedése". Journal of Geophysical Research 93(B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S Archiválva : 2016. január 10. a Wayback Machine -nál . doi: 10.1029/JB093iB08p08779
  28. ↑ Hillier, J.; Squires, Steven (1991). "Hőfeszültség-tektonika a Szaturnusz és az Uránusz műholdjain". Journal of Geophysical Research 96(E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H Archiválva : 2019. május 4. a Wayback Machine -nél . doi: 10.1029/91JE01401
  29. ↑ Daniel Muller. A Pioneer 11 teljes küldetés idővonala (nem elérhető link) . Az eredetiből archiválva: 2012. március 3. 
  30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Missions to Tethys (nem elérhető link) . Az eredetiből archiválva: 2011. március 3. 
  31. ↑ 12 Stone , EK; Miner, ED Voyager 1 Találkozás a Szaturnuszi rendszerrel   // Tudomány . - 1981. - április ( 212. évf. , 4491. sz.). - 159-163 . o . - doi : 10.1126/tudomány.212.4491.159 . - .
  32. ↑ A Voyager 1 képe Tethysről
  33. ↑ Saturn Tour dátumok (2011-2017) . JPL/NASA. Letöltve: 2011. október 15. Az eredetiből archiválva : 2016. március 5..
  34. ↑ Seal, David A.; Buffington, Brent B. A Cassini kiterjesztett küldetése  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 725–744. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_22 .
  35. ↑ Jia-Rui C. Cook (2010. augusztus 16.). „Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons” archiválva 2021. március 23-án a Wayback Machine -nál . JPL/NASA

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban