Tethys (satellit)

Tethys
Saturnus satellit

Tethys, Cassini-Huygens (2015)
Upptäckare Giovanni Cassini
öppningsdatum 21 mars 1684
Orbitala egenskaper
Huvudaxel 294 672 km [1]
Excentricitet 0,0001 [1]
Cirkulationsperiod 1,887802 dagar [2]
Orbital lutning 1,12° (till Saturnus ekvator)
fysiska egenskaper
Diameter 1076,8×1057,4×1052,6 km [3]
Medium radie 531,1±0,6 km [3]
(0,083 jorden)
Vikt 6,17449±0,00132⋅10 20 kg [4]
Densitet 0,984±0,003 g/cm³ [3]
Volym 623 miljoner km³
Gravitationsacceleration 0,145 m/s²
Andra utrymningshastighet  ( v 2 ) 0,394 km/s
Rotationsperiod kring en axel synkroniserad [5]
(alltid vänd mot Saturnus på ena sidan)
Albedo 0,8±0,15 (Bind) [5] ,
1,229±0,005 (geom.) [6] ,
0,67±0,11 (bolometrisk) [7]
Skenbar storlek 10.2
Yttemperatur 86 K (−187 °C) [8]
Atmosfär saknas
 Mediafiler på Wikimedia Commons
Information i Wikidata  ?

Tethys ( forngrekiska Τηθύς ; latiniserad form Tethys , Tethys ) är Saturnus femte största och massvisa satellit och den femtonde sett till avståndet från planeten. Detta är en medelstor satellit, dess diameter är cirka 1060 km. Tethys upptäcktes av Giovanni Cassini 1684 och fick sitt namn efter en av titaniderna i den grekiska mytologin. Tethys skenbara magnitud är 10,2 [9] .

Tethys har en relativt låg densitet (0,98 g/cm³), vilket indikerar att den huvudsakligen består av vattenis med en liten inblandning av sten. Dess yta, enligt spektroskopiska data, består nästan helt av is, men innehåller också en del mörk materia av okänd sammansättning. Ytan på Tethys är mycket ljus (det är Saturnus andra albedosatellit efter Enceladus ) och har nästan ingen färg.

Tethys är prickad med många kratrar, varav den största är den 450 kilometer långa Odysseus . Längs 3/4 av satellitens omkrets sträcker sig en gigantisk kanjon som är mer än 2000 km lång och cirka 100 km bred - Ithaca Canyon . Dessa två största egenskaper hos reliefen kan vara relaterade till ursprunget. En liten del av Tethys yta upptas av en slät slätt, som kunde ha bildats på grund av kryovulkanisk aktivitet. Liksom andra vanliga Saturnus satelliter bildades Tethys av en skiva av gas och damm som omgav Saturnus för första gången efter dess bildande.

Tethys utforskades på nära håll av rymdfarkosterna Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) och Cassini (2004-2017).

Den är i orbital resonans med två trojanska satelliter  - Telesto och Calypso .

Upptäckt och namn

Tethys upptäcktes av Giovanni Cassini 1684 tillsammans med Dione , en annan Saturnus måne . Upptäckten gjordes vid Paris observatorium . Cassini kallade de 4 satelliterna av Saturnus som upptäcktes av honom "stjärnorna av Ludvig" ( lat.  Sidera Lodoicea ) för att hedra kung Ludvig XIV av Frankrike [10] . Astronomer har länge hänvisat till Tethys som Saturnus III ("Saturnus tredje måne").

Det moderna namnet på satelliten föreslogs av John Herschel (son till William Herschel , upptäckaren av Mimas och Enceladus [11] ) 1847. I hans publikation av resultaten av astronomiska observationer från 1847, gjorda vid Godahoppsudden [ 12] , föreslog Herschel att namnge sju satelliter kända vid den tiden Saturnus med namnen på titanerna  - bröder och systrar till Kronos (analogt med Saturnus i grekisk mytologi ). Denna satellit fick namnet titaniderna Tethys (Tethys) [11] . Dessutom används beteckningarna " Saturnus III " eller " S III Tethys ".

Orbit

Tethys omloppsbana ligger på ett avstånd av 295 000 km från Saturnus centrum. Banans excentricitet är försumbar, och dess lutning mot Saturnus ekvator är cirka 1 grad. Tethys är i resonans med Mimas , vilket dock inte orsakar märkbar orbital excentricitet och tidvattenuppvärmning [13] .

Tethys omloppsbana ligger djupt inne i Saturnus magnetosfär . Tethys bombarderas ständigt av energiska partiklar (elektroner och joner) som finns i magnetosfären [14] .

Samorbitalmånarna Telesto och Calypso ligger vid Lagrange-punkterna i Tethys bana L 4 och L 5 , 60 grader framför respektive bakom den.

Fysiska egenskaper

Med en diameter på 1062 km är Tethys den 16:e största månen i solsystemet. Det är en isig kropp som liknar Dione och Rhea . Densiteten för Tethys är lika med 0,984±0,003 g/cm³ [3] , vilket indikerar satellitens övervägande isiga sammansättning [15] .

Det är fortfarande okänt om Tethys är differentierad till en stenig kärna och en isig mantel. Massan av stenkärnan, om den finns, överstiger inte 6% av satellitens massa, och dess radie är 145 km. På grund av verkan av tidvatten- och centrifugalkrafter har Tethys formen av en triaxiell ellipsoid. Förekomsten av ett underishav av flytande vatten i Tethys djup anses osannolikt [16] .

Ytan på Tethys är en av de ljusaste (i det synliga området ) i solsystemet, med en visuell albedo på 1,229. Detta är sannolikt resultatet av dess " sandblästring " med partiklar från Saturnus E- ring , en svag ring av små partiklar av vattenis som genereras av gejsrarna i Enceladus södra polarzon [6] . Tethys radaralbedo är också mycket hög [17] . Den ledande halvklotet av satelliten är 10–15 % ljusare än den bakre halvklotet [18] .

Den höga albedot visar att Tethys yta består av nästan ren vattenis med en liten mängd mörkt material. Satellitens spektrum i det synliga området har inga märkbara detaljer, och i det nära IR-intervallet (vid våglängderna 1,25, 1,5, 2,0 och 3,0 µm) innehåller det starka absorptionsband av vattenis [18] . Förutom is finns det inga identifierade föreningar på Tethys [5] (men det finns ett antagande om närvaron av organiska ämnen, ammoniak och koldioxid där ). Det mörka materialet har samma spektrala egenskaper som på ytan av Saturnus andra mörka månar, Iapetus och Hyperion . Det är mest troligt att detta är högdispergerat järn eller hematit [5] . Värmestrålningsmätningar, såväl som radarobservationer av rymdfarkosten Cassini , visar att den isiga regoliten på Tethys yta har en komplex struktur [17] och en stor porositet som överstiger 95 % [19] .

Yta

Färg

Ytan på Tethys har ett antal storskaliga egenskaper som skiljer sig i färg och ibland ljusstyrka. På den drivna halvklotet (särskilt nära dess mitt) är ytan något rödare och mörkare än på den främre [20] . Den ledande halvklotet blir också lätt röd mot mitten, dock utan en märkbar mörkare [20] . Således är den ljusaste och minst röda ytan på remsan som separerar dessa halvklot (passerar i en stor cirkel genom polerna). Denna ytfärgning är typisk för Saturnus medelstora månar. Dess ursprung kan vara associerat med avsättningen av ispartiklar från E-ringen till den ledande (framåt) halvklotet och mörka partiklar som kommer från Saturnus yttre satelliter till den bakre halvklotet. Dessutom kan mörkläggningen av den bakre halvklotet underlättas av påverkan av plasma från Saturnus magnetosfär, som roterar snabbare än satelliter (med samma period som planeten) och därför bestrålar dem bakifrån [20] .

Geologi

Tethys geologi är relativt enkel. Dess yta är mestadels kuperad och prickad med kratrar (kratrar över 40 km i diameter dominerar). En liten del av ytan i den bakre halvklotet är täckt med släta slätter. Det finns också tektoniska strukturer - kanjoner och fördjupningar [21] .

Den västra delen av Tethys ledande halvklot domineras av nedslagskratern Odysseus med en diameter på 450 km, vilket är nästan 2/5 av själva Tethys diameter. Kratern är nu ganska platt (bottnen ligger nästan i nivå med resten av månens yta). Detta orsakas sannolikt av viskös avslappning (uträtning) av den tetiska isskorpan med geologisk tid. Ändå stiger Odysseus ringformade axel cirka 5 km över medelnivån på Tethys yta, och dess botten ligger 3 km under denna nivå. I centrum av Odyssey finns en 2–4 km djup fördjupning, omgiven av massiv som reser sig 6–9 km över botten [21] [5] .

Den andra huvuddetaljen i reliefen av Tethys är den enorma kanjonen Ithaca . Dess längd är mer än 2000 km (cirka 3/4 av Tethys omkrets), medeldjupet är 3 km, och bredden på vissa ställen överstiger 100 km [21] . Denna kanjon upptar cirka 10 % av satellitens yta. Odysseus ligger nästan i mitten av en av de halvklot som kanjonen delar Tethys i (närmare bestämt 20° från denna mitt) [5] .

Mest troligt bildades Ithaca Canyon under stelnandet av Tethys underjordiska hav, vilket resulterade i att satellitens tarmar expanderade och dess yta sprack. Detta hav kan vara resultatet av en 2:3 omloppsresonans mellan Dione och Tethys i solsystemets tidiga historia, vilket skapade en markant excentricitet i Tethys omloppsbana och därav följande tidvattenuppvärmning av dess inre. När Tethys gick ur resonans slutade uppvärmningen och havet frös [22] . Denna modell har dock vissa svårigheter [23] [21] . Det finns en annan version av bildandet av Ithaca Canyon: när en kollision inträffade som bildade den gigantiska kratern Odysseus, passerade en stötvåg genom Tethys, vilket ledde till att den ömtåliga isytan spricker. I det här fallet är Ithaca-kanjonen Odysseus' yttersta ringgraben [21] . Men åldersbestämning baserad på koncentrationen av kratrar visade att denna kanjon är äldre än Odyssey, vilket är oförenligt med hypotesen om deras ledbildning [5] [23] .

De släta slätterna på det bakre halvklotet ligger ungefär på motsatt sida av Odysseus (de sträcker sig dock upp till cirka 60° nordost om den exakt motsatta punkten). Slätterna har en relativt skarp gräns mot den omgivande kraterterrängen. Deras läge nära Odysseus antipod kan vara ett tecken på deras koppling till kratern. Det är möjligt att dessa slätter bildades på grund av fokuseringen av seismiska vågor som genererades av nedslaget som bildade Odysseus i mitten av det motsatta halvklotet. Men slätternas jämnhet och deras skarpa gränser (seismiska vågor skulle producera breda övergångszoner) indikerar att de bildades av utgjutningar från det inre (möjligen längs förkastningarna av den tethiska litosfären som uppstod under bildandet av Odysseus) [5] .

Kratrar och ålder

De flesta kratrar på Tethys har en enkel central topp. De som är över 150 km i diameter har mer komplexa ringformade toppar. Endast Odysseus-kratern har en central fördjupning som liknar en central grop. Gamla kratrar är mindre djupa än unga, vilket är relaterat till graden av jordskorpans avslappning [5] .

Koncentrationen av kratrar på olika delar av Tethys yta är olika och beror på deras ålder. Ju äldre ytan är, desto fler kratrar har samlats på den. Detta gör att en relativ kronologi kan fastställas för Tethys. Det kraftigt kraterade området verkar vara det äldsta; kanske är dess ålder jämförbar med solsystemets ålder (cirka 4,56 miljarder år) [24] . Den yngsta strukturen är Odysseus-kratern: dess ålder beräknas vara mellan 3,76 och 1,06 miljarder år, beroende på den accepterade kraterackumuleringshastigheten [24] . Ithaca Canyon, att döma av koncentrationen av kratrar, är äldre än Odysseus [23] .

Utbildning och evolution

Tethys tros ha bildats från en ansamlingsskiva eller gas- och stoftsubnebula som funnits nära Saturnus en tid efter dess bildande [5] . Temperaturen i området kring Saturnus bana var låg, vilket betyder att dess satelliter bildades av fast is. Det fanns förmodligen mer flyktiga föreningar som ammoniak och koldioxid, men deras innehåll är okänt [13] .

Den extremt höga andelen vattenis i Tethys är fortfarande oförklarad. Förhållandena i den Saturniska subnebulosan gynnade troligen reducerande reaktioner, inklusive bildandet av metan från kolmonoxid [25] . Detta kan delvis förklara varför Saturnus månar, inklusive Tethys, innehåller mer is än solsystemets yttre kroppar (som Pluto eller Triton ), eftersom denna reaktion frigör syre, som reagerar med väte och bildar vatten [25] . En av de mest intressanta hypoteserna är att ringar och inre månar bildades från tidvattenseroderade stora isrika månar (som Titan) innan de svaldes av Saturnus [26] .

Accretion varade förmodligen flera tusen år innan Tethys var helt bildad. I det här fallet värmde kollisionerna dess yttre skikt. Modeller visar att temperaturen nådde en topp på cirka 155 K  på ett djup av cirka 29 km [27] . Efter avslutad bildning, på grund av värmeledningsförmåga, kyldes det ytnära skiktet, medan det inre värmdes upp [27] . De kylda ytnära skikten drogs ihop medan de inre expanderade. Detta orsakade kraftiga dragspänningar i Tethys-skorpan - upp till 5,7 MPa, vilket troligen ledde till att det bildades sprickor [28] .

Det finns väldigt få stenar i Tethys. Därför spelade uppvärmning som ett resultat av sönderfallet av radioaktiva grundämnen knappast någon betydande roll i dess historia [13] . Detta betyder också att Tethys aldrig upplevde någon betydande smältning om inte dess inre värmdes upp av tidvattnet. Starka tidvatten kunde äga rum med en betydande orbital excentricitet, som skulle kunna upprätthållas till exempel genom orbital resonans med Dione eller en annan måne [13] . Detaljerade data om Tethys geologiska historia finns ännu inte tillgängliga.

Forskning

1979 flög Pioneer 11 förbi Saturnus . Den närmaste inflygningen till Tethys, 329 197 km , inträffade den 1 september 1979 [29] [30] .

Ett år senare, den 12 november 1980, passerade Voyager 1 på ett minsta avstånd av 415 670 km från Tethys. Dess tvilling, Voyager 2 , passerade närmare den 26 augusti 1981, cirka 93 000 km [30] [8] [31] . Voyager 1 sände bara en bild av Tethys [32] med en upplösning på mindre än 15 km, medan Voyager 2, som flög närmare satelliten, gick runt den nästan i en cirkel (270°) och sände bilder med en upplösning på mindre än 2 km [8] . Det första stora ytdraget som hittades på Tethys var Ithaca Canyon [31] . Av alla Saturnus månar har Tethys fotograferats mest av Voyagers [21] .

År 2004 gick rymdfarkosten Cassini in i omloppsbana runt Saturnus . Under sitt primära uppdrag från juni 2004 till juni 2008 gjorde den en mycket nära målpassering nära Tethys den 24 september 2005 på ett avstånd av 1503 km. Senare utförde Cassini många fler icke-målinflygningar till Tethys på ett avstånd av omkring tiotusentals kilometer. Han kommer att göra sådana tillvägagångssätt i framtiden [30] [33] [6] [34] .

Under mötet den 14 augusti 2010 (avstånd 38 300 km) fotograferades den fjärde största kratern på Tethys, Penelope , med en diameter på 207 km, i detalj [35] .

Cassini-observationer gjorde det möjligt att sammanställa högkvalitativa kartor över Tethys med en upplösning på 0,29 km [3] . Rymdfarkosten förvärvade nära-infraröda spektra av olika delar av Tethys, vilket visar att dess yta består av vattenis blandad med mörkt material [18] . Observationer i det avlägsna infraröda spektrumet gjorde det möjligt att uppskatta de extremt möjliga värdena för Bonds bolometriska albedo [7] . Radarobservationer vid en våglängd av 2,2 cm visade att isregoliten har en komplex struktur och är mycket porös [17] . Plasmaobservationer i närheten av Tethys indikerar att den inte skjuter ut någon plasma i Saturnus magnetosfär [14] .

Det finns inga definitiva planer för att studera Tethys med framtida rymdfarkoster ännu. Kanske 2020 kommer Titan Saturn System Mission att skickas till Saturn-systemet .

Galleri

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 Planetariska satellitmedelvärde  omloppsparametrar . JPL:s Solar System Dynamics-grupp (23 augusti 2013). Hämtad 16 september 2014. Arkiverad från originalet 6 maj 2014.
  2. ↑ Faktablad om Williams D.R. Saturnian Satellite . NASA (22 februari 2011). Hämtad 16 september 2014. Arkiverad från originalet 12 juli 2014. 
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, PC Kartografisk kartläggning av de iskalla satelliterna med ISS- och VIMS-data  // Saturnus från Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 763–781. — 813 sid. — 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 Observation and Spacecraft Tracking Data" Arkiverad 28 juni 2014 på Wayback Machine . The Astronomical Journal 132(6): 2520-2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J Arkiverad 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. Isiga satelliter: Geologisk evolution och ytprocesser  // Saturnus från Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 637–681. — 813 sid. — 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  (engelska)  // Science : journal. - 2007. - Vol. 315 , nr. 5813 . — S. 815 . - doi : 10.1126/science.1134681 . - . — PMID 17289992 . (stödjande onlinematerial, tabell S1)
  7. ↑ 1 2 Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J.; Segura, M. Termisk tröghet och bolometriska bindningsalbedovärden för Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea och Iapetus härledda från Cassini/CIRS-mätningar   // Icarus :  journal. — Elsevier , 2010. — Vol. 206 , nr. 2 . - s. 573-593 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 . - .
  8. ↑ 1 2 3 Sten, EG; Miner, ED Voyager 2 Möte med Saturnian System   // Vetenskap . - 1982. - Januari ( vol. 215 , nr 4532 ). - S. 499-504 . - doi : 10.1126/science.215.4532.499 . - . — PMID 17771272 .
  9. ↑ Hamilton CJ Tethys  . Utsikt över solsystemet. Datum för åtkomst: 16 september 2014. Arkiverad från originalet 17 september 2014.
  10. ↑ GD Cassini (1686-1692). "Ett utdrag ur Journal Des Scavans. 22 april st. N. 1686. Redogörelse för två nya Saturnussatelliter, upptäckta nyligen av Mr. Cassini vid Royal Observatory i Paris. Philosophical Transactions 16(179-191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 Arkiverad 17 april 2021 på Wayback Machine
  11. ↑ 1 2 Van Helden, Albert. Namnge satelliterna Jupiter och Saturnus  // Nyhetsbrevet från American Astronomical Societys avdelning för historisk astronomi. - Augusti 1994. - T. 32 . - S. 1-2 . Arkiverad från originalet den 14 mars 2012.
  12. ↑ Som rapporterats av William Lassell , "Satellites of Saturn" Arkiverad 17 augusti 2020 på Wayback Machine . Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society 8(3): 42-43. 14 januari 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L Arkiverad 27 juni 2019 på Wayback Machine
  13. ↑ 1 2 3 4 Matson, D.L.; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, WB Den termiska utvecklingen och inre strukturen hos Saturnus medelstora isiga satelliter  // Saturnus från Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 577–612. — 813 sid. — 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). "Magnetiska porträtt av Tethys och Rhea". Ikaros 193(2): 465-474. Bibcode 2008Icar..193..465K Arkiverad 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 på saturniska isiga satelliter och deras betydelse  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 190 , nr. 2 . - s. 573-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . - . Arkiverad från originalet den 4 januari 2015.
  16. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Hav under ytan och djupa inre av medelstora yttre planetsatelliter och stora trans-neptuniska objekt  (engelska)  // 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.; Black, G.; Lunin, J.; Wye, L. et al. (2006). "Cassini RADAR observationer av Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion och Phoebe" (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 5 mars 2016.  . Ikaros 183(2): 479-490. Bibcode 2006Icar..183..479O Arkiverad 7 januari 2019 på Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019 Arkiverad 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). "Saturnus iskalla satelliter undersökning av Cassini-VIMSI. Heldiskegenskaper: 350-5100 nm reflektansspektra och faskurvor" Icarus 186: 259-290. Bibcode 2007Icar..186..259F Arkiverad 28 juni 2014 på Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
  19. ↑ Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). "Begränsa ytegenskaperna hos Saturnus isiga månar, med hjälp av Cassini/CIRS emissivitetsspektra". Ikaros 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, plymer och ringar: Saturnus systemdynamik som registrerats i globala färgmönster på dess medelstora isiga satelliter". Ikaros 211: 740-757. Bibcode 2011Icar..211..740S Arkiverad 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. Stora nedslagsfunktioner på medelstora isiga satelliter  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 171 , nr. 2 . - s. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - . Arkiverad från originalet 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: journal. - Mars 2008. - . Arkiverad från originalet den 26 september 2020.
  23. ↑ 1 2 3 Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, PC Tethys: Litosfärisk tjocklek och värmeflöde från böjningsstödd topografi vid Ithaca Chasma   // Geophysical Research Letters : journal. - 2007. - Vol. 34 , nr. 21 . - doi : 10.1029/2007GL031467 . - . Arkiverad från originalet 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 Deermination  // Saturn from Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 613–635. — 813 sid. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
  25. ↑ 1 2 Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Ursprunget till Saturnussystemet  // Saturnus från Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 55–74. — 813 sid. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 .
  26. ↑ Canup, RM Ursprunget till Saturnus ringar och inre månar genom massborttagning från en förlorad satellit i  Titanstorlek //  Nature: journal. - 2010. - Vol. 468 , nr. 7326 . - P. 943-946 . - doi : 10.1038/nature09661 . — .
  27. ↑ 1 2 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretionell uppvärmning av satelliter från Saturnus och Uranus". Journal of Geophysical Research 93(B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S Arkiverad 10 januari 2016 på Wayback Machine . doi: 10.1029/JB093iB08p08779
  28. ↑ Hillier, J.; Squires, Steven (1991). "Termisk stresstektonik på Saturnus och Uranus satelliter". Journal of Geophysical Research 96(E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H Arkiverad 4 maj 2019 på Wayback Machine . doi: 10.1029/91JE01401
  29. ↑ Daniel Muller. Pioneer 11 Full Mission Timeline (inte tillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 3 mars 2012. 
  30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Uppdrag till Tethys (inte tillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 3 mars 2011. 
  31. ↑ 12 Sten , EG; Miner, ED Voyager 1 Möte med Saturnian System   // Vetenskap . - 1981. - April ( vol. 212 , nr 4491 ). - S. 159-163 . - doi : 10.1126/science.212.4491.159 . - .
  32. ↑ Voyager 1 bild av Tethys
  33. ↑ Saturnus turnédatum (2011-2017) . JPL/NASA. Hämtad 15 oktober 2011. Arkiverad från originalet 5 mars 2016.
  34. ↑ Seal, David A.; Buffington, Brent B. The Cassini Extended Mission  // Saturn från Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 725–744. — 813 sid. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_22 .
  35. ↑ Jia-Rui C. Cook (16 augusti 2010). "Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons" Arkiverad 23 mars 2021 på Wayback Machine . JPL/NASA

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger