Тефия — спутник Сатурна.

| | | | | тефия спутник кинотеатр, тефия спутник узбекистан

Тефия, снимок «Вояджера» (1981)
Те́фия (Те́тис)
(др.-греч. Τηθύς) — спутник Сатурна средней величины, его диаметр составляет около 1060 км. Тефия была открыта Джованни Кассини в 1684 году и получила имя одной из титанид греческой мифологии. Видимая звёздная величина Тефии — 10,2.

Тефия имеет сравнительно низкую плотность (0,98 г/см³), что указывает на то, что она состоит преимущественно из водяного льда с малой примесью камня. Её поверхность, согласно спектроскопическим данным, состоит изо льда почти полностью, но содержит и немного тёмного вещества неизвестного состава. Поверхность Тефии очень светлая (это второй по альбедо спутник Сатурна после Энцелада) и почти не имеет цветового оттенка.

Тефия усеяна множеством кратеров, крупнейший из которых — 450-километровый Одиссей. Вдоль 3/4 окружности спутника тянется гигантский каньон длиной более 2000 км и шириной около 100 км — каньон Итака. Эти две крупнейшие детали рельефа могут быть связаны происхождением. Небольшую часть поверхности Тефии занимает гладкая равнина, которая могла образоваться вследствие криовулканической активности. Как и другие регулярные спутники Сатурна, Тефия сформировалась из газопылевого диска, окружавшего Сатурн первое время после его образования.

Тефия была исследована с близкого расстояния космическими аппаратами «Пионер-11» (в 1979 году), «Вояджер-1» (1980), «Вояджер-2» (1981) и «Кассини» (начиная с 2004 года).

Находится в орбитальном резонансе с двумя троянскими спутниками — Телесто и Калипсо.

Открытие и название

Тефия была открыта Джованни Кассини в 1684 году вместе с Дионой, другим спутником Сатурна. Открытие было сделано в Парижской обсерватории. Кассини назвал 4 открытых им спутника Сатурна «звёздами Людовика» (лат. Sidera Lodoicea) в честь короля Франции Людовика XIV. Астрономы долгое время обозначали Тефию Saturn III («третий спутник Сатурна»).

Современное название спутника предложил Джон Гершель (сын Вильяма Гершеля, первооткрывателя Мимаса и Энцелада) в 1847. своей публикации результатов астрономических наблюдений от 1847 года, сделанных на мысе Доброй Надежды, Гершель предложил назвать семь известных на тот момент спутников Сатурна по именам титанов — братьев и сестёр Кроноса (аналога Сатурна в греческой мифологии). Данный спутник получил имя титаниды Тефии (Тефиды). Помимо этого, используются обозначения «Сатурн III» или «S III Тефия».

Орбита

Орбита Тефии расположена на расстоянии 295 000 км от центра Сатурна. Эксцентриситет орбиты незначителен, а её наклон к экватору Сатурна составляет около 1 градуса. Тефия находится в резонансе с Мимасом, который, однако, не вызывает заметного эксцентриситета орбиты и приливного нагрева.

Орбита Тефии лежит глубоко внутри магнитосферы Сатурна. Тефия подвергается постоянной бомбардировке энергичных частиц (электронов и ионов), присутствующих в магнитосфере.

Соорбитальные луны Телесто и Калипсо находятся в точках Лагранжа орбиты Тефии L4 и L5, на 60 градусов впереди и позади неё соответственно.

Физические характеристики

Карта поверхности Тефии
При диаметре в 1062 км Тефия является 16-м по размерам спутником в Солнечной системе. Это ледяное тело, похожее на Диону и Рею. Плотность Тефии равна 0,984±0,003 г/см³, что и говорит о преимущественно ледяном составе спутника.

До сих пор неизвестно, дифференцирована ли Тефия на каменное ядро и ледяную мантию. Масса каменного ядра, если оно существует, не превышает 6 % массы спутника, а его радиус — 145 км. Из-за действия приливных и центробежных сил Тефия имеет форму трехосного эллипсоида. Существование подземного океана жидкой воды в недрах Тефии считается маловероятным.

Поверхность Тефии — одна из самых светлых (в видимом диапазоне) в Солнечной системе, с визуальным альбедо 1,229. Вероятно, это результат её «пескоструйной обработки» частицами сатурнианского кольца E — слабого кольца из мелких частиц водяного льда, порождённых гейзерами южной полярной зоны Энцелада. Радиолокационное альбедо Тефии тоже очень высокое. Ведущее полушарие спутника на 10–15 % ярче, чем ведомое.

Высокое альбедо показывает, что поверхность Тефии состоит из почти чистого водяного льда с небольшим количеством тёмного материала. Спектр спутника в видимом диапазоне не имеет заметных деталей, а в ближнем ИК-диапазоне (на длинах волн 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 мкм) содержит сильные полосы поглощения водяного льда. Кроме льда, на Тефии нет идентифицированных соединений (но есть предположение о наличии там органических веществ, аммиака и углекислого газа). Тёмный материал имеет те же спектральные свойства, что и на поверхности других тёмных лун Сатурна — Япета и Гипериона. Наиболее вероятно, что это высокодисперсное железо или гематит. Измерения теплового излучения, а также радиолокационные наблюдения космического аппарата «Кассини» показывают, что ледяной реголит на поверхности Тефии имеет сложную структуру и большую пористость, превышающую 95 %.

Особенности поверхности

Основная статья: Список геологических структур на Тефии

Цвет

.

Геология

Геология Тефии является относительно простой. Её поверхность в основном состоит из холмистой местности с кратерами, доминируют кратеры более 40 км в диаметре. Меньшая часть поверхности представлена гладкими равнинами на заднем полушарии. Есть также ряд тектонических функций, таких как каньоны и впадины[22]

.

В западной части ведущего полушария Тефии доминирует большой ударный кратер Одиссей, диаметром 450 км, что составляет почти 2/5 диаметра самой Тефии. Кратер сейчас довольно плоский или, точнее, его дно на уровне остальной поверхности Тефии. Скорее всего, это вызвано наличием вязкой релаксации тефианской ледяной коры с геологическим временем. Тем не менее край гребня Одиссея возвышается примерно на 5 км выше среднего радиуса спутника. Центральный комплекс Одиссея имеет центральную яму 2-4 км глубиной в окружении массивов, возвышающихся на 6-9 км над дном кратера, которое ниже среднего радиуса планеты на 3 км[22]

.

Вторая основная структура на Тефии — огромная долина, называемая каньоном Итака. Её ширина около 100 км и глубина до 3 километров. Протяжённость каньона более чем 2000 км в длину, что составляет примерно 3/4 длины вокруг окружности Тефии[22]. Каньон Итака занимает около 10 % поверхности Тефии. Каньон почти соприкасается с Одиссеем, который расположен лишь примерно в 20° от него]

.

Считается, что каньон Итака образовался при затвердевании внутренней жидкой воды Тефии, в результате чего луна расширилась и её поверхность растрескалась. Подземный океан мог являться результатом орбитального резонанса 2:3 между Дионой и Тефией в ранней истории Солнечной системы, который привёл к эксцентриситету орбиты и приливному нагреву недр Тефии. Океан был заморожен после того, как Тефия ушла из резонанса[23]. Существует ещё одна теория о формировании каньона Итака: когда произошло столкновение, образовавшее большой кратер Одиссей, ударная волна прошла по Тефии и привела к растрескиванию хрупкой ледяной поверхности. В этом случае Каньон Итака должен быть вблизи грабена кольца Одиссея[22]. Однако, определение возраста на основе подсчёта кратеров на полученных с КА Кассини изображениях в высоком разрешении, показало, что каньон Итака старше Одиссея, поэтому эта гипотеза маловероятна]

.

Гладкие равнины на заднем полушарии расположены примерно на противоположной стороне от Одиссея, хотя они простираются примерно на 60° к северо-востоку от точно противоположного положения. Равнины имеют сравнительно резкую границу с окружающей кратерированной местностью. Местоположение этого образования рядом с антиподом положения Одиссея приводит доводы в пользу связи между кратером и равнинами. Последнее может быть результатом фокусировки сейсмических волн, возникающих в результате воздействия в центре противоположного полушария. Однако появление гладких равнин вместе с их резкими границами (ударные волны произвели бы широкие переходные зоны) указывает, что они образованны эндогенными вторжениями, возможно, вдоль линий слабости в тефианской литосфере, вызванными образованием Одиссея]

.

Кратеры и возраст

Большинство кратеров на Тефии имеют простой тип центрального пика. Те, что более 150 км в диаметре имеют более сложную морфологию пика в виде кольца. Только кратер Одиссей имеет центральную депрессию напоминающую центральную яму. Старые ударные кратеры, менее глубокие, чем молодые, что связано со степенью релаксации коры]

.

Плотность кратеров варьирует в зависимости от возраста поверхности Тефии. Чем выше плотность кратеров — тем старше поверхность. Это позволяет ученым установить относительную хронологию для Тефии. Кратерированная местность является, по видимому, старейшей и восходит к образованию Солнечной системы 4, 56 миллиарда лет назад[24]. Самой молодой структурой является кратер Одиссей, по оценкам его возраст составляет от 3, 76 до 1, 06 миллиарда лет, в зависимости от используемой абсолютной точки отсчёта[24]. Возраст каньона Итака занимает промежуточное положение между этими двумя эпохами, упомянутыми выше[25]

.

Поверхность

Основная статья: Список деталей рельефа на Тефии

Цвет

Карта Тефии в усиленных цветах. Слева — красноватое ведомое полушарие, справа — ведущее полушарие с голубоватой полосой
Поверхность Тефии имеет ряд крупномасштабных деталей, отличающихся по цвету, а иногда и яркости. На ведомом полушарии (особенно около его центра) поверхность немного краснее и темнее, чем на ведущем. Ведущее полушарие тоже слегка краснеет к центру, хотя и без заметного потемнения. Таким образом, самая светлая и наименее красная поверхность находится на полосе, разделяющей эти полушария (проходящей по большому кругу через полюса). Такая окраска поверхности типична для спутников Сатурна среднего размера. Её происхождение может быть связано с отложением частиц льда с кольца E на ведущее (переднее) полушарие и тёмных частиц, приходящих с внешних спутников Сатурна, на заднее полушарие. Кроме того, затемнению заднего полушария может способствовать воздействие плазмы из магнитосферы Сатурна, которая обращается быстрее спутников (с тем же периодом, что и планета) и, следовательно, облучает их сзади.

Геология

Геология Тефии является относительно простой. Её поверхность по большей части холмиста и усеяна кратерами (доминируют кратеры диаметром более 40 км). Небольшая часть поверхности на заднем полушарии покрыта гладкими равнинами. Есть там и тектонические структуры — каньоны и впадины.

Вид Тефии с «Кассини»: обращённое к Сатурну полушарие

В западной части ведущего полушария Тефии доминирует ударный кратер Одиссей диаметром 450 км, что составляет почти 2/5 диаметра самой Тефии. Кратер сейчас довольно плоский (его дно лежит почти на уровне остальной поверхности спутника). Скорее всего, это вызвано вязкой релаксацией (распрямлением) тефианской ледяной коры с геологическим временем. Тем не менее кольцевой вал Одиссея возвышается примерно на 5 км над средним уровнем поверхности Тефии, а его дно лежит на 3 км ниже этого уровня. центре Одиссея находится впадина 2–4 км глубиной в окружении массивов, возвышающихся на 6–9 км надо дном.

Каньон Итака

Вторая основная деталь рельефа Тефии — огромный каньон Итака. Его длина — более 2000 км (примерно 3/4 длины окружности Тефии), средняя глубина — 3 км, а ширина кое-где превышает 100 км. Этот каньон занимает около 10 % поверхности спутника. Одиссей находится почти в центре одного из полушарий, на которые каньон делит Тефию (точнее, за 20° от этого центра).

Скорее всего, каньон Итака образовался при затвердевании подземного океана Тефии, в результате чего недра спутника расширились и его поверхность растрескалась. Этот океан мог быть результатом орбитального резонанса 2:3 между Дионой и Тефией в ранней истории Солнечной системы, который создал заметный эксцентриситет орбиты Тефии и, как следствие, приливный нагрев её недр. Когда Тефия ушла из резонанса, нагрев прекратился и океан замёрз. Впрочем, эта модель имеет некоторые трудности. Существует ещё одна версия формирования каньона Итака: когда произошло столкновение, образовавшее гигантский кратер Одиссей, по Тефии прошла ударная волна, которая привела к растрескиванию хрупкой ледяной поверхности. таком случае каньон Итака — самый внешний кольцевой грабен Одиссея. Однако определение возраста по концентрации кратеров показало, что этот каньон старше Одиссея, что несовместимо с гипотезой об их совместном образовании.

Одиссей — огромный неглубокий кратер (вверху, вблизи терминатора)

Гладкие равнины на заднем полушарии расположены примерно на противоположной стороне от Одиссея (однако они простираются примерно до 60° к северо-востоку от точно противоположной точки). Равнины имеют сравнительно резкую границу с окружающей кратерированной местностью. Их расположение рядом с антиподом Одиссея может быть признаком их связи с кратером. Возможно, эти равнины образовались из-за фокусировки сейсмических волн, возникших при ударе, образовавшем Одиссей в центре противоположного полушария. Однако гладкость равнин и их резкие границы (сейсмические волны произвели бы широкие переходные зоны) указывают на то, что они образованы излияниями из недр (возможно, вдоль разломов тефианской литосферы, появившихся при образовании Одиссея).

Кратеры и возраст

Большинство кратеров на Тефии имеют простой центральный пик. Те, что более 150 км в диаметре, имеют более сложные пики в виде кольца. Только кратер Одиссей имеет центральную депрессию, напоминающую центральную яму. Старые кратеры менее глубокие, чем молодые, что связано со степенью релаксации коры.

Концентрация кратеров на разных участках поверхности Тефии разная и зависит от их возраста. Чем старше поверхность — тем больше на ней накопилось кратеров. Это позволяет установить относительную хронологию для Тефии. Сильно кратерированная местность является, по-видимому, старейшей; возможно, её возраст сравним с возрастом Солнечной системы (около 4,56 миллиарда лет). Самой молодой структурой является кратер Одиссей: по оценкам, его возраст составляет от 3,76 до 1,06 миллиарда лет, в зависимости от принятой скорости накопления кратеров. Каньон Итака, судя по концентрации кратеров, древнее Одиссея.

Рельеф

Небольшая удаленность от Сатурна и действие его гравитационных сил защитили Тефию от падения большого количества обломков, но и она подверглась бомбардировке. Самый значительный удар оставил после себя на поверхности луны кратер Одиссей, имеющий диаметр 450 км, а глубину 5 км. Рельеф его довольно плоский, без опоясывающего хребта, что связывают с древним возрастом катастрофы, когда спутник был в расплавленном состоянии. В период застывания жидких слоев образовался колоссальный каньон Итака. Разлом простирается с севера на юг, а его длина достигает 2000 км. Астрономы рассматривают две версии возникновения трещины: последствие падения космического тела, образовавшего кратер Одиссей или застывание внутреннего океана. Поверхность спутника полна холмов и небольших каньонов. Среди кратерированных областей в западной части замечены плоские равнины, образованные разливом из недр луны.

Образование и эволюция

Тефия, как предполагается, сформировалась из аккреционного диска или газопылевой субтуманности, существовавшей около Сатурна в течение некоторого времени после его формирования. Температура в районе орбиты Сатурна была низкой, и это означает, что его спутники формировались из твёрдого льда. Вероятно, там были и более летучие соединения, такие как аммиак и углекислый газ, но их содержание неизвестно.

Чрезвычайно высокая доля водяного льда в составе Тефии остаётся необъяснённой. Условия Сатурнианской субтуманности, вероятно, способствовали восстановительным реакциям, в том числе образованию метана из угарного газа. Это может частично объяснить, почему спутники Сатурна, в том числе Тефия, содержат больше льда, чем внешние тела Солнечной системы (такие как Плутон или Тритон), так как при этой реакции освобождается кислород, который, реагируя с водородом, образует воду. Одна из самых интересных гипотез говорит об образовании колец и внутренних спутников из разрушенных приливными силами крупных спутников с высоким содержанием льда в коре (как у Титана), прежде чем они были поглощены Сатурном.

Аккреция, вероятно, продолжалась несколько тысяч лет, прежде чем Тефия была полностью сформирована. При этом столкновения нагревали её наружный слой. Модели показывают, что температура достигала максимума — около 155 К — на глубине около 29 км. После завершения формирования, за счет теплопроводности, приповерхностный слой охлаждался, в то время как внутренний нагревался. Охлаждённые приповерхностные слои сжимались, в то время как внутренние расширялись. Это вызвало в коре Тефии сильные напряжения растяжения — до 5,7 МПа, что, вероятно, привело к образованию трещин.

В составе Тефии очень мало скальных пород. Поэтому в её истории вряд ли играл значительную роль нагрев в результате распада радиоактивных элементов. Это также означает, что Тефия никогда не испытывала значительное таяние, если только её недра не нагревались приливами. Сильные приливы могли иметь место при значительном эксцентриситете орбиты, который мог поддерживаться, например, орбитальным резонансом с Дионой или другой луной. Подробных данных о геологической истории Тефии пока нет.

Спутник Урана Титания

Спутник Урана Титания

Спустя шесть лет после того, как была открыта планета Уран, Уильям Гершель обнаружил, что вокруг него вращается еще одно космическое тело – спутник Титания. Его назвали так в честь жены Оберона, царицы фей из пьесы Шекспира. Это стало первым нарушением традиции называть все более-менее значимые космические тела в честь древнегреческих мифологических героев.

«Особые приметы» спутника Титания

Диаметр спутника приближается к тысяче шестистам километрам. Он очень похож на Оберон, но имеет сиреневый оттенок и намного светлее своего космического собрата. В состав его грунта входят водяной лед и минеральные породы, а также незначительное количество метана. Титания покрыта множеством вулканических кратеров. Самый огромный из них своими размерами просто повергает в изумление – это каких же масштабов должно было быть извержение, чтобы диаметр жерла вулкана составил триста двадцать шесть километров! Колоссальный кратер спутника Титания назван Гертрудой, в честь матери Гамлета из шекспировского произведения.

В отличие от вулканических, на Титании очень мало ударных метеоритных кратеров, как больших, так и маленьких. Ясно то, что без таких кратеров не обходится ни одно космическое тело, лишенное атмосферы. Значит, имели место какие-то факторы, из-за которых метеоритные воронки попросту разрушились. Возможно, это произошло из-за чрезмерного выделения внутреннего тепла спутника Титания, что привело к расплавлению поверхности. Процесс привел к гравитационному разделению составляющих ее веществ, более тяжелые породы уходили вниз, что, в свою очередь, приводило к еще большему выделению тепла.

После окончательного застывания поверхности из-за многочисленных тектонических сдвигов и ударов небольших метеоритов образовались кратеры-малютки. Конечно, эта картина перестройки поверхности не доказана, но вероятность ее достаточно велика. С помощью прибора поляриметра был произведен интересный эксперимент, показавший, что оболочка спутника Титания вся буквально укутана пористым материалом. Возможно, что это водяной иней, благодаря ему спутник имеет такой сиреневый оттенок.

Спутник Урана Титания

Спутник весь покрыт каньонами, которые приобретают порой весьма причудливые очертания. Они бывают похожи на реки, которые пересекаются между собой. Вдоль некоторых наблюдаются непонятные светлые отложения. Вокруг этих загадочных образований идет немало споров и высказывается большое количество мнений, но доказать их или опровергнуть пока нет никакой возможности. Самый длинный рифт имеет протяженность в тысячу километров, его можно сравнить только с марсианской долиной Маринер. Но Марс, одна из планет Солнечной системы, значительно больше спутника Титания, поэтому размеры каньонов все-таки трудно сопоставить.

Система планеты Уран, в которую входят кольца и двадцать семь его спутников, находится практически на краю Солнечной системы. Поэтому толком изучить ее было невозможно, приходилось довольствоваться домыслами и предположениями. Ситуация переменилась в лучшую сторону после того, как в дальний космос запустили космический аппарат «Вояджер-2». Он отправился в дальнее странствие, в основном, для изучения Сатурна и Юпитера, но его траектория полета была рассчитана таким образом, что спутник Титания идеально вписался в «поле зрения» аппарата. «Вояджер» приблизился к спутнику всего лишь на триста пятьдесят тысяч километров, но его отличное оборудование позволило сделать достаточно качественные снимки видимой части Титании.

Эра полетов в космос продолжается, и кто знает, какие еще неожиданные открытия ждут астрономов на просторах Вселенной и, в частности, на спутнике Титания.

0

Рекомендуем также:

● Спутник Юпитера Ганимед
Спутник Юпитера — Ганимед Краткие сведения о Ганимед Орбита = 1 070 000 км от Юпитера Диаметр = 5262 км Масса = 1.48•1023 кг Ганимед является седьмым и самым большим спутником Юпитера. Ганимед был …

● 10 самых интересных загадок Вселенной

Знаете ли вы, например, что, если Сатурн поместить в ванную с водой, он поплывет, что день на Венере длится дольше, чем год, а Луна каждый год удаляется от …

● Спутник Плутона Харон

Спутник Харон открыл астроном Джим Кристи в 1978 году. Фотографии, сделанные им при помощи телескопа, оказались сенсационными. Плутон на них имел небольшой выступ с одной стороны, что оказалось поводом …

● Колонизация Марса

«Почему до сих пор никак не может начаться колонизация Марса?!» Время от времени этот недоуменный вопрос возникает в головах энтузиастов освоения космоса. В самом деле, ныне объединенные возможности ведущих …

● Послание лунным братьям от индейцев навахо

В начале 1960-х годах НАСА активно готовило астронавтов для полёта на Луну, некоторые тренировки проводились в пустынях Аризоны на территориях резервации индейцев племени навахо. Однажды старый индеец с сыном …

● Спутник Урана Ариэль

Среди двадцати семи спутников Урана спутник Ариэль ярче всех. Он был найден в просторах космоса в 1851 году астрономом Уильямом Ласселом. Название свое он получил в честь сильфы …

● Что такое Вселенная?

Вселенная — это весь окружающий нас материальный мир, в том числе и то, что находится за пределами Земли — космическое пространство, планеты, звезды. Это материя без конца и …

● Интересные факты о планете Земля, о которых мало кто слышал

Наша планета – это наш дом. Порой нам кажется, что этот дом отлично изучен нами, ведь его мы так подробно изучали в школе. Однако в учебном заведении нам …

● Тайны Луны

Как притягательны тайны Луны! Хотя наша ночная спутница уже давно привычна всем нам. Мы наблюдаем ее точно так же, как и первооткрыватели Америки, а до них – крестоносцы, а …

● Планета Меркурий

Марс, Земля, Венера и планета Меркурий объединены астрономами в дружную компанию планет земной группы. Их характеристики весьма отличны от особых примет Нептуна, Урана, Сатурна и Юпитера, входящих в …

● Спутник Урана Умбриэль

Вместе с Ариэлем, еще одним спутником Урана, Уильямом Ласселом в 1851 году был открыт также и спутник Умбриэль, названный именем мрачного и унылого духа из «Похищения локона» Александра …

● Что такое Солнце?

Солнце — это звезда с диаметром 1400000 км, то есть в 109 раз большим, чем диаметр Земли. Общеизвестно, что солнечное тепло и свет — источники нашей жизни. Солнце — …

● Планета Марс

Планета Марс – четвертая в солнечной системе, расположенная после Меркурия, Венеры, Земли. Ее масса составляет 10.7% от массы Земли, экваториальный радиус равен 3396.2 км. Сферический период обращения, то есть …

● Как бы выглядели планеты на месте луны

Человечество настолько привыкло к ночному небесному светилу — Луне, что практически не обращают на нее никакого внимания. А что если немного пофантазировать и попробовать заменить ее на другие …

● Спутник Урана Миранда

Спутник Миранда – самый большой из всех приближенных к планете Уран из всех собратьев. Открыл его в 1948 году Джерард Койпер, американский ученый-астроном. Спутнику дали имя героини пьесы …

Исследования

Анимация вращения Тефии
В 1979 году мимо Сатурна пролетел аппарат «Пионер-11». Максимальное сближение с Тефией, 329 197 км, произошло 1 сентября 1979 года.

Год спустя, 12 ноября 1980 года, «Вояджер-1» пролетел на минимальном расстоянии 415 670 км от Тефии. Его близнец, «Вояджер-2», 26 августа 1981 прошел ближе, около 93 000 км. «Вояджер-1» передал только одно изображение Тефии с разрешением менее 15 км, а «Вояджер-2», пролетевший ближе к спутнику, обошёл его почти кругом (270°) и передал снимки с разрешением менее 2 км. Первой крупной деталью поверхности, обнаруженной на Тефии, был каньон Итака. Изо всех спутников Сатурна Тефия была отснята «Вояджерами» наиболее полно.

В 2004 году на орбиту вокруг Сатурна вышел аппарат «Кассини». Во время своей основной миссии с июня 2004 по июнь 2008 года он совершил один очень близкий целевой пролёт возле Тефии 24 сентября 2005 года на расстоянии 1503 км. Позже «Кассини» выполнил ещё много нецелевых сближений с Тефией на расстояние порядка десятков тысяч километров. Он будет делать такие сближения и в дальнейшем.

Во время сближения 14 августа 2010 года (расстояние 38 300 км) был детально отснят четвёртый по величине кратер на Тефии, Пенелопа, диаметр которого составляет 207 км.

Наблюдения «Кассини» позволили составить высококачественные карты Тефии с разрешением 0,29 км. Космический аппарат получил спектры разных участков Тефии в ближнем инфракрасном спектре, показывающие, что её поверхность состоит из водяного льда, смешанного с тёмным материалом. Наблюдения в дальнем инфракрасном спектре позволили оценить крайние возможные значения болометрического альбедо Бонда. Радиолокационные наблюдения на длине волны 2,2 см показали, что ледяной реголит имеет сложную структуру и очень пористый. Наблюдения плазмы в окрестностях Тефии указывают, что она не выбрасывает в магнитосферу Сатурна какую-либо плазму.

Определённых планов по исследованию Тефии будущими космическими аппаратами пока нет. Возможно, в 2020 году в систему Сатурна будет направлена миссия Titan Saturn System Mission.

Исследование спутника Тефия

К спутнику летали Пионер-11 (1979), Вояджеры 1 (1980) и 2 (1981). Они прислали отличные фото спутника Тефия, передав лунные геологические особенности. В 2004 году за ней периодически наблюдал Кассини, отобразивший ее истинный цвет и уровень яркости.

На ведущем полушарии есть темная голубая полоса, расположившаяся на 20° севернее и южнее экваториальной линии.

Скорее всего, полоса сформировалась под влиянием энергетических электронов планетарной магнитосферы и ударными формированиями, приближенными к экватору. Пока никто не может понять, почему лунный состав богат таким водным объемом. Возможно, все дело в кольцах и влиянии внутренних спутников. Но это мы узнаем лишь с отправкой следующих зондов. Ниже представлена карта спутника Сатурна Тефия и качественные фото в высоком разрешении.

Примечания

  1. 12
    Planetary Satellite Mean Orbital Parameters (англ.). JPL’s Solar System Dynamics group (23 August 2013). Проверено 16 сентября 2014. Архивировано из первоисточника 6 мая 2014.

  2. Williams D. R. Saturnian Satellite Fact Sheet (англ.). NASA (22 February 2011). Проверено 16 сентября 2014. Архивировано из первоисточника 12 июля 2014.
  3. 12345
    Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C. Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 763–781. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book..763R. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_24.

  4. Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al. (December 2006). «The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data». The Astronomical Journal 132 (6): 2520—2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J. doi: 10.1086/508812
  5. 12345678910
    Jaumann, R.; Clark, R. N.; Nimmo, F.; Hendrix, A. R.; Buratti, B. J.; Denk, T.; Moore, J. M.; Schenk, P. M. et al. Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 637–681. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book..637J. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_20.
  6. 123
    Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. (2007). «Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act». Science
    315
    (5813): 815. DOI:10.1126/science.1134681. PMID 17289992. Bibcode: 2007Sci…315..815V. (supporting online material, table S1)
  7. 12
    Howett, C. J. A.; Spencer, J. R.; Pearl, J.; Segura, M. (2010). «Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements». Icarus
    206
    (2): 573–593. DOI:10.1016/j.icarus.2009.07.016. Bibcode: 2010Icar..206..573H.
  8. 123
    Stone, E. C.; Miner, E. D. (January 1982). «Voyager 2 Encounter with the Saturnian System». Science
    215
    (4532): 499–504. DOI:10.1126/science.215.4532.499. PMID 17771272. Bibcode: 1982Sci…215..499S.

  9. Hamilton C. J. Tethys (англ.). Views of the Solar System. Проверено 16 сентября 2014. Архивировано из первоисточника 17 сентября 2014.

  10. G.D. Cassini (1686—1692). «An Extract of the Journal Des Scavans. of April 22 st. N. 1686. Giving an account of two new Satellites of Saturn, discovered lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory at Paris». Philosophical Transactions 16 (179—191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013. JSTOR 101844
  11. 12
    Van Helden, Albert (August 1994). «Naming the satellites of Jupiter and Saturn». The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society
    32
    : 1–2.

  12. As reported by William Lassell, «Satellites of Saturn». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42-43. 14 January 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L
  13. 1234
    Matson, D. L.; Castillo-Rogez, J. C.; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, W. B. The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn’s Mid-Sized Icy Satellites // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 577–612. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book..577M. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_18.
  14. 12
    Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). «Magnetic portraits of Tethys and Rhea». Icarus 193 (2): 465—474. Bibcode 2008Icar..193..465K. doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005

  15. Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A. et al. (2007). «Shapes of the saturnian icy satellites and their significance». Icarus
    190
    (2): 573–584. DOI:10.1016/j.icarus.2007.03.012. Bibcode: 2007Icar..190..573T.

  16. Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus
    185
    (1): 258–273. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. Bibcode: 2006Icar..185..258H.
  17. 123
    Ostro, S.; West, R.; Janssen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunine, J.; Wye, L. et al. (2006). «Cassini RADAR observations of Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion, and Phoebe». Icarus 183 (2): 479—490. Bibcode 2006Icar..183..479O. doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019
  18. 123
    Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. et al. (2007). «Saturn’s icy satellites investigated by Cassini-VIMSI. Full-disk properties: 350-5100 nm reflectance spectra and phase curves» Icarus 186: 259—290. Bibcode 2007Icar..186..259F. doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001

  19. Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). «Constraining the surface properties of Saturn’s icy moons, using Cassini/CIRS emissivity spectra». Icarus 187 (2): 574—583. Bibcode 2007Icar..187..574C. doi: 10.1016/j.icarus.2006.09.008
  20. 123
    Schenk, P.; Hamilton, D. P.; Johnson, R. E.; McKinnon, W. B.; Paranicas, C.; Schmidt, J.; Showalter, M. R. (2011). «Plasma, plumes and rings: Saturn system dynamics as recorded in global color patterns on its midsize icy satellites». Icarus 211: 740—757. Bibcode 2011Icar..211..740S. doi: 10.1016/j.icarus.2010.08.016
  21. 123456
    Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et al. (2004). «Large impact features on middle-sized icy satellites». Icarus
    171
    (2): 421–443. DOI:10.1016/j.icarus.2004.05.009. Bibcode: 2004Icar..171..421M.

  22. Chen, E. M. A.; Nimmo, F. (March 2008). «Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations». Lunar and Planetary Science XXXIX. Bibcode: 2008LPI….39.1968C.
  23. 123
    Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C. (2007). «Tethys: Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma». Geophysical Research Letters
    34
    (21). DOI:10.1029/2007GL031467. Bibcode: 2007GeoRL..3421203G.
  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 from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 613–635. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book..613D. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_19.
  25. 12
    Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Origin of the Saturn System // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 55–74. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book…55J. — DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_3.

  26. Canup, R. M. (2010). «Origin of Saturn’s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite». Nature
    468
    (7326): 943–946. DOI:10.1038/nature09661. Bibcode: 2010Natur.468..943C.
  27. 12
    Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). «Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S. doi: 10.1029/JB093iB08p08779

  28. Hillier, J.; Squyres, Steven (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H. doi: 10.1029/91JE01401

  29. Daniel Muller. Pioneer 11 Full Mission Timeline. Архивировано из первоисточника 3 марта 2012.
  30. 123
    Daniel Muller. Missions to Tethys. Архивировано из первоисточника 3 марта 2011.
  31. 12
    Stone, E. C.; Miner, E. D. (April 1981). «Voyager 1 Encounter with the Saturnian System». Science
    212
    (4491): 159–163. DOI:10.1126/science.212.4491.159. Bibcode: 1981Sci…212..159S.

  32. Снимок Тефии, сделанный «Вояджером-1»

  33. Saturn Tour Dates (2011—2017). JPL/NASA.

  34. Seal, David A.; Buffington, Brent B. The Cassini Extended Mission // Saturn from Cassini-Huygens / M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — P. 725–744. — 813 p. — ISBN 978-1-4020-9217-6. — Bibcode: 2009sfch.book..725S. — 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». JPL/NASA

Ссылки

  • Карта Тефии с названиями деталей поверхности
История открытия
Первооткрыватель Джованни Кассини
Дата открытия 21 марта 1684
Орбитальные характеристики
Большая полуось 294 672 км
Эксцентриситет 0,0001
Период обращения 1,887802 дня
Наклонение орбиты 1,12° (к экватору Сатурна)
Физические характеристики
Диаметр 1076,8×1057,4×1052,6 км
Средний радиус 531,1±0,6 км (0,083 земного)
Масса 6,17449±0,00132·1020 кг
Плотность 0,984±0,003 г/см³
Ускорение свободного падения 0,145 м/с²
Период вращения вокруг оси синхронизирован (всегда повёрнут к Сатурну одной стороной)
Альбедо 0,8±0,15 (Бонд), 1,229±0,005 (геом.), 0,67±0,11 (болометрич.)
Температура поверхности 86 K (−187 °C)
Атмосфера отсутствует
Тефия
на Викискладе
Информация
в Викиданных
Спутники Сатурна
Спутники-пастухиS/2009 S 1 · Пан · Дафнис · Атлас · Прометей · Пандора
Внутренние крупные (и их троянские спутники)Мимас · Энцелад · Тефия (Телесто · Калипсо) · Диона (Елена · Полидевк)
АлькионидыМефона · Анфа · Паллена
Внешние крупныеРея · Титан · Гиперион · Япет
НерегулярныеЭскимосская (инуитская) группа:
Кивиок · Иджирак · Палиак · Сиарнак · Таркек
См. также: Кольца Сатурна ∅
Спутники в Солнечной системе
более 4000 км Ганимед • Титан • Каллисто
2000—4000 км Ио • Луна • Европа • Тритон
1000—2000 км Титания • Рея • Оберон • Япет • Харон • Ариэль • Умбриэль • Диона • Тефия
500—1000 км Энцелад
250—500 км Миранда • Протей • Мимас • Нереида • Ильмарэ • Хииака • Гиперион • Актея • Дисномия
100—250 км Феба • Ларисса • Янус • Галатея • Намака • Амальтея • Пак • Сикоракса • Порция • Форкий • Вант • Зоя • Тавискарон • Эпиметей
50—100 км Фива • Джульетта • Никта • Прометей • Элара • S/2000 (90) 1 • Таласса • Пандора • Белинда • Крессида • Гидра • Розалинда • Калибан • Наяда • Дездемона • Галимеда • Пасифе • Несо • Бианка • Вейвот • Просперо
По планетам (и карликовым) Меркурия • Венеры • Земли (Луна) • Марса • Астероидов • Юпитера • Сатурна • Урана • Нептуна • Плутона • Хаумеа • Эриды
Солнечная система
Центральная звезда и планетыСолнце • Меркурий • Венера • Земля • Марс • Юпитер • Сатурн • Уран • Нептун
карликовые планеты Церера • Плутон • Хаумеа • Макемаке • Эрида • Кандидаты: Седна • Орк • Квавар • 2007 OR10 • 2002 TC302
крупные спутники Ганимед • Титан • Каллисто • Ио • Луна • Европа • Тритон • Титания • Рея • Оберон • Япет • Харон • Ариэль • Умбриэль • Диона • Тефия • Энцелад • Миранда • Протей • Мимас • Нереида
Спутники / кольца Земли • Марса • Юпитера / ∅ • Сатурна / ∅ • Урана / ∅ • Нептуна / ∅ • Плутона / ∅ • Хаумеа • Эриды
Первые открытые астероиды (2) Паллада • (3) Юнона • (4) Веста • (5) Астрея • (6) Геба • (7) Ирида • (8) Флора • (9) Метида • (10) Гигея • (11) Парфенопа
Малые тела Метеороиды • астероиды / их спутники (околоземные · основного пояса · троянские · кентавры) • транснептуновые (пояс Койпера (плутино · кьюбивано) · рассеянный диск) • дамоклоиды • кометы (облако Оорта)
Астрономические объекты • Портал:Астрономия • Проект:Астероиды
Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии.

тефия спутник армения, тефия спутник кинотеатр, тефия спутник узбекистан, тефия спутник юпитера

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4.5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: