Тефия (спутник)

| | | | | 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.

Спутники Сатурна Диона и Тефия устроили затмение

Спутник Сатурна Тефия скрылась от наблюдавшего за ней аппарата Cassini за другим естественным спутником планеты — Дионой. Все затмение длилось считанные минуты.

Космический аппарат Cassini заснял затмение, когда один из спутников Сатурна прикрыл другой. Диона прошла перед Тефией, временно закрывая часть ее поверхности. Каждое из трех представленных изображений от соседнего отделяет одна минута.

На изображениях ярко освещены дальние от Сатурна стороны Дионы и Тефии. Диаметр Дионы составляет 1123 км. За ней скрывается Тефия, диаметр которой 1062 км. Диона расположена на расстоянии 2,2 млн км от Cassini, Тефия — в 2,6 млн км.

Солнце освещает левые от наблюдателя полушария спутников. Однако правый бок Тефии также слегка освещен: на него падает отраженный Сатурном свет. На Дионе же этого светлого пятна не видно из-за особенностей расположение объектов. Кроме того, на Тефии можно разглядеть большой кратер Одиссей, диаметр которого около 400 км.

Изображения получены в видимой части спектра 28 ноября 2009 года при помощи узкоугольной камеры. Пространственное разрешение для Дионы составляет 13 км на пиксель, для Тефии — 16 км.

Диона и Тефия — преимущественно ледовые тела. Оба спутника всегда повернуты к Сатурну одной стороной.

Сверх срока

Cassini — совместный проект NASA, Европейского космического агентства (ЕКА) и Итальянского космического агентства — запущен 15 октября 1997 года с мыса Канаверал. Миссия называлась Cassini-Huygens, так как вместе с орбитальным аппаратом к Сатурну улетел спускаемый зонд Huygens, разработанный ЕКА.

На орбиту Сатурна аппарат вышел в июне 2004 года. В декабре того же года Huygens отделился от Cassini и успешно достиг Титана 14 января 2005 года, собрав по пути данные об атмосфере второго по величине естественного спутника в Солнечной системе. Cassini же успешно отрабатывал основную четырехлетнюю миссию на орбите, передавая уникальную информацию и просто красивые снимки Сатурна, его спутников и колец.

В апреле 2008 года NASA приняла решение расширить миссию Cassini на два года (считая с июня). При этом продлились уже действующие проекты, связанные, например, с изучением магнитосферы Сатурна или сезонных изменений на планете и Титане. Аппарат обеспечивает новыми данными и другие исследования. Например, масштабную работу по изучению спутника Сатурна Энцелада, которую проводит Лаборатория реактивного движения в Пасадене (именно она и разрабатывала межпланетную станцию).

За два дополнительных года Cassini сделает 60 витков вокруг Сатурна, а также 26 раз успеет пролететь мимо Титана, семь раз мимо Энцелада и по одному разу мимо Дионы, Реи и Елены. Помимо спутников Сатурна аппарат продолжит изучать магнитосферу, кольца Сатурна и саму планету. Также планируется изучить сезонные изменения на Сатурне и Титане.

Название расширенной миссии — Cassini Equinox («Равноденствие»).

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 %.

Происхождение и эволюция

Как и все крупные спутники Урана, Титания, вероятно, сформировалась из аккреционного диска газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо появился при огромном столкновении, которое, скорее всего, и дало Урану очень большой наклон оси вращения. Точный состав диска неизвестен, однако относительно высокая плотность спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на меньшее содержание воды. Значительные количества углерода и азота могут находиться в виде CO и N2, а не в виде метана и аммиака. Спутники, образующиеся в таких туманностях, должны содержать меньше водяного льда (с CO и N2, удерживающимися в клатратах) и больше камня, что может объяснить высокую плотность.

Образование Титании, вероятно, продолжалось несколько тысяч лет. Её внешние слои разогревались столкновениями. Максимальная температура (около 250 K) была на глубине около 60 километров. После завершения формирования внешний слой остыл, а внутренний стал нагреваться из-за распада радиоактивных элементов в недрах. Поверхностный слой за счёт охлаждения сжимался, в то время как нагревающийся внутренний расширялся. Это вызвало в коре Титании сильные напряжения и дало многочисленные разломы, в том числе, возможно, часть наблюдаемых сейчас. Этот процесс должен был длиться около 200 млн лет, и в таком случае эндогенная активность на Титании исчезла миллиарды лет назад.

Тепла от изначальной аккреции и продолжавшегося далее распада радиоактивных элементов, вероятно, хватило, чтобы расплавить лед, если в нём есть какие-либо антифризы — аммиак (в форме гидрата аммиака) или соль. Дальнейшее таяние могло привести к отделению льда от камня и формированию каменного ядра, окруженного ледяной мантией. На их границе мог появиться слой жидкой воды, насыщенной аммиаком. Эвтектическая температура этой смеси — 176 К. Если бы температура океана опустилась ниже этого значения, он бы замёрз и расширился. Это может объяснить появление большинства каньонов. Но данные о геологической истории Титании до сих пор очень скудны.

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.

Спутник Сатурна Тефия

Спутник Тефия вращается вокруг Сатурна, занимая третью по счету орбиту. Иногда его именуют Фетидой, но это неверно, так как в мифологии это две совершенно разные персоны. А назван он именем титаниды Тефии, дочери Геи и Урана. Открытие его Доменико Кассини состоялось в 1684 году.

Тефия – не очень большое небесное тело, его диаметр чуть больше одной тысячи километров. Он является обладателем грандиозного кратера, названного Одиссей, его размер равен четыремстам километрам. Кроме того, на поверхности присутствует не менее огромный каньон Итака, который занимает по длине три четвертых окружности спутника Тефия.

Поистине уникальным для Солнечной системы можно назвать факт, что Тефия имеет двух своих собственных сопровождающих. Их назвали Калипсо и Телесто, они несутся по орбите рядом с Тефией, один сзади, другой спереди. И это космический нонсенс – три спутника на одной и той же орбите.

Спутник Тефия: особенности поверхности

Особенности строения спутника заключаются в том, что на его поверхности имеется два различных типа геологических регионов. Одни почти сплошь покрыты кратерами, а другие, напротив, расчерчены полосами ледяных утесов вперемешку с единичными кратерами, причем полосы тянутся через весь спутник.

Дно большого количества кратеров покрыто неизвестной светлой субстанцией в отличие от кратеров на Гиперионе – еще одном спутнике Сатурна. Гиперион отличается тем, что на дне его ударных воронок нашли, наоборот, темное вещество. Плотность спутника Тефия указывает на то, что состав ее коры – почти полностью водяной лед. Есть версия о том, что в незапамятные времена спутник был жидким, а возникновение ледяных утесов напрямую связано с тем, что при замерзании поверхность Тефии начала трескаться.

Какими еще процессами был обусловлен столь необычный вид далекого ледяного небесного тела? Для того чтобы получить об этом информацию, НАСА в 2005 году задало направление космическому аппарату «Кассини», исследующем планеты Солнечной системы, чтобы он пролетел рядом с загадочным спутником Тефия. «Кассини» сделал ряд снимков, ученые-астрономы, изучив их, предположили, что такой белый цвет спутник имеет не только потому, что он изо льда. Мельчайшая ледяная пыль, постоянно сыплющаяся на него с одного из сатурнианских колец и частицы льда, которые вбрасываются в космос с Энцелада – вот дополнительные факторы, придающие ему белый цвет. Но, как бы то ни было, странные структуры, образованные на спутнике Тефия некоторыми кратерами, до сих пор остаются необъясненными.

Одиссей и Итака

Огромный кратер Одиссей, по-видимому, образовался от столкновения Тефии с каким-то грандиозным космическим телом. Его иногда еще называют Великая Котловина. Он расположен на полушарии, которое обращено вперед по направлению движения спутника Тефия. Древность кратера подчеркивает множество его мелких копий, расположенных непосредственно по всей площади дна Одиссея.

Южный полюс Тефии отмечен поистине гигантским разломом, который проложил себе диагональный путь от середины полюса и вниз. Какова причина образования столь чудовищного по размерам образования? Ответа пока на этот вопрос нет. Ущелье, названное Итакой, тянется на две тысячи километров, а ширина его доходит до ста километров.

Хотя астрономы называют возможную причину образования такого разлома на спутнике Тефия. Остывание и замерзание жидкого океана, которым когда-то была поверхность, стали причиной образования не только ледяных скал, но и каньона Итака. Появился он из-за растрескивания коры.

Теория существования в давние времена океана на Тефии провоцирует задать вечный вопрос: а вдруг там рано или поздно обнаружатся признаки жизни? Пусть и бывшей.

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.

Поверхность спутника Тефия

На поверхности луны Сатурна есть множество крупных элементов, которые имеют различный оттенок и степень яркости. На поверхности ведомого полушария, возле его центрального сегмента, поверхность отличается более красным и темным цветом, чем ведущее полушарие. На последнем также отмечается более высокая интенсивность красного в центральной части, но здесь нет явного потемнения. Это показывает, что самая нейтральная по цвету поверхность там, где эти два полушария разделены. Наличие подобной окраски является характерным признаком для спутников газового гиганта, имеющих средние размеры. Причины подобного цветового контраста могут заключаться в отложении частиц льда на ведущем полушарии, когда оно пересекает кольцо Е. Темные частицы оседают на заднем полушарии по причине падения вещества, приходящего с внешних лун Сатурна. К тому же, ведомое полушарие может подвергаться мощному воздействию плазмы, выделяемой магнитосферой газового гиганта.

В геологическом плане Тефия продолжает оставаться сравнительно простым спутником. На ее поверхности есть множество холмов и кратеров, большинство из которых имеют диаметр в 40км. Задняя часть полушария покрыта гладкой равниной. Астрономы доказали наличие крупных тектонических структур, среди которых несколько впадин и каньонов.

Западная часть спутника Тефия носит следы соприкосновения с крупным астероидом, в результате которого на поверхности остался кратер размером в 450 км. Он занимает примерно 40% от всего диаметра спутника. К настоящему моменту кратер успел стать достаточно плоским. Его дно находится на уровне плоскости самого спутника. По всей видимости, причиной такого эффекта стала вязкая релаксация или распрямление ледяной мантии. Но стенки кратера вздымаются на 5000 м над уровнем поверхности спутника. В центральной части Одиссея есть глубокая впадина, вокруг которой находятся массивы, стремящиеся ввысь на 9 км надо дном.

Вторым главным элементом на поверхности спутника является каньон Итака громадных размеров. Его протяженность составляет свыше 2000км, что равно 75% от окружности всей луны Сатурна. Средние показатели глубины находятся в пределах 3000 метров, ширина же каньона в нескольких местах достигает размеров в 100 км. На этот каньон припадает более 1/10 от всей поверхности Тефии.

По всей видимости, образование Итаки произошло под действием затвердевания подземного океана спутника. В этот период мантия расширилась, что привело к растрескиванию поверхности. Причиной образования океана, который в дальнейшем замерз, мог стать орбитальный резонанс с Дионой, что привело к нагреву недр. Когда он завершился, океан окончательно замерз. Но у подобной модели есть ряд проблем, по причине которых ученые разрабатывают еще одну версию образования Итаки.

В связи с ней на спутнике образовалась мощная ударная волна, которая возникла в момент удара астероида, сформировавшего кратер Одиссей. Именно эта волна привела к появлению гигантских трещин на поверхности планеты. В этом случае Итаку можно назвать самым внешним кольцевым гребнем Одиссея. Тем не менее, анализ возраста и концентрация кратеров на поверхности доказывает, что Итака появилась раньше Одиссея, поэтому гипотеза об их одновременном появлении сегодня больше не находит приверженцев.

Наличие гладких равнин на ведомом полушарии наблюдается за Одиссем. Они отличаются резкой границей в месте, где начинается кратерированная местность. Равнина находится возле антипода Одиссея, что может быть признаком их взаимной связи. Некоторые астрономы предполагают, что равнины были созданы благодаря фокусированию сейсмических волн, которые были образованы при соприкосновении астероида и Тефии. Но ровная плоскость и наличие явных границ демонстрирует то, что образование этого участка произошло под действием недр. Вероятно, литосфера Тефии была потревожена в процессе образования Одиссея.

Большая часть кратеров на спутнике отличаются наличием только центрального пика. Те из них, которые имеют свыше 150км в диаментре, отличаются сложными кольцевыми пиками. Но лишь у Одиссея наблюдается центральная депрессия, которая имеет вид центральной ямы. Более старые свидетельства столкновений луны Сатурна с астероидами отличаются небольшой глубиной, что отличает их от молодых. В этом и проявляется процесс релаксации мантии.

Количество кратеров на поверхности спутника не равномерно. Это является свидетельством того, что спутник определенное время проявлял геологическую активность. На старых участках представлено максимально количество кратеров. Это дает возможность справиться с определением хронологии для спутника. Самые кратерированные участки местности имеют максимальный возраст. Их можно сравнить с возрастом существования нашей солнечной системы. Наиболее молодой структурой является местность в районе кратера Одиссей. Специалисты считают, что она образовалась примерно 1-3 млрд. лет назад. Исследователи пришли к мнению, что Итака старше Одиссея, на что намекает концентрация кратеров.

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.

Процесс исследований Тефии

Космические аппараты серии «Вояджер» были первыми зондами, которые пролетали над поверхностью спутника. Первая модель находилась в 415 тысячах км над Тефией, а второй «Вояджер» был всего в 93000 км над ледяной поверхностью. «Вояджер-1» отправил на Землю всего один снимок, на котором была поверхность спутника. Его разрешение было не более 15 км. Но уже «Вояджер-2» смог подлететь ближе к спутнику, а также пролетел практически вокруг Тефии, обеспечивая передачу множества изображений при разрешении 2 км. Первый крупный элемент, который был отмечен на поверхности луны Сатурна, стала Итака. Среди всех прочих спутников Сатурна именно Тефии «Вояджеры» уделили максимум внимания.

Несколько лет назад, в 2004 году к орбите Сатурна добрался «Кассини». Его основная миссия, которая длилась примерно 4 года, позволила совершить целевой полет к этому спутнику. Во время облета Тефии «Кассини» был на дистанции в 1500000м от ее ледяной поверхности. Позднее космический аппарат смог совершить несколько повторных сближений с луной Сатурна, но расстояние до ее поверхности измерялось уже в десятках тысяч километров. Во время пролета, который состоялся в августе 2010 года, удалось получить сведения о четвертом по величине кратере на поверхности спутника. Диаметр Пенелопы, именно так назван кратер, достигает 200 км.

Благодаря наблюдениям, проведенным с помощью космического аппарата «Кассини», удалось получить более качественную карту поверхности спутника. Также установленное на зонде оборудование позволило провести исследование поверхности в инфракрасном спектре. Их результаты продемонстрировали, что поверхность Тефии полностью покрыта твердым льдом, имеющим водяную структуру. Выполнение радиолокационных наблюдений позволило отметить наличие сложной и пористой структуры реголита, покрывающего планету. Исследование плазмы, которая находится возле спутника, демонстрирует то, что Тефия не выбрасывает плазму, находясь в магнитосфере газового гиганта. Космические миссии, разрабатываемые на сегодня, не имеют перед собой цели исследовать поверхность этого спутника. Но уже в 2020 году к планете планируют направить новую экспедицию, которая сможет предоставить дополнительные данные о Тефии.

Примечания

↑ 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.
↑
Williams D. R. Saturnian Satellite Fact Sheet (англ.). NASA (22 February 2011). Проверено 16 сентября 2014. Архивировано из первоисточника 12 июля 2014.
↑ 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.
↑
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
↑ 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.
↑ 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)
↑ 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.
↑ 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.
↑
Hamilton C. J. Tethys (англ.). Views of the Solar System. Проверено 16 сентября 2014. Архивировано из первоисточника 17 сентября 2014.
↑
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
↑ 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.
↑
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
↑ 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.
↑ 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
↑
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.
↑
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.
↑ 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
↑ 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
↑
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
↑ 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
↑ 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.
↑
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.
↑ 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.
↑ 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.
↑ 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.
↑
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.
↑ 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
↑
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
↑
Daniel Muller. Pioneer 11 Full Mission Timeline. Архивировано из первоисточника 3 марта 2012.
↑ 123
Daniel Muller. Missions to Tethys. Архивировано из первоисточника 3 марта 2011.
↑ 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.
↑
Снимок Тефии, сделанный «Вояджером-1»
↑
Saturn Tour Dates (2011—2017). JPL/NASA.
↑
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.
↑
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-пастухи

S/2009 S 1 · Пан · Дафнис · Атлас · Прометей · Пандора

Внутренние крупные (и их троянские спутники)

Мимас · Энцелад · Тефия (Телесто · Калипсо) · Диона (Елена · Полидевк)

Алькиониды

Мефона · Анфа · Паллена

Внешние крупные

Рея · Титан · Гиперион · Япет

Нерегулярные

Эскимосская (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 планеты	Солнце • 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

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 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.

Тефия – спутник Сатурна