Эта статья входит в число добротных статей

Тефия (спутник): различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Нет описания правки
корр. перев., стиль, разн. уточн., оформ. источников
Строка 7: Строка 7:
| Первооткрыватель = [[Кассини, Джованни|Джованни Кассини]]
| Первооткрыватель = [[Кассини, Джованни|Джованни Кассини]]
| Дата открытия-ref =[[21 марта]] [[1684]]
| Дата открытия-ref =[[21 марта]] [[1684]]
|Большая полуось=294,62 тыс. Км <!--- Computed using http://cfa-www.harvard.edu/iau/NatSats/NaturalSatellites.html µ value --->
|Большая полуось=294 672 км<ref name=ssd_jpl_nasa_orb/>
|Эксцентриситет=0,0001<ref name=ssd_jpl_nasa_orb/>
|Эксцентриситет=0,000 1<ref name="один">Jacobson, R.A. (2006) SAT252 (2007-06-28). [http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#saturn "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters"]. JPL/NASA.</ref><ref name="два">[http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc NASA Celestia]</ref>
|Период обращения=1,887802 дня<ref name="два" />
|Период обращения=1,887802 дня<ref name=saturnian_sat_fact/>
| Наклон орбиты = 1,12° (к экватору Сатурна)
| Наклон орбиты = 1,12° (к экватору Сатурна)
|-
|-
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" align="center"| Физические характеристики
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" align="center"| Физические характеристики
| Диаметр =1076,8×1057,4×1052,6 км<ref name=Roatsch_2009/>
| Диаметр =1076,8×1057,4×1052,6 км<ref name="три">Roatsch, T.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C. (2009). "Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 763–781. doi:[http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_24 10.1007/978-1-4020-9217-6_24]. [[ISBN]] 978-1-4020-9216-9.</ref>
|Средний радиус=531,1±0,6 км<ref name="три" /> <br /> (0,083 земного)
|Средний радиус=531,1±0,6 км<ref name=Roatsch_2009/> <br /> (0,083 земного)
| Объём=623,085 млн. км³
| Объём=623 млн км³
|Масса=6,17449±0,00132{{e|20}} кг<ref name="четыре">Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al. (December 2006). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2520J «The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data»]. The Astronomical Journal 132 (6): 2520—2526. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2520J 2006AJ….132.2520J]. doi: [http://dx.doi.org/10.1086%2F508812 10.1086/508812]</ref>
|Масса=6,17449±0,00132{{e|20}} кг<ref name="четыре">Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al. (December 2006). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2520J «The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data»]. The Astronomical Journal 132 (6): 2520—2526. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2520J 2006AJ….132.2520J]. doi: [http://dx.doi.org/10.1086%2F508812 10.1086/508812]</ref>
| Плотность=0,984±0,003 г/см³<ref name="три" />
| Плотность=0,984±0,003 г/см³<ref name=Roatsch_2009/>
| Ускорение свободного падения =0,145 м/с²
| Ускорение свободного падения =0,145 м/с²
|Период вращения=[[Синхронный спутник|синхронизирован]]<ref name="пять">Jaumann, R.; Clark, R. N.; Nimmo, F.; Hendrix, A. R.; Buratti, B. J.; Denk, T.; Moore, J. M.; Schenk, P. M. et al. (2009). Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes. pp. 637—681. doi: [http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_20 10.1007/978-1-4020-9217-6_20]</ref><br />(всегда повёрнут к Сатурну одной стороной)
|Период вращения=[[Синхронный спутник|синхронизирован]]<ref name=Jaumann_2009/><br />(всегда повёрнут к Сатурну одной стороной)
| Наклон осевого вращения=отсутствует
| Наклон осевого вращения=отсутствует
|Альбедо=0,8±0,15 (Бонд)<ref name="пять" />, <br /> 1,229±0,005 (геометр.)<ref name="шесть">Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. (2007). «Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act». Science 315 (5813): 815. doi: [http://dx.doi.org/10.1126%2Fscience.1134681 10.1126/science.1134681]. PMID [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17289992 17289992]. edit (supporting online material, table S1)</ref>, <br /> 0,67±0,11 (болометрич.)<ref name="восемь">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. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2009.07.016 10.1016/j.icarus.2009.07.016]</ref>
|Альбедо=0,8±0,15 (Бонд)<ref name=Jaumann_2009/>, <br /> 1,229±0,005 (геом.)<ref name=Verbiscer_2007>{{cite journal |author=Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. |year=2007 |title=Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act |journal=Science |volume=315 |issue=5813 |pages=815 |doi=10.1126/science.1134681 |pmid=17289992 |bibcode=2007Sci...315..815V}} (supporting online material, table S1)</ref>, <br /> 0,67±0,11 (болометрич.)<ref name=Howett_2010>{{cite journal |author=Howett, C. J. A.; Spencer, J. R.; Pearl, J.; Segura, M. |year=2010 |title=Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements |journal=Icarus |volume=206 |issue=2 |pages=573–593 |doi=10.1016/j.icarus.2009.07.016 |bibcode=2010Icar..206..573H}}</ref>
| Температура=86 [[Кельвин|K]] (−187 °C)<ref name="девять">Stone, E. C.; Miner, E. D. (1982). «Voyager 2 Encounter with the Saturnian System». Science 215 (4532): 499—504. doi: [http://dx.doi.org/10.1126%2Fscience.215.4532.499 10.1126/science.215.4532.499]. PMID [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17771272 17771272]</ref>
| Температура=86 [[Кельвин|K]] (−187 °C)<ref name=Stone_1982/>
| Атмосфера=отсутствует
| Атмосфера=отсутствует
}}
}}
'''Те́фия (Те́тис)''' ({{lang-grc|Τηθύς}}) — [[Спутники Сатурна|спутник]] [[Сатурн]]а средней величины, его диаметр составляет около 1060 км. Тефия была открыта [[Кассини, Джованни Доменико|Джованни Кассини]] в [[1684 год]]у и получила имя одного из титанов греческой мифологии. Видимая звёздная величина Тефии составляет 10,2<ref name="десять">[http://www.oarval.org/ClasSaten.htm «Classic Satellites of the Solar System»]. Observatorio ARVAL</ref>.
'''Те́фия (Те́тис)''' ({{lang-grc|Τηθύς}}) — [[Спутники Сатурна|спутник]] [[Сатурн]]а средней величины, его диаметр составляет около 1060 км. Тефия была открыта [[Кассини, Джованни Доменико|Джованни Кассини]] в [[1684 год]]у и получила имя [[Тефида|одной из титанид]] греческой мифологии. Видимая [[звёздная величина]] Тефии — 10,2<ref name=Hamilton/>.


Тефия имеет сравнительно низкую плотность (0,98 г/см³), что указывает на то, что она состоит преимущественно из водяного льда с малой примесью пород. Спектроскопические замеры показали, что практически вся её поверхность состоит изо льда. Также на Тефии присутствует небольшое количество тёмного вещества неизвестного состава. Поверхность Тефии очень светлая, у неё нейтральный показатель цвета, она является второй по показателю альбедо из спутников Сатурна, после Энцелада.
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 [[Энцелад (спутник)|Энцелада]]) и почти не имеет цветового оттенка.


Тефия сильно кратерирована и имеет ряд крупных структур на своей поверхности. Крупнейшим кратером на Тефии является [[Одиссей (кратер)|Одиссей]] с диаметром около 400 км, крупнейшим рифтом — [[Итака (каньон)|каньон Итака]] имеет длину более 2000 км при ширине около 100 км. Эти две крупнейшие детали поверхности могут быть связаны между собой. Небольшая часть поверхности покрыта гладкой равниной, которая могла образоваться вследствие криовулканической активности. Как и другие регулярные спутники Сатурна, Тефия сформировалась к югу от диска туманности из газа и пыли, окружавшей Сатурн сразу после его образования.
Тефия усеяна множеством кратеров, крупнейший из которых — 450-километровый [[Одиссей (кратер)|Одиссей]]. Вдоль 3/4 окружности спутника тянется гигантский каньон длиной более 2000 км и шириной около 100 км — [[Итака (каньон)|каньон Итака]]. Эти две крупнейшие детали рельефа могут быть связаны происхождением. Небольшую часть поверхности Тефии занимает гладкая равнина, которая могла образоваться вследствие [[криовулкан]]ической активности. Как и другие регулярные спутники Сатурна, Тефия сформировалась из [[газопылевой диск|газопылевого диска]], окружавшего Сатурн первое время после его образования.


Тефия была изучена КА [[Пионер-11]] (1979 год), [[Вояджер-1]] (1980), [[Вояджер-2]] (1981) и АМС [[Кассини (КА)|Кассини]] в 2004 году, пролетавших вблизи неё.
Тефия была исследована с близкого расстояния космическими аппаратами «[[Пионер-11]]» (в 1979 году), «[[Вояджер-1]]» (1980), «[[Вояджер-2]]» (1981) и «[[Кассини (КА)|Кассини]]» (начиная с 2004 года).


Находится в [[орбитальный резонанс|орбитальном резонансе]] с [[троянские спутники|троянскими спутниками]] — [[Телесто (спутник)|Телесто]] и [[Калипсо (спутник)|Калипсо]].
Находится в [[орбитальный резонанс|орбитальном резонансе]] с двумя [[троянские спутники|троянскими спутниками]] — [[Телесто (спутник)|Телесто]] и [[Калипсо (спутник)|Калипсо]].


== Открытие и название ==
== Открытие и название ==
Тефия была открыта [[Кассини, Джованни|Джованни Кассини]] в [[1684 год]]у вместе с [[Диона (спутник)|Дионой]], другим спутником Сатурна. Открытие было сделано в [[Парижская обсерватория|парижской обсерватории]].
Тефия была открыта [[Кассини, Джованни Доменико|Джованни Кассини]] в 1684 году вместе с [[Диона (спутник)|Дионой]], другим [[Спутники Сатурна|спутником Сатурна]]. Открытие было сделано в [[Парижская обсерватория|Парижской обсерватории]].
Кассини назвал 4 открытых им [[Спутники Сатурна|спутников Сатурна]] «звёздами Людовика» ([[Латинский язык|лат.]] ''Sidera Lodoicea'') в честь короля [[История Франции|Франции]] [[Людовик XIV|Людовика XIV]]<ref name="людов">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: [http://dx.doi.org/10.1098%2Frstl.1686.0013 10.1098/rstl.1686.0013]. JSTOR [http://www.jstor.org/stable/101844 101844]</ref>. Астрономы долгое время обозначали Тефию как «третий спутник Сатурна» (''Saturn&nbsp;III'').
Кассини назвал 4 открытых им спутника Сатурна «звёздами Людовика» ({{lang-la|Sidera Lodoicea}}) в честь короля [[История Франции|Франции]] [[Людовик XIV|Людовика XIV]]<ref name="людов">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: [http://dx.doi.org/10.1098%2Frstl.1686.0013 10.1098/rstl.1686.0013]. JSTOR [http://www.jstor.org/stable/101844 101844]</ref>. Астрономы долгое время обозначали Тефию ''{{s|Saturn III}}'' («третий спутник Сатурна»).


Современное название спутника предложил [[Гершель, Джон|Джон Гершель]] (сын [[Гершель, Вильям|Вильяма Гершеля]], первооткрывателя Мимаса и Энцелада<ref name="сын">Van Helden, Albert (1994). [http://had.aas.org/hadnews/HADN32.pdf «Naming the satellites of Jupiter and Saturn»]. The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society (32): 1-2.</ref>) в [[1847]]. В своей публикации результатов астрономических наблюдений от 1847 года, сделанных на мысе Доброй Надежды<ref name="лассел">As reported by [[Лассел, Уильям|William Lassell]], [http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html «Satellites of Saturn»]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42-43. 14 January 1848. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1848MNRAS...8...42L Bibcode 1848MNRAS…8…42L]</ref>, Гершель предложил назвать семь известных на тот момент спутников Сатурна по именам [[Титан (мифология)|титанов]] — братьев и сестёр [[Кронос (мифология)|Кроноса]] (аналога [[Сатурн (мифология)|Сатурна]] в [[Греческая мифология|греческой мифологии]]).
Современное название спутника предложил [[Гершель, Джон|Джон Гершель]] (сын [[Гершель, Вильям|Вильяма Гершеля]], первооткрывателя Мимаса и Энцелада<ref name=Van_Helden_1994>{{cite journal |author=Van Helden, Albert |year=August 1994 |url=http://had.aas.org/hadnews/HADN32.pdf |title=Naming the satellites of Jupiter and Saturn |journal=The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society |volume=32 |pages=1–2}}</ref>) в 1847. В своей публикации результатов астрономических наблюдений от 1847 года, сделанных на мысе Доброй Надежды<ref name="лассел">As reported by [[Лассел, Уильям|William Lassell]], [http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html «Satellites of Saturn»]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42-43. 14 January 1848. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1848MNRAS...8...42L Bibcode 1848MNRAS…8…42L]</ref>, Гершель предложил назвать семь известных на тот момент спутников Сатурна по именам [[Титан (мифология)|титанов]] — братьев и сестёр [[Кронос (мифология)|Кроноса]] (аналога [[Сатурн (мифология)|Сатурна]] в [[Греческая мифология|греческой мифологии]]). Данный спутник получил имя [[Титаны|титаниды]] [[Тефида|Тефии (Тефиды)]]<ref name=Van_Helden_1994/>. Помимо этого, используются обозначения «{{s|Сатурн III}}» или «{{s|S III Тефия}}».

Тефия была названа по имени [[Титаны|титана]] из [[Древнегреческая мифология|греческой мифологии]]<ref name="сын" />. Помимо этого, используются также обозначения Сатурн III или S III Тефия.


== Орбита ==
== Орбита ==
Орбита Тефии расположена на расстоянии 295 000 км от центра Сатурна. Эксцентриситет орбиты незначителен, в то же время её наклон составляет около 1 градуса. Тефия находится в резонансе с [[Мимас (спутник)|Мимасом]], который, однако, не вызывает заметного эксцентриситета орбиты и приливного нагрева<ref name="орбита">Matson, D. L.; Castillo-Rogez, J. C.; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, W. B. (2009). The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn’s Mid-Sized Icy Satellites. pp. 577—612. doi: [http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_18 10.1007/978-1-4020-9217-6_18]</ref>.
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 [[орбитальный резонанс|резонансе]] с [[Мимас (спутник)|Мимасом]], который, однако, не вызывает заметного эксцентриситета орбиты и приливного нагрева<ref name=Matson_2009/>.


Орбита Тефии лежит глубоко внутри [[Магнитосфера|магнитосферы]] Сатурна. Тефия подвергается постоянной бомбардировке энергичных частиц (электронов и ионов), присутствующие в магнитосфере<ref name="магн">Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). «Magnetic portraits of Tethys and Rhea». Icarus 193 (2): 465—474. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..193..465K 2008Icar..193..465K]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2007.08.005 10.1016/j.icarus.2007.08.005]</ref>.
Орбита Тефии лежит глубоко внутри [[Магнитосфера|магнитосферы]] Сатурна. Тефия подвергается постоянной бомбардировке энергичных частиц (электронов и ионов), присутствующих в магнитосфере<ref name="магн">Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). «Magnetic portraits of Tethys and Rhea». Icarus 193 (2): 465—474. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..193..465K 2008Icar..193..465K]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2007.08.005 10.1016/j.icarus.2007.08.005]</ref>.


Соорбитальные луны [[Телесто (спутник)|Телесто]] и [[Калипсо (спутник)|Калипсо]] находятся в [[Точки Лагранжа|точках Лагранжа]] орбиты Тефии L<sub>4</sub> и L<sub>5</sub>, на 60 градусов впереди и позади неё соответственно.
Соорбитальные луны [[Телесто (спутник)|Телесто]] и [[Калипсо (спутник)|Калипсо]] находятся в [[Точки Лагранжа|точках Лагранжа]] орбиты Тефии L<sub>4</sub> и L<sub>5</sub>, на 60 градусов впереди и позади неё соответственно.
Строка 52: Строка 50:
== Физические характеристики ==
== Физические характеристики ==
[[Файл:Tethys map June 2008 PIA08416.jpg|thumb|240px|left|Карта поверхности Тефии]]
[[Файл:Tethys map June 2008 PIA08416.jpg|thumb|240px|left|Карта поверхности Тефии]]
При диаметре в 1066 км Тефия является 16-м по размерам спутником в Солнечной системе. Тефия представляет собой ледяное тело, похожее на [[Диона (спутник)|Диону]] и [[Рея (спутник)|Рею]]. Плотность Тефии равна 0,9735 г/см³, что говорит о преимущественно ледяном составе спутника. Доля каменных пород может не превышать 6 % в массе спутника<ref name="масс">Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A. et al. (2007). [http://www.geoinf.fu-berlin.de/publications/denk/2007/ThomasEtAl_SaturnMoonsShapes_Icarus_2007.pdf «Shapes of the saturnian icy satellites and their significance»]. Icarus 190 (2): 573—584. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..190..573T 2007Icar..190..573T]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2007.03.012 10.1016/j.icarus.2007.03.012]</ref>.
При диаметре в 1062 км Тефия является 16-м по размерам [[спутники в Солнечной системе|спутником]] в Солнечной системе. Это [[ледяной спутник|ледяное тело]], похожее на [[Диона (спутник)|Диону]] и [[Рея (спутник)|Рею]]. Плотность Тефии равна 0,984±0,003 г/см³<ref name=Roatsch_2009/>, что и говорит о преимущественно ледяном составе спутника<ref name=Thomas_2007>{{cite journal |author=Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A. et al. |year=2007 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/3883_9285_0.pdf |title=Shapes of the saturnian icy satellites and their significance |journal=Icarus |volume=190 |issue=2 |pages=573–584 |bibcode=2007Icar..190..573T |doi=10.1016/j.icarus.2007.03.012}}</ref>.


До сих пор неизвестно дифференцирована ли Тефия на каменное ядро и ледяную мантию. Однако, если она дифференцирована, радиус ядра составляет около 145 км. Из-за действия приливных и вращательных сил Тефия имеет форму трехосного эллипсоида. Существование подземного океана жидкой воды во внутренней части Тефии считается маловероятным<ref name="океан">Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects»]. Icarus 185 (1): 258—273. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H 2006Icar..185..258H]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.06.005 10.1016/j.icarus.2006.06.005]</ref>.
До сих пор неизвестно, [[гравитационная дифференциация|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<ref name=Hussmann_2006>{{cite journal |author=Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman |year=2006 |title=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects |journal=Icarus |volume=185 |issue=1 |pages=258–273 |bibcode=2006Icar..185..258H |doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005}}</ref>.


Поверхность Тефии одна из самых светлых (в визуальных длинах волн) в Солнечной системе, с визуальным альбедо равным 1,229. Этот очень высокий показатель альбедо возник в результате пескоструйной обработки частицами от сатурнианского кольца E, слабое кольцо состоит из мелких, водно-ледяных частиц, порождённых гейзерами южной полярной зоны Энцелада<ref name="шесть" />. Радиолокационное альбедо поверхности Тефии также очень высоко<ref name="альб">Ostro, S.; West, R.; Janssen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunine, J.; Wye, L. et al. (2006). [http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/40235/1/05-3668.pdf «Cassini RADAR observations of Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion, and Phoebe»]. Icarus 183 (2): 479—490. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..479O 2006Icar..183..479O]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.02.019 10.1016/j.icarus.2006.02.019]</ref>. Ведущее полушарие Тефии на 10-15 % ярче, чем ведомое<ref name="ярк">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..186..259F 2007Icar..186..259F]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.08.001 10.1016/j.icarus.2006.08.001]</ref>.
Поверхность Тефии — одна из самых светлых (в [[видимый диапазон|видимом диапазоне]]) в Солнечной системе, с визуальным альбедо 1,229. Вероятно, это результат её «[[пескоструйная обработка|пескоструйной обработки]]» частицами сатурнианского [[кольца Сатурна|кольца]] E — слабого кольца из мелких частиц водяного льда, порождённых гейзерами южной полярной зоны Энцелада<ref name=Verbiscer_2007/>. Радиолокационное альбедо Тефии тоже очень высокое<ref name="альб">Ostro, S.; West, R.; Janssen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunine, J.; Wye, L. et al. (2006). [http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/40235/1/05-3668.pdf «Cassini RADAR observations of Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion, and Phoebe»]. Icarus 183 (2): 479—490. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..479O 2006Icar..183..479O]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.02.019 10.1016/j.icarus.2006.02.019]</ref>. Ведущее полушарие спутника на {{s|10–15 %}} ярче, чем ведомое<ref name="ярк">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..186..259F 2007Icar..186..259F]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.08.001 10.1016/j.icarus.2006.08.001]</ref>.


Высокое альбедо показывает, что поверхность Тефии состоит из почти чистого водяного льда с небольшим количеством тёмного материала. В видимом спектре спутник является плоским и безликим, а ближе к ИК-диапазону имеются сильные полосы поглощения водяного льда в длинах видимых волн 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 мкм<ref name="ярк" />. Кроме водяного льда на Тефии нет других соединений, которые были бы идентифицированы<ref name="пять" /> (возможно состав включает органические вещества, [[аммиак]] и [[Оксид углерода(IV)|углекислый газ]]). Тёмный материал и лёд имеют те же спектральные свойства, что и на поверхности других тёмных лун Сатурна [[Япет (спутник)|Япета]] и [[Гиперион (спутник)|Гипериона]]. Наиболее вероятным кандидатом является [[нанофазное железо]] или [[гематит]]<ref name="пять" />. Измерения теплового излучения, а также радиолокационные наблюдения космического аппарата [[Кассини (КА)|Кассини]] показывают, что ледяной [[реголит]] на поверхности Тефии имеет структурный комплекс<ref name="альб" /> и большую пористость, превышающую 95 %<ref name="порист">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..187..574C 2007Icar..187..574C]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.09.008 10.1016/j.icarus.2006.09.008]</ref>.
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 [[Инфракрасное излучение|ИК-диапазоне]] (на длинах волн 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 мкм) содержит сильные [[спектральная линия поглощения|полосы поглощения]] водяного льда<ref name="ярк" />. Кроме льда, на Тефии нет идентифицированных соединений<ref name=Jaumann_2009/> (но есть предположение о наличии там органических веществ, [[аммиак]]а и [[Оксид углерода(IV)|углекислого газа]]). Тёмный материал имеет те же спектральные свойства, что и на поверхности других тёмных лун Сатурна — [[Япет (спутник)|Япета]] и [[Гиперион (спутник)|Гипериона]]. Наиболее вероятно, что это высокодисперсное железо или [[гематит]]<ref name=Jaumann_2009/>. Измерения теплового излучения, а также радиолокационные наблюдения космического аппарата «[[Кассини (КА)|Кассини]]» показывают, что ледяной [[реголит]] на поверхности Тефии имеет сложную структуру<ref name="альб" /> и большую пористость, превышающую 95 %<ref name="порист">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..187..574C 2007Icar..187..574C]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2006.09.008 10.1016/j.icarus.2006.09.008]</ref>.


== Поверхность ==
== Особенности поверхности ==
{{main|Список геологических структур на Тефии}}
{{main|Список деталей рельефа на Тефии}}


=== Цвет ===
=== Цвет ===
[[Файл:Color map of Tethys.jpg|thumb|240px|right|Цветная карта Тефии показывает темно-красное полушарие слева и голубоватую полосу на ведущем полушарии справа]]
[[Файл:Color map of Tethys.jpg|thumb|240px|right|Карта Тефии в усиленных цветах. Слева — красноватое ведомое полушарие, справа — ведущее полушарие с голубоватой полосой]]
Поверхность Тефии имеет ряд крупномасштабных особенностей, отличающихся по цвету, а иногда и яркости. Полушарие у [[Апекс (астрономия)|апексов]] и антиапексов движения становится все более красным и темным. Это потемнение является причиной асимметрии альбедо полушарий упоминаемой выше<ref name="темн">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2011Icar..211..740S 2011Icar..211..740S]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2010.08.016 10.1016/j.icarus.2010.08.016]</ref>. Ведущее полушарие также слегка краснеет вершиной движения при приближении, хотя и без заметного потемнения<ref name="темн" />. Такое раздвоение цвета приводит к существованию голубоватой полосы между полушариями, образующей большой круг, проходящий через полюса. Эта окраска и потемнение поверхности Тефии характерна для средних спутников Сатурна. Его происхождение может быть связано с отложением частиц льда с [[Кольца Сатурна|кольца E]] на ведущее полушарие и тёмных частиц, приходящих из космоса на заднее полушарие спутника. Затемнение заднего полушария также может быть вызвано воздействием плазмы из магнитосферы Сатурна, которая совместно вращается вместе с планетой<ref name="темн" />.
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<ref name="темн">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2011Icar..211..740S 2011Icar..211..740S]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2010.08.016 10.1016/j.icarus.2010.08.016]</ref>. Ведущее полушарие тоже слегка краснеет к центру, хотя и без заметного потемнения<ref name="темн" />. 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 Сатурна|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<ref name="темн" />.


=== Геология ===
=== 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 [[каньон]]ы и [[Впадина|впадины]]<ref name="муур">Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. (2004). [http://planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf «Large impact features on middle-sized icy satellites»]. Icarus 171 (2): 421-43. Bibcode [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..171..421M 2004Icar..171..421M]. doi: [http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.icarus.2004.05.009 10.1016/j.icarus.2004.05.009]</ref>.
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 [[тектоника|тектонические]] структуры — [[каньон]]ы и [[впадина|впадины]]<ref name=Moore_2004>{{cite journal |author=Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et al. |title=Large impact features on middle-sized icy satellites |journal=Icarus |year=2004 |volume=171 |issue=2 |pages=421–443 |doi=10.1016/j.icarus.2004.05.009 |bibcode=2004Icar..171..421M |url=http://planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf}}</ref>.


[[Файл:PIA07738 Tethys mosaic contrast-enhanced.jpg|thumb|240px|left|Вид Тефии с «[[Кассини (космический аппарат)|Кассини]]»: обращённое к Сатурну полушарие]]
[[Файл:PIA07738 Tethys mosaic contrast-enhanced.jpg|thumb|240px|left|Вид Тефии с «[[Кассини (космический аппарат)|Кассини]]»: обращённое к Сатурну полушарие]]
В западной части ведущего полушария Тефии доминирует большой ударный кратер [[Одиссей (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<ref name="муур" />.
В западной части ведущего полушария Тефии доминирует ударный кратер [[Одиссей (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. В центре Одиссея находится впадина {{s|2–4 км}} глубиной в окружении массивов, возвышающихся на {{s|6–9 км}} надо дном<ref name=Moore_2004/><ref name=Jaumann_2009/>.


[[Файл:Ithaca Chasma PIA07734.jpg|thumb|180px|right|Каньон Итака]]
[[Файл:Ithaca Chasma PIA07734.jpg|thumb|180px|right|Каньон Итака]]
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<ref name="муур" />. Каньон Итака занимает около 10 % поверхности Тефии. Каньон почти соприкасается с Одиссеем, который расположен лишь примерно в 20° от него<ref name="пять" />.
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<ref name=Moore_2004/>. 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)<ref name=Jaumann_2009/>.


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 [[Солнечная система|Солнечной системы]], который привёл к эксцентриситету орбиты и приливному нагреву недр Тефии. Океан был заморожен после того, как Тефия ушла из резонанса<ref name="итака">Chen, E. M. A.; Nimmo, F. (March 2008). [http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1968.pdf «Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations»]. Lunar and Planetary Science XXXIX</ref>. 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<ref name="муур" />. 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<ref name="пять" />.
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 [[орбитальный резонанс|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<ref name="итака">{{cite journal |author=Chen, E. M. A.; Nimmo, F. |year=March 2008 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1968.pdf |title=Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations |journal=Lunar and Planetary Science XXXIX |bibcode=2008LPI....39.1968C}}</ref>. Впрочем, эта модель имеет некоторые трудности<ref name=Giese_2007/><ref name=Moore_2004/>. Существует ещё одна версия формирования каньона Итака: когда произошло [[импактное событие|столкновение]], образовавшее гигантский кратер Одиссей, по Тефии прошла ударная волна, которая привела к растрескиванию хрупкой ледяной поверхности. В таком случае каньон Итака — самый внешний кольцевой грабен Одиссея<ref name=Moore_2004/>. Однако определение возраста по концентрации кратеров показало, что этот каньон старше Одиссея, что несовместимо с гипотезой об их совместном образовании<ref name=Jaumann_2009/><ref name=Giese_2007/>.


[[Файл:Tethys near true.jpg|thumb|240px|right|Одиссей огромный, неглубокий кратер (вверху, вблизи [[Терминатор (астрономия)|терминатора]])]]
[[Файл:Tethys near true.jpg|thumb|240px|right|Одиссей — огромный неглубокий кратер (вверху, вблизи [[Терминатор (астрономия)|терминатора]])]]


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 [[Антипод|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<ref name="пять" />.
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 [[антипод]]ом 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)<ref name=Jaumann_2009/>.


=== Кратеры и возраст ===
=== 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 [[Ударный кратер|ударные кратеры]], менее глубокие, чем молодые, что связано со степенью релаксации коры<ref name="пять" />.
Большинство [[ударный кратер|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<ref name=Jaumann_2009/>.


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<ref name="хронос">Dones, L.; Chapman, C. R.; McKinnon, W. B.; Melosh, H. J.; Kirchoff, M. R.; Neukum, G.; Zahnle, K. J. (2009). Icy Satellites of Saturn: Impact Cratering and Age Determination. pp. 613—635. doi: [http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_19 10.1007/978-1-4020-9217-6_19]</ref>. 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<ref name="хронос" />. Возраст каньона Итака занимает промежуточное положение между этими двумя эпохами, упомянутыми выше<ref name="возраст">Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C. (2007). [http://ciclops.org/media/sp/2007/4702_10268_0.pdf «Tethys: Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma»]. Geophysical Research Letters 34 (21).</ref>.
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)<ref name=Dones_2009/>. 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<ref name=Dones_2009/>. Каньон Итака, судя по концентрации кратеров, древнее Одиссея<ref name=Giese_2007>{{cite journal|author=Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C. |year=2007 |url=http://ciclops.org/media/sp/2007/4702_10268_0.pdf |title=Tethys: Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma |journal=Geophysical Research Letters |volume=34 |issue=21 |doi=10.1029/2007GL031467 |bibcode=2007GeoRL..3421203G}}</ref>.


== Образование и эволюция ==
== Образование и эволюция ==
Тефия, как предполагается, сформировалась из диска аккреции или субтуманности; диска газа и пыли, ранее существовавших около Сатурна в течение некоторого времени после его формирования<ref name="пять" />. Низкая температура на расстоянии Сатурна в [[Солнечная туманность|Солнечной туманности]] означает, что первичный водяной лёд, из которого сформировались все луны, был твёрдым. Другие, более летучие соединения, такие как аммиак и углекислый газ, также присутствовали хотя их содержание, ограничено<ref name="орбита" />.
Тефия, как предполагается, сформировалась из [[аккреционный диск|аккреционного диска]] или газопылевой субтуманности, существовавшей около Сатурна в течение некоторого времени после его формирования<ref name=Jaumann_2009/>. 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<ref name=Matson_2009/>.


Чрезвычайно богатый водяным льдом состав Тефии остаётся необъяснённым. Условия Сатурнианской суб-туманности, вероятно, выступали причиной преобразования молекулярного азота и угарного газа в аммиак и метан, соответственно<ref name="джонсон">Johnson, T. V.; Estrada, P. R. (2009). «Origin of the Saturn System». Saturn from Cassini-Huygens. pp. 55-74. doi: [http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_3 10.1007/978-1-4020-9217-6_3]. ISBN 978-1-4020-9216-9</ref>. Это может частично объяснить, почему спутники Сатурна, в том числе и Тефия, содержат больше льда, чем внешние тела Солнечной системы, такие как [[Плутон (карликовая планета)|Плутон]] или [[Тритон (спутник)|Тритон]], так как кислород освобождается из угарного газа и реагируя с водородом образует воду<ref name="джонсон" />. Одним из самых интересных объяснений является то, что кольца и внутренние луны предположительно образовались из разрушенных под действием приливных сил крупных спутников, с высоким содержанием льда в коре, как у Титана, прежде чем они были поглощены Сатурном<ref name="канап">Canup, R. M. (2010). «Origin of Saturn’s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite». Nature 468: 943-6. doi: [http://dx.doi.org/10.1038%2Fnature09661 10.1038/nature09661]</ref>.
Чрезвычайно высокая доля водяного льда в составе Тефии остаётся необъяснённой. Условия Сатурнианской субтуманности, вероятно, способствовали [[восстановление|восстановительным]] реакциям, в том числе образованию [[метан]]а из [[угарный газ|угарного газа]]<ref name=Johnson_2009/>. Это может частично объяснить, почему спутники Сатурна, в том числе Тефия, содержат больше льда, чем внешние тела Солнечной системы (такие как [[Плутон (карликовая планета)|Плутон]] или [[Тритон (спутник)|Тритон]]), так как при этой реакции освобождается кислород, который, реагируя с водородом, образует воду<ref name=Johnson_2009 />. 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<ref name=Canup_2010>{{cite journal |author=Canup, R. M. |year=2010 |title=Origin of Saturn’s rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite |journal=Nature |volume=468 |issue=7326 |pages=943–946 |doi=10.1038/nature09661 |bibcode=2010Natur.468..943C}}</ref>.


Процесс аккреции, вероятно, продолжался на протяжении нескольких тысяч лет, прежде чем луна была полностью сформирована. Модели предполагают, что воздействием, сопровождающим аккрецию, вызван нагрев наружного слоя Тефии, достигая максимальной температуры около 155 К на глубине около 29 км<ref name="глуб">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S 1988JGR….93.8779S]. doi: [http://dx.doi.org/10.1029%2FJB093iB08p08779 10.1029/JB093iB08p08779]</ref>. После завершения формирования, за счет теплопроводности, приповерхностный слой охлаждается, в то время как внутренний нагревается<ref name="глуб" />. Охлаждённые приповерхностные слои сжимаются, в то время как внутренние расширены. Это вызвало сильные поверхностные напряжения в коре Тефии имеющие силу давления по оценкам 5,7 МПа, что, вероятно, привело к образованию трещин<ref name="хильер">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9615665H 1991JGR….9615665H]. doi: [http://dx.doi.org/10.1029%2F91JE01401 10.1029/91JE01401]</ref>.
Аккреция, вероятно, продолжалась несколько тысяч лет, прежде чем Тефия была полностью сформирована. При этом [[импактное событие|столкновения]] нагревали её наружный слой. Модели показывают, что температура достигала максимума — около {{s|155 К}} — на глубине около 29 км<ref name="глуб">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S 1988JGR….93.8779S]. doi: [http://dx.doi.org/10.1029%2FJB093iB08p08779 10.1029/JB093iB08p08779]</ref>. После завершения формирования, за счет теплопроводности, приповерхностный слой охлаждался, в то время как внутренний нагревался<ref name="глуб" />. Охлаждённые приповерхностные слои сжимались, в то время как внутренние расширялись. Это вызвало в коре Тефии сильные [[механическое напряжение|напряжения]] растяжения — до 5,7 МПа, что, вероятно, привело к образованию трещин<ref name="хильер">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 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9615665H 1991JGR….9615665H]. doi: [http://dx.doi.org/10.1029%2F91JE01401 10.1029/91JE01401]</ref>.


В составе Тефии не хватает существенного содержания скальных пород. Нагрев в результате распада радиоактивных элементов, вряд ли играет значительную роль в дальнейшей эволюции этой луны<ref name="орбита" />. Это также означает, что Тефия, возможно, никогда не испытывала значительное таяние, если её внутренняя часть не нагревается приливными силами. Они могли иметь место, например, при прохождении Тефии орбитального резонанса с Дионой или другой луной<ref name="орбита" />. Тем не менее, современные знания об эволюции Тефии являются весьма ограниченными.
В составе Тефии очень мало скальных пород. Поэтому в её истории вряд ли играл значительную роль нагрев в результате распада радиоактивных элементов<ref name=Matson_2009/>. 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, [[орбитальный резонанс|орбитальным резонансом]] с Дионой или другой луной<ref name=Matson_2009/>. Подробных данных о геологической истории Тефии пока нет.


== Исследования ==
== Исследования ==
[[Файл:Tethys.gif|thumb|200px|right|Анимация вращения Тефии]]
[[Файл:Tethys.gif|thumb|200px|right|Анимация вращения Тефии]]
В 1979 году мимо Сатурна пролетел аппарат Пионер-11, максимальное сближение с Тефией, 329 197 км, произошло 1 сентября 1979 года<ref name="орбита" />.
В 1979 году мимо Сатурна пролетел аппарат «[[Пионер-11]]». Максимальное сближение с Тефией, {{s|329 197 км}}, произошло 1 сентября 1979 года<ref name=Muller_Pioneer_11/><ref name=Muller_Tethys/>.


Год спустя, 12 ноября 1980 года Вояджер-1 пролетел на минимальном расстоянии 415670 км от Тефии<ref name="даниел">Daniel Muller. Pioneer 11 Full Mission Timeline [http://www.dmuller.net/spaceflight/mission.php?mission=pioneer11&appear=black&mtype=scet&showimg=yes&dispwide=no «Pioneer 11 Full Mission Timeline»]</ref>. Его близнец космический корабль, Вояджер-2, прошел ближе, около 93 000 км<ref name="стоне">Stone, E. C.; Miner, E. D. (1981). «Voyager 1 Encounter with the Saturnian System». Science 212 (4491): 159—163.</ref> от луны 1 сентября 1981 года<ref name="стоне" />. Вояджер-1 передал только одно изображение Тефии с разрешением менее 15 км, а Вояджер-2 пролетевший ближе к спутнику передал снимки с разрешением менее 2 км. Первой геологической структурой, обнаруженной на Тефии, был каньон Итака<ref name="стоне" />. Позже, в 1981 году Вояджер-2 обошёл луну почти кругом (270°). Вояджер-2 обнаружил кратер Одиссей<ref name="стоне" />. Из всех спутников Сатурна, снимки Тефии, переданные Вояджерами были наиболее качественными<ref name="муур" />.
Год спустя, 12 ноября 1980 года, «[[Вояджер-1]]» пролетел на минимальном расстоянии {{s|415 670 км}} от Тефии. Его близнец, «[[Вояджер-2]]», 26 августа 1981 прошел ближе, около {{s|93 000 км}}<ref name=Muller_Tethys/><ref name=Stone_1982/><ref name=Stone_1981>{{cite journal |author=Stone, E. C.; Miner, E. D. |year=1981 |month=April |title=Voyager 1 Encounter with the Saturnian System |journal=Science |volume=212 |issue=4491 |pages=159–163 |doi=10.1126/science.212.4491.159 |bibcode=1981Sci...212..159S}}</ref>. «Вояджер-1» передал только одно изображение Тефии<ref>[[:commons:File:Tethys - PIA01974.jpg|Снимок Тефии, сделанный «Вояджером-1»]]</ref> 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<ref name=Stone_1982/>. Первой крупной деталью поверхности, обнаруженной на Тефии, был каньон Итака<ref name=Stone_1981 />. Изо всех спутников Сатурна Тефия была отснята «Вояджерами» наиболее полно<ref name=Moore_2004/>.


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. В дополнение к этому пролёту космический аппарат выполнил ещё семь нецелевых облётов во время своей основной и других миссий в 2004—2010 годах на расстоянии десятков тысяч километров<ref name="шесть" /><ref name="сеал">Seal, D. A.; Buffington, B. B. (2009). «The Cassini Extended Mission». Saturn from Cassini-Huygens. pp. 725—744. doi: [http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_22 10.1007/978-1-4020-9217-6_22]. ISBN 978-1-4020-9216-9.</ref>.
В 2004 году на орбиту вокруг Сатурна вышел аппарат «[[Кассини (космический 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<ref name=Muller_Tethys/><ref name=Saturn_Tour_Dates>{{cite web |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011 |title=Saturn Tour Dates (2011—2017) |publisher=JPL/NASA}}</ref><ref name=Verbiscer_2007/><ref name=Seal_2009/>.


Другой пролёт мимо Тефии состоялся 14 августа 2010 года (во время солнцестояния) на расстоянии 38 300 км, когда был обнаружен четвёртый по величине кратер на Тефии, [[Пенелопа (кратер)|Пенелопа]], диаметр которого составляет 207 км<ref name="джа">Jia-Rui C. Cook (16 August 2010). [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-270 «Move Over Caravaggio: Cassini’s Light and Dark Moons»]. JPL/NASA</ref>. Другие не целевые облёты планируются в 2011—2017 годах<ref name="сатурн">[http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011/ «Saturn Tour Dates (2011—2017)»]. JPL/NASA.</ref>.
Во время сближения 14 августа 2010 года (расстояние 38 300 км) был детально отснят четвёртый по величине кратер на Тефии, [[Пенелопа (кратер)|Пенелопа]], диаметр которого составляет 207 км<ref name="джа">Jia-Rui C. Cook (16 August 2010). [http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-270 «Move Over Caravaggio: Cassini’s Light and Dark Moons»]. JPL/NASA</ref>.


Наблюдения Кассини позволили составить высококачественные карты Тефии с разрешением 0,29 км<ref name="роач">Roatsch, T.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C. (2009). «Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data». Saturn from Cassini-Huygens. pp. 763—781. doi: [http://dx.doi.org/10.1007%2F978-1-4020-9217-6_24 10.1007/978-1-4020-9217-6_24]. ISBN 978-1-4020-9216-9</ref>. Космический аппарат получил пространственное разрешение Тефии в ближнем инфракрасном спектре, показывающее, что её поверхность состоит из водяного льда смешанного с тёмным материалом<ref name="ярк" />, в то время как наблюдение в дальнем инфракрасном спектре ограничено болометрическим альбедо Бонда<ref name="восемь" />. Радиолокационные наблюдения на длине волны 2,2 см, показали, что ледяной реголит имеет сложную структуру и очень пористый<ref name="альб" />. Наблюдения плазмы в окрестностях Тефии указывают, что она является геологически мёртвым телом и не производит какой-либо новой плазмы в магнитосфере Сатурна<ref name="магн" />.
Наблюдения «Кассини» позволили составить высококачественные карты Тефии с разрешением 0,29 км<ref name=Roatsch_2009/>. Космический аппарат получил спектры разных участков Тефии в ближнем инфракрасном спектре, показывающие, что её поверхность состоит из водяного льда, смешанного с тёмным материалом<ref name="ярк" />. Наблюдения в дальнем инфракрасном спектре позволили оценить крайние возможные значения [[болометр]]ического [[альбедо Бонда]]<ref name=Howett_2010/>. Радиолокационные наблюдения на длине волны 2,2 см показали, что ледяной реголит имеет сложную структуру и очень пористый<ref name="альб" />. Наблюдения плазмы в окрестностях Тефии указывают, что она не выбрасывает в магнитосферу Сатурна какую-либо плазму<ref name="магн" />.


Будущие миссии к Тефии и системе Сатурна не известны, но одна из возможных миссий в систему Сатурна будет направлена к [[Титан (спутник)|Титану]].
Определённых планов по исследованию Тефии будущими космическими аппаратами пока нет. Возможно, в 2020 году в систему Сатурна будет направлена миссия ''[[Titan Saturn System Mission]]''.


== Галерея ==
== Галерея ==
<gallery>
<gallery>
Odysseus crater.jpg|Кратер ''Одиссей''
Tethys N00151608 sharp.jpg|Кратер Одиссей
tethysithacachasm.jpg|Каньон ''Итака''
tethysithacachasm.jpg|Каньон Итака
</gallery>
</gallery>


== См. также ==
== См. также ==
* [[Список геологических образований на Тефии]]
* [[Список деталей рельефа на Тефии]]


== Примечания ==
== Примечания ==
{{примечания}}
{{примечания|2|refs=
<ref name=Dones_2009>{{публикация|книга
|автор =Dones, Luke; Chapman, Clark R.; McKinnon, William B.; Melosh, H. Jay; Kirchoff, Michelle R.; Neukum, Gerhard; Zahnle, Kevin J.
|часть =Icy Satellites of Saturn: Impact Cratering and Age Determination
|ответственный =M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis
|заглавие =Saturn from Cassini-Huygens
|ссылка часть =http://books.google.com/books?id=M56CHHxVMP4C&pg=PA613
|издательство =Springer Science & Business Media
|год =2009
|pages =613–635
|allpages =813
|isbn =978-1-4020-9217-6
|doi =10.1007/978-1-4020-9217-6_19
|bibcode =2009sfch.book..613D
}}</ref>
<ref name=Jaumann_2009>{{публикация|книга
|автор =Jaumann, R.; Clark, R. N.; Nimmo, F.; Hendrix, A. R.; Buratti, B. J.; Denk, T.; Moore, J. M.; Schenk, P. M. et al.
|часть =Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes
|ответственный =M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis
|заглавие =Saturn from Cassini-Huygens
|ссылка часть =http://books.google.com/books?id=M56CHHxVMP4C&pg=PA642&dq=Odysseus
|издательство =Springer Science & Business Media
|год =2009
|pages =637–681
|allpages =813
|isbn =978-1-4020-9217-6
|doi =10.1007/978-1-4020-9217-6_20
|bibcode =2009sfch.book..637J
|ref =Jaumann
}}</ref>
<ref name=Johnson_2009>{{публикация|книга
|автор =Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R.
|часть =Origin of the Saturn System
|ответственный =M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis
|заглавие =Saturn from Cassini-Huygens
|ссылка часть =http://books.google.com/books?id=M56CHHxVMP4C&pg=PA55
|издательство =Springer Science & Business Media
|год =2009
|pages =55–74
|allpages =813
|isbn =978-1-4020-9217-6
|doi =10.1007/978-1-4020-9217-6_3
|bibcode =2009sfch.book...55J
}}</ref>
<ref name=Hamilton>{{cite web
|url=http://www.solarviews.com/eng/tethys.htm
|title=Tethys
|author=Hamilton C. J.
|publisher=Views of the Solar System
|lang=en
|accessdate=2014-09-16
|archiveurl=http://www.webcitation.org/6SecB67ru
|archivedate=2014-09-17
}}</ref>
<ref name=Matson_2009>{{публикация|книга
|автор =Matson, D. L.; Castillo-Rogez, J. C.; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, W. B.
|часть =The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn’s Mid-Sized Icy Satellites
|ответственный =M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis
|заглавие =Saturn from Cassini-Huygens
|ссылка часть =http://books.google.com/books?id=M56CHHxVMP4C&pg=PA577&dq=Tethys
|издательство =Springer Science & Business Media
|год =2009
|pages =577–612
|allpages =813
|isbn =978-1-4020-9217-6
|doi =10.1007/978-1-4020-9217-6_18
|bibcode =2009sfch.book..577M
}}</ref>
<ref name=Muller_Pioneer_11>{{cite web
|author=Daniel Muller
|url=http://www.dmuller.net/spaceflight/mission.php?mission=pioneer11&appear=black&mtype=scet&showimg=yes&dispwide=no
|title=Pioneer 11 Full Mission Timeline
|archiveurl=http://web.archive.org/web/20120303151608/http://www.dmuller.net/spaceflight/mission.php?mission=pioneer11&appear=black&mtype=scet&showimg=yes&dispwide=no
|archivedate=2012-03-03
}}</ref>
<ref name=Muller_Tethys>{{cite web
|author=Daniel Muller
|url=http://www.dmuller.net/spaceflight/target.php?target=tethys
|title=Missions to Tethys
|archiveurl=http://web.archive.org/web/20110303021214/http://www.dmuller.net/spaceflight/target.php?target=tethys
|archivedate=2011-03-03
}}</ref>
<ref name=Roatsch_2009>{{публикация|книга
|автор =Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C.
|часть =Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data
|ответственный =M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis
|заглавие =Saturn from Cassini-Huygens
|ссылка часть =http://books.google.com/books?id=M56CHHxVMP4C&pg=PA763
|издательство =Springer Science & Business Media
|год =2009
|pages =763–781
|allpages =813
|isbn =978-1-4020-9217-6
|doi =10.1007/978-1-4020-9217-6_24
|bibcode =2009sfch.book..763R
}}</ref>
<ref name=saturnian_sat_fact>{{cite web
|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturniansatfact.html
|title=Saturnian Satellite Fact Sheet
|author=Williams D. R.
|publisher=NASA
|lang=en
|date=2011-02-22
|accessdate=2014-09-16
|archiveurl=http://web.archive.org/web/20140712071124/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturniansatfact.html
|archivedate=2014-07-12
}}</ref>
<ref name=Seal_2009>{{публикация|книга
|автор =Seal, David A.; Buffington, Brent B.
|часть =The Cassini Extended Mission
|ответственный =M. K. Dougherty, L. W. Esposito, S. M. Krimigis
|заглавие =Saturn from Cassini-Huygens
|ссылка часть =http://books.google.com/books?id=M56CHHxVMP4C&pg=PA725
|издательство =Springer Science & Business Media
|год =2009
|pages =725–744
|allpages =813
|isbn =978-1-4020-9217-6
|doi =10.1007/978-1-4020-9217-6_22
|bibcode =2009sfch.book..725S
}}</ref>
<ref name=ssd_jpl_nasa_orb>{{cite web
|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem
|title=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters
|publisher=JPL's Solar System Dynamics group
|lang=en
|date=2013-08-23
|accessdate=2014-09-16
|archiveurl=http://www.webcitation.org/6PNN2VXJP
|archivedate=2014-05-06
}}</ref>
<ref name=Stone_1982>{{cite journal
|author=Stone, E. C.; Miner, E. D.
|title=Voyager 2 Encounter with the Saturnian System
|journal=Science
|year=1982
|month=January
|volume=215
|issue=4532
|pages=499–504
|doi=10.1126/science.215.4532.499
|bibcode=1982Sci...215..499S
|pmid=17771272
}}</ref>
}}


== Ссылки ==
== Ссылки ==
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/tethys_comp.pdf Карта Тефии с названиями деталей поверхности]
* [http://hea.iki.rssi.ru/~denis/Tethys.html Уточнённые данные диаметра Тефии]



{{Спутники Сатурна}}
{{Спутники Сатурна}}

Версия от 12:46, 17 сентября 2014

У этого термина существуют и другие значения, см. Тефия.
Тефия
Спутник Сатурна
Тефия, снимок «Кассини»
Тефия, снимок «Кассини»
Первооткрыватель Джованни Кассини
Дата открытия 21 марта 1684
Орбитальные характеристики
Большая полуось 294 672 км[1]
Эксцентриситет 0,0001[1]
Период обращения 1,887802 дня[2]
Наклонение орбиты 1,12° (к экватору Сатурна)
Физические характеристики
Диаметр 1076,8×1057,4×1052,6 км[3]
Средний радиус 531,1±0,6 км[3]
(0,083 земного)
Масса 6,17449±0,00132⋅1020 кг[4]
Плотность 0,984±0,003 г/см³[3]
Объём 623 млн км³
Ускорение свободного падения 0,145 м/с²
Период вращения вокруг оси синхронизирован[5]
(всегда повёрнут к Сатурну одной стороной)
Альбедо 0,8±0,15 (Бонд)[5],
1,229±0,005 (геом.)[6],
0,67±0,11 (болометрич.)[7]
Видимая звёздная величина 10,2
Температура поверхности 86 K (−187 °C)[8]
Атмосфера отсутствует
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

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[9].

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[10]. Астрономы долгое время обозначали Тефию Saturn III («третий спутник Сатурна»).

Современное название спутника предложил Джон Гершель (сын Вильяма Гершеля, первооткрывателя Мимаса и Энцелада[11]) в 1847. В своей публикации результатов астрономических наблюдений от 1847 года, сделанных на мысе Доброй Надежды[12], 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)[11]. 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[13].

Орбита Тефии лежит глубоко внутри магнитосферы Сатурна. Тефия подвергается постоянной бомбардировке энергичных частиц (электронов и ионов), присутствующих в магнитосфере[14].

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[3], что и говорит о преимущественно ледяном составе спутника[15].

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[16].

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[6]. Радиолокационное альбедо Тефии тоже очень высокое[17]. Ведущее полушарие спутника на 10–15 % ярче, чем ведомое[18].

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[18]. Кроме льда, на Тефии нет идентифицированных соединений[5] (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[5]. Измерения теплового излучения, а также радиолокационные наблюдения космического аппарата «Кассини» показывают, что ледяной реголит на поверхности Тефии имеет сложную структуру[17] и большую пористость, превышающую 95 %[19].

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[20]. Ведущее полушарие тоже слегка краснеет к центру, хотя и без заметного потемнения[20]. 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[20].

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[21].

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. В центре Одиссея находится впадина 2–4 км глубиной в окружении массивов, возвышающихся на 6–9 км надо дном[21][5].

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[21]. 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)[5].

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[22]. Впрочем, эта модель имеет некоторые трудности[23][21]. 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. В таком случае каньон Итака — самый внешний кольцевой грабен Одиссея[21]. Однако определение возраста по концентрации кратеров показало, что этот каньон старше Одиссея, что несовместимо с гипотезой об их совместном образовании[5][23].

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)[5].

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[5].

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)[24]. 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[24]. Каньон Итака, судя по концентрации кратеров, древнее Одиссея[23].

Образование и эволюция

Тефия, как предполагается, сформировалась из аккреционного диска или газопылевой субтуманности, существовавшей около Сатурна в течение некоторого времени после его формирования[5]. 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[13].

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[25]. 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[25]. 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[26].

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[27]. После завершения формирования, за счет теплопроводности, приповерхностный слой охлаждался, в то время как внутренний нагревался[27]. 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[28].

В составе Тефии очень мало скальных пород. Поэтому в её истории вряд ли играл значительную роль нагрев в результате распада радиоактивных элементов[13]. 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[13]. Подробных данных о геологической истории Тефии пока нет.

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[29][30].

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[30][8][31]. «Вояджер-1» передал только одно изображение Тефии[32] 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[8]. Первой крупной деталью поверхности, обнаруженной на Тефии, был каньон Итака[31]. Изо всех спутников Сатурна Тефия была отснята «Вояджерами» наиболее полно[21].

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[30][33][6][34].

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[35].

Наблюдения «Кассини» позволили составить высококачественные карты Тефии с разрешением 0,29 км[3]. Космический аппарат получил спектры разных участков Тефии в ближнем инфракрасном спектре, показывающие, что её поверхность состоит из водяного льда, смешанного с тёмным материалом[18]. Наблюдения в дальнем инфракрасном спектре позволили оценить крайние возможные значения болометрического альбедо Бонда[7]. Радиолокационные наблюдения на длине волны 2,2 см показали, что ледяной реголит имеет сложную структуру и очень пористый[17]. Наблюдения плазмы в окрестностях Тефии указывают, что она не выбрасывает в магнитосферу Сатурна какую-либо плазму[14].

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

Галерея

  • Кратер Одиссей
    Кратер Одиссей
  • Каньон Итака
    Каньон Итака

См. также

Примечания

  1. ↑ 1 2 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters (англ.). JPL's Solar System Dynamics group (23 августа 2013). Дата обращения: 16 сентября 2014. Архивировано 6 мая 2014 года.
  2. ↑ Williams D. R. Saturnian Satellite Fact Sheet (англ.). NASA (22 февраля 2011). Дата обращения: 16 сентября 2014. Архивировано 12 июля 2014 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 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. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 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. ↑ 1 2 3 Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. (2007). "Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act". Science. 315 (5813): 815. Bibcode:2007Sci...315..815V. doi:10.1126/science.1134681. PMID 17289992.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) (supporting online material, table S1)
  7. ↑ 1 2 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. Bibcode:2010Icar..206..573H. doi:10.1016/j.icarus.2009.07.016.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  8. ↑ 1 2 3 Stone, E. C.; Miner, E. D. (1982). "Voyager 2 Encounter with the Saturnian System". Science. 215 (4532): 499—504. Bibcode:1982Sci...215..499S. doi:10.1126/science.215.4532.499. PMID 17771272. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  9. ↑ Hamilton C. J. Tethys (англ.). Views of the Solar System. Дата обращения: 16 сентября 2014. Архивировано 17 сентября 2014 года.
  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. ↑ 1 2 Van Helden, Albert (August 1994). "Naming the satellites of Jupiter and Saturn" (PDF). 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. ↑ 1 2 3 4 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. ↑ 1 2 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" (PDF). Icarus. 190 (2): 573—584. Bibcode:2007Icar..190..573T. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.012. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  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. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  17. ↑ 1 2 3 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. ↑ 1 2 3 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. ↑ 1 2 3 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. ↑ 1 2 3 4 5 6 Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; et al. (2004). "Large impact features on middle-sized icy satellites" (PDF). Icarus. 171 (2): 421—443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  22. ↑ Chen, E. M. A.; Nimmo, F. (March 2008). "Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXIX. Bibcode:2008LPI....39.1968C.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  23. ↑ 1 2 3 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" (PDF). Geophysical Research Letters. 34 (21). Bibcode:2007GeoRL..3421203G. doi:10.1029/2007GL031467.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  24. ↑ 1 2 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. ↑ 1 2 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. Bibcode:2010Natur.468..943C. doi:10.1038/nature09661.
  27. ↑ 1 2 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 3 марта 2012 года.
  30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Missions to Tethys. Архивировано 3 марта 2011 года.
  31. ↑ 1 2 Stone, E. C.; Miner, E. D. (1981). "Voyager 1 Encounter with the Saturnian System". Science. 212 (4491): 159—163. Bibcode:1981Sci...212..159S. doi:10.1126/science.212.4491.159. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  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

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Тефия_(спутник)&oldid=65610969