Тефия (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Тефия
спутник Сатурна
Tethys near true.jpg

Тефия, снимок «Кассини»

История открытия
Первооткрыватель

Джованни Кассини

Дата открытия

21 марта 1684

Орбитальные характеристики
Большая полуось

294,62 тыс. Км

Эксцентриситет

0,000 1[1][2]

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]

Ускорение свободного падения

0,145 м/с²

Период вращения вокруг своей оси

синхронизирован[5]
(всегда повёрнут к Сатурну одной стороной)

Наклон осевого вращения

отсутствует

Альбедо

0,8±0,15 (Бонд)[5],
1,229±0,005 (геометр.)[6],
0,67±0,11 (болометрич.)[7]

Температура поверхности

86 K (−187 °C)[8]

Атмосфера

отсутствует

Commons-logo.svg Тефия на Викискладе

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 одного из титанов греческой мифологии. Видимая звёздная величина Тефии составляет 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 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 сильно кратерирована и имеет ряд крупных структур на своей поверхности. Крупнейшим кратером на Тефии является Одиссей с диаметром около 400 км, крупнейшим рифтом — 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 была изучена КА Пионер-11 (1979 год), Вояджер-1 (1980), Вояджер-2 (1981) и АМС Кассини в 2004 году, пролетавших вблизи неё.

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

Открытие и название[править | править вики-текст]

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 спутников Сатурна «звёздами Людовика» (лат. Sidera Lodoicea) в честь короля Франции Людовика XIV[10]. Астрономы долгое время обозначали Тефию как «третий спутник Сатурна» (Saturn III).

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).

Тефия была названа по имени титана из греческой мифологии[11]. Помимо этого, используются также обозначения Сатурн III или S III Тефия.

Орбита[править | править вики-текст]

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 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), присутствующие 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[править | править вики-текст]

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 Диону и 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[15].

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[16].

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[6]. Радиолокационное альбедо поверхности Тефии также очень высоко[17]. Ведущее полушарие Тефии на 10-15 % ярче, чем ведомое[18].

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[18]. Кроме водяного льда на Тефии нет других соединений, которые были бы идентифицированы[5] (возможно состав включает органические вещества, аммиак и углекислый газ). Тёмный материал и лёд имеют те же спектральные свойства, что и на поверхности других тёмных лун Сатурна Япета и Гипериона. Наиболее вероятным кандидатом является нанофазное железо или гематит[5]. Измерения теплового излучения, а также радиолокационные наблюдения космического аппарата Кассини показывают, что ледяной реголит на поверхности Тефии имеет структурный комплекс[17] и большую пористость, превышающую 95 %[19].

Особенности поверхности[править | править вики-текст]

Цвет[править | править вики-текст]

Цветная карта Тефии показывает темно-красное полушарие слева и голубоватую полосу на ведущем полушарии справа

Поверхность Тефии имеет ряд крупномасштабных особенностей, отличающихся по цвету, а иногда и яркости. Полушарие у апексов и антиапексов движения становится все более красным и темным. Это потемнение является причиной асимметрии альбедо полушарий упоминаемой выше[20]. Ведущее полушарие также слегка краснеет вершиной движения при приближении, хотя и без заметного потемнения[20]. 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 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[20].

Геология[править | править вики-текст]

Геология Тефии является относительно простой. Её поверхность в основном состоит из холмистой местности с кратерами, доминируют кратеры более 40 км в диаметре. Меньшая часть поверхности представлена гладкими равнинами на заднем полушарии. Есть также ряд тектонических функций, таких как каньоны и впадины[21].

Вид Тефии с «Кассини»: обращённое к Сатурну полушарие

В западной части ведущего полушария Тефии доминирует большой ударный кратер Одиссей, диаметром 450 км, что составляет почти 2/5 диаметра самой Тефии. Кратер сейчас довольно плоский или, точнее, его дно на уровне остальной поверхности Тефии. Скорее всего, это вызвано наличием вязкой релаксации тефианской ледяной коры с геологическим временем. Тем не менее край гребня Одиссея возвышается примерно на 5 км выше среднего радиуса спутника. Центральный комплекс Одиссея имеет центральную яму 2-4 км глубиной в окружении массивов, возвышающихся на 6-9 км над дном кратера, которое ниже среднего радиуса планеты на 3 км[21].

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[21]. Каньон Итака занимает около 10 % поверхности Тефии. Каньон почти соприкасается с Одиссеем, который расположен лишь примерно в 20° от него[5].

Считается, что каньон Итака образовался при затвердевании внутренней жидкой воды Тефии, в результате чего луна расширилась и её поверхность растрескалась. Подземный океан мог являться результатом орбитального резонанса 2:3 между Дионой и Тефией в ранней истории Солнечной системы, который привёл к эксцентриситету орбиты и приливному нагреву недр Тефии. Океан был заморожен после того, как Тефия ушла из резонанса[22]. 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[21]. 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[5].

Одиссей огромный, неглубокий кратер (вверху, вблизи 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 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[5].

Кратеры и возраст[править | править вики-текст]

Большинство кратеров на Тефии имеют простой тип центрального пика. Те, что более 150 км в диаметре имеют более сложную морфологию пика в виде кольца. Только кратер Одиссей имеет центральную депрессию напоминающую центральную яму. Старые ударные кратеры, менее глубокие, чем молодые, что связано со степенью релаксации коры[5].

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[23]. 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[23]. Возраст каньона Итака занимает промежуточное положение между этими двумя эпохами, упомянутыми выше[24].

Образование и эволюция[править | править вики-текст]

Тефия, как предполагается, сформировалась из диска аккреции или субтуманности; диска газа и пыли, ранее существовавших около Сатурна в течение некоторого времени после его формирования[5]. Низкая температура на расстоянии Сатурна в 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[13].

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[25]. Это может частично объяснить, почему спутники Сатурна, в том числе и Тефия, содержат больше льда, чем внешние тела Солнечной системы, такие как Плутон или Тритон, так как кислород освобождается из угарного газа и реагируя с водородом образует воду[25]. 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[26].

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

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[13]. 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[13]. Тем не менее, современные знания об эволюции Тефии являются весьма ограниченными.

Исследования[править | править вики-текст]

Анимация вращения Тефии

В 1979 году мимо Сатурна пролетел аппарат Пионер-11, максимальное сближение с Тефией, 329 197 км, произошло 1 сентября 1979 года[13].

Год спустя, 12 ноября 1980 года Вояджер-1 пролетел на минимальном расстоянии 415670 км от Тефии[29]. Его близнец космический корабль, Вояджер-2, прошел ближе, около 93 000 км[30] от луны 1 сентября 1981 года[30]. 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[30]. Позже, в 1981 году Вояджер-2 обошёл луну почти кругом (270°). Вояджер-2 обнаружил кратер Одиссей[30]. Из всех спутников Сатурна, снимки Тефии, переданные Вояджерами были наиболее качественными[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. 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[6][31].

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, диаметр которого составляет 207 км[32]. Другие не целевые облёты планируются в 2011—2017 годах[33].

Наблюдения Кассини позволили составить высококачественные карты Тефии с разрешением 0,29 км[34]. Космический аппарат получил пространственное разрешение Тефии в ближнем инфракрасном спектре, показывающее, что её поверхность состоит из водяного льда смешанного с тёмным материалом[18], в то время как наблюдение в дальнем инфракрасном спектре ограничено болометрическим 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 является геологически мёртвым телом и не производит какой-либо новой плазмы в магнитосфере Сатурна[14].

Будущие миссии к Тефии и системе Сатурна не известны, но одна из возможных миссий в систему Сатурна будет направлена к Титану.

Галерея[править | править вики-текст]

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Jacobson, R.A. (2006) SAT252 (2007-06-28). "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". JPL/NASA.
  2. 1 2 NASA Celestia
  3. 1 2 3 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:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN 978-1-4020-9216-9.
  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 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: 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. doi: 10.1126/science.1134681. PMID 17289992. edit (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. doi: 10.1016/j.icarus.2009.07.016
  8. Stone, E. C.; Miner, E. D. (1982). «Voyager 2 Encounter with the Saturnian System». Science 215 (4532): 499—504. doi: 10.1126/science.215.4532.499. PMID 17771272
  9. «Classic Satellites of the Solar System». Observatorio ARVAL
  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 (1994). «Naming the satellites of Jupiter and Saturn». The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society (32): 1-2.
  12. As reported by William Lassell, «Satellites of Saturn». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42-43. 14 January 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L
  13. 1 2 3 4 5 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: 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». Icarus 190 (2): 573—584. Bibcode 2007Icar..190..573T. doi: 10.1016/j.icarus.2007.03.012
  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
  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 Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. (2004). «Large impact features on middle-sized icy satellites». Icarus 171 (2): 421-43. Bibcode 2004Icar..171..421M. doi: 10.1016/j.icarus.2004.05.009
  22. Chen, E. M. A.; Nimmo, F. (March 2008). «Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations». Lunar and Planetary Science XXXIX
  23. 1 2 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: 10.1007/978-1-4020-9217-6_19
  24. 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).
  25. 1 2 Johnson, T. V.; Estrada, P. R. (2009). «Origin of the Saturn System». Saturn from Cassini-Huygens. pp. 55-74. doi: 10.1007/978-1-4020-9217-6_3. ISBN 978-1-4020-9216-9
  26. 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: 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 «Pioneer 11 Full Mission Timeline»
  30. 1 2 3 4 Stone, E. C.; Miner, E. D. (1981). «Voyager 1 Encounter with the Saturnian System». Science 212 (4491): 159—163.
  31. Seal, D. A.; Buffington, B. B. (2009). «The Cassini Extended Mission». Saturn from Cassini-Huygens. pp. 725—744. doi: 10.1007/978-1-4020-9217-6_22. ISBN 978-1-4020-9216-9.
  32. Jia-Rui C. Cook (16 August 2010). «Move Over Caravaggio: Cassini’s Light and Dark Moons». JPL/NASA
  33. «Saturn Tour Dates (2011—2017)». JPL/NASA.
  34. 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: 10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN 978-1-4020-9216-9

Ссылки[править | править вики-текст]