Tētija (pavadonis)

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
Tētija
PIA07738 Tethys mosaic contrast-enhanced.jpg
Cassini skats uz Tētiju parādot milzīgo grēdu Itaka Chasma.
Atklāšana
Atklājējs/i Dž. D. Kasīni
Atklāšanas datums 1684. gada 21. martā
Apzīmējumi
Citi nosaukumi Saturns III
Orbitālie parametri
Lielā pusass (rādiuss) 294 619 km
Ekscentricitāte (orbītas izstiepums) 0.000 1[1][2]
Apriņķošanas periods 1.887 802 d[2]
Slīpums 1.12° (pret Saturna ekvatoru)
Pavadonis Saturna pavadonis
Fiziskie parametri
Dimensijas 1080.8 × 1062.2 × 1055 km[3]
Vidējais rādiuss 533.00 ± 0.70 km (0.083 Earths)[4]
Masa (6.174 49 ± 0.001 32)×1020 kg[4][5]
(1.03×10-4 Earths)
Vidējais blīvums 0.973 5 ± 0.003 8 g/cm³ [4]
Ekvatoriālais brīvās krišanas paātrinājums uz virsmas 0.145 m/s2
Otrais kosmiskais ātrums 0.393 km/s
Rotācijas periods sinhronizēta
Ass slīpums 0
Albedo 1.229 ± 0.005 (ģeometrisks)[6]
Temperatūra 86 K
Redzamais spožums 10.2 [7]

Tētija (grieķu Τηθύς) ir Saturna pavadonis, kuru atklāja Džovanni Domeniko Kasīni 1684. gadā [8]

Nosaukums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Tētija nodēvēta grieķu mitoloģijas titāna Tētijas vārdā. Tā arī ir apzīmēta kā Saturns III vai S III Tētija.


Četrus pavadoņus, ko atklāja Kasīni (Tētija, Diona, Reja un Japets), viņš nosauca par Sidera Lodoicea ( "Luija zvaigznes") par godu karalim Luijam XIV. Kasīni atklāja Tētiju, izmantojot lielu teleskopu, kuru viņš izveidoja Parīzes observatorijas teritorijā [6]. Līdz septiņpadsmitā gadsimta beigām astronomi ierada attiekties uz tiem un TitānuSaturns I līdz Saturns V (Tētija, Diona, Reja, Titāns, Japets). 1789. gadā, kad tika atklāti Mimass un Encelāds, numerācijas shēma tika pagarināta līdz Saturns VII pabīdot piecus vecākos pavadoņus par divām vietām. Hiperiona atklāšana 1848. gadā pamainīja numurus pēdējo reizi, nobīdot Japetu līdz Saturns VIII. Turpmāk numerācijas shēma palika nemainīga.


Visu tolaik zināmo septiņu Saturna pavadoņu nosaukumi nāk no Džona Heršela (Viljama Heršela dēls, Mimasa un Encelāda atklājējs) 1847. gada publikācijas Labās cerības ragā veiktie astronomiskie novērojumi [9] Cape kurā viņš aizstāvējis Saturna pavadoņu nosaukšanu titānu, Krona (Saturna analogs grieķu mitoloģijā) māsu un brāļu vārdos.


Fiziskie parametri[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Salikts Tētijas virsmas attēls. (6MB)

Tētija ir ledains ķermenis, pēc dabas līdzīgs Dionai un Rejai. Tētijas blīvums ir 0,97 g / cm ³, norādot, ka tā sastāv gandrīz tikai no ūdens ledus. Tētijas virsma ir ļoti krāteriem bagāta un tajā ir daudz plaisas, ko rada ledus defekti. Tās virsma ir viena no visvairāk atstarojošajām (redzamajos viļņu garumos) Saules sistēmā, ar redzamās gaismas Albedo 1,229. [6] Šis ļoti augstais Albedo rodas no Saturna E gredzena daļiņu smilšstrūklas. Sturna E gredzens ir blāvs gredzens, kas sastāv no mazām ūdens un ledus daļiņām, ko izsvieduši Encelāda dienvidpola reģiona geizeri.


Uz Tētijas ir atrasti divi atšķirīgi reljefa tipi, no kuriem viens sastāv no blīvi krāterotiem reģioniem, un otrs - no tumšas krāsas viegli krāterotas joslas, kas plešas pāri pavadonim. Nedaudzie krāteri šajā otrajā reģionā liecina, ka Tētija reiz bija iekšēji aktīva, kā rezultātā daļa vecākās teritorijas ir ieguvusi jaunu virsmu. Precīzs iemesls tumšajai joslai nav zināms, bet iespējams izskaidrojums nāk no nesenajiem Galileo kosmiskā aparāta Jupitera pavadoņu Ganimēda un Kallisto attēliem, abiem no kuriem ir gaišas polārās cepures, kuras parādās spožo ledus nogulšņu uz polu vērstajās krāteru nogāzēs dēļ. No attāluma cepures šķiet gaišākas tūkstošiem neizšķiramu ledus pleķu, kuri atrodas mazajos krāteros, dēļ. Tētijas virsma var būt veidojusies līdzīgā veidā - tā sastāv no miglainām polārajām cepurēm no neizšķiramiem, spožiem ledus pleķiem ar tumšāku joslu starpā.


Odisejs ir milzīgs, sekls krāteris augšpusē, blakus terminatoram

Tētijas rietumu puslodē dominē milzīgs triecienkrāteris, kuru sauc Odisejs, un kura 400 km diametrs ir gandrīz 2/5 no pašas Tētijas. Krāteris tagad ir diezgan plakans (vai precīzāk, tas atbilst Tētijas lodveida formai), tāpat kā Kallisto krāteri, bez liela kalnu gredzena un centrālā paaugstinājuma, kādi parasti ir redzami uz Mēness un Merkura. Tas, visticamāk, ir pateicoties Tētijas trauslās ledus garozas slīdēšanai ģeoloģiskā laika gaitā.


Otra svarīgākā iezīme, kas redzama uz Tētijas, ir milzīga ieleja, saukta par Itaka Chasma, 100 km plata un 3 līdz 5 km dziļa. Tā ved 2000 km garumā, apmēram 3/4 no Tētijas apkārtmēra. Tiek uzskatīts, ka Itaka Chasma izveidojās, kad Tētijas iekšējais šķidrais ūdens sacietēja, izraisot pavadoņa izplešanos un pāršķeļot virsmu, lai varētu izvietot papildu tilpumu. Pazemes okeāns var būt radies no 2:3 orbitālās rezonanses starp Dionu un Tētiju agri Saules sistēmas vēsturē, kas noveda pie orbitālās ekscentricitātes un Tētijas iekšienes sasilšanu no plūdmaiņām. Okeāna būs sasaluši pēc tam, kad pavadoņi izbēga no rezonanses. [10] Senāki krāteri, kas izveidojās pirms Tētija sacietēja, iespējams, līdz tam izzuda ģeoloģiskās aktivitātes rezultātā. Ir cita teorija par Itaka Chasma veidošanos: kad notika trieciens, kas radīja lielo krāteri Odiseju, triecienvilnis ceļoja cauri Tētijai un salauza ledaino, trauslo virsmu pavadoņa pretējā pusē. Tētijas virsmas temperatūra ir -187 ° C.


Trojas pavadoņi[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Koorbītas pavadoņi Telesto un Kalipso atrodas Tētijas Lagranža punktos L4 un L5, attiecīgi 60 ° pirms un pēc Tētijas tās orbītā.


Lidojumi garām[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

2005. gada 23.septembrī Cassini zonde veica tuvu mērķētu lidojumu garām Tētijai 1500 km attālumā. Kaut arī Cassini turpinās novērot Tētiju mērenā attālumā tā pagarinātās misijas laikā, nav plānu par atkārtotu tuvu lidojumu garām.


Atsauces[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  1. Jacobson, R.A. (2006) SAT252 (2007-06-28). Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. JPL/NASA. Atjaunināts: 2008-02-08.
  2. 2,0 2,1 NASA Celestia
  3. Thomas, P. C.; Veverka, J.; Helfenstein, P.; Porco, C.; Burns, J.; Denk, T.; Turtle, E. P.; Jacobson, R. A. (March 13–17 2006). "Shapes of the Saturnian Icy Satellites" (PDF). 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference.
  4. 4,0 4,1 4,2 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: 2520–2526. doi:10.1086/508812.
  5. Jacobson, R. A.; et al. (2005). "The GM values of Mimas and Tethys and the libration of Methone". Astronomical Journal 132: 711. doi:10.1086/505209.
  6. 6,0 6,1 Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; and Helfenstein, P.; Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act, Science, Vol. 315, No. 5813 (February 9, 2007), p. 815 (supporting online material, table S1)
  7. Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. Atjaunināts: 2007-09-28.
  8. ekstrakts Journal des Scavans. Gada aprīlis 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 (1686-1692) pp. 79-85
  9. [4] ^ Kā ziņojis Viljams Lassells, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, No 3, pp. 42-43 (14. janvāris, 1848)
  10. 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 (2008). Retrieved on 2008-03-14. 


Ārējās saites[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]