Tethys (satelit)

Tethys ( starořecky Τηθύς ; latinizovaná forma Tethys , Tethys ) je pátý největší a hromadný satelit Saturnu a patnáctý z hlediska vzdálenosti od planety. Jedná se o středně velký satelit, jeho průměr je asi 1060 km. Tethys objevil Giovanni Cassini v roce 1684 a byl pojmenován po jednom z Titanidů z řecké mytologie. Zdánlivá velikost Tethys je 10,2 [9] .

Tethys má relativně nízkou hustotu (0,98 g/cm³), což naznačuje, že se skládá převážně z vodního ledu s malou příměsí kamene. Jeho povrch se podle spektroskopických údajů skládá téměř výhradně z ledu, ale obsahuje také nějakou temnou hmotu neznámého složení. Povrch Tethys je velmi světlý (je to po Enceladu druhý albedový satelit Saturnu ) a nemá téměř žádný barevný nádech.

Tethys je poseta mnoha krátery, z nichž největší je 450kilometrový Odysseus . Po 3/4 obvodu satelitu se táhne obří kaňon dlouhý více než 2000 km a široký asi 100 km - Ithaca Canyon . Tyto dva největší rysy reliéfu mohou být původem příbuzné. Malou část povrchu Tethys zabírá hladká rovina, která mohla vzniknout kryovulkanickou činností. Stejně jako ostatní pravidelné satelity Saturnu, i Tethys vznikl z disku plynu a prachu , který obklopil Saturn poprvé po jeho vzniku.

Tethys byla prozkoumána zblízka sondami Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) a Cassini (2004-2017).

Je v orbitální rezonanci se dvěma trojskými satelity  - Telesto a Calypso .

Objev a název

Tethys objevil Giovanni Cassini v roce 1684 spolu s Dione , dalším měsícem Saturnu . Objev byl učiněn na pařížské observatoři . Cassini pojmenoval 4 jím objevené satelity Saturnu „Ludví hvězdy“ ( lat.  Sidera Lodoicea ) na počest francouzského krále Ludvíka XIV . [10] . Astronomové dlouho označovali Tethys jako Saturn III ("třetí měsíc Saturnu").

Moderní název satelitu navrhl John Herschel (syn Williama Herschela , objevitele Mimas a Enceladu [11] ) v roce 1847. Ve své publikaci výsledků astronomických pozorování z roku 1847, provedených na mysu Dobré naděje [ 12] , Herschel navrhl pojmenovat sedm satelitů známých v té době Saturn pod jmény titánů  - bratrů a sester Kronosových (analogické se Saturnem v řecké mytologii ). Tento satelit byl pojmenován titanides Tethys (Tethys) [11] . Kromě toho se používají označení " Saturn III " nebo " S III Tethys ".

Orbit

Dráha Tethys se nachází ve vzdálenosti 295 000 km od středu Saturnu. Excentricita oběžné dráhy je zanedbatelná a její sklon k rovníku Saturnu je asi 1 stupeň. Tethys je v rezonanci s Mimasem , který však nezpůsobuje znatelnou orbitální excentricitu a slapové ohřívání [13] .

Dráha Tethys leží hluboko v magnetosféře Saturnu . Tethys je neustále bombardována energetickými částicemi (elektrony a ionty) přítomnými v magnetosféře [14] .

Koorbitální měsíce Telesto a Calypso leží v Lagrangeových bodech oběžné dráhy Tethys L 4 a L 5 , 60 stupňů před ní a za ní.

Fyzikální vlastnosti

S průměrem 1062 km je Tethys 16. největším měsícem ve sluneční soustavě. Je to ledové těleso podobné Dione a Rhea . Hustota Tethys je rovna 0,984±0,003 g/cm³ [3] , což ukazuje na převážně ledové složení satelitu [15] .

Dosud není známo , zda se Tethys rozlišuje na kamenné jádro a ledový plášť. Hmotnost kamenného jádra, pokud existuje, nepřesahuje 6% hmotnosti satelitu a jeho poloměr je 145 km. Působením slapových a odstředivých sil má Tethys tvar tříosého elipsoidu. Existence podledového oceánu kapalné vody v hlubinách Tethys je považována za nepravděpodobnou [16] .

Povrch Tethys je jedním z nejjasnějších (ve viditelném rozsahu ) ve sluneční soustavě s vizuálním albedem 1,229. Je to pravděpodobně výsledek jeho „ pískování “ částicemi ze Saturnova prstence E , slabého prstence malých částeček vodního ledu generovaného gejzíry jižní polární zóny Enceladu [6] . Radarové albedo Tethys je také velmi vysoké [17] . Přední polokoule satelitu je o 10–15 % jasnější než zadní polokoule [18] .

Vysoké albedo ukazuje, že povrch Tethys je složen z téměř čistého vodního ledu s malým množstvím tmavého materiálu. Spektrum družice ve viditelné oblasti nemá žádné znatelné detaily a v oblasti blízkého infračerveného záření (při vlnových délkách 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 µm) obsahuje silné absorpční pásy vodního ledu [18] . Kromě ledu nejsou na Tethys žádné identifikované sloučeniny [5] (existuje zde však předpoklad o přítomnosti organických látek, amoniaku a oxidu uhličitého ). Tmavý materiál má stejné spektrální vlastnosti jako na povrchu ostatních Saturnových tmavých měsíců, Iapetus a Hyperion . S největší pravděpodobností se jedná o vysoce rozptýlené železo nebo hematit [5] . Měření tepelného záření a také radarová pozorování sondou Cassini ukazují, že ledový regolit na povrchu Tethys má složitou strukturu [17] a velkou pórovitost přesahující 95 % [19] .

Povrch

Barva

Povrch Tethys má řadu velkoplošných prvků, které se liší barvou a někdy i jasem. Na hnané polokouli (zejména v blízkosti jejího středu) je povrch mírně červenější a tmavší než na přední [20] . Vedoucí hemisféra se směrem ke středu také zbarvuje mírně do červena, i když bez patrného ztmavnutí [20] . Nejsvětlejší a nejméně červený povrch je tedy na proužku oddělujícím tyto polokoule (procházející ve velkém kruhu přes póly). Toto povrchové zbarvení je typické pro středně velké měsíce Saturnu. Jeho původ může souviset s ukládáním ledových částic z prstence E do přední (přední) polokoule a tmavých částic přicházejících z vnějších satelitů Saturnu do zadní polokoule. Ztmavnutí zadní polokoule může být navíc usnadněno dopadem plazmatu ze Saturnovy magnetosféry, která rotuje rychleji než satelity (se stejnou periodou jako planeta), a proto je ozařuje zezadu [20] .

Geologie

Geologie Tethys je poměrně jednoduchá. Jeho povrch je převážně kopcovitý a posetý krátery (převažují krátery o průměru přes 40 km). Malá část povrchu v zadní polokouli je pokryta hladkými rovinami. Nacházejí se zde i tektonické struktury – kaňony a deprese [21] .

Západní části přední polokoule Tethys dominuje impaktní kráter Odysseus o průměru 450 km, což jsou téměř 2/5 průměru samotné Tethys. Kráter je nyní poměrně plochý (jeho dno leží téměř na úrovni zbytku měsíčního povrchu). To je s největší pravděpodobností způsobeno viskózní relaxací (narovnáním) tethské ledové kůry s geologickým časem. Přesto se Odysseova prstencová šachta tyčí asi 5 km nad průměrnou úrovní povrchu Tethys a její dno leží 3 km pod touto úrovní. Ve středu Odyssey se nachází proláklina hluboká 2–4 km , obklopená masivy tyčícími se 6–9 km nade dnem [21] [5] .

Druhým hlavním detailem reliéfu Tethys je obrovský kaňon Ithaca . Jeho délka je více než 2000 km (asi 3/4 obvodu Tethys), průměrná hloubka je 3 km a šířka místy přesahuje 100 km [21] . Tento kaňon zabírá asi 10 % povrchu satelitu. Odysseus se nachází téměř ve středu jedné z polokoulí, na které kaňon rozděluje Tethys (přesněji 20° od tohoto středu) [5] .

Kaňon Ithaca s největší pravděpodobností vznikl při tuhnutí podzemního oceánu Tethys, v důsledku čehož se útroby satelitu rozšířily a jeho povrch popraskal. Tento oceán by mohl být výsledkem orbitální rezonance 2:3 mezi Dione a Tethys v rané historii sluneční soustavy, která vytvořila výraznou excentricitu na oběžné dráze Tethys a následné slapové zahřívání jejího nitra. Když Tethys odešla z rezonance, topení se zastavilo a oceán zamrzl [22] . Tento model má však určitá úskalí [23] [21] . Existuje další verze formování kaňonu Ithaca: když došlo ke srážce , která vytvořila obří kráter Odysseus, prošla Tethys rázová vlna, která vedla k praskání křehkého ledového povrchu. V tomto případě je kaňon Ithaca nejvzdálenějším prstencem zachyceným Odysseem [21] . Určení stáří na základě koncentrace kráterů však ukázalo, že tento kaňon je starší než Odyssey, což je neslučitelné s hypotézou o jejich společném vzniku [5] [23] .

Hladké pláně na zadní polokouli se nacházejí zhruba na opačné straně Odyssea (rozprostírají se však až asi 60° severovýchodně od přesně opačného bodu). Pláně mají poměrně ostrou hranici s okolním kráterovým terénem. Jejich umístění v blízkosti antipoda Odyssea může být známkou jejich spojení s kráterem. Je možné, že tyto pláně byly vytvořeny kvůli zaostření seismických vln generovaných nárazem, který vytvořil Odyssea ve středu opačné polokoule. Hladkost plání a jejich ostré hranice (seismické vlny by vytvořily široké přechodové zóny) však naznačují, že byly vytvořeny výlevy z vnitrozemí (možná podél zlomů tethské litosféry, které se objevily při formování Odyssea) [5]. .

Krátery a stáří

Většina kráterů na Tethys má jednoduchý centrální vrchol. Ty s průměrem nad 150 km mají složitější vrcholy ve tvaru prstence. Pouze kráter Odysseus má centrální prohlubeň připomínající centrální jámu. Staré krátery jsou méně hluboké než mladé, což souvisí se stupněm uvolnění kůry [5] .

Koncentrace kráterů na různých částech povrchu Tethys je různá a závisí na jejich stáří. Čím je povrch starší, tím více kráterů se na něm nahromadilo. To umožňuje stanovit relativní chronologii pro Tethys. Oblast se silnými krátery se zdá být nejstarší; možná je její stáří srovnatelné se stářím sluneční soustavy (asi 4,56 miliardy let) [24] . Nejmladší strukturou je kráter Odysseus: jeho stáří se odhaduje na 3,76 až 1,06 miliardy let v závislosti na přijaté míře akumulace kráterů [24] . Ithaca Canyon, soudě podle koncentrace kráterů, je starší než Odysseus [23] .

Vzdělávání a evoluce

Předpokládá se, že Tethys vznikla z akrečního disku nebo plynové a prachové submlhoviny, která existovala v blízkosti Saturnu nějakou dobu po jeho vzniku [5] . Teplota v oblasti oběžné dráhy Saturnu byla nízká, což znamená, že jeho satelity vznikly z pevného ledu. Pravděpodobně existovalo více těkavých sloučenin jako čpavek a oxid uhličitý, ale jejich obsah není znám [13] .

Extrémně vysoký podíl vodního ledu v Tethys zůstává nevysvětlený. Podmínky saturnské submlhoviny pravděpodobně podporovaly redukční reakce, včetně tvorby metanu z oxidu uhelnatého [25] . To může částečně vysvětlit, proč měsíce Saturnu, včetně Tethys, obsahují více ledu než vnější tělesa sluneční soustavy (jako Pluto nebo Triton ), protože tato reakce uvolňuje kyslík, který při reakci s vodíkem tvoří vodu [25] . Jednou z nejzajímavějších hypotéz je, že prstence a vnitřní měsíce vznikly z velkých, na led bohatých měsíců (jako Titan) erodovaných slapem předtím, než je pohltil Saturn [26] .

Narůstání pravděpodobně trvalo několik tisíc let, než byla Tethys plně vytvořena. V tomto případě srážky zahřály její vnější vrstvu. Modely ukazují, že teplota vyvrcholila asi 155 K  v hloubce asi 29 km [27] . Po dokončení formování se vlivem tepelné vodivosti připovrchová vrstva ochladila, zatímco vnitřní se zahřála [27] . Ochlazené povrchové vrstvy se smršťovaly, zatímco vnitřní expandovaly. To způsobilo silná tahová napětí v kůře Tethys - až 5,7 MPa, což pravděpodobně vedlo ke vzniku trhlin [28] .

V Tethys je velmi málo kamenů. Zahřívání v důsledku rozpadu radioaktivních prvků proto v jeho historii téměř nehrálo významnou roli [13] . To také znamená, že Tethys nikdy nezažila významné tání, pokud její vnitřek nebyl zahřátý přílivem a odlivem. Silné přílivy a odlivy by mohly probíhat s výraznou orbitální excentricitou, kterou bylo možné udržet například orbitální rezonancí s Dione nebo jiným měsícem [13] . Detailní údaje o geologické historii Tethys zatím nejsou k dispozici.

Výzkum

V roce 1979 proletěl Pioneer 11 kolem Saturnu . K největšímu přiblížení k Tethys, 329 197 km , došlo 1. září 1979 [29] [30] .

O rok později, 12. listopadu 1980, proletěl Voyager 1 v minimální vzdálenosti 415 670 km od Tethys. Jeho dvojče, Voyager 2 , prošlo 26. srpna 1981 blíže, asi 93 000 km [30] [8] [31] . Voyager 1 vysílal pouze jeden snímek Tethys [32] s rozlišením menším než 15 km, zatímco Voyager 2, letící blíže k satelitu, jej obešel téměř v kruhu (270°) a přenášel snímky s rozlišením menším než 2 km [8] . První hlavní povrchový útvar nalezený na Tethys byl Ithaca Canyon [31] . Ze všech Saturnových měsíců byla Tethys vyfotografována sondami Voyagers [21] .

V roce 2004 vstoupila sonda Cassini na oběžnou dráhu kolem Saturnu . Během své primární mise od června 2004 do června 2008 provedl jeden velmi blízký cílový průlet poblíž Tethys dne 24. září 2005 ve vzdálenosti 1503 km. Později Cassini provedla mnohem více necílových přiblížení k Tethys na vzdálenost asi desítek tisíc kilometrů. Takové přístupy učiní v budoucnu [30] [33] [6] [34] .

Při setkání 14. srpna 2010 (vzdálenost 38 300 km) byl detailně vyfotografován čtvrtý největší kráter na Tethys, Penelope , o průměru 207 km [35] .

Pozorování sondy Cassini umožnilo sestavit vysoce kvalitní mapy Tethys s rozlišením 0,29 km [3] . Sonda získala blízko-infračervená spektra různých částí Tethys, což ukazuje, že její povrch je složen z vodního ledu smíchaného s tmavým materiálem [18] . Pozorování ve vzdáleném infračerveném spektru umožnila odhadnout extrémní možné hodnoty Bondova bolometrického albeda [7] . Radarová pozorování při vlnové délce 2,2 cm ukázala, že ledový regolit má složitou strukturu a je velmi porézní [17] . Pozorování plazmy v okolí Tethys naznačují, že nevyvrhuje žádné plazma do magnetosféry Saturnu [14] .

Zatím neexistují žádné konkrétní plány na studium Tethys budoucími kosmickými loděmi. Možná v roce 2020 bude mise systému Titan Saturn vyslána do systému Saturn .

Galerie

• Kráter Odysseus

• Kaňon Ithaka

Viz také

• Seznam reliéfních detailů na Tethys

Poznámky

1. ↑ 1 2 Střední orbitální parametry planetárního satelitu  . Skupina JPL Solar System Dynamics (23. srpna 2013). Získáno 16. září 2014. Archivováno z originálu 6. května 2014.
2. ↑ Přehled o saturnském satelitu Williamse D. R. NASA (22. února 2011). Získáno 16. září 2014. Archivováno z originálu 12. července 2014. 
3. ↑ 1 2 3 4 5 Roatsch, Th.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, PC Kartografické mapování ledových satelitů pomocí dat ISS a VIMS  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 763–781. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_24 .
4. ↑ Jacobson, RA; Antreasian, P.G.; Bordi, JJ; Criddle, K.E.; a kol. (prosinec 2006). „Gravitační pole saturnského systému ze satelitních pozorování a dat sledování kosmických lodí“ Archivováno 28. června 2014 na Wayback Machine . The Astronomical Journal 132(6): 2520-2526. Bibcode 2006AJ….132.2520J Archivováno 28. června 2014 na Wayback Machine . 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, BJ; Denk, T.; Moore, JM; Schenk, P. M. a kol. Ledové satelity: Geologická evoluce a povrchové procesy  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 637–681. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_20 .
6. ↑ 1 2 3 Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act  (anglicky)  // Science : journal. - 2007. - Sv. 315 , č.p. 5813 . — S. 815 . - doi : 10.1126/science.1134681 . - . — PMID 17289992 . (podpůrný online materiál, tabulka S1)
7. ↑ 1 2 Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J.; Segura, M. Tepelná setrvačnost a bolometrické hodnoty Bond albedo pro Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea a Iapetus odvozené z měření Cassini/CIRS   // Icarus :  journal. — Elsevier , 2010. — Sv. 206 , č.p. 2 . - str. 573-593 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 . - .
8. ↑ 1 2 3 Kámen, EC; Miner, ED Voyager 2 Setkání se saturnským systémem   // Věda . - 1982. - leden ( roč. 215 , č. 4532 ). - str. 499-504 . - doi : 10.1126/science.215.4532.499 . - . — PMID 17771272 .
9. ↑ Hamilton CJ Tethys  . Pohledy na sluneční soustavu. Datum přístupu: 16. září 2014. Archivováno z originálu 17. září 2014.
10. ↑ GD Cassini (1686-1692). „Výňatek z Journal Des Scavans. 22. dubna sv. N. 1686. Podávání zprávy o dvou nových satelitech Saturnu, které nedávno objevil Mr. Cassini na Královské observatoři v Paříži. Philosophical Transactions 16(179-191): 79-85. doi: 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 Archivováno 17. dubna 2021 na Wayback Machine
11. ↑ 1 2 Van Helden, Albert. Pojmenování satelitů Jupiteru a Saturnu  // Zpravodaj Divize historické astronomie Americké astronomické společnosti. - Srpen 1994. - T. 32 . - S. 1-2 . Archivováno z originálu 14. března 2012.
12. ↑ Jak uvedl William Lassell , „Satellites of Saturn“ Archivováno 17. srpna 2020 na Wayback Machine . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8(3): 42-43. 14. ledna 1848. Bibcode 1848MNRAS…8…42L Archivováno 27. června 2019 na Wayback Machine
13. ↑ 1 2 3 4 Matson, D.L.; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, WB Termální evoluce a vnitřní struktura Saturnova středně velkých ledových satelitů  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 577–612. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_18 .
14. ↑ 1 2 Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (2008). „Magnetické portréty Tethys a Rhea“ . Icarus 193(2): 465-474. Bibcode 2008Icar..193..465K Archivováno 22. října 2018 na Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2007.08.005
15. ↑ Thomas, P.; Burns, J.; Helfenstein, P.; Squires, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.; McEwen, A. a kol. Tvary saturnských ledových satelitů a jejich význam  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Sv. 190 , č. 2 . - str. 573-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . - . Archivováno z originálu 4. ledna 2015.
16. ↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Podpovrchové oceány a hluboké vnitřky středně velkých satelitů vnějších planet a velkých transneptunických objektů  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 185 , č.p. 1 . - str. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
17. ↑ 1 2 3 Ostro, S.; West, R.; Jansen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunin, J.; Wye, L. a kol. (2006). "Pozorování radarem Cassini Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion a Phoebe" (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 5. března 2016.  (neurčitý) . Icarus 183(2): 479-490. Bibcode 2006Icar..183..479O Archivováno 7. ledna 2019 na Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.02.019 Archivováno 23. července 2008 ve Wayback Machine
18. ↑ 1 2 3 Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; Daversa, E. a kol. (2007). „Vyšetřování ledových satelitů Saturnu od Cassini-VIMSI. Vlastnosti celého disku: 350-5100 nm spektra odrazivosti a fázové křivky" Icarus 186: 259-290. Bibcode 2007Icar..186..259F Archivováno 28. června 2014 na Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2006.08.001
19. ↑ Carvano, J.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M. (2007). „Omezení povrchových vlastností ledových měsíců Saturnu pomocí spekter emisivity Cassini/CIRS“. 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, RE; McKinnon, WB; Paranicas, C.; Schmidt, J.; Showalter, M. R. (2011). „Plazma, oblaky a prstence: Dynamika systému Saturn zaznamenaná v globálních barevných vzorcích na jeho středně velkých ledových satelitech“. Icarus 211: 740-757. Bibcode 2011Icar..211..740S Archivováno 4. listopadu 2017 na Wayback Machine . doi: 10.1016/j.icarus.2010.08.016
21. ↑ 1 2 3 4 5 6 Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. a kol. Velké dopadové útvary na středně velké ledové satelity  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 171 , č.p. 2 . - str. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - . Archivováno z originálu 2. října 2018.
22. ↑ Chen, EMA; Nimmo, F. Tepelná a orbitální evoluce Tethys, jak je omezena povrchovými pozorováními  //  Lunar and Planetary Science XXXIX: journal. - Březen 2008. - . Archivováno z originálu 26. září 2020.
23. ↑ 1 2 3 Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, PC Tethys: Litosférická tloušťka a tepelný tok z ohybově podporované topografie v Ithaca Chasma   // Geophysical Research Letters : deník. - 2007. - Sv. 34 , č. 21 . - doi : 10.1029/2007GL031467 . - . Archivováno z originálu 25. července 2011.
24. ↑ 12 Hotovo , Lukáš; Chapman, Clark R.; McKinnon, William B.; Melosh, H. Jay; Kirchoff, Michelle R.; Neukum, Gerhard; Zahnle, Kevin J. Ledové satelity Saturnu: Impact kráterování a určení věku  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 613–635. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 .
25. ↑ 1 2 Johnson, Torrence V.; Estrada, Paul R. Původ systému Saturn  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 55–74. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 .
26. ↑ Canup, RM Původ Saturnových prstenců a vnitřních měsíců hromadným odstraněním ze ztraceného satelitu velikosti Titanu  //  Nature: journal. - 2010. - Sv. 468 , č.p. 7326 . - S. 943-946 . - doi : 10.1038/nature09661 . — .
27. ↑ 1 2 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). „Akreční vytápění satelitů Saturnu a Uranu“ . Journal of Geophysical Research 93(B8): 8,779-94. Bibcode 1988JGR….93.8779S Archivováno 10. ledna 2016 na Wayback Machine . doi: 10.1029/JB093iB08p08779
28. ↑ Hillier, J.; Squires, Steven (1991). „Tepelná stresová tektonika na satelitech Saturnu a Uranu“. Journal of Geophysical Research 96(E1): 15,665-74. Bibcode 1991JGR….9615665H Archivováno 4. května 2019 na Wayback Machine . doi: 10.1029/91JE01401
29. ↑ Daniel Muller. Časová osa celé mise Pioneer 11 (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 3. března 2012. (neurčitý) 
30. ↑ 1 2 3 Daniel Muller. Mise na Tethys (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 3. března 2011. (neurčitý) 
31. ↑ 12 Kámen , EC; Miner, ED Voyager 1 Setkání se saturnským systémem   // Věda . - 1981. - Duben ( roč. 212 , č. 4491 ). - S. 159-163 . - doi : 10.1126/science.212.4491.159 . - .
32. ↑ Obrázek Tethys z Voyageru 1
33. ↑ Termíny turné Saturn (2011-2017) . JPL/NASA. Získáno 15. října 2011. Archivováno z originálu 5. března 2016. (neurčitý)
34. ↑ Pečeť, David A.; Buffington, Brent B. Rozšířená mise Cassini  // Saturn z Cassini-Huygens / MK Dougherty, LW Esposito, SM Krimigis. — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 725–744. — 813p. — ISBN 978-1-4020-9217-6 . - . - doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_22 .
35. ↑ Jia-Rui C. Cook (16. srpna 2010). „Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons“ Archivováno 23. března 2021 na Wayback Machine . JPL/NASA

Odkazy

• Mapa Tethys s názvy povrchových útvarů

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Bolshaya Yuzhakova Britannica (online)
V bibliografických katalozích	J9U : 987007556987505171 LCCN : sh2007003335

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty