Спутники планет солнечной системы: Недопустимое название | Наука

Содержание

Спутники планет

Вы знаете, что вокруг больших планет, кроме Меркурия и
Венеры, обращаются спутники, которых на 2017 год насчитывалось 175. Причём на
долю планет земной группы приходится лишь три спутника: Луна у Земли, а также
Фобос и Деймос у Марса.

Большинство спутников планет имеют небольшие размеры — всего
несколько десятков километров. Они представляют собой каменные и ледяные тела
неправильной формы (например, как спутник Сатурна Пан, похожий на гигантский
пельмень диаметром около 35 километров). Поверхности таких спутников усеяны
мелкими кратерами и покрыты пылью.

Средние спутники представляют собой, как правило,
шарообразные тела диаметром несколько сот километров. По внешнему виду их
поверхность напоминает лунную.

Семь спутников, включая нашу Луну, имеют диаметр более 2500
километров. А, например, Ганимед и Титан даже больше Меркурия. Поверхности этих
спутников отличаются разнообразием, а по своему строению они больше похожи на
планеты земной группы.

Четыре крупнейших спутника Юпитера: Ганимед, Каллисто, Ио и
Европа — были обнаружены ещё в далёком 1610 году знаменитым итальянцем Галилео
Галилеем. Поэтому их также называют галиллеевыми
спутниками. Самый близкий из них к Юпитеру — это Ио, названный в
честь мифологической возлюбленной Зевса. Его средний радиус составляет 1821,3
километра, что делает его четвёртым по величине спутником Солнечной системы.

Помимо этого, Ио является и самым геологически
активным телом Солнечной системы. На его поверхности обнаружено более 400
действующих вулканов. Некоторые из них во время мощных извержений выбрасывают
серу и диоксид серы на высоту до пятисот 500 километров.

Вулканизм придаёт поверхности Ио уникальные особенности и
цвета. Пепел и потоки лавы (длина которых может достигать 500 километров)
окрашивают её в различные оттенки красного, жёлтого, белого, чёрного и зелёного
цветов.

Так же на поверхности спутника насчитывается около 150 гор,
которые выросли благодаря сжатию в основании силикатной коры спутника.
Некоторые из гор выше земного Эвереста. А, например, гора Южная Боосавла имеет относительную высоту 18,2 километра.

Ио, состоящая в основном из силикатных пород и железа, по
своему составу ближе к планетам земной группы, чем ко спутникам во внешней
части Солнечной системы. А её средняя плотность (3,53 г/см³) даже
больше плотности Луны.

Одна из моделей внутреннего строения Ио предполагает, что
внутри спутника находится ядро, радиус которого зависит от его состава. Ядро
окружает частично расплавленная мантия и кора, толщина которой составляет не
менее 12 километров. Атмосфера Ио крайне разрежена и состоит в основном из
диоксида серы 90 %.

Второй по удалённости от Юпитера галилеевый
спутник — это Европа. Названа она так в честь дочери финикийского царя —
возлюбленной Зевса. Средний радиус Европы составляет 1560,8 километра при
средней плотности 3,014 г/см³.

Она обращается вокруг Юпитера по почти круговой орбите
радиусом 671 100 километров. Европа, в принципе, как и все галилеевы спутники, обращена к Юпитеру всегда одной
стороной.

По размерам она занимает шестое место среди всех спутников
планет. Но при этом масса Европы больше, чем суммарная масса всех спутников,
уступающих ей в размерах. Это дало основание полагать, что в её центре
находится железное ядро, окружённое силикатными породами.

Вся поверхность Европы покрыта льдом и является одной из
самых гладких поверхностей Солнечной системы. Также на поверхности спутника
очень мало кратеров, но много трещин. Помимо этого, рельеф некоторых участков
поверхности указывает на то, что здесь когда-то давно лёд был расплавлен и в
воде плавали льдины и айсберги. Также видно, что льдины (вмороженные ныне в
ледяную поверхность) ранее были одним целым, но затем разошлись.

Ещё одной примечательной деталью Европы является ударный
кратер Пуйл, центральная гора которого выше, чем
окружающий её вал. Вероятнее всего, через пробитое астероидом отверстие на
поверхность Европы излился вязкий лёд или вода.

Также над южным полюсом Европы были зафиксированы признаки
выброса водяного пара — это результат действия гейзеров, бьющих из трещин
ледяной коры. Это дало учёным основание полагать, что под толстым слоем льда
спутника находится водяной океан. Причём, по оценкам некоторых учёных, его
глубина может достигать 100 километров, а его объём вдвое больше объёма
мирового океана Земли (3 ∙ 10¹⁸ м³).

Интересные характеристики Европы, а также возможность
отыскать внеземную жизнь привели к тому, что в 2016 году НАСА выделило из
бюджета средства на создание межпланетной станции для детального изучения этого
спутника Юпитера. Запуск аппарата намечен на середину 2020-х гг.

Крупнейший спутник Солнечной системы и седьмой по удалённости
от Юпитера —Ганимед. Своё название, как и три остальных галилеевых спутника, он получил в честь возлюбленного
Зевса.

Средний радиус спутника равен 2634,1 километра, что почти на
8 % больше, чем у Меркурия. Средняя плотность Ганимеда равна 1,936 г/см³,
а масса составляет 2,5 % массы Земли и всего 45 % массы Меркурия.

Предположительно, Ганимед состоит из трёх слоёв:
расплавленного железного ядра и равного количества силикатных пород и водяного
льда.

Также предполагается, что под толстым слоем внешнего льда (на
глубине примерно в 200 километров) есть океан солёной жидкой воды. В пользу
этого факта говорит и поверхность Ганимеда, на которой наблюдается два основных
типа ландшафта. Так, треть его поверхности занимают тёмные области, покрытые
множеством ударных кратеров. Их возраст оценивается до 4 миллиардов лет.
Остальная же поверхность спутника — светлая. Это более молодая область (но
насколько — не ясно), покрытая бороздами и хребтами.

Примечательным местом поверхности Ганимеда является тёмная
область, названная областью Галилея, где видна сеть разноплановых борозд. Он
имеет округлую форму и резкие границы.

Последним из четырёх галилеевых
спутников является Каллисто, названный так в честь ещё одной любовницы Зевса.
Это второй по размерам спутник Юпитера и третий — по размерам в Солнечной
системе. Его радиус равен 2410,3 километра, что составляет 0,378 радиуса Земли.

При массе примерно 1 ∙ 10²³ килограмм
средняя плотность Каллисто не многим более 1,83 г/см³. Поэтому
модель её внутреннего строения предполагает, что поверхностный слой покоится на
ледяной литосфере толщиной до 150 километров.

Под ледяной корой, возможно, находится океан солёной воды
глубиной 50—200 километров. Ниже океана, судя по всему, находится смесь веществ
с постепенным ростом доли силикатов с глубиной. Ядро, если оно есть, очень
маленькое, и его радиус не превышает 600 километров.

Примечательными объектами поверхности Каллисто являются
многокольцевые бассейны, или цирки. Самый крупный из них — Вальхалла (см.
рис.). В её центре находится яркий регион диаметром около 600 километров,
который окружён концентрическими кольцами. Их радиус достигает 1800 километров.

Теперь отправимся к Сатурну. Здесь располагается второй по
величине спутник в Солнечной системе — Титан.

Его средний радиус составляет около 2576 километров (это на
50 % больше, чем у Луны, и на 5 % больше, чем у Меркурия). Средняя плотность
Титана составляет около 1,88 г/см³. При схожих размерах с Меркурием
и Ганимедом Титан — единственный спутник, который обладает атмосферой толщиной
около 400 километров, более чем на 98,4 % состоящей из азота. Остальное занимают
аргон и метан. Температура у поверхности Титана в среднем составляет около –180
^оС. При такой температуре метан способен
конденсироваться, и тогда над поверхностью Титана идут дожди.

На радарных снимках спутника хорошо видны горные хребты,
русла метановых рек, а также тёмные пятна (изначально считалось, что это либо
заполненные, либо высохшие метановые озёра). Однако в июле 2009 года
космический аппарат «Кассини» зафиксировал блик от
гладкой поверхности жидкого бассейна в инфракрасном диапазоне. Данное открытие
стало неоспоримым доказательством существования жидкости на Титане. Гигантские
озёра были обнаружены в районе северного полюса спутника. Самое крупное из них
— Море Кракена длиной более 1000 километров и по
площади сравнимое с Каспийским морем. Ещё одно — Море Лигеи
— по площади (около 100 000 км²) больше любого пресноводного
озера на Земле.

Примечательно, что Титан стал пока самым удалённым объектом
Солнечной системы, на поверхность которого сел исследовательский аппарат — зонд
«Гюйгенс». Снимки, сделанные зондом, показали сложный рельеф поверхности со
следами действия жидкости. Также при помощи внешнего микрофона «Гюйгенс»
записал звук ветра на Титане и передал его на Землю.

Следующая наша остановка — это окрестности Нептуна. Здесь
располагается Тритон — седьмой по величине спутник Солнечной
системы. Открыт он был всего через 17 дней после открытия планеты.

Имея диаметр около 2706 километров, Тритон превосходит по
размерам крупнейшие карликовые планеты — Плутон и Эриду. Плотность спутника
составляет 2,061 г/см) при массе 2,14 ∙ 10²² кг.

Предполагается, что в недрах Тритона находится
каменно-металлическое ядро, масса которого составляет до двух третьих (2/3)
массы всего спутника. Ядро окружено ледяной мантией с коркой водяного льда и
слоем азотного льда на поверхности.

Во время пролёта «Вояджера-2» около спутника было
зафиксировано всего 179 ударных кратеров (Для сравнения, на Миранде, спутнике
Урана, зафиксировано 835 кратеров, и это при том, что площадь её поверхности
составляет всего около 3 % от площади Тритона). Такое малое количество кратеров
дало основание полагать, что возраст поверхности не превышает и ста миллионов
лет. А сам спутник является одним из немногих геологически
активных спутников Солнечной системы. О его сложной геологической истории
свидетельствуют и следы тектонической активности, замысловатый рельеф и
многочисленные криовулканы, извергающие азот.

Спутники планет | это… Что такое Спутники планет?

ТолкованиеПеревод

Спутники планет

Сравнительные размеры некоторых спутников и Земли. Вверху — названия планет, вокруг которых показанные спутники обращаются.

Спутники планет (в скобках указан год открытия; списки отсортированы по дате открытия).

Содержание

1 Меркурий
2 Венера
3 Земля
4 Марс
5 Юпитер
6 Сатурн
7 Уран
8 Нептун
9 Карликовые планеты
- 9.1 Плутон
- 9.2 Эрида
- 9.3 Хаумеа
10 Малые планеты
11 См. также
12 Примечания
13 Ссылки

Меркурий

Спутников у Меркурия, по современным данным, нет.

Венера

Основная статья: Спутники Венеры

В прошлом имели место многочисленные заявления о наблюдении спутников Венеры, но, по современным данным, естественных спутников у Венеры нет, а астероид 2002 VE68 является лишь квазиспутником^[1].

Земля

У Земли всего один «полноценный» спутник — Луна, но целых 4 квазиспутника: (3753) Круитни, [2] а также 2010 SO16. ^[3]

Марс

У Марса известно всего два спутника:

Деймос (1877)
Фобос (1877)

Юпитер

Основная статья: Спутники Юпитера

У Юпитера известно 65 спутника, в том числе, открытые до полёта «Вояджеров»:

Ио (1610)
Европа (1610)
Ганимед (1610)
Каллисто (1610)
Амальтея (1892)
Гималия (1904)
Элара (1905)
Пасифе (1908)
Синопе (1914)
Лиситея (1938)
Карме (1938)
Ананке (1951)
Леда (1974)

Четыре крупнейших спутника — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто — называются Галилеевыми спутниками.

Также у Юпитера имеется система колец (1979).

Сатурн

Основная статья: Спутники Сатурна

У Сатурна известно 62 спутника, в том числе, открытые до полёта «Вояджеров»:

Титан (1655)
Япет (1671)
Рея (1672)
Тефия (1684)
Диона (1684)
Энцелад (1789)
Мимас (1789)
Гиперион (1848)
Феба (1898)
Янус (1966)
Эпиметей (1966)

Также Сатурн обладает мощной системой колец, открытых Галилеем в 1609 году.

Уран

У Урана известно 27 спутников:

Титания (1787)
Оберон (1787)
Ариэль (1851)
Умбриэль (1851)
Миранда (1948)
Пак (1985)
Джульетта (1986)
Порция (1986)
Крессида (1986)
Дездемона (1986)
Розалинда (1986)
Белинда (1986)
Корделия (1986)
Офелия (1986)
Бианка (1986)
Калибан (1997)
Сикоракса (1997)
Пердита (1999)
Сетебос (1999)
Стефано (1999)
Просперо (1999)
Тринкуло (2001)
Фердинанд (2001)
Франциско (2001)
Маб (2003)
Купидон (2003)
Маргарита (2003)

Также у Урана имеется система колец (1977).

Нептун

У Нептуна известно 13 спутников:

Тритон (1846)
Нереида (1949)
Ларисса (1981)
Протей (1989)
Деспина (1989)
Галатея (1989)
Таласса (1989)
Наяда (1989)
Сао (2002)
Галимеда (2002)
Лаомедея (2002)
Несо (2002)
Псамафа (2003)

Также у Нептуна имеется система колец (1989).

Карликовые планеты

Плутон

У Плутона известно четыре спутника:

Харон (1978)
Никта (2005)
Гидра (2005)
S/2011 (134340) 1 (2011)

Существует мнение, что, поскольку барицентр системы Плутон—Харон находится вне поверхности Плутона, Харон является не спутником Плутона, а компонентом двойной планетной системы. Предполагается, что у Плутона также может быть система планетных колец^[4].

Эрида

У Эриды известен всего один спутник:

Дисномия (2005)

Хаумеа

У Хаумеа известны два спутника:

Хииака (2005)
Намака (2005)

Малые планеты

Основная статья: Спутник астероида

См. также

Список геологических особенностей объектов Солнечной системы
Планетная номенклатура

Примечания

↑ Выполнены фотометрические наблюдения квазиспутника Венеры, Компьюлента (12 декабря 2010). Проверено 13 октября 2011.
↑ M. Connors et al (2002). «Discovery of an asteroid and quasi-satellite in an Earth-like horseshoe orbit». Meteoritics & Planetary Science 37: 1435.
↑ ИТАР-ТАСС : У Земли обнаружен астероид-спутник диаметром в 400 км
↑ «У Плутона могут найти кольца»

Ссылки

Номенклатура естественных спутников планет на сайте ГАИШ
Физические параметры спутников на сайте НАСА (англ.)
Система поиска снимков на сайте НАСА (англ.)

Wikimedia Foundation.
2010.

Нужен реферат?

Кадерас, Джан Фадри
Похмелкин, Виктор Валерьевич

Полезное

Спутники планет Солнечной системы

Абрамов, О., Спенсер, Дж. Р.: Эндогенное тепло от южнополярных разломов Энцелада: новые наблюдения и модели кондуктивного поверхностного нагрева. Икар 199 , 189–196 (2009)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Эллисон, М.Л., Клиффорд, С.М.: Покрытые льдом вулканические воды текут по Ганимеду. В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 15, стр. 5–6 (1984)
Google ученый
Эллисон, М.Л., Клиффорд, С.М.: Вулканизм покрытых льдом вод на Ганимеде. Дж. Геофиз. Рез. 92 , 7865–7876 (1987)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Арнольд, Дж. Р.: Лед в лунных полярных регионах. Дж. Геофиз. Рез. 84 , 5659–5668 (1979)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Барнс, Дж. В., Браун, Р. Х., Содерблом, Л., Сотин, К., Лемуэлик, С., Родригес, С., Лекор, Л., Буратти, Б. Дж., Питман, К. М., Кларк, Р. Н., Яуманн, Р., Хейн, П.: Титан как ледяная луна: свидетельство криовулканизма и тектоники от Cassini/VIMS. Вклад ЛПИ 1357 , 13–15 (2007)
ОБЪЯВЛЕНИЕ
Google ученый
Бьоракер Г., Ахтерберг Р., Андерсон К., Самуэльсон Р., Карлсон Р., Дженнингс Д.: Наблюдения Cassini/CIRS за водяным паром в стратосфере Титана. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 40, с. 448 (2008)
Google ученый
Бётчер, Т., Хубер, Л., Ле Корре, Л., Лейтнер, Дж., Маккарти, Д., Нильссон, Р., Тейшейра, К., Вакер Араужо, С., Уилсон, Р.К., Аджали, Ф. , Альтенбург М., Бриани Г., Бучас П., Ле Постоллек А., Мейер Т.: Концепция миссии HADES — астробиологическое исследование ледяной луны Юпитера Европы. Междунар. Дж. Астробиол. 8 , 321–329 (2009)
Перекрёстная ссылка
Google ученый
Кэмпбелл, Д.Б., Кэмпбелл, Б.А., Картер, Л.М., Марго, Дж.-Л., Стейси, Нью-Джерси: Нет доказательств наличия толстых отложений льда на южном полюсе Луны. Природа 443 , 835–837 (2006)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Кассен П., Рейнольдс Р.Т., Пил С.Дж.: Есть ли на Европе жидкая вода? Геофиз. Рез. лат. 6 , 731–734 (1979)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Кастильо-Рогез, Дж.: Внутреннее строение Реи. Дж. Геофиз. Рез. (Планеты) 111 , 11005 (2006)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Кастильо-Рогез, Дж. К., Мэтсон, Д. Л., Сотин, К., Джонсон, Т. В., Лунин, Дж. И., Томас, П. К.: Геофизика Япета: скорость вращения, форма и экваториальный хребет. Икар 190 , 179–202 (2007)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Чаусидон, М.: Планетарная наука: ранняя Луна была богата водой. Природа 454 , 170–172 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Чен, Е.М.А., Ниммо, Ф.: Термальная и орбитальная эволюция Тефии согласно наблюдениям на поверхности. В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 39, с. 1968 (2008)
Google ученый
Кларк, Р. Н., Курчин, Дж. М., Яуманн, Р., Круикшенк, Д. П., Браун, Р. Х., Хофен, Т. М., Стефан, К., Мур, Дж. М., Буратти, Б. Дж., Бейнс, К. Х., Николсон, П. Д., Нельсон, Р. М.: Композиционное картирование спутника Сатурна Дионы с помощью Cassini VIMS и влияние темного материала в системе Сатурна. Икар 193 , 372–386 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Кустенис, А., Салама, А., Лелуш, Э., Энкреназ, Т., де Граау, Т., Бьоракер, Г.Л., Самуэльсон, Р.Э., Готье, Д., Фейхтгрубер, Х., Кесслер, М.Ф., Ортон, Г.С.: Атмосфера Титана по изо-наблюдениям: температура, состав и обнаружение водяного пара. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 30, с. 1060 (1998)
Google ученый
Кроуфорд, Г.Д., Стивенсон, Д.Дж.: Водяной вулканизм, вызванный газом, и всплытие на поверхность Европы. В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 16, стр. 148–149 (1985)
Google ученый
«>
Кроуфорд, Г.Д., Стивенсон, Д.Дж.: Водяной вулканизм, вызванный газом, в обновлении поверхности Европы. Икар 73 , 66–79 (1988)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Круикшенк, Д.П., Шмитт, Б., Роуш, Т.Л., Оуэн, Т.С., Кирико, Э., Гебаль, Т.Р., де Берг, К., Бартоломью, М.Дж., Далле Оре, К.М., Дуте, С., Мейер, Р. : Водяной лед на Тритоне. Икар 147 , 309–316 (2000)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Чеховский Л., Лелива-Копыстынский Ю.: Хребет Япета: возможные объяснения его происхождения. Доп. Космический рез. 42 , 61–69 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Дахмани Р., Ханна Р.К.: H ₂ O на Ио? ИК спектры смешанных льдов SO ₂ /H ₂ O в области 5000–450 см ⁻¹. Астрофиз. Космические науки. 236 , 125–133 (1996)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Далле Оре, К.М., Круикшанк, Д.П., Оуэн, Т.С., Гебаль, Т.Р., Руш, Т.Л., Кхаре, Б.Н., де Берг, К.: Состав поверхности RHEA по спектрам отражения, от 0,2 до 3,6 мкМ. В: AAS/Division Тезисы собрания по планетарным наукам, том. 31, с. 03.01 (1999)
Google ученый
Дебес, Дж. Х., Вайнбергер, А. Дж., Шнайдер, Г.: Сложные органические вещества в околозвездном диске HR 4796A. Астрофиз. Дж. Летт. 673 , Л191–Л194 (2008 г.)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Дорофеева В.А., Рускол Е.Л. К термической истории спутников Сатурна Титана и Энцелада. Сол. Сист. Рез. 44 , 192–201 (2010)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Элдер К., Хельфенштейн П., Томас П., Веверка Дж., Бернс Дж. А., Денк Т., Порко К.: Таинственная экваториальная полоса Тефии. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 38, с. 429 (2007)
Google ученый
Англия, К.: Есть ли подо льдом малых спутников Сатурна и Урана океаны? В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 35, с. 939 (2003)
Google ученый
Гайдос, Э.Дж., Ниммо, Ф.: Планетарная наука: тектоника и вода на Европе. Природа 405 , 637 (2000)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Гоген Дж.Д., Ожеховска Г.Е., Джонсон П.В., Цапин А.И., Каник И.: УФ-фотолиз аминокислот в водяном льду: как долго они могут выжить на Европе? В: Маквелл, С., Стэнсбери, Э. (ред.) 37-я ежегодная лунная и планетарная научная конференция, том. 37, с. 2006 (2006)
Google ученый
Гринберг, Р., Хоппа, Г.В., Тафтс, Б.Р., Гайслер, П., Райли, Дж.: Хаос, трещины и хребты: поверхностные эффекты тонкого льда над жидкой водой на Европе. В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 30, с. 1421 (1999)
Google ученый
Гранди, В. М., Янг, Л. А., Янг, Э. Ф.: Открытие льда CO ₂ и спектральная асимметрия с опережением и отставанием на спутнике Урана Ариэль. Икар 162 , 222–229 (2003)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Гранди, В.М., Янг, Л.А., Спенсер, Дж.Р., Джонсон, Р.Е., Янг, Э.Ф., Буйе, М.В.: Распределение льдов H ₂ O и CO ₂ на Ариэле, Умбриэле, Титании и Обероне из IRTF/SpeX наблюдения. Икар 184 , 543–555 (2006)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Хансен, С.Дж., Эспозито, Л., Стюарт, А.И.Ф., Колвелл, Дж., Хендрикс, А., Прайор, В., Шемански, Д., Уэст, Р.: Шлейф водяного пара Энцелада. Наука 311 , 1422–1425 (2006)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Хансен, С.Дж., Эспозито, Л.В., Стюарт, А.И.Ф., Майнке, Б., Уоллис, Б., Колвелл, Дж.Э., Хендрикс, А.Р., Ларсен, К., Прайор, В., Тиан, Ф.: Струи водяного пара внутри шлейф газа, покидающий Энцелад. Природа 456 , 477–479 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Харуяма Дж., Отаке М., Мацунага Т., Морота Т., Хонда К., Ёкота Ю., Питерс К.М., Хара С., Хиоки К., Сайки К., Миямото , Х., Ивасаки, А., Абэ, М., Огава, Ю., Такэда, Х., Ширао, М., Ямадзи, А., Джоссет, Ж.-Л.: Отсутствие обнаженного льда внутри южного полюса Луны Кратер Шеклтона. Наука 322 , 938 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Хендрикс, А.Р., Хансен, К.Дж.: Япет: новые результаты от Cassini Uvis. В: Тезисы научной конференции Института Луны и планет. Лунный и планетарный институт, Технический отчет, том. 39, с. 2200 (2008)
Google ученый
Хиббиттс, К.А., Хансен, Г.Б., МакКорд, Т.Б.: CO ₂ /соотношения вода-лед/не-лед на галилеевых спутниках Ганимед и Каллисто. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 34, с. 881 (2002)
Google ученый
Хирциг, М., Токано, Т., Родригес, С., Ле Муэлик, С., Сотин, К.: Обзор атмосферных явлений Титана. Астрон. Астрофиз. Ред. 17 , 105–147 (2009 г.)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Ходисс, Р., Гоген, Дж. Д., Джонсон, П. В., Кэмпбелл, К., Каник, И.: Выпуск N ₂, CH ₄, CO ₂ и H ₂ O из поверхностных льдов Энцелада. Икар 197 , 152–156 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Ингерсолл, А.П., Панкин, А.А.: Подповерхностный теплообмен на Энцеладе: условия, при которых происходит плавление. Икар 206 , 594–607 (2010)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Хурана, К.К., Кивелсон, М.Г., Рассел, К.Т.: Поиск жидкой воды на Европе с помощью наземных обсерваторий. Астробиология 2 , 93–103 (2002)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Келер, М., Манн, И., Ли, А.: Сложные органические материалы в диске HR 4796A? Астрофиз. Дж. Летт. 686 , 95–98 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Кусков О.Л., Кронрод В.А. Внутреннее строение Каллисто: свидетельство существования подповерхностного океана. В: 36-я Научная ассамблея КОСПАР. КОСПАР, Пленарное заседание, том. 36, с. 761 (2006)
Google ученый
Ларсен К.В., Стюарт А., Барт Э., Тун Б., Шемански Д.: Сезонные эффекты на распределение углеводородов и воды в атмосфере Титана. В: Тезисы весеннего собрания AGU, с. Б3 (2006)
Google ученый
Лебретон, Дж.-П., Кустенис, А., Лунин, Дж., Раулин, Ф., Оуэн, Т., Стробель, Д.: Результаты зонда Гюйгенс на Титане. Астрон. Астрофиз. Откр. 17 , 149–179 (2009)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Лоренц Р., Стайлз Б., Кирк Р.Л., Эллисон М.Д., Перси дель Мармо П., Лунин Дж.И.: Интерпретация радарных измерений вращения Титана «Кассини»: свидетельство изменения атмосферного углового момента и внутреннего водного океана. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 38, с. 544 (2007)
Google ученый
МакКонночи, Т. Х., Буратти, Б. Дж., Хиллиер, Дж. К., Трика, К. А.: Поиск водяного льда на лунных полюсах с изображениями Клементины. Икар 156 , 335–351 (2002)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Маккиннон, В.Б., Барр, А.С.: Об устойчивости океана в Энцеладе. В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 39, с. 2517 (2008)
Google ученый
Мелош, Х.Дж., Экхольм, А.Г., Шоумен, А.П., Лоренц, Р.Д.: Теплы ли подземные воды океана Европы? В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 33, с. 1824 (2002)
Google ученый
«>
Мелош, Х.Дж., Экхольм, А.Г., Шоумен, А.П., Лоренц, Р.Д.: Температура подземных вод океана Европы. Икар 168 , 498–502 (2004)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Майнер, Э.Д., Вессен, Р.Р.: Нептун. Планета, кольца и спутники. Спрингер, Берлин (2002)
Google ученый
Митри Г., Шоумен А.П., Лунин Дж.И., Лопес Р.М.К.: Обновление Титана аммиачно-водной криомагмой. Икар 196 , 216–224 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Мур, В.Б.: Приливный нагрев и конвекция на Ио. Дж. Геофиз. Рез. (Планеты) 108 , 5096 (2003)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Нэш, Д.Б.: В полосе 2,788 микрона Ио: происхождение от SO ₂ или H ₂ O? Икар 107 , 418–421 (1994)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Нейш, К.Д., Шомоджи, А., Смит, М.А.: Первобытный бульон Титана: образование аминокислот путем низкотемпературного гидролиза толинов. Астробиология 10 , 337–347 (2010)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Никсон, К.А., Дженнингс, Д.Э., де Кок, Р., Кустенис, А., Флазар, Ф.М.: Вода в атмосфере Титана по наблюдениям Cassini CIRS. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 38, с. 529 (2006)
Google ученый
Ниффенеггер, П., Дэвис, Д.М., Консолманьо, Г.Дж.: Тектонические линии и фрикционные разломы на относительно простом теле (Ариэль). Планета. Космические науки. 45 , 1069–1080 (1997)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Питерс К.М., Госвами Дж.Н., Кларк Р.Н., Аннадурай М. , Бордман Дж., Буратти Б., Комб Дж., Дьяр М.Д., Грин Р., Хед Дж.В., Хиббиттс С., Хикс М., Исааксон П., Клима Р., Крамер Г., Кумар С., Ливо Э., Лундин С., Маларет Э., МакКорд Т., Мастард Дж., Неттлз, Дж., Петро, Н., Руньон, К., Стайд, М., Саншайн, Дж., Тейлор, Л.А., Томпкинс, С., Варанаси, П.: Характер и пространственное распределение OH/H ₂ O на поверхности Луны, замеченной M ³ на Чандраян-1. Наука 326 , 568 (2009)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Пилчер, CB: Стабильность воды на Ио. Икар 37 , 559–574 (1979)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Питман, К.М., Буратти, Б.Дж., Мошер, Дж.А., Бауэр, Дж.М., Момари, Т.В., Браун, Р.Х., Николсон, П.Д., Хедман, М.М.: Первые наблюдения Реи с большим углом солнечной фазы с использованием Cassini VIMS: верхние пределы для водяного пара и геологическая активность. Астрофиз. Дж. Летт. 680 , Л65–Л68 (2008 г.)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Плешиа, Дж. Б.: История образования кратеров на спутниках Урана — Умбриэле, Титании и Обероне. Дж. Геофиз. Рез. 92 , 14918–14932 (1987)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Раулин, Ф.: Экзоастробиологические аспекты Европы и Титана: от наблюдений к предположениям. Космические науки. Откр. 116 , 471–487 (2005)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Раулин, Ф.: Астробиология и обитаемость Титана. Космические науки. 135 , 37–48 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Руш, Т. Л., Нолл, К., Круикшанк, Д.П., Пендлтон, Ю.Дж.: УФ-спектры спутников Урана, Ариэля, Титании и Оберона. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 29, п. 1010 (1997)
Google ученый
Саал, А.Э., Хаури, Э.Х., Кашио, М.Л., ван Орман, Дж.А., Резерфорд, М.С., Купер, Р.Ф.: Летучее содержание лунных вулканических стекол и наличие воды внутри Луны. Природа 454 , 192–195 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Салама Ф., Алламандола Л.Дж., Виттеборн Ф.К., Круикшенк Д.П., Сэндфорд С.А., Брегман Д.Д.: Спектры Ио в диапазоне 2,5–5,0 микрон — доказательства существования H ₂ S и H ₂ O, замороженные в SO ₂ . Икар 83 , 66–82 (1990)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Салама Ф., Алламандола Л.Дж., Сэндфорд С.А., Брегман Дж.Д., Виттеборн Ф.К., Круикшенк Д.П.: Присутствует ли H ₂ O на Ио? Обнаружение новой сильной полосы вблизи 3590/см (2,79 мкм). Икар 107 , 413–417 (1994)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Шенк, П.М., Занле, К.: О незначительном возрасте поверхности Тритона. Икар 192 , 135–149 (2007)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Шнайдер, Н.М., Бургер, М.Х., Шаллер, Э.Л., Браун, М.Е., Джонсон, Р.Е., Каргель, Дж.С., Догерти, М.К., Ахиллеос, Н.А.: Нет натрия в паровых шлейфах Энцелада. Природа 459 , 1102–1104 (2009)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Шоргхофер, Н., Тейлор, Г.Дж.: Подповерхностная миграция H ₂ O в лунных холодных ловушках. Дж. Геофиз. Рез. (Планеты) 112 , 2010 (2007)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Шуберт Г., Элсворт К., Стивенсон Д. Дж.: Лед во внутренностях Ганимеда и Каллисто. В: Смит, Дж. (ред.) Планетарная вода, с. 36 (1980)
Google ученый
Шуберт Г., Хуссманн Х., Лэйни В., Мэтсон Д.Л., Маккиннон В.Б., Золь Ф., Сотин К., Тоби Г., Туррини Д., ван Хулст Т.: Эволюция ледяных спутников. Космические науки. Обр., 54 (2010)
Google ученый
Секин Ю., Иманака Х., Мацуи Т., Кхаре Б.Н., Бейкс Э.Л.О., Маккей С.П., Сугита С. Роль органической дымки в химическом составе атмосферы Титана. I. Лабораторное исследование гетерогенной реакции атомарного водорода с толином титана. Икар 194 , 186–200 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Шенк, П.М., Маккиннон, В.Б., Гвинн, Д., Мур, Дж.М.: Затопление яркой местности Ганимеда низковязкой водяной ледяной лавой. Природа 410 , 57–60 (2001)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Сикарди Б., Видеманн Т., Кола Ф., Лекашо Дж., По С., Туйо В., Бейскер В., Бирнбаум К., Хаббард В. Б., Хилл Р. Э., Порто, Дж., Лопес Э., Косиас Р., Палло Э., Перц Р., Пулупа Д., Симбанья Х., Яхамин А., Рекальде Э.: Затмение бедра 106829от Титании. В: Бюллетень Американского астрономического общества, том. 33, с. 1130 (2001)
Google ученый
Сотин, К., Хед, Дж. В., Тоби, Г.: Европа: приливное нагревание восходящих термальных шлейфов и происхождение лентикул и таяние хаоса. Геофиз. Рез. лат. 29 (8), 080000 (2002)
Перекрёстная ссылка
Google ученый
«>
Спенсер, Дж.: Планетарная наука: Энцелад с недоверием. Природа 459 , 1067–1068 (2009 г.)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Спенсер, Дж. Р.: Спектры отражения ледяных спутников Галилея — меньше льда на Ганимеде и Каллисто? Икар 70 , 99–110 (1987)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Спенсер, Дж. Р., Перл, Дж. К., Сегура, М., Фласар, Ф. М., Мамуткин, А., Романи, П., Буратти, Б. Дж., Хендрикс, А. Р., Спилкер, Л. Дж., Лопес, Р. М. К.: Кассини встречает Энцелад: предыстория и Открытие южнополярной горячей точки. Наука 311 , 1401–1405 (2006 г.)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Спенсер Дж.Р., Барр А.С., Эспозито Л.В., Хельфенштейн П., Ингерсолл А. П., Яуманн Р., Маккей С.П., Ниммо Ф., Уэйт Дж.Х.: Энцелад: активный криовулканический спутник. В: Догерти, М.К., Эспозито, Л.В., Кримигис, С.М. (ред.) Сатурн из « Кассини-Гюйгенс» , стр. 683–724. Спрингер, Берлин (2009 г.)
Перекрёстная ссылка
Google ученый
Спон, Т., Шуберт, Г.: Океаны на ледяных галилеевых спутниках Юпитера? Икар 161 , 456–467 (2003)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Сквайрс, С.В.: Топографические купола на Ганимеде — ледяной вулканизм или изостатическое поднятие. Икар 44 , 472–480 (1980)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Сквайрс, С.В., Рейнольдс, Р.Т., Кассен, П.М.: Жидкая вода и активная шлифовка на Европе. Природа 301 , 225 (1983)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Стейси, Нью-Джерси, Кэмпбелл, Д.Б., Форд, П.Г.: Радиолокационное картирование лунных полюсов в Аресибо: поиск ледяных отложений. Наука 276 , 1527–1530 (1997)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Тейлор, Ф.В., Кустенис, А.: Титан в Солнечной системе. Планета. Космические науки. 46 , 1085–1097 (1998)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Ле Галль, А., Янссен, М.А., Пайю, П., Лоренц, Р.Д., Уолл, С.Д. (Радарная группа «Кассини»): Радиолокационные каналы на Титане. Икар 207 , 948–958 (2010)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Тоби, Г., Чадек, О., Сотин, К.: Твердое приливное трение над резервуаром с жидкой водой как источник горячей точки южного полюса на Энцеладе. Икар 196 , 642–652 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Токар, Р.Л., Уилсон, Р.Дж., Джонсон, Р.Е., Хендерсон, М.Г., Томсен, М.Ф., Коуи, М.М., Ситтлер, Э.К., Янг, Д.Т., Крари, Ф.Дж., МакЭндрюс, Х.Дж., Смит, Х.Т.: обнаружение Кассини группы воды захват ионов в торе Энцелада. Геофиз. Рез. лат. 35 , 14202 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Черепаха, Э.П., Перри, Дж., Макьюэн, А.С., Барбара, Дж., Дель Дженио, А.Д., Уэст, Р.А., Хейс, А.Г.: Наблюдения Кассини МКС за сезонными изменениями метеорологии и особенностей поверхности Титана (приглашен). В: Тезисы осенней встречи AGU (2009 г.)
Google ученый
ван Холст, Т., Рамбо, Н., Каратекин, О., Дехант, В., Риволдини, А.: Либрации, форма и ледяная оболочка Европы. Икар 195 , 386–399 (2008)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Вагнер, Р.Дж., Нейкум, Г., Гизе, Б., Роатш, Т., Денк, Т., Вольф, У., Порко, К.К.: Геология спутника Сатурна Рея на основе изображений с высоким разрешением, полученных с целевого объекта. пролет 049, 30 августа 2007 г. В: Тезисы конференции Института Луны и планет, том. 39, с. 1930 (2008)
Google ученый
Уэйт, Дж. Х. Младший, Льюис, В.С., Маги, Б.А., Лунин, Дж.И., Маккиннон, В.Б., Гляйн, К.Р., Мусис, О., Янг, Д.Т., Броквелл, Т., Вестлейк, Дж., Нгуен, М., Теолис, Б.Д. , Ниманн, Х.Б., МакНатт, Р.Л., Перри, М., Ип, В.-Х.: Жидкая вода на Энцеладе по наблюдениям за аммиаком и ⁴⁰ Ar в шлейфе. Природа 460 , 487–490 (2009)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
«>
Уолл С., Хейс А., Бристоу К., Лоренц Р., Стофан Э., Лунин Дж., Ле Галл А., Янссен М., Лопес Р., Уай Л. , Содерблом Л., Пайю П., Ааронсон О., Зебкер Х., Фарр Т., Митри Г., Кирк Р., Митчелл К., Нотарникола К., Казарано Д. , Вентура, Б.: Активная береговая линия Онтарио-Лакус, Титан: морфологическое исследование озера и его окрестностей. Геофиз. Рез. лат. 37 , 5202 (2010)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Уотсон, К., Мюррей, Б., Браун, Х.: О возможном наличии льда на Луне. Дж. Геофиз. Рез. 66 , 1598 (1961)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый
Уилсон Л., Хед Дж. В.: Криовулканизм Европы: подъем и извержение магмы и ее роль в всплытии. В: Тезисы конференции Лунного и планетарного института, том. 29, п. 1138 (1998)
Google ученый
«>
Чжун Ф., Митчелл К.Л., Хейс С.С., Чукроун М., Бармац М., Каргель Дж.С.: Реология криовулканических суспензий: мотивация и феноменология суспензий метанол-вода с последствиями для Титана. Икар 202 , 607–619 (2009)
Перекрёстная ссылка
ОБЪЯВЛЕНИЯ
Google ученый

Скачать ссылки

Спутники Внешних Планет

СПУТНИКИ ВНЕШНИХ ПЛАНЕТ

Спутники гигантских внешних планет удивительно разнообразны
группа тел. Большинство из них состоит из смеси воды и других
льды, в том числе, скорее всего, аммиачный лед и скальный материал. Невероятный
на этих
спутников, включая активный вулканизм на двух из них, которые проиллюстрированы
на этих страницах. Также обсуждаются некоторые процессы, которые
формируют их и важные вопросы, которые они поднимают перед геологами.

Нажмите на каждое изображение, чтобы просмотреть его в полном разрешении или
доступ к отдельным веб-страницам. Некоторые из этих изображений
стерео (трехмерные) изображения, которые выделены символом стерео.
Дополнительные 3D-изображения спутников доступны на
Трехмерный тур по Солнечной системе.

Спутники Галилея

Четыре больших галилеевых спутника Юпитера (слева направо).
справа в мозаике: Ио,
Европа, Ганимед и
Каллисто) напоминают миниатюрную солнечную систему.
Глобальная плотность, относительное количество скального материала и
продолжительность и интенсивность геологической активности на каждом спутнике уменьшаются
по мере удаления от Юпитера. Каждый спутник очень своеобразен в
Внешний вид и геологическая история. Ио, самый плотный и сокровенный мажор
спутник, вулканически активен сегодня. Европа сильно раздроблена,
молодая ледяная внешняя оболочка. Ганимед имеет сложный вулканический и тектонический
история, а Каллисто, наименее плотный и самый удаленный спутник, сильно
покрытый кратерами и довольно мягкий по сравнению с ним. Геологическая история этих
спутники связаны с приливной деформацией и нагревом, который более интенсивен
ближе к Юпитеру.

Ио

Европа

Ганимед

Каллисто

Спутники Сатурна

Сатурнианские спутники
(слева направо в мозаике:
Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан,
Гиперион, Япет и Феба) разнообразны по размеру и внешнему виду.
Большинство из них имеют диаметр от 400 до 1500 километров.
Покрытый облаками Титан, похожий по размеру и плотности на Ганимед
и Каллисто, является единственным исключением.
Меньшие спутники имеют низкую объемную плотность (от 1 до 1,5 г/см3) и
в основном вода и другие льды. Ряд маленьких бугристых спутников вращается вокруг
Массивная кольцевая система Сатурна или орбиты, подобные Тефии и Дионе.

Спутники среднего размера

Рея

Титан

Спутники Урана

У Урана пять основных спутников.
(слева направо в мозаике:
Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон). Они варьируются
от ~470 до 1600 км в поперечнике. Они состоят примерно из равных
смеси воды и других льдов и скального материала.