Главные спутники Сатурна

Главные спутники	Масса (10^20 кг)	Радиус (км)	Плотность (кг/м^3)	Альбедо	Радиус орбиты (10^3км)	Орбитальный период (дней)	Наклон орбиты	Ексцентр.
	Мимас (SI Mimas) откр. 19.09.1789, W.Herschel	0,375	209x196x191		0,5	185,52	0,94242	1,53	0,0202
	Энцелад (SII Enceladus) откр. 28.08.1789, W.Herschel	0,65	256x247x245		1,0	238,02	1,370218	0,00	0,0045
	Тефия (Тетис) (SIII Tethys) откр. 21.03.1684, G.Cassini	6,27	536x528x526		0,9	294,66	1,88780	1,86	0,0000
	Диона (SIV Dione) откр. 21.03.1684, G.Cassini	11,0			0,7	377,40	2,73691	0,02	0,0022
	Рея (SV Rhea) откр. 23.12.1672, G.Cassini	23,1			0,7	527,04	4,51750	0,35	0,0010
	Титан (SVI Titan) откр. 25.03.1655, C.Huygens	1345,5			0,22	1221,83	15,94542	0,33	0,0292
	Гиперион (SVII Hyperion) откр. 16.09.1848, W.Bond	0,057	185х140х113		0,3	1481,1	21,276609	0,43	0,1042
	Япет (SVIII Iapetus) откр. 25.10.1671, G.Cassine	15,9			0,05/0,5	3561,3	79,33018	14,72	0,0283

Место посадки зонда.

Береговая линия (светлая часть местности - суша) с высоты 8 километров.Разрешение приблизительно 20 метров в пиксел.

Темные извилистые узкие образования в верхней части рисунка - это, по-видимому, реки, сливающиеся вместе, увиденные СА "Гюйгенс" с высоты 16,2 км.

Титан - превосходит по размерам Меркурий, самый большой спутник Сатурна и второй по величине (после Ганимеда) естественный спутник в Солнечной системе. Состоит наполовину из замерзшей воды и наполовину из скального материала. Титан единственный спутник Солнечной системы окружен обширной атмосферой (не видно с Земли поверхности), более чем на 700 км выше поверхности распространяются метан (обнаружен в 1944г по спектральным наблюдениям). Атмосфера Титана примерно на 85% состоит из азота. Около 12% может составлять аргон. Менее 3% (возможно, всего 1%) приходится на метан; имеются небольшие количества этана, пропана, ацетилена, этилена, водорода, кислорода и других составляющих. Спектроскопические измерения позволили отождествить по крайней -мере 10 органических компонентов в его атмосфере. Действие солнечного света на метан и другие составные части атмосферы типа окиси углерода приводит к тому, что появляются более сложные химические соединения (например, CH и другие молекулярные соединения). Их молекулы в холодной атмосфере конденсируются, образуя на высотах около 200 км над поверхностью слой непрозрачного оранжевого тумана. Количество азота в столбе атмосферы Титана в 15 раз больше чем у Земли. В 1980 году американский космический зонд "Вояджер-1", пролетая вблизи Титана, обнаружил в его атмосфере некоторое количество ацетилена, этилена, этана, метилацетилена, пропана, синильной кислоты и некоторых других соединений углерода. В декабре 2001г впервые группа астрономов из Калифорнийского технологического института и Калифорнийского университета (Беркли) обнаружила в атмосфере спутника Сатурна Титане метановое облако в районе Южного полюса, тем самым поставив точку в давнишнем споре о возможности существования облаков в атмосфере этого удаленного от Солнца небесного тела. Наблюдения были проведены в декабре 2001 года с помощью 10-метрового телескопа Keck-II и 8-метрового телескопа Gemini North на Гавайях. Газы в атмосфере Титана флуоресцируют (под действием солнечного света) в видимом и инфракрасном диапазонах. Даже на ночной стороне Титана постоянно есть свечение.
В атмосфере Титана отмечено несколько слоев неплотных облаков, в том числе на очень больших высотах. Слоистость тумана заметна на высоте 200, 375 и даже 500 км над поверхностью. Еще в 1979г весьма трудные наземные (а точнее, с самолета - летающей обсерватории) радиометрические измерения в тепловом инфракрасном диапазоне дали для Титана яркостную температуру около 80 К. Если отнести ее к поверхности, получалось, что никакого парникового эффекта в атмосфере Титана нет и даже, наоборот, поверхность холоднее атмосферы.
14 января 2005 года в 13 часов 13 минут по московскому времени спускаемый аппарат «Гюйгенс» вошел в атмосферу Титана (на высоте 1270 км) и в 15 часов 45 минут зонд произвел посадку. При спуске Гюйгенс исследовал атмосферу Титана. На высотах от 6 до 12 миль скорость ветра составляла около 16 миль в час. Инструменты аппарата обнаружили толстый метановый туман (или облако) на высоте от 11 до 12 миль от поверхности. Атмосферное давление на этой высоте составляет 7.3 фунта на квадратный дюйм. Температура атмосферы в начале спуска составляла 70.5 К, а на поверхности - уже 93.8 К. Общее время передачи данных с момента посадки «Гюйгенса» на «Кассини» до прекращения трансляции составило 1 час 12 минут. Температура на поверхности – примерно минус 179 градусов Цельсия. Свет на планете (но не цвет ее поверхности!) - красно-оранжевый.
По данным, полученным с зонда "Гюйгенс", на фотографиях (получены 350 изображений) поверхности спутника можно видеть извилистые реки, ледяные глыбы, округлые тёмные образования, которые считают озёрами. Верхняя часть облаков состоит из метанового льда, а нижняя - из жидких метана и азота, концентрация метана по мере спуска увеличивается. На высоте около 20 км зарегистрированы облака из метана, у самой поверхности – метановый или этановый «туман». На Титане идут метановые дожди (по видимому сезонные). Атмосфера и поверхность Титана поразительно похожи на земные.
Все спутники, кроме огромного Титана, сложены в основном изо льда (с некоторой примесью скальных пород у Мимаса, Дионы и Реи). Сидерический период обращения 15 сут 23 ч 15 мин, диаметр 5150 км. Поверхностное давление в 1,6 раза больше атмосферного давления у поверхности Земли.

Уникальным по яркости является Энцелад (Фотомозаика спутника, сделанная 25 августа 1981 г. "Вояджером-2" с расстояния 119000 км) — он отражает свет, почти как свежевыпавший снег. Изображения, полученные "Вояджером-2", позволили рассмотреть детали его поверхности с разрешением до 2 км. На больших участках поверхности кратеров нет совсем, а плотность кратеров в тех областях, где они имеются, относительно мала. Это доказывает, что первоначально сформировавшаяся поверхность Энцелада полностью изменилась под действием геологических процессов. Сидерический период обращения 1 сут. 8 ч. 53 мин.
17 февраля 2005 года Кассини пролетел на расстоянии около 17 тысяч километров от поверхности Энцелада. Полученные данные указывают, что у этого спутника есть довольно динамичная атмосфера. Атмосфера у Энцелада была обнаружена с помощью магнетометра Cassini. С помощью масс-спектрометра и ультрафиолетового спектрографа удалось установить, что атмосфера Энцелада на 65% состоит из водяного пара, 20% приходятся на молекулярный водород, а остальные 15% - это углекислый газ, молекулярный азот и моноксид углерода (СО). Причем, характер распределения плотности водяного пара по высоте указывает на то, что он, скорее всего, выделяется из какого-то геотермального источника. Гравитационное притяжение Энцелада очень мало и его атмосфера должна была бы давно рассеяться в космосе. Это означает, что на поверхности Энцелада идет постоянное выделение водяного пара. Температура поверхности вблизи экватора Энцелада составляет -193°С. По идее на полюсах Энцелада должно быть холоднее, чем на экваторе, так как солнечные лучи здесь падают на поверхность почти по касательной. Однако средняя температура южной приполярной области составляет -188°, а на некоторых небольших участках вблизи большого разлома она еще выше - -163°. Ученые считают, что именно в этих местах под действием внутреннего тепла происходит испарение поверхностного льда с образованием облаков водяного пара.
14 июля 2005 станция "Кассини" прошла на рекордно близком расстоянии от поверхности спутника Сатурна (пролет на расстоянии 175 км от поверхности). Сделанные снимки повергли астрономов в изумление: оказалось, что ледовая поверхность Энцелада сплошь покрыта гигантскими валунами диаметром в 10-20 метров (а камера ISS способна различать предметы размером всего в четыре метра). Нигде больше в Солнечной системе ничего подобного не наблюдалось. Поверхность Энцелада испещрена трещинами, возникшими, вероятно, вследствие мощного воздействия гравитации Сатурна и других его спутников, однако, как ни парадоксально, вышеуказанные валуны имеют тенденцию располагаться где угодно, но только не в трещинах. Следовательно, трещины возникли уже после того, как эти "айсберги" окончательно сформировались.
В конце 2005 года при проведении съемки Энцелада зондом Cassini ученые обнаружили на снимках нечто похожее на фонтаны. На поверхности Энцелада в его южной приполярной области, как оказалось, есть источники, выбрасывающие в окружающее пространство "фонтаны" мелких частиц. Таких фонтанов там несколько и они разных размеров. На основе данных о рассеянии света выбрасываемыми частицами ученые определили, что частицы представляют собой главным образом маленькие кристаллики водяного льда и что высота этих фонтанов составляет не менее 100 км. Часть этого льда уже никогда не упадёт на Энцелад, а послужит пополнением кольца E вокруг Сатурна, растянувшееся на 302 557 километров (в основном это частички размером не более 3х микрон, так как частички больших размеров падают обратно и обновляют поверхность Энцелада). Часть водяного пара является источником постоянного пополнения атмосферы.
Теперь по установленному графику следующий "контакт" зонда Cassini с Энцеладом произойдет 12 марта 2008 года (высоту этого пролета решено снизить до 100 километров).

Наиболее впечатляющие изображения Энцелада полученные аппаратами Кассини (NASA/ESA)

1 - Тигровые полосы Энцелада - области повышенной температуры. 2/3/4 - Конец 2005 года Кассини зарегистрировал гейзеры на Энцеладе. Солнце на этих снимках расположено позади спутника Сатурна. Область, в которой происходит выброс больших масс тончайшей ледяной пыли, это район вблизи южного полюса Энцелада, покрытый многокилометровыми разломами под названием "полосы тигра". Это, по всем признакам, геологически активный участок луны, а сами "полосы тигра" вполне могли образоваться всего 10-20 лет назад. Таким образом, гипотеза о прямой связи активной области "тигриных полос" и атмосферы спутника - блестяще подтвердилась. 5 - Энцелад 15 января расстояние около 367000 км с разрешением около 2 км на пиксель. 6 - Мозаика из снимков Энцелада с Вояджера. 7 - Трещины на "ледяной" поверхности Энцелада чем то напоминают Европу - спутник Юпитера, хотя снег здесь может быть из аммиака. 8 - Это изображение сделано в видимом свете узкоугольной камерой с расстояния 10 750 километров, разрешение оригинала составляет 60 метров на пиксель. 9 - Панорамный снимок Энцелада. 10 - Энцелад (Enceladus) заметно меньше нашей Луны, но помещённый на её место освещал бы Землю намного сильнее. 11/12 - Трещины и борозды на поверхности Энцелада. И температурная зависимость.

Япет. История поверхности Япета, по-видимому, более сложна. Как и ожидалось, альбедо двух его полушарий, темного переднего по движению и обратного, различается на порядок (соответственно альбедо 0,05 и 0,5). Зонды "Вояджера" подтвердили гипотезу, предложенную Кассини для объяснения изменения яркости Япета: одно его полушарие намного темнее другого. Лучшее разрешение на снимках Япета составляет 4 км. Диаметр Япета 1460 км, средняя плотность 1,2 г/см³. Плотность метеоритных кратеров на нем весьма высока, и в этом отношении Япет напоминает Рею. Некоторые кратеры на светлой стороне, но вблизи границы с темным районом имеют темное, точно окрашенное дно. По спектрофотометрическим свойствам темная поверхность Япета близка к поверхности Фебы и похожа на органические включения в углистых хондритах.

По-видимому, природа различий в отражательных свойствах его поверхности как-то связана с движением Япета. Предполагалось, например, что выброс паров воды и последующая конденсация инея проходили на обеих сторонах спутника, но затем взаимодействие с плазмосферой Сатурна постепенно удалило иней с передней его стороны. Но могло быть и наоборот: темная передняя сторона постоянно собирала заряженные частицы, которые вызывали постепенное потемнение материала. В последнее время стала популярной гипотеза о том, что передняя сторона Япета «загрязнена» пылью, выбрасываемой с Фебы.

Из всех больших спутников Сатурна только Гиперион имеет неправильную форму, возможно, из-за произошедшего некогда столкновения с массивным телом, например, с гигантским ледяным метеоритом. Оказалось, что переменность его блеска, давно известная по наземным наблюдениям, объясняется его необычной формой, несколько напоминающей плоскую головку сыра. Размеры Гипериона превышают прежнюю оценку (310 км) и составляют примерно 359х230 км. Поверхность его темная, альбедо всего 0,3. Поверхность Гипериона носит следы интенсивной метеоритной бомбардировки, причем наибольший кратер по размерам таков же, как и сам спутник. Резко неправильная форма Гипериона может быть связана с разрушением большого родительского тела. Благодаря возмущениям в движении, вызываемым его соседом - гигантом Титаном, синхронное вращение Гипериона может нарушаться на десятки процентов в течение нескольких недель. Он связан с Титаном резонансом 4:3 (на четыре оборота вокруг Сатурна, совершаемые Титаном, приходится три орбитальных оборота Гипериона). Спутник был обнаружен в 1848г американскими астрономами Джорджем Бондом и Уильямом Бондом и независимо от них - англичанином Уильямом Ласселлом. Сидерический период обращения 21 сут 6 ч 39 мин.

Монтаж полученных с кадров "Вояджера-1", на котором показаны: Диона (перед Сатурном), Тефия и Мимас - справа, Энцелад и Рея - слева, а Титан - вверху на своей удаленной орбите.

Кратер Гершель на Мимасе. Фото "Вояджера-1" 12 ноября 1980г с расстояния 425000 км. Кратер с вершиной в центре имеет в диаметре более 100 км.

На фотомозаике Дионы, сделанной 12 ноября 1980г "Вояджером-1" с расстояния 162000 км, видно множество ударных кратеров. Самый большой из тех, которые видны - с вершиной в центре - имеет в диаметре чуть меньше 100 км.

Фотография Тефии, сделанная 25 августа 1981г "Вояджером-2" с расстояния 594000 км. Справа на фотографии видна часть системы каньонов, которая протянулась на две трети поверхности Тефии.

Мимас открыт У. Гершелем в 1789г (вместе с Энцеладом). Он имеет сферическую форму. Обращает на себя внимание относительно большая глубина метеоритных кратеров, которые покрывают всю поверхность Мимаса, подобно Луне или Меркурию. Диаметр Мимаса всего 390 км (примерно 10% диаметра Луны); на его поверхности (как и на поверхности других: исследованных спутников Сатурна) нет образований, подобных вулканическим кратерам Ио. Диаметр наибольшего ударного кратера на Мимасе достигает 130 км, т. е. 1/3 диаметра самого спутника. Находится кратер посередине стороны, обращенной к Сатурну. Диаметр только центральной горки этого кратера около 30 км. Мимас обращается вокруг Сатурна на расстоянии 185,5 тыс. км и завершает один оборот за 0,9 сут. Средняя плотность Мимаса мала - около 1,2 г/см³, что говорит о его ледяном составе с небольшой примесью силикатных материалов.
Диона - незначительно больше по размерам четвертый спутник (1120 км). Поверхность Дионы носит следы выброса материала в результате ударов крупных метеоритов - систему лучей, хорошо известную по Луне. Не исключено, что лучи представляют собой отложения водяного инея на поверхности. Диаметр наибольшего кратера - около 100 км. На поверхности Дионы есть извилистая долина, образованная, вероятно, трещинами в ее коре. Каким образом удается легко наблюдать с Земли столь малые тела, как Мимас, который в 10 раз меньше Луны? Ответ прост: у них светлая поверхность. Например, у Дионы отражательные свойства на светлых участках близки к 100%. Именно это свойство спутников Сатурна облегчает их наблюдение наземными средствами. Плотность Дионы немного выше, чем у Мимаса, и достигает 1,4 г/см³, что указывает опять-таки на ледяной (с примесью силикатов) состав. Имеет коорбитальный спутник Елену на 60 градусов впереди себя. Изображения, полученные АМС "Вояджер-1", показывают на Дионе несколько различных типов поверхности: сплошь покрытые кратерами области, плато с более низкой плотностью кратеров и гладкие равнины с немногочисленными кратерами или другими деталями. Другая заметная деталь - неправильная сеть светлых тонких полос на темном фоне, которые, как предполагается, могут быть ледяными отложениями. Сидерический период обращения 2 сут 17 ч 41 мин.
Тефия - один из самых больших и близких к планете спутников. Его диаметр 1050 км, средняя плотность 1,1 г/см³. Поверхность спутника очень светлая, альбедо 0,8. Уже после первой съемки сообщалось о гигантской долине Итака, которая вытянута на 3/4 окружности спутника - 3 тыс. километров, имеет в ширину 100 км и несколько километров в глубину. С другой стороны спутника расположен кратер Одиссей диаметром 400 км, т. е. в 3 раза больший, чем у Мимаса. Поверхность Тефии, подобно другим спутникам Сатурна, усеяна метеоритными кратерами. Специалисты указывают на следы ранней, очень древней активности, когда недра этого ледяного спутника замерзали и расширялись, ломая кору. В этих процессах поверхность Тефии увеличилась примерно на 10%. Тефия имеет два коорбитальных спутника - Телесто и Каллипсо, расположенных на 60 градусов впереди и позади Тефии. Тефия открыта вместе с Дионой в 1684г Джованни Доменико Кассини. Изображения с "Вояджера" показывают поверхность, сильно покрытую кратерами, хотя имеются и области, где их плотность значительно меньше, что указывает на имевшуюся в прошлом геологическую активность, которая привела к сглаживанию поверхности. Сидерический период обращения 1 сут 2 ч 19 мин. На орбите Тефии находятся еще два очень маленьких спутника, Телесто и Калипсо.
Рея внешне очень нам напоминает Меркурий или Луну. Это одна из наиболее крупных лун Сатурна. Ее диаметр 1530 км. Кратеры здесь достигают 300 км в поперечнике. Значительное число кратеров имеет отчетливый центральный пик. Как и у других спутников, поверхность Реи очень светлая; даже самые темные области имеют альбедо, достигающее 50%. Орбитальный период Реи около 4,5 сут, расстояние от центра планеты 527 тыс. км. Средняя плотность Реи несколько ниже, чем у Дионы, - 1,3 г/см³. Интересно, что у спутников Сатурна в целом не отмечается такого четкого убывающего распределения средних плотностей, как у галилеевых спутников Юпитера. Все значения средней плотности лежат в пределах от 1,0 г/см³ (Тефия) до 1,4 г/см³ (Диона). Лишь у Титана средняя плотность достигает 1,9 г/см³. Рея менее геологически активна, чем Диона. Открыта Кассини в 1672г.
Феба. Это самый темный спутник Сатурна, вращается вокруг планеты в обратном направлении. Диаметр - 220 км. Феба делает один оборот вокруг Сатурна за 1,5 года. Феба открыта в 1898 году американским астрономом Уильямом Пикерингом. Незадолго до выхода «Кассини» на сатурнианскую орбиту, а аппарат вошел в гравитационное поле Сатурна 18 мая 2004 года, а уже 11 июня прошел в непосредственной близости в 2 068 километрах, от внешнего его спутника - Фебы («Вояджер-2» проходил почти в 1 000 раз дальше). Феба весьма необычный спутник. Орбита ее сильно вытянута, да еще и вращение происходит в противоположную сторону по отношению к другим сатурнианцам. Видимо, мы имеем здесь дело с захваченным гравитационным полем планеты-гиганта астероидом или ядром кометы. Снимки Фебы, переданные «Кассини» на 3емлю, оказались сенсационными. На них предстало астероидоподобное неправильной формы тело с размерами чуть больше 200 километров, усеянное кратерами всевозможных размеров, в том числе и гигантских, до 50 километров в поперечнике. При детальной съемке на стенках некоторых из них были обнаружены четкие слои какого-то белого вещества, лежащего под многометровым темным слоем. Казалось, что оползни обнажили ледяную основу Фебы. И это визуальное впечатление вполне подтвердили данные приборов «Кассини». По-видимому, Феба как минимум наполовину состоит изо льда. Маленькая сатурнианка по своим характеристикам оказалась очень похожей на Плутон и его спутник Харон, а также на многие объекты ледяного пояса Койпера, где сосредоточены протокометные ядра. А значит, она ближе к кометам, чем к астероидам.

Янус - небольшой спутник, открытый Одуэном Дольфусом (Франция) в 1966г, когда система колец планеты при наблюдениях с Земли была видна с ребра. Орбита спутника лежит сразу за основной системой колец, и он коорбитален с Эпиметеем. Оба спутника, возможно, являются фрагментами одного тела, разрушенного в результате ударного воздействия.

Дата добавления: 2015-10-24