შინაარსზე გადასვლა

იაპეტოსი (თანამგზავრი)

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
(გადამისამართდა გვერდიდან იაფეტი (თანამგზავრი))
იაპეტოსი

„კასინის“ მიერ გადაღებული ფერდი ფოტო
სხვა სახელები სატურნ VIII
აღმოჩენა
აღმომჩენი ჯოვანი კასინი
აღმოჩენის თარიღი 25 ოქტომბერი, 1671
ორბიტული მახასიათებლები
პერიაფსიდა 3462252 კმ
აპოაფსიდა 3659387 კმ
დიდი
ნახევარღერძი (a)		 3560820 კმ
ორბიტის ექსცენტრისიტეტი (e) 0.0276812[1]
გარშემოვლის
სინოდური
პერიოდი		 79.3215 დღე
ორბიტული
სიჩქარე (v)		 3.26 კმ/წმ
დახრილობა (i) 17.28° (ეკლიპტიკისადმი)
15.47° (სატურნის ორბიტისადმი)
8.13° (ლაპლასის სიბრტყისადმი)[2]
ვისი თანამგზავრია სატურნი
ფიზიკური მახასიათებლები
ზომები 1,492.0 × 1,492.0 × 1,424 კმ [3]
საშუალო
რადიუსი		 734.4±2.8 კმ [3][4]
ზედაპირის ფართობი (S) 6777600 კმ2
მასა (m) (1.8056591±0.0000544)×1021 კგ[4]
საშუალო
სიმკვრივე ()		 1.0887±0.0127 გ/სმ3[4]
მეორე კოსმოსური სიჩქარე () 0.573 კმ/წმ
ალბედო 0.05–0.5[5]
ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე 10.2–11.9[6]
ტემპერატურა
ზედაპირზე 90–130 K
იაპეტოსი ვიკისაწყობში

იაპეტოსი[7] (ძვ. ბერძნ. Ἰαπετός), სატურნ VIII (სიმბოლო: ) — სატურნის ბუნებრივი თანამგზავრი. იგი პლანეტის სინქრონულად მბრუნავი რეგულარული თანამგზავრია. მისი ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე საშუალო ოპოზიციაში 10.7, სატურნიდან საშუალო დაშორება 3563 ათ. კმ, გარემოქცევის სიდერული პერიოდი 79.33084 დღე-ღამე, დიამეტრი 1800 კმ.

1671 წელს აღმოაჩინა ჯ. კასინიმ. სახელი ეწოდა ბერძნული მითოლოგიური პერსონაჟის იაპეტოსის (და არა ბიბლიური პერსონაჟის იაფეტის[8][9][10]) მიხედვით.

ასტრონომიის განვითარების საწყის ეტაპზე სატურნის ბუნებრივი თანამგზავრი იაპეტოსი პერიოდულად უჩინარდებოდა მხედველობის არიდან. ზოგჯერ იქ იმყოფებოდა სადაც ასტრონომები გამოთვლის შედეგად ელოდებოდნენ, ხოლო შემდეგ უეცრად უჩინარდებოდა. დროთა განმავლობაში, იმისდა მიხედვით რაც უფრო მეტი ინფორმაცია გროვდებოდა იაპეტოსის შესახებ კითხვები სულ უფრო მატულობდა და მატულობდა. აღმოჩნდა, რომ იაპეტოსი ესაა ციური სხეული, რომლის ზედაპირზე მონაცვლეობს ხისტი კონტრასტი. მისი ერთი მხარე მუქი ფერისაა, ხოლო მეორე ირეკლავს თანამგზავრის ყინულოვანი ზედაპირიდან არეკლილ მზის სხივებს. ასევე იაპეტოსისთვის დამახასიათებელია ის, რომ ზუსტად მის ეკვატორზე გადაჭიმულია უზარმაზარი მთიანი ქედი.

ისტორია

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
იაპეტოსის აღმომჩენი ჯოვანი დომენიკო კასინი

აღმოჩენა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

იაპეტოსის კვლევის ისტორია იწყება საფრანგეთში მოღვაწე იტალიელი ასტრონომის ჯოვანი დომენიკო კასინის აღმოჩენით. 1671 წელს მან პარიზის რეფრაქტორული ტელესკოპით სატურნის დასავლეთით მახლობლად შეამჩნია ახალი ბზინავი ობიექტი. დააკვირვების შედეგად აღმოჩნდა, რომ მაშინ როდასაც ის მდებარეობდა სატურნის დასავლეთ მხარეზე — ის ადვილად იმზირებოდა, მაგრამ საკმარისი იყო მას გადაენაცვლა აღმოსავლეთის მხარეს — ის თითქოს და ქრებოდა. 1705 წელს მან დაკვირვება გაიმეორა უფრო ძლიერი ტელესკოპით და აღმოაჩინა, რომ აღმოსავლეთით გადანაცვლებისას ობიექტი ორი ვარსკვლავიერი სიდიდით უფრო მკრთალი ხდებოდა.[11][12] კასინი მივიდა იმ დასკვნამდე, რომ მის მიერ აღმოჩენილი ახალი ციური სხეული სავარაუდოდ ნახევრად ღია ფერის იყო და ნახევრად მუქი, მან ასევე გამოთქვა მოსაზრება რომ აღნიშნული ობიექტი სატურნის ირგვლივ სინქრონულად მოძრაობდა. კასინის აზრით ეს ორი კომპონენტი განსაზღვრავდა მის ადვილად დამზერას პლანეტის დასავლეთ მხარეზე და შეუძლებელს — აღმოსავლეთით, რადგანაც ამ უკანასკნელზე იაპეტოსი მუქი ზედაპირით იმყოფებოდა დედამიწის მიმართ.[13]

სახელწოდება

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ჯონ ჰერშელი, რომლის მიხედვითაც თანამგზავრს ტიტანის სახელი დაერქვა

კასინიმ მის მიერ აღმოჩენილ ოთხ თანამგზავრს (იაპეტოსი, ტეთისი, დიონე და რეა) „ლუდოვიკოს ვარსკვლავები“ (ლათ. Sidera Lodoicea) დაარქვა საფრანგეთის მეფე ლუი XIV-ის პატივსაცემად.

„ლუდოვიკოს ვარსკვლავები“ (ლათ. Sidera Lodoicea)
იაპეტოსი
რეა
ტეთისი
დიონე

აღნიშნული სახელები ვერ შემორჩა დიდხანს. პლანეტიდან დაშორების მიხედვით თანამგზავრს ჯერ სატურნ V დაარქვეს, 1789 წელს მიმასისა და ენცელადის აღმოჩენის შემდეგ, ნუმერაციის სქემა გაფართოვდა და იაპეტოსი სატურნ VII გახდა. 1848 წელს ჰიპერიონის აღმოჩენის შემდეგ, იაპეტოსი სატურნ VIII გახდა, რაც დღემდე მისი რომაული რიცხვითი აღნიშვნაა.[14] მოგვიანებით ჯონ ჰერშელმა წამოაყენა მოსაზრება თანამგზავრებისთვის ტიტანების სახელები დაერქვათ, სატურნის ძმებისა და დების სახელების მიხედვით. სახელი „იაპეტოსი“ — ატლასისა და პრომეთეს მამა — მიენიჭა კასინის ნახევარდბზინვარე თანამგზავრს. იაპეტოსის გეოგრაფიულ მახასიათებლებს, როგორც წესი, ფრანგული ეპიკური პოემის „სიმღერა როლანდზე“ პერსონაჟებისა და ადგილების სახელები ჰქვია.[14]

დედამიწის გარდა სხვა პლანეტურ თანამგზავრებს ასტრონომიულ ლიტერატურაში არასდროს ჰქონიათ სიმბოლოები. დენის მოსკოვიცმა, პროგრამული უზრუნველყოფის ინჟინერმა, რომელმაც შექმნა ჯუჯა პლანეტების სიმბოლოების უმეტესობა, შემოგვთავაზა ბერძნული იოტას (იაპეტოსის ინიციალი) შერწყმული სატურნის სიმბოლოს კლაკნილთან, როგორც იაპეტოსის სიმბოლოს (). მიუხედავად მისი არსებობისა, ეს სიმბოლო ფართოდ არ გამოიყენება.[15]

ორბიტა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
იაპეტოსის ორბიტის (წითელი) დახრა სატურნის ეკვატორულ სიბრტყეში მოძრავი თანამგზავრების (ლურჯი) მიმართ

იაპეტოსის ორბიტა გარკვეულწილად უჩვეულოა. მიუხედავად იმისა, რომ ის სატურნის სიდიდით მესამე თანამგზავრია, ის სატურნიდან გაცილებით შორს მდებარეობს, ვიდრე მასთან უახლოესი მთავარი თანამგზავრი, ტიტანი. მას ასევე აქვს რეგულარული თანამგზავრებიდან ყველაზე დახრილი ორბიტული სიბრტყე. მხოლოდ არარეგულარულ გარე თანამგზავრებს, როგორიცაა ფება, აქვთ უფრო დახრილი ორბიტები. ამ შორეული, დახრილი ორბიტის გამო, იაპეტოსი ერთადერთი დიდი თანამგზავრია, საიდანაც სატურნის რგოლები კარგად ჩანს. სხვა შიდა თანამგზავრებიდან რგოლები კიდეებზეა განლაგებული და ძნელი დასანახია.

იაპეტოსის ორბიტული დახრილობის მიზეზის ერთ-ერთი ვარაუდი არის სატურნისა და სხვა პლანეტის შორეულ წარსულში შეხვედრა.[16] იაპეტოსის დახრილობა სატურნის ეკვატორთან მერყეობს 5-დან 21°-მდე იაპეტოსის კვანძური პრეცესიის გამო, რომელიც დაახლოებით 3400 წელი გრძელდება.[17]

იაპეტოსი ზოგჯერ არარეგულარულ თანამგზავრადაც განიხილება,[18][19] თუმცა ის, როგორც წესი ჩვეულებრივ რეგულარულ თანამგზავრების გვერდით ერთად ჯგუფდება.[20] რეგულარული თანამგზავრების, რომლებიც პლანეტასთან უფრო ახლოს არიან, ორბიტული პრეცესია ძირითადად კონტროლდება მათი მთავარი პლანეტის ეკვატორული ამოზნექილობით, ხოლო არარეგულარული თანამგზავრების, რომლებიც უფრო შორს არიან, ორბიტული პრეცესია ძირითადად მზის გრავიტაციასთან ურთიერთქმედებით კონტროლდება. ამ ორ ზონას შორის საზღვარს ლაპლასის რადიუსი ეწოდება, რომლის გარეთაც მდებარეობს იაპეტოსი.[16]

მიუხედავად იმისა, რომ სატურნიდან 2.4-ჯერ უფრო შორს მდებარეობს, ვიდრე ჰიპერიონი, შედეგად იაპეტოსი მოქცევითად ჩაკეტილია, ხოლო ჰიპერიონი — არა,[21] რაც მას მზის სისტემაში ყველაზე შორეულ მოქცევით ჩაკეტილ თანამგზავრად აქცევს.[22]

ფორმირება

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

როგორც წესი, სატურნის თანამგზავრები აკრეციის გზით ჩამოყალიბდნენ, რაც მზის სისტემაში პლანეტების ჩამოყალიბების მსგავსი პროცესია. ახალგაზრდა გაზის გიგანტების ჩამოყალიბებისას ისინი გარშემორტყმული იყვნენ მასალის დისკოებით, რომლებიც თანდათანობით თანაარსებობდნენ და თანამგზავრებად იქცნენ. თუმცა, ტიტანის ფორმირების შემოთავაზებული მოდელი ვარაუდობს, რომ ტიტანი წარმოიქმნა უკვე არსებულ თანამგზავრებს შორის გიგანტური შეჯახებების სერიის შედეგად. იაპეტოსი და რეა, სავარაუდოდ, ამ შეჯახებების ნარჩენების ნაწილისგან წარმოიქმნენ.[23] თუმცა, ბოლოდროინდელი კვლევები მეტყველებენ, რომ ტიტანის ორბიტის შიგნით მდებარე სატურნის ყველა თანამგზავრი 100 მილიონ წელზე მეტი ასაკის არ უნდა იყოს. ამრიგად, ნაკლებად სავარაუდოა, რომ იაპეტოსი ჩამოყალიბებულიყო იმავე შეჯახებების სერიის შედეგად, როგორც რეა და ტიტანის ორბიტის შიგნით მდებარე ყველა სხვა თანამგზავრი, არამედ შესაძლოა ტიტანის თანადროული ერთ-ერთი პირვანდელი თანამგზავრი იყოს.[24]

ფიზიკური მახასიათებლები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

იაპეტოსი დაბალი სიმკვრივით ხასიათდება. იგი სულ რაღაც 1.1-ჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს, რაც მიუთითებს იმაზე, რომ თანამგზავრი ~80% წყლის ყინულისაგან შედგება, ხოლო კლდოვანი მასა მასში მხოლოდ მცირე (~20%) რაოდენობითაა.[25]

დიდი თანამგზავრების უმეტესობისგან განსხვავებით, მისი საერთო ფორმა არც სფერულია და არც ელიფსოიდური, არამედ აქვს გამოზნექილი წელის ხაზი და შეკუმშული პოლუსები.[26] მისი უნიკალური ეკვატორული ქედი იმდენად მაღალია, რომ ის თვალსაჩინოდ ამახინჯებს იაპეტოსის ფორმას შორიდან დანახვისასაც კი. ეს მახასიათებლები ხშირად იწვევს მის კაკლისებრ ფორმად დახასიათებას.

იაპეტოსი კრატერებით ძლიერაა დაფარული. კასინის ფოტოებზე გამოვლინდა დიდი შეჯახების აუზები, რომელთაგან სულ მცირე ხუთი 350 კმ-ზე მეტი სიგანისაა. ყველაზე დიდი, ტურგისი, 580 კმ დიამეტრის მქონეა;[27] მისი კიდე უკიდურესად ციცაბოა და მოიცავს დაახლოებით 15 კმ სიმაღლის ფერდობს.[28] იაპეტოსი ცნობილია ხანგრძლივი მეწყერების ან შტურცსტრომების არსებობით, რომლებიც შესაძლოა ყინულის სრიალის შედეგი იყოს.[29]

იაპეტოსის ორმაგი შეფერილობა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
იაპეტოსის ღია ნახევარსფერო
იაპეტოსის მუქი ნახევარსფერო

საუკუნეების მანძილზე იაპეტოსი რჩებოდა მხოლოდ მბჟუტავ ობიექტად, რომელიც თავის სიკაშკაშის ცვალებადობას დემონსტრირებდა. ვოიაჯერის კოსმოსურმა აპარატებმაც კი რომელმაც 1970-იანი წლების ბოლოსა და 1980-იანების დასაწყისში მზის სიტემის აღქმაში რევოლუცია მოახდინეს, მათ მხოლოდ გვერდით ჩაუფრინეს იაპეტოსს. ვოიაჯერ 1-მა შესძლო თანამგზავრის მხოლოდ შორიდან გადაღება, რითაც დაადასტურა კასინის ვარაუდი — მისი ზედაპირის ორმაგი ბუნება. ვოიაჯერ 1-ის ფოტოები არ იყო საკმარისად მკვეთრი, რომ დეტალების ნახვა ყოფილიყო შესაძლებელი. ვოიაჯერ 2-ს უფრო მეტად გაუმართლა. იგი საკმაოდ დაუახლოვდა იაპეტოსს და გადაიღო უკეთესი ხარისხის ფოტოები, რომელზეც კარგად შეიმჩნეოდა ეკვატორის ირგვლივ გადაჭიმული მთიანი ქედი. იაპეტოსის უკეთესი აღქმისათვის საჭირო იყო ახალი სპეციალური პროგრამა, რომლის მიზანიც სატურნისა და მისი თანამგზავრების შესწავლა იქნებოდა. სწორედ აღნიშნული მიზებისათვის შეიქმნა კოსმოსური აპარატი კასინი-ჰიუიგენსი.

2004 წლის 1 ივლისს კოსმოსურმა აპარატმა კასინიმ სატურნს მიაღწია. იგი 13 წლის მანძილზე იკვლევდა სატურნის რგოლებისა და მისი თანამგზავრების ბუნებას. იაპეტოსი იყო კასინის კვლევის ერთ-ერთი მთავარი ობიექტი. კასინის დაკვირვებები, განსაკუთრებით მისი 2007 წლის 10 სექტემბრის იაპეტოსთან დაახლოება 1640 კმ-მდე, შორეული მბჟუტავი ციური სხეულიდან გადააქცია რთულ სამყაროდ, რომლის შესწავლა ეხლა უკვე გახდა შესაძლებელი.

იაპეტოსის ორ ნახევარსფეროს შორის შეფერილობის სხვაობა თვალშისაცემია. წინა ნახევარსფერო და მისი მხარეები მუქია (ალბედო 0.03–0.05) ოდნავ მოწითალო-ყავისფერი შეფერილობით, ხოლო უკანა ნახევარსფეროსა და პოლუსების უმეტესი ნაწილი კაშკაშაა (ალბედო 0.5–0.6, თითქმის ისეთივე კაშკაშა, როგორც ევროპა). ამრიგად, უკანა ნახევარსფეროს აშკარა სიდიდე დაახლოებით 10.2-ია, ხოლო წინა ნახევარსფეროსა დაახლოებით 11.9, რაც XVII საუკუნის საუკეთესო ტელესკოპების შესაძლებლობებს აღემატებოდა. ბნელ რეგიონს Cassini Regio ეწოდება, ხოლო კაშკაშა რეგიონი იყოფა ეკვატორის ჩრდილოეთით მდებარე Roncevoux Terra და მის სამხრეთით მდებარე Saragossa Terra. მიუხედავად იმისა, რომ Roncevoux და Saragossa Terra ერთმანეთს ჰგვანან, ეს უკანასკნელი ოდნავ მოწითალო ფერს ავლენს.[30]

ზოგიერთი ვარაუდით თანამგზავრის კონტრასტული ფერები მის შინაგან ბუნებაზე იყო დამოკიდებული. შესაძლოა იაპეტოსის წიაღიდან ვულკანების მიერ იფრქვეოდა მუქი კრიოვულკანური მასალა, რომელმაც დაფარა მისი ერთი მხარე. 1981 წელს ბრედფორდ სმიტმა და მისმა კოლეგებმა გამოქვეყნეს სტატია ვიოაჯერის მონაცემებზე დაყრდნობით. ჯგუფის ვარაუდით ვოიაჯერის ფოტოებზე ჩანდა სპეციალური კრატერი, საიადანაც იფრქვეოდა მუქი ფერის მასალა. მოგვიანებით კოსმოსური აპარატი კასინით დადგინდა, რომ იაპეტოსის მუქი ფერის ზედაპირი საკმაოდ თხელია და ზოგ შემთხვევაში მერყეობდა 0.1-1 მეტრამდე, ასევე ღია ფერის კრატერებით დადგინდა, რომ მუქი ფერის ნადები ამოდიოდა არა თანამგზავრის წიაღიდან, არამედ პირიქით ილექებოდა მასზე ზემოდან. 1982 წელს გამოქვეყნდა სტატია, რომელზეც წარმოდგენილი იყო ფოტომეტრიული დაკვივების სპეტრები წინა მუქ მხარეზე. დადგინდა, რომ მუქი ფერის მასალა შედგებოდა ნახშირბადის ნაერტებით. ის ძაან წააგავდა მეტეორიტ Murchison C2, რომელიც დედამიწაზე დაეცა მეტეორიტული წვიმის დროს 1969 წლის 28 სექტემბერს.

მეცნიერებმა სატურნის შესწავლისას დაადგინეს რომ მის ირგვლივ რეტროგრადულად მოძრაობდა შედარებით მუქი ფერის თანამგზავრი ფება, რომელიც სატურნის გრავიტაციით იქნა ჩაჭერილი. ის ბრუნავს პლანეტის გარშემო საპირისპირო მიმართულებით საკმაოდ შორ მანძილზე. მილიარდობით წლის მანძილზე ფებასა და სხვა რეტროგრადული თანამგზავრების ურთიერთშეჯახებით წარმოიქმნა მტვრის სარტყელი, რომელზეც მზე ახდენა ამ ნაწილაკებზე ზეწოლას, რაც იწვევს ე. წ. რობერტსონის ეფექტს (Poynting-Robertson effect). შედეგად ეს მტვრის გროლი მოძრაობს სატურნის ირგვლივ ასევე რეტროგრადულ ორბიტაზე. იაპეტოსი თავისი სიშორის გამო მოძრაობს სწორედ აღნიშნული მტვრის რგოლთან სიახლოვეში. რეტროგრადულად მოძრავი შავი მტვერი და პროგრადულ-სინქრონულად მოძრავი იაპეტოსი შედეგად იძლევა მის მმართველ (წინა) ზედაპირზე მუქი ფერის მასალის დალექვას. თუმცა მარტო შავი მტვერის დალექვით არ და ვერ აიხსნება ზედაპირის კონტრასტული გადასვლა. ამის აღსაღწერად გამოიყენება თერმული სეგრეგაცია და წყლის ყინულის სუბლიმაცია. მუქი ფერის მტვერი, რომელიც წინა მხარეზე ილექება შთანთქავს შედარებით მეტ სინათლის სხივს ღია ფერის ზედაპირთან განსხვავებით. ამის გამო ზედაპირის ტემპერატურა შედარებით მაღალია. იაპეტოსზე ძალიან ცივა, მაგრამ მცირე ტემპერატურული ზრდა საკმარისია რომ ყინულმა დაიწყოს სუბლიმაცია, ანუ ყინულოვანი მდგომარეობიდან პირდაპირ ორთქლადქცევა. ეს სუბლიმირებული წყლის ორთქლი ინაცვლებს უკანა მხარეზე და დაბალი ტემპერატურის პირობებში კვლავ ყინულად იქცევა, რაც თავის მხრივ ხელს უწყობს ღია ფერის შენარჩუნებას.[31][32][33]

იაპეტოსის ზედაპირის ფერადი რუკა, რომელიც ნათლად აჩვენებს კონტრასტს მის ნათელ და ბნელ ნახევარსფეროებს შორის

კასინის 1,227 კმ-ის მანძილიდან გადაღებული სურათები აჩვენებს, რომ როგორც Cassini Regio, ასევე ქედები კრატერებით ძლიერაა დაფარული.[34] კასინის რეგიონსა და კაშკაშა უბნებს შორის გარდამავალ ზონაში ნათელი და მუქი მასალის გაფანტული ლაქების ფერთა კონტრასტი ძალიან მცირე მასშტაბებში არსებობს, 30 მეტრის გამოსახულების გარჩევადობამდე. დაბლობი რეგიონები მუქი მასალის ივსება, ხოლო კრატერების სუსტად განათებულ ბოძებისკენ მიმართულ ფერდობებზე — ღია მასალის, მაგრამ ნაცრისფერი ელფერები შეინიშნება.[35] მუქი მასალა ძალიან თხელი ფენაა, სულ მცირე რამდენიმე ათეული სანტიმეტრის სისქის, ზოგიერთ ადგილას კიდევ უფრო მცირე,[36] რაც დასტურდება კასინის რადარის გამოსახულებითა და იმ ფაქტის მიხედვით, რომ მეტეორების ძალიან მცირე რაოდენობამ ყინულის ქვედა ფენებში შეაღწია.[33][37]

79-დღიანი ნელი ბრუნვის გამო, იაპეტოსს სატურნის სისტემაში ყველაზე თბილი დღის ზედაპირის ტემპერატურა და ყველაზე ცივი ღამის ტემპერატურა ექნებოდა ფერთა კონტრასტის განვითარებამდეც კი; ეკვატორთან ახლოს, მუქი მასალის მიერ სითბოს შთანთქმის შედეგად, კასინის მუქ რეგიონში დღის ტემპერატურა 129 K (−144 °C) იქნება, კაშკაშა რეგიონებში კი — 113 K (−160 °C).[33][38] ტემპერატურის სხვაობა ნიშნავს, რომ ყინული უპირატესად სუბლიმირდება კასინის რეგიონიდან და ილექება კაშკაშა უბნებში და განსაკუთრებით კიდევ უფრო ცივ პოლუსებზე. გეოლოგიურ დროში ეს კიდევ უფრო დააბნელებდა კასინის რეგიონს და გაანათებს იაპეტოსის დანარჩენ ნაწილს, რაც შექმნიდა ალბედოს კიდევ უფრო დიდი კონტრასტის მქონე დადებითი უკუკავშირის თერმულ გაქცევის პროცესს, რაც Cassini Regio-დან ყინულის დაკარგვით დასრულდებოდა.[33] ვარაუდობენ, რომ ამჟამინდელი ტემპერატურის პირობებში მილიარდი წლის განმავლობაში, იაპეტოსის ბნელი უბნები სუბლიმაციის გამო დაახლოებით 20 მეტრ ყინულს დაკარგავდნენ, ხოლო კაშკაშა რეგიონები — მხოლოდ 10 სმ-ს, მუქი რეგიონებიდან გადატანილი ყინულის გათვალისწინების გარეშე.[38][39] ეს მოდელი ხსნის ღია და ბნელი უბნების განაწილებას, ნაცრისფერი ელფერების არარსებობას და კასინის რეგიონის დამფარავი მუქი მასალის სითხელეს. ყინულის გადანაწილებას ხელს უწყობს იაპეტოსის სუსტი გრავიტაცია, რაც ნიშნავს, რომ გარემოს ტემპერატურაზე წყლის მოლეკულას შეუძლია ერთი ნახევარსფეროდან მეორეში მიგრაცია სულ რამდენიმე ნახტომში.[33]

თუმცა, თერმული უკუკავშირის დასაწყებად საჭირო იქნება ფერების სეგრეგაციის ცალკე პროცესი. ვარაუდობენ, რომ საწყისი ბნელი მასალა არის ნამსხვრევები, რომლებიც მეტეორებმა დააფრქვიეს რეტროგრადულ ორბიტაზე მყოფი პატარა გარე თანამგზავრებიდან და რომლებიც იაპეტოსის წამყვანმა ნახევარსფერომ მიიღო. აღნიშნული ვერსია დაახლოებით 30 წლისაა და 2007 წლის სექტემბრის გადაფრენისას კიდევ უფრო გამყარდა.[31][32]

იაპეტოსის ორბიტის გარეთ არსებული მსუბუქი ნამსხვრევები, რომლებიც ან მიკრომეტეოროიდების შეჯახების შედეგად თანამგზავრის ზედაპირიდან გამოტყორცნილი ან შეჯახების შედეგად წარმოქმნილი იყო, სპირალურად მოძრავი იქნებოდა მისი ორბიტის დაშლისას. ის მზის სხივების ზემოქმედებით დაბნელდებოდა. ნებისმიერი ასეთი მასალის ნაწილი, რომელიც იაპეტოსის ორბიტას გადაკვეთდა, მის წინა ნახევარსფეროზე დაილექებოდა და დაფარავდა მას. როგორც კი ამ პროცესმა შექმნა ალბედოს მცირე კონტრასტი და შესაბამისად ტემპერატურის კონტრასტი, ზემოთ აღწერილი თერმული უკუკავშირი მოქმედებაში ჩაერთო და კონტრასტი კიდევ უფრო გაზარდა.[32][33] ჰიპოთეზის დასადასტურებლად, ეგზოგენური დეპონირებისა და თერმული წყლის გადანაწილების პროცესების მარტივი რიცხვითი მოდელები ზუსტად წინასწარმეტყველებენ იაპეტოსის ორფეროვან იერსახეს.[33] იაპეტოსის წინა და უკანა ნახევარსფეროებს შორის დახვეწილი ფერთა კონტრასტი, სადაც პირველი უფრო მოწითალოა, სინამდვილეში შეიძლება შეინიშნოს ორი ნახევარსფეროს როგორც კაშკაშა, ასევე ბნელ უბნებს შორის შედარებისას.[32] კასინის რეგიონის ელიფსური ფორმისგან განსხვავებით, ფერთა კონტრასტი მჭიდროდ მიჰყვება ნახევარსფეროს საზღვრებს. სხვადასხვა ფერის რეგიონებს შორის გრადაცია თანდათანობითია, ასობით კილომეტრის მასშტაბით.[32] იაპეტოსიდან მომდევნო თანამგზავრს, ქაოტურად მბრუნავ ჰიპერიონს, ასევე უჩვეულო მოწითალო ფერი აქვს.

ასეთი ჩავარდნილი მასალის უდიდესი რეზერვუარი არის ფებე, გარე თანამგზავრებიდან ყველაზე დიდი. მიუხედავად იმისა, რომ ფებეს შემადგენლობა უფრო ახლოსაა იაპეტოსის კაშკაშა ნახევარსფეროს შემადგენლობასთან, ვიდრე ბნელისა,[40] ფებეს მტვერი მხოლოდ ალბედოს კონტრასტის დასადგენად იქნებოდა საჭირო და, სავარაუდოდ, მოგვიანებით სუბლიმაციით დიდწილად დაჩრდილული იქნებოდა. ფებეს ორბიტის სიბრტყეში და შიგნით მატერიის თხელი დისკოს აღმოჩენა 2009 წლის 6 ოქტომბერს განხორციელდა,[41] რაც ამ მოდელის უტყუარობას კიდევ უფრო ადასტურებს.[42] მტვრის დისკო, სატურნის 128-დან 207-ჯერ მეტ რადიუსზე მანძილზე ვრცელდება, ხოლო ფებე სატურნის რადიუსის საშუალო მანძილზე 215-ჯერ ბრუნავს. ის სპიცერის კოსმოსური ტელესკოპით აღმოაჩინეს.

საერთო ფორმა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

იაპეტოსის მიმდინარე ზემებია 746 კმ × 746 კმ × 712 კმ, საშუალო რადიუსი — 734.5 ± 2.8 კმ.[3] თუმცა, ეს გაზომვები შეიძლება არაზუსტი იყოს, რადგან იაპეტოსის მთელი ზედაპირი ჯერ არ არის გადაღებული საკმარისად მაღალი გარჩევადობით. დაკვირვებული შეკუმშვა იმ შემთხვევაში შეიძლებოდა, თუ იაპეტოსის ბრუნვის პერიოდი დაახლოებით 16 საათი იქნებოდა, მაგრამ ეს ასე არ არის. მისი ამჟამინდელი ბრუნვის პერიოდი 79 დღეა.[43] ამის შესაძლო ახსნა ის არის, რომ იაპეტოსის ფორმა გაიყინა სქელი ქერქის წარმოქმნით მისი წარმოქმნიდან მალევე, ხოლო მისი ბრუნვა შემდგომში განაგრძობდა შენელებას მოქცევის დისიპაციის გამო, სანამ მოქცევის სტაგნაციას არ მიიღწია.[26]

ეკვატორული ქედი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
Closeup of the equatorial ridge

იაპეტოსის კიდევ ერთი საიდუმლოა ეკვატორული ქედი, რომელიც კასინის რეგიონის ცენტრის გასწვრივ გადის, დაახლოებით 1300 კმ სიგრძის, 20 კმ სიგანისა და 13 კმ სიმაღლის. ის აღმოაჩინეს კასინის კოსმოსური აპარატით 2004 წლის 31 დეკემბერს, თუმცა მისი არსებობა ვოიაჯერ 2-ის მიერ გადაღებული თანამგზავრის პოლარული სურათებიდანაც შეიმჩნეოდა.[44] ქედის მწვერვალები მიმდებარე ზედაპირიდან 20 კმ-ზე მეტ სიმაღლეზე მაღლა მდებარეობს, რაც მათ მზის სისტემის ერთ-ერთ ყველაზე მაღალ მთად აქცევს. ქედი ქმნის რთულ სისტემას, რომელიც მოიცავს იზოლირებულ მწვერვალებს, 200 კმ-ზე მეტი სიგრძის სეგმენტებს და სამი თითქმის პარალელური ქედით მონაკვეთებს.[45] თანამგზავრის კაშკაშა მხარეს ქედი აღარ შეიმჩნევა, მაგრამ ეკვატორის გასწვრივ არის იზოლირებული 10 კმ სიგრძის მწვერვალების სერია.[46] ქედების სისტემა კრატერებით ძლიერაა დაფარული, რაც მიუთითებს მის სიძელეზე. ეკვატორული ამობურცულობა იაპეტოსს კაკლის მსგავს იერს სძენს.

გაურკვეველია, თუ როგორ ჩამოყალიბდა ქედი და რატომ მიჰყვება ის ეკვატორს თითქმის იდეალურად. არსებობს მრავალი ჰიპოთეზა, მაგრამ არცერთი არ ხსნის, თუ რატომ შემოიფარგლება ქედი კასინის რეგიონით. თეორიები მოიცავს იმ მოსაზრებას, რომ ქედი იაპეტოსის ადრეული განვითარების პერიოდში ფორმის ნარჩენია, რომ ის რგოლური სისტემის კოლაფსის შედეგად შეიქმნა, რომ ის იაპეტოსის წიაღიდან ამოღვრილი ყინულოვანი მასალის შედეგად ჩამოყალიბდა, ან რომ ის კონვექციური გადაბრუნების შედეგია.[47][48][49][50][51]

კვლევა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ერთ-ერთი პირველი სურათი, რომელიც ნათლად აჩვენებს იაპეტოსის კაშკაშა და ბნელ უბნებს, გადაღებულია ვოიაჯერ 1-ის მიერ 1980 წლის 12 ნოემბერს, 3.2 მლნ კმ-ის სიშორიდან.[52]

პირველი კოსმოსური აპარატი, რომელიც სატურნს ეწვია იყო პიონერ 11. მან იაპეტოსის შესახებ არანაირი ინფორმაცია ვერ მოიპოვა, რადგანაც თანამგზავრიდან 1,030,000 კმ მანძილით იყო დაშორებული.[53] მიუხედავად ამისა, პიონერ 11 იყო კაცობრიობის ისტორიაში პირველი მცდელობა, ეწარმოებინა პირდაპირი გაზომვები სატურნის სისტემაში არსებული ობიექტებიდან.

ვოიაჯერ 1-მა სატურნს 1980 წლის 12 ნოემბერს მიაღწია და ის გახდა პირველი აპარატი, რომელმაც 2,480,000 კმ მანძილიდან იაპეტოსის სურათები დააბრუნა, სადაც ნათლად ჩანდა თანამგზავრის ორფეროვანი იერსახე.[54] ის გადაღების მომენტში უკვე სატურნის სისტემას ტოვებდა.[55]

ვოიაჯერ 2-ის მიერ იაპეტოსის ჩრდილოეთ პოლუსის გამოსახულება, გადაღებული 1981 წლის 22 აგვისტოს, 910,000 კმ-დან. ტერმინატორის გასწვრივ ქვედა ნაწილში მდებარე კრატერი არის როლანდი[56]

ვოიაჯერ 2 გახდა შემდეგი ზონდი, რომელიც სატურნს 1981 წლის 22 აგვისტოს ეწვია და იაპეტოს ყველაზე ახლოს 909,000 კმ მანძილზე მიუახლოვდა.[57] მან თანამგზავრის ჩრდილოეთ პოლუსის ფოტოები გადაიღო სატურნის სისტემაში შესვლისას.[58]

იაპეტოსი უკანასკნელად კოსმოსურმა აპარატმა კასინიმ მოინახულა, რომელიც სატურნის გარშემო ორბიტაზე 2004 წლის 1 ივლისს შევიდა.[59]

კასინიმ იაპეტოსის მიმართულებით პირველი სამიზნე გადაფრენა 2004 წლის 31 დეკემბერში განახორციელა 123,400 კმ-ის მანძილზე, დაახლოებით იმ დროს, როდესაც კოსმოსური აპარატი სატურნის ორბიტაზე შედიოდა.[60] კასინიმ იაპეტოსის ორბიტა არ გადაკვეთა, და თანამგზავრის ორბიტაზე დარჩა. ტიტანთან კასინის შემდგომი გადაფრენებმა შეამცირეს კოსმოსური ხომალდის ორბიტა, რამაც კასინის თვეების განმავლობაში შეუშალა ხელი იაპეტოს დაახლოებოდა.

კასინიმ იაპეტოსისაკენ მეორე გადაფრენა 2005 წლის 12 ნოემბერს განახორციელა 415,000 კმ-ის მანძილზე,[61] ასევე თანამგზავრის ორბიტის გადაკვეთის გარეშე.

მესამე და უფრო შორეული გადაფრენა განხორციელდა 2006 წლის 22 იანვარს 1,300,000 კმ მანძილზე.[62][63]

მეოთხე გადაფრენა 2006 წლის 8 აპრილს შესრულდა დაახლოებით 866,000 კმ მანძილზერომლის დროსაც კასინიმ იაპეტოსის ორბიტა გადაკვეთა.[64] ამის შემდეგ, კასინის ორბიტა კვლავ შემცირდა, რამაც აპარატს იაპეტოსთან მიახლოება ერთ წელზე მეტი ხნის განმავლობაში შეუშალა ხელი.

კასინის იაპეტოსთან ყველაზე ახლოს გადაფრენა 2007 წლის 10 სექტემბერს მოხდა, მინიმუმ 1,227 კმ მანძილზე.[34] ის იაპეტოს მისი ბნელი მხრიდან მიუახლოვდა.[65]

ამ შეხვედრის შემდეგ, კასინის იაპეტოსთან შემდგომი სამიზნე გადაფრენები აღარ განუხორციელებია.

რესურსები ინტერნეტში

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

სქოლიო

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
  1. ↑ Pseudo-MPEC for Saturn VIII დაარქივებული February 22, 2012, საიტზე Wayback Machine.
  2. ↑ Jacobson, R.A. (2009) SAT317. (2009-12-17) Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. JPL/NASA. ციტირების თარიღი: 2011-01-15
  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, გვ. 763–781. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  4. 1 2 3 Jacobson, Robert. A. (1 November 2022). „The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn's Pole*“. The Astronomical Journal. 164 (5): 199. Bibcode:2022AJ....164..199J. doi:10.3847/1538-3881/ac90c9. S2CID 252992162 შეამოწმეთ პარამეტრი |s2cid= (დახმარება).
  5. ↑ Williams, David R.. Saturnian Satellite Fact Sheet. NASA. ციტირების თარიღი: 2007-11-04
  6. ↑ Observatorio ARVAL. (April 15, 2007) Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. დაარქივებულია ორიგინალიდან — September 20, 2011. ციტირების თარიღი: 2011-12-17
  7. ↑ უნივერსალური ენციკლოპედიური ლექსიკონი : 3 ტომად / შეადგინა ალექსანდრე ელერდაშვილმა. - I-ლი გამოც.. - თბ. : ფანტაზია, 2006
  8. ↑ ქართული საბჭოთა ენციკლოპედია, ტ. 5, თბ., 1980. — გვ. 64.
  9. ↑ LXIII ასტრონომიული კალენდარი — 2023, თბ., 2022, გვ. 93
  10. ↑ ხარაძე ე., „ასტრონომიის საფუძვლები“ : 2 ტომად : ტომი I, 1991, გვ. 34
  11. ↑ Van Helden, Albert (1984) Saturn through the telescope: A brief historical survey. Tucson, Arizona: University of Arizona Press, გვ. 23–43. 
  12. ↑ Harland, David M. (2002) Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe. Chichester: Springer Publishing. ISBN 978-1852336561. თარგი:Page needed
  13. ↑ Rotherty, David A. (January 1, 2016) Moons: A Very Short Introduction. Oxford University Press, გვ. 102. ISBN 9780198735274. 
  14. 1 2 Davis, Phil; Dunford, Bill; Boeck, Moore. Iapetus: In Depth. NASA (December 19, 2019). ციტირების თარიღი: March 1, 2023.
  15. ↑ Bala, Gavin Jared; Miller, Kirk. Phobos and Deimos symbols. The Unicode Consortium (7 March 2025). ციტირების თარიღი: 14 March 2025
  16. 1 2 Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Deienno, Rogerio; Walsh, Kevin J. (2014). „Excitation of the Orbital Inclination of Iapetus during Planetary Encounters“. The Astronomical Journal. 148 (3): 52. arXiv:1406.3600. Bibcode:2014AJ....148...52N. doi:10.1088/0004-6256/148/3/52. S2CID 54081553.
  17. ↑ Ćuk, Matija; Dones, Luke; Nesvorný, David; Walsh, Kevin J (2018-12-21). „Secular resonance between Iapetus and the giant planets“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 481 (4): 5411–5421. arXiv:1809.09072. doi:10.1093/mnras/sty2631. ISSN 0035-8711.
  18. ↑ Sheppard, Scott S. (August 2005). „Outer irregular satellites of the planets and their relationship with asteroids, comets and Kuiper Belt objects“. Proceedings of the International Astronomical Union (ინგლისური). 1 (S229): 319–334. arXiv:astro-ph/0605041. Bibcode:2006IAUS..229..319S. doi:10.1017/S1743921305006824. ISSN 1743-9213.
  19. ↑ Patterson, Chris; Kakoi, Masaki; Howell, Kathleen; Yam, Chit Hong; Longuski, James M. (August 19–23, 2007). „500-Year Eccentric Orbits for the Cassini Spacecraft within the Saturnian System“. AAS/AIAA Astrodynamics Specialist Conference. Mackinac Island, Michigan.
  20. ↑ Beaugé, C.; Nesvorný, D. (June 2007). „Proper Elements and Secular Resonances for Irregular Satellites“. The Astronomical Journal (ინგლისური). 133 (6): 2537–2558. Bibcode:2007AJ....133.2537B. doi:10.1086/516753. ISSN 0004-6256.
  21. ↑ Buratti, Bonnie J. (September 2017). „Hyperion“. Nature Astronomy. 1 (9): 574. Bibcode:2017NatAs...1..574B. doi:10.1038/s41550-017-0243-9. S2CID 256706837 შეამოწმეთ პარამეტრი |s2cid= (დახმარება).
  22. ↑ Saturn’s small wonders
  23. ↑ Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn. Space Daily (2012). ციტირების თარიღი: 2012-10-19
  24. ↑ Saturn's Moons and Rings May be Younger Than the Dinosaurs (25 March 2016).
  25. ↑ Castillo-Rogez, J. C.; Matson, D. L.; Sotin, C.; Johnson, T. V.; Lunine, Jonathan I.; Thomas, P. C. (2007). „Iapetus' geophysics: Rotation rate, shape, and equatorial ridge“. Icarus. 190 (1): 179–202. Bibcode:2007Icar..190..179C. doi:10.1016/j.icarus.2007.02.018.
  26. 1 2 Cowen, R. (2007). Idiosyncratic Iapetus, Science News vol. 172, pp. 104–106. references დაარქივებული 2007-10-13 საიტზე Wayback Machine.
  27. ↑ Iapetus: Turgis. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. ციტირების თარიღი: 2009-01-10
  28. ↑ PIA06171: Giant Landslide on Iapetus. NASA/JPL/Space Science Institute (photojournal) (2004-12-31). ციტირების თარიღი: 2009-01-10
  29. ↑ „BBC News - Saturn moon Iapetus' huge landslides stir intrigue“. BBC Online. ციტირების თარიღი: 30 July 2012.
  30. ↑ The Iapetus Atlas. NASA (2008). ციტირების თარიღი: 2025-12-15
  31. 1 2 Mason, J.; Martinez, M.; Balthasar, H.. (2009-12-10) Cassini Closes in on the Centuries-old Mystery Of Saturn's Moon Iapetus. CICLOPS website newsroom. Space Science Institute. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-02-03. ციტირების თარიღი: 2009-12-22
  32. 1 2 3 4 5 Denk, T.; et al. (2010-01-22). „Iapetus: Unique Surface Properties and a Global Color Dichotomy from Cassini Imaging“. Science. 327 (5964): 435–439. Bibcode:2010Sci...327..435D. doi:10.1126/science.1177088. PMID 20007863. S2CID 165865.
  33. 1 2 3 4 5 6 7 Spencer, J. R.; Denk, T. (2010-01-22). „Formation of Iapetus' Extreme Albedo Dichotomy by Exogenically Triggered Thermal Ice Migration“. Science. 327 (5964): 432–435. Bibcode:2010Sci...327..432S. CiteSeerX 10.1.1.651.4218. doi:10.1126/science.1177132. PMID 20007862. S2CID 20663944.
  34. 1 2 Iapetus. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-03-26. ციტირების თარიღი: 6 July 2015
  35. ↑ Cassini–Huygens: Multimedia-Images. Saturn.jpl.nasa.gov. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2009-12-31. ციტირების თარიღი: 2012-07-30
  36. ↑ Cassini–Huygens: Multimedia-Images. Saturn.jpl.nasa.gov. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2010-06-22. ციტირების თარიღი: 2012-07-30
  37. ↑ Cassini Is on the Trail of a Runaway Mystery. Mission News. NASA (2007-10-08). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2022-05-01. ციტირების თარიღი: 2009-10-08
  38. 1 2 Cassini–Huygens: Multimedia-Images. Saturn.jpl.nasa.gov. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-01-07. ციტირების თარიღი: 2012-07-30
  39. ↑ Dark Side of a Saturnian Moon: Iapetus Is Coated With Foreign Dust. Sciencedaily.com (2009-12-11). ციტირების თარიღი: 2012-07-30
  40. ↑ Hendrix, A. R.; Hansen, C. J. (March 14–18, 2005). „Iapetus and Phoebe as Measured by the Cassini UVIS“ (PDF). 36th Annual Lunar and Planetary Science Conference: 2272. Bibcode:2005LPI....36.2272H.
  41. ↑ Largest known planetary ring discovered დაარქივებული 2011-08-22 საიტზე Wayback Machine. , Science News
  42. ↑ Largest ring in solar system found around Saturn, New Scientist
  43. ↑ Thomas, P. C. (July 2010). „Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission“ (PDF). Icarus. 208 (1): 395–401. Bibcode:2010Icar..208..395T. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.025. დაარქივებულია ორიგინალიდან (PDF) — 2018-12-23. ციტირების თარიღი: 2015-09-25.
  44. ↑ Iapetus' "Voyager Mountains".
  45. ↑ Porco, C. C.; E. Baker, J. Barbara, K. Beurle, A. Brahic, J. A. Burns, S. Charnoz, N. Cooper, D. D. Dawson, A. D. Del Genio, T. Denk, L. Dones, U. Dyudina, M. W. Evans, B. Giese, K. Grazier, P. Helfenstein, A. P. Ingersoll, R. A. Jacobson, T. V. Johnson, A. McEwen, C. D. Murray, G. Neukum, W. M. Owen, J. Perry, T. Roatsch, J. Spitale, S. Squyres, P. C. Thomas, M. Tiscareno, E. Turtle, A. R. Vasavada, J. Veverka, R. Wagner, R. West (2005-02-25). „Cassini imaging science: Initial results on Phoebe and Iapetus“ (PDF). Science. 307 (5713): 1237–1242. Bibcode:2005Sci...307.1237P. doi:10.1126/science.1107981. PMID 15731440. S2CID 20749556. 2005Sci...307.1237P.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: ავტორების სია (link)
  46. ↑ Cassini–Huygens: Multimedia-Images. Saturn.jpl.nasa.gov. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-06-10. ციტირების თარიღი: 2012-07-30
  47. ↑ Kerr, Richard A. (2006-01-06). „How Saturn's Icy Moons Get a (Geologic) Life“. Science. 311 (5757): 29. doi:10.1126/science.311.5757.29. PMID 16400121. S2CID 28074320.
  48. ↑ „Ring around a moon“. Science. 307 (5708): 349. January 21, 2005. doi:10.1126/science.307.5708.349c. S2CID 210274907.
  49. ↑ Ip, W.-H (2006). „On a ring origin of the equatorial ridge of Iapetus“. Geophysical Research Letters. 33 (16): L16203. Bibcode:2006GeoRL..3316203I. doi:10.1029/2005GL025386.
  50. ↑ Levison, Harold F.; Walsh, Kevin J.; Barr, Amy C.; Dones, Luke (August 2011). „Ridge formation and de-spinning of Iapetus via an impact-generated satellite“. Icarus. Elsevier. 214 (2): 773–778. arXiv:1105.1685. Bibcode:2011Icar..214..773L. doi:10.1016/j.icarus.2011.05.031. S2CID 5849043.
  51. ↑ Czechowski, L.; J.Leliwa-Kopystynski (2013-09-25). „Remarks on the Iapetus' bulge and ridge“ (PDF). Earth, Planets and Space. 65 (8): 929–934. Bibcode:2013EP&S...65..929C. doi:10.5047/eps.2012.12.008. დაარქივებულია (PDF) ორიგინალიდან — 2015-01-09.
  52. ↑ Iapetus.
  53. ↑ Eyes on the Solar System - NASA/JPL.
  54. ↑ Voyager - Saturn Approach.
  55. ↑ Eyes on the Solar System - NASA/JPL.
  56. ↑ Iapetus - Voyager 2.
  57. ↑ Eyes on the Solar System - NASA/JPL.
  58. ↑ Eyes on the Solar System - NASA/JPL.
  59. ↑ Timeline - NASA Science (22 August 2018).
  60. ↑ Cassini Caps off 2004 with Flyby of Icy Moon Iapetus (17 July 2023).
  61. ↑ Iapetus Spins and Tilts.
  62. ↑ To the Relief of Iapetus - NASA Science (2 March 2006).
  63. ↑ To the Relief of Iapetus.
  64. ↑ From Dark to Bright and Red to White.
  65. ↑ Approaching Iapetus - NASA Science (8 October 2007).
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=იაპეტოსი_(თანამგზავრი)&oldid=5473994“-დან