Iapetos (maan): Verskil tussen weergawes

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Blaai deur geskiedenis
← Ouer wysigingNuwer wysiging →
Content deleted Content added
VisueelWikiteks
No edit summary
Besig
Lyn 96: Lyn 96:


In teenstelling met die elliptiese vorm van Cassini Regio, volg die kleurkontras die grense van die halfrondes; die oorgang tussen die twee streke is geleidelik.<ref name="Denk" /> Die eerste maan nader aan Saturnus as Iapetos, die chaoties roterende [[Huperion (maan)|Huperion]], het ook 'n ongewone rooi kleur.
In teenstelling met die elliptiese vorm van Cassini Regio, volg die kleurkontras die grense van die halfrondes; die oorgang tussen die twee streke is geleidelik.<ref name="Denk" /> Die eerste maan nader aan Saturnus as Iapetos, die chaoties roterende [[Huperion (maan)|Huperion]], het ook 'n ongewone rooi kleur.

===Algemene vorm===
Volgens huidige metings is Iapetos 746&nbsp;x&nbsp;746&nbsp;x&nbsp;712&nbsp;km, met 'n gemiddelde [[radius]] van 734,5&nbsp;±&nbsp;2,8&nbsp;km.<ref name="Roatsch et al. 2009" /> Dit is egter dalk nie heeltemal korrek nie, want die maan se hele oppervlak is nog nie in 'n hoë genoeg resolusie afgeneem nie. Die waargenome afgeplatheid sou niestrydig met [[hidrostatiese ewewig]] gewees het as Iapetos 'n rotasieperiode van sowat 16 uur gehad het, maar dit het nie; sy huidge rotasieperiode is 79 dae.<ref name="Thomas2010">{{cite journal| doi = 10.1016/j.icarus.2010.01.025| last1 = Thomas| first1 = P. C.| date = July 2010| title = Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission| journal = Icarus| volume = 208| issue = 1| pages = 395–401| url = http://www.ciclops.org/media/sp/2011/6794_16344_0.pdf| bibcode = 2010Icar..208..395T| access-date = 2015-09-25| archive-date = 2018-12-23| archive-url = https://web.archive.org/web/20181223003125/http://www.ciclops.org/media/sp/2011/6794_16344_0.pdf| url-status = dead}}</ref> 'n Moontlike verduideliking is dat die maan se vorm gevries kon gewees het deur die ontstaan van 'n dik [[Kors (geologie)|kors]] kort nadat die maan gevorm het, terwyl sy rotasie bly verlangsaam het totdat dit in 'n [[sinchroniese wentelbaan]] gegaan het.<ref name="Science News" />

===Ewenaarrif===
[[Beeld:Iapetus equatorial ridge.jpg|right|thumb|200px|'n Nabyskoot van die ewenaarrif.]]

Nog 'n geheimsinnige eienskap van Iapetos is die ewenaarrif wat met die middel van Cassini Regio langs loop. Dit is sowat 1&nbsp;300&nbsp;km lank, 20&nbsp;km breed en 13&nbsp;km hoog. Dit is ontdek toe Cassini die maan op 31 Desember 2004 afneem, hoewel die bestaan daarvan afgelei is van die poolfoto's deur Voyager&nbsp;2.<ref>{{cite web | url=https://www.planetary.org/articles/1151 | title=Iapetus' "Voyager Mountains" }}</ref> Pieke in die rif styg tot meer as 20&nbsp;km bo die omringende vlaktes uit, wat hulle van die hoogste berge in die Sonnestelsel maak.

Die rif vorm 'n ingewikkelde stelsel van geïsoleerde pieke, segmente van meer as 200&nbsp;km lank en seksies met drie byna parallelle riwwe.<ref name="porco2005">{{cite journal| last=Porco | first=C. C. | author-link = Carolyn Porco | author2=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, [[Carl D. Murray|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| date=2005-02-25
| title=Cassini imaging science: Initial results on Phoebe and Iapetus| journal=Science| volume=307| issue=5713| pages=1237–1242| pmid=15731440| doi=10.1126/science.1107981| id=2005Sci...307.1237P|bibcode = 2005Sci...307.1237P | s2cid=20749556 | url=https://authors.library.caltech.edu/36635/7/Porco_Iapetus_SOM.pdf}}</ref> In die helder streke is daar geen rif nie, maar daar is 'n reeks geïsoleerde riwwe van 10&nbsp;km hoog aan die ewenaar.<ref>{{cite web |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=2760 |title=Cassini–Huygens: Multimedia-Images |publisher=Saturn.jpl.nasa.gov |access-date=2012-07-30 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110610025306/http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=2760 |archive-date=2011-06-10 |url-status=dead }}</ref> Die streek met die rif het talle kraters, wat daarop dui dat dit antiek is. Die prominente uitstulping by die ewenaar gee Iapetos 'n okkerneutagtige voorkoms.

[[Beeld:Iapetus_Voyager2_flyby_sequence.jpg|thumb|700px|center|'n Reeks foto's van Iapetos se noordpool wat deur Voyager&nbsp;2 geneem is op sy verbyvlug.]]
Dit is nie duidelik hoe die rif gevorm het nie. Een probleem is om te verduidelik hoekom dit die ewenaar so getrou volg. Daar is baie [[hipotese]]s, maar nie een verduidelik hoekom die rif tot Cassini Regio beperk is nie. Teorieë sluit in dat die rif 'n oorblyfsel is van Iapetos so afgeplatte vorm tydens sy vroeë bestaan, en dat dit gevorm is deur die neerstorting van 'n ringstelsel of deur ysagtige materiaal wat van die maan se binnekant af opgestoot het.<ref>{{cite journal | last1 = Ip | first1 = W.-H | year = 2006 | title = On a ring origin of the equatorial ridge of Iapetus | journal = Geophysical Research Letters | volume = 33 | issue = 16| page = L16203 | doi = 10.1029/2005GL025386 | bibcode=2006GeoRL..3316203I| doi-access = free }}</ref><ref>{{cite journal|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103511002041|title=Ridge formation and de-spinning of Iapetus via an impact-generated satellite|journal=Icarus|last1=Levison|first1=Harold F.|author-link=Harold F. Levison|last2=Walsh|first2=Kevin J.|last3=Barr|first3=Amy C.|last4=Dones|first4=Luke|date=August 2011|volume=214|issue=2|pages=773–778|doi=10.1016/j.icarus.2011.05.031|publisher=[[Elsevier]]|arxiv=1105.1685 |bibcode=2011Icar..214..773L |s2cid=5849043 }}</ref><ref>{{cite journal| last=Czechowski | first=L. |author2=J.Leliwa-Kopystynski| date=2013-09-25| title= Remarks on the Iapetus' bulge and ridge | journal=Earth, Planets and Space| volume=65| issue=8 | pages=929–934 | doi=10.5047/eps.2012.12.008|bibcode = 2013EP&S...65..929C | doi-access=free| url=http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2012/EPSC2012-834.pdf |archive-url=https://web.archive.org/web/20150109095658/http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2012/EPSC2012-834.pdf |archive-date=2015-01-09 |url-status=live}}</ref>


==Die res==
==Die res==

Wysiging soos op 14:33, 23 Januarie 2024

Iapetos, Japetos   

'n Mosaïekbeeld van Iapetos deur Cassini.
Wentelbaaneienskappe
Halwe lengteas 3 560 820 km
Wentelperiode 79,3215 d
Baanhelling
  • 17,28° (tot die sonnebaan)
  • 15,47° (tot Saturnus se ewenaar)
Satelliet van Saturnus
Fisiese eienskappe
Afmetings 1 492.0 × 1 492.0 × 1 424 km [1]
Gem. radius 734,4±2,8 km [1][2]
Oppervlakte 6 700 000 km2
Massa 1,8056591±0,0000544×1021 kg[2]
Gem. digtheid 1,0887±0,0127 g/cm3[2]
Rotasieperiode 79,3215 d
(sinchronies)
Ashelling 0
Temperatuur 90-130 K
Skynmagnitude 10,2-11,9[3]

Iapetos of Japetos (Grieks: Ἰαπετός) is die derde grootste natuurlike satelliet van Saturnus. Dit het 'n geraamde deursnee van 1 469 km en is die 11de grootste maan in die Sonnestelsel.[4] Dit is in 1671 deur Giovanni Domenico Cassini ontdek en genoem na die Titaniese god Iapetos.

Iapetos is 'n liggaam met 'n lae digtheid wat hoofsaaklik uit ys bestaan. Dit het verskeie ongewone eienskappe, soos 'n treffende onderskeid in die kleur van sy voorste (leidende) halfrond, wat donker is, en sy agterste halfrond, wat helder is, sowel as 'n enorme ewenaarrif wat driekwart van die pad om die maan loop.

Geskiedenis

Ontdekking

Iapetos is in Oktober 1671 ontdek deur Giovanni Domenico Cassini, 'n Italiaans gebore Franse sterrekundige. Dit is die eerste maan wat Cassini ontdek het, en die tweede maan van Saturnus wat opgespoor is nadat Christaan Huygens Titaan 16 jaar vroeër, in 1655, ontdek het. Dit is die sesde natuurlike satelliet buiten die Aarde se Maan wat in die menslike gekiedenis ontdek is.

'n Vergelyking tussen die groottes van Iapetos (links onder), die Maan (links bo) en die Aarde.

Cassini het Iapetos ontdek toe dit wes van Saturnus gelê het, maar toe hy dit 'n paar maande later aan die planeet se oostekant probeer opspoor, was hy onsuksesvol. Dieselfde het die volgende jaar gebeur, toe hy dit weer aan die westekant kon sien, maar nie aan die oostekant nie. Cassini het Iapetos eindelik in 1705 aan die oostekant gesien met die hulp van 'n verbeterde teleskoop, en gevind die maan is 2 magnitudes dowwer aan daardie kant.[5][6]

Cassini het korrek aangeneem Iapetos het 'n helder en 'n donker halfrond en dat dit in 'n sinchroniese wentelbaan is, wat beteken dieselfde kant wys altyd na Saturnus. Die helder kant is dus altyd sigbaar as die maan van die Aarde af gesien aan die westekant van Saturnus is, en die dowwe kant wanneer dit aan die oostekant is.[7]

Etimologie

Iapetos is genoem na die Titaan Iapetos in die Griekse mitologie. Die naam is in 1847 voorgestel deur John Herschel (die seun van William Herschel, die ontdekker van Mimas en Enkelados) in sy publikasie Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope,[8] waarin hy voorbrand daarvoor maak dat Saturnus se mane genoem word na die broers en susters van die Titaan Kronos (wat die Romeine Saturnus genoem het) en die Gigante, ook familielede van die Titane wat hulle gehelp het in die oorlog teen Zeus en die 12 Olimpiese gode.[9]

Die naam het ook 'n ander spelling, "Japetos".[8] Die twee spellings kom van die feit dat daar destyds geen onderskeid in Latyn tussen die letters "i" en "j" was nie en skrywers die naam verskillend gespel het.

Toe Iapetos ontdek is, was dit een van vier mane van Saturnus wat deur Cassini die Sidera Lodoicea ("Sterre van Lodwyk") genoem is ter ere van koning Lodewyk XIV van Frankryk (die ander was Tetis, Dione en Rea). Sterrekundiges het egter met Romeinse syfers na die mane verwys, en Iapetos is "Saturnus V" genoem, omdat dit destyds die vyfde bekende maan was in terme van afstand van Saturnus af. Nadat Mimas en Enkelados in 1789 ontdek is, is die stelsel uitgebrei en het Iapetos "Saturnus VII" geword. Met die ontdekking van Huperion in 1848 het Iapetos Saturnus VIII geword, en dit is volgens dié stelsel steeds sy naam.[10]

Wentelbaan

'n Kantaansig van Iapetos se wentelbaan (rooi) in vergelyking met dié van Saturnus se ander groot mane. Dit wys sy groot baanhelling.

Iapetos het 'n effens ongewone wentelbaan. Hoewel dit Saturnus se derde grootste maan is, wentel dit baie verder van Saturnus af as die nader maan Titaan. Dit het ook die grootste baanhelling van die reëlmatige mane; net die onreëlmatige mane soos Foibe se baanhelling is groter. Vanweë dié afstand en groot baanhelling is Iapetos die enigste groot maan van waar Saturnus se ringe duidelik sigbaar sal wees. Op die ander binnemane sal die ringe van die kant af gesien word en sal dit dus moeilik sigbaar wees.

Die oorsaak van dié groot baanhelling is onbekend. Dit is onwaarskynlik dat die maan van elders aangetrek is. Een voorstel vir Iapetos se baanhelling is 'n botsing tussen Saturnus en 'n ander planeet in die verre verlede.[11]

Al is dit gemiddeld 2,4 keer verder van Saturnus as Huperion, is Iapetos in 'n sinchroniese wentelbaan, terwyl Huperion nie is nie.[12]

Vorming

Die mane van Saturnus is vermoedelik meestal deur akkresie gevorm, op dieselfde manier as die planete in die Sonnestelsel. Terwyl die jong gasreuse gevorm het, is hulle omring deur skywe materiaal wat verenig het om die mane te vorm. Wat Titaan betref, is voorgestel die maan het gevorm ná 'n reeks reusebotsings tussen bestaande mane. Iapetos en Rea het vermoedelik gevorm uit 'n deel van die puin uit dié botsings.[13]

Onlangser studies dui egter daarop dat al die mane nader as Titaan nie ouer as 100 miljoen jaar is nie. Dit is dus onwaarskynlik dat Iapetos uit dieselfde reeks botsings kon gevorm het as Rea en al die ander mane nader as Titaan. Saam met Titaan kan Iapetos dalk 'n oersatelliet wees.[14]

Fisiese eienskappe

'n Kaart van die oppervlak van Iapetos. By die lengtegraad 0° is die kant wat altyd na Saturnus wys.

Iapetos se lae digtheid dui aan dit bestaan hoofsaaklik uit ys, met net 'n klein hoeveelheid (~20%) rotsagtige materiaal.[15]

Anders as die ander groot mane, is dit nie rond of ovaal nie. Dit het 'n uitbultende middellyn en platgedrukte pole.[16] Sy unieke ewenaarrif is so hoog dat dit die maan se vorm verwring selfs wanneer dit van ver af besigtig word. Dit word dikwels okkerneutvormig genoem.

Die maan het talle impakkraters en Cassini se foto's wys sommige is breër as 350 km. Die grootste een, Turgis, het 'n deursnee van 580 km;[17] sy rand is uiters steil en sluit 'n eskarp van sowat 15 km hoog in.[18]

Daar is groot grondstortings op Iapetos, moontlik vanweë ys wat skuif.[19]

'n Foto in natuurlike kleure.

Twee kleure

Die verskil in die kleure van die verskillende halfrondes is opvallend. Die leidende halfrond is donker (albedo 0,03-0,05), met 'n effense rooibruin skakering, terwyl die grootste deel van die agterste halfrond en pole helder is (albedo 0,5-0,6, amper so helder soos Europa). Die skynbare magnitude van die agterste halfrond is dus sowat 10,2, terwyl dié van die voorste halfrond sowat 11,9 is – buite die kapasiteit van die beste teleskope van die 17de eeu. Die donker streek word Cassini Regio genoem en die helder streek word in twee verdeel: Roncevaux Terra noord van die ewenaar en Saragossa Terra suid daarvan.

Die oorspronklike donker kleur kom vermoedelik van buite Iapetos, maar bestaan nou hoofsaaklik uit 'n neerslag van die sublimasie (verdamping) van ys uit die warmer streke van die maan se oppervlak, en dit word verder verdonker deur blootstelling aan sonlig.[20][21][22]

Dit bevat organiese samestellings soortgelyk aan dié wat in primitiewe meteoriete of op die oppervlak van komete aangetref word; aardgebaseerde waarnemings wys dit is koolstofagtig.

'n Kleurkaart van die oppervlak van Iapetos wys duidelik die verskil tussen sy donker en helder halfrond.

Op foto's van Cassini, wat binne 1 227 km van die maan verbygevlieg het, kan gesien word beide Cassini Regio en die Terras bevat talle kraters.[23] It approached Iapetus from its night side.[24] Die oorgang van kleure tussen verstrooide kolle lig en donker materiaal in die oorgangsones tussen Cassini Regio en die helder streke bevat geen grys gebiede nie. Daar is donker materiaal in laagliggende gebiede en ligte materiaal teen die swak verligte hange van die kraters wat na die pole wys, maar geen skakerings van grys nie.[25] Die donker materiaal vorm 'n baie dun laag, in sommige streke net 'n paar tiene sentimeters dik,[26] volgens Cassini se radarbeelde en vanweë die feit dat klein meteoriete deur die dun laag ys getrek het.[22][27]

'n Foto van Cassini Regio. Groot kraters is sigbaar.

Vanweë sy stadige rotasie van 79 dae (dieselfde as sy wenteling en die langste in die Saturnusstelsel), sou Iapetos die warmste dagtemperature en koudste nagtemperature in die stelsel gehad het nog voor die ontwikkeling van die kleurkontras. Naby die ewenaar sorg hitteabsorpsie deur die donker materiaal vir dagtemperature van 129 K (-144 °C) in die donker Cassini Regio, in vergelyking met 113 K (-160 °C) in die helder streke.[22][28]

Die verskil in temperatuur beteken ys sublimeer hoofsaaklik van Cassini Regio en word gedeponeer in die helder streke, veral by die kouer pole. Oor geologiese tydskale sal dit Cassini Regio verder verdonker en die res van die maan verhelder: So word 'n terminale wegholproses geskep wat tot 'n selfs groter albedoverskil lei. Dit sal eindig wanneer alle blootgestelde ys uit Cassini Regio verdamp het.[22] Na raming sal donker dele op Iapetos oor 'n tydperk van 'n miljard jaar by huidige temperatur sowat 20 m ys weens sublimasie verloor het, terwyl die ligte streke net 10 cm sal verloor, sonder om ysdeposito's van die donker dele af in ag te neem.[28][29] Dié model verduidelik die verspreiding van ligte en donker gebiede, die afwesigheid van grys gebiede en die dunheid van die donker materiaal op die maan. Die herverspreiding van die ys word vergemaklik deur Iapetos se klein swaartekrag, wat beteken 'n watermolekule kan maklik en vinnig van die een na die ander halfrond beweeg.[22]

Die helder streke van Iapetos. Roncevaux Terra is bo (noord) en Saragossa Terra onder (suid).

'n Aparte proses van kleurskeiding sou egter nodig gewees het om die termiese wegholproses te begin. Die aanvanklike donker materiaal was moontlik puin wat van klein buitemane in retrograde wentelbane af gekom het en deur Iapetos se leidende halfrond opgevee is om 'n laag te vorm. Die model bestaan al sowat 30 jaar, en is weer afgestof ná die verbyvlug van September 2007.[20][21] Sodra dié proses 'n gematigde kontras in albedo geskep het, en dus ook 'n kontras in temperatuur, sou die proses soos hierbo beskryf begin en die kontras vergroot het.[21][22]

Die grootste reservoir van sulke invallende materiaal is Foibe, die grootste van die buitemane. Hoewel Foibe se samestelling nadar aan dié van Iapetos se ligte kant as sy donker kant is,[30] sal stof van Foibe net 'n kontras in albedo hoef te skep. Die ontdekking van 'n baie yl ring om Foibe net binne sy wentelbaan is op 6 Oktober 2009 aangekondig,[31] en dit ondersteun bogenoemde model.[32] Die ring strek van 128 tot 207 keer die radius van Saturnus, terwyl Foibe op 'n gemiddelde afstand van 215 Saturnusradiusse wentel.

In teenstelling met die elliptiese vorm van Cassini Regio, volg die kleurkontras die grense van die halfrondes; die oorgang tussen die twee streke is geleidelik.[21] Die eerste maan nader aan Saturnus as Iapetos, die chaoties roterende Huperion, het ook 'n ongewone rooi kleur.

Algemene vorm

Volgens huidige metings is Iapetos 746 x 746 x 712 km, met 'n gemiddelde radius van 734,5 ± 2,8 km.[1] Dit is egter dalk nie heeltemal korrek nie, want die maan se hele oppervlak is nog nie in 'n hoë genoeg resolusie afgeneem nie. Die waargenome afgeplatheid sou niestrydig met hidrostatiese ewewig gewees het as Iapetos 'n rotasieperiode van sowat 16 uur gehad het, maar dit het nie; sy huidge rotasieperiode is 79 dae.[33] 'n Moontlike verduideliking is dat die maan se vorm gevries kon gewees het deur die ontstaan van 'n dik kors kort nadat die maan gevorm het, terwyl sy rotasie bly verlangsaam het totdat dit in 'n sinchroniese wentelbaan gegaan het.[16]

Ewenaarrif

'n Nabyskoot van die ewenaarrif.

Nog 'n geheimsinnige eienskap van Iapetos is die ewenaarrif wat met die middel van Cassini Regio langs loop. Dit is sowat 1 300 km lank, 20 km breed en 13 km hoog. Dit is ontdek toe Cassini die maan op 31 Desember 2004 afneem, hoewel die bestaan daarvan afgelei is van die poolfoto's deur Voyager 2.[34] Pieke in die rif styg tot meer as 20 km bo die omringende vlaktes uit, wat hulle van die hoogste berge in die Sonnestelsel maak.

Die rif vorm 'n ingewikkelde stelsel van geïsoleerde pieke, segmente van meer as 200 km lank en seksies met drie byna parallelle riwwe.[35] In die helder streke is daar geen rif nie, maar daar is 'n reeks geïsoleerde riwwe van 10 km hoog aan die ewenaar.[36] Die streek met die rif het talle kraters, wat daarop dui dat dit antiek is. Die prominente uitstulping by die ewenaar gee Iapetos 'n okkerneutagtige voorkoms.

'n Reeks foto's van Iapetos se noordpool wat deur Voyager 2 geneem is op sy verbyvlug.

Dit is nie duidelik hoe die rif gevorm het nie. Een probleem is om te verduidelik hoekom dit die ewenaar so getrou volg. Daar is baie hipoteses, maar nie een verduidelik hoekom die rif tot Cassini Regio beperk is nie. Teorieë sluit in dat die rif 'n oorblyfsel is van Iapetos so afgeplatte vorm tydens sy vroeë bestaan, en dat dit gevorm is deur die neerstorting van 'n ringstelsel of deur ysagtige materiaal wat van die maan se binnekant af opgestoot het.[37][38][39]

Die res

Die oppervlakstemperatuur van die maan op die donker hemisfeer is 130 Kelvin (-143,15 °C) en die maan is dus die warmste van al Saturnus se mane. Steeds bestaan die maan egter hoofsaaklik uit ys en 'n klein deel silikaatgesteente.

Iapetos het 'n ongewone wentelbaan om Saturnus. Alhoewel hy Saturnus se derde-grootste maan is, is hy baie verder weg van Saturnus as die volgende groot maan, Titan. Die inklinasiehoek van die wentelbaan tot betrekking tot Saturnus se ewenaar is ook baie groter as dié van die ander gewone mane. Slegs ongewone, buitenste mane soos Foibe het groter inklinasiehoeke. Niemand weet tans hoekom dit so is nie. Die groot afstand tussen Iapetos en Saturnus en die maan se inklinasiehoek beteken wel dat dit die enigste groot maan is waarvan Saturnus se ringe besigtig kan word.

Giovanni Cassini het al in die sewentiende eeu aangeneem dat een kant van Iapetos baie donkerder is as die ander kant. Hy het hierdie aanname gebaseer op die feit dat hy Iapetos slegs aan een kant van Saturnus kon waarneem. Die aanname is dan ook in 1981 bevestig deur Voyager 2, wat foto's van die maan op 'n afstand van 966 000km van die planeet af geneem het. Die rede vir hierdie verskil in die kleur van die oppervlak is tans nog onbekend.

Naas die bogenoemde besonderhede het Iapetos nog 'n raaisel te bied: die ruimtetuig Cassini het ontdek dat die ewenaar van die maan 'n plato bevat wat 20km breed en 13km hoog is en 1300km ver strek. Alhoewel daar verskillende verklarings vir hierdie verskynsel voorgestel is, is daar steeds geen bewyse daarvoor nie. Daar word verwag dat Cassini op 10 September 2007 foto's van die maan sal neem op 'n afstand van slegs 1200 km en dit lig op die onderwerp sal gooi.

Verwysings

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 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. pp. 763–781. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN 978-1-4020-9216-9.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 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.
  3. ↑ Observatorio ARVAL (15 April 2007). "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 September 2011. Besoek op 17 Desember 2011.
  4. ↑ Park, Ryan; Chamberlin, Alan B. (2021). "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory. Nasa.
  5. ↑ Van Helden, Albert (1984). Saturn through the telescope: A brief historical survey. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 23–43. Bibcode:1984satn.book...23V.
  6. ↑ Harland, David M. (2002). Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe. Chichester: Springer Publishing. ISBN 978-1852336561.
  7. ↑ Rotherty, David A. (1 Januarie 2016). Moons: A Very Short Introduction. Oxford University Press. p. 102. ISBN 9780198735274.
  8. ↑ 8,0 8,1 Lassell, William (14 Januarie 1848). "Satellites of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 42–43. Bibcode:1848MNRAS...8...42L. doi:10.1093/mnras/8.3.42.
  9. ↑ https://library.si.edu/digital-library/book/resultsastronom00hers - Page 415
  10. ↑ Davis, Phil; Dunford, Bill; Boeck, Moore (19 Desember 2019). "Iapetus: In Depth". Solar System Exploration: Our Galactic Neighbourhood. Nasa. Besoek op 1 Maart 2023.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ Buratti, Bonnie J. (September 2017). "Hyperion". Nature Astronomy. 1 (9): 574. Bibcode:2017NatAs...1..574B. doi:10.1038/s41550-017-0243-9. S2CID 256706837.
  13. ↑ "Giant impact scenario may explain the unusual moons of Saturn". Space Daily. 2012. Besoek op 19 Oktober 2012.
  14. ↑ "Saturn's Moons and Rings May be Younger Than the Dinosaurs". Space.com. 25 Maart 2016.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ 16,0 16,1 Cowen, R. (2007). Idiosyncratic Iapetus, Science News vol. 172, pp. 104–106. references Geargiveer 13 Oktober 2007 op Wayback Machine
  17. ↑ "Iapetus: Turgis". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Besoek op 10 Januarie 2009.
  18. ↑ "PIA06171: Giant Landslide on Iapetus". Nasa/JPL/Space Science Institute (photojournal). 31 Desember 2004. Besoek op 10 Januarie 2009.
  19. ↑ "BBC News - Saturn moon Iapetus' huge landslides stir intrigue". BBC Online. Besoek op 30 Julie 2012.
  20. ↑ 20,0 20,1 Mason, J.; Martinez, M.; Balthasar, H. (10 Desember 2009). "Cassini Closes in on the Centuries-old Mystery Of Saturn's Moon Iapetus". CICLOPS website newsroom. Space Science Institute. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 Februarie 2012. Besoek op 22 Desember 2009.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 Denk, T.; et al. (22 Januarie 2010). "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.
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 Spencer, J. R.; Denk, T. (22 Januarie 2010). "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.
  23. ↑ "Iapetus". Cassini Solstice Mission. NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 Maart 2015. Besoek op 6 Julie 2015.
  24. ↑ "Approaching Iapetus - NASA Science".
  25. ↑ "Cassini–Huygens: Multimedia-Images". Saturn.jpl.nasa.gov. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 31 Desember 2009. Besoek op 30 Julie 2012.
  26. ↑ "Cassini–Huygens: Multimedia-Images". Saturn.jpl.nasa.gov. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 22 Junie 2010. Besoek op 30 Julie 2012.
  27. ↑ "Cassini Is on the Trail of a Runaway Mystery". Mission News. NASA. 8 Oktober 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Mei 2022. Besoek op 8 Oktober 2009.
  28. ↑ 28,0 28,1 "Cassini–Huygens: Multimedia-Images". Saturn.jpl.nasa.gov. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Januarie 2015. Besoek op 30 Julie 2012.
  29. ↑ "Dark Side of a Saturnian Moon: Iapetus Is Coated With Foreign Dust". Sciencedaily.com. 11 Desember 2009. Besoek op 30 Julie 2012.
  30. ↑ Hendrix, A. R.; Hansen, C. J. (14–18 Maart 2005). "Iapetus and Phoebe as Measured by the Cassini UVIS" (PDF). 36th Annual Lunar and Planetary Science Conference: 2272. Bibcode:2005LPI....36.2272H.
  31. ↑ Largest known planetary ring discovered Geargiveer 22 Augustus 2011 op Wayback Machine, Science News
  32. ↑ Largest ring in solar system found around Saturn, New Scientist
  33. ↑ Thomas, P. C. (Julie 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. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 23 Desember 2018. Besoek op 25 September 2015.
  34. ↑ "Iapetus' "Voyager Mountains"".
  35. ↑ 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 (25 Februarie 2005). "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.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  36. ↑ "Cassini–Huygens: Multimedia-Images". Saturn.jpl.nasa.gov. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Junie 2011. Besoek op 30 Julie 2012.
  37. ↑ 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.
  38. ↑ Levison, Harold F.; Walsh, Kevin J.; Barr, Amy C.; Dones, Luke (Augustus 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.
  39. ↑ Czechowski, L.; J.Leliwa-Kopystynski (25 September 2013). "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. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 9 Januarie 2015.

Skakels

Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Iapetos_(maan)&oldid=2647041"