[go: up one dir, main page]
Gaan na inhoud

Iapetos (maan)

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
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

[wysig | wysig bron]

Ontdekking

[wysig | wysig bron]

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 geskiedenis 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 'n sinchroniese rotasie het, 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

[wysig | wysig bron]

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

[wysig | wysig bron]
'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 rotasie, terwyl Huperion nie is nie.[12]

Vorming

[wysig | wysig bron]

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

[wysig | wysig bron]
'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

[wysig | wysig bron]

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][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 temperature 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

[wysig | wysig bron]

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 rotasie gegaan het.[16]

Ewenaarrif

[wysig | wysig bron]
'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]

Verkenning

[wysig | wysig bron]
Een van die eerste foto's wat Iapetos se ligte en donker dele wys. Voyager 1 op 12 November 1980 (3,2 miljoen km weg).[40]
Iapetos met 'n oënskynlike jin en jang-simbool. Foto deur Voyager geneem 1 op 12 November 1980.
'n Baie duideliker foto deur Cassini wat die jin en jang-voorkoms wys, 30 Augustus 2013 op 'n afstand van 2,5 miljoen km.

Die heel eerste ruimtetuig wat Saturnus besoek het, Pioneer 11, het nie enige foto's van Iapetos geneem en het nie nader as 1 030 000 km van die maan af gekom nie.[41] Tog was Pioneer 11 die mens se eerste poging om regstreekse metings te kry van die voorwerpe in die Saturnusstelsel.

Voyager 1 het op 12 November 1980 by Saturnus aangekom en die eerste tuig geword wat foto's van Iapetos terugstuur waarop die maan se twee kleure gesien kan word, op 'n afstand van 2 480 000 km[42] op pad uit die stelsel uit[43]

Die volgende tuig wat Saturnus besoek het, was Voyager 2, op 22 Augustus 1981. Dit het op 'n afstand van 909 000 km sy naaste verbyvlug van Iapetos gedoen. Dit het foto's van die maan se noordpool geneem toe dit die Saturnusstelsel binnegaan, van die teenorgestelde kant as Voyager 1.

Die laaste tuig wat Saturnus besoek het, was die Cassini-wenteltuig wat van 1 Julie 2004 af om die planeet gewentel het.[44] Iapetos is baie kere van 'n redelike afstand af deur Cassini afgeneem, maar sy groot afstand van Saturnus af maak waarnemings van naby af moeilik.

Cassini se eerste verbyvlug van Iapetos was op 'n afstand van 123 400 km, op 31 Desember 2004 – omtrent die tyd dat hy in 'n wentelbaan om Saturnus gegaan het.[45] Cassini het binne Iapetos se wentelbaan gebly en het vir maande nie weer verby die maan gevlieg nie, maar eerder verby Titaan.

Op 12 November 2005 het Cassini weer op 'n afstand van 415 000 km verby Iapetos gevlieg,[46] maar nie sy wentelbaan gekruis nie.

Cassini het op 22 Januarie 2006 'n derde keer verby Iapetos gevlieg, maar net sowat 1 300 000 km van die maan af.[47][48] Die vierde verbyvlug was op 8 April 2006, op 'n afstand van sowat 866 000 km. Dié keer het hy Iapetos se wentelbaan gekruis.[49] Dit was die laaste verbyvlug in meer as 'n jaar, want Cassini se wentelbaan is kleiner gemaak.

Cassini se naaste verbyvlug van Iapetos was op 10 September 2007, op 'n maksimum afstand van 1 227 km.[23] Dit het die maan van sy nagkant af genader.[50] Dit was sy laaste verbyvlug van Iapetos.

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  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. ↑ 23,0 23,1 "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. (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.
  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.
  40. ↑ "Iapetus". Jet Propulsion Laboratory.
  41. ↑ "Eyes on the Solar System - NASA/JPL".
  42. ↑ "Voyager - Saturn Approach".
  43. ↑ "Eyes on the Solar System - NASA/JPL".
  44. ↑ "Timeline - NASA Science".
  45. ↑ "Cassini Caps off 2004 with Flyby of Icy Moon Iapetus".
  46. ↑ "Iapetus Spins and Tilts". Jet Propulsion Laboratory.
  47. ↑ "To the Relief of Iapetus - NASA Science".
  48. ↑ "To the Relief of Iapetus". Jet Propulsion Laboratory.
  49. ↑ "From Dark to Bright and Red to White". Jet Propulsion Laboratory.
  50. ↑ "Approaching Iapetus - NASA Science".

Skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Iapetos_(maan)&oldid=2688515"