Харон планета джудже

Харон е единствения познат спътник на планетата джудже Плутон. Oткрит е на 22 юни 1978 г. от американския астроном Джеймс У. Кристи при старателно изучаване на увеличени образи на Плутон върху фотографски плаки, направени няколко месеца преди това. Астрономът забелязва една незначителна, но периодично появяваща се издатина на повърхността на планетата. След проследяване на тази издутина е установено, че тя за пръв път е снимана на 29 април 1965 г. Обектът получава предварителното означение 1978 P 1. Джеймс Кристи кръщава спътника по името на митичния лодкар от древногръцката митология Харон, който прекарва мъртвите през адската река Стикс в царството на Хадес (гръцкия еквивалент на Плутон). Името „Харон” е официално прието от Международния астрономически съюз през 1985 г. Спътникът не трябва да бъде смесван с астероида 2060 Хирон, чиято орбита лежи между орбитите на Сатурн и Уран.
Откриването на Харон позволява на астрономите да изчислят с по-голяма точност размера и масата на Плутон. Харон прави една пълна обиколка около Плутон за 6 387 дни — същото време, за което Плутон прави едно пълно завъртане около оста си. Двата обекта са „гравитационно-зацепени” — винаги стоят с една и съща страна един към друг заради сравнително малката разлика в масите им. Пак поради тази причина центърът на тежестта (или барицентърът), около който се въртят, се намира над повърхността на Плутон, което прави движението на планетата по орбитата й ексцентрично.
Диаметърът на Харон е 1172 km, малко под половината този на Плутон. Спътникът има маса 1/7 от тази на планетата и площ от 4 400 000 km2. За разлика от Плутон, който е покрит със замръзнал азот, неговият спътник е обвит в лед с температура близка до абсолютната нула.
Поради необичайно малката разлика в големината на Плутон и Харон, те понякога се смятат за двойна планета. Понякога също така ги разглеждат не като планета и спътник, а като първите два транснептунови обекта.
В симулационни резултати, публикувани през 2005 г. от Робин Канъп, се предполага, че е възможно Харон да се е образувал чрез голям сблъсък преди около 4,5 милиарда години при удар на обект от пояса на Кайпер с диаметър между 1600 и 2000 километра в Плутон със скорост 1 километър в секунда, след което Харон се е образувал от пръстена от отломки, излетяли при удара. Свидетелствата за тази теория обаче са по-малко от свидетелствата за една друга подобна теория, отнасяща се до Луната и Земята — преди всичко липсва информация относно състава и на двете тела.


Снимки на Харон
Плутон
Планетите в Слънчевата система

Таласа

Таласа е вторият от познатите спътник на Нептун.Открит е от Ричард Терил през 1989г.Таласа е на гръцки означава " море ",Таласа носи името на дъщерята на Етер и Хемера от древногръцката митология.
Орбиталният радиус на Таласа е 50 075 км,орбитален период 0,311 дни,диаметър 108*100*52 км,маса 3,7*10 17 кг,плътност 1,3 g/cm3,албедо 0,09,повърхностна температура ~70 K,атмосферно налягане - няма.
Таласа има неправилна форма, без следи от геологична активност. Поради под-стационарната орбита, орбиталният радиус на спътника бавно намалява поради приливните сили на Нептун и в далечното бъдеще той ще се разпръсне във формата на планетарен пръстен или ще бъде погълнат от атмосферата на планетата.


Снимки на Таласа
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Деспина

Деспина е третия от познатите ни спътници на Нептун.Открит е от Стивън Синот през 1989г.Носи името на нимфа дъщеря на Посейдон от древногръцката митология.Понякога бива наричан и Нептун 5.
Орбиталният радиус на Деспина е 52 526 км,орбиталният период 0,335 дни,диаметъра 150 км,маса 2,1*10 18 кг,плътност 1,3 g/cm3,албедо 0,09,повърхностна температура ~70 K,атмосферно налягане - няма.
Деспина има неправилна форма, без следи от геологична активност. Поради под-стационарната орбита, орбиталният радиус на спътника бавно намалява поради приливните сили на Нептун и в далечното бъдеще той ще се разпръсне във формата на планетарен пръстен или ще бъде погълнат от атмосферата на планетата.


Снимки на Деспина
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Галатея

Галатея е четвъртия спътник на Нептун,открит през 1989г. от Стивън Синот.Галатея носи името на нереида,която била обичана от циклопа Полифем в древногръцката митология.Понякога се използва и наименованието Нептун 6.
Орбитален радиус 61 593 км,орбитален период 0,429 дни,размери 204*184*144 км,маса 3,7*10 18 кг,средна плътност 1,3 g/cm3,албедо 0,08,повърхностна температура ~70 K,атмосферно налягане - няма.
Спътникът има неправилна форма и не показва следи от геологична активност. Поради под-стационарната си орбита орбиталния радиус на спътника бавно намалява поради приливните сили на Нептун, и в далечното бъдеще той ще се разпръсне във формата на планетарен пръстен, или ще бъде погълнат от атмосферата на планетата.


Снимки на Галатея
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Лариса

Лариса е петият открит спътник на Нептун.Открит на 24 май 1981г. от Харолд Рейтсема с окултационни наблюдения.В последствие спътника бива изгубен,но през 1989г. отново е намерен при послещението на Вояджър 2 на Нептуновата система.Лариса е дъщерята на Пеласг.
Орбитален радиус 73 548 км ,Орбитален период 0,555 дни,размери 208*178 км,маса 4,9*10 18 кг,средната плътност 1,3 g/cm3,албедо 0,09,повърхностна температура ~70 K,атмосферно налягане - няма.
Лариса има неправилна форма, с множество кратери на повърхността и без следи от геологична активност. Поради под-стационарната орбита, орбиталният радиус на спътника бавно намалява поради приливните сили на Нептун и в далечното бъдеще той ще се разпръсне във формата на планетарен пръстен или ще бъде погълнат от атмосферата на планетата.


Снимки на Лариса
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Протей

Протей е шестият спътник на Нептун и е вторият по големина.Открит е от Харолд Ретсема, Уилям Хубарт, Лари Лебовски и Дейвид Толен на 24май 1981г. за откриването му използват окултация,орбиталните и физическите параметри са разкрити от апарата Вояджър 2 през юли 1989г.
Протей носи името на морски бог син на Посейдон в древногръцката митология.Понякога е наричан и Нептун 8.
Орбитата на Протей е 117 600 km от Нептун,Средния диаметър 420 км,маса 5*10 19 kg,Средната плътност е 1,3 g/cm3,албедо 0,10,повърхностна температура ~70 K,атмосферно налягане - няма.


Физически характеристики
Диаметърът на Протей е повече от 400 km; спътникът е по-голям дори от Нереида. Въпреки това, той не е открит по време на наблюдения от Земята поради голямата си близост до Нептун, губейки се в неговия блясък. Протей има едно от най-ниските албедо на тела в Слънчевата система, сходно с това на Феба — 0,10. Повърхността на спътника е покрита с множество кратери, издаващи отсъствието на геологична активност. Учените считат че неправилната форма на Протей е възможно най-голямата, преди собствената гравитация на спътника да го „сплеска“ в сферична форма.


Снимки на Протей
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Нереида

Нереида е третият по големина естествен спътник на Нептун,открит е от Герард Кайпер на 1 май 1949г.
Нереида носи името на нимфата и дъщерята на Нептун от древногруцката митология.Понякога спътника е наричан и Нептун 2.
Орбитата на Нереида е от 1 353 600 до 9 623 700 km,средния диаметър е 340 км,масата 3,1*10 19 kg,площ 360 000 km2,плътността 1,5 g/cm3,повърхностната гравитация 0,07 m/s2,албедо 0,16,атмосферно налягане - няма.


Орбита
Орбитата на Нереида е най-високоексцентричната орбита от всички известни спътници в Слънчевата система. Учените предполагат, че това се дължи на факта, че спътникът е прихванат обект от пояса на Кайпер, но според алтернативна хипотеза Нереида е била повлияна по време на прихващането на Тритон, най-масивния спътник в нептуновата система.


Посещение
През 1989г, апарата Вояджър 2 навлиза в Нептуновата система,но Нереида е твърде отдалечен от апарата и за това е заснета само неправилната му форма,без повърхностни детайли.


Снимки на Нереида
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Тритон

Тритон е най-големия спътник на Нептун.Открит е от Уилям Ласел на 10 откомври 1846г,само 17 дни преди това е бише открит Нептун.
Той носи името на сина на Посейдон ( бог на морето в древногръцката митология ).Наименованието е предложено през 1880г.от Камил Фламарион.Тритон е наричан още и Нептун 1,а преди откриването на Нереида е наричан и " спътникът на Нептун ".
Тритон е посещаван единствено от Вояджър 2,това стана на 25 август 1989г.Почти всичко което знаем за спътника се далжи на това посещение.
Орбитата на Тритон е 354 760 km от Нептун,средния диаметър е 2706,8 км,масата 2,147*10 22 kg,средната плътност 2,05 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,78 m/s2,албедо 0,7,средната повърхностна температура е 34,5 К,атмосферно налягане 0,001 kPa,азот 99,9%,метам 0,1%.


Орбита
Тритон е единствен сред големите по размери спътници в Слънчевата система, който има ретроградна орбита. Някои от малките спътници на Юпитер и Сатурн също имат ретроградни орбити но техния диаметър е не повече от 10% от диаметъра на Тритон. За спътници с ретроградна орбита е невъзможно да са се формирали в същия район на слънчевата мъглявина като планетата около която са на орбита, а най-вероятно са се образували в друг регион и са прихванати от нейната гравитация. За тритон се смята, че е прихванат от гравитацията на Нептун обект от пояса на Кайпер.
Теорията на "прихващането" на Тритон може да обясни и някои други особености на нептуновата система като голямата ексцентричност на орбитата на най-външния спътник Нереида, малкото на брой спътници в сравнение с другите газови гиганти. По време на прихващането си, Тритон вероято е пресякъл орбитите на множество от тогавашните спътници на Нептун, отклонявайки ги с голямата си гравитация. Наблюдаваната диференциация на вътрешността на спътника (вътрешността на Тритон в миналото е била течна) може да се обясни с голямата ексцентричност на първоначалната му орбита около Нептун, която впоследствие след милиарди години е загубила ексцентрицитета си под въздействието на приливните сили на планетата. Ексцентрицитета на планетата е вероятно най-малкия на тяло от Слънчевата система и е равен на 0 с точност от 16 позиции след десетичната запетая.
Поради ретроградното си движение, приливните сили на Нептун понижават орбитата на Тритон след още межди 1,4 и 3,6 милиарда години спътника ще премине границата на Рош. Най-вероятно спътника ще бъде погълнат от атмосферата на Нептун, но разпръсването му в планетарен пръстен също е възможно.


Физически характеристики
Плътността на Тритон е 2,0 g/cm³ сочеща вероятен състав от 25% лед и 75% скален материал. Спътникът има тънка азотна атмосфера с малки примеси от метан, налягането на която е 0,01 милибара. Температурата на повърхността на Тритон е 34,5 K, което го прави по-студен дори от Плутон, чиято средна температура е 44 K. Тритон е геологично активен, като повърхността му е сравнително нова и с малко кратери. Вояджър 2 наблюдава множество криовулканични изригванич от течен азот, твъди частици и метан от повърхността на планетата достигащи на височина до 8 km. За тези изригвания се смята че са породени от слънчевата топлина, за разлика от приливните сили както е случаят на Йо. Разкрити са също множество от хребети и долини, вероятно породени от циклично замръзване и размразяване на материал от повърхността.


Сезони
Оста на въртене на Тритон под необичайно голям наклон спрямо оста на въртене на Нептун — 157°, която от своя страна е под 30° към орбиталната равнина на планетата. В резултат на това оста на въртене на Тритон сочи в приблизителната посока на Слънцето два пъти в рамките на една нептунова година. В други моменти от орбитата на Нептун около Слънцето, полюсите на Тритон са осветени. По време на сближаването на Вояджър с Тритон през 1986 г. беше сниман южният полюс на спътника, покрит с "ледена шапка" от замръзнал азот и метан.


Живот
Поради интензивното си нагряване от приливните сили на Нептун за Тритон се смята че в миналото е бил подходящ за развитието на живот в течните слоеве под повърхността. Наличието на живот към наши дни обаче е малко вероятно поради отсъствието на приливно нагряване, голямата отдалеченост от Слънцето и факта че орбитата на спътника се намира във вътрешността на йонизиращата магнитосфера на Нептун.


Интересно
Тритон, Йо и Венера са единствените тела в Слънчевата система (освен Земята разбира се), за които е известно да са вулканично активни в днешни дни. Итересно е да се отбележи, че вулканичните процеси във външната Слънчева система са доста различни. Изригванията на Земята и на Венера са от скалист материал и се пораждат от вътрешна топлина. Изригванията на Йо вероятно са от сяра или серни съединения и се пораждат от приливни взаимодействия с Юпитер. Изригванията на Тритон са от летливи елементи като азот и метан. Причината за тях вероятно е сезонно затопляне.


Снимки на Тритон
Нептун
Планетите в Слънчевата система

Оберон

Оберон е втория по маса и големина спътник на Уран,и е най-външният от големите спътници на Уран.Открит е от Уилям Хершел на 11 януари 1787г,същата година е открит и най-големият спътник на Уран-Титания.Оберон е деветия най-масивен спътник в слънчевата система.Той се намира извън магнитосферата на Уран.
Оберон носи името на царят на феите и съпруг на Титания от шекспировото произведение „Сън в лятна нощ“,но понякога е наричан и Уран 4.
Орбитата му е 583 420 km от Уран,средния диаметър е 1522,8 км,площа му е 7 800 000 км2,масата 3,014*10 21 kg,повърхностната гравитация 0,346 m/s2,средната плътност 1,63 g/cm3,албедо 0,24,атмосферно налягане - няма.
Спътникът е съставен от равни количества скали и лед и най-вероятно има каменно ядро, обвито от ледена мантия. Възможно е наличие на воден слой на границата между мантията и ядрото. Повърхността му, която е тъмно червена на цвят е оформена от сблъсъци с астероиди и комети. Покрит е от множество кратери, които могат да достигнат до 210 km в диаметър. Вероятно Оберон е създал акреционен диск около Уран след формирането му.
Към 2009 г. Урановата спътникова система е изучавана само веднъж от сондата Вояджър 2през януари 1986 г. Космическият апарат е направил няколко снимки, които позволяват картографиране на около 40% от повърхността му.


Физически характеристики
Единствените близки снимки на спътника са изпратени от апарата Вояджър 2 който посети урановата система през януари 1986 г. Поради разположението на спътника и слънцето на апарата се удаде да заснеме само южното полукълбо.
Оберон се състои приблизително от 50% лед, 30% силикатни скали и 20% метан и други въглеводороди. Повърхността на спътника е стара и се наблюдават многобройни кратери при липса на геологична активност. Наличен е тъмен материал с неизвестен състав покриващ дъното на повечето кратери.
Учените са установили следните геологични черти на Оберон: пропасти и кратери.
Оберон и Умбриел доста си приличат, само че първият е 35% по-голям. Всички големи луни на Уран са смес от около 40-50% воден лед, а останалата част се пада на скалисти материали. В състава на луните около Уран има повече скали отколкото в големите спътници на Сатурн (като Рея например).


Снимки на Оберон
Уран
Планетите в Слънчевата система

Титания

Титания е четиринадесетият (от познатите) спътник на Уран,и най-големия естествен спътник на Уран.
Открит е от Уилям Хершел на 11 януари 1787г.През тази година е открит и друг спътник на Уран-Оберон.
Титания носи името на царицата на феите и съпруга на Оберон от драмата "Сън в лятна нощ" на Уилям Шекспир.Наименованието е предложено през 1852 от Джон Хершел.Понякога спътника е наричан още и Уран 3.И останалите спътници на Уран носят имена на герои от произведения на Александър Поуп или Шекспир.
Орбитата на Титания е 436 270 km от Уран,средния диаметър 1577,8 км,площ 7 800 000 км2,маса 3,526*10 21 кг.,средната плътност 1,71 g/cm3,период на въртене 8,71 дни ( синхронен ),повърхностна гравитация 0,378 m/s2,Албедо 0,28,атмосферно налягане-няма.


Физически характеристики
Единствените близки снимки на спътника са изпратени от апарата Вояджър 2 който посети урановата система през януари 1986 г. Поради разположението на спътника и слънцето на апарата се удаде да заснеме само южното полукълбо.
Титания се състои приблизително от 50% лед, 30% силикатни скали и 20% метан и други въглеводороди. Наблюдаваната част от повърхността разкрива огромен каньон с размери подобни на Valles Marineris („Долината на Маринър“) на Марс и Ithaca Chasma („Пропастта Итака“) на сатурновия спътник Тетида.
Най-големият кратер е Гертруд с размери 326 km в диаметър.
Учените са установили следните геологични черти на Титания:пропасти,кратери,откоси.
Титания прилича на Ариел, само че е по-голяма. Всички големи луни на Уран са смес от около 40-50% воден лед, а останалата част се пада на скалисти материали. В състава на луните около Уран има повече скали отколкото в големите спътници на Сатурн (като Рея например).
Една от теориите за историята на Титания твърди, че някога луната е била достатъчно гореща за да е течна. В последствие повърхността се охладила; когато вътрешността замръзнала, тя се разширила принуждавайки повърхността да се напука. Долините, които можем да видим днес, са именно тези пукнатини.


Окултация
На 8 септември 2001 г. Титания закрива слабосветеща звезда. Това е удобен случай за астрономите да преизчислят диаметъра и ефемерията ѝ, и да засекат евентуално съществуаваща атмосфера. Получената информация сочи, че няма атмосфера при налягане 0,03 микробара. Ако съществува такава, то тя би била по-тънка от тази на Тритон и Плутон.


Снимки на Титания
Уран
Планетите в Слънчевата система

Умбриел

Умбриел е тринадесетият (от познатите) спътник на Уран и е третия по големина.Открит е на 24 октомври 1851г.от английския астроном Уилям Ласел.
По съвпадение, името Умбриел подходящо описва тъмната повърхност на спътника — „Умбриел“ е „тъмен зъл дух“ в произведението на Александър Поуп „Влизане с взлом“. Името е производно на латинската дума umbra значеща сянка.Името е предложено през 1852г.от Джон Хершел,също така понякога спътника бива наричан и Уран 2.
орбитата на Умбриел е 265 980 km от Уран,средния диаметър е 1169,4 км,масата 1,2*10 21 кг,площ 4 300 000 км2,период на въртене 4,14 дни (синхронен),плътността 1,4*10 3 kg/m3,повърхностната гравитация е 0,23 m/s2,повърхностната температура ~85 K,албедо 0,21,атмосферно налягане-няма.


Физически характеристики
Единствения апарат изследвал Умбриел досега е Вояджър 2 по време на прехода си през урановата система през януари 1986 г. Изследвана е само осветеното от Слънцето южно полукълбо.
Поради грешка в измерванията все още не се знае със сигурност дали Ариел е по-масивен спътник от Умбриел.
Повърхността на спътника е най-тъмната от всички спътници на Уран и най-малко геологически активна. Спътника е съставен предимно от лед, силикатни скали и замръзнал метан. По-голямата част от метана е налична на повърхността.
Най-голямата забележителност на Умрбиел е кратера Унда по периметъра на който се съдържа светъл материал.Кратера представлява голям пръстен от светъл материал, като причината за този по-светъл участък на фона на тъмната повърхност на Умбриел е непозната. Диаметърът на Унда е 140 km, а месторазположението му е близо до екватора на Умбриел.Наименованието Унда идва от името на тъмен дух от аборигенската митология на местните жители на континента Австралия.
Умбриел и Оберон доста си приличат, само че вторият е 35% по-голям. Всички големи луни на Уран са смес от около 40-50% воден лед, а останалата част се пада на скалисти материали. В състава на луните около Уран има повече скали отколкото в големите спътници на Сатурн (като Рея например).
Повърхността на Умбриел е осеяна с кратери и вероятно е била стабилна откакто се е формирала. Тук кратерите са повече и по-големи от тези, които наблюдаваме на Ариел и Титания.
Умбриел е много тъмна; отразената от Умбриел светлина е около половината от тази, която Ариел отразва.


Снимки на Умбриел
Уран
Планетите в Слънчевата система

Ариел

Ариел е дванадесетият (от познатите) спътник на Уран.Открит е на 24 октомври 1851г,от астронома Уилям Ласел.Тогава е бил открит и спътника Умбриел.Ариел носи името на героиня от "Влизане с взлом" на александър Поуп,а също така и дух от произведението "Бурята" от Уилям Шекспир.Наименованието е предложено през 1852г.от Джон Хершел.
Орбитата на Ариел е 190 930 km от Уран,диаметъра 1158 km,масата е 1,35*10 21 кг,плътността 1,67 g/cm3,албедо 0,39,повърхностната гравитация 0,23 m/s2,повърхностна температура ~80 К,атмосферно налягане-няма.


Физически характеристики
Единствения апарат изследвал Ариел досега е Вояджър 2 по време на прехода си през урановата система през януари 1986 г. Изследвана е само осветеното от Слънцето южно полукълбо. Вояджър 2 прави най-близкото си преминаване покрай Ариел на 24 януари, когато преминава само на 127 000 km от спътника.
Ариел се състои приблизително от 50% лед, 30 % сикилатни скали и 20% замръзнал метан. За повърхността му са характерни зони с протичащи цикли на замръзване/размразяване. На повърхността почти липсват кратери и се смята че спътника е претърпял значимо геоложко събитие, довело до образуването на множество вериги от разломи, каньони и полета със замръзнала вода.
Учените разпознават следните геоложки забележителности на Ариел:кратери,разломи,долини.
Ариел прилича на сатурновия спътник Диона. Те са много близки по размер, плътност и маса, като Ариел е с малко по-големи стойности по тези характеристики. И двата спътника най-вероятно са имали минала геоложка активност.
Ариел и Титания доста си приличат, само че втората е 35% по-голяма. Всички големи луни на Уран са смес от около 40-50% воден лед, а останалата част се пада на скалисти материали. В състава на луните около Уран има повече скали отколкото в големите спътници на Сатурн (като Рея например).
Възможно е преди много години вътрешността на Ариел да е била гореща, но вече опредлено е студена. Възможно е долините да представляват цепнатини, образувани по време на замръзването на Ариел.


Снимки на Ариел
Уран
Планетите в Слънчевата система

Миранда

Миранда е петия по големина спътник (луна) на Уран.Открит е от астронома Герард Кайпер на 16 февруари 1948г,в отсерваторията на Форт Дейвис.
Името и идва от една пиесата Бурята на Уилям Шекспир,в пиесата Миранда е дъщеря на Просперо.Използва се също и друго наименование Уран 5.
Миранда е един от спътниците наблюдаван от Вояджър 2,той е и единствения който заснема необичайната и геология,през 1986г.
Средният диаметър на Миранда е 471,6 км,масата 6,59*10 19кг,средната и плътност е 1,20 g/cm3,повърхностната гравитация 0,079 m/s2,албедо 0,34,повърхностна температура 86,Атмосферно налягане няма.


Физически характеристики
За повърхността на Миранда се счита, че е съставена предимно от лед, в допълнение със силикатни скали и органични съединения от групата на метана. Наблюдават се каньони с дълбочина, достигаща 20 километра, и местности със силно насечен терен, свидетелстващи за интензивна геологична активност в миналото.
За обширните набраздени образувания, наречени корони, се счита, че са се образували от издигания на по-топъл от заобикалящия го материал лед към повърхността.За геологичните явления се счита, че се подхранват от топлината, породена от приливните сили на Уран. Според една спекулативна теория в миналото си Миранда е била ударена от масивен обект, причинил отчупване и разместване на части от повърхността ѝ, формирайки сегашния пресечен терен.
Инклинацията на Миранда от 4,34° е необичайно голяма, имайки предвид малкото разстояние до Уран. Възможно е в миналото спътникът да е бил в 3:1 орбитален резонанс с Умбриел, поричина за допълнително загряване на вътрешността и интензивна геологична активност.


Снимки на Миранда
Уран
Планетите в Слънчевата система

Диона

Диона е дванадесетият (от познатите) спътник на Сатурн.Открита е на 21 март 1684г от Джовани Касини.Носи името на дъщерята на Уран и на Гея,Диона забременяла от Зевс (Юпитер) и родила Афродита (Венера).Понякога този спътник е наричан и Сатурн 4.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.
Средния диаметър е 1118 км,масата 1,096*10 21 кг,средната плътност 1,50 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,022 m/s2,втората космичеста скорост е 0,5 km/s,Албедо 0,55,средната температура на повърхността е 87 К.


Физически характеристики
Диона е най-плътният спътник на Сатурн (като изключим Титан, чиято плътност се увеличава поради гравитационното му свиване). Тя е съставена основно от воден лед, но трябва да има и известна част по-плътен материал, като силикатни скали например.
Диона и Рея са много подобни. Имат подбен състав и разнообразен терен. И двете се въртят синхронно и имат различни водещо и задно полукълба.
Диона е съставена предимно от лед, но се предполага, че във вътрешността ѝ се намират значителни количества плътни материални като силикатни скали. Въпреки по-малките си размери, по строеж Диона наподобява Рея. Двата спътника имат сходно албедо и разнообразен терен, както и различни водещи и задни полукълба. Водещото полукълбо на Диона е покрито с множество кратери и е с еднородна яркост, докато задното полукълбо е покрито с мрежа от ледени хребети. Някои тях пресичат кратери, което издава, че са образувани сравнително скоро.


Кратери
На ледената повърхност на Диона се намират области, покрити с множество кратери, няколко от които са с диаметър, по-голям от 100 km, равнини с кратери, по-малки от 30 km, и ледени жили. Голяма част от областите с гъсто покритие на кратери се наблюдават на повърхността на задното покулбо и по-малко на водещото полукълбо. Учените считат, че в миналото на Диона преди няколко милиарда години някой от по-големите тела, сблъскали се със спътника, биха могли да го завъртят на 180° спрямо посоката на орбиталното му движение, разменяйки положенията на водещото и задното полукълбо.
Подобно на Калисто, на Диона липсват високи релефни черти характерни за Луната и Меркурий. Счита се, че причината за това е сравнително ниската якост на ледената кора позволяваща „свличания“ на материал.


Топография
Преди да бъде изследван от близко разстояние от Касини на 13 декември 2004 г., произходът на светлия материал на повърхността на спътника остава загадка. Единствената известна информация за материала е ниското му албедо и това, че е достатъчно тънък, за да позволи наблюдения на релефа под него.
Според една теория скоро след формирането на Диона, когато спътника е бил все още геологичски активен, са протичали процеси като криовулканизъм, довели до образуването на „жили“ по повърхността, съставени от кондензирал лед и скален материал. Впоследствие геологичните процеси са затихнали, но водещото полукълбо все още е било подложено на активно бомбандиране от метеорити, довели до елиминиране на жилите в това полукълбо и запазването им само в задното.
Според нови данни от Касини обаче жилите не са депозити на материали с вулканичен произход, а тектонични разломи и пукнатини. Все още обаче не е известно защо те се налюдават само в задното полукълбо.


Коорбитални спътници
Диона е коорбитален с Елена и Полидевк, Елена е разположен на водещата точка на Лагранж на Диона, поради която причина в миналото е бил известен и под името Диона Б. Полидевк се намира на задната точка на Лагранж.

В древногръцката митология Елена била амазонката, която се била с Ахил.
Открита от Лак и Лекашо през 1980 г.


Снимки на Диона
Сатурн
Планетите в Слънчевата система

Тетида

Тетида е деветият (от познатите) спътник на Сатурн,открит е на 21 март 1684г. от Джовани Доменико Касини.
Средния диаметър на спътника е 1059,8 км,масата е 6,176*10 20 кг.,плътността 0,99 g/cm3,повърхностна гравитация 0,16 m/s2,Албедото е 0,8,средната температура на повърхността е 86 К.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.В гръцката митология Тетида била титанка и морска богиня, която била сестра и жена на Океан.


Физически характеристики
Тетида е изградена предимно от лед и е сходна по строеж с Диона и Рея. Плътността на спътника е 1,21 g/cm3, сочеща, че той е изграден почти изцяло от лед. Повърхността му е осеяна с множество кратери и се наблюдават пукнатини и разломи в леда.
На Тетида се наблюдават два основни вида терен: райони, гъсто осеяни с кратери, и тъмни пояси с по-малко кратери, простиращи се по дължината на спътника. За последния вид терен се счита, че в миналото на Тетида е бил геологически активен.
На задното полукълбо на Тетида се намира кратера Одисей, чийто диаметър от 400 km съставлява почти 2/5 от диаметъра на спътника. Въпреки че очертанията на кратера са видни, релефът му е почти гладък поради слягването на ледената кора на Тетида в период на милиони години.
Друга забележителност на Тетида е Ithaca Chasma („Пропастта Итака“), широка 100 km и дълбока от 3 до 5 km и простираща се на дължина 2000 km или приблизително 3/4 от обиколката на Тетида. Предложени са две теории за произхода на пропастта Итака. Според първата тя е образувана вследствие на разширението на спътника, след като течната в миналото вода във вътрешността му е замръзнала (леда има по-малка плътност от водата). Това разширение е причинило разломи по повърхността на Тетида, което също е заличило много от по-старите кратери. Според другата теория пропастта се е образувала след сблъсъка с астероида образувал кратера Одисей под действието на сеизмичните вълни, породени от удара.
Температурата на повърхността на Тетида е -187°C.


Kо-орбиталните спътници Телесто и Калисто
Телесто е десетият (от познатите) спътник на Сатурн,Диаметъра му е 29 км.В гръцката митология Телесто била дъщеря на Океан и Тетида.Открита от Смит, Реитсема, Ларсън и Фонтен през 1980 г.


Калипсо е единадесетият (от познатите) спътник на Сатурн,диаметъра му е 26 км.В гръцката митология Калипсо била морската нимфа, на чийто остров Одисей останал седем години.
Окрита от Паску, Сейделман, Баум и Кюри през 1980 г. чрез използване на прототипи на оборудване за космическия телескоп Хъбъл.
Калипсо и Телесто са едни от най-малките луни в Слънчевата система.


Снимки на Тетида
Сатурн
Планетите в Слънчевата система

Рея

Рея е четиринадесетия спътник на Сатурн и втори по големина, след Титан.Открит е на 23 декември 1671г. от Джовани Доменико Касини.
Носи името на майката на Зевс и жената на Кронос в древногръцката митология.Освен наименованието Рея се исползва и Сатурн 4.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.
Среден диаметър 1528 км,площ 7 300 000 км2,маса 2,3166*10 21 кг.,средната плътност е 1,23 g/сm3,Повърхностната гравитация 0,26 m/s2,албедото е 0,65,минималната температура на повърхността е 54 К,а максималната е 99 К.Няма атмосферно налягане.


Физически характеристики
Рея се състои предимно от лед и има плътност, равна на 1,240 kg/m3. Счита се, че скалното ядро е не повече от 1/3 масата на спътника. Чертите на повърхността са подобни на тези на Диона — релефът на „водещото“ (в посока на орбалното движение) полукълбо е различен от този на „задното“, което издава сходен състав и процеси, довели до формирането на Рея и Диона. Температурата на повърхността на Рея е 99 K (−174°C) при директна осветеност и между 73 K (−200°C) и 53 K (−220°C) на сянка.
Рея е покрита с множество кратери и тънки светли линейни черти на повърхността, която може да се раздели на две части: на една от тях се съдържат кратери с диаметър по-голям от 40 km, а на другата, главно в полярните и екваториални райони, всички кратери са под 40 km. Наличието на тези две части издава събитие, довело до образуването на нова повърхност в миналото на Рея.
Водещото полукълбо е гъсто покрито с кратери и е равномерно светло. По начин подобен на този на Калисто, кратерите на повърхността са загубили релефа си вследствие на свойството на ледената покривка да „тече“ в продължение на милиони години.
На задното полукълбо е разположена мрежа от светли откоси и сравнително малко на брой кратери. За откосите се спекулира, че представляват материал, изхвърлен от ледените вулкани, които са били активни в далечното минало на спътника, когато вътрешността му е била все още течна. Повече информация относно терена на Рея се очаква при близкия подход на Касини на 25 ноември 2005 г.


Снимки на Рея
Сатурн
Планетите в Слънчевата система

Япет

Япет е открит на 25 октомври 1671г от Доменико Касини и е известен с коренно различното си албедо на водещото (спрямо орбиталното движение на спътника) и задното си полукълбо. Апаратът Касини-Хюйгенс разкрива допълнителни особености на Япет.
Япет е третия по големина и седемнадесетия по ред спътник на Сатурн.Площа на Япет е 6 700 000 км2 , масата 1.88е21 kg , средната плътност на Япет е 1,27 g/cm3,Повърхностната гравитация 0.2553 m/s2, Япет няма атмосферно налягане.
Япет носи името на един от титаните от древногръцката митология Япет. Понякога бива наричан Сатурн 8.
Касини нарича четирите спътника на Сатурн, които открива (Тетида, Диона, Рея и Япет) с колективното име Sidera Lodoicea или Звездите на Луи в чест на своя крал — френския Луи XIV. Преди 1847 г. астрономите са наричали всички спътници Сатурн 1 до Сатурн 7, включвайки в поредицата и Титан, Мимас и Енцелад. През 1847 г. синът на Уилям Хершел — Джон Хершел в своята публикация „Резултати от астрономически наблюдения направени на Нос добра надежда“ предлага използването на съвременните имена на спътниците, като им дава имената на титаните и братята и сестрите на бога Кронос.


Орбита
Орбитата на Япет се отличава със своята сравнително голяма инклинация от 7° спрямо останалите големи спътници на Сатурн, както и с това, че неговата орбита е много по-отдалечена от планетата спрямо тези на Титан и Рея. В това отношение Япет е подобен на по-малките спътници с неправилна форма като Феба, който също има голяма инклинация и е на голямо разстояние от Сатурн, но има ретроградна орбита. Поради инклинацията на орбитата си Япет е единственият спътник, от който пръстените на Сатурн са добре видими; орбитите на повечето от останалите спътници са в равнината на пръстените и те биха изгеждали като тънка линия пресичаща диска на планетата.


Физически характеристики
Ниската плътност на Япет сочи, че той е съставен предимно от лед с малки примеси от скали. Въпреки значителния си радиус, формата на спътника не е сферична. Части от повърхността са плоски и също така се наблюдава необичайно висок екваториален хребет. Заснемане на цялата повърхност на Япет тепърва предстои.
Повърхността на Япет е осеяна с множество кратери. Снимки от апарата Касини разкриват наличието на три големи кратера в тъмното полукълбо на спътника с диаметър над 350 km. Най-големият от тях е широк 500 km и по периметъра си имат откос с височина от 15 km.


Двете страни на Япет
През 17 век Джовани Касини отбелязва че Япет е видим само от едната страна на Сатурн, но не и от другата, като правилно заключава, че едното полукълбо на спътника е значително по-тъмна от другата. Предположението се потвърждава от снимки на апарата Вояджър 2.
Водещото полукълбо на спътника има изключително ниско албедо — от 0,03 до 0,05 с лек червено-кафяв оттенък, докато задното полукълбо има албедо от 0,5 до 0,6 и е почти толкова ярко колкото, повърхността на Европа. Тъмното полукълбо е наречено Cassini Regio (Област на Касини), а светлото — Roncevaux Terra.
Произхода на тъмния материал не е известен, но са предложени няколко теории обясняващи произхода му. Дебелината на материала е неизвестна; липсват светли кратери, които биха се образували вследствие на сблъсъци с метеорити, които биха разпръснали тъмния материал, и поради това се предполага, че съществува механизъм за обновяване на тъмната покривка.
Първоначалните наблюдения на Вояджър 2 бяха осъществени на 22 август 1981 г., когато апарата се сближи на 966 000 km с Япет. Апаратът Касини-Хюйгенс направи снимки със значително по-висока разделителна способност на 31 декември 2004 г.


Източници от вътрешността на спътника
Възможно е тъмният материал на повърхността на Япет да произхожда от вътрешен източник като микрометеорити и криовулканизъм. Теорията се поддържа от наблюдаваната повишена концентрация на тъмен материал в кратерите на спътника. Счита се, че поради голямото разстояние на Япет до Сатурн той е бил подложен на по-малко приливно загряване под въздействието на гравитацията на планетата и е запазил сравнително високо съдържание на летливи елементи като метан и амоняк във вътрешността си. Летливите елементи вероятно са отговорни за криовукланизма на спътника, чийто материал под въздействието на слънчевата радиация, вятър и космичните лъчи е получил характерния си цвят. В подкрепа на теорията, скорошни наблюдения показват наличието на кратер на границата на светлата и тъмната страна на Япет, по периметъра на който е образуван пръстен от тъмен материал.


Екваториалният хребет
Екваториалният хребет на Япет е открит при наблюдения на апарата Касини-Хюйгенс на 31 декември 2004 г. Установено е наличието на висок средно 13, широк 20 и простиращ се на 1300 km хребет, преминаващ през центъра на Cassini Regio (виж тук за снимки на хребета). Някои части от хребета се издигат 20 km над заобикалящите ги равнини. Хребетът преминава почти точно през екватора на спътника. Хребетът е покрит с множество кратери, които издават ранното му формиране и за точно установяване на неговия произход са необходими повече наблюдения (виж тук за повече информация)


Произход
Тъмният материал е съставен от органични съединиения и е възможно да е бил принесен на повърхността на Япет от древни метеорити и комети. Наземни наблюдения показват наличието на въглеродни и циано-съединения като въглероден цианид и полимери.
Според друга теория тъмният материал произхожда от Феб. Под действието на микрометеорити е възможно той да е бил разпръснат в околосатурнова орбита и оттам попаднал на повърхността на водещото полукълбо на Япет. След скорошни изследвания на Феб проведени от апарата Касини обаче бяха намерени доказателства против тази теория. Повърхността на Феб по състав е по-близка до задното полукълбо на Япет.


Снимки на Япет
Сатурн
Планетите в Слънчевата система

Титан

Титан е втория по големина спътник в слънчевата система,единствено спътника на Юпитер-Ганимед е по голям от него.Титан е най-големия спътник на Сатурн,дори Меркурий е по малък от Титан.
Титан е открит от холандеца Кристиян Хюйгенс на 25 март 1655г.
Наречен е на братята и сестрите на Кронос ( Сатурн ) - Титаните - великани в гръцката митология.Името е предложено от Джон Хершел син на човека открил Уран - Уилям Хершел.Преди това Титан е бил наричан сатурновия спътник на Хюйгенс.
Площа на Титан е 83×106km2, Масата 1,345×1023 kg, средната плътност е 1,88 g/cm3,средната повърхностна температура е 94 К.Атмосферното налягане е 160 kPa , Съдържанието на Азот е 95%,Метан 2%, 3% има наличие на Бензен и други органични примеси.


Наблюдение от Земята
Титан има видима яркост варираща между +7,9 и +8,7 в зависимост от разстоянието до Земята и се постига максимално отдалечаване от Сатурн на 20 сатурнови радиуса. Може да бъде наблюдаван с малък телескоп (с поне 5 cm диаметър) или силен бинокъл. Дискът му достига диаметър от 0,8".


За Титан
Титан е единствената луна на Сатурн, която може да бъде ясно видяна през малък телескоп. Юпитер има четири големи луни – Галилеевите спътници. Сатурн има само една – Титан, доста по-голяма от останалите. Сатурн има много луни(46), но според повечето учени има само една истинска: Титан. Това е спътникът с атмосфера.
Когато Вояджър прелетя край Титан през 1980 г., геолозите бяха разочаровани. Те са привикнали да виждат кратери, канали и вулкани, когато сонда прелита край нови светове. Но когато Вояджър прелетя край Титан, той изглеждаше като терена около ТЕЦ Марица изток: покрит със смог и мъгла. Геолозите не видяха нищо. Но от гледна точка на метеорологията това беше страхотно. Титан е единствения сателит с атмосфера и органичен смог. Така че за разбирането на планетите, органичната химия и живота Титан е голям удар.
По много неща Титан и Земята си приличат. Размера му е малко по-голям от този на Земната Луна, така че гравитацията му е около седем пъти по-слаба от земната. Но това е единствения свят в Слънчевата система, който има атмосферно налягане, подобно на земното. Марс има 100 пъти по-малко атмосферно налягане от това на Земята, а Венера 100 пъти по-голямо. Това са тъй наречените „сестрини” планети – и те са 100 пъти по-различни в противоположни посоки. Атмосферата на Титан е 1,5 пъти по-плътна от нашата.
Също така, това е единствената атмосфера в Слънчевата система, освен земната, в която доминира азота. И това всъщност е голяма мистерия – и на Земята и на Титан. Защо има толкова много азот? Ако погледнете на Венера и Марс, количеството азот там е много малко - само няколко процента. На земята то е 80%, а на Титан 95%.
Интересното при Титан е не само факта, че атмосферата е доминирана от азот, но има и останалите продукти, получавани от метан и азот чрез фото химия. Слънчевата светлина разбива молекулите на метана и тогава се получава реакция с азота, а продуктите са: бензен, ацетилен, пропан и др..
Въпроса е защо Титан има атмосфера и тя е толкова необикновена? Сравнението е между Титан и Галилеевите спътници – Ганимед, Калисто и Европа. Защо Титан има атмосфера, а другите нямат никаква, след като състава и големината им са сходни? Не дори тънка атмосфера, те нямат абсолютно никаква; нула. Титан има 1,5 пъти земното атмосферно налягане.
Ние наистина не знаем. Това е едно от главните неща, което трябва да се разбере от сондата Хюйгенс. Следа за произхода на атмосферата е наличието на благородни газове. Ако погледнете нашата атмосфера, ще видите, че има съдържание на аргон, криптон, ксенон, а неона ни подсказва от къде са дошли тези летливи газове на Земята. Те са дошли с комети, в които са се намирали тези газове заедно с азот и кислород. Мислехме си, че ако на Титан присъстват същите газове, нейната атмосфера също щеше да е дошла с кометите. И тук идва въпроса: защо Ганимед и Калисто също не са формирали атмосфера по същия начин?
Но до сега сондата не е пратила данни, показващи наличието на тези газове. Единствения благороден газ, засечен на Титан е аргон-40, който е радиоактивен изотоп на криптон-40. Това не е газ, който идва с комети, той се получава от разпадането на изотоп на калия, намиращ се в недрата на планетата.
Изглежда, че Титан е кондензирал с интериор, богат на азот и метан, които по-късно са били изпарени. Азота и метана най-вероятно произлизат от разпадането на нещо в сърцевината на Титан. Това е най-доброто нещо, което ни е хрумвало до сега. По-обстоен анализ на резултатите от Хюйгенс и в частност неща, като азотни изотопи и въглеродни изотопи в метана могат да ни помогнат да открием отговора. Но това ще отнеме още няколко години работа.
Също мислим, че спътника може да се е формирал без атмосфера, но по много различен начин. Земята се е образувала от натрупване на много скали, астероиди и комети. Някои от тези астероиди и комети съдържали вода, въздух и други неща. Така Земята се образувала заедно с летливи газове - с леки молекули. Мислим че нашата Луна се е образувала след сблъсък между Земята и обект с размерите на Марс, в следствие на което голяма част от земната мантия била изхвърлена в околоземна орбита. Тази материя кристализирала и се втвърдила. Така че материала, от който се е образувала Луната не е съдържал летливи газове. Тя била образувана от разтопена скала, кондензирала в земната орбита. Луната не е разполагала с такива елементи, с каквито са разполагали Венера, Марс и Земята. Тя не се е образувала като планетите.
Това беше една от главните задачи на мисиите Аполо: разбирането на връзката между Земята и Луната. Преди Аполо, една от теориите казваше че Луната се образувала като самостоятелна планета, подобно на Марс и Венера. Но дори и Луната би трябвало да се е образувала с неща като на Земята, например вода, дори и в по-малки количества. Но информацията от Аполо относно изотопите на кислорода показват, че Луната е изградена предимно от скали от земната кора. Беше нужно малко време за да се разбере как е станало това. В момента консенсусната теория е, че Луната се е образувала от изхвърлени разтопени скали от земната кора, втвърдили се в орбита. Така, че тя се формирала без никакви леки газове. Тя е суха.
И дори на Луната да имаше летливи газове, тя не би ги задържала за дълго, както Титан. Луната е доста топла, 10 пъти по близо до Слънцето. Така, че и да имаше атмосфера, би я изгубила бързо.
Титан също губи атмосферата си. Мислим, че има механизъм, който я презарежда. Може би криовулканизъм. В такъв случай атмосферата на Титан би била малко заблуждаваща. Хората си мислят, че тя е била там завинаги; тя е плътна, стабилна атмосфера. Но може би не. Всъщност Титан може би губи атмосферата си всеки 10 милиона години – просто я подменя. Това е мистерия, чийто отговор още не знаем.


Изследване на Титан
Титан е бегло проучен по време на мисиите на сондите "Вояджър", които минават в близост до него по пътя им към пределите на Слънчевата система.
На 15 октомври 1997 г. от военовъздушната база в Кейп Канаверъл в САЩ е изстрелян апаратът Касини-Хюйгенс — съвместен проект на европейската, американската и италианската космически агенции, за изследване в подробнсти на Сатурн и неговия спътник Титан . Апаратът влезе в орбита около Сатурн през юни 2004 г и се сближи за първи път с Титан през октомври същата година. На 25 декември 2004 г. (3 седмици преди следващия си близък подход), от орбиталният модул на "Касини" се отдели спускаемия модул "Хюйгенс", впоследствие спускайки се през гъстата атмосфера на Титан и достигайки повърхността на 14 януари 2005 г. Батериите на спускаемия апарат работят в продължение на 3 часа вместо плануваните 2, което позволява изпращането на допълнителна телеметрия към Земята и към орбиталния модул. За съжаление обаче, един от двата комуникационни канала между "Касини" и "Хюйгенс" не е активиран поради програмна грешка и голяма част от данните от инструмента измерващ интензивността на ветровете в атмосферата на Титан са загубени.


Снимки на Титан
Сатурн
Планетите в Слънчевата система

Ганимед

Ганимед е третия галилеев спътник,той е най-големият спътник в слънчевата система.
Той е по голям от Плутон,даже и от Меркурий но е значително по лек от него.
Ганимед носи името на най красивото момче на земята от древногръцката митология,той е син на нимфата Калироя и тоянския цар Трос.
Ганимед е открид от Галилео Галилей на 11 януари 1609г.Името му е предложено от Симон Мариус,но то навлиза в употреба чак след 20 век.Преди това са е бил наричан Юпитер 3.


Физически характеристики
Преди сондата Галилео да се "срещне" с Ганимед се мислеше, че Ганимед и Калисто са изградени от скалисто ядро, обградено с голяма мантия от вода или лед и ледена кора (същото се мислеше и за Титан и Тритон). Данните от Галилео сочат, че Калисто има еднороден състав, докато Ганимед е разделен на три слоя: разтопено, малко ядро от желязо или желязо/сяра, обградено мантия от силикатни скали и за капак на всичко ледена "черупка". Всъщност Ганимед може да е подобен на Йо, само че с допълнителна обвивка от лед.
Теренът на Ганимед е разделн на два типа: много стари, осеяни с кратери райони и относително по-младите (но все пак доста стари) и светли райони, белязани с многобройни вдлъбнатини и хребети.Вторият тип със сигурност е вследствие от тектонични процеси, но подробностите не са известни. По този параграф Ганимед може да е по-близо до Земята от Вернера и Марс (въпреки че няма доказателства за съвременна тектонична активност).
Телескопът Хъбъл откри доказателства за разредена кислородна атмосфера, която доста прилича на тази на Европа.
Подбни набраздени терени има и на Енцелад, Миранда и Ариел. Тъмните райони са подобни на повърхността на Калисто.
Освен това са наблюдавани потоци от застинала лава, издаващи наличието на вулканизъм в миналото на спътника. Хребети и разломи се наблюдават и на Енцелад, Миранда и Ариел. Райони, обсеяни с кратери, се наблюдават на Калисто.
За възрастта на терена на Ганимед посредством измерване на гъстотата на кратерите е определено че е на около 3 до 3,5 милиарда години. Наблюдава се наслагване на кратерите и разломите, което говори за значителната възраст на последните. Някои от кратерите са по-млади и на тях са видими следи от изхвърлен материал вследстивие на удара. За разлика от кратерите на Луната на същата възраст, тези на Ганимед са гладки и при тях липсват пръстеновидни хребети и централна вдлъбнатина понеже за ледената покривка на спътника се счита, че в геологически период от време може изглади повърхностния релеф поради „течливостта“ си (подобно на земен ледник).
Най-голямата зебележителност на Ганимед е равнината Galileo Regio и поредица концентрични хребети които са остатък от древен кратер, изгладен с времето от геологичните процеси.
С помощта на телескопа Хъбъл беше открита тънка атмосфера, състояща се кислород, за която се счита, че се е формирала под въздействието на слънчевия вятър и заредени частици от магнитното поле на Юпитер. Атмосферата на Ганимед е аналогична по произход с тази на Европа и със сигурност е с небиологичен произход.
Апаратът Галилео откри наличието на магнитно поле на Ганимед, за което се смята, че се поражда или от процеси в металното ядро, или в соления му океан под повърхността при преминаването през магнитните линии на полето на Юпитер. Ганимед е единственият спътник в слънчевата система, за който известно, че има собствена магнитосфера.


Снимки на Ганимед
Юпитер
Планетите в Слънчевата система

Калисто спътник на Юпитер

Калисто е вторият по големина спътник на Юпитер , и е сред най-големите в слънчевата система.Открит е от Галилео Галилей през далечната 1610 г и носи името на любовницата на древногръцкия бог Зевс.
Името Калисто навлиза в употреба през 20 век , преди това е наричан Юпитер 4.


Физически характеристики
Масата на Калистп е 1,08.10 на 23кг , радиуса му е 2400км , а разстоянието от Юпитер до Калисто е 1883 хил.км.


Атмосфера
Калисто има много тънка атмосфера, съставена от въглероден диоксид. Учените смятат, че тя се поддържа и се увеличава бавно от сублимацията на леда от въглероден диоксид.


Състаф
Вътрешността на Калисто е изградена предимно от силикатни скали, като като прехода между повърхностната ледена покривка и скалите във вътрешността е плавен. За спътника се счита, че има сравнително малко желязно ядро и това обяснява най-ниската му плътност в сравнение с останалите галилееви луни — 1,86 g/cm3 или приблизително 40% лед и 60 % скали и желязо. Структурата на Калисто вероятно е подобна на тези на Титан и Тритон.
За разлика от съседния Ганимед, на Калисто липсват доказателства за тектонична активност и повърхността му се е запазила сравнително непроменена от образуването му. За разлика от Европа и Ганимед, които имат тънки атмосфери от кислород, Калисто има тънка атмосфера от въглероден диоксид. Отсъствието на кислород се обяснява с факта, че орбитата на спътника лежи извън радиационния пояс на Юпитер и повърхността му не е подложена на интензивна йонизация.


Повърхност
Калисто е покритият с най-много кратери спътник в Слънчевата система. На повърхността му почти отсъстват други черти като планини или разломи. За ледената покривка на спътника обаче се счита, че в геологични периоди може да заличи чрез бавното си придвижване неравности в релефа. Две от най-големите забележителности на Калисто са кратера Valhalla имащ диаметър от 600 km и пръстеновидни набръчквания вследствие на удара, достигащи до 3000 km, и серията от кратери Gipul Catena, разположени в права линия на повърхността на спътника. За Gipul Catena се счита, че е образуван от обект, който се е разрушил на множество малки части под действието на приливните сили на Юпитер подобно на кометата Шумейкър-Леви 9. За кората на Калисто се счита, че е на 4 милиарда години.


Под повърхноста океан
Очуканата повърхност на Калисто лежи върху дебел около 105 km леден слой, под който има солен океан, дълбок повече от 10 km. Свидетелство за наличието на океан е предоставено от апарата Галилео чрез измервания на зависимостите на магнитното поле на Калисто от преминаването му през магнитното поле на Юпитер. Интензивността на магнитното поле на спътника се променя, издавайки наличието на проводящ материал под повърхността, за който се счита, че е соленият океан. Друго доказателство за наличието на океан е факта, че повърхността на диаметрално противоположния край на спътника от големия кратер Valhalla не е напукана или показваща следи от сеизмични вълни породени от гигантския сблъсък. На Луната и на Меркурий обаче този ефект се наблюдава за най-големите кратери, което води до заключението, че съществува механизъм за омекотяване на сеизмичните вълни на Калисто — а именно течният океан под повърхността.


Юпитер
Планетите в Слънчевата система