Япет (спътник)

Япет е третият по големина естествен спътник на Сатурн. Открит е от Джовани Доменико Касини на 25 октомври 1671 г. 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 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“ ([1]) предлага използването на съвременните имена на спътниците, като им дава имената на титаните и братята и сестрите на бога Хронос.
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 изглеждали като тънка линия пресичаща диска на планетата.
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.
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.
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.
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.
Според още една теория за произхода на тъмния материал, той се е образувал след изпарението на леда на повърхността на спътника. Поради ниското албедо на задното полукълбо Япет е най-топлия спътник в сатурновата система с температура от 130 K на повърхността на задното полукълбо. По този начин е възможна сублимацията на леда от топлите части и замръзването му на по-студените части, като тъмните части са бедни на лед. Теорията обаче не може да обясни защо ефекта се наблюдава само в едно от полукълбата на Япет.
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)