Паллена (супутник)
| |
Дані про відкриття | |
---|---|
Дата відкриття | 1 червня 2004 |
Відкривач(і) | Кароліна Порко, Себастьян Шарно та ін. |
Планета | Сатурн |
Номер | XXXIII |
Орбітальні характеристики[1] | |
Велика піввісь | 212 280 ± 5 км |
Перицентр | 211 431±5 км |
Апоцентр | 213 129±5 км[2] |
Орбітальний період | 1,153745829 діб |
Ексцентриситет орбіти | 0,0040 |
Нахил орбіти | 0,1810 ± 0,0014° до площини екватора планети |
Фізичні характеристики | |
Видима зоряна величина | {{{видима зоряна величина}}} |
Діаметр | ≈4 км |
Середній радіус | ≈2 км |
Маса | 1,7—7 × 1013 кг[3] |
Період обертання навколо своєї осі | 1,153745829 діб |
Атмосфера | відсутня |
Інші позначення | |
S/1981 S 14, S/2004 S 2, Сатурн XXXIII | |
Паллена у Вікісховищі |
Паллена (лат. Pallene, грец. Παλλήνη) — тринадцятий за віддаленістю від планети природний супутник Сатурна. Його орбіта знаходиться між орбітами Мімаса і Енцелада.
Паллена була відкрита групою астрономів на чолі з Кароліною Порко (Cassini Imaging Team) 1 червня 2004 року, і отримала позначення S/2004 S 2.
Уперше Паллена була сфотографована «Вояджером-2» 23 вересня 1981 року, супутник дістав позначення S/1981 S 14. Після цього її не бачили на жодних зображеннях. У 2005 році було доведено, що S/1981 S 14 і S/2004 S 2 — це один і той самий супутник.
Супутник отримав свою назву 21 січня 2005 року на честь алкіоніди Паллени, однієї із семи доньок Алкіонея (грецька міфологія).
- Циркуляр МАС №8389: Оголошення про відкриття нових супутників Сатурна[недоступне посилання з жовтня 2019](англ.)
- Циркуляр МАС №8471: Назви нових супутників Сатурна (англ.)
- ↑ J.N. Spitale та ін. (2006). The orbits of Saturn's small satellites derived from combined historic and Cassini imaging observations (PDF). The Astronomical Journal. 132: 692.
{{cite journal}}
: Явне використання «та ін.» у:|author=
(довідка) - ↑ Перицентр і апоцентр обчислені за формулами , , де — довжина великої півосі орбіти, — ексцентриситет орбіти; значення округлені до кілометрів.
- ↑ Обчислено, враховуючи, що густина рівна 0,5 — 2 г/см³
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |