Wenn Sie Interesse haben, das Foto zu sehen, Wie sehen alle Planeten aus? Sonnensystem, das Material in diesem Artikel ist nur für Sie. Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun auf dem Foto Sie sehen äußerst vielfältig aus, und das ist nicht verwunderlich, denn jeder Planet ist ein perfekter und einzigartiger „Organismus“ im Universum.

Nachfolgend finden Sie eine kurze Beschreibung der Planeten sowie Fotos.

Wie Merkur auf dem Foto aussieht

Quecksilber

Venus ähnelt in Größe und Helligkeit eher der Erde. Aufgrund der dichten Wolkendecke ist die Beobachtung äußerst schwierig. Die Oberfläche ist eine felsige, heiße Wüste.

Eigenschaften des Planeten Venus:

Durchmesser am Äquator: 12104 km.

Durchschnittliche Oberflächentemperatur: 480 Grad.

Umlauf um die Sonne: 224,7 Tage.

Rotationsperiode (Rotation um eine Achse): 243 Tage.

Atmosphäre: dicht, überwiegend Kohlendioxid.

Anzahl der Satelliten: Nein.

Die wichtigsten Satelliten des Planeten: keine.

Wie sieht die Erde auf dem Foto aus?

Erde

Der Mars ist der vierte Planet von der Sonne aus. Aufgrund seiner Ähnlichkeit mit der Erde ging man lange Zeit davon aus, dass auf dem Mars Leben existiert. Doch das auf die Oberfläche des Planeten gestartete Raumschiff entdeckte keine Lebenszeichen.

Eigenschaften des Planeten Mars:

Durchmesser des Planeten am Äquator: 6794 km.

Durchschnittliche Oberflächentemperatur: -23 Grad.

Umlauf um die Sonne: 687 Tage.

Rotationsdauer (Rotation um eine Achse): 24 Stunden 37 Minuten.

Die Atmosphäre des Planeten: dünn, hauptsächlich Kohlendioxid.

Anzahl der Satelliten: 2 Stk.

Die wichtigsten Satelliten in der Reihenfolge: Phobos, Deimos.

Wie Jupiter auf dem Foto aussieht

Jupiter

Planeten: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun bestehen aus Wasserstoff und anderen Gasen. Jupiter hat einen zehnmal größeren Durchmesser als die Erde, ein 1300-faches Volumen und eine 300-fache Masse.

Eigenschaften des Planeten Jupiter:

Durchmesser des Planeten am Äquator: 143884 km.

Durchschnittliche Oberflächentemperatur des Planeten: -150 Grad (Durchschnitt).

Umlauf um die Sonne: 11 Jahre 314 Tage.

Rotationsdauer (Rotation um eine Achse): 9 Stunden 55 Minuten.

Anzahl der Satelliten: 16 (+ Ringe).

Die Hauptsatelliten der Planeten in der Reihenfolge: Io, Europa, Ganymed, Callisto.

Wie Saturn auf dem Foto aussieht

Saturn

Saturn gilt als der zweitgrößte Planet im Sonnensystem. Um den Planeten rotiert ein Ringsystem aus Eis, Gestein und Staub. Unter allen Ringen gibt es drei Hauptringe mit einer Dicke von etwa 30 Metern und einem Außendurchmesser von 270.000 km.

Eigenschaften des Planeten Saturn:

Durchmesser des Planeten am Äquator: 120536 km.

Durchschnittliche Oberflächentemperatur: -180 Grad.

Umlauf um die Sonne: 29 Jahre 168 Tage.

Rotationsdauer (Rotation um eine Achse): 10 Stunden 14 Minuten.

Atmosphäre: Hauptsächlich Wasserstoff und Helium.

Anzahl der Satelliten: 18 (+ Ringe).

Hauptsatellit: Titan.

Wie sieht Uranus auf dem Foto aus?

UranusNeptun

Derzeit gilt Neptun als der letzte Planet des Sonnensystems. Pluto ist seit 2006 aus der Liste der Planeten gestrichen. 1989 wurden einzigartige Fotos der blauen Oberfläche von Neptun aufgenommen.

Eigenschaften des Planeten Neptun:

Durchmesser am Äquator: 50538 km.

Durchschnittliche Oberflächentemperatur: -220 Grad.

Umlauf um die Sonne: 164 Jahre 292 Tage.

Rotationsdauer (Rotation um eine Achse): 16 Stunden 7 Minuten.

Atmosphäre: Hauptsächlich Wasserstoff und Helium.

Anzahl der Satelliten: 8.

Hauptsatellit: Triton.

Wir hoffen, Sie haben gesehen, wie die Planeten aussehen: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, und es herausgefunden
wie toll sie alle sind. Ihre Aussicht, selbst aus dem Weltraum, ist einfach faszinierend.

Siehe auch „Planeten des Sonnensystems in der Reihenfolge (in Bildern)“

15. November 2013

Uranus ist ganz links

Dabei handelt es sich um zwei fast gleich große Planeten mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung; Sie sind kleiner und dichter als Jupiter und Saturn. Jeder dieser Planeten befindet sich im Zentrum eines Miniatursystems aus Satelliten und Ringen.
Jeder dieser Planeten litt eindeutig in sehr alten Zeiten unter einer heftigen Kollision mit einem anderen kosmischen Körper.

Die Atmosphären von Uranus und Neptun bestehen wie die von Jupiter und Saturn hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Aber Astronomen nennen Uranus und Neptun Eisplaneten, weil sich unter ihrer Atmosphäre massive Gesteinskörper und verschiedene Eissorten befinden. Tatsächlich befindet sich das Wasser so tief im Inneren dieser Planeten und steht unter einem so hohen Druck, dass alles eine heiße Flüssigkeit ist. Doch als diese Planeten vor Milliarden von Jahren durch die Verschmelzung kleiner Körper entstanden, war das Wasser, das in sie eindrang, völlig gefroren.

Derzeit sind die Planeten des Sonnensystems nur für Forscher und Wissenschaftler von wissenschaftlichem Interesse. Aber vielleicht werden in Zukunft auch die wirtschaftlichen Vorteile eine Rolle spielen. Tausende Kilometer entfernte Weltraumobjekte können zu Sprungbretten für die Gewinnung wertvoller Mineralien werden.

Wissenschaftler haben Experimente mit Diamanten und insbesondere zu ihrem Verhalten in extremen Umgebungen durchgeführt. Als Ergebnis des Experiments wurde bekannt, dass auf den fernen Planeten Uranus und Neptun möglicherweise riesige „Diamanteneisberge“ existieren, die die Diamantenmeere durchpflügen. Während der Experimente waren Diamanten enormen Temperaturen und vielen Drücken ausgesetzt mal höher als auf der Erde. Und die größte Überraschung war, dass Diamant im geschmolzenen Zustand ähnliche Eigenschaften wie gewöhnliches Wasser aufweist. Das Vorhandensein von Diamantmeeren wird Wissenschaftlern zufolge durch die ungewöhnlichen Magnetfelder dieser Planeten angezeigt, die eine charakteristische Neigung relativ zu ihrer Rotationsachse aufweisen. Und auch die Tatsache, dass diese Planeten riesige Mengen an Kohlenstoff enthalten, der den Hauptbestandteil der Struktur von Diamant darstellt. Dies lässt sich jedoch nicht mit hundertprozentiger Sicherheit sagen und kann nur durch die Entsendung wissenschaftlicher Sonden zu diesen Planeten oder durch Simulationen nachgewiesen werden die natürlichen Bedingungen dieser Planeten in Laboren.

Uranus, der einst als einer der ruhigeren Planeten galt, hat sich zu einer dynamischen Welt mit einigen der hellsten Wolken im Sonnensystem und elf Ringen entwickelt. Uranus, der erste mit einem Teleskop entdeckte Planet, wurde 1781 vom Astronomen William Herschel entdeckt. Dieser siebte Planet ist so weit von der Sonne entfernt, dass eine vollständige Umdrehung um seine Achse 84 Jahre dauert. Uranus, der keine feste Oberfläche hat, ist einer der Gasriesenplaneten (andere sind Jupiter, Saturn und Neptun).

Die Atmosphäre von Uranus besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, mit etwas Methan und Spuren von Wasser und Ammoniak. Uranus erhält seine blaugrüne Farbe durch Methangas. Sonnenlicht wird von den Wolkendecken des Uranus reflektiert, die sich unter einer Methanschicht befinden. Wenn reflektiertes Sonnenlicht diese Schicht durchdringt, absorbiert das Methan den roten Teil des Lichts und lässt den blauen Teil des Lichts durch, daher die blaugrüne Farbe, die wir sehen. Die Atmosphäre des Planeten ist im Detail schwer zu erkennen. Der größte Teil (80 % oder mehr) der Masse von Uranus ist in einem länglichen flüssigen Kern enthalten, der aus „Eis“-Komponenten (Wasser, Methan und Ammoniak) mit einem hochdichten Kern im Kern besteht.

Wie andere Gasriesen des Sonnensystems verfügt auch Uranus über ein Ringsystem und eine Magnetosphäre sowie darüber hinaus über 27 Satelliten. Die Orientierung von Uranus im Weltraum unterscheidet sich von den anderen Planeten des Sonnensystems – seine Rotationsachse liegt sozusagen „auf der Seite“ relativ zur Rotationsebene dieses Planeten um die Sonne. Dadurch ist der Planet der Sonne abwechselnd mit dem Nordpol, dem Süden, dem Äquator und den mittleren Breiten zugewandt.

1986 übermittelte die amerikanische Raumsonde Voyager 2 Nahbereichsbilder von Uranus zur Erde. Sie zeigen einen „ausdruckslosen“ Planeten im sichtbaren Spektrum ohne Wolkenbänder und atmosphärische Stürme, die für andere Riesenplaneten charakteristisch sind. Allerdings konnten bodengestützte Beobachtungen nun Anzeichen für saisonale Veränderungen und eine erhöhte Wetteraktivität auf dem Planeten erkennen, die durch die Annäherung von Uranus an seinen Tag- und Nachtgleiche verursacht wurden. Die Windgeschwindigkeiten auf Uranus können 240 m/s erreichen.

Name

Neville Maskelyne schrieb einen Brief an Herschel, in dem er ihn bat, der astronomischen Gemeinschaft einen Gefallen zu tun und dem Planeten einen Namen zu geben, dessen Entdeckung allein das Verdienst dieses Astronomen sei. Als Reaktion darauf schlug Herschel vor, den Planeten zu Ehren von König Georg III. „Georgium Sidus“ (lateinisch für „Georges Stern“) oder Planet George zu nennen. Er begründete seine Entscheidung in einem Brief an Joseph Banks:

In der prachtvollen Antike erhielten die Planeten zu Ehren mythischer Helden und Gottheiten die Namen Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. In unserer aufgeklärten philosophischen Zeit wäre es seltsam, zu dieser Tradition zurückzukehren und einen kürzlich entdeckten Himmelskörper Juno, Pallas, Apollo oder Minerva zu nennen. Wenn wir einen Vorfall oder ein bemerkenswertes Ereignis besprechen, achten wir zunächst darauf, wann genau es passiert ist. Wenn sich in Zukunft jemand fragen würde, wann dieser Planet entdeckt wurde, wäre eine gute Antwort auf diese Frage: „In der Regierungszeit von Georg III.“

Der französische Astronom Joseph Lalande schlug vor, den Planeten zu Ehren seines Entdeckers „Herschel“ zu nennen. Es wurden auch andere Namen vorgeschlagen: zum Beispiel Cybele, nach dem Namen, den in der antiken Mythologie die Frau des Gottes Saturn trug. Der deutsche Astronom Johann Bode war der erste Wissenschaftler, der den Namen des Planeten Uranus zu Ehren des Himmelsgottes aus dem griechischen Pantheon vorschlug. Er begründete dies damit, dass „da Saturn der Vater von Jupiter war, der neue Planet nach dem Vater von Saturn benannt werden sollte.“ Die früheste offizielle Benennung des Planeten Uranus erfolgt in einem wissenschaftlichen Werk aus dem Jahr 1823, ein Jahr nach Herschels Tod. Der frühere Name „Georgium Sidus“ oder „George“ war nicht mehr häufig anzutreffen, obwohl er in Großbritannien seit fast 70 Jahren gebräuchlich war. Schließlich wurde der Planet erst Uranus genannt, nachdem der Verlag des Nautischen Almanachs Seiner Majestät „HM Nautical Almanac Office“ im Jahr 1850 selbst diesen Namen in seine Listen aufgenommen hatte.

Uranus ist der einzige Planet, dessen Name nicht aus der römischen, sondern aus der griechischen Mythologie stammt. Die adjektivische Ableitung von „Uranus“ ist das Wort „Uranian“. Das astronomische Symbol „“, das Uranus darstellt, ist eine Mischung aus den Symbolen für Mars und Sonne. Der Grund dafür ist, dass in der antiken griechischen Mythologie Uranus den Himmel unter der vereinten Kraft von Sonne und Mars steht. Das von Lalande 1784 vorgeschlagene astrologische Symbol des Uranus wurde von Lalande selbst in einem Brief an Herschel wie folgt erklärt:
„Das ist ein Globus, auf dessen Spitze der Anfangsbuchstabe Ihres Namens steht.“
Auf Chinesisch, Japanisch, Vietnamesisch und Koreanisch wird der Name des Planeten wörtlich mit „Stern/Planet des himmlischen Königs“ übersetzt.

Das vielleicht größte Geheimnis von Uranus ist die äußerst ungewöhnliche Richtung seiner Rotationsachse, die um 98 Grad geneigt ist, das heißt, die Rotationsachse von Uranus liegt fast in der Ebene seiner Umlaufbahn. Daher ist die Bewegung von Uranus um die Sonne etwas ganz Besonderes – er rollt entlang seiner Umlaufbahn und dreht sich wie ein Brötchen von einer Seite zur anderen. Solche Merkmale der Bewegung und Rotation von Uranus stimmen nicht mit dem allgemeinen Bild der Entstehung von Planeten aus einer präplanetaren Wolke überein, deren Teile sich alle in die gleiche Richtung um die Sonne drehten. Es bleibt anzunehmen, dass der bereits entstandene Planet Uranus mit einem anderen ziemlich großen Himmelskörper kollidierte, wodurch seine Rotationsachse stark von der ursprünglichen Richtung abwich und in dieser anomalen Position blieb.

Dieser genaue Blick auf den geneigten Gasriesen Uranus enthüllte dramatische Details der Atmosphäre und des Ringsystems des Planeten. Dieses bemerkenswerte terrestrische Bild wurde mit der Nahinfrarotkamera und dem adaptiven Optiksystem des Keck-Teleskops aufgenommen, um die durch die Erdatmosphäre verursachte Unschärfe zu reduzieren. Das im Juli 2004 aufgenommene Filmmaterial zeigt uns beide Seiten von Uranus. In beiden Bildern konzentrieren sich die hohen (weißen) Wolkenstrukturen hauptsächlich auf der nördlichen Hemisphäre (rechts von uns). Wolken mittlerer Höhe werden in Grün und niedrige Wolken in Blau dargestellt. Vor diesem künstlichen blauen Hintergrund heben die roten Farbtöne die schwachen Ringe deutlich hervor. Aufgrund der sehr großen Neigung der Rotationsachse sind die jahreszeitlichen Veränderungen auf Uranus sehr stark. Der Herbst auf der Südhalbkugel des Uranus begann im Jahr 2007.

Entstehung von Uranus

Es gibt viele Argumente dafür, dass die Unterschiede zwischen Eis- und Gasriesen während der Entstehung des Sonnensystems entstanden sind. Es wird angenommen, dass das Sonnensystem aus einer riesigen rotierenden Kugel aus Gas und Staub entstanden ist, die als Protosolarnebel bekannt ist. Dann wurde die Kugel dichter und es entstand eine Scheibe mit der Sonne im Zentrum. Der größte Teil des Wasserstoffs und Heliums floss in die Entstehung der Sonne. Und Staubpartikel begannen sich zu sammeln, um anschließend Protoplaneten zu bilden.

Als die Planeten größer wurden, erlangten einige von ihnen ein Magnetfeld, das stark genug war, um Restgas um sich herum zu konzentrieren. Sie nahmen weiter Gas auf, bis sie das Limit erreichten, und dann nahm ihre Größe exponentiell zu. Den Eisriesen gelang es, deutlich weniger Gas zu „empfangen“ – die Masse des Gases, das sie erhielten, war nur um ein Vielfaches größer als die Masse der Erde. Somit erreichte ihre Masse diese Grenze nicht. Moderne Theorien zur Entstehung des Sonnensystems haben einige Schwierigkeiten, die Entstehung von Uranus und Neptun zu erklären. Diese Planeten sind zu groß für die Entfernung, die sie von der Sonne haben. Vielleicht waren sie zuvor näher an der Sonne, änderten dann aber irgendwie ihre Umlaufbahnen. Neue Methoden zur Planetenmodellierung zeigen jedoch, dass sich Uranus und Neptun tatsächlich an ihrem aktuellen Standort gebildet haben könnten und ihre tatsächlichen Größen gemäß diesen Modellen daher kein Hindernis für die Theorie der Entstehung des Sonnensystems darstellen.

Wie bei anderen Riesenplaneten weist auch die Atmosphäre von Uranus Anzeichen starker Winde auf, die parallel zum Äquator des Planeten wehen. Dabei handelt es sich überwiegend um West-Ost-Winde mit Orkangeschwindigkeiten von 140 bis 580 km/h. Entlang des Äquators wehen die Winde jedoch in die entgegengesetzte Richtung, sind aber auch sehr stark – 350 km/h.

Unter der Gashülle soll sich ein Ozean aus Wasser, Ammoniak und Methan mit einer Oberflächentemperatur von 2200 Grad C befinden. Der Atmosphärendruck auf Meereshöhe beträgt 200.000 Erdatmosphären. Im Gegensatz zu Saturn und Jupiter gibt es auf Uranus keinen metallischen Wasserstoff, und die 10.000 Kilometer dicke Ammoniak-Methan-Wasser-Hülle geht in einen zentralen Gesteins-Eisen-Kern aus festem Gestein über. Die Temperatur erreicht dort 7000 °C und der Druck beträgt 6 Millionen Atmosphären.

Die innere Struktur von Uranus lässt sich nur anhand indirekter Zeichen beurteilen. Die Masse des Planeten wurde durch Berechnungen bestimmt, die auf astronomischen Beobachtungen der Gravitationswirkung beruhten, die Uranus auf seine Monde ausübt. Obwohl Uranus ein 60-mal größeres Volumen als unsere Erde hat, beträgt seine Masse nur das 14,5-fache der Erde. Dies liegt daran, dass die durchschnittliche Dichte von Uran 1,27 g/cm 3 beträgt, also etwas mehr als die von Wasser. Solche geringen Dichten sind typisch für alle vier Planeten – Riesen, die hauptsächlich aus leichten chemischen Elementen bestehen. Es wird angenommen, dass sich im Zentrum von Uranus ein Gesteinskern befindet, der hauptsächlich aus Siliziumoxiden besteht. Der Durchmesser des Kerns ist 1,5-mal größer als der unserer gesamten Erde. Um ihn herum befindet sich eine Hülle aus einer Mischung aus Wassereis und Steinen. Noch höher liegt ein globaler Ozean aus flüssigem Wasserstoff und dann eine sehr mächtige Atmosphäre. Ein anderes Modell legt nahe, dass Uranus überhaupt keinen felsigen Kern hat. In diesem Fall sollte Uranus wie ein riesiger Schneeball „Brei“ aussehen, der aus einer Mischung aus Flüssigkeit und Eis besteht und von einer gasförmigen Hülle umgeben ist.

Trotz der Schwierigkeit, bodengestützte Beobachtungen schwacher, entfernter Objekte wie der Monde des Uranus durchzuführen, haben frühere Astronomen praktisch alle großen Monde des Riesenplaneten entdeckt. Die Hauptsatelliten von Uranus befinden sich in der folgenden Reihenfolge (vom Planeten aus gezählt): Miranda (J. Kuiper – 1948), Ariel (W. Lassell – 1851), Umbriel (W. Lassell – 1851), Titania (W. Herschel). - 1787), Oberon (W. Herschel - 1787).

Titania ist der größte Mond im Uransystem. Hochauflösende Bilder von Titania haben gezeigt, dass es hier deutlich weniger antike Einschlagskrater gibt als auf Oberon, wobei die Anzahl großer Krater besonders gering ist. Da sie zweifellos einmal existierten, war ein Prozess im Gange, der zu ihrer Zerstörung führte. Die gesamte Oberfläche des Satelliten ist von einem System aus Rissen und sich kreuzenden gewundenen Tälern durchzogen, die Flussbetten sehr ähnlich sind. Die längsten erreichen eine Länge von fast 1000 km. Einige von ihnen sind an der Oberfläche von hellen Sedimentsystemen umgeben. In einem polarimetrischen Experiment wurden interessante Erkenntnisse gewonnen: Die Oberfläche ist mit einer Schicht aus porösem Material bedeckt. Höchstwahrscheinlich handelt es sich dabei um Wasserfrost, der auf der Oberfläche kondensierte, nachdem Wasser in Rissen ausströmte (denken Sie an Jupiters Satelliten Europa).

Miranda ist eine seltsame Welt, die sicherlich eine turbulente Vergangenheit hat. Miranda ist der dem Uranus am nächsten liegende große Mond. Er hat einen Durchmesser von etwa 300 Meilen und wurde 1948 vom amerikanischen Planetenforscher Gerard Kuiper entdeckt. Diese ferne, dunkle Welt wurde 1986 von der Raumsonde Voyager 2 eingehend erkundet und erwies sich als recht ungewöhnlich. Auf Miranda wurden einzigartige, rätselhafte topografische Merkmale entdeckt, die darauf hindeuten, dass es im Laufe seiner Entwicklung mindestens fünfmal gebrochen wurde. Zusammen mit dem berühmten „Chevron“ – dem hellen, V-förmigen Bereich direkt unter der Mitte dieser Montage von Mirandas höchstaufgelösten Bildern – zeigt es eine wirre Aneinanderreihung von Bergrücken und Tälern, alten, von Kratern übersäten Oberflächen und glatten jungen Oberflächen, darüber dunkle Schluchten bis 12 Meilen. Der große Krater (unten in der Mitte) ist Alonso mit einem Durchmesser von 15 Meilen.

Seit 1919 hat die Internationale Astronomische Union beschlossen, eine allgemein anerkannte Nomenklatur für die Bezeichnung von Planeten, Satelliten und besonderen Strukturen auf ihren Oberflächen zu etablieren. Für das ferne Satellitensystem des Uranus wurden die Namen der Helden aus Shakespeares Stücken gewählt. So wurde einer der entfernten und zweitgrößten Monde des Uranus nach Oberon, dem König aus der Komödie „Ein Sommernachtstraum“, benannt. Und der beeindruckende und wahrlich königlich große Krater auf seiner Oberfläche wurde nach Hamlet benannt (rechts in der Bildmitte). Auf dem heutigen Bild sehen Sie die Oberfläche von Oberon aus der Sicht der Raumsonde Voyager 2.

Wie entstanden Schluchten auf der Oberfläche von Ariel? Es wurde eine Theorie entwickelt, nach der es aufgrund der durch den Gezeiteneinfluss von Uranus verursachten Erwärmung zu „Erdbeben“ und erheblichen Verschiebungen von Teilen der Oberfläche des Satelliten kam. Jetzt ist auf dem gefrorenen Ariel ein dichtes Netz von Dachrinnen sichtbar, von denen viele im Inneren mit einer unbekannten Substanz bedeckt sind. Ariel ist nach Miranda der zweite Mond von Uranus. Es besteht zur Hälfte aus Wassereis und zur Hälfte aus Gestein. Ariel wurde 1851 von William Lassell entdeckt.

Ende September 2010 befanden sich zwei Planeten des Sonnensystems am Erdhimmel genau gegenüber der Sonne – Jupiter und Uranus. Folglich befanden sich beide Planeten an den Punkten ihrer Umlaufbahnen, die der Erde am nächsten waren. Jupiter war nur 33 Lichtminuten entfernt und das Licht von Uranus brauchte 2,65 Stunden, um uns zu erreichen. Beide Planeten waren in kleinen Teleskopen deutlich sichtbar. Die heutige sorgfältig geplante Komposition ist das Ergebnis der Kombination mehrerer Fotografien mit unterschiedlichen Belichtungen, die am 27. September aufgenommen wurden. Auf dem Bild sind beide Gasriesen deutlich in einer so besonderen räumlichen Anordnung zu sehen, außerdem sind auch die hellsten Satelliten zu finden. Die schwache grüne Scheibe des fernen Uranus befindet sich in der oberen linken Ecke des Fotos. Links von der Scheibe sind zwei der fünf größten Satelliten des Planeten zu sehen. Auf der rechten Seite des Bildes thront der majestätische Gasriese Jupiter. Seine vier galiläischen Satelliten reihten sich in einer Reihe auf. Am weitesten ist Callisto. Es ist auf der linken Seite.

Dort, in der Scheibe des Planeten, befinden sich Europa und Io. Und Ganymed allein nahm einen Platz rechts von Jupiter ein.

Objekte in Planetengröße und ihr Vergleich: Obere Reihe: Uranus und Neptun; untere Reihe: Erde, Weißer Zwerg Sirius B, Venus.

Leider scheint es, dass in absehbarer Zeit nichts Neues über Uranus und seine Satelliten bekannt werden wird. Höchstwahrscheinlich werden noch mehrere weitere Satelliten entdeckt – klein und sehr weit vom Planeten entfernt. Doch auf einen neuen Flug zum Uranus in den nächsten Jahrhunderten besteht kaum Hoffnung – es sei denn, in der Raumfahrttechnik geschieht ein Wunder, das es Flugzeugen ermöglicht, sich viel schneller als jetzt zu bewegen. Tatsache ist, dass sich erst in der Mitte des 22. Jahrhunderts wieder die günstige Anordnung der Planeten entwickeln wird, bei der eine von der Erde zum Uranus gestartete Station unterwegs „Gravitationsunterstützung“ von Jupiter und Saturn erhalten kann. Erst dann wird es wahrscheinlich die dritte Entdeckung geben – nach denen des Astronomen Herschel und des Weltraumroboters Voyager im 18. und 20. Jahrhundert – die Entdeckung des geheimnisvollsten Planeten im Sonnensystem.

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Der Weltraum lockt nicht nur Wissenschaftler an. Dies ist ein ewiges Thema zum Zeichnen. Natürlich können wir nicht alles mit unseren eigenen Augen sehen. Aber die Fotos und Videos, die die Astronauten gemacht haben, sind erstaunlich. Und in unserer Anleitung werden wir versuchen, den Raum darzustellen. Diese Lektion ist einfach, aber sie hilft Ihrem Kind herauszufinden, wo sich die einzelnen Planeten befinden.

Du wirst brauchen:

Hauptkreis

Zeichnen Sie zunächst einen großen Kreis auf die rechte Seite des Papiers. Wenn Sie keinen Kompass haben, können Sie ein rundes Objekt verfolgen.

Umlaufbahnen

Die Umlaufbahnen der Planeten gehen vom Zentrum aus und haben den gleichen Abstand.

Hauptteil

Die Kreise werden nach und nach größer. Natürlich passen sie nicht ganz, also zeichne Halbkreise.

Die Umlaufbahnen der Planeten kreuzen sich nie, sonst kollidieren sie miteinander.

Fertigstellen des Zeichnens der Umlaufbahnen

Das gesamte Blatt sollte mit Halbkreisen bedeckt sein. Wir kennen nur neun Planeten. Aber was wäre, wenn es in entfernten Umlaufbahnen auch kosmische Körper gäbe, die sich auf den entferntesten Umlaufbahnen bewegen?

Sonne

Machen Sie den zentralen Kreis etwas kleiner und zeichnen Sie ihn mit einer dicken Linie um, sodass sich die Sonne vom Hintergrund der anderen Umlaufbahnen abhebt.

Merkur, Venus und Erde

Beginnen wir nun mit dem Zeichnen der Planeten. Sie müssen in einer bestimmten Reihenfolge angeordnet werden. Jeder Planet hat seine eigene Umlaufbahn. Merkur dreht sich in der Nähe der Sonne. Dahinter, in der zweiten Umlaufbahn, befindet sich die Venus. An dritter Stelle steht die Erde.

Mars, Saturn und Neptun

Der Nachbar der Erde ist der Mars. Er ist etwas kleiner als unser Planet. Lassen Sie die fünfte Umlaufbahn vorerst leer. Die nächsten Kreise sind Saturn, Neptun. Diese Himmelskörper werden auch Riesenplaneten genannt, da sie zehnmal größer sind als die Erde.

Uranus, Jupiter und Pluto

Zwischen Saturn und Neptun gibt es einen weiteren großen Planeten – Uranus. Zeichnen Sie es seitlich, damit sich die Bilder nicht berühren.

Jupiter gilt als der größte Planet im Sonnensystem. Deshalb zeigen wir ihn seitlich, abseits von anderen Planeten. Und in der neunten Umlaufbahn fügen wir den kleinsten Himmelskörper hinzu – Pluto.

Saturn ist berühmt für die Ringe, die um ihn herum entstanden sind. Zeichne mehrere Ovale in die Mitte des Planeten. Zeichnen Sie Strahlen unterschiedlicher Größe, die von der Sonne ausgehen.

Die Oberfläche jedes Planeten ist nicht einheitlich. Sogar unsere Sonne hat verschiedene Schattierungen und schwarze Flecken. Zeichnen Sie auf jedem Planeten die Oberfläche mit Kreisen und Halbkreisen.

Zeichne Nebel auf die Oberfläche des Jupiter. Auf diesem Planeten kommt es häufig zu Sandstürmen und er ist mit Wolken bedeckt.

Uranus ist der siebte Planet im Sonnensystem. Er gehört ebenfalls zu den Riesenplaneten. Allerdings ist die Größe des Planeten Uranus etwas kleiner als die Größe der Planeten Jupiter und Saturn.

Der Planet wurde bereits in der Neuzeit vom britischen Astronomen Herschel im Jahr 1781 entdeckt. Der Entdecker des Planeten Uranus, Herschel, dachte zunächst darüber nach, den Planeten zu Ehren von König Georg zu benennen. Später erhielt der Planet jedoch einen Namen zu Ehren des Gottes des antiken Griechenlands, Uranus, wie es in den Überlieferungen der Zeit heißt.

Das Gewicht des Planeten Uranus beträgt 8,68*10^25 Kilogramm, sein Durchmesser beträgt 51.000 Kilometer und der Radius seiner Umlaufbahn beträgt 2.870,9 Millionen Kilometer. Der Abstand von Uranus zur Sonne ist sehr groß. Sie ist etwa 19-mal größer als die Entfernung der Erde zur Sonne. Die Umlaufzeit des Planeten beträgt 84 Jahre. Die Rotationsperiode des Uranus um seine Achse beträgt 17 Stunden. Der Winkel der Planetenachse beträgt 7°. Ein so kleiner Winkel von Uranus lässt sich wie folgt erklären: Der Planet kollidierte in der Vergangenheit mit einem großen Himmelskörper. Zu beachten ist auch, dass sich der Planet Uranus in seiner Bewegung in die entgegengesetzte Richtung dreht. Dieser Planet ist ungefähr viermal größer als der Planet Erde und 14-mal schwerer.

Die Atmosphäre von Uranus besteht, wie die Atmosphäre der anderen Riesenplaneten, aus Helium und Wasserstoff. Und im Inneren des Planeten befindet sich, wie namhafte Wissenschaftler vermuten, ein Kern aus Metall und Silikatgestein. Außerdem enthält die Atmosphäre von Uranus Methan und viele andere verschiedene Verunreinigungen. Es ist Methan, das Uranus seine bläuliche Färbung verleiht. Der Planet erlebt starke Winde und dichte Wolken. Auch Uranus verfügt über ein Magnetfeld, genau wie der Planet Erde. Die Ringe des Uranus bestehen aus kleinen, festen Trümmern.

Zu Forschungszwecken wurde 1986 ein einziges Raumschiff zum Planeten Uranus geschickt – Voyager 2.

Der Planet Uranus hat viele Satelliten. Heute beträgt ihre Gesamtzahl 27.

Alle von ihnen sind klein. Die größten Satelliten aller Uranus-Satelliten heißen Titania und Oberon und sind etwa doppelt so groß wie der Mond. Außerdem weisen alle Satelliten des Planeten Uranus eine geringe Dichte auf. Und ihre Atmosphäre enthält verschiedene Verunreinigungen aus Stein und Eis. Fast alle Satelliten des Uranus tragen die Namen von Charakteren aus den Dramen des englischen Klassikers William Shakespeare.

Die NE-Phase (Near Encounter) des Vorbeiflugs begann am 22. Januar, 54 Stunden vor der Begegnung mit Uranus. Der Start der Challenger war für denselben Tag geplant, mit der Lehrerin Christa McAuliffe als Besatzung. Nach Angaben des Leiters der Voyager-Missionsplanungsgruppe, Charles E. Kohlhase, sandte das Jet Propulsion Laboratory eine offizielle Anfrage an die NASA, den Shuttle-Start um eine Woche zu verschieben, um zwei Ereignisse mit hoher Priorität zu „trennen“, wurde jedoch abgelehnt . Der Grund lag nicht nur im vollen Flugplan des Space-Shuttle-Programms. Fast niemand wusste, dass das Challenger-Flugprogramm auf Initiative von Ronald Reagan eine Zeremonie beinhaltete, bei der Christa der Voyager einen symbolischen Befehl zur Erkundung von Uranus erteilte. Leider verzögerte sich der Start des Shuttles aus verschiedenen Gründen bis zum 28. Januar, dem Tag, an dem die Challenger abstürzte.

Am 22. Januar startete Voyager 2 seinen ersten Vorbeiflug an der B751. Zusätzlich zur regulären Satellitenfotografie umfasste es ein Mosaik der Uranusringe und eine Farbfotografie von Umbriel aus einer Entfernung von etwa 1 Million km. Auf einem der Bilder vom 23. Januar fand Bradford Smith einen weiteren Satelliten des Planeten – 1986 U9; anschließend erhielt er den Namen VIII Bianca.

Ein interessantes Detail: 1985 versuchten die sowjetischen Astronomen N. N. Gorkavy und A. M. Friedman, die Struktur der Ringe des Uranus durch Orbitalresonanzen mit den noch unentdeckten Satelliten des Planeten zu erklären. Von den vorhergesagten Objekten wurden vier – Bianca, Cressida, Desdemona und Julia – tatsächlich vom Voyager-Team gefunden, und der zukünftige Autor von „The Astrovite“ erhielt 1989 den Staatspreis der UdSSR.
In der Zwischenzeit veröffentlichte die Navigationsgruppe das neueste Instrumentenzielprogramm für das B752-Programm, das 14 Stunden vor dem Treffen heruntergeladen und aktiviert wurde. Schließlich wurde am 24. Januar um 09:15 Uhr der LSU-Betriebszusatz an Bord geschickt und zwei Stunden vor Beginn der Hinrichtung empfangen. Voyager 2 war dem Zeitplan 69 Sekunden voraus, daher musste der „Bewegungsblock“ des Programms um einen Zeitschritt, also um 48 Sekunden, verschoben werden.
Nachfolgend finden Sie eine Tabelle der wichtigsten ballistischen Ereignisse während des Vorbeiflugs von Uranus. Die erste Hälfte zeigt die geschätzten Zeiten – mittlere Greenwich-Zeit und relativ zur nächsten Annäherung an den Planeten – und die Mindestabstände zu Uranus und seinen Satelliten gemäß der Vorhersage vom August 1985. Die zweite Hälfte gibt die tatsächlichen Werte von an die Arbeit von Robert A. Jackobson und Kollegen, veröffentlicht im Juni 1992 im Astronomical Journal. Hier ist die Ephemeridenzeit ET, die im Modell der Bewegung der Körper des Sonnensystems verwendet wird und die während der beschriebenen Ereignisse 55,184 Sekunden länger war als UTC.

Wichtigste ballistische Ereignisse der Begegnung mit Uranus am 24. Januar 1986
Zeit, SCET	Flugzeit, Stunde:Min:Sek	Ereignis	Objektradius, km	Entfernung vom Objektzentrum, km
Vorläufige Prognose
		Absteigender Knoten der Umlaufbahn, Ebene der Ringe
		Uranus, Mindestabstand
		Vorbeigehen hinter dem Ring ε
		Durchgang hinter dem Ring 6
		Den Schatten betreten
		Eintritt in Uranus
		Aus den Schatten kommen
		Ausgang hinter Uranus
		Durchgang hinter dem Ring 6
		Vorbeigehen hinter dem Ring ε
Ergebnisse der Verarbeitung von Navigations- und Fotoinformationen
		Titania, Mindestabstand
		Oberon, Mindestabstand
		Ariel, Mindestabstand
		Miranda, Mindestabstand
		Uranus, Mindestabstand
		Eintritt in Uranus
		Umbriel, Mindestabstand
		Ausgang hinter Uranus

Es ist zu beachten, dass Änderungen in der Art des Funksignals während des Fluges mit einer Verzögerung von 2 Stunden 44 Minuten 50 Sekunden auf der Erde aufgezeichnet wurden, die Bilder jedoch an Bord aufgezeichnet wurden und nicht für die Übertragung in Echtzeit gedacht waren. Dieses spannende Verfahren war für den 25. Januar geplant.
Am Tag des Treffens mit Uranus an Bord der Voyager verursachte der Computer des Fluglage- und Antriebssubsystems AACS (Attitude and Articulation Control System) fünf Ausfälle. Glücklicherweise hatten sie keinen Einfluss auf die Umsetzung des Programms.
Am Freitag, dem 24. Januar, zeichneten das PPS-Photopolarimeter und das UVS-Spektrometer ab 04:41 UTC etwa vier Stunden lang den Durchgang des Sterns σ Sagittarius hinter den ε- und δ-Ringen auf. Um 08:48 Uhr wurden Fotos von Oberon in höchster Qualität aufgenommen und aufgezeichnet, und 19 Minuten später wurden die Komponenten für die Zusammenstellung eines Farbfotos von Titania aufgenommen. Um 09:31 Uhr nahm das Gerät das einzige Bild des neu entdeckten Satelliten 1985 U1 auf, das nicht im Originalprogramm enthalten war (dafür musste die Anzahl der Miranda-Bilder um eins reduziert werden). Die besten Aufnahmen von Umbriel wurden um 11:45 Uhr und Titania um 14:16 Uhr gemacht. Nach weiteren 20 Minuten wurde Ariel in Farbe fotografiert.

Um 14:45 Uhr wurde das Gerät neu ausgerichtet, um die äquatoriale Plasmaschicht aufzuzeichnen und Miranda zu fotografieren, und um 15:01 Uhr machte es Farbfotos. Dann wurde er erneut von Ariel abgelenkt, der um 16:09 Uhr hochwertige Fotos dieses Satelliten machte. Schließlich begann Voyager 2 um 16:37 Uhr mit einem siebenteiligen Mosaik von Miranda aus Entfernungen zwischen 40.300 und 30.200 km und passierte nach weiteren 28 Minuten wie geplant etwa 29.000 km daran vorbei. Unmittelbar nach der Aufnahme von Miranda richtete das Gerät seine HGA-Antenne auf die Erde, um an hochpräzisen Doppler-Messungen teilzunehmen.

Um 17:08 Uhr machte das ISS-Fernsehsystem vier Fotos der Ringe vor dem Hintergrund des Planeten, kurz bevor sie ihr Flugzeug passierten. Die PRA-Funkausrüstung und das PWS-Gerät zur Untersuchung von Plasmawellen zeichneten zu diesem Zeitpunkt mit erhöhter Abtastrate auf, um die Dichte von Staubpartikeln abzuschätzen.
Am 24. Januar 1986 um 17:58:51 UTC bzw. um 17:59:46,5 ET Bordzeit passierte die amerikanische Raumsonde Voyager 2 den minimalen Abstand vom Zentrum von Uranus – er betrug 107153 km. Die Abweichung vom berechneten Punkt betrug nicht mehr als 20 km. Das ballistische Ergebnis des Schwerkraftmanövers in der Nähe von Uranus war eine eher bescheidene Erhöhung der heliozentrischen Geschwindigkeit der Voyager von 17,88 auf 19,71 km/s.
Danach wurde das Gerät so ausgerichtet, dass es zwei Durchgänge des Sterns β Perseus hinter dem gesamten Ringsystem photometrisch erfasste. Der erste begann um 18:26 Uhr und der zweite um 19:22 Uhr. Die lineare Auflösung dieser Messungen erreichte 10 m – eine Größenordnung besser als die der ISS-Kamera. Parallel dazu wurde von 19:24 bis 20:12 Uhr eine Funkbeleuchtung der Ringe durchgeführt – nun befand sich die Voyager aus Sicht der Erde hinter ihnen. Die Telemetrie des Raumfahrzeugs wurde ausgeschaltet und es wurde nur der X-Band-Signalträger verwendet.
Um 20:25 Uhr betrat das Gerät den Schatten von Uranus und verschwand nach weiteren 11 Minuten hinter der Planetenscheibe. Die Sonnenfinsternis dauerte bis 21:44 Uhr und der Funkschatten dauerte bis 22:02 Uhr. Ein UV-Spektrometer überwachte den Sonnenuntergang, um die Zusammensetzung der Atmosphäre zu bestimmen, und eine ISS-Kamera im Schatten filmte die Ringe 20 Minuten lang „im Licht“. Natürlich wurde die Erdfinsternis durch Uranus auch zur Radiosondierung ihrer Atmosphäre genutzt, um Druck und Temperatur zu berechnen. Das Gerät verfolgte nach einem vorgegebenen Programm und in Übereinstimmung mit der Zeitkorrektur in LSU zu jedem Zeitpunkt den Punkt des Gliedes, hinter dem es sich aus der Sicht der Erde und unter Berücksichtigung der Brechung befand. Bei diesem Experiment wurde der S-Band-Sender mit voller Leistung eingeschaltet, der X-Band-Sender mit geringer Leistung, da die Leistung des Bord-Radioisotopengenerators für beide Signale nicht mehr ausreichte. In Pasadena wurde das Funksignal der Voyager gegen 16:30 Uhr Ortszeit erneut empfangen, die Telemetrie wurde jedoch erst nach weiteren zwei Stunden eingeschaltet – bis die wiederholte Funkabtastung des Ringsystems abgeschlossen war (22:35–22:54).
Während des Vorbeiflugs zeichnete das UVS-Spektrometer Polarlichter auf Uranus auf, verfolgte den Abstieg von Pegasus in seine Atmosphäre und scannte den Rand des Planeten. Die IRIS-Infrarotausrüstung untersuchte das thermische Gleichgewicht und die Zusammensetzung der Atmosphäre des Planeten, und das PPS-Photopolarimeter maß zusätzlich zu Finsternissen die Absorptionsrate der Sonnenenergie durch Uranus.
Am 25. Januar verließ das Gerät den Planeten mit ungefähr derselben Winkelgeschwindigkeit wie dieser und konzentrierte sich auf Fomalhaut und Achernar. Messungen der Plasma- und Teilchenparameter wurden mit den Instrumenten LPS und LECP durchgeführt, und ein UV-Spektrometer zeichnete das Eintauchen des Sterns ν Gemini in die Atmosphäre des Planeten auf. Zusätzlich wiederholte die ISS-Kamera um 12:37 Uhr das Ringmosaik aus einer Entfernung von 1.040.000 km.
Am 26. Januar, 42 Stunden nach Uranus, begann die Post-Flight-PE-Phase (Post Encounter) mit dem B771-Programm. Bis zum 3. Februar übermittelte das Gerät aufgezeichnete Informationen und filmte gleichzeitig den Planeten und seine Ringe beim Abflug und in ungünstigen Phasen. Am 2. Februar wurde die Wärmestrahlung von Uranus erneut gemessen.
Im Rahmen des nächsten B772-Programms wurde am 5. Februar ein kleines wissenschaftliches Manöver und am 21. Februar eine Magnetometerkalibrierung durchgeführt. Die Beobachtungen nach dem Flug wurden am 25. Februar abgeschlossen.
Am 14. Februar wurde die TSM-B15-Korrektur durchgeführt und damit die Vorbedingungen für den Durchgang von Neptun geschaffen. Es ist zu beachten, dass Voyager 2 ohne dieses Manöver am 27. August 1989 immer noch den achten Planeten erreicht und um 05:15 UTC ungefähr 34.000 km von Neptun entfernt gewesen wäre. Darüber hinaus verfügte das Gerät bereits über Einstellungen zur Ausrichtung der hochgerichteten Antenne auf die Erde für den Fall, dass der Befehlsempfänger nicht mehr funktionierte.
Der Zweck der Korrektur am 14. Februar 1986 bestand darin, den Ankunftszeitpunkt um etwa zwei Tage zu verschieben und das Gerät näher an den Planeten und seinen Hauptsatelliten Triton heranzubringen, wobei gleichzeitig maximale Freiheit bei der endgültigen Wahl der Flugbahn gelassen wurde. Die Triebwerke der Voyager waren 2 Stunden und 33 Minuten lang eingeschaltet – dies war der längste Betrieb des gesamten Fluges. Der berechnete Geschwindigkeitszuwachs betrug 21,1 m/s mit der Hauptkomponente des Beschleunigungsvektors; Tatsächlich betrug die Geschwindigkeit vor dem Manöver 19.698 m/s und danach - 19.715 m/s.
Die Parameter der hyperbolischen heliozentrischen Umlaufbahn der Voyager nach der Korrektur waren:

Neigung - 2,49°;
- Mindestabstand von der Sonne - 1,4405 AE. (215,5 Millionen km);
- Exzentrizität - 5.810.

Auf einer neuen Flugbahn sollte das Gerät Neptun am 25. August um 16:00 UTC erreichen und in einer Höhe von nur 1.300 km über seinen Wolken vorbeifliegen. Als Mindestentfernung zu Triton wurden 10.000 km festgelegt.
Die Mittel für die Mission zum Neptun und seine Erforschung wurden erstmals im Haushaltsvorschlag für das Geschäftsjahr 1986 beantragt, genehmigt und seitdem vollständig zugewiesen.

„Bis zu den nebligen Sümpfen von Oberon“

Der Planet, seine Monde und Ringe

Der ständige wissenschaftliche Leiter des Projekts, Edward Stone, fasste am 27. Januar die vorläufigen Ergebnisse der Arbeit zusammen: „Das Uranus-System ist einfach völlig anders als alles, was wir bisher gesehen haben.“ Was hat Voyager 2 gefunden? Was konnte sofort gesehen werden und was wurde von Wissenschaftlern erst nach sorgfältiger Verarbeitung entdeckt (die ersten Ergebnisse bildeten die Grundlage für eine Reihe von Artikeln in der Science-Ausgabe vom 4. Juli 1986, und im Laufe mehrerer weiterer Jahre wurden Klarstellungen veröffentlicht). )?
Am 25. Januar gingen die Voyager-Fotos der Uranusmonde im Jet Propulsion Laboratory ein und am 26. Januar wurden sie der Öffentlichkeit präsentiert. Als Höhepunkt des Programms erwiesen sich natürlich Aufnahmen von Miranda aus nur 31.000 km Entfernung mit einer Auflösung von 600 m: Noch nie sind Wissenschaftler im Sonnensystem auf einen Körper mit einer so komplexen Topographie gestoßen! Der Planetologe Laurence A. SoderbLom beschrieb es als eine fantastische Mischung aus geologischen Merkmalen aus verschiedenen Welten – den Tälern und Strömen des Mars, den Verwerfungen des Merkur, den mit Gräben bedeckten Ebenen von Ganymed, 20 km breiten Felsvorsprüngen und drei noch nie zuvor gesehenen frischen Felsformationen „Ovoide“ von bis zu 300 km Länge, an manchen Stellen aneinandergereiht – mindestens zehn Reliefarten konvergierten auf einem Himmelskörper mit etwa 500 km Durchmesser...

VOYAGER 2: URANUS

Miranda aus einer Entfernung von 31.000 km.

VOYAGER 2: URANUS

Miranda aus einer Entfernung von 36.000 km.

VOYAGER 2: URANUS

Das exotische Bild erforderte ungewöhnliche Erklärungen: Vielleicht kollidierte Miranda im Prozess der Differenzierung wiederholt mit anderen Körpern und wurde aus den Trümmern wieder zusammengesetzt, und zu dem, was schließlich erstarrte und vor uns erschien, gehörten die inneren Teile des ursprünglichen Satelliten. Die auffällige Neigung von Mirandas Orbitalebene zum Äquator des Planeten (4°) könnte ein Hinweis auf solche Kollisionen bleiben. Die niedrige Oberflächentemperatur (86 K subsolar) schloss die Möglichkeit eines modernen Vulkanismus aus, aber Gezeitenreibung könnte in der Geschichte Mirandas eine Rolle gespielt haben.

Miranda aus einer Entfernung von 42.000 km.

VOYAGER 2: URANUS

Auf den anderen vier großen Monden entdeckte die Kamera der Voyager bekanntere Landschaften: Krater, Strahlen, Täler und Steilhänge.
Auf Oberon wurde ein besonders großer Krater mit einem hellen zentralen Gipfel entdeckt, dessen Boden teilweise mit sehr dunklem Material bedeckt war. Einige der kleineren Einschlagskrater mit einem Durchmesser von 50–100 km waren von hellen Strahlen umgeben, wie Callisto, und auf ihren Böden wurden auch dunkle Sedimente aus späteren Epochen aufgezeichnet. Ein interessantes und unerwartetes Detail war ein Berg, der etwa 6 km über den Rand des Satelliten am Äquator hinausragte. Wenn dies tatsächlich der zentrale Gipfel eines für die Voyager unsichtbaren Kraters wäre, könnte seine Gesamthöhe 20 km oder sogar mehr betragen.

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