<table style="border:solid black 1px; padding:5px; float:right; text-align:left; margin-left:1em; font-size:10pt;" width="275"> Tetis
275px Tetis nunha imaxe tomada pola "Voyager 2" no ano 1981, coa xigantesca fenda chamada Ítaca Chasma estendéndose diagonalmente dende abaixo a esquerda cara arriba a dereita ata o cráter Telémaco. As chairas suaves do hemisferio de vangarda, coa súa baixa densidade de cráteres, poden ser vistas abaixo cara a dereita. Descubrimento Descuberto por G. D. Cassini Data do descubrimento 21-03-1684 Designacións Designación alternativa Saturno III
Características orbitais Eixo Semi-maior 294 619 km Excentricidade <td>0,0001 Período orbital 1,887802 d Inclinación orbital 1,12° (respecto do ecuador de Saturno) Satélite de: Saturno
Características físicas Dimensións 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 km Raio medio </tr> Masa 6,17449 ± 0,00132 x 1020 kg (1,03 x 10−4 Terras) Densidade media 0,984 ± 0,003 g/cm³ Gravidade superficial ecuatorial 0,147 m/s² Velocidade de escape 0,394 km/s Período de rotación sideral sincrónica Oblicuidade da eclíptica cero Albedo 1,229 ± 0,005 (xeométrico) 0,80 ± 0,15 (albedo de Bond) 0,67 ± 0,11 (albedo bolométrico de Bond) Temperaturas 86 ± 1 K Magnitude aparente 10,2
</table>
Tetis ou Saturno III é unha lúa de tamaño medio de Saturno, que ten un diámetro duns 1.060 km. Foi descuberta por G. D. Cassini no ano 1684 e máis tarde bautizada co nome do titán Tetis da mitoloxía grega.
Tetis ten unha densidade baixa, de 0,98 g/cm ³, o que indica que está composta principalmente de xeo de auga, con só unha pequena fracción do rocha. Isto está confirmado pola espectroscopia da súa superficie, a cal identificou ó xeo de auga coma o material predominante da súa superficie. Unha pequena cantidade de material escuro non identificado está tamén presente. A superficie de Tetis é moi brillante, sendo a segunda máis brillante entre as lúas de Saturno, despois de Encélado, e é de cor neutra.
Tetis ten moitos cráteres e a súa superficie está cortada por un pequeno número de fallas/graben de grandes proporcións. O maior cráter de impacto é Odiseo, que ten preto de 400 km de diámetro, mentres cá maior graben é Ítaca Chasma, que ten de preto de 100 km de ancho e máis de 2.000 km de lonxitude. Estas dúas grandes características da superficie poderían estar relacionadas. Unha pequena parte da superficie está cuberta por chairas suaves que poderían ter unha orixe criovolcánica. Como tódalas outras lúas esféricas de Saturno, Tetis formouse a partir da sub-nebulosa de gas e po que rodeaba Saturno despois da súa formación.
Tetis foi explorada por varias sondas espaciais, incluíndo a Pioneer 11 (1979), a Voyager 1 (1980), a Voyager 2 (1981), e a Cassini dende 2004.
Descubrimento e nomeamento
Tetis foi descuberta por Giovanni Domenico Cassini en 1684, xunto con Dione, outra das lúa de Saturno. Tamén descubriu dúas lúas con antelación, Rea e Iapeto, no ano 1671-1672. Cassini observou todas estas lúas utilizando un gran telescopio aéreo que montou nos terreos do Observatorio de París.
Cassini bautizou as catro lúas novas coma Sidera Lodoicea ("as estrelas de Louis") en homenaxe ó rei Lois XIV de Francia. Pero a finais do século XVII, os astrónomos caeron no hábito de referirse a elas de xeito numérico, asignándolle a Titán o primeiro lugar, coma "Saturno I", e a serie chegaba por aquel entón ata "Saturno V" (Tetis, Dione, Rea, Titán, Iapeto). Unha vez que Mimas e Encélado foron descubertas en 1789, a serie numérica foi estendida ata Saturno VII, movendo dous postos a algunha das vellas lúas. O descubrimento de Hiperión, no ano 1848, cambiou os números unha última vez, movendo a Iapeto ata Saturno VIII. De aí en diante, a serie numérica permanecería fixa.
Os nomes modernos de dos sete satélites de Saturno veñen de John Herschel (fillo de William Herschel, descubridor de Mimas e Encélado). Na súa publicación de 1847 Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope (resultados das observacións astronómicas realizadas no Cabo de Boa Esperanza), suxeriu que fosen usados os nomes dos Titáns, irmás e irmáns de Kronos (o deus grego análogo a Saturno). Despois diso, a lúa recibiría o nome do titán Tetis da mitoloxía grega.. Tamén é designado coma Saturno III ou S III Tetis.
Órbita
Tetis orbita ó redor de Saturno a unha distancia duns 295.000 km (case de 4,4 raios de Saturno) respecto do centro do planeta. A excentricidade orbital é desprezable, mentres que a inclinación orbital é de preto de 1 grao. A lúa está ancorada nunha resonancia orbital con Mimas, que, con todo, non causa ningún excentricidade orbital visible e quecemento interno por mor das mareas gravitatorias.
A órbita de Tetis atópase totalmente inmersa dentro da magnetosfera de Saturno, de xeito que o plasma en co-rotación co planeta bate contra ó hemisferio de retagarda da lúa. Tetis tamén está suxeito ó constante bombardeo por parte das partículas enerxéticas (electróns e ións) presentes na magnetosfera.
Tetis ten dúas lúas co-orbitais, Telesto e Calipso orbitando preto dos puntos de Lagrange de Tetis (L4 60° á cabeza) e L5} (60° cara atrás).
Características físicas miniatura|left|300px|Mapa de Tetis (O hemisferio de retagarda queda a dereita)
Con 1.066 km de diámetro, Tetis é a 16ª maior lúa do Sistema Solar, e posúe máis masa cá suma da masa tódalas lúas coñecidas menores cá propia Tetis. A densidade de Tetis é de 0,98 g/cm³, o que indica que está composta case por enteiro de xeo de auga. A masa do material rochoso non superaría o 6% da masa da lúa.
Non se sabe se Tethys é ten un interior diferenciado, cun núcleo rochoso e un manto de xeo. Con todo, se está diferenciado, o raio do núcleo sería de case 145 km. Debido á acción de forzas de marea e da rotación, Tetis ten a forma dun elipsoide triaxial. As dimensións deste elipsoide son acordes cunha Tetis cun interior homoxéneo. A existencia dun océano por baixo da superficie, unha capa de auga líquida no interior de Tetis - é considerada coma improbable.
A superficie de Tetis é unha das máis reflexivas (a lonxitudes de onda visibles) do sistema solar, cun albedo visual 1,229. Este albedo moi alto é o resultado da abrasión producida polas partículas do anel E de Saturno, un feble anel composto de pequenas partículas de xeo de auga, xeradas por géiseres do polo sur de Encélado. O albedo da superficie de Tetis visto por radar tamén é moi alto. O hemisferio de vangarda de Tetis é o máis brillante, cun 10-15% máis co hemisferio de retagarda.
O albedo alto indica que a superficie da Tetis está composta case na súa totalidade de xeo de auga, con só unha pequena cantidade dun material escuro. O espectro visible da lúa é plano e sen características dignas de mención, mentres que no infravermello próximo aparecen fortes bandas de absorción de xeo de auga a lonxitudes de onde de 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0. Non foi identificado en Tetis ningún outro composto agás o xeo cristalino de auga. (outros posibles compoñentes incluirían compostos orgánicos, amoníaco e dióxido de carbono). O material escuro do xeo ten as mesmas propiedades espectrais có material escuro que pode ver nas superficies das lúas Iapeto e Hiperion. O candidato máis probable é ferro ou hematita. Medicións da emisión térmica, así como observacións por radar feitas pola sonda Cassini mostran que o regolito de xeo da superficie de Tetis é estruturalmente complexo e que ten unha gran porosidade, máis do 95%.
Características da superficie
miniatura|Mapa en cores realzadas de Tetis que amosan un hemisferio de retagarda avermellado (esquerda) e unha banda azulada no hemisferio de vangarda (dereita).
Patróns de cores
A superficie de Tetis ten unha serie de características a grande escala que se distinguen pola súa cor e ás veces polo seu brillo. O hemisferio retagarda está cada vez máis vermello e escuro, así coma nos imos achegando ó polo do hemisferio. Este escurecemento é responsable da asimetría hemisférica do albedo mencionado arriba. O hemisferio de vangarda tamén se avermella lixeiramente, así coma nos imos achegando ó seu polo, aínda que sen un escurecemento perceptible. Tamén existe unha banda azul entre os hemisferios seguindo un gran círculo que se executa a través dos polos. Esta cor e escurecemento da superficie de Tetis é típico dos satélites de tamaño medio de Saturno. A súa orixe pode estar relacionado cun deposito de partículas de xeo brillantes procedentes do anel E que se depositarían nos hemisferios de vangarda e as partículas escuras que procederían de satélites máis externos que serían depositadas sobre os hemisferios de retagarda. O escurecemento dos hemisferios de retagarda tamén pode estar causado polo impacto do plasma da magnetosfera de Saturno, o cal está en co-rotación co planeta.
Observacións espaciais do hemisferio de vangarda de Tetis descubriron unha banda azul escuro que abrangue dende os 20° ó sur e ó norte do ecuador. A banda ten unha forma elíptica que vai estreitándose así coma se vai achegando ó hemisferio retagarda. Só existe unha banda comparable en Mimas.. A banda é seguramente causada pola influencia de electróns de alta enerxía da magnetosfera saturniana, con enerxías superiores ós case 1 MeV. Estas partículas van á deriva en dirección contraria á rotación do planeta e impactan principalmente en zonas do hemisferio de vangarda preto do ecuador. Os mapas de temperatura de Tetis obtidos pola Cassini, mostraron que esta rexión azulada é máis fría ó mediodía cás áreas circundantes, dándolle ó satélite unha aparencia de "Pac-Man" -en lonxitudes de onda do infravermello medio.
Xeoloxía
A xeoloxía de Tetis é relativamente simple. A superficie está composta principalmente de terreo montañoso con cráteres, onde destacan cráteres de máis de 40 km de diámetro. Unha pequena parte da superficie está representada polas chairas suaves do hemisferio de retagarda. Hai tamén un pequeno número doutras características de orixe tectónico, tales coma as chasmata, fendas e canles.
miniatura|left|Vista do hemisferio de Tetis que está cara a Saturno, amosando a xigantesca falla de Ítaca Chasma, o cráter Telémaco está arriba e as chairas suaves cara á dereita.
A parte occidental do hemisferio de vangarda de Tetis está dominado por un gran cráter de impacto chamado Odiseo, con 450 km de diámetro que son preto de 2/5 parte do diámetro de Tetis. O cráter é agora bastante plano ou para ser máis precisos, o chan ten a mesma forma esférica de Tetis. Isto é probablemente debido á relaxación viscosa da codia xeada de Tetis ó longo do tempo xeolóxico. Con todo, as cristas do bordo do cráter Ulises están 5 km por enriba do raio medio de satélite. O complexo central de Odiseo posúe un pozo central de 2–4 km de profundidade rodeado por macizos elevados 6–9 km por riba do chan do cráter, os cales en si están preto de 3 km por baixo do raio medio.
A segunda característica máis importante de Tetis é un gran val chamado Ítaca Chasma, de preto de 100 km de ancho e 3 km de profundidade. Ten máis de 2000 km de lonxitude, unhas 3/4 partes do percorrido ó redor da circunferencia da Tetis. Ithaca Chasma ocupa preto de 10% da superficie de Tetis. É aproximadamente concéntrica con Odiseo, un polo de Ítaca Chasma está a só uns 20° dende o cráter.