Tetis ( / ˈ t iː θ ɪ s , ˈ t ɛ θ ɪ s / ), o Saturno III , es la quinta luna más grande de Saturno y mide aproximadamente 1.060 km (660 millas) de ancho. Fue descubierto por Giovanni Domenico Cassini en 1684, y lleva el nombre del titán Tetis de la mitología griega .
Tetis tiene una densidad baja de 0,98 g/cm 3 , la más baja de todas las lunas principales del sistema solar , lo que indica que está formada por hielo de agua con solo una pequeña fracción de roca. Esto fue confirmado por la espectroscopia de su superficie, que identificó el hielo de agua como el material superficial dominante. También está presente una cantidad adicional, más pequeña, de un material oscuro no identificado. La superficie de Tetis es muy brillante, la segunda más brillante de las lunas de Saturno después de Encélado , y de color neutro.
Tetis está plagada de cráteres y cortada por una serie de grandes fallas y fosas tectónicas . El cráter de impacto más grande, Odysseus , tiene unos 400 km de diámetro, mientras que el foso más grande, Ithaca Chasma , tiene unos 100 km de ancho y más de 2.000 km de largo; las dos características de la superficie pueden estar relacionadas. Una pequeña parte de la superficie está cubierta por llanuras suaves que pueden ser de origen criovolcánico . Al igual que las otras lunas regulares de Saturno, Tetis se formó a partir de la subnebulosa saturniana , un disco de gas y polvo que rodeó a Saturno poco después de su formación.
Varias sondas espaciales se han acercado y observado a Tetis, entre ellas la Pioneer 11 (1979), la Voyager 1 (1980) y la Voyager 2 (1981), siendo la Cassini-Huygens la que más observó la luna, y con mayor detalle, durante su extensa misión al sistema saturnino (2004-2017).
Tetis fue descubierta por Giovanni Domenico Cassini en 1684 junto con Dione , otra luna de Saturno. También había descubierto dos lunas, Rea y Jápeto, antes, en 1671-72. [14] Cassini observó todas estas lunas utilizando un gran telescopio aéreo que instaló en los terrenos del Observatorio de París . [15]
Cassini nombró a las cuatro nuevas lunas Sidera Lodoicea ("las estrellas de Luis") en honor al rey Luis XIV de Francia . [16] A finales del siglo XVII, los astrónomos adquirieron el hábito de referirse a ellas y a Titán como Saturno I a Saturno V (Tetis, Dione, Rea, Titán, Jápeto). [14] Una vez que William Herschel descubrió Mimas y Encélado en 1789 , el esquema de numeración se extendió a Saturno VII al subir las cinco lunas más antiguas dos puestos. El descubrimiento de Hiperión en 1848 cambió los números una última vez, subiendo Jápeto a Saturno VIII . De ahí en adelante, el esquema de numeración permanecería fijo.
Los nombres modernos de los siete satélites de Saturno provienen de John Herschel (hijo de William Herschel , descubridor de Mimas y Encélado). [14] En su publicación de 1847 Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope , [17] sugirió que se utilizaran los nombres de los Titanes , hermanas y hermanos de Kronos (el análogo griego de Saturno). Tetis recibe su nombre de la titánide Tetis . [14] También se le designa Saturno III o S III Tetis .
El nombre Tetis tiene dos pronunciaciones habituales , con una e "larga" o "corta": /ˈt iːθɪs / [ 18 ] o / ˈtɛθɪs / . [ 19 ] La forma adjetival convencional del nombre es Tethyan , [ 20] nuevamente con una e larga o corta .
Tetis orbita Saturno a una distancia de unos 295.000 km (aproximadamente 4,4 radios de Saturno) del centro del planeta. Su excentricidad orbital es despreciable y su inclinación orbital es de aproximadamente 1°. Tetis está bloqueado en una resonancia de inclinación con Mimas ; sin embargo, debido a la baja gravedad de los respectivos cuerpos, esta interacción no causa ninguna excentricidad orbital notable ni calentamiento por marea. [21]
La órbita de Tetis se encuentra en las profundidades de la magnetosfera de Saturno , por lo que el plasma que gira en co-rotación con el planeta golpea el hemisferio posterior de la luna. Tetis también está sujeta al bombardeo constante de partículas energéticas (electrones e iones) presentes en la magnetosfera. [22]
Tetis tiene dos lunas coorbitales , Telesto y Calipso , que orbitan cerca de los puntos de Lagrange de Tetis L 4 (60° por delante) y L 5 (60° por detrás) respectivamente.
Tetis es la decimosexta luna más grande del Sistema Solar , con un radio de 531 km. [6] Su masa es de aproximadamente6,17 × 10 20 kg (0,000103 masa de la Tierra), [7] lo que supone menos del 1% de la Luna . A pesar de su masa relativamente pequeña, es más masiva que todas las lunas conocidas más pequeñas que ella juntas. [23]
La densidad de Tetis es de 0,98 g/cm 3 , lo que indica que está compuesta casi en su totalidad de agua helada. [24] También es la quinta luna más grande de Saturno. No se sabe si Tetis está diferenciada en un núcleo rocoso y un manto de hielo . Sin embargo, si está diferenciado, el radio del núcleo no supera los 145 km y su masa es inferior al 6% de la masa total. Debido a la acción de las fuerzas de marea y rotación, Tetis tiene la forma de un elipsoide triaxial . Las dimensiones de este elipsoide son consistentes con que tenga un interior homogéneo. [24] La existencia de un océano subterráneo (una capa de agua salada líquida en el interior de Tetis) se considera improbable. [25]
La superficie de Tetis es una de las más reflectantes (en longitudes de onda visibles) del Sistema Solar, con un albedo visual de 1,229. Este albedo tan alto es el resultado del chorro de arena de las partículas del anillo E de Saturno, un anillo tenue compuesto de pequeñas partículas de hielo de agua generadas por los géiseres del polo sur de Encélado . [9] El albedo de radar de la superficie de Tetis también es muy alto. [26] El hemisferio delantero de Tetis es un 10-15% más brillante que el trasero. [27]
El alto albedo indica que la superficie de Tetis está compuesta de hielo de agua casi puro con solo una pequeña cantidad de materiales más oscuros. El espectro visible de Tetis es plano y sin rasgos distintivos, mientras que en el infrarrojo cercano son visibles bandas de absorción de hielo de agua fuertes en longitudes de onda de 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 μm. [27] No se ha identificado de forma inequívoca ningún compuesto que no sea hielo de agua cristalino en Tetis. [28] (Los posibles constituyentes incluyen compuestos orgánicos , amoníaco y dióxido de carbono ). El material oscuro en el hielo tiene las mismas propiedades espectrales que las observadas en las superficies de las lunas oscuras de Saturno: Jápeto e Hiperión . El candidato más probable es el hierro nanofásico o la hematita . [29] Las mediciones de la emisión térmica , así como las observaciones de radar de la nave espacial Cassini, muestran que el regolito helado en la superficie de Tetis es estructuralmente complejo [26] y tiene una gran porosidad que supera el 95%. [30]
La superficie de Tetis tiene una serie de características a gran escala que se distinguen por su color y, a veces, brillo. El hemisferio posterior se vuelve cada vez más rojo y oscuro a medida que se acerca al antiápice del movimiento. Este oscurecimiento es responsable de la asimetría del albedo hemisférico mencionada anteriormente. [31] El hemisferio anterior también se enrojece ligeramente a medida que se acerca al ápice del movimiento, aunque sin ningún oscurecimiento notable. [31] Este patrón de color bifurcado da como resultado la existencia de una banda azulada entre los hemisferios que sigue un gran círculo que pasa por los polos. Esta coloración y oscurecimiento de la superficie de Tetis es típica de los satélites saturninos de tamaño medio. Su origen puede estar relacionado con una deposición de partículas de hielo brillantes del anillo E en los hemisferios anteriores y partículas oscuras provenientes de los satélites exteriores en los hemisferios posteriores. El oscurecimiento de los hemisferios posteriores también puede ser causado por el impacto del plasma de la magnetosfera de Saturno , que co-rota con el planeta. [32]
En el hemisferio delantero de Tetis, las observaciones de la sonda espacial han descubierto una banda azulada oscura que se extiende 20° al sur y al norte desde el ecuador. La banda tiene una forma elíptica que se estrecha a medida que se acerca al hemisferio trasero. Una banda comparable existe solo en Mimas. [33] La banda está causada casi con certeza por la influencia de electrones energéticos de la magnetosfera de Saturno con energías mayores a aproximadamente 1 MeV . Estas partículas se desplazan en la dirección opuesta a la rotación del planeta e impactan preferentemente en áreas del hemisferio delantero cercanas al ecuador. [34] Los mapas de temperatura de Tetis obtenidos por Cassini han demostrado que esta región azulada es más fría al mediodía que las áreas circundantes, lo que le da al satélite una apariencia similar a la de un "Pac-man" en longitudes de onda del infrarrojo medio. [35]
La superficie de Tetis está formada principalmente por un terreno accidentado y craterizado, dominado por cráteres de más de 40 km de diámetro. Una porción más pequeña de la superficie está representada por las llanuras suaves del hemisferio posterior. También hay una serie de características tectónicas, como chasmata y depresiones . [36]
La parte occidental del hemisferio principal de Tetis está dominada por Odysseus , una gran cuenca de impacto cuyo diámetro de 450 km es casi 2/5 del de Tetis. El cráter ahora es bastante plano; más precisamente, su fondo se ajusta a la forma esférica de Tetis. Esto se debe probablemente a la relajación viscosa de la corteza helada de Tetis a lo largo del tiempo geológico. Sin embargo, la cresta del borde de Odysseus está elevada aproximadamente 5 km por encima del radio medio del satélite. El complejo central de Odysseus presenta un pozo central de 2 a 4 km de profundidad rodeado de macizos elevados de 6 a 9 km por encima del suelo del cráter, que a su vez está unos 3 km por debajo del radio promedio. [36]
La segunda característica importante que se observa en Tetis es un enorme valle llamado Ithaca Chasma , de unos 100 km de ancho y 3 km de profundidad. Tiene más de 2000 km de longitud, aproximadamente 3/4 de la circunferencia de Tetis. [36] Ithaca Chasma ocupa alrededor del 10% de la superficie de Tetis. Es aproximadamente concéntrica con Odiseo: un polo de Ithaca Chasma se encuentra a solo unos 20° del cráter. [37]
Se cree que Ithaca Chasma se formó cuando el agua líquida interna de Tetis se solidificó, lo que provocó que la luna se expandiera y agrietara la superficie para acomodar el volumen adicional en su interior. El océano subterráneo puede haber sido el resultado de una resonancia orbital 2:3 entre Dione y Tetis al principio de la historia del Sistema Solar que llevó a la excentricidad orbital y al calentamiento por marea del interior de Tetis. El océano se habría congelado después de que las lunas escaparan de la resonancia. [38] Hay otra teoría sobre la formación de Ithaca Chasma: cuando se produjo el impacto que causó el gran cráter Odysseus, la onda expansiva viajó a través de Tetis y fracturó la superficie helada y quebradiza. En este caso, Ithaca Chasma sería el foso anular más externo de Odysseus. [36] Sin embargo, la determinación de la edad basada en el recuento de cráteres en imágenes de alta resolución de Cassini mostró que Ithaca Chasma es más antigua que Odysseus, lo que hace poco probable la hipótesis del impacto. [37]
Las llanuras suaves del hemisferio posterior son aproximadamente antípodas a Odysseus, aunque se extienden unos 60° al noreste desde la antípoda exacta. Las llanuras tienen un límite relativamente nítido con el terreno craterizado circundante. La ubicación de esta unidad cerca de la antípoda de Odysseus sugiere una conexión entre el cráter y las llanuras. Esto último puede ser el resultado de concentrar las ondas sísmicas producidas por el impacto en el centro del hemisferio opuesto. Sin embargo, la apariencia suave de las llanuras junto con sus límites nítidos (el temblor del impacto habría producido una amplia zona de transición) indica que se formaron por intrusión endógena, posiblemente a lo largo de las líneas de debilidad en la litosfera de Tetis creada por el impacto de Odysseus. [36] [39]
La mayoría de los cráteres de impacto de Tetis son de tipo pico central simple. Los de más de 150 km de diámetro muestran una morfología de anillo de pico más compleja. Solo el cráter Odysseus tiene una depresión central que se asemeja a un pozo central. Los cráteres de impacto más antiguos son algo menos profundos que los más jóvenes, lo que implica un cierto grado de relajación. [40]
La densidad de cráteres de impacto varía a lo largo de la superficie de Tetis. Cuanto mayor sea la densidad de cráteres, más antigua será la superficie. Esto permite a los científicos establecer una cronología relativa para Tetis. El terreno craterizado es la unidad más antigua, probablemente datando de la formación del Sistema Solar hace 4.560 millones de años. [41] La unidad más joven se encuentra dentro del cráter Odysseus, con una edad estimada de entre 3.760 y 1.060 millones de años, dependiendo de la cronología absoluta utilizada. [41] Ithaca Chasma es más antigua que Odysseus. [42]
Se cree que Tetis se formó a partir de un disco de acreción o subnebulosa, un disco de gas y polvo que existió alrededor de Saturno durante algún tiempo después de su formación. [43] La baja temperatura en la posición de Saturno en la nebulosa solar significa que el hielo de agua fue el sólido primario a partir del cual se formaron todas las lunas. Es probable que también estuvieran presentes otros compuestos más volátiles como el amoníaco y el dióxido de carbono , aunque sus abundancias no están bien restringidas. [44]
La composición extremadamente rica en hielo de agua de Tetis sigue sin explicación. Las condiciones en la subnebulosa de Saturno probablemente favorecieron la conversión del nitrógeno molecular y el monóxido de carbono en amoníaco y metano , respectivamente. [45] Esto puede explicar parcialmente por qué las lunas de Saturno, incluida Tetis, contienen más hielo de agua que los cuerpos del Sistema Solar exterior como Plutón o Tritón, ya que el oxígeno liberado del monóxido de carbono reaccionaría con el hidrógeno formando agua. [45] Una de las explicaciones más interesantes propuestas es que los anillos y las lunas interiores se acumularon a partir de la corteza rica en hielo despojada por las mareas de una luna similar a Titán antes de que fuera tragada por Saturno. [46]
El proceso de acreción probablemente duró varios miles de años antes de que la luna se formara por completo. Los modelos sugieren que los impactos que acompañaron a la acreción causaron el calentamiento de la capa exterior de Tetis, alcanzando una temperatura máxima de alrededor de 155 K a una profundidad de unos 29 km. [47] Después del final de la formación debido a la conducción térmica , la capa del subsuelo se enfrió y el interior se calentó. [48] La capa cercana a la superficie que se enfrió se contrajo y el interior se expandió. Esto causó fuertes tensiones de extensión en la corteza de Tetis que alcanzaron estimaciones de 5,7 MPa , lo que probablemente provocó grietas. [49]
Como Tetis carece de un contenido sustancial de roca, es poco probable que el calentamiento por desintegración de elementos radiactivos haya desempeñado un papel importante en su evolución posterior. [50] Esto también significa que Tetis puede que nunca haya experimentado una fusión significativa a menos que su interior se calentara por las mareas. Es posible que se hayan producido, por ejemplo, durante el paso de Tetis a través de una resonancia orbital con Dione o alguna otra luna. [21] Aun así, el conocimiento actual sobre la evolución de Tetis es muy limitado.
La Pioneer 11 sobrevoló Saturno en 1979, y su aproximación más cercana a Tetis fue de 329.197 km el 1 de septiembre de 1979. [51]
Un año después, el 12 de noviembre de 1980, la Voyager 1 voló a 415.670 km de Tetis. [52] Su nave espacial gemela, la Voyager 2 , pasó tan cerca como 93.010 km de la luna el 26 de agosto de 1981. [53] [54] [12] Aunque ambas naves espaciales tomaron imágenes de Tetis, la resolución de las imágenes de la Voyager 1 no superó los 15 km, y solo las obtenidas por la Voyager 2 tuvieron una resolución tan alta como 2 km. [12] La primera característica geológica descubierta en 1980 por la Voyager 1 fue Ithaca Chasma. [52] Más tarde, en 1981, la Voyager 2 reveló que casi giraba alrededor de la luna corriendo 270°. La Voyager 2 también descubrió el cráter Odysseus. [12] Tetis fue el satélite saturnino más completamente fotografiado por las Voyager . [36]
La sonda Cassini entró en órbita alrededor de Saturno en 2004. Durante su misión principal, de junio de 2004 a junio de 2008, realizó un sobrevuelo muy cercano a Tetis el 24 de septiembre de 2005, a una distancia de 1.503 km. Además de este sobrevuelo, la sonda realizó muchos sobrevuelos no dirigidos durante sus misiones principal y equinoccial desde 2004, a distancias de decenas de miles de kilómetros. [53] [55] [56]
Otro sobrevuelo de Tetis tuvo lugar el 14 de agosto de 2010 (durante la misión del solsticio) a una distancia de 38.300 km, cuando se fotografió el cuarto cráter más grande de Tetis, Penélope , que tiene 207 km de ancho. [57] Se planearon más sobrevuelos no dirigidos para la misión del solsticio en 2011-2017. [58]
Las observaciones de Cassini permitieron producir mapas de alta resolución de Tetis con una resolución de 0,29 km. [59] La nave espacial obtuvo espectros de infrarrojo cercano con resolución espacial de Tetis que muestran que su superficie está hecha de hielo de agua mezclado con un material oscuro, [27] mientras que las observaciones de infrarrojo lejano restringieron el albedo del enlace bolométrico . [11] Las observaciones de radar en la longitud de onda de 2,2 cm mostraron que el regolito de hielo tiene una estructura compleja y es muy poroso. [26] Las observaciones de plasma en las proximidades de Tetis demostraron que es un cuerpo geológicamente muerto que no produce plasma nuevo en la magnetosfera de Saturno. [60]
Las futuras misiones a Tetis y al sistema de Saturno son inciertas, pero una posibilidad es la Misión al Sistema Titán Saturno .
Tetis se divide en 15 cuadrángulos :
