Tetis (satélite)

Tetis
Satélite de Saturno

Tetis, Cassini-Huygens (2015)
Descubridor Juan Cassini
fecha de apertura 21 de marzo de 1684
Características orbitales
eje mayor 294.672 kilometros [1]
Excentricidad 0.0001 [1]
Período de circulación 1.887802 días [2]
Inclinación orbital 1,12° (hasta el ecuador de Saturno)
características físicas
Diámetro 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 kilometros [3]
Radio medio 531,1±0,6 km [3]
(0,083 Tierra)
Peso 6,17449±0,00132⋅10 20 kg [4]
Densidad 0,984±0,003 g/cm³ [3]
Volumen 623 millones de km³
Aceleración de la gravedad 0,145 m/s²
Segunda velocidad de escape  ( v 2 ) 0,394 km/s
Período de rotación alrededor de un eje sincronizado [5]
(siempre mirando a Saturno por un lado)
Albedo 0,8±0,15 (Bond) [5] ,
1,229±0,005 (geom.) [6] ,
0,67±0,11 (bolométrico) [7]
Magnitud aparente 10.2
Temperatura de la superficie 86 K (−187 °C) [8]
Atmósfera perdido
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Tethys ( griego antiguo Τηθύς ; forma latinizada Tethys , Tethys ) es el quinto satélite más grande y masivo de Saturno y el decimoquinto en términos de distancia del planeta. Este es un satélite de tamaño mediano, su diámetro es de unos 1060 km. Tethys fue descubierta por Giovanni Cassini en 1684 y recibió su nombre de una de las titánidas de la mitología griega. La magnitud aparente de Tethys es 10,2 [9] .

Tethys tiene una densidad relativamente baja (0,98 g/cm³), lo que indica que se compone principalmente de hielo de agua con una pequeña mezcla de piedra. Su superficie, según datos espectroscópicos, se compone casi en su totalidad de hielo, pero también contiene algo de materia oscura de composición desconocida. La superficie de Tetis es muy clara (es el segundo satélite de albedo de Saturno después de Encelado ) y casi no tiene tintes de color.

Tethys está salpicado de muchos cráteres, el mayor de los cuales es el Odiseo de 450 kilómetros . A lo largo de 3/4 de la circunferencia del satélite se extiende un cañón gigante de más de 2000 km de largo y unos 100 km de ancho: el Cañón de Ithaca . Estas dos características más grandes del relieve pueden estar relacionadas en su origen. Una pequeña parte de la superficie de Tethys está ocupada por una llanura lisa, que podría haberse formado debido a la actividad criovolcánica . Al igual que otros satélites regulares de Saturno, Tethys se formó a partir de un disco de gas y polvo que rodeó a Saturno por primera vez después de su formación.

Tethys fue explorado de cerca por las naves espaciales Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) y Cassini (2004-2017).

Está en resonancia orbital con dos satélites troyanos  : Telesto y Calypso .

Descubrimiento y nombre

Tethys fue descubierta por Giovanni Cassini en 1684 junto con Dione , otra luna de Saturno . El descubrimiento se realizó en el Observatorio de París . Cassini nombró a los 4 satélites de Saturno descubiertos por él "las estrellas de Luis" ( lat.  Sidera Lodoicea ) en honor del rey Luis XIV de Francia [10] . Los astrónomos se han referido durante mucho tiempo a Tethys como Saturno III ("la tercera luna de Saturno").

El nombre moderno del satélite fue propuesto por John Herschel (hijo de William Herschel , el descubridor de Mimas y Encelado [11] ) en 1847. En su publicación de los resultados de las observaciones astronómicas de 1847, realizadas en el Cabo de Buena Esperanza [ 12] , Herschel propuso nombrar siete satélites conocidos en ese momento Saturno por los nombres de los titanes  : hermanos y hermanas de Kronos (análogos a Saturno en la mitología griega ). Este satélite recibió el nombre de titanides Tethys (Tethys) [11] . Además, se utilizan las designaciones " Saturno III " o " S III Tethys ".

Órbita

La órbita de Tethys se encuentra a una distancia de 295.000 km del centro de Saturno. La excentricidad de la órbita es insignificante y su inclinación con respecto al ecuador de Saturno es de aproximadamente 1 grado. Tethys está en resonancia con Mimas , que, sin embargo, no provoca una excentricidad orbital notable ni un calentamiento por marea [13] .

La órbita de Tethys se encuentra en lo profundo de la magnetosfera de Saturno . Tethys es constantemente bombardeado por partículas energéticas (electrones e iones) presentes en la magnetosfera [14] .

Las lunas coorbitales Telesto y Calypso se encuentran en los puntos de Lagrange de la órbita de Tethys L 4 y L 5 , 60 grados por delante y por detrás, respectivamente.

Características físicas

Con un diámetro de 1062 km, Tethys es la decimosexta luna más grande del sistema solar. Es un cuerpo helado similar a Dione y Rhea . La densidad de Tetis es igual a 0,984±0,003 g/cm³ [3] , lo que indica la composición predominantemente helada del satélite [15] .

Todavía se desconoce si Tethys se diferencia en un núcleo pedregoso y un manto helado. La masa del núcleo de piedra, si existe, no supera el 6% de la masa del satélite, y su radio es de 145 km. Debido a la acción de las fuerzas de marea y centrífugas, Tethys tiene la forma de un elipsoide triaxial. La existencia de un océano de agua líquida bajo el hielo en las profundidades de Tethys se considera improbable [16] .

La superficie de Tethys es una de las más brillantes (en el rango visible ) del sistema solar, con un albedo visual de 1,229. Este es probablemente el resultado de su " chorro de arena " con partículas del anillo E de Saturno , un débil anillo de pequeñas partículas de hielo de agua generado por los géiseres de la zona polar sur de Encelado [6] . El albedo de radar de Tethys también es muy alto [17] . El hemisferio delantero del satélite es entre un 10% y un 15% más brillante que el hemisferio trasero [18] .

El alto albedo muestra que la superficie de Tethys está compuesta de hielo de agua casi puro con una pequeña cantidad de material oscuro. El espectro del satélite en el rango visible no tiene detalles perceptibles, y en el rango cercano al IR (en longitudes de onda de 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 µm) contiene fuertes bandas de absorción de hielo de agua [18] . Además del hielo, no hay compuestos identificados en Tethys [5] (pero se supone que allí hay sustancias orgánicas, amoníaco y dióxido de carbono ). El material oscuro tiene las mismas propiedades espectrales que en la superficie de las otras lunas oscuras de Saturno, Iapetus e Hyperion . Lo más probable es que se trate de hierro o hematites muy dispersos [5] . Las mediciones de radiación térmica, así como las observaciones de radar de la nave espacial Cassini , muestran que el regolito helado en la superficie de Tethys tiene una estructura compleja [17] y una gran porosidad superior al 95% [19] .

Superficie

Color

La superficie de Tethys tiene una serie de características a gran escala que difieren en color y, a veces, en brillo. En el hemisferio conducido (especialmente cerca de su centro), la superficie es ligeramente más roja y más oscura que en el anterior [20] . El hemisferio delantero también se vuelve ligeramente rojo hacia el centro, aunque sin un oscurecimiento perceptible [20] . Así, la superficie más clara y menos roja está en la franja que separa estos hemisferios (que pasa en círculo máximo por los polos). Esta coloración superficial es típica de las lunas medianas de Saturno. Su origen puede estar asociado con la deposición de partículas de hielo desde el anillo E hacia el hemisferio delantero (delantero) y partículas oscuras provenientes de los satélites exteriores de Saturno hacia el hemisferio posterior. Además, el oscurecimiento del hemisferio posterior puede ser facilitado por el impacto del plasma de la magnetosfera de Saturno, que gira más rápido que los satélites (con el mismo período que el planeta) y, por lo tanto, los irradia desde atrás [20] .

Geología

La geología de Tethys es relativamente simple. Su superficie es mayormente montañosa y salpicada de cráteres (dominan los cráteres de más de 40 km de diámetro). Una pequeña parte de la superficie del hemisferio posterior está cubierta de llanuras suaves. También hay estructuras tectónicas - cañones y depresiones [21] .

La parte occidental del hemisferio delantero de Tetis está dominada por el cráter de impacto Odiseo con un diámetro de 450 km, que es casi 2/5 del diámetro de Tetis. El cráter ahora es bastante plano (su fondo se encuentra casi al mismo nivel que el resto de la superficie de la luna). Lo más probable es que esto se deba a la relajación viscosa (enderezamiento) de la corteza de hielo de Tethian con el tiempo geológico. Sin embargo, el eje anular de Ulises se eleva unos 5 km por encima del nivel medio de la superficie de Tethys, y su fondo se encuentra 3 km por debajo de este nivel. En el centro de la Odisea hay una depresión de 2 a 4 km de profundidad, rodeada de macizos que se elevan de 6 a 9 km sobre el fondo [21] [5] .

El segundo detalle principal del relieve de Tetis es el enorme cañón de Ítaca . Su longitud es de más de 2000 km (aproximadamente 3/4 de la circunferencia de Tethys), la profundidad promedio es de 3 km y el ancho en algunos lugares supera los 100 km [21] . Este cañón ocupa alrededor del 10% de la superficie del satélite. Odiseo se encuentra casi en el centro de uno de los hemisferios en que el cañón divide a Tetis (más precisamente, a 20° de este centro) [5] .

Lo más probable es que el Cañón de Ítaca se haya formado durante la solidificación del océano subterráneo de Tethys, como resultado de lo cual las entrañas del satélite se expandieron y su superficie se agrietó. Este océano podría ser el resultado de una resonancia orbital 2:3 entre Dione y Tetis en la historia temprana del sistema solar, que creó una marcada excentricidad en la órbita de Tetis y el consiguiente calentamiento por mareas de su interior. Cuando Tethys dejó de resonar, el calentamiento se detuvo y el océano se congeló [22] . Sin embargo, este modelo tiene algunas dificultades [23] [21] . Hay otra versión de la formación del Cañón de Ítaca: cuando ocurrió una colisión que formó el cráter gigante Odiseo, una onda de choque pasó a través de Tetis, lo que provocó el agrietamiento de la frágil superficie de hielo. En este caso, el cañón de Ítaca es el foso de anillo más externo de Odiseo [21] . Sin embargo, la determinación de la edad basada en la concentración de cráteres mostró que este cañón es más antiguo que la Odisea, lo que es incompatible con la hipótesis de su formación conjunta [5] [23] .

Las llanuras suaves en el hemisferio posterior se encuentran aproximadamente en el lado opuesto de Odiseo (sin embargo, se extienden hasta unos 60 ° al noreste del punto exactamente opuesto). Las llanuras tienen un borde relativamente pronunciado con el terreno circundante lleno de cráteres. Su ubicación cerca de la antípoda de Odiseo puede ser un signo de su asociación con el cráter. Es posible que estas planicies se hayan formado debido al enfoque de las ondas sísmicas generadas por el impacto que formó a Odiseo en el centro del hemisferio opuesto. Sin embargo, la suavidad de las llanuras y sus límites definidos (las ondas sísmicas producirían amplias zonas de transición) indican que se formaron por derrames desde el interior (posiblemente a lo largo de las fallas de la litosfera de Tethian que apareció durante la formación de Odysseus) [5] .

Cráteres y edad

La mayoría de los cráteres de Tethys tienen un pico central simple. Los de más de 150 km de diámetro tienen picos más complejos en forma de anillo. Solo el cráter Odysseus tiene una depresión central que se asemeja a un pozo central. Los cráteres antiguos son menos profundos que los jóvenes, lo que está relacionado con el grado de relajación de la corteza [5] .

La concentración de cráteres en diferentes partes de la superficie de Tethys es diferente y depende de su edad. Cuanto más antigua es la superficie, más cráteres se han acumulado en ella. Esto permite establecer una cronología relativa para Tethys. El área llena de cráteres parece ser la más antigua; quizás su edad sea comparable a la edad del sistema solar (alrededor de 4.560 millones de años) [24] . La estructura más joven es el cráter Odyssey: su edad se estima entre 3760 y 1060 millones de años, dependiendo de la tasa de acumulación de cráteres aceptada [24] . El Cañón de Ítaca, a juzgar por la concentración de cráteres, es más antiguo que Odiseo [23] .

Educación y evolución

Se cree que Tethys se formó a partir de un disco de acreción o una subnebulosa de gas y polvo que existió cerca de Saturno durante algún tiempo después de su formación [5] . La temperatura en la región de la órbita de Saturno era baja, lo que significa que sus satélites se formaron a partir de hielo sólido. Probablemente había compuestos más volátiles como el amoníaco y el dióxido de carbono, pero se desconoce su contenido [13] .

La proporción extremadamente alta de hielo de agua en Tethys permanece sin explicación. Las condiciones de la subnebulosa de Saturno probablemente favorecieron las reacciones reductoras , incluida la formación de metano a partir del monóxido de carbono [25] . Esto puede explicar en parte por qué las lunas de Saturno, incluida Tetis, contienen más hielo que los cuerpos exteriores del sistema solar (como Plutón o Tritón ), ya que esta reacción libera oxígeno que, al reaccionar con el hidrógeno, forma agua [25] . Una de las hipótesis más interesantes es que los anillos y las lunas interiores se formaron a partir de grandes lunas ricas en hielo erosionadas por las mareas (como Titán) antes de que Saturno se las tragara [26] .

La acumulación probablemente duró varios miles de años antes de que Tethys se formara por completo. En este caso, las colisiones calentaron su capa exterior. Los modelos muestran que la temperatura alcanzó su punto máximo a unos 155 K  a una profundidad de unos 29 km [27] . Una vez completada la formación, debido a la conductividad térmica, la capa cercana a la superficie se enfrió, mientras que la interna se calentó [27] . Las capas cercanas a la superficie enfriadas se contrajeron mientras que las internas se expandieron. Esto provocó fuertes tensiones de tracción en la corteza de Tethys , de hasta 5,7 MPa, lo que probablemente condujo a la formación de grietas [28] .

Hay muy pocas rocas en Tethys. Por lo tanto, el calentamiento como resultado de la desintegración de elementos radiactivos apenas jugó un papel significativo en su historia [13] . Esto también significa que Tethys nunca experimentó un derretimiento significativo a menos que su interior fuera calentado por las mareas. Podrían producirse mareas fuertes con una excentricidad orbital significativa, que podría mantenerse, por ejemplo, mediante resonancia orbital con Dione u otra luna [13] . Los datos detallados sobre la historia geológica de Tethys aún no están disponibles.

Investigación

En 1979, Pioneer 11 sobrevoló Saturno . El acercamiento más cercano a Tethys, 329 197 km , ocurrió el 1 de septiembre de 1979 [29] [30] .

Un año después, el 12 de noviembre de 1980, la Voyager 1 pasó a una distancia mínima de 415.670 km de Tethys. Su gemela, la Voyager 2 , pasó más cerca el 26 de agosto de 1981, a unos 93 000 km [30] [8] [31] . La Voyager 1 transmitió solo una imagen de Tethys [32] con una resolución de menos de 15 km, mientras que la Voyager 2, volando más cerca del satélite, lo rodeó casi en un círculo (270°) y transmitió imágenes con una resolución de menos de 15 km. 2 kilómetros [8] . La primera característica importante de la superficie encontrada en Tetis fue el Cañón de Ítaca [31] . De todas las lunas de Saturno, Tethys ha sido fotografiada de forma más completa por Voyagers [21] .

En 2004, la nave espacial Cassini entró en órbita alrededor de Saturno . Durante su misión principal de junio de 2004 a junio de 2008, hizo un pase de objetivo muy cercano cerca de Tethys el 24 de septiembre de 2005 a una distancia de 1503 km. Más tarde, Cassini realizó muchas más aproximaciones sin objetivo a Tethys a una distancia de unas decenas de miles de kilómetros. Hará tales acercamientos en el futuro [30] [33] [6] [34] .

Durante la cita del 14 de agosto de 2010 (distancia 38 300 km), el cuarto cráter más grande de Tetis, Penélope , con un diámetro de 207 km, fue fotografiado en detalle [35] .

Las observaciones de Cassini permitieron compilar mapas de alta calidad de Tethys con una resolución de 0,29 km [3] . La nave espacial adquirió espectros de infrarrojo cercano de diferentes partes de Tethys, mostrando que su superficie está compuesta de hielo de agua mezclado con material oscuro [18] . Las observaciones en el espectro infrarrojo lejano permitieron estimar los posibles valores extremos del albedo bolométrico de Bond [7] . Las observaciones de radar a una longitud de onda de 2,2 cm mostraron que el regolito de hielo tiene una estructura compleja y es muy poroso [17] . Las observaciones de plasma en las proximidades de Tethys indican que no expulsa ningún plasma a la magnetosfera de Saturno [14] .

Todavía no hay planes definitivos para el estudio de Tethys por futuras naves espaciales. Quizás en 2020, la Misión del Sistema Titán Saturno se enviará al sistema Saturno .

Galería

Véase también

Notas

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