Tetis (luna) - Tethys (moon)
Descubrimiento | |
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Descubierto por | GD Cassini |
Fecha de descubrimiento | 21 de marzo de 1684 |
Designaciones | |
Designacion |
Saturno III |
Pronunciación | / T ɛ theta ɪ s / o / t i theta ɪ s / |
Lleva el nombre de |
Τηθύς Tēthys |
Adjetivos | Tethyan / t ɛ theta i ə n , t i - / |
Características orbitales | |
294 619 km | |
Excentricidad | 0,0001 |
1.887 802 d | |
Velocidad orbital media
|
11,35 kilómetros por segundo |
Inclinación | 1,12 ° (al ecuador de Saturno) |
Satélite de | Saturno |
Características físicas | |
Dimensiones | 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 kilometros |
Diámetro medio |
1 062 0,2 ± 1,2 kilometros (0,083 Tierras) |
Radio medio |
531,1 ± 0,6 kilometros |
Masa | (6.174 49 ± 0.001 32 ) × 10 20 kg (1.03 × 10 - 4 Tierras) |
Densidad media
|
0,984 ± 0,003 g / cm³ |
0,146 m / s² | |
0.394 kilómetros por segundo | |
sincrónico | |
cero | |
Albedo | |
Temperatura | 86 ± 1 K |
10,2 |
Tethys ( / t i theta ɪ s , t ɛ theta ɪ s / ), o Saturno III , es un tamaño medio luna de Saturno sobre 1.060 kilometros (660 mi) de ancho. Fue descubierto por GD 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 hecha de hielo de agua con solo una pequeña fracción de roca. Esto es confirmado por la espectroscopia de su superficie, que identificó el hielo de agua como el material dominante de la superficie. También está presente una pequeña cantidad de un material oscuro no identificado. La superficie de Tetis es muy brillante, siendo la segunda más brillante de las lunas de Saturno después de Encelado , y de color neutro.
Tetis está lleno de cráteres y cortado por una serie de grandes fallas / graben . El cráter de impacto más grande, Odysseus , tiene unos 400 km de diámetro, mientras que el graben más grande, Ithaca Chasma , tiene unos 100 km de ancho y más de 2000 km de largo. Estas dos características de la superficie más grandes pueden estar relacionadas. Una pequeña parte de la superficie está cubierta por llanuras lisas que pueden ser de origen criovolcánico . Como todas las demás lunas regulares de Saturno, Tetis se formó a partir de la subnebulosa de Saturno, un disco de gas y polvo que rodeó a Saturno poco después de su formación.
Tethys ha sido abordado por varias sondas espaciales, incluidas Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) y varias veces Cassini entre 2004 y 2017.
Descubrimiento y denominación
Tetis fue descubierto por Giovanni Domenico Cassini en 1684 junto con Dione , otra luna de Saturno. También había descubierto dos lunas, Rea y Japeto antes, en 1671–72. Cassini observó todas estas lunas usando un gran telescopio aéreo que instaló en los terrenos del Observatorio de París .
Cassini nombró a las cuatro lunas nuevas Sidera Lodoicea ("las estrellas de Luis") en honor al rey Luis XIV de Francia . A finales del siglo XVII, los astrónomos adquirieron el hábito de referirse a ellos y a Titán como Saturno I a Saturno V (Tetis, Dione, Rea, Titán, Jápeto). Una vez que William Herschel descubrió Mimas y Encelado en 1789 , el esquema de numeración se extendió a Saturno VII subiendo las cinco lunas más antiguas en dos ranuras. El descubrimiento de Hyperion en 1848 cambió los números por última vez, empujando a Jápeto hasta Saturno VIII . De ahora 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 Encelado). En su publicación de 1847 Resultados de las observaciones astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza , sugirió que se usaran los nombres de los titanes , hermanas y hermanos de Kronos (el análogo griego de Saturno). Tetis lleva el nombre de la titaness Tetis . También se le denomina Saturno III o S III Tetis .
El nombre Tethys tiene dos pronunciaciones habituales, ya sea con una 'larga' o un 'corto' e : / t i theta ɪ s / o / t ɛ theta ɪ s / . (Esto puede ser una diferencia de US / UK.) La forma adjetiva convencional del nombre es Tethyan , de nuevo, ya sea con un largo o un corto e .
Orbita
Tetis orbita Saturno a una distancia de unos 295.000 km (unos 4,4 radios de Saturno) desde el centro del planeta. Su excentricidad orbital es insignificante 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 cuerpos respectivos, esta interacción no causa ninguna excentricidad orbital notable o calentamiento de las mareas.
La órbita de Tethyan se encuentra en el interior de la magnetosfera de Saturno , por lo que el plasma que co-rota con el planeta golpea el hemisferio posterior de la luna. Tetis también está sujeto al bombardeo constante de las partículas energéticas (electrones e iones) presentes en la magnetosfera.
Tetis tiene dos lunas coorbitales , Telesto y Calypso, que orbitan cerca de los puntos troyanos de Tetis L 4 (60 ° adelante) y L 5 (60 ° detrás) respectivamente.
Características físicas
Tetis es la decimosexta luna más grande del Sistema Solar , con un radio de 531 km. Su masa es6.17 × 10 20 kg (0.000103 masa de la Tierra), que es menos del 1% de la Luna . La densidad de Tetis es de 0,98 g / cm³, lo que indica que está compuesta casi en su totalidad por hielo de agua.
No se sabe si Tetis se diferencia en un núcleo rocoso y un manto de hielo . Sin embargo, si se diferencia, el radio del núcleo no supera los 145 km y su masa está por debajo del 6% de la masa total. Debido a la acción de las fuerzas de marea y rotación, Tetis tiene forma de elipsoide triaxial . Las dimensiones de este elipsoide concuerdan con su interior homogéneo. La existencia de un océano subterráneo, una capa de agua salada líquida en el interior de Tetis, se considera poco probable.
La superficie de Tetis es una de las más reflectantes (en longitudes de onda visuales) del Sistema Solar, con un albedo visual de 1,229. Este albedo muy alto es el resultado del arenado de partículas del anillo E de Saturno, un anillo débil compuesto de pequeñas partículas de hielo de agua generadas por los géiseres del polo sur de Encelado . El albedo de radar de la superficie de Tethyan también es muy alto. El hemisferio delantero de Tetis es más brillante en un 10-15% que el siguiente.
El alto albedo indica que la superficie de Tetis está compuesta de hielo de agua casi pura 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 se ven fuertes bandas de absorción de hielo de agua a longitudes de onda de 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 μm. Ningún otro compuesto que no sea el hielo de agua cristalina se ha identificado de forma inequívoca en Tetis. (Los posibles componentes incluyen compuestos orgánicos , amoníaco y dióxido de carbono .) El material oscuro en el hielo tiene las mismas propiedades espectrales que se ven en las superficies de las lunas oscuras de Saturno: Jápeto e Hiperión . El candidato más probable es el hierro nanofásico o la hematita . Las mediciones de la emisión térmica y las observaciones de radar realizadas por la nave espacial Cassini muestran que el regolito helado en la superficie de Tetis es estructuralmente complejo y tiene una gran porosidad superior al 95%.
Características de la superficie
Patrones de colores
La superficie de Tetis tiene una serie de características a gran escala que se distinguen por su color y, a veces, por su brillo. El hemisferio posterior se vuelve cada vez más rojo y oscuro a medida que se acerca al anti-vértice del movimiento. Este oscurecimiento es responsable de la asimetría del albedo hemisférico mencionada anteriormente. El hemisferio anterior también se enrojece levemente a medida que se acerca al vértice del movimiento, aunque sin un oscurecimiento notable. Tal patrón de color bifurcado da como resultado la existencia de una banda azulada entre hemisferios siguiendo un gran círculo que atraviesa los polos. Esta coloración y oscurecimiento de la superficie de Tethyan es típica de los satélites de tamaño medio de Saturno. Su origen puede estar relacionado con una deposición de partículas de hielo brillantes del anillo E en los hemisferios principales y partículas oscuras provenientes de satélites externos 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.
En el hemisferio principal de Tetis, las observaciones de la nave espacial han encontrado una banda azulada oscura que se extiende 20 ° al sur y al norte del ecuador. La banda tiene una forma elíptica que se estrecha a medida que se acerca al hemisferio final. Existe una banda comparable solo en Mimas. Es casi seguro que la banda es causada por la influencia de electrones energéticos de la magnetosfera de Saturno con energías superiores a aproximadamente 1 MeV . Estas partículas se desplazan en la dirección opuesta a la rotación del planeta e impactan preferentemente en áreas del hemisferio principal cerca del ecuador. 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 las longitudes de onda del infrarrojo medio.
Geología
La superficie de Tetis consiste principalmente en un terreno montañoso lleno de cráteres dominado por cráteres de más de 40 km de diámetro. Una porción más pequeña de la superficie está representada por las llanuras lisas en el hemisferio posterior. También hay una serie de características tectónicas como chasmata y depresiones .
La parte occidental del hemisferio principal de Tetis está dominada por un gran cráter de impacto llamado Odiseo , cuyo diámetro de 450 km es casi 2/5 del del propio Tetis. El cráter ahora es bastante plano; más precisamente, su piso se ajusta a la forma esférica de Tetis. Lo más probable es que esto se deba a la relajación viscosa de la corteza helada de Tethyan durante el tiempo geológico. Sin embargo, la cresta del borde de Ulises se eleva aproximadamente 5 km por encima del radio medio del satélite. El complejo central de Ulises presenta un pozo central de 2 a 4 km de profundidad rodeado por macizos elevados de 6 a 9 km por encima del suelo del cráter, que a su vez está a unos 3 km por debajo del radio medio.
La segunda característica principal que se ve 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. Ithaca Chasma ocupa aproximadamente el 10% de la superficie de Tetis. Es aproximadamente concéntrico con Ulises: un polo de Ithaca Chasma se encuentra a solo aproximadamente 20 ° del cráter.
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 extra en su interior. El océano subsuperficial puede haber resultado de una resonancia orbital 2: 3 entre Dione y Tethys al principio de la historia del Sistema Solar que condujo a la excentricidad orbital y al calentamiento de las mareas del interior de Tethys. El océano se habría congelado después de que las lunas escaparan de la resonancia. Existe otra teoría sobre la formación de Ithaca Chasma: cuando ocurrió el impacto que causó el gran cráter Ulises, la onda de choque viajó a través de Tetis y fracturó la superficie helada y quebradiza. En este caso, Ithaca Chasma sería el graben del anillo más externo de Ulises. Sin embargo, la determinación de la edad basada en el recuento de cráteres en imágenes de Cassini de alta resolución mostró que Ithaca Chasma es más antigua que Odysseus, lo que hace que la hipótesis del impacto sea poco probable.
Las suaves llanuras del hemisferio posterior son aproximadamente antípodas de Ulises, aunque se extienden unos 60 ° hacia el noreste desde la antípoda exacta. Las llanuras tienen un límite relativamente marcado con el terreno lleno de cráteres circundante. La ubicación de esta unidad cerca de la antípoda de Ulises aboga por una conexión entre el cráter y las llanuras. Este último puede ser el resultado de enfocar 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 (la sacudida 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 Tethyan creadas por el impacto de Ulises.
Cráteres de impacto y cronología
La mayoría de los cráteres de impacto de Tethyan son de un tipo de 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 más superficiales que los jóvenes, lo que implica cierto grado de relajación.
La densidad de los cráteres de impacto varía en la superficie de Tetis. Cuanto mayor sea la densidad del cráter, más antigua será la superficie. Esto permite a los científicos establecer una cronología relativa para Tetis. El terreno lleno de cráteres es la unidad más antigua que probablemente se remonta a la formación del Sistema Solar hace 4.560 millones de años. La unidad más joven se encuentra dentro del cráter Odysseus con una edad estimada de 3,76 a 1,06 mil millones de años, dependiendo de la cronología absoluta utilizada. Ithaca Chasma es mayor que Ulises.
Origen y evolución
Se cree que Tetis se formó a partir de un disco o subnebulosa de acreción ; un disco de gas y polvo que existió alrededor de Saturno durante algún tiempo después de su formación. La baja temperatura en la posición de Saturno en la nebulosa solar significa que el hielo de agua fue el sólido principal 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 su abundancia no está bien limitada.
La composición extremadamente rica en hielo de agua de Tetis permanece 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. Esto puede explicar parcialmente por qué las lunas de Saturno, incluida Tetis, contienen más hielo de agua que los cuerpos exteriores del Sistema Solar como Plutón o Tritón, ya que el oxígeno liberado del monóxido de carbono reaccionaría con el hidrógeno que forma el agua. 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 de las mareas de una luna parecida a Titán antes de que Saturno se la tragara.
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 acompañan 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. Después del final de la formación debido a la conducción térmica , la capa subsuperficial se enfrió y el interior se calentó. La capa de enfriamiento cercana a la superficie se contrajo y el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones extensionales en la corteza de Tetis que alcanzaron estimaciones de 5,7 MPa , lo que probablemente provocó el agrietamiento.
Debido a que Tetis carece de un contenido sustancial de rocas, es poco probable que el calentamiento por desintegración de los elementos radiactivos haya jugado un papel significativo en su evolución posterior. Esto también significa que es posible que Tetis nunca haya experimentado un derretimiento significativo a menos que su interior haya sido calentado por las mareas. Pueden haber ocurrido, por ejemplo, durante el paso de Tetis a través de una resonancia orbital con Dione o alguna otra luna. Aún así, el conocimiento actual de la evolución de Tetis es muy limitado.
Exploración
El Pioneer 11 sobrevoló Saturno en 1979, y su aproximación más cercana a Tetis fue de 329,197 km el 1 de septiembre de 1979.
Un año después, el 12 de noviembre de 1980, la Voyager 1 voló 415,670 km desde Tetis. Su nave espacial gemela, la Voyager 2 , pasó a una distancia de 93.010 km de la luna el 26 de agosto de 1981. Aunque ambas naves tomaron imágenes de Tetis, la resolución de las imágenes de la Voyager 1 no excedió los 15 km, y solo las obtenidas por la Voyager 2 tenía una resolución de hasta 2 km. La primera característica geológica descubierta en 1980 por la Voyager 1 fue Ithaca Chasma. Más tarde, en 1981, la Voyager 2 reveló que casi giraba alrededor de la luna en 270 °. La Voyager 2 también descubrió el cráter Odysseus. Tetis fue el satélite de Saturno con más imágenes completas de los Voyager .
La nave espacial Cassini entró en órbita alrededor de Saturno en 2004. Durante su misión principal desde junio de 2004 hasta junio de 2008, realizó un sobrevuelo muy cercano de Tetis el 24 de septiembre de 2005 a una distancia de 1503 km. Además de este sobrevuelo, la nave espacial realizó muchos sobrevuelos no dirigidos durante sus misiones primarias y equinoccio desde 2004, a distancias de decenas de miles de kilómetros.
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 tomó la imagen del cuarto cráter más grande de Tetis, Penélope , que tiene 207 km de ancho. Se planean más sobrevuelos no dirigidos para la misión del solsticio en 2011-2017.
Las observaciones de Cassini permitieron producir mapas de alta resolución de Tetis con una resolución de 0,29 km. La nave espacial obtuvo espectros de infrarrojo cercano resueltos espacialmente de Tetis que muestran que su superficie está hecha de hielo de agua mezclado con un material oscuro, mientras que las observaciones del infrarrojo lejano restringieron el albedo de enlace bolométrico . Las observaciones de radar a la longitud de onda de 2,2 cm mostraron que el regolito de hielo tiene una estructura compleja y es muy poroso. Las observaciones de plasma en las cercanías de Tetis demostraron que es un cuerpo geológicamente muerto que no produce plasma nuevo en la magnetosfera de Saturno.
Las misiones futuras a Tetis y al sistema de Saturno son inciertas, pero una posibilidad es la Misión del Sistema Titán Saturno .
Cuadriláteros
Tetis se divide en 15 cuadrángulos :
- Área polar norte
- Anticleia
- Odiseo
- Alcinoso
- Telémaco
- Circe
- Polycaste
- Teoclymenus
- Penélope
- Salmoneo
- Ithaca Chasma
- Hermione
- Melantio
- Antinoo
- Área Polar Sur
Tetis en la ficción
Ver también
Notas
Citas
Referencias
- Canup, RM (12 de diciembre de 2010). "Origen de los anillos de Saturno y las lunas interiores por remoción masiva de un satélite perdido del tamaño de Titán". Naturaleza . 468 (7326): 943–6. Código Bibliográfico : 2010Natur.468..943C . doi : 10.1038 / nature09661 . PMID 21151108 . S2CID 4326819 .
- Carvano, JM; Migliorini, A .; Barucci, A .; Segura, M .; Equipo CIRS (abril de 2007). "Restringir las propiedades de la superficie de las lunas heladas de Saturno, utilizando espectros de emisividad Cassini / CIRS". Ícaro . 187 (2): 574–583. Código Bibliográfico : 2007Icar..187..574C . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.09.008 .
- Cassini, GD (1686-1692). "Un extracto del Journal Des Scavans. Del 22 de abril. N. 1686. Da cuenta de dos nuevos satélites de Saturno, descubierto últimamente por el Sr. Cassini en el Observatorio Real de París" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 16 (179-191): 79-85. Código Bibliográfico : 1686RSPT ... 16 ... 79C . doi : 10.1098 / rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 .
- "Cassini Solstice Mission: Fechas de gira de Saturno: 2011" . JPL / NASA. Archivado desde el original el 19 de septiembre de 2011 . Consultado el 18 de diciembre de 2011 .
- Chen, EMA; Nimmo, F. (10 a 14 de marzo de 2008). "Evolución térmica y orbital de Tetis según lo restringido por observaciones de superficie" (PDF) . 39ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, (XXXIX Ciencia Lunar y Planetaria) . League City, Texas. pag. 1968. Contribución de LPI No. 1391 . Consultado el 12 de diciembre de 2011 .
- Cook, Jia-Rui C. (16 de agosto de 2010). "Move Over Caravaggio: lunas claras y oscuras de Cassini" . JPL / NASA . Consultado el 18 de diciembre de 2011 .
- Dones, L .; Chapman, CR; McKinnon, WB; Melosh, HJ; Kirchoff, MR; Neukum, G .; Zahnle, KJ (2009). "Satélites helados de Saturno: cráteres de impacto y determinación de la edad". Saturno de Cassini-Huygens . págs. 613–635. doi : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_19 . ISBN 978-1-4020-9216-9.
- Filacchione, G .; Capaccioni, F .; McCord, TB; Coradini, A .; Cerroni, P .; Bellucci, G .; Tosi, F .; d'Aversa, E .; Formisano, V .; Marrón, RH; Baines, KH; Bibring, JP; Buratti, BJ; Clark, RN; Combes, M .; Cruikshank, DP; Drossart, P .; Jaumann, R .; Langevin, Y .; Matson, DL; Mennella, V .; Nelson, RM; Nicholson, PD; Sicardy, B .; Sotin, C .; Hansen, G .; Hibbitts, K .; Showalter, M .; Newman, S. (enero de 2007). "Satélites helados de Saturno investigados por Cassini-VIMS: I. Propiedades del disco completo: espectros de reflectancia de 350–5100 nm y curvas de fase". Ícaro . 186 (1): 259–290. Código bibliográfico : 2007Icar..186..259F . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.08.001 .
- Giese, B .; Wagner, R .; Neukum, G .; Helfenstein, P .; Thomas, PC (2007). "Tetis: espesor litosférico y flujo de calor de la topografía soportada por flexión en Ithaca Chasma" (PDF) . Cartas de investigación geofísica . 34 (21): 21203. Código bibliográfico : 2007GeoRL..3421203G . doi : 10.1029 / 2007GL031467 .
- Van Helden, Albert (agosto de 1994). "Nombrar los satélites de Júpiter y Saturno" (PDF) . El boletín de la División de Astronomía Histórica de la Sociedad Astronómica Estadounidense (32): 1–2. Archivado desde el original (PDF) el 14 de marzo de 2012 . Consultado el 17 de diciembre de 2011 .
- Hillier, John; Squyres, Steven W. (agosto de 1991). "Tectónica de estrés térmico en los satélites de Saturno y Urano". Revista de Investigación Geofísica . 96 (E1): 15, 665-15, 674. Bibcode : 1991JGR .... 9615665H . doi : 10.1029 / 91JE01401 .
- Howett, CJA; Spencer, JR; Pearl, J .; Segura, M. (abril de 2010). "Valores de albedo de inercia térmica y enlace bolométrico para Mimas, Encelado, Tetis, Dione, Rea y Japeto derivados de las mediciones de Cassini / CIRS". Ícaro . 206 (2): 573–593. Código bibliográfico : 2010Icar..206..573H . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.07.016 .
- Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (noviembre de 2006). "Océanos subsuperficiales e interiores profundos de satélites de planetas exteriores de tamaño mediano y grandes objetos transneptunianos" . Ícaro . 185 (1): 258-273. Código bibliográfico : 2006Icar..185..258H . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
- Jacobson, RA; Antreasian, PG; Bordi, JJ; Criddle, KE; Ionasescu, R .; Jones, JB; Mackenzie, RA; Meek, MC; Parcher, D .; Pelletier, FJ; Owen Jr., WM; Roth, DC; Roundhill, IM; Stauch, JR (diciembre de 2006). "El campo de gravedad del sistema de Saturno a partir de observaciones satelitales y datos de seguimiento de naves espaciales" . El diario astronómico . 132 (6): 2520–2526. Código Bibliográfico : 2006AJ .... 132.2520J . doi : 10.1086 / 508812 .
- Jacobson, RA (2010). "Parámetros orbitales medios del satélite planetario" . SAT339 - Efemérides del satélite JPL . JPL / NASA . Consultado el 17 de octubre de 2010 .
- Jaumann, R .; Clark, RN; Nimmo, F .; Hendrix, AR; Buratti, BJ; Denk, T .; Moore, JM; Schenk, PM; Ostro, SJ; Srama, Ralf (2009). "Satélites helados: evolución geológica y procesos superficiales". Saturno de Cassini-Huygens . págs. 637–681. doi : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_20 . ISBN 978-1-4020-9216-9.
- Johnson, TV; Estrada, PR (2009). "Origen del sistema de Saturno". Saturno de Cassini-Huygens . págs. 55–74. doi : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_3 . ISBN 978-1-4020-9216-9.
- Khurana, K .; Russell, C .; Dougherty, M. (febrero de 2008). "Retratos magnéticos de Tetis y Rea". Ícaro . 193 (2): 465–474. Código Bibliográfico : 2008Icar..193..465K . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.08.005 .
- Lassell, W. (14 de enero de 1848). "Observaciones de satélites de Saturno" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 8 (3): 42–43. Código Bibliográfico : 1848MNRAS ... 8 ... 42L . doi : 10.1093 / mnras / 8.3.42 . Consultado el 18 de diciembre de 2011 .
- Matson, DL; Castillo-Rogez, JC; Schubert, G .; Sotin, C .; McKinnon, WB (2009). "La evolución térmica y la estructura interna de satélites helados de tamaño medio de Saturno". Saturno de Cassini-Huygens . págs. 577–612. doi : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_18 . ISBN 978-1-4020-9216-9.
- Moore, Jeffrey M .; Schenk, Paul M .; Bruesch, Lindsey S .; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (octubre de 2004). "Características de gran impacto en satélites helados de tamaño medio" (PDF) . Ícaro . 171 (2): 421–443. Código Bib : 2004Icar..171..421M . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.05.009 .
- Muller, Daniel. "Línea de tiempo completa de la misión de Pioneer 11" . Consultado el 18 de diciembre de 2011 .
- Muller, Daniel. "Misiones a Tetis" . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2011 . Consultado el 16 de septiembre de 2014 .
- "Descripción de la misión Voyager" . El nodo de anillos del sistema de datos planetarios de la NASA. 19 de febrero de 1997. Archivado desde el original el 28 de abril de 2014 . Consultado el 16 de septiembre de 2014 .
- Observatorio ARVAL (15 de abril de 2007). "Satélites clásicos del sistema solar" . Observatorio ARVAL. Archivado desde el original el 9 de julio de 2011 . Consultado el 17 de diciembre de 2011 .
- Ostro, S .; West, R .; Janssen, M .; Lorenz, R .; Zebker, H .; Negro, G .; Lunine, Jonathan I .; Wye, L .; Lopes, R .; Pared, SD; Elachi, C .; Roth, L .; Hensley, S .; Kelleher, K .; Hamilton, GA; Gim, Y .; Anderson, YZ; Boehmer, RA; Johnson, WTK (agosto de 2006). "Observaciones de Cassini RADAR de Encelado, Tetis, Dione, Rea, Iapetus, Hyperion y Phoebe" (PDF) . Ícaro . 183 (2): 479–490. Código Bibliográfico : 2006Icar..183..479O . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.02.019 . Archivado desde el original (PDF) el 5 de marzo de 2016.
- Precio, Fred William (2000). El manual del observador del planeta . Cambridge; Nueva York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-78981-3.
- Roatsch, T .; Jaumann, R .; Stephan, K .; Thomas, PC (2009). "Mapeo cartográfico de los satélites helados utilizando datos de ISS y VIMS". Saturno de Cassini-Huygens . págs. 763–781. doi : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_24 . ISBN 978-1-4020-9216-9.
- Schenk, P .; Hamilton, DP; Johnson, RE; McKinnon, WB; Paranicas, C .; Schmidt, J .; Showalter, MR (enero de 2011). "Plasma, penachos y anillos: dinámica del sistema de Saturno como se registra en patrones de color global en sus satélites helados de tamaño mediano". Ícaro . 211 (1): 740–757. Código Bibliográfico : 2011Icar..211..740S . doi : 10.1016 / j.icarus.2010.08.016 .
- Seal, DA; Buffington, BB (2009). "La misión ampliada Cassini". Saturno de Cassini-Huygens . págs. 725–744. doi : 10.1007 / 978-1-4020-9217-6_22 . ISBN 978-1-4020-9216-9.
- Squyres, SW; Reynolds, Ray T .; Summers, Audrey L .; Shung, Felix (1988). "Calentamiento por acreción de los satélites de Saturno y Urano". Revista de Investigación Geofísica . 93 (B8): 8779–8794. Código bibliográfico : 1988JGR .... 93.8779S . doi : 10.1029 / JB093iB08p08779 . hdl : 2060/19870013922 .
- Stone, EC; Miner, ED (10 de abril de 1981). "Encuentro de la Voyager 1 con el sistema de Saturno" (PDF) . Ciencia . 212 (4491): 159-163. Código Bibliográfico : 1981Sci ... 212..159S . doi : 10.1126 / science.212.4491.159 . PMID 17783826 .
- Stone, EC; Miner, ED (29 de enero de 1982). "Encuentro de la Voyager 2 con el sistema de Saturno" (PDF) . Ciencia . 215 (4532): 499–504. Código bibliográfico : 1982Sci ... 215..499S . doi : 10.1126 / science.215.4532.499 . PMID 17771272 . S2CID 33642529 .
- Thomas, PC; Burns, JA; Helfenstein, P .; Squyres, S .; Veverka, J .; Porco, C .; Tortuga, EP; McEwen, A .; Denk, T .; Giesef, B .; Roatschf, T .; Johnsong, TV; Jacobsong, RA (octubre de 2007). "Formas de los satélites helados de Saturno y su significado" (PDF) . Ícaro . 190 (2): 573–584. Código bibliográfico : 2007Icar..190..573T . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.03.012 . Consultado el 15 de diciembre de 2011 .
- Verbiscer, A .; Francés, R .; Showalter, M .; Helfenstein, P. (9 de febrero de 2007). "Encelado: artista de graffiti cósmico atrapado en el acto". Ciencia . 315 (5813): 815. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 315..815V . doi : 10.1126 / science.1134681 . PMID 17289992 . S2CID 21932253 . (material de apoyo en línea, tabla S1)
enlaces externos
- Perfil de Tetis en el sitio de exploración del sistema solar de la NASA
- Película de la rotación de Tethys de Calvin J. Hamilton (basada en imágenes de la Voyager )
- La sociedad planetaria: Tetis
- Imágenes de Cassini de Tetis
- Imágenes de Tetis en el Photojournal planetario del JPL
- Modelo de forma 3D de Tethys (requiere WebGL)
- Película de la rotación de Tetis de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica
- Tetis globales y polares mapas base (agosto de 2010) de la Cassini imágenes
- Atlas de Tetis (agosto de 2008) de imágenes de Cassini
- Nomenclatura de Tetis y mapa de Tetis con nombres de características de la página de nomenclatura planetaria del USGS
- Google Tethys 3D , mapa interactivo de la luna