Tetis (luna)

Tethys (), o Saturno III, es una luna mediana de Saturno de unos 1060 km (660 mi) de diámetro. Fue descubierto por G. D. Cassini en 1684 y lleva el nombre del titán Tethys de la mitología griega.

Tethys tiene una densidad baja de 0,98 g/cm³, 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 se confirma por la espectroscopia de su superficie, que identificó el hielo de agua como el material superficial dominante. 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.

Tethys tiene muchos cráteres y está cortado por una serie de grandes fallas/grabens. 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 2000 km de largo. Estas dos características superficiales más grandes pueden estar relacionadas. Una pequeña parte de la superficie está cubierta por llanuras suaves que pueden ser de origen criovolcánico. Como todas las demás lunas regulares de Saturno, Tethys 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 por Cassini entre 2004 y 2017.

Descubrimiento y nomenclatura

Tethys fue descubierto por Giovanni Domenico Cassini en 1684 junto con Dione, otra luna de Saturno. También había descubierto dos lunas, Rea y Iapetus antes, en 1671-1672. Cassini observó todas estas lunas utilizando un gran telescopio aéreo que instaló en los terrenos del Observatorio de París.

Cassini nombró a las cuatro lunas nuevas como Sidera Lodoicea ("las estrellas de Luis") en honor al rey Luis XIV de Francia. A finales del siglo XVII, los astrónomos adoptaron la costumbre de referirse a ellos y a Titán como Saturno I a Saturno V (Tethys, Dione, Rhea, Titan, Iapetus). Una vez que William Herschel descubrió Mimas y Encelado en 1789, el esquema de numeración se amplió a Saturno VII al subir dos ranuras las cinco lunas más antiguas. El descubrimiento de Hiperión en 1848 cambió los números por última vez, elevando a Jápeto hasta Saturno VIII. En adelante, el esquema de numeración se mantendría 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 observaciones astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza, sugirió que se usaran los nombres de los Titanes, hermanos y hermanas de Kronos (el análogo griego de Saturno). Tetis lleva el nombre de la titánide Tetis. También se designa como Saturno III o S III Tethys.

El nombre Tethys tiene dos pronunciaciones habituales, ya sea con un 'largo' o un 'corto' e: o. (Esta podría ser una diferencia entre EE. UU. y el Reino Unido). La forma adjetival convencional del nombre es Tethyan, nuevamente con una e larga o corta.

Órbita

Tethys orbita alrededor de Saturno a una distancia de unos 295 000 km (alrededor de 4,4 radios de Saturno) desde el centro del planeta. Su excentricidad orbital es despreciable y su inclinación orbital es de aproximadamente 1°. Tethys está encerrado 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 o calentamiento de marea notable.

La órbita de Tethyan se encuentra en lo profundo de la magnetosfera de Saturno, por lo que el plasma que gira junto con el planeta golpea el hemisferio posterior de la luna. Tethys también está sujeta al bombardeo constante de las partículas energéticas (electrones e iones) presentes en la magnetosfera.

Tetis tiene dos lunas coorbitales, Telesto y Calipso, que orbitan cerca de los puntos troyanos de Tetis L4 (60° por delante) y L5 (60° por detrás), respectivamente.

Características físicas

Comparación de tamaño de la Tierra, la Luna y Tethys.

Tethys es la decimosexta luna más grande del Sistema Solar, con un radio de 531 km. Su masa es 6.17 ×10²⁰ kg(0,000103 masa terrestre), que es menos del 1 % de la Luna. La densidad de Tethys es de 0,98 g/cm³, lo que indica que está compuesto casi en su totalidad por hielo de agua. También es la quinta más grande de las lunas de Saturno. No se sabe si Tethys se diferencia en un núcleo rocoso y un manto de hielo. Sin embargo, si es 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, Tethys tiene la forma de elipsoide triaxial. Las dimensiones de este elipsoide son consistentes con que tenga un interior homogéneo. La existencia de un océano subterráneo, una capa de agua salada líquida en el interior de Tethys, 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 chorro de arena de 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 Encelado. El albedo de radar de la superficie de Tethyan también es muy alto. El hemisferio anterior de Tetis es un 10-15% más brillante que el posterior.

El alto albedo indica que la superficie de Tethys está compuesta de hielo de agua casi puro con solo una pequeña cantidad de materiales más oscuros. El espectro visible de Tethys es plano y sin rasgos distintivos, mientras que en el infrarrojo cercano son visibles bandas de absorción de hielo de agua fuerte en longitudes de onda de 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 μm. En Tethys no se ha identificado sin ambigüedad ningún compuesto que no sea hielo de agua cristalina. (Los posibles constituyentes 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: Japeto e Hiperión. El candidato más probable es el hierro en nanofase o la hematita. 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 Tethys es estructuralmente complejo y tiene una gran porosidad superior al 95%.

Mapa de color mejorado (27,2 MB) mostrando el enrojecimiento del hemisferio (izquierda) y la banda azulada en el hemisferio líder

Mapas de color mejorado
hemisferio norte y sur

Mapas de color mejorado
Hemisferios de seguimiento y dirección

Características de la superficie

Tethys Cassini (11 de abril de 2015).

Patrones de colores

Tethys – Arcos Rojos (11 de abril de 2015)

La superficie de Tethys tiene varias 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 antiápice de movimiento. Este oscurecimiento es responsable de la asimetría del albedo hemisférico mencionada anteriormente. El hemisferio delantero también se enrojece ligeramente a medida que se acerca al vértice del movimiento, aunque sin oscurecerse de forma apreciable. Tal patrón de color bifurcado da como resultado la existencia de una banda azulada entre los hemisferios siguiendo un gran círculo que atraviesa los polos. Esta coloración y oscurecimiento de la superficie de Tethyan es típico de los satélites de tamaño medio de Saturno. Su origen puede estar relacionado con una deposición de partículas de hielo brillante del anillo E en los hemisferios delanteros y partículas oscuras provenientes de los satélites exteriores en los hemisferios traseros. 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 delantero de las observaciones de la nave espacial Tethys se ha encontrado 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 posterior. Una banda comparable existe 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 delantero cerca del ecuador. Los mapas de temperatura de Tethys obtenidos por Cassini han mostrado 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 'Pac-man' en las longitudes de onda del infrarrojo medio..

Geología

La superficie de Tethys se compone principalmente de terreno montañoso con cráteres dominado por cráteres de más de 40 km de diámetro. Una porción más pequeña de la superficie está representada por las llanuras suaves en el hemisferio posterior. También hay una serie de características tectónicas como chasmata y canales.

Cassini vista del hemisferio frente a Saturno de Tethys, mostrando el gigante grifo Ithaca Chasma, el cráter Telemachus arriba, y lisas suaves a la derecha

La parte occidental del hemisferio delantero de Tethys está dominada por un gran cráter de impacto llamado Odysseus, cuyo diámetro de 450 km es casi 2/5 del de Tethys. El cráter ahora es bastante plano; más precisamente, su suelo se ajusta a la forma esférica de Tethys. Lo más probable es que esto se deba a la relajación viscosa de la corteza helada de Tethyan a lo largo del tiempo geológico. Sin embargo, la cresta del borde de Odysseus se eleva aproximadamente 5 km por encima del radio medio del satélite. El complejo central de Odiseo presenta un pozo central de 2 a 4 km de profundidad rodeado de macizos elevados entre 6 y 9 km sobre el suelo del cráter, que a su vez está a unos 3 km por debajo del radio promedio.

La segunda característica importante que se ve en Tethys 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 del camino alrededor de Tethys' circunferencia. Ithaca Chasma ocupa alrededor del 10% de la superficie de Tethys. Es aproximadamente concéntrico con Odiseo: un polo de Ithaca Chasma se encuentra a solo aproximadamente 20 ° del cráter.

El gran cráter poco profundo Odysseus, con su complejo central elevado, el Scheria Montes, está en la parte superior de esta imagen.

Se cree que Ithaca Chasma se formó cuando el agua líquida interna de Tethys se solidificó, lo que provocó que la luna se expandiera y agrietara la superficie para acomodar el volumen adicional que contenía. El océano subterráneo puede haber resultado de una resonancia orbital 2:3 entre Dione y Tethys a principios de la historia del Sistema Solar que condujo a la excentricidad orbital y al calentamiento por marea 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 provocó el gran cráter Odysseus, la onda de choque viajó a través de Tethys y fracturó la superficie helada y quebradiza. En este caso, Ithaca Chasma sería el graben anular más externo de Odiseo. 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 que la hipótesis del impacto sea poco probable.

Las suaves llanuras del hemisferio posterior son aproximadamente las antípodas de Odiseo, aunque se extienden unos 60° al noreste desde la antípoda exacta. Las llanuras tienen un límite relativamente definido con el terreno circundante lleno de cráteres. La ubicación de esta unidad cerca de Odysseus' antípoda aboga por una conexión entre el cráter y las llanuras. Esto 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 definidos (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 creada por el impacto de Odiseo.

Cráteres de impacto y cronología

La mayoría de los cráteres de impacto de Tethyan son del 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 menos profundos que los jóvenes, lo que implica un grado de relajación.

La densidad de los cráteres de impacto varía en la superficie de Tethys. Cuanto mayor es la densidad del cráter, más antigua es la superficie. Esto permite a los científicos establecer una cronología relativa para Tethys. El terreno con cráteres es la unidad más antigua que probablemente se remonta a la formación del Sistema Solar hace 4560 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, según la cronología absoluta utilizada. Ítaca Chasma es mayor que Odiseo.

Origen y evolución

Tethys (más bajo derecho) cerca de Saturno y sus anillos

Tethys y
Anillos de Saturno

Tethys y los anillos de Saturno

Tethys, Hyperion y Prometheus

Tethys y Janus

Se cree que Tethys 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. 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 restringida.

La composición extremadamente rica en hielo de agua de Tethys 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 Tethys, 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 agua formando hidrógeno. 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 parecida a Titán antes de que Saturno 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 acompañaron a la acumulación causaron el calentamiento de la capa exterior de Tethys, 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 del subsuelo se enfrió y el interior se calentó. La capa de refrigeración cercana a la superficie se contrajo y el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones de extensión en la corteza de Tethys que alcanzaron estimaciones de 5,7 MPa, lo que probablemente condujo al agrietamiento.

Debido a que Tethys carece de un contenido sustancial de roca, es poco probable que el calentamiento por desintegración de elementos radiactivos haya jugado un papel importante en su evolución posterior. Esto también significa que es posible que Tethys 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 Tethys a través de una resonancia orbital con Dione o alguna otra luna. Aún así, el conocimiento actual de la evolución de Tethys es muy limitado.

Exploración

Animación de la rotación de Tethys

Pioneer 11 sobrevoló Saturno en 1979 y su máximo acercamiento a Tethys 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 Tethys. Su nave espacial gemela, la Voyager 2, pasó tan cerca como a 93 010 km de la luna el 26 de agosto de 1981. Aunque ambas naves tomaron imágenes de Tethys, la resolución de la Voyager 1's no superaban los 15 km, y solo las obtenidas por Voyager 2 tenían una resolución de hasta 2 km. La primera característica geológica descubierta en 1980 por Voyager 1 fue Ithaca Chasma. Más tarde, en 1981, la Voyager 2 reveló que casi dio la vuelta a la luna recorriendo 270°. Voyager 2 también descubrió el cráter Odysseus. Tethys fue el satélite de Saturno con imágenes más completas de las Voyagers.

Tethys cerca de Saturno (11 abril 2015).

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 Tethys 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 de 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 tomaron imágenes del cuarto cráter más grande de Tetis, Penélope, que tiene 207 km de ancho. Se planearon más sobrevuelos no dirigidos para la misión del solsticio en 2011-2017.

Cassini' permitieron producir mapas de alta resolución de Tetis con la resolución de 0,29 km. La nave espacial obtuvo espectros del infrarrojo cercano de Tethys resueltos espacialmente 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 en 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 proximidades de Tethys demostraron que es un cuerpo geológicamente muerto que no produce nuevo plasma en la magnetosfera de Saturno.

Las futuras misiones a Tethys y al sistema de Saturno son inciertas, pero una posibilidad es la misión del sistema Titan Saturn.

Cuadrángulos

Los quadrangles de Tethys

Tethys se divide en 15 cuadriláteros:

Tethys en la ficción