Tetis (satélite)


Tetis (satélite)
Tetis
Inset-sat tethys-large.jpg
Satélite Tetis.
Descubrimiento
Descubridor Giovanni Cassini
Fecha 21 de marzo de 1684
Elementos orbitales
Inclinación 1,12 °
Semieje mayor 294.619 km
Excentricidad 0,000 1[1] [2]
Período orbital sideral 1,887 días[2]
Satélite de Saturno
Características físicas
Masa 6,17449 ± 0,00132)×1020 kg[3]
Dimensiones 1080,8 × 1062,2 × 1055 km[6]
Densidad 0,9735 ± 0,0038 g/cm³
Diámetro 1.059,8 km
Gravedad 0,16 m/s²
Periodo de rotación 1,888 días
(síncrono con su órbita)
Inclinación axial 0,00 °
Magnitud absoluta 10,2[4]
Albedo 1,229 ± 0,005[5]
Características atmosféricas
Temperatura 86 K
Composición Sin atmósfera

Tetis es el quinto satélite más grande de Saturno, con un diámetro de 1.060 km, y también conocido como Saturno III. Está situado a una distancia de 294.619 km del planeta y su periodo orbital es de 1,888 días, el mismo que su rotación. Fue descubierto en 1684 por Giovanni Domenico Cassini (1625-1712).

Contenido

Características físicas

Imagen de Tetis y sus crateres obtenida por la sonda Cassini.

Tetis es un satélite helado de tamaño mediano similar a Dione y Rea. Está densamente cubierto de cráteres y tiene una densidad de 1.21 g/cm³, la cual es próxima a la del agua, por lo que se piensa que está compuesto principalmente de ella. Su superficie contiene numerosas hendiduras causadas por fallas en la superficie congelada. La temperatura de su superfice es de -187 Â°C.

Existen dos tipos diferentes de superficies en Tetis: la primera se compone de regiones de alta densidad de craterización, y la segunda consiste de un 'anillo' difuso con pocos cráteres y de un color ligeramente oscuro que se extiende por esta luna. El bajo nivel de craterización de esta segunda región indica que Tetis estuvo geológicamente activo alguna vez: material interno cubrió las regiones más viejas (las cuales tenían muchos cráteres).

Ithaca Chasma

Imagen de Ithaca Chasma obtenida por la sonda Cassini.

La segunda característica física prominente de Tetis es un enorme valle llamado Ithaca Chasma, de 100 km de ancho y de 3 a 5 km de profundidad. Tiene una longitud de 2000 km, lo cual es aproximadamente 3/4 de la circunferencia de Tetis. Se piensa que Ithaca Chasma se formó cuando el agua líquida dentro de Tetis se solidificó, provocando la expansión de esta luna y la consiguiente fracturización de la superficie congelada -algo apoyado por una teoría reciente, sugiriendo que la órbita de Tethys aumentó su excentricidad debido a la atracción gravitatoria de la vecina Dione, provocando ello que su interior se derritiera y con ello la formación de un océano subterráneo que persistió hasta que Tethys volvió a una órbita de menor excentricidad, congelándose a continuación-.[7] Otra posible explicación es que Ithaca Chasma se formó debido a la energía del impacto que provocó el cráter Odysseus, el cual está en el lado opuesto de este satélite.

La nave Cassini pasó muy cerca (1.500 de la superficie) de Tetis el 24 de septiembre del 2005. Las cámaras de Cassini confirmaron que Ithaca Chasma es muy viejo, ya que se encuentran muchos cráteres en su interior.

Recientemente se ha descubierto gracias a la misión Cassini-Huygens que tanto Tetis cómo Dione están expulsando chorros de partículas al espacio, lo cual indica cierta actividad geológica presente.

Cráter Odysseus

Imagen de Tetis y mostrando el crater Odysseus

El hemisferio occidental contiene un gigantesco cráter denominado Odysseus: tiene un diámetro de 400 km, lo cual es aproximadamente 2/5 del diámetro de Tetis. Este cráter se conforma a la superficie esférica de Tetis, sin los picos centrales prominentes o las cadenas montañosas comunes en los cráteres de la Luna y Mercurio. Eso se debe a la relajación viscosa de la débil superfice helada de Tetis a través de tiempos geológicos. Se estima que el objeto que produjo Odysseus fue un cometa de unos ~25 km de diámetro.

Satélites troyanos

Los satélites troyanos Telesto y Calipso orbitan Saturno a la misma distancia de Tetis, pero lo hacen 60o delante y 60o detrás, o sea, se encuentran en los puntos Lagrangianos L4 y L5 de Tetis respectivamente.

Referencias

  1. ↑ Jacobson, R.A. (2006) SAT252 (28-06-2007). «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». JPL/NASA. Consultado el 08-02-2008.
  2. ↑ a b NASA Celestia
  3. ↑ Jacobson, R. A.; et al. (2005). «The GM values of Mimas and Tethys and the libration of Methone». Astronomical Journal 132:  pp. 711. doi:10.1086/505209. http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/505209. 
  4. ↑ «Classic Satellites of the Solar System». Observatorio ARVAL. Consultado el 28-09-2007.
  5. ↑ Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; and Helfenstein, P.; Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act, Science, Vol. 315, No. 5813 (February 9, 2007), p. 815 (supporting online material, table S1)
  6. ↑ Thomas, P. C.; Veverka, J.; Helfenstein, P.; Porco, C.; Burns, J.; Denk, T.; Turtle, E. P.; Jacobson, R. A. (March 13-17 2006). «Shapes of the Saturnian Icy Satellites» (PDF). 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1639.pdf. 
  7. ↑ Saturn moon 'once had ocean'

Véase también


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