Tetis (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Tetis
Inset-sat tethys-large.jpg
Tetis nunha imaxe tomada pola "Voyager 2" no ano 1981, coa xigantesca fenda chamada Ítaca Chasma estendéndose diagonalmente dende abaixo a esquerda cara arriba a dereita ata o cráter Telémaco. As chairas suaves do hemisferio de vangarda, coa súa baixa densidade de cráteres, poden ser vistas abaixo cara a dereita.
Descubrimento
Descuberto por G. D. Cassini
Data do descubrimento 21-03-1684 
Designacións
Designación alternativa Saturno III
Características Orbitais
Eixo Semi-maior 294 619 km
Excentricidade 0,0001[1]
Período Orbital 1,887802 d
Inclinación orbital 1,12° (respecto do ecuador de Saturno)
Satélite de: Saturno
Características Físicas
Dimensións 1076,8 × 1057,4 × 1052,6 km[2]
Raio medio 531,1 ± 0,6 km (0,083 Terras)[2]
Masa 6,17449 ± 0,00132 x 1020 kg[3] (1,03 x 10-4 Terras)
Densidade media 0,984 ± 0,003 g/cm³[2]
Gravidade superficial ecuatorial 0,147 m/s²[alpha 1]
Velocidade de escape 0,394 km/s[alpha 2]
Período de rotación sideral sincrónica[4]
Oblicuidade da eclíptica cero
Albedo 1,229 ± 0,005 (xeométrico)[5]

0,80 ± 0,15 (albedo de Bond)[4]
0,67 ± 0,11 (albedo bolométrico de Bond)[6]

Temperaturas 86 ± 1 K[7]
Magnitude aparente 10,2[8]

Tetis ou Saturno III é unha lúa de tamaño medio de Saturno, que ten un diámetro duns 1.060 km. Foi descuberta por G. D. Cassini no ano 1684 e máis tarde bautizada co nome do titán Tetis da mitoloxía grega.

Tetis ten unha densidade baixa, de 0,98 g/cm ³, o que indica que está composta principalmente de xeo de auga, con só unha pequena fracción do rocha. Isto está confirmado pola espectroscopia da súa superficie, a cal identificou ó xeo de auga coma o material predominante da súa superficie. Unha pequena cantidade de material escuro non identificado está tamén presente. A superficie de Tetis é moi brillante, sendo a segunda máis brillante entre as lúas de Saturno, despois de Encélado, e é de cor neutra.

Tetis ten moitos cráteres e a súa superficie está cortada por un pequeno número de fallas/graben de grandes proporcións. O maior cráter de impacto é Odiseo, que ten preto de 400 km de diámetro, mentres cá maior graben é Ítaca Chasma, que ten de preto de 100 km de ancho e máis de 2.000 km de lonxitude. Estas dúas grandes características da superficie poderían estar relacionadas. Unha pequena parte da superficie está cuberta por chairas suaves que poderían ter unha orixe criovolcánica. Como tódalas outras lúas esféricas de Saturno, Tetis formouse a partir da sub-nebulosa de gas e po que rodeaba Saturno despois da súa formación.

Tetis foi explorada por varias sondas espaciais, incluíndo a Pioneer 11 (1979), a Voyager 1 (1980), a Voyager 2 (1981), e a Cassini dende 2004.

Descubrimento e nomeamento[editar | editar a fonte]

Tetis foi descuberta por Giovanni Domenico Cassini en 1684, xunto con Dione, outra das lúa de Saturno. Tamén descubriu dúas lúas con antelación, Rea e Iapeto, no ano 1671-1672.[9] Cassini observou todas estas lúas utilizando un gran telescopio aéreo que montou nos terreos do Observatorio de París.[10]

Cassini bautizou as catro lúas novas coma Sidera Lodoicea ("as estrelas de Louis") en homenaxe ó rei Luís XIV de Francia.[11] Pero a finais do século XVII, os astrónomos caeron no hábito de referirse a elas de xeito numérico, asignándolle a Titán o primeiro lugar, coma "Saturno I", e a serie chegaba por aquel entón ata "Saturno V" (Tetis, Dione, Rea, Titán, Iapeto).[9] Unha vez que Mimas e Encélado foron descubertas en 1789, a serie numérica foi estendida ata Saturno VII, movendo dous postos a algunha das vellas lúas. O descubrimento de Hiperion, no ano 1848, cambiou os números unha última vez, movendo a Iapeto ata Saturno VIII. De aí en diante, a serie numérica permanecería fixa.

Os nomes modernos de dos sete satélites de Saturno veñen de John Herschel (fillo de William Herschel, descubridor de Mimas e Encélado).[9] Na súa publicación de 1847 Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope (resultados das observacións astronómicas realizadas no Cabo de Boa Esperanza),[12] suxeriu que fosen usados os nomes dos Titáns, irmás e irmáns de Kronos (o deus grego análogo a Saturno). Despois diso, a lúa recibiría o nome do titán Tetis da mitoloxía grega.[9]. Tamén é designado coma Saturno III ou S III Tetis.

Órbita[editar | editar a fonte]

Tetis orbita ó redor de Saturno a unha distancia duns 295.000 km (case de 4,4 raios de Saturno) respecto do centro do planeta. A excentricidade orbital é desprezable, mentres que a inclinación orbital é de preto de 1 grao. A lúa está ancorada nunha resonancia orbital con Mimas, que, con todo, non causa ningún excentricidade orbital visible e quecemento interno por mor das mareas gravitatorias.[13]

A órbita de Tetis atópase totalmente inmersa dentro da magnetosfera de Saturno, de xeito que o plasma en co-rotación co planeta bate contra ó hemisferio de retagarda da lúa. Tetis tamén está suxeito ó constante bombardeo por parte das partículas enerxéticas (electróns e ións) presentes na magnetosfera.[14]

Tetis ten dúas lúas co-orbitais, Telesto e Calipso orbitando preto dos puntos de Lagrange de Tetis (L4 60° á cabeza) e L5} (60° cara atrás).

Características físicas[editar | editar a fonte]

Mapa de Tetis (O hemisferio de retagarda queda a dereita)

Con 1.066 km de diámetro, Tetis é a 16ª maior lúa do Sistema Solar, e posúe máis masa cá suma da masa tódalas lúas coñecidas menores cá propia Tetis.[alpha 3] A densidade de Tetis é de 0,98 g/cm³, o que indica que está composta case por enteiro de xeo de auga. A masa do material rochoso non superaría o 6% da masa da lúa.[15]

Non se sabe se Tethys é ten un interior diferenciado, cun núcleo rochoso e un manto de xeo. Con todo, se está diferenciado, o raio do núcleo sería de case 145 km. Debido á acción de forzas de marea e da rotación, Tetis ten a forma dun elipsoide triaxial. As dimensións deste elipsoide son acordes cunha Tetis cun interior homoxéneo.[15] A existencia dun océano por baixo da superficie, unha capa de auga líquida no interior de Tetis - é considerada coma improbable.[16]

A superficie de Tetis é unha das máis reflexivas (a lonxitudes de onda visibles) do sistema solar, cun albedo visual 1,229. Este albedo moi alto é o resultado da abrasión producida polas partículas do anel E de Saturno, un feble anel composto de pequenas partículas de xeo de auga, xeradas por géiseres do polo sur de Encélado.[5] O albedo da superficie de Tetis visto por radar tamén é moi alto.[17] O hemisferio de vangarda de Tetis é o máis brillante, cun 10-15% máis co hemisferio de retagarda.[18]

O albedo alto indica que a superficie da Tetis está composta case na súa totalidade de xeo de auga, con só unha pequena cantidade dun material escuro. O espectro visible da lúa é plano e sen características dignas de mención, mentres que no infravermello próximo aparecen fortes bandas de absorción de xeo de auga a lonxitudes de onde de 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0.[18]Non foi identificado en Tetis ningún outro composto agás o xeo cristalino de auga.[4] (outros posibles compoñentes incluirían compostos orgánicos, amoníaco e dióxido de carbono). O material escuro do xeo ten as mesmas propiedades espectrais có material escuro que pode ver nas superficies das lúas Iapeto e Hiperion. O candidato máis probable é ferro ou hematita.[4] Medicións da emisión térmica, así como observacións por radar feitas pola sonda Cassini mostran que o regolito de xeo da superficie de Tetis é estruturalmente complexo[17] e que ten unha gran porosidade, máis do 95%.[19]

Características da superficie[editar | editar a fonte]

Mapa en cores realzadas de Tetis que amosan un hemisferio de retagarda avermellado (esquerda) e unha banda azulada no hemisferio de vangarda (dereita).


Patróns de cores[editar | editar a fonte]

A superficie de Tetis ten unha serie de características a gran escala que se distinguen pola súa cor e ás veces polo seu brillo. O hemisferio retagarda está cada vez máis vermello e escuro, así coma nos imos achegando ó polo do hemisferio. Este escurecemento é responsable da asimetría hemisférica do albedo mencionado arriba.[20] O hemisferio de vangarda tamén se avermella lixeiramente, así coma nos imos achegando ó seu polo, aínda que sen un escurecemento perceptible.[20] Tamén existe unha banda azul entre os hemisferios seguindo un gran círculo que se executa a través dos polos. Esta cor e escurecemento da superficie de Tetis é típico dos satélites de tamaño medio de Saturno. A súa orixe pode estar relacionado cun deposito de partículas de xeo brillantes procedentes do anel E que se depositarían nos hemisferios de vangarda e as partículas escuras que procederían de satélites máis externos que serían depositadas sobre os hemisferios de retagarda. O escurecemento dos hemisferios de retagarda tamén pode estar causado polo impacto do plasma da magnetosfera de Saturno, o cal está en co-rotación co planeta.[20]

Observacións espaciais do hemisferio de vangarda de Tetis descubriron unha banda azul escuro que abrangue dende os 20° ó sur e ó norte do ecuador. A banda ten unha forma elíptica que vai estreitándose así coma se vai achegando ó hemisferio retagarda. Só existe unha banda comparable en Mimas.[20]. A banda é seguramente causada pola influencia de electróns de alta enerxía da magnetosfera saturniana, con enerxías superiores ós case 1 MeV. Estas partículas van á deriva en dirección contraria á rotación do planeta e impactan principalmente en zonas do hemisferio de vangarda preto do ecuador.[20] Os mapas de temperatura de Tetis obtidos pola Cassini, mostraron que esta rexión azulada é máis fría ó mediodía cás áreas circundantes, dándolle ó satélite unha aparencia de "Pac-Man" -en lonxitudes de onda do infravermello medio.[21]

Xeoloxía[editar | editar a fonte]

A xeoloxía de Tetis é relativamente simple. A superficie está composta principalmente de terreo montañoso con cráteres, onde destacan cráteres de máis de 40 km de diámetro. Unha pequena parte da superficie está representada polas chairas suaves do hemisferio de retagarda. Hai tamén un pequeno número doutras características de orixe tectónico, tales coma as chasmata, fendas e canles.[22]

Vista do hemisferio de Tetis que está cara a Saturno, amosando a xigantesca falla de Ítaca Chasma, o cráter Telémaco está arriba e as chairas suaves cara á dereita.

A parte occidental do hemisferio de vangarda de Tetis está dominado por un gran cráter de impacto chamado Odiseo, con 450 km de diámetro que son preto de 2/5 parte do diámetro de Tetis. O cráter é agora bastante plano ou para ser máis precisos, o chan ten a mesma forma esférica de Tetis. Isto é probablemente debido á relaxación viscosa da codia xeada de Tetis ó longo do tempo xeolóxico. Con todo, as cristas do borde do cráter Ulises están 5 km por enriba do raio medio de satélite. O complexo central de Odiseo posúe un pozo central de 2-4 km de profundidade rodeado por macizos elevados 6-9 km por riba do chan do cráter, os cales en si están preto de 3 km por baixo do raio medio.[22]

A segunda característica máis importante de Tetis é un gran val chamado Ítaca Chasma, de preto de 100 km de ancho e 3 km de profundidade. Ten máis de 2000 km de lonxitude, unhas 3/4 partes do percorrido ó redor da circunferencia da Tetis.[22] Ithaca Chasma ocupa preto de 10% da superficie de Tetis. É aproximadamente concéntrica con Odiseo, un polo de Ítaca Chasma está a só uns 20° dende o cráter.[4]

Pénsase que Ìtaca Chasma se formou cando a auga líquida interna de Tetis se solidificou, facendo que a lúa se expandise e racharse a súa superficie para acomoda-lo volume extra do interior. O océano baixo a superficie podería ter sido o resultado dunha resonancia orbital de 2:3 entre Dione e Tetis, nos inicios da historia do sistema solar que levou a lúa a ter excentricidade orbital e o quecemento do seu interior por mor das mareas gravitatorias. O océano teríase conxelado despois de que as lúas escapasen da resonancia.[23] Hai outra teoría sobre a formación de Ítaca Chasma: cando ocorreu o impacto que causou o gran cráter Odiseo, a onda de choque viaxou ó longo de Tetis e fracturou o xeo quebradizo da superficie. Neste caso Ithaca Chasma sería o graben anular máis externo de Odiseo.[22] Con todo, a determinación da idade en base ó reconto de cráteres en imaxes de alta resolución da Cassini mostraron que Ítaca Chasma é máis vello que Odiseo, facendo a hipótese do impacto improbable.[4]

O enorme, complexo e pouco profundo cráter Odiseo, co seu complexo central, os Scheria Montes, na parte superior da imaxe.

As chairas suaves do hemisferio de retagarda están aproximadamente nas antípodas de Odiseo, aínda que se estenden ó redor dos 60° cara ó nordeste do punto exacto das antípodas. As chairas teñen un límite relativamente marcado con terreo circundante craterizado. A localización desta característica preto das antípodas de Odiseo, semella defender unha conexión entre o cráter e chairas. Estas últimas poden se-lo resultado de concentrarse as ondas sísmicas producidas polo impacto no centro do hemisferio oposto. Con todo, a aparencia lisa das chairas xunto con súas fronteiras nítidas (o impacto produciría unha zona de transición ancha) indica que se formaron por unha intrusión endóxena, posiblemente ó longo das liñas de debilidade na litosfera de Tetis creadas polo impacto que formou Odiseo.[22][4]

Cráteres de impacto e cronoloxía[editar | editar a fonte]

A maioría dos cráteres de impacto de Tetis son do sinxelo tipo de pico central. Os que teñen máis de 150 km de diámetro amosan unha morfoloxía máis complexa con picos centrais anulares. Só o cráter Odiseo ten unha depresión central semellante a un pozo central. Os cráteres de impacto máis vellos son un pouco máis planos cós máis novos, o que implica un certo grao de relaxación.[4].

A densidade de cráteres de impacto varía ó longo da superficie de Tetis. Canto maior sexa a densidade de cráteres, a máis vella é a superficie. Isto permite científicos establecer unha cronoloxía relativa a Tetis. Un terreo de cráteres é probabelmente a característica máis antiga que se remontaría á formación do Sistema Solar hai 4.560 millóns de anos.[24] A característica máis nova atópase dentro do cráter Odiseo cunha idade estimada da 3.760-1.060 millóns de anos, dependendo da cronoloxía absoluta a utilizar.[24] A idade de Ítaca Chasma é intermedia entre as ambas idades anteriormente mencionadas.[25]

Orixe e evolución[editar | editar a fonte]

Pénsase que Tetis se formou a partir dun disco de acreción ou dunha sub-nebulosa, un disco de gas e po que que existiu en torno a Saturno durante algún tempo despois da súa formación.[26] A baixa temperatura da posición de Saturno dentro da nebulosa solar significa que o xeo de auga era o sólido principal a partir do cal tódalas lúas se formaron. Outros compostos máis volátiles, coma o amoníaco e o dióxido de carbono estiveron probablemente presentes, aínda que a abundancia dos mesmos non foi discernida.[13]

A composición de Tetis moi rica en xeo de auga permanece sen explicación. As condicións da sub-nebulosa de Saturno semellan favorece-la conversión do nitróxeno molecular e do monóxido de carbono en amoníaco e metano, respectivamente.[26] Isto pode en parte explicar por que lúas de Saturno, incluíndo Tetis, conteñen máis xeo de auga que outros corpos do Sistema Solar exterior, coma Plutón ou Tritón, xa que o osíxeno liberado do monóxido de carbono reaccionaría co hidróxeno formando auga.[26] Unha das explicacións máis interesantes propostas é que os aneis e lúas internas de Saturno, terían aumentado de tamaño grazas a codia rica en xeo de Titán, a cal tería sido extraída da lúa polas forzas gravitacionais de Saturno.[27]

O proceso de acreción probablemente durou varios miles de anos antes de que a lúa estivese completamente formada. Os modelos indican que os impactos que acompañan a acreción causarían o quecemento capa externa de Tetis, alcanzando unha temperatura máxima de preto de 155 K, a unha profundidade de aproximadamente 29 km.[28] Tralo fin da formación e debido á condución térmica, a capa do subsolo arrefriouse, mentres co interior quenceu.[28] A refrixeración da capa preto da superficie provocou a súa contracción, mentres que o interior expandiuse. Iso causou unhas fortes tensións extensionais na cortiza da lúa, as estimacións indican que a presión chegou ata os 5,7 MPa, o que probablemente levou á quebra da codia.[29]

Dende que se sabe que Tetis carece dunha cantidade importante de rocha, o quecemento pola desintegración dos elementos radioactivos é improbable que teña desempeñado un papel significativo na evolución posterior desta lúa.[13] Isto tamén significa que Tetis pode nunca tivese experimentado unha fusión significativa, a menos que o seu interior fose quentado polas mareas. Poderían ter ocorrido, por exemplo, durante o paso de Tetis través dunha resonancia orbital con Dione ou con algunha outra lúa.[13] Aínda que con todo o citado anteriormente, o coñecemento actual da a evolución da Tetis é moi limitado.

Exploration[editar | editar a fonte]

Animación de Tetis en rotación.

A Pioneer 11 sobrevoou Saturno no ano 1979, e a súa maior aproximación a Tetis foi a 329.197 km o 1 de setembro de 1979.[30] Un ano despois, o 12 de novembro de 1980, a Voyager 1 sobrevoou Tetis a unha distancia mínima de 415.670 km.[31] Súa nave xemelga, a Voyager 2, pasou tan tan só 93.000 km[31] da lúa o 1 de setembro de 1981.[7] Aínda que ambas sonda obtiveron imaxes de Tetis, a resolución das imaxes da Voyager 1 non superaban os 15 km e só aquelas obtidas pola Voyager 2 tiveron unha resolución de 2 km.[7] A primeira característica xeolóxica descuberta en 1980 pola Voyager 1 foi Ítaca Chasma.[31] Máis tarde, en 1981, a Voyager 2 revelou que Ítaca Chasma case circundaban a lúa, o seu percorrido acada un arco de máis de 270º. A Voyager 2 tamén descubriu o cráter Odiseo.[7] Tetis foi o satélite de Saturno mellor fotografado polas Voyagers.[22]

A sonda Cassini entrou en órbita ó redor de Saturno no ano 2004. Durante a súa misión principal, de xuño de 2004 a xuño de 2008, realizou un sobrevoo rasante sobre Tetis o 24 de setembro do 2005, a unha distancia de 1.503 km. Ademais dese sobrevoo, a nave realizou sete sobrevoos sen obxectivo predefinido durante as súas misións principal e de equinoccio entre os anos 2004 a 2010, pero con achegamentos a distancias de decenas de miles de quilómetros.[4][32]

Outro sobrevoo de Tetis tivo lugar o 14 de agosto de 2010 (durante a misión de solsticio, achegándose a unha distancia de 38.300 km, neste sobrevoo foi fotografado o cuarto maior cráter de Tetis, Penélope, que ten 207 km de diámetro.[33] Foron planeados máis sobrevoos sen obxectivo predefinido para a misión de solsticio que será levada a cabo entre os anos 2011 a 2017.[34]

As observacións da Cassini permitiron facer mapas de alta resolución de Tetis, cunha resolución de 0,29 km.[2] A sonda obtivo o espectro no infravermello próximo da superficie de Tetis, o cal amosaba que a súa superficie está composta de xeo de auga mesturada cun material escuro,[18] mentres que as observacións do infravermello profundo reducen o albedo de bond bolométrico.[6] As observacións de radar na lonxitude de onda de 2,2 cm amosan que o regolito de xeo ten unha estrutura complexa e que é moi poroso.[17] As observacións do plasma nas proximidades de Tetis demostraron que é un corpo xeoloxicamente morto, que non produce ningún plasma novo na magnetosfera de Saturno.[14]

Hai poucas posibilidades de futuras misións a Tetis e ó sistema de Saturno, pero unha posibilidade é a Titan Saturn System Mission.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros Artigos[editar | editar a fonte]

Notas[editar | editar a fonte]

Notas explicativas

  1. A gravidade superficial foi obtida coa masa m, a constante gravitacional G e o radio r : Gm/r^2.
  2. A velocidade de escape foi obtida coa masa m, a constante gravitacional G e o radio r: \sqrt{2Gm/r}.
  3. As masas das lúas esféricas máis pequenas son (en kg): Encélado 1,1 x 1020, Miranda 0,6 x 1020, Proteo 0,5 x 1020, Mimas 0,4 x 1020. A masa total do resto de lúas é do redor de 0,9 x 1020. Asi pois, o total da masa de tódalas lúas máis pequenas cá Tetis e do redor de 3,5 x 1020.

Citas

  1. Jacobson, R.A.; (2010). "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". SAT339 – JPL satellite ephemeris. JPL/NASA. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#saturn. Consultado o 17-12-2010. 
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 Roatsch, T.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C.; (2009). "Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 763–781. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  3. Jacobson, R.A.; Antreasian, P.G.; Bordi, J.J.; Criddle, K.E.; Ionasescu, R.; Jones, J.B.; MacKenzie, R.A.; Meek, M.C.; Parcher, D.; (Decembro do 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". The Astronomical Journal 132 (6): 2520–2526. Bibcode 2006AJ....132.2520J. DOI:10.1086/508812. http://iopscience.iop.org/1538-3881/132/6/2520/fulltext. 
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 4,8 Jaumann, R.; Clark, R. N.; Nimmo, F.; Hendrix, A. R.; Buratti, B. J.; Denk, T.; Moore, J. M.; Schenk, P. M.; Ostro, S. J.; (2009). "Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 637–681. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_20. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  5. 5,0 5,1 Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P.; (09-02-2007). "Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act". Science 315 (5813): 815. DOI:10.1126/science.1134681. PMID 17289992. http://www.sciencemag.org/content/315/5813/815.abstract. Consultado o 20-12-2011. 
  6. 6,0 6,1 Howett, C. J. A.; Spencer, J. R.; Pearl, J.; Segura, M.; (Abril do 2010). "Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements". Icarus 206 (2): 573–593. Bibcode 2010Icar..206..573H. DOI:10.1016/j.icarus.2009.07.016. 
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 Stone, E. C.; Miner, E. D.; (29-01-1982). "Voyager 2 Encounter with the Saturnian System". Science 215 (4532): 499–504. DOI:10.1126/science.215.4532.499. PMID 17771272. 
  8. Observatorio ARVAL (15-04-2007). "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. http://www.oarval.org/ClasSaten.htm. Consultado o 17-12-2011. 
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 Van Helden, Albert (Agosto de 1994). "Naming the satellites of Jupiter and Saturn" (PDF). The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society (32): 1–2. http://had.aas.org/hadnews/HADN32.pdf. Consultado o 17-12-2011. 
  10. Price, Fred William (2000). The Planet Observer's Handbook. Cambridge; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-78981-3. 
  11. Cassini, G.D. (1686–1692). "An Extract of the Journal Des Scavans. Of April 22 st. N. 1686. Giving an Account of Two New Satellites of Saturn, Discovered Lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory at Paris". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 16 (179–191): 79–85. DOI:10.1098/rstl.1686.0013. JSTOR 101844. 
  12. Lassell, W. (14-01-1848). "Observations of satellites of Saturn". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 42–43. Bibcode 1848MNRAS...8...42L. http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html. Consultado o 18-12-2011. 
  13. 13,0 13,1 13,2 13,3 Matson, D. L.; Castillo-Rogez, J. C.; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, W. B.; (2009). "The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn's Mid-Sized Icy Satellites". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 577–612. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_18. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  14. 14,0 14,1 Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M.; (Febreiro do 2008). "Magnetic portraits of Tethys and Rhea". Icarus 193 (2): 465–474. Bibcode 2008Icar..193..465K. DOI:10.1016/j.icarus.2007.08.005. 
  15. 15,0 15,1 Thomas, P.; Burns, J.A.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.P.; McEwen, A.; Denk, T.; (Outubro do 2007). "Shapes of the saturnian icy satellites and their significance". Icarus 190 (2): 573–584. Bibcode 2007Icar..190..573T. DOI:10.1016/j.icarus.2007.03.012. http://www.geoinf.fu-berlin.de/publications/denk/2007/ThomasEtAl_SaturnMoonsShapes_Icarus_2007.pdf. Consultado o 15-12-2011. 
  16. Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman; (Novembro do 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185 (1): 258–273. Bibcode 2006Icar..185..258H. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  17. 17,0 17,1 17,2 Ostro, S.; West, R.; Janssen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunine, J.; Wye, L.; Lopes, R.; (Agosto do 2006). "Cassini RADAR observations of Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion, and Phoebe" (PDF). Icarus 183 (2): 479–490. Bibcode 2006Icar..183..479O. DOI:10.1016/j.icarus.2006.02.019. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/40235/1/05-3668.pdf. 
  18. 18,0 18,1 18,2 Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.B.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; D'Aversa, E.; Formisano, V.; (Xaneiro do 2007). "Saturn's icy satellites investigated by Cassini-VIMS: I. Full-disk properties: 350–5100 nm reflectance spectra and phase curves". Icarus 186 (1): 259–290. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.001. 
  19. Carvano, J.M.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M.; Equipo do CIRS; (Abril do 2007). "Constraining the surface properties of Saturn's icy moons, using Cassini/CIRS emissivity spectra". Icarus 187 (2): 574–583. Bibcode 2007Icar..187..574C. DOI:10.1016/j.icarus.2006.09.008. 
  20. 20,0 20,1 20,2 20,3 20,4 Schenk, P.; Hamilton, D. P.; Johnson, R. E.; McKinnon, W. B.; Paranicas, C.; Schmidt, J.; Showalter, M. R.; (Xaneiro do 2011). "Plasma, plumes and rings: Saturn system dynamics as recorded in global color patterns on its midsize icy satellites". Icarus 211 (1): 740–757. Bibcode 2011Icar..211..740S. DOI:10.1016/j.icarus.2010.08.016. 
  21. "Cassini Finds a Video Gamers' Paradise at Saturn". NASA. 26-11-2012. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20121126/. Consultado o 26-11-2012. 
  22. 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B.; (Outubro do 2004). "Large impact features on middle-sized icy satellites" (PDF). Icarus 171 (2): 421–443. Bibcode 2004Icar..171..421M. DOI:10.1016/j.icarus.2004.05.009. http://planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf. 
  23. Chen, E. M. A.; Nimmo, F.; 10–14 Marzo do 2008; Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations, 39th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XXXIX), 1968, League City, Texas; LPI; consultado o 12-12-2011.
  24. 24,0 24,1 Dones, L.; Chapman, C. R.; McKinnon, W. B.; Melosh, H. J.; Kirchoff, M. R.; Neukum, G.; Zahnle, K. J.; (2009). "Icy Satellites of Saturn: Impact Cratering and Age Determination". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 613–635. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_19. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  25. Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; (2007). "Tethys: Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma". Geophysical Research Letters 34 (21). DOI:10.1029/2007GL031467. http://ciclops.org/media/sp/2007/4702_10268_0.pdf. 
  26. 26,0 26,1 26,2 Johnson, T. V.; Estrada, P. R.; (2009). "Origin of the Saturn System". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 55–74. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_3. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  27. Canup, R. M.; (12-12-2010). "Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite". Nature 468 (7326): 943–6. DOI:10.1038/nature09661. PMID 21151108. 
  28. 28,0 28,1 Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix; (1988). "Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8779–8794. Bibcode 1988JGR....93.8779S. DOI:10.1029/JB093iB08p08779. 
  29. Hillier, John; Squyres, Steven W.; (Agsoto do 1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–15,674. Bibcode 1991JGR....9615665H. DOI:10.1029/91JE01401. 
  30. Muller, Daniel. "Pioneer 11 Full Mission Timeline". http://www.dmuller.net/spaceflight/mission.php?mission=pioneer11&appear=black&mtype=scet&showimg=yes&dispwide=no. Consultado o 18-12-2011. 
  31. 31,0 31,1 31,2 Stone, E. C.; Miner, E. D.; (10-04-1981). "Voyager 1 Encounter with the Saturnian System". Science 212 (4491): 159–163. DOI:10.1126/science.212.4491.159. PMID 17783826. 
  32. Seal, D. A.; Buffington, B. B.; (2009). "The Cassini Extended Mission". Saturn from Cassini-Huygens. pp. 725–744. DOI:10.1007/978-1-4020-9217-6_22. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  33. Cook, Jia-Rui C. (16-08-2010). "Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons". JPL/NASA. http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-270. Consultado o 18-12-2011. 
  34. "Cassini Solstice Mission: Saturn Tour Dates: 2011". JPL/NASA. http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011/. Consultado o 18-12-2011. 

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Tetis