Tethys (księżyc)

„Saturn III” przekierowuje tutaj. W przypadku filmu z 1980 roku zobacz Saturn 3 . Jeśli chodzi o rakietę, zobacz Saturn C-3 . Aby zapoznać się z tytanem z mitologii greckiej / rzymskiej, zobacz Tethys (mitologia) .

Tetyda

Tetyda sfotografowana przez Cassini w dniu 11 kwietnia 2015 r.
Discovery
Odkryty przez	GD Cassini
Data odkrycia	11 marca 1684
Oznaczenia
Przeznaczenie	Saturna III
Wymowa	/ _ t ɛ θ ə s / lub / t iː θ ə s _ /
Nazwany po	Τηθύς Tēthys
Przymiotniki	Tethyan / / t ɛ θ ja ə n , t ja _ -
Charakterystyka orbitalna
Półoś wielka	294 619 km
Ekscentryczność	0,0001
Okres orbitalny (gwiazdowy)	1.887 802 zm
Średnia prędkość orbitalna	11,35 km/s
Nachylenie	1,12° (do równika Saturna)
Satelita z	Saturn
Charakterystyka fizyczna
Wymiary	1076,8 × 1057,4 × 1052,6 km
Średnia średnica	1 062,2 ± 1,2 km ( 0,083 Ziemi)
Średni promień	531,1 ± 0,6 km
Masa	(6,174 49 ± 0,001 32 ) × 10 20 kg (1,03 × 10-4 mas )
Średnia gęstość	0,984 ± 0,003 g/ cm3
Grawitacja powierzchniowa	0,146 m/s 2
Prędkość ucieczki	0,394 km/s
Okres rotacji synodalnej	synchroniczny
Pochylenie osiowe	zero
Albedo	1,229 ± 0,005 ( geometryczna ) 0,80 ± 0,15 ( obligacja ) 0,67 ± 0,11 (wiązanie bolometryczne)
Temperatura	86 ± 1 K
Pozorna wielkość	10.2

Tethys ( / o średnicy około t iː θ ɪ s , t ɛ θ ɪ s 1060 / ) lub Saturn III , to średniej wielkości księżyc Saturna km (660 mil). Została odkryta przez GD Cassini w 1684 roku i nosi imię tytana Tetydy z mitologii greckiej .

Tethys ma niską gęstość 0,98 g/cm ³ , najniższą ze wszystkich głównych księżyców Układu Słonecznego, co wskazuje, że składa się z lodu wodnego z niewielką ilością skał. Potwierdza to spektroskopia jego powierzchni, która zidentyfikowała lód wodny jako dominujący materiał powierzchniowy. Obecna jest również niewielka ilość niezidentyfikowanego ciemnego materiału. Powierzchnia Tethys jest bardzo jasna, będąc drugim najjaśniejszym z księżyców Saturna po Enceladusie i ma neutralny kolor.

Tethys jest pokryta kraterami i poprzecinana wieloma dużymi uskokami/ rówami . Największy krater uderzeniowy, Odyseusz , ma około 400 km średnicy, podczas gdy największy row, Itaka Chasma , ma około 100 km szerokości i ponad 2000 km długości. Te dwie największe cechy powierzchni mogą być powiązane. Niewielką część powierzchni pokrywają gładkie równiny, które mogą być pochodzenia kriowulkanicznego . Podobnie jak wszystkie inne regularne księżyce Saturna, Tethys uformowała się z submgławicy Saturna — dysku gazu i pyłu, który otaczał Saturna wkrótce po jego utworzeniu.

Do Tethys zbliżyło się kilka sond kosmicznych, w tym Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) i wielokrotnie Cassini w latach 2004-2017.

Odkrycie i nazewnictwo

Tethys została odkryta przez Giovanniego Domenico Cassini w 1684 roku razem z Dione , innym księżycem Saturna. Wcześniej, w latach 1671–72, odkrył również dwa księżyce, Reę i Japeta . Cassini obserwował wszystkie te księżyce za pomocą dużego teleskopu powietrznego, który ustawił na terenie Obserwatorium Paryskiego .

Cassini nazwał cztery nowe księżyce jako Sidera Lodoicea („gwiazdy Ludwika”), aby uczcić króla Francji Ludwika XIV . Pod koniec XVII wieku astronomowie przyjęli zwyczaj nazywania ich i Tytana od Saturna I do Saturna V (Tethys, Dione, Rhea, Titan, Iapetus). Po odkryciu Mimasa i Enceladusa w 1789 roku przez Williama Herschela , schemat numeracji został rozszerzony na Saturna VII poprzez przesunięcie pięciu starszych księżyców o dwa miejsca w górę. Odkrycie Hyperion w 1848 roku zmienił liczby po raz ostatni, podbijając Iapetusa do Saturna VIII . Odtąd schemat numeracji pozostanie niezmieniony.

Współczesne nazwy wszystkich siedmiu satelitów Saturna pochodzą od Johna Herschela (syna Williama Herschela , odkrywcy Mimasa i Enceladusa). W swojej publikacji z 1847 r. Wyniki obserwacji astronomicznych wykonanych na Przylądku Dobrej Nadziei zasugerował użycie imion Tytanów , sióstr i braci Kronosa (greckiego odpowiednika Saturna). Tetyda została nazwana na cześć tytanki Tethys . Jest również oznaczony jako Saturn III lub S III Tethys .

Imię Tethys ma / t ɛ θ ɪ s dwie zwyczajowe wymowy, z „ długim” lub „krótkim” e : / t iː θ ɪ s / / lub . (Może to być różnica między USA a Wielką Brytanią.) Konwencjonalna forma przymiotnikowa imienia to Tethyan , znowu z długim lub krótkim e .

Orbita

Tethys krąży wokół Saturna w odległości około 295 000 km (około 4,4 promienia Saturna) od centrum planety. Jego ekscentryczność orbity jest znikoma, a nachylenie orbity wynosi około 1°. Tethys jest uwięziona w rezonansie nachylenia z Mimasem ; jednakże, ze względu na niską grawitację odpowiednich ciał, ta interakcja nie powoduje zauważalnej ekscentryczności orbity ani ogrzewania pływowego.

Orbita Tethyan leży głęboko w magnetosferze Saturna , więc plazma obracająca się razem z planetą uderza w tylną półkulę Księżyca. Tetyda jest również nieustannie bombardowana przez energetyczne cząstki (elektrony i jony) obecne w magnetosferze.

Tethys ma dwa księżyce koorbitalne , Telesto i Calypso , krążące w pobliżu punktów trojańskich Tethys odpowiednio L ₄ (60° do przodu) i L _{5 (60° do tyłu).}

Charakterystyka fizyczna

Porównanie rozmiarów Ziemi , Księżyca i Tethys.

Tethys jest szesnastym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym , o promieniu 531 km. Jego masa wynosi 6,17 × 10 ²⁰ kg (0,000103 masy Ziemi), co stanowi mniej niż 1% masy Księżyca . Gęstość Tetydy wynosi 0,98 g/cm ³ , co wskazuje, że składa się ona prawie wyłącznie z lodu wodnego. Jest także piątym co do wielkości księżycem Saturna. Nie wiadomo, czy Tetyda jest zróżnicowana na skaliste jądro i lodowy płaszcz . Jeśli jednak jest zróżnicowana, promień rdzenia nie przekracza 145 km, a jego masa jest mniejsza niż 6% masy całkowitej. Ze względu na działanie sił pływowych i obrotowych, Tethys ma kształt elipsoida trójosiowa . Wymiary tej elipsoidy są zgodne z jej jednorodnym wnętrzem. Istnienie podpowierzchniowego oceanu — warstwy ciekłej słonej wody we wnętrzu Tetydy — uważa się za mało prawdopodobne.

Powierzchnia Tethys jest jedną z najbardziej odblaskowych (przy widzialnych długościach fal) w Układzie Słonecznym, z wizualnym albedo 1,229. To bardzo wysokie albedo jest wynikiem piaskowania cząstek z pierścienia E Saturna, słabego pierścienia złożonego z małych cząsteczek lodu wodnego, generowanych przez gejzery na południowym biegunie Enceladusa . Albedo radarowe powierzchni Tethyan jest również bardzo wysokie. Przednia półkula Tetydy jest jaśniejsza o 10–15% niż tylna.

Wysokie albedo wskazuje, że powierzchnia Tethys składa się z prawie czystego lodu wodnego z niewielką ilością ciemniejszych materiałów. Widmo widzialne Tethys jest płaskie i pozbawione cech charakterystycznych, podczas gdy w bliskiej podczerwieni widoczne są silne pasma absorpcji lodu wodnego przy długościach fal 1,25, 1,5, 2,0 i 3,0 μm. Żaden inny związek niż krystaliczny lód wodny nie został jednoznacznie zidentyfikowany na Tethys. (Możliwe składniki obejmują substancje organiczne , amoniak i dwutlenek węgla .) Ciemna materia w lodzie ma takie same właściwości widmowe, jak te widoczne na powierzchniach ciemnych księżyców Saturna — Japet i Hyperion . Najbardziej prawdopodobnym kandydatem jest nanofazowe lub hematyt . Pomiary emisji termicznej oraz obserwacje radarowe wykonane przez sondę Cassini pokazują, że lodowy regolit na powierzchni Tethys jest strukturalnie złożony i ma dużą porowatość przekraczającą 95%.

Mapa o ulepszonych kolorach (27,2 MB) przedstawiająca zaczerwienienie tylnej półkuli (po lewej) i niebieskawy pasek na wiodącej półkuli

Ulepszone kolorowe mapy półkuli północnej i południowej

Ulepszone mapy kolorystyczne końcowe i wiodące półkule

• 

  
  Tethys — tylna półkula — przetwarzanie standardowe (11 kwietnia 2015 r.).
• 

  
  Tetyda — tylna półkula — ulepszone przetwarzanie (11 kwietnia 2015 r.).
• 

  
  Tethys — tylna półkula — ulepszony kolor (11 kwietnia 2014 r.)

Cechy powierzchni

Główny artykuł: Lista obiektów geologicznych na Tethys

Tethys oglądana przez Cassini (11 kwietnia 2015).

Wzory kolorów

Tethys – Czerwone łuki (11 kwietnia 2015)

Powierzchnia Tethys ma wiele wielkoskalowych cech wyróżniających się kolorem, a czasem jasnością. W miarę zbliżania się do antywierzchołka ruchu tylna półkula staje się coraz bardziej czerwona i ciemna. To ciemnienie jest odpowiedzialne za wspomnianą powyżej asymetrię albedo półkuli. Przednia półkula również lekko się czerwieni w miarę wierzchołka ruchu, chociaż bez zauważalnego ciemnienia. Taki rozwidlony wzór kolorów powoduje istnienie niebieskawego pasma między półkulami po wielkim okręgu biegnącym przez bieguny. To zabarwienie i ciemnienie powierzchni Tethyan jest typowe dla średniej wielkości satelitów Saturna. Jego pochodzenie może być związane z osadzeniem się jasnych cząstek lodu z Pierścień E na czołowych półkulach i ciemne cząstki pochodzące z zewnętrznych satelitów na końcowych półkulach. Ciemnienie tylnych półkul może być również spowodowane uderzeniem plazmy z magnetosfery Saturna , która obraca się razem z planetą.

Na czołowej półkuli Tethys obserwacje sondy kosmicznej odkryły ciemnoniebieskawy pas rozciągający się na 20° na południe i północ od równika. Wstęga ma eliptyczny kształt, który zwęża się w miarę zbliżania się do tylnej półkuli. Porównywalny zespół istnieje tylko na Mimas. Pasmo to prawie na pewno jest spowodowane wpływem elektronów energetycznych z magnetosfery Saturna o energiach większych niż około 1 MeV . Cząsteczki te dryfują w kierunku przeciwnym do obrotu planety i preferencyjnie uderzają w obszary na wiodącej półkuli w pobliżu równika. Mapy temperatury Tethys uzyskane przez Cassini , pokazały, że ten niebieskawy region jest chłodniejszy w południe niż obszary otaczające, co nadaje satelitie wygląd przypominający Pac-Mana w średniej podczerwieni.

Geologia

Powierzchnia Tethys składa się głównie z pagórkowatego terenu pokrytego kraterami, zdominowanego przez kratery o średnicy ponad 40 km. Mniejsza część powierzchni jest reprezentowana przez gładkie równiny na tylnej półkuli. Istnieje również szereg cech tektonicznych, takich jak chasmata i koryta .

Cassini półkuli Tethys zwróconej w stronę Saturna, przedstawiający gigantyczną szczelinę Itaka Chasma , krater Telemachus u góry i gładkie równiny po prawej stronie

Zachodnia część wiodącej półkuli Tetydy jest zdominowana przez duży krater uderzeniowy zwany Odyseuszem , którego średnica 450 km stanowi prawie 2/5 średnicy samej Tetydy. Krater jest teraz dość płaski – dokładniej jego dno odpowiada kulistemu kształtowi Tethys. Jest to najprawdopodobniej spowodowane lepką relaksacją skorupy lodowej Tethyan w czasie geologicznym. Niemniej jednak obręczy Odyseusza jest wyniesiony o około 5 km powyżej średniego promienia satelity. W centralnym kompleksie Odyseusza znajduje się centralny dół o głębokości 2–4 km otoczony masywami wzniesionymi 6–9 km nad dnem krateru, który sam w sobie znajduje się około 3 km poniżej średniego promienia.

Drugim ważnym obiektem widocznym na Tetydzie jest ogromna dolina o nazwie Itaka Chasma , szeroka na około 100 km i głęboka na 3 km. Ma ponad 2000 km długości, mniej więcej 3/4 obwodu Tetydy. Itaka Chasma zajmuje około 10% powierzchni Tetydy. Jest w przybliżeniu koncentryczny z Odyseuszem - biegun Itaki Chasma leży zaledwie około 20 ° od krateru.

Ogromny, płytki krater Odyseusz z wyniesionym centralnym kompleksem, Scheria Montes, znajduje się na górze tego zdjęcia.

Uważa się, że Itaka Chasma powstała, gdy wewnętrzna ciekła woda Tethys zestaliła się, powodując rozszerzenie księżyca i pęknięcie powierzchni, aby pomieścić dodatkową objętość wewnątrz. Ocean podpowierzchniowy mógł powstać w wyniku rezonansu orbitalnego 2: 3 między Dione i Tethys na początku historii Układu Słonecznego, który doprowadził do ekscentryczności orbity i ogrzewania pływowego wnętrza Tetydy. Ocean zamarzłby po tym, jak księżyce uciekły z rezonansu. Istnieje inna teoria na temat powstania Itaki Chasma: kiedy doszło do uderzenia, które spowodowało wielki krater Odyseusz, fala uderzeniowa przeszła przez Tethys i rozbiła lodową, kruchą powierzchnię. W tym przypadku Itaka Chasma byłaby najbardziej zewnętrznym pierścieniem Odyseusza. Jednak określenie wieku na podstawie liczby kraterów na zdjęciach Cassini o wysokiej rozdzielczości wykazało, że Itaka Chasma jest starsza niż Odyseusz, co czyni hipotezę uderzenia mało prawdopodobną.

Gładkie równiny na tylnej półkuli są w przybliżeniu antypodalne w stosunku do Odyseusza, chociaż rozciągają się około 60 ° na północny wschód od dokładnego antypodu. Równiny mają stosunkowo ostrą granicę z otaczającym je terenem pokrytym kraterami. Położenie tej jednostki w pobliżu antypodu Odyseusza przemawia za połączeniem krateru z równinami. To ostatnie może być wynikiem skupienia fal sejsmicznych powstałe w wyniku uderzenia w środek przeciwległej półkuli. Jednak gładki wygląd równin wraz z ich ostrymi granicami (wstrząsy uderzeniowe spowodowałyby powstanie szerokiej strefy przejściowej) wskazuje, że powstały one w wyniku endogennej intruzji, prawdopodobnie wzdłuż linii słabości litosfery Tethyan utworzonej przez uderzenie Odyseusza.

Kratery uderzeniowe i chronologia

Większość kraterów uderzeniowych Tethyan ma prosty centralny szczyt. Te o średnicy większej niż 150 km wykazują bardziej złożoną morfologię pierścieni szczytowych. Tylko krater Odyseusza ma centralne zagłębienie przypominające centralny dół. Starsze kratery uderzeniowe są nieco płytsze niż młode, co sugeruje pewien stopień rozluźnienia.

Gęstość kraterów uderzeniowych jest różna na całej powierzchni Tethys. Im większa gęstość krateru, tym starsza powierzchnia. Pozwala to naukowcom ustalić względną chronologię dla Tethys. Teren pokryty kraterami jest najstarszą jednostką, która prawdopodobnie pochodzi z okresu formowania się Układu Słonecznego 4,56 miliarda lat temu. Najmłodsza jednostka znajduje się w kraterze Odyseusza, a jej wiek szacuje się na od 3,76 do 1,06 miliarda lat, w zależności od zastosowanej chronologii bezwzględnej. Itaka Chasma jest starsza od Odyseusza.

Pochodzenie i ewolucja

Tethys (na dole po prawej) w pobliżu Saturna i jego pierścieni

Tetydy i Saturna

Tethys i pierścienie Saturna

Tethys, Hyperion i Prometeusz

Tethys i Janus

Uważa się, że Tethys uformowała się z dysku akrecyjnego lub podmgławicy; dysk gazu i pyłu, który istniał wokół Saturna przez jakiś czas po jego utworzeniu. Niska temperatura w miejscu Saturna w mgławicy Słonecznej oznacza, że ​​lód wodny był głównym ciałem stałym, z którego powstały wszystkie księżyce. Prawdopodobnie obecne były również inne, bardziej lotne związki, takie jak amoniak i dwutlenek węgla , chociaż ich obfitość nie jest dobrze ograniczona.

Niezwykle bogaty w wodę i lód skład Tethys pozostaje niewyjaśniony. Warunki panujące w submgławicy Saturna prawdopodobnie sprzyjały przemianie cząsteczkowego azotu i tlenku węgla odpowiednio w amoniak i metan . Może to częściowo wyjaśniać, dlaczego księżyce Saturna, w tym Tethys, zawierają więcej lodu wodnego niż zewnętrzne ciała Układu Słonecznego, takie jak Pluton czy Tryton ponieważ tlen uwolniony z tlenku węgla reagowałby z wodą tworzącą wodór. Jednym z najbardziej interesujących proponowanych wyjaśnień jest to, że pierścienie i wewnętrzne księżyce narosły z bogatej w lód skorupy księżyca podobnego do Tytana, zanim został on połknięty przez Saturna.

Proces akrecji trwał prawdopodobnie kilka tysięcy lat, zanim księżyc został w pełni uformowany. Modele sugerują, że uderzenia towarzyszące akrecji spowodowały ogrzanie zewnętrznej warstwy Tethys, osiągając maksymalną temperaturę około 155 K na głębokości około 29 km. Po zakończeniu formowania na skutek przewodnictwa cieplnego warstwa przypowierzchniowa ochłodziła się, a wnętrze nagrzało. Chłodząca warstwa przypowierzchniowa skurczyła się, a wnętrze rozszerzyło. Spowodowało to silne naprężenia rozciągające w skorupie Tethys, osiągające szacunkowe wartości 5,7 MPa , co prawdopodobnie doprowadziło do pęknięć.

Ponieważ Tethys nie zawiera znacznej ilości skał, jest mało prawdopodobne, aby ogrzewanie w wyniku rozpadu pierwiastków promieniotwórczych odegrało znaczącą rolę w jej dalszej ewolucji. Oznacza to również, że Tetyda mogła nigdy nie doświadczyć żadnego znaczącego topnienia, chyba że jej wnętrze zostało ogrzane przez pływy. Mogły one wystąpić na przykład podczas przejścia Tethys przez rezonans orbitalny z Dione lub jakimś innym księżycem. Jednak obecna wiedza na temat ewolucji Tetydy jest bardzo ograniczona.

Badanie

Animacja obrotu Tetydy

Pioneer 11 przeleciał obok Saturna w 1979 roku, a jego najbliższe podejście do Tethys wynosiło 329 197 km 1 września 1979 roku.

Rok później, 12 listopada 1980 roku, Voyager 1 przeleciał 415 670 km od Tethys. Jej bliźniacza sonda Voyager 2 przeleciała 26 sierpnia 1981 r. zaledwie 93 010 km od Księżyca. Chociaż obie sondy wykonały zdjęcia Tetydy, rozdzielczość zdjęć wykonanych przez Voyagera 1 nie przekraczała 15 km i tylko te wykonane przez Voyagera 2 miał rozdzielczość aż 2 km. Pierwszym obiektem geologicznym odkrytym w 1980 roku przez sondę Voyager 1 była Itaka Chasma. Później, w 1981 roku, sonda Voyager 2 ujawniła, że ​​prawie okrążyła Księżyc, poruszając się o 270°. Podróżnik 2 odkrył także krater Odyseusza. Tetyda była najlepiej sfotografowanym satelitą Saturna przez Voyagerów .

Tethys w pobliżu Saturna (11 kwietnia 2015).

Sonda Cassini weszła na orbitę wokół Saturna w 2004 roku. Podczas swojej głównej misji od czerwca 2004 do czerwca 2008 wykonała jeden bardzo bliski przelot obok Tetydy w dniu 24 września 2005 roku na odległość 1503 km. Oprócz tego przelotu sonda wykonała wiele niecelowych przelotów w pobliżu podczas swoich misji głównych i równonocy od 2004 roku, na odległościach dziesiątek tysięcy kilometrów.

sfotografowano czwarty co do wielkości krater na Tetydzie, Penelope , który ma 207 km szerokości. Więcej niecelowych przelotów zaplanowano na misję przesilenia w latach 2011–2017.

sondy Cassini pozwoliły na wykonanie map Tethys w wysokiej rozdzielczości z rozdzielczością 0,29 km. Sonda uzyskała przestrzennie rozdzielone widma Tetydy w bliskiej podczerwieni pokazujące, że jej powierzchnia składa się z lodu wodnego zmieszanego z ciemnym materiałem, podczas gdy obserwacje w dalekiej podczerwieni ograniczyły albedo wiązań bolometrycznych . Obserwacje radarowe na długości fali 2,2 cm wykazały, że regolit lodowy ma złożoną strukturę i jest bardzo porowaty. Obserwacje plazmy w pobliżu Tethys wykazały, że jest to geologicznie martwe ciało, które nie wytwarza nowej plazmy w magnetosferze Saturna.

Przyszłe misje na Tethys i system Saturna są niepewne, ale jedną z możliwości jest misja Titan Saturn System Mission .

Czworokąty

Czworokąty Tethys

Tetyda jest podzielona na 15 czworokątów :

1. Obszar polarny północny
2. Antykleia
3. Odyseusz
4. alcynowy
5. Telemach
6. Circe
7. Polikasta
8. Teoklymenus
9. Penelopa
10. Salmoneusz
11. Itaka Chasma
12. Hermiona
13. Melancjusz
14. Antinous
15. Obszar polarny południowy

Tetyda w fikcji

Dalsze informacje: księżyce Saturna w fikcji

Zobacz też

• Dawna klasyfikacja planet

Cytaty

•    Canup, RM (12 grudnia 2010). „Pochodzenie pierścieni Saturna i księżyców wewnętrznych przez usunięcie masy z zaginionego satelity wielkości Tytana” . Natura . 468 (7326): 943–6. Bibcode : 2010Natur.468..943C . doi : 10.1038/natura09661 . PMID 21151108 . S2CID 4326819 .
• Carvano, JM; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M.; Zespół CIRS (kwiecień 2007). „Ograniczanie właściwości powierzchni lodowych księżyców Saturna przy użyciu widm emisyjności Cassini / CIRS”. Ikar . 187 (2): 574–583. Bibcode : 2007Icar..187..574C . doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.008 .
•   Cassini, GD (1686-1692). „Wyciąg z Journal Des Scavans. Z 22 kwietnia N. 1686. Opis dwóch nowych satelitów Saturna, odkrytych ostatnio przez pana Cassiniego w Królewskim Obserwatorium w Paryżu” . Transakcje filozoficzne Royal Society of London . 16 (179-191): 79-85. Bibcode : 1686RSPT...16...79C . doi : 10.1098/rstl.1686.0013 . JSTOR 101844 .
• „Cassini Solstice Mission: Saturn Tour Dates: 2011” . JPL/NASA. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 19 września 2011 r . . Źródło 18 grudnia 2011 r .
• Chen, EMA; Nimmo, F. (10–14 marca 2008). „Ewolucja termiczna i orbitalna Tetydy ograniczona obserwacjami powierzchniowymi” (PDF) . 39. Konferencja Nauk o Księżycu i Planetarności (Nauka o Księżycu i Planetarności XXXIX) . League City w Teksasie. P. 1968. LPI nr 1391 . Źródło 12 grudnia 2011 r .
• Gotować, Jia-Rui C. (16 sierpnia 2010). „Move Over Caravaggio: jasne i ciemne księżyce Cassini” . JPL/NASA. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 18 września 2019 r . Źródło 18 grudnia 2011 r .
•   Dones, L.; Chapman, CR; McKinnon, WB; Melosh, HJ; Kirchoff, MR; Neukum, G.; Zahnle, KJ (2009). „Lodowe satelity Saturna: powstawanie kraterów uderzeniowych i określanie wieku”. Saturn z Cassini-Huygens . s. 613–635. doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_19 . ISBN 978-1-4020-9216-9 .
• Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, gruźlica; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; d'Aversa, E.; Formisano, V.; brązowy, praw.; 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; Sykardia, B.; Sotin, C.; Hansen, G.; Hibbitts, K.; Showalter, M.; Newman, S. (styczeń 2007). „Lodowe satelity Saturna badane przez Cassini-VIMS: I. Właściwości pełnego dysku: widma odbicia 350–5100 nm i krzywe fazowe”. Ikar . 186 (1): 259–290. Kod bibliograficzny : 2007Isamochód..186..259F . doi : 10.1016/j.icarus.2006.08.001 .
• Giese, B.; Wagner R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Tomasz, PC (2007). „Tetyda: grubość litosfery i strumień ciepła z topografii podpartej zginaniem w Ithaca Chasma” (PDF) . Listy z badań geofizycznych . 34 (21): 21203. Bibcode : 2007GeoRL..3421203G . doi : 10.1029/2007GL031467 .
• Van Helden, Albert (sierpień 1994). „Nazywanie satelitów Jowisza i Saturna” (PDF) . Biuletyn Wydziału Astronomii Historycznej Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego (32): 1–2. Zarchiwizowane od oryginału (PDF) w dniu 14 marca 2012 r . Źródło 17 grudnia 2011 r .
• Hillier, John; Squyres, Steven W. (sierpień 1991). „Tektonika naprężeń termicznych na satelitach Saturna i Urana”. Dziennik badań geofizycznych . 96 (E1): 15, 665–15, 674. Bibcode : 1991JGR....9615665H . doi : 10.1029/91JE01401 .
• Howett, CJA; Spencer JR; Perła, J.; Segura, M. (kwiecień 2010). „Bezwładność cieplna i bolometryczne wartości albedo wiązań dla Mimasa, Enceladusa, Tetydy, Dione, Rhei i Japetusa na podstawie pomiarów Cassini / CIRS”. Ikar . 206 (2): 573–593. Bibcode : 2010Icar..206..573H . doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.016 .
• Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (listopad 2006). „Oceany podpowierzchniowe i głębokie wnętrza średniej wielkości satelitów planet zewnętrznych i dużych obiektów transneptunowych” . Ikar . 185 (1): 258–273. Bibcode : 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; Łagodny, MC; Parcher, D.; Pelletier, FJ; Owen Jr., WM; Roth, DC; Roundhill, IM; Stauch, JR (grudzień 2006). „Pole grawitacyjne systemu Saturna na podstawie obserwacji satelitarnych i danych śledzenia statków kosmicznych” . Dziennik astronomiczny . 132 (6): 2520–2526. Bibcode : 2006AJ....132.2520J . doi : 10.1086/508812 .
• Jacobson, RA (2010). „Średnie parametry orbity satelity planetarnego” . SAT339 - efemerydy satelitarne JPL . JPL/NASA . Źródło 17 października 2010 r .
•   Jaumann, R.; Clark, RN; Nimmo, F.; Hendrix AR; Buratti, BJ; Denk, T.; Moore, JM; Schenk PM; Ostro, SJ; Srama, Ralf (2009). „Lodowe satelity: ewolucja geologiczna i procesy powierzchniowe”. Saturn z Cassini-Huygens . s. 637–681. doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_20 . ISBN 978-1-4020-9216-9 .
•   Johnson, telewizja; Estrada, PR (2009). „Pochodzenie systemu Saturn”. Saturn z Cassini-Huygens . s. 55–74. doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_3 . ISBN 978-1-4020-9216-9 .
• Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M. (luty 2008). „Magnetyczne portrety Tetydy i Rei”. Ikar . 193 (2): 465–474. Bibcode : 2008Icar..193..465K . doi : 10.1016/j.icarus.2007.08.005 .
• Lassell, W. (14 stycznia 1848). „Obserwacje satelitów Saturna” . Miesięczne ogłoszenia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 8 (3): 42–43. Bibcode : 1848MNRAS...8...42L . doi : 10.1093/mnras/8.3.42 . Źródło 18 grudnia 2011 r .
•   Matson, DL; Castillo-Rogez, JC; Schubert G.; Sotin, C.; McKinnon, WB (2009). „Ewolucja termiczna i wewnętrzna struktura średniej wielkości lodowych satelitów Saturna”. Saturn z Cassini-Huygens . s. 577–612. doi : 10.1007/978-1-4020-9217-6_18 . ISBN 978-1-4020-9216-9 .
• Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paweł M.; Bruesch, Lindsey S.; Asfaug, Erik; McKinnon, William B. (październik 2004). „Duże elementy uderzeniowe na lodowych satelitach średniej wielkości” (PDF) . Ikar . 171 (2): 421–443. Bibcode : 2004Icar..171..421M . doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 .
• Müller, Daniel. „Oś czasu pełnej misji Pioneer 11” . Źródło 18 grudnia 2011 r .
• Müller, Daniel. „Misje na Tethys” . Zarchiwizowane od oryginału w dniu 3 marca 2011 r . . Źródło 16 września 2014 r .
• „Opis misji Voyagera” . Węzeł pierścieni planetarnego systemu danych NASA. 19 lutego 1997 r. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 28 kwietnia 2014 r . Źródło 16 września 2014 r .
• Observatorio ARVAL (15 kwietnia 2007). „Klasyczne satelity Układu Słonecznego” . Obserwatorium ARVAL. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 9 lipca 2011 r . . Źródło 17 grudnia 2011 r .
• Ostro, S.; Zachód, R.; Janssen, M.; Lorenz R.; Zebker, H.; Czarny, G.; Lunine, Jonathan I.; Wye, L.; Lopes, R.; Ściana, SD; Elachi, C.; Roth, L.; Hensley, S.; Kelleher, K.; Hamilton, Georgia; Gim, Y.; Anderson, YZ; Boehmer, RA; Johnson, WTK (sierpień 2006). „Obserwacje radarowe Cassini Enceladusa, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion i Phoebe” (PDF) . Ikar . 183 (2): 479–490. Bibcode : 2006Icar..183..479O . doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.019 . Zarchiwizowane z oryginału (PDF) w dniu 5 marca 2016 r.
•   Cena, Fred William (2000). Podręcznik obserwatora planety . Cambridge; Nowy Jork: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-78981-3 .
•   Roatsch, T.; Jaumann, R.; Stefan K.; Tomasz, PC (2009). „Mapowanie kartograficzne lodowych satelitów przy użyciu danych ISS i VIMS”. Saturn z Cassini-Huygens . s. 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 (styczeń 2011). „Plazma, pióropusze i pierścienie: dynamika systemu Saturna zarejestrowana w globalnych wzorach kolorów na jego średniej wielkości lodowych satelitach”. Ikar . 211 (1): 740–757. Bibcode : 2011Icar..211..740S . doi : 10.1016/j.icarus.2010.08.016 .
•   Pieczęć, DA; Buffington, BB (2009). „Rozszerzona misja Cassini” . Saturn z Cassini-Huygens . s. 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). „Akrecyjne ogrzewanie satelitów Saturna i Urana”. Dziennik badań geofizycznych . 93 (B8): 8779–8794. Bibcode : 1988JGR....93.8779S . doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . hdl : 2060/19870013922 .
•   Kamień, WE; Górnik, ED (10 kwietnia 1981). „Spotkanie sondy Voyager 1 z systemem Saturna” (PDF) . nauka . 212 (4491): 159–163. Bibcode : 1981Sci...212..159S . doi : 10.1126/science.212.4491.159 . PMID 17783826 .
•    Kamień, WE; Górnik, ED (29 stycznia 1982). „Spotkanie sondy Voyager 2 z systemem Saturna” (PDF) . nauka . 215 (4532): 499–504. Bibcode : 1982Sci...215..499S . doi : 10.1126/science.215.4532.499 . PMID 17771272 . S2CID 33642529 .
• Tomasz, PC; oparzenia, JA; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Żółw, EP; McEwen, A.; Denk, T.; Giesef, B.; Roatschf, T.; Johnsong, telewizja; Jacobsong, RA (październik 2007). „Kształty lodowych satelitów Saturna i ich znaczenie” (PDF) . Ikar . 190 (2): 573–584. Bibcode : 2007Icar..190..573T . doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.012 . Źródło 15 grudnia 2011 r .
•    Verbiscer, A.; francuski, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P. (9 lutego 2007). „Enceladus: artysta kosmicznego graffiti złapany na gorącym uczynku” . nauka . 315 (5813): 815. Bibcode : 2007Sci...315..815V . doi : 10.1126/science.1134681 . PMID 17289992 . S2CID 21932253 . (pomocniczy materiał online, tabela S1)

Linki zewnętrzne

• Profil Tethys w witrynie eksploracji Układu Słonecznego NASA
• Film przedstawiający obrót Tethys autorstwa Calvina J. Hamiltona (na podstawie zdjęć z Voyagera )
• Towarzystwo Planetarne: Tethys
• Obrazy Tethys z Cassini zarchiwizowane 13 sierpnia 2011 r. W Wayback Machine
• Obrazy Tethys w Planetary Photojournal JPL
• Model kształtu 3D Tethys (wymaga WebGL)
• Film przedstawiający rotację Tetydy z National Oceanic and Atmospheric Administration
• Tethys global Zarchiwizowane 24 kwietnia 2013 w Wayback Machine i polarne Zarchiwizowane 24 kwietnia 2013 w Wayback Machine mapy bazowe (sierpień 2010) z obrazów Cassini
• Atlas Tethys (sierpień 2008) ze zdjęć Cassini zarchiwizowanych 26 lutego 2012 w Wayback Machine
• Nomenklatura Tetydy i mapa Tetydy z nazwami obiektów ze strony nomenklatury planetarnej USGS
• Google Tethys 3D , interaktywna mapa księżyca