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Tethys(달)

Tethys (moon)
"토성 3호"는 여기서 리다이렉트 됩니다.1980년 영화를 보려면 새턴 3을 참조하십시오.로켓은 토성 C-3를 참조한다.그리스/로마 신화 타이탄에 대해서는 테티스(신화학)를 참조하십시오.
테티스
PIA18317-SaturnMoon-Tethys-Cassini-20150411.jpg
2015년 4월 11일 Cassini가 촬영한 Tethys
검출
검출자G. D. 카시니
검출일1684년 3월 11일
지정
지정
토성 III
발음/ti/ [1]또는 /ti/ti/tcs/[2]
의 이름을 따서 명명됨
Τηθύς 쯔쯔
형용사테틴[3] /tɛiən, tiː-/[1][2]
궤도 특성
294619km
편심0.0001[4]
1.887802 d[5]
11.35 km/s
기울기1.12°(토성 적도에 대하여)
의 위성토성
물리적 특성
치수1076.8 × 1057.4 × 1052.6km[6]
평균 직경
1062.2±1.2km(0.083어스)[6]
평균 반지름
531.1±0.6km
덩어리(6.17449±0.00132)×10kg20[7](1.03×10어스−4)
평균 밀도
0.984±0.003g/cm3 [6]
0.140 m/s2
0.394 km/s[b]
동기식[8]
영
알베도
온도86±1 K[12]
10.2[13]

Tethys 또는 토성 III는 지름 약 1,060 km(660 mi)의 중간 크기의 토성 위성이다.그것은 1684년 G. D. 카시니에 의해 발견되었고 그리스 신화에 나오는 티탄 테티스의 이름을 따왔다.

티티스는 0.98g/cm의3 낮은 밀도를 가지고 있는데, 이는 이것이 단지 암석의 작은 부분과 함께 물 얼음으로 만들어졌음을 보여준다.이는 물의 얼음이 지배적인 표면 물질임을 확인한 표면의 스펙트럼 분석으로 확인된다.미확인 암흑물질도 소량 존재한다.테티스의 표면은 엔셀라두스에 이어 토성의 위성 중 두 번째로 밝으며 색상은 중립이다.

티티스는 크레이터가 심하고 다수의 큰 단층/격벽에 의해 절단됩니다.가장 큰 충돌구인 오디세우스는 지름이 약 400km인 반면, 가장 큰 충돌구인 이타카 차즈마는 폭이 약 100km이고 길이가 2000km가 넘는다.이 두 개의 가장 큰 표면 피쳐는 관련이 있을 수 있습니다.표면의 작은 부분은 원래 저온 화산이었을지도 모르는 매끄러운 평원으로 덮여 있다.토성의 다른 일반 위성들처럼, 테티스는 토성의 형성 직후에 토성을 둘러싼 가스와 먼지의 원반인 토성의 하위 네뷸라에서 형성되었습니다.

테티스는 파이어니어 11(1979년), 보이저 1(1980년), 보이저 2(1981년), 그리고 2004년부터 2017년 사이에 카시니가 여러 차례 접근했다.

검출 및 명명

테티스는 1684년 조반니 도메니코 카시니에 의해 토성의 또 다른 위성인 디오네와 함께 발견되었다.그는 또한 앞서 1671-72년에 [14]레아와 이아페투스라는 두 개의 위성을 발견했다.카시니는 파리 천문대 [15]구내에 설치한 대형 공중 망원경을 사용하여 이 모든 위성을 관찰했다.

카시니는 프랑스 [16]왕 루이 14세를 기리기 위해 이 네 개의 초승달을 시데라 로도이체아라고 명명했다.17세기 말까지, 천문학자들은 토성 V를 통해 그들과 타이탄을 토성 [14]I로 지칭하는 습관에 빠졌다.미마스와 엔셀라두스가 1789년 윌리엄 허셜에 의해 발견되자, 번호 체계는 오래된 다섯 개의 위성을 두 개의 슬롯 위로 밀어올림으로써 토성 VII로 확장되었다.1848년 히페리온의 발견은 이아페투스를 토성 VII로 끌어올리며 마지막으로 숫자를 바꿨다.따라서 번호 체계는 고정된 상태로 유지됩니다.

토성의 7개 위성의 현대 이름은 존 허셜(미마스와 엔셀라두스의 [14]발견자 윌리엄 허셜의 아들)에서 유래했다.희망봉에서 만든 [17]1847년 출판물 '천문 관측 결과'에서 그는 크로노스의 티탄, 자매, 형제들의 이름을 사용할 것을 제안했다.티티스는 티타니스 [14]티티스의 이름을 따왔다.토성 III 또는 S III 테티스로도 불린다.

Tethys라는 이름에는 두 가지 관습적인 발음이 있으며, 'long' 또는 'short' e: /ti))s/[18] 또는 /t))s/.[19] (이는 미국과 영국의 차이일 수 있습니다.)[citation needed]그 이름의 전통적인 형용사 형태는 테치안이며,[20] 다시 긴 e 또는 짧은 e를 가지고 있다.

궤도

테티스는 행성의 중심에서 약 295,000 킬로미터 (토성의 반지름 약 4.4) 떨어진 거리에서 토성의 궤도를 돈다.궤도 이심률은 무시할 수 있으며 궤도 기울기는 약 1°이다.Tethys는 Mimas와 경사 공명 상태에 있지만, 각 물체의 중력이 낮기 때문에 눈에 띄는 궤도 편심이나 조석 [21]가열은 발생하지 않는다.

테치안 궤도는 토성의 자기권 안쪽에 있기 때문에 행성과 함께 회전하는 플라즈마는 달의 후행 반구에 충돌합니다.테티스는 또한 자기권에 [22]존재하는 에너지 입자(전자 및 이온)에 의해 지속적으로 충격을 받습니다.

테티스의 트로이 목마 지점4 L(전방 60도)과5 L(후방 60도) 근처에서 공전하는 두 개의 공동 궤도 위성이 있습니다.

물리적 특성

지구, 달, 테티스의 크기 비교.

테티스는 반경이 [6]531km로 태양계에서 16번째로 큰 달이다.질량은 6.17×10kg20(0.000103 지구질량)[7]으로 달의 1% 미만이다.티티스의 밀도는 0.98g/cm로3 거의 전체가 물-얼음으로 [23]구성되어 있음을 나타냅니다.그것은 또한 토성의 위성 중 다섯 번째로 크다.테티스가 암석핵과 얼음 맨틀로 분화되는지 여부는 알려지지 않았다.단, 분화할 경우 코어 반경이 145km를 넘지 않으며 질량은 전체 질량의 6% 미만이다.조석력과 회전력의 작용으로 테티스는 3축 타원체 모양을 하고 있다.이 타원체의 치수는 균일한 [23]내부 구조를 가진 것과 일치합니다.지표면 아래 바다(Tethys 내부의 액체 소금물 층)의 존재는 가능성이 [24]낮은 것으로 간주된다.

테티스의 표면은 1.229의 시각적 알베도로 태양계에서 가장 반사율이 높은 것 중 하나입니다.이 매우 높은 알베도는 엔셀라두스의 남극 간헐천에 [9]의해 생성된 작은 물 얼음 입자로 구성된 희미한 고리인 토성의 E-링에서 나온 입자들의 모래바람의 결과입니다.테치안 표면의 레이더 알베도도 매우 높다.[25]테티스의 선행 반구는 후행 [26]반구보다 10~15% 더 밝습니다.

높은 알베도는 테티스의 표면이 소량의 어두운 물질만 있는 거의 순수한 물 얼음으로 구성되어 있다는 것을 나타냅니다.티티스의 가시 스펙트럼은 평평하고 특징이 없는 반면, 근적외선 강수빙 흡수 대역은 1.25, 1.5, 2.0 및 3.0 μm 파장의 파장이 보인다.[26]티티스에서 [27]결정성 수빙 이외의 화합물은 명확하게 식별되지 않았다. (유기물, 암모니아, 이산화탄소를 포함할 수 있다.)얼음 속의 어두운 물질은 어두운 토성 위성 표면에서 볼 수 있는 것과 같은 스펙트럼 특성을 가지고 있습니다.이아페토스와 히페리온.가장 가능성이 높은 후보는 나노기 철 또는 [28]헤마이트이다.Cassini 우주선에 의한 열 방출과 레이더 관측의 측정은 Tethys 표면의 얼음 레골리스가 구조적으로[25] 복잡하고 [29]95%가 넘는 큰 다공성을 가지고 있다는 것을 보여준다.

확장 컬러 맵(27.2 MB)으로 후행 반구(왼쪽)와 선행 반구상의 푸른빛 띠가 붉게 물들어 있습니다.
확장 컬러 맵
북반구와 남반구
확장 컬러 맵
후행 반구 및 선행 반구
  • Tethys—Trailing hemisphere—Standard processing (11 April 2015).
    Tethys:트레이싱 반구:표준 처리
    (2015년 4월 11일).
  • Tethys—Trailing hemisphere—Enhanced processing (11 April 2015).
    Tethys(트레일링 반구)-확장 처리
    (2015년 4월 11일).
  • Tethys—Trailing hemisphere—Enhanced-color (11 April 2014)
    Tethys - 트레일링 반구 - 확장 색상
    (2014년 4월 11일)

표면 특징

주요 기사:테티스의 지질 목록
Cassini가 본 Tethys(2015년 4월 11일).

색상 패턴

Tethys – Red Arcs (2015년 4월 11일)

티티스의 표면은 색상과 때로는 밝기로 구분되는 많은 대규모 특징을 가지고 있습니다.후행 반구는 항갑상선에 가까워질수록 점점 더 붉어지고 어두워진다.이러한 암화는 위에서 [30]언급한 반구 알베도 비대칭의 원인이 된다.선행 반구도 운동의 정점에 가까워질수록 약간 붉어지지만 눈에 띄게 [30]어두워지지는 않습니다.이렇게 두 갈래로 갈라진 색 패턴은 극을 관통하는 거대한 원을 따라 반구 사이에 푸른빛 띠가 존재하는 결과를 낳습니다.테티아 표면의 이러한 색채와 어두운 색상은 토성의 중형 위성의 전형적인 현상입니다.이것의 기원은 E-링에서 선행 반구로 밝은 얼음 입자가 퇴적되고 후행 반구의 외부 위성에서 오는 어두운 입자와 관련이 있을 수 있습니다.후행 반구가 어두워지는 것은 [31]행성과 함께 회전하는 토성의 자기권으로부터의 플라즈마 충격에 의해서도 일어날 수 있다.

Tethys 우주선의 선두 반구에서 적도에서 남쪽으로 20°, 북쪽으로 20°에 이르는 짙은 푸른빛 띠가 발견되었습니다.띠는 후행 반구에 가까워질수록 좁아지는 타원 모양을 하고 있다.비슷한 대역은 [32]Mimas에만 존재합니다.이 띠는 거의 확실히 약 1MeV 이상의 에너지를 가진 토성 자기권으로부터의 에너지 전자의 영향에 의해 발생합니다.이 입자들은 행성의 회전 방향과 반대 방향으로 표류하며 [33]적도에 가까운 선두 반구의 영역에 우선적으로 영향을 미칩니다.카시니가 입수한 테티스의 온도 지도는 이 푸르스름한 지역이 한낮에 주변 지역보다 더 차갑다는 것을 보여주며, 이 위성은 중적외선 파장에서 "[34]팩맨"과 같은 모습을 보인다.

지질학

티티스의 표면은 대부분 지름 40km 이상의 분화구가 지배하는 구릉지구로 이루어져 있다.표면의 작은 부분은 후행 반구의 매끄러운 평원으로 나타납니다.또한 카스마타와 [35]기압골과 같은 많은 구조적인 특징들이 있다.

거대한 균열을 보여주는 테티스의 토성 방향 반구의 카시니 모습이타카 차즈마, 꼭대기는 분화구 텔레마코스, 오른쪽은 평탄한 평야

테티스의 주도 반구의 서쪽 부분은 오디세우스라고 불리는 큰 충돌 분화구에 의해 지배되고 있는데, 그것의 직경은 테티스의 직경의 거의 2/5이다.분화구는 이제 상당히 평평해졌습니다. 더 정확히 말하면, 바닥은 테티스의 구형 모양과 일치합니다.이것은 지질학적 시간에 따른 테티아 얼음 지각의 점성 이완 때문일 가능성이 높다.그럼에도 불구하고 오디세우스의 가장자리 꼭대기는 평균 위성 반지름보다 약 5km 더 높다.오디세우스의 중심 복합시설은 분화구 바닥에서 6~9km 높이에 있는 2~4km 깊이의 중앙 갱도를 특징으로 하며, 그 자체는 평균 [35]반지름보다 약 3km 낮다.

테티스에서 볼 수 있는 두 번째 주요 특징은 이타카 차즈마라고 불리는 거대한 계곡으로, 폭이 약 100km이고 깊이가 3km이다.그것은 길이가 2000km가 넘으며, 테티스의 [35]둘레의 약 3/4이다.이타카 차즈마는 테티스 표면의 약 10%를 차지한다.이것은 오디세우스와 거의 동심원이며, 이타카 차즈마의 극은 [36]분화구에서 약 20°밖에 떨어져 있지 않습니다.

거대하고 얕은 분화구 오디세우스가 솟아오른 중앙 복합체인 Scheria Montes와 함께 이 이미지의 맨 위에 있습니다.

테티스의 내부 액체 물이 응고되면서 이타카 차즈마가 형성되어 달이 팽창하고 내부에 여분의 부피를 수용하기 위해 표면이 갈라진 것으로 생각된다.지표면 아래의 바다는 태양계 역사 초기에 다이오네와 테티스 사이의 2:3 궤도 공명 때문에 생겨났을 수 있으며, 이는 테티스 내부의 궤도 이심률과 조석 가열로 이어졌다.달이 [37]공명으로부터 빠져나간 후에 바다는 얼어붙었을 것이다.이타카 차즈마의 형성에 관한 또 다른 이론이 있다: 거대한 분화구 오디세우스를 일으킨 충돌이 일어났을 때, 충격파가 테티스를 통과하여 얼음처럼 부서지기 쉬운 표면을 분열시켰다.이 경우 이타카 차즈마는 오디세우스의 [35]가장 바깥쪽에 있는 링이 될 것이다.그러나 고해상도 카시니 영상의 크레이터 수에 기초한 나이 측정 결과 이타카 차즈마는 오디세우스보다 나이가 많아 충격 가설이 거의 [36]없는 것으로 나타났다.

후행 반구의 매끄러운 평원은 오디세우스와 거의 대척점에 있지만, 정확한 대척점에서 북동쪽으로 약 60° 뻗어 있습니다.그 평원은 주변의 크레이터가 있는 지형과 비교적 뚜렷한 경계를 가지고 있다.오디세우스의 대척점 근처에 있는 이 부대의 위치는 분화구와 평원 사이의 연결을 증명합니다.후자는 반대쪽 반구의 중심에 충격으로 생성된 지진파를 집중시킨 결과일 수 있다.그러나 평원의 매끄러운 모습과 날카로운 경계(충돌 흔들림이 넓은 과도기 영역을 만들어 냈을 것)는 그들이 오디세우스 [35][38]충돌에 의해 만들어진 테티아 암석권의 약한 선을 따라 내생적 침입에 의해 형성되었음을 보여준다.

충격 크레이터 및 연혁

테티아 충돌 크레이터의 대부분은 단순한 중앙 피크 유형입니다.지름이 150km 이상인 것은 보다 복잡한 피크 링 형태를 보여준다.오직 오디세우스 분화구만이 중앙 구덩이를 닮은 중앙 움푹 패인 곳이 있다.오래된 충돌 크레이터는 젊은 크레이터보다 다소 얕아 어느 정도 [39]이완을 의미합니다.

충돌 크레이터의 밀도는 테티스의 표면에 따라 다릅니다.크레이터 밀도가 높을수록 표면이 오래되었습니다.이것은 과학자들이 테티스의 상대적인 연대를 세울 수 있게 해준다.크레이터가 있는 지형은 45억 6천만 년 [40]전 태양계 형성 당시로 거슬러 올라가는 가장 오래된 단위이다.가장 어린 단위는 오디세우스 분화구 안에 있으며 사용된 [40]절대 연대에 따라 37억6000만 년에서 10억6000만 년으로 추정된다.이타카 [41]차즈마는 오디세우스보다 나이가 많다.

기원과 진화

토성과 그 고리 근처의 테티스(오른쪽 아래)
Tethys 및
토성의 고리
티티스와 토성의 고리
테티스와 히페리온과 프로메테우스
테티스와 야누스

티티스는 토성 형성 [42]후 한동안 토성 주위에 존재했던 가스와 먼지의 원반인 강착 원반 또는 서브네뷸라에서 형성되었다고 생각됩니다.태양 성운의 토성 위치에 온도가 낮다는 것은 모든 위성이 생성된 1차 고체였다는 것을 의미한다.암모니아와 이산화탄소와 같은 다른 휘발성 화합물들도 존재했을 가능성이 높았지만, 그 양이 잘 [43]제한되지는 않았다.

티티스의 수분이 매우 풍부한 조성은 아직 밝혀지지 않았다.토성 서브네뷸라의 조건은 분자 질소와 일산화탄소가 각각 [44]암모니아와 메탄으로 전환되는 것을 선호했을 것이다.이것은 왜 일산화탄소로부터 해방된 산소가 수소를 [44]형성하는 물과 반응하기 때문에, 테티스를 포함한 토성 위성들이 명왕성이나 트리톤과 같은 태양계 바깥 물체보다 더 많은 물 얼음을 포함하고 있는지 부분적으로 설명할 수 있다.제안된 가장 흥미로운 설명 중 하나는 타이탄과 비슷한 달의 얼음 덩어리가 [45]토성에 의해 삼켜지기 전에 얼음 덩어리가 벗겨진 상태에서 고리와 내부 위성이 축적되었다는 것이다.

이 부착 과정은 달이 완전히 형성되기 전까지 수천 년 동안 지속되었을 것이다.모델에 따르면 강착에 따른 충격으로 테티스의 외부 층이 가열되어 약 29km [46]깊이의 최대 온도가 약 155K에 도달했습니다.열전도에 의한 형성이 종료된 후, 표면 하층이 냉각되어 내부가 [47]가열되었다.냉각 표면층이 수축되고 내부가 확장되었습니다.이로 인해 테티스의 지각은 5.7 MPa에 달하는 강한 팽창 응력을 받았으며,[48] 이는 균열로 이어졌을 것으로 보인다.

테티스는 실질적인 암석 함량이 부족하기 때문에 방사성 원소의 붕괴에 의한 가열이 추가적인 [49]진화에 큰 역할을 했을 가능성은 낮다.이것은 또한 티티스의 내부가 조수에 의해 가열되지 않는 한 어떠한 심각한 용해도 경험하지 못했을 수도 있다는 것을 의미합니다.예를 들어, 그것들은 디오네나 다른 [21]달과의 궤도 공명을 통해 테티스가 지나가는 동안 일어났을 수 있다.하지만, 테티스의 진화에 대한 현재의 지식은 매우 제한적입니다.

탐색

테티스의 회전 애니메이션

파이어니어 11호는 1979년 토성을 지나갔으며 1979년 [50]9월 1일 테티스에 가장 근접한 거리는 329,197km였다.

1년 후인 1980년 11월 12일 보이저 1호는 테티스에서 415,[51]670km를 비행했다.그것의 [52][53][12]쌍둥이 우주선인 보이저 2호는 1981년 8월 26일 달에서 93,010 킬로미터까지 근접 통과했다.두 우주선 모두 테티스의 사진을 찍었지만 보이저 1호의 해상도는 15km를 넘지 않았고, 보이저 2호가 얻은 해상도만 [12]2km에 달했다.1980년 보이저 1호가 발견한 최초의 지질학적 특징은 이타카 [51]차즈마였다.이후 1981년 보이저 2호는 달 주위를 270° 돌았다는 사실을 밝혀냈다.보이저 2호는 또한 오디세우스 [12]분화구를 발견했다.티티스는 보이저에 [35]의해 가장 완벽하게 촬영된 토성 위성이었다.

토성 근처의 티티스(2015년 4월 11일).

카시니호는 2004년 토성 궤도에 진입했다.2004년 6월부터 2008년 6월까지의 주요 임무 동안, 2005년 9월 24일 1503 km의 거리에서 테티스의 매우 가까운 목표물 통과를 수행했다.이 비행 외에도, 우주선은 2004년 이후 주요 임무와 분점 임무 동안 수만 [52][54][55]킬로미터의 거리에서 많은 비표적 비행을 수행했다.

2010년 8월 14일(동지 미션 중) 38,300km 떨어진 곳에서 테티스의 또 다른 비행이 이루어졌으며, 이때 폭 207km의 페넬로피 테티스에서 네 번째로 큰 크레이터가 [56]촬영되었다.2011-2017년에는 [57]동지 임무를 위해 더 많은 비표적 비행이 계획되었다.

카시니의 관측을 통해 0.29km의 분해능으로 [58]테티스의 고해상도 지도를 제작할 수 있었다.우주선은 공간적으로 분해된 테티스의 근적외선 스펙트럼을 얻었으며, 테티스의 표면은 어두운 [26]물질과 혼합된 물 얼음으로 만들어졌으며, 원적외선 관측은 볼로메트릭 결합 [11]알베도를 제한했다.2.2cm 파장의 레이더 관측 결과 얼음 레골리스는 복잡한 구조를 가지고 있고 매우 [25]다공성이 있는 것으로 나타났다.테티스 근처에서 플라즈마를 관찰한 결과, 토성 [59]자기권에서는 새로운 플라즈마가 생성되지 않는 지질학적 사체임이 밝혀졌다.

테티스와 토성계에 대한 미래의 임무는 불확실하지만, 한 가지 가능성은 타이탄 토성계 미션이다.

사각형

테티스의 사각형

테티스는 15개의 사각형으로 나뉩니다.

  1. 북극 지역
  2. 안티클리아
  3. 오디세우스
  4. 알시누스
  5. 텔레마코스
  6. 서체
  7. 폴리카스테
  8. 시오클리메누스
  9. 페넬로페
  10. 살모네우스
  11. 이타카 차즈마
  12. 헤르미온느
  13. 멜라티우스
  14. 앤틴
  15. 남극 지역

소설 속 티티스

추가 정보: 소설 속 토성의 위성

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 질량 m, 중력 상수 G 및 반지름 : m / 2 ({Gm/에서 도출되는 표면 중력.
  2. ^ 질량 m, 중력 상수 G, 반지름 r : ≤ 2Gm/r에서 도출되는 탈출 속도.


인용문

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