Satélites de Saturno (III). Janus, Rhea, Tethys

Janus.
Cráteres grandes y pequeños cubren la superficie rugosa de la luna Janus de Saturno. Esta vista mira hacia el hemisferio sur de Jano (179 kilómetros, o 111 millas de ancho en su punto más ancho). El polo sur de la luna está en el centro. La imagen fue tomada con la cámara de ángulo estrecho de la nave espacial Cassini el 26 de mayo de 2008, utilizando un filtro espectral sensible a las longitudes de onda de la luz infrarroja centrada en 930 nanómetros. La vista se adquirió a una distancia de aproximadamente 186.000 kilómetros (115.000 millas) de Janus y en una nave espacial Sun-Janus, o ángulo de fase de 83 grados. La escala de la imagen es de 1 kilómetro (0,6 millas) por píxel.

Descubrimiento.
Audouin Dollfus observó una luna el 15 de diciembre de 1966, por lo que propuso el nombre de "Janus". El 18 de diciembre del mismo año, Richard Walker hizo una observación similar, ahora acreditada como el descubrimiento de Epimeteo. En ese momento, los astrónomos creían que solo había una luna, extraoficialmente conocida como "Janus", en la órbita dada. Doce años más tarde, en octubre de 1978, Stephen M. Larson y John W. Fountain se dieron cuenta de que las observaciones de 1966 se explicaban mejor por dos objetos distintos (Janus y Epimetheus) que compartían órbitas muy similares. Voyager lo confirmé en 1980.

La nave espacial Cassini ha realizado varios acercamientos y ha proporcionado imágenes detalladas de Janus desde que Cassini alcanzó la órbita alrededor de Saturno en 2004.

Visión general.
Janus es una luna en forma de patata con un radio medio de 55.6 millas (89.5 kilómetros) y dimensiones de 122 x 119 x 93 millas (196 x 192 x 150 kilómetros, respectivamente).

Janus está cráteres extensivamente con varios cráteres más grandes que 30 kilómetros (19 millas). Los cráteres prominentes de Janus se llaman Castor, Phoebe, Idas y Lynceus.

Esta luna oblonga orbita a 94,000 millas (151,000 kilómetros) de Saturno, demorando 17 horas en completar una órbita, en la brecha entre los anillos F y G, pero no lo hace solo. En realidad, comparte su órbita con una luna hermana llamada Epimeteo, en lo que se denomina condición co-orbital o resonancia 1: 1.

Una luna orbita a 31 millas (50 km) más lejos del planeta que la otra, y le toma más tiempo completar un giro alrededor de Saturno. Esta pequeña diferencia significa que la luna interior, que se mueve más rápido, comienza a alcanzar a la otra aproximadamente cada cuatro años terrestres. Curiosamente, cuando esto sucede, la interacción de la gravedad entre las lunas hace que cambien de lugar entre estas órbitas internas y externas. Lo más cerca que llegan son unas 6,200 millas (15,000 km). Esta es la única configuración orbital conocida en el sistema solar.

Janus y Epimeteo pueden haberse formado por la ruptura de una luna. De ser así, habría ocurrido al principio de la vida del sistema Saturn, ya que ambas lunas tienen antiguas superficies de cráteres, muchas de ellas con bordes blandos debido al polvo. También tienen algunos surcos (similares a los de la luna marciana Fobos) que sugieren algunos golpes de otros cuerpos. Juntas, las lunas arrastran suficientes partículas para generar un débil anillo. Sin embargo, a excepción de los telescopios muy potentes, la región de su órbita común aparece como una brecha entre los prominentes anillos F y G de Saturno.

Jano y Epimeteo son la quinta y sexta luna en la distancia de Saturno. Ambos están en fase bloqueada con sus padres; Un lado siempre mira hacia Saturno. Estando tan cerca, orbitan en menos de 17 horas. Se piensa que ambos están compuestos en gran parte de hielo de agua, pero su densidad de menos de 0.7 es mucho menor que la del agua. Por lo tanto, probablemente sean "pilas de escombros", cada una de ellas una colección de numerosas piezas unidas por la gravedad. Cada luna tiene áreas oscuras y suaves, junto con áreas más brillantes del terreno. Una interpretación de esto es que, evidentemente, el material más oscuro se mueve hacia abajo, dejando material más brillante, como hielo de agua, en las paredes de las fracturas. Su temperatura es de aproximadamente -195 grados Celsius (-319 grados Fahrenheit). Su reflectividad (o albedo) de 0.7 a 0.8 en el rango visual sugiere una composición en gran parte de hielo de agua.

Janus y Epimetheus comparten sus órbitas con un débil anillo de polvo alrededor de Saturno, ahora llamado el anillo de Janus / Epimetheus. Este anillo puede estar hecho de partículas arrancadas de sus superficies por impactos de meteoroides.

Cómo Janus obtuvo su nombre.
El nombre de Jano proviene del dios romano de las puertas, puertas, puertas, inicios y finales. Generalmente se le representa teniendo una cara para mirar hacia adelante y otra para mirar hacia atrás. Los romanos pueden haber adoptado parcialmente a Jano de un dios etrusco, del dios griego Hermes, o de ambos. Sus restos más evidentes en el inglés moderno son el mes de enero y el cuidador de puertas y pasillos, el conserje.

Los astrónomos también se refieren a Janus como Saturno X y como S / 1980 S1.


Rhea.
La nave espacial Cassini mira hacia las llanuras de los cráteres del hemisferio posterior de Rea. Algunas de las fracturas de la luna, que aparecen como líneas brillantes tenues, se pueden ver a la izquierda de la imagen. El polo norte de Rhea está arriba y girado 3 grados a la derecha. La luna tiene 1,528 kilómetros (949 millas) de ancho. La imagen fue tomada en luz visible con la cámara gran angular de la nave espacial Cassini el 21 de noviembre de 2009. La vista se obtuvo a una distancia de aproximadamente 30.000 kilómetros (19.000 millas) de Rhea y en una nave espacial Sun-Rhea, o fase , ángulo de 27 grados. La escala de la imagen es de 2 kilómetros (1 milla) por píxel.

Descubrimiento.
Giovanni Cassini descubrió Rhea el 23 de diciembre de 1672.

Visión general.
Rhea es la segunda luna más grande de Saturno, pero con un radio promedio de 475 millas (764 kilómetros) es menos de un tercio del radio de la luna más grande de Saturno, Titán. Rhea es un cuerpo pequeño, frío y sin aire que es muy similar a las lunas hermanas Dione y Tethys. Al igual que con las otras dos lunas, Rea está bloqueada tidalmente en fase con su padre, un lado siempre mira hacia Saturno, mientras completa su órbita de 4,5 días terrestres alrededor del planeta. Las temperaturas de la superficie de Rhea también son similares a las de Dione y Tethys, siendo aproximadamente tan cálidas como -281 grados Fahrenheit (-174 grados Celsius) en áreas iluminadas por el sol y con un rango de -364 grados Fahrenheit (-220 grados Celsius) en áreas sombreadas. También como Dione y Tethys, Rhea tiene una alta reflectividad (o albedo geométrico) que sugiere una composición de superficie en gran parte de hielo de agua, que se comporta como una roca en el rango de temperatura de Rhea.

La densidad de Rhea de 1.233 veces la del agua líquida sugiere que Rhea es tres cuartos de hielo y un cuarto de roca. Las mediciones de la nave espacial Cassini de un encuentro cercano mostraron un momento de inercia sobre su eje (una medida de lo difícil que es cambiar su rotación) de un valor más alto que el que se esperaría si Rhea tiene un núcleo rocoso. Por lo tanto, se piensa que Rhea se compone de una mezcla homogénea de hielo y roca, una bola de nieve sucia y congelada.

Rhea, a una distancia de 327.500 millas (527.000 kilómetros), está más lejos de Saturno que Dione y Tethys, y debido a esto, Rhea no recibe una gran variación de las mareas de Saturno para causar un calentamiento interno. Esto tiene un efecto importante. Tanto Dione como Tethys tienen más áreas de llanuras lisas que Rea. Dichas llanuras son probablemente áreas donde el agua líquida alcanzó la superficie y se acumuló en depresiones como cráteres, formando superficies planas antes de volver a congelar y, por lo tanto, borrando cráteres existentes. El menor calor interno en Rhea podría haber resultado en menos borrados o podría haber habido más bombardeos en Rhea. Cualquiera que sea la razón, Rhea está más fuertemente craterizada que Dione y Tethys.

Características de la superficie.
Rhea apareció como un pequeño punto para los astrónomos hasta que el Voyager (1 y 2) se encuentra en 1980 y 1981. Las imágenes del Voyager mostraron que las características de Rhea se podían dividir en dos regiones: la primera era un terreno muy brillante (cráteres) con cráteres más grandes que 25 millas (40 kilómetros) de ancho y un segundo tipo de área en partes de la región polar y ecuatorial con cráteres de menos de 25 millas (40 kilómetros) de ancho. Esta diferencia puede indicar que hubo un evento importante de repavimentación en algún momento de la historia de Rhea. Sin embargo, habría sido hace mucho tiempo porque hay pocos cráteres jóvenes con rayos que se extienden lejos de ellos (como en la Luna de la Tierra). Se cree que la edad promedio de las llanuras es de alrededor de 4 mil millones de años.

Las imágenes del Voyager también mostraron líneas misteriosas lineales "tenues" con longitudes de decenas a cientos de millas, a menudo cortando llanuras y cráteres. En 2006, las imágenes de la nave espacial Cassini mostraron que las áreas tenues son fracturas de hundimiento que forman cañones (algunos de ellos varios cientos de metros de altura). Las paredes de esos cañones son brillantes porque material oscuro se cae de ellos, exponiendo hielo fresco y brillante. Estos acantilados de fractura muestran que Rea puede haber sido tectónicamente activa en su pasado. Este tipo de característica de superficie también se produce en Dione y Tethys.

Atmósfera.
La nave espacial Cassini detectó una atmósfera muy delgada conocida como exosfera, infundida con oxígeno y dióxido de carbono alrededor de Rhea en 2010. ¿Fue la primera vez que una nave espacial capturó directamente moléculas de una atmósfera de oxígeno? aunque sea muy delgado, en un mundo distinto de la Tierra.

El oxígeno parece surgir cuando el campo magnético de Saturno gira sobre Rea. Las partículas energéticas atrapadas en el campo magnético del planeta salpican la superficie del hielo de agua de la luna. Provocan reacciones químicas que descomponen la superficie y liberan oxígeno. La fuente del dióxido de carbono es menos cierta.

Se estima que el oxígeno en la superficie de Rea es aproximadamente 5 billones de veces menos denso que el que tenemos en la Tierra. Pero los nuevos resultados muestran que la descomposición de la superficie puede contribuir con abundantes moléculas de oxígeno, lo que lleva a densidades de superficie aproximadamente 100 veces mayores que las exoesferas de la Luna de la Tierra o Mercurio. La formación de oxígeno y dióxido de carbono posiblemente podría impulsar la química compleja en las superficies de muchos cuerpos helados en el universo.

Anillos.
En 2008, la nave espacial Cassini encontró evidencia de material orbitando a Rea, la primera vez que se encontraron anillos alrededor de una luna. Un amplio disco de residuos y al menos un anillo parecen haber sido detectados por un conjunto de seis instrumentos en la Cassini específicamente diseñados para estudiar las atmósferas y partículas alrededor de Saturno y sus lunas.

Como Rhea obtuvo su nombre.
El nombre Rhea proviene de la diosa griega (o Titán) Rhea, hija de Urano y Gea. Su marido era Kronus (el Saturno romano). Rhea también fue llamada la madre de los dioses porque dio a luz a varios de los dioses del Monte Olimpo, incluido Zeus (el romano Júpiter).

Cassini se refirió a Rea como una de las cuatro Sidera Lodoicea (Estrellas de Louis) después del Rey Luis XIV (los otros tres fueron Tethys, Dione y Iapetus). Los astrónomos también se refieren a Rea como Saturno V que denota la quinta luna a una distancia de Saturno. Las características geológicas en Rhea generalmente obtienen sus nombres de personas y lugares de los mitos de la creación. La Unión Astronómica Internacional ahora controla el nombramiento de cuerpos astronómicos.


Tethys.
La vasta extensión del cráter Odiseo se extiende debajo de Cassini en esta vista en mosaico de la luna de Saturno Tethys. El cráter (450 kilómetros o 280 millas de ancho) es un ejemplo notablemente bien conservado de una antigua cuenca de impacto de múltiples anillos: el anillo exterior está definido por paredes escarpadas, como acantilados, que descienden a amplias terrazas internas en general. El anillo interior está formado por una banda circular de montañas heladas prominentes, con forma de corona, de 140 kilómetros (88 millas) de diámetro. Cuencos de múltiples anillos se ven en cuerpos rocosos, así como en los de hielo. Se cree que la compleja estructura interna y la naturaleza de múltiples anillos de estas cuencas muy grandes surgen del rebote de las intensas ondas de choque que penetraron en el cuerpo en el momento del impacto. Tethys tiene 1.071 kilómetros (665 millas) de ancho. Este mosaico fue ensamblado a partir de cuatro filtros claros, imágenes de cámara de ángulo estrecho. La vista es una proyección ortográfica centrada en 3 grados de latitud sur, 119 grados de longitud oeste y tiene una resolución de 572 metros (0,35 millas) por píxel. Una vista ortográfica es más como la vista que ve un observador distante mirando a través de un telescopio. El norte está arriba. La vista fue obtenida por la nave espacial Cassini el 30 de agosto de 2007, desde una distancia de aproximadamente 97,000 kilómetros (60,000 millas) y en un ángulo de 51 grados de Tethys-nave espacial, o fase.

Descubrimiento.
Giovanni Cassini descubrió a Tethys el 21 de marzo de 1684.

Visión general.
Tethys es la quinta luna más grande de Saturno. Su forma irregular es de 331 millas (533 kilómetros) en radio medio, con dimensiones de 669 x 657 x 654 millas (1076.8 x 1057.4 x 1052,6 kilómetros). Este cuerpo frío, sin aire y con muchas cicatrices es muy similar a las lunas hermanas Dione y Rhea, excepto que Tethys no está tan craterizada como las otras dos. Esto puede deberse a que su proximidad a Saturno causa más calentamiento de las mareas, y ese calentamiento mantuvo a Tethys parcialmente fundida por más tiempo, borrando o empañando más el terreno temprano.

La densidad de Tethys es 0,97 veces mayor que la del agua líquida, lo que sugiere que Tethys está compuesto casi completamente de hielo de agua más una pequeña cantidad de roca.

Tethys tiene una alta reflectividad (o albedo visual) de 1,229 en el rango visual, lo que sugiere una composición mayoritariamente de hielo de agua, que se comportaría como una roca en la temperatura promedio de Tethyan de -305 grados Fahrenheit (-187 grados Celsius). Muchos de los pisos del cráter en Tetis son brillantes, lo que también sugiere una gran cantidad de agua helada. También contribuye a la alta reflectividad que Tethys es bombardeada por las partículas de hielo de agua del anillo E de Saturno generadas por los géiseres en Encelado.

Tethys apareció como un pequeño punto para los astrónomos hasta que la Voyager (1 y 2) se encuentra en 1980 y 1981. Las imágenes de la Voyager mostraron un gran cráter de impacto y un gran abismo. La nave espacial Cassini ha agregado detalles que incluyen una gran variedad de colores en escalas pequeñas, lo que sugiere una variedad de materiales que no se ven en ningún otro lugar.

Orbita.
Tethys orbita 183.000 millas (295.000 kilómetros) desde Saturno, tomando 45,3 horas para rodear el planeta. Al igual que con todas las lunas de Saturno, a excepción de dos, Tethys está en fase de bloqueo con su planeta padre, el mismo lado siempre mira hacia Saturno.

Tethys ha bloqueado gravitacionalmente dos lunas más pequeñas en su propio subsistema: Telesto y Calypso. Estas lunas más pequeñas se sostienen en puntos lagrangianos (L4 y L5, respectivamente), donde los objetos son estables con el cuerpo controlador más grande. Estas tres lunas completan sus órbitas alrededor de Saturno moviéndose como una unidad, espaciadas a intervalos de 60 grados, primero Telesto, luego Tethys, seguido de Calypso. El hecho de que Tethys y otras lunas de Saturno tengan tales objetos implica que sus respectivos puntos Lagrangianos han sido estables contra influencias externas durante millones de años.

Superficie.
El hemisferio norte de Tethyan es de color más claro y está muy modificado debido a las eras de los bombardeos. Por ejemplo, cerca del prominente cráter Telémaco (el hijo de Odiseo en "La Odisea") se encuentran los restos del cráter Teiresias (llamado así por un famoso adivino de la antigua Grecia). El antiguo sitio de impacto de Teiresias está sobreimpreso y erosionado por la intemperie y la degradación por impacto que solo queda un patrón circular de montículos para indicar el antiguo borde del cráter.

Más cerca del ecuador, el terreno es más oscuro y tiene menos cráteres. Esta crátera menos densa sugiere una actividad interna pasada y el resurgimiento del terreno.

Alrededor del ecuador en su lado anterior, Tethys lleva una banda de material de superficie ligeramente más oscuro. Los científicos sospechan que la región oscurecida puede representar un área de hielo menos contaminado con granos de diferente tamaño que el material en latitudes más altas a cada lado de la banda.

Tethys tiene dos características abrumadoras, un cráter de impacto gigante y un gran valle. El Cráter Odysseus (llamado así por un rey guerrero griego en las dos grandes obras de Homero, "La Ilíada" y "La Odisea") domina el hemisferio occidental de Tethyan. El cráter de Odiseo tiene un diámetro de 250 millas (400 kilómetros). Ese diámetro es casi dos quintas partes de Tethys. Tal impacto podría haber destrozado un cuerpo sólido, lo que sugiere que la composición interna de Tethys todavía estaba parcialmente fundida. El borde del cráter y el pico central se han derrumbado en gran medida, dejando un cráter poco profundo, y esto también sugiere un terreno que era lo suficientemente elástico como para cambiar de forma. Las características tenues de Odysseus Crater están en contraste con los muchos acantilados escarpados que se encuentran en otros lugares de la Luna, lo que sugiere que el antiguo terreno todavía era lo suficientemente elástico como para cambiar de forma.

La segunda característica principal, un valle llamado Ithaca Chasma (llamado así por el país gobernado por Odiseo), se extiende aproximadamente desde el polo norte de Tethyan hasta su polo sur. Tiene 62 millas de ancho, 2 a 3 millas de profundidad, y se extiende 1.200 millas (100 kilómetros, 3 a 5 kilómetros y 2.000 kilómetros, respectivamente). Ithaca Chasma puede haber sido causado por la expansión del agua líquida interna, ya que se congeló en hielo después de que la superficie ya se hubiera congelado. Una teoría alternativa es que el impacto que creó el Cráter Odysseus también generó fuerzas que crearon Ithaca Chasma, especialmente porque el abismo se encuentra en el lado opuesto de Tethys desde el Cráter Odysseus. El abismo y el área circundante están muy llenos de cráteres, lo que indica que se formó hace mucho tiempo.

Cómo Tethys obtuvo su nombre.
Cassini se refirió a Tethys como una de las cuatro Sidera Lodoicea (Estrellas de Louis) después del rey Louis XIV (los otros tres fueron Iapetus, Dione y Rhea). Otros astrónomos llamaron a las lunas de Saturno por número en términos de su distancia a Saturno. Así, Tethys fue Saturno III. John Herschel sugirió que las lunas de Saturno estén asociadas con los hermanos y hermanas míticos griegos de Kronus. (Kronus es el equivalente del dios romano Saturno en la mitología griega).

El nombre proviene de la diosa griega (o Titán) Tethys, que era hija de Urano y Gea, una hermana de Kronus y la esposa de Oceanus. Se decía que era la madre de los principales ríos, la madre de tres mil hijas llamadas los Oceanids y la encarnación de las aguas del mundo.

Las características geológicas en Tethys generalmente obtienen sus nombres de "The Odyssey" de Homer. La Unión Astronómica Internacional ahora controla el nombramiento de cuerpos astronómicos.

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