GIAPETO il più esterno dei satelliti LODICEI. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 06/07/2019

Giapeto

Dati fisici:
Misurazioni triassiali di Giapeto ne stimano le dimensioni radiali in 746 × 746 × 712 km , con un raggio medio di 734.5 ± 2.8 km . (Diametro 1.471 km)
Queste misurazioni sono relativamente inaccurate in quanto non tutta la superficie del satellite è stata fotografata con un'alta risoluzione.
Ha una massa pari a 0,0003 Mt con una densità di 1,083 che suggerisce che sia composto quasi interamente di ghiaccio, con una gravità di 0,233 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,61 km/s.
A dispetto delle sue dimensioni appare evidente che il satellite non sia in equilibrio idrostatico, altrimenti la sua forma oblata potrebbe essere spiegata solo con un periodo di rotazione di circa 10 h, mentre Giapeto attualmente ruota attorno al proprio asse molto più lentamente, con un periodo pari a 79,3215 giorni terrestri.
Una possibile spiegazione di questa discrepanza è che la luna si sia congelata poco dopo la sua formazione, quando la rapida rotazione ne schiacciava i poli; nel corso del tempo la rotazione avrebbe continuato a rallentare per via degli attriti mareali e la sua forma sarebbe rimasta invariata.

Mappa:
La mappatura di Giapeto è stata ottenuta grazie alle immagini della Cassini, ma non tutto il satellite è stato mappato con la massima risoluzione possibile.
Le due parti della luna si dividono in realtà secondo uno schema simile a quello dei due lembi che compongono una palla da tennis, abbracciandosi l'un l'altra. La parte scura si chiama Cassini Regio, la parte chiara invece è divisa dall'equatore nella Roncevaux Terra (a nord) e nella Saragossa Terra (a sud).

( SOPRA collage di immagini in proiezione cilindrica )

( SOTTO il polo Nord a sinistra ed il polo Sud a destra ).

Parametri orbitali:
Giapeto orbita ad una distanza di 3.560.851 km da Saturno , con un'eccentricità di 0,0293 , in 79,3215 giorni.
La sua orbita risulta molto inclinata rispetto all'equatore di Saturno di ben 15,47° , rispetto a tutti gli altri satelliti interni che invece giacciono su tale piano, questo fatto rende Giapeto l'unico dei grandi satelliti dove è possibile ammirare gli anelli di Saturno, che dagli altri si vedono solo di taglio come una riga che divide in due il pianeta.

Superficie:

La sua superfice presenta molti crateri da impatto, alcuni di essi di grandi dimensioni, segno questo che la crosta è stabile e non presenta processi di rinnovamento.
Ma la maggiore caratteristica superficiale di Giapeto è una distintiva colorazione a due toni.
Un emisfero è scuro (albedo 0,03–0,05) con una lieve colorazione rossastra, mentre l'altro emisfero è brillante (albedo 0,5, quasi quanto Europa).
Questa differenza è così evidente che Gian Domenico Cassini notò che poteva osservare Giapeto solamente su un lato di Saturno e non sull'altro. ( vedi sotto ).

Molti autori hanno scritto delle drammatiche asimmetrie di luminosità trovate tra la faccia principale di Giapeto, che è in gran parte scura, e il suo lato posteriore, che è in gran parte luminoso. Concentrandosi su fonti estrinseche, Soter ( 1974 ) e altri, hanno suggerito varianti del seguente modello: la polvere retrograda di Febe e forse degli altri satelliti irregolari sono la fonte di questa differenza emisferica in bianco e nero, con polvere retrograda scura preferenzialmente spazzata sul lato principale da un Giapeto in rotazione sincrona . 

Questo scenario sarebbe la soluzione al fatto che la polvere scura proveniente da molti satelliti irregolari non-Febe diversi aggirerebbe il problema che il terreno più oscuro di Giapeto non assomiglia a quello di Febe di tipo C.

Questa soluzione, pur elegante dinamicamente, presenta alcuni problemi. Un problema è che i poli sono in gran parte bianchi quando dovrebbero essere coperti con materiale scuro (ad esempio, Burns et al., 1996 ). Un secondo problema è che Giapeto non dovrebbe essere diverso da Callisto, almeno in termini di esposizione a grandi quantità di polvere prograda e retrograda visto che Giapeto possa aver preso un miliardo di anni circa per raggiungere il blocco sincrono, Hamilton 1997. 

Inoltre, il modello prevede che lo strato di polvere dovrebbe essere notevole, se 0,001 masse lunari di polvere satellite irregolare fosse trasferita a Giapeto con un'efficienza del 10% -100%, avrebbe prodotto uno strato superficiale, rispettivamente, di 0,3-3 km di spessore. Quindi, come Callisto, la nostra aspettativa è che Giapeto dovrebbe essere ricoperto da tutti i lati con materiale scuro, con forse una piccola preferenza per la polvere scura sul suo lato corrente. Questo non è osservato.

Una possibile soluzione a questi problemi potrebbe venire da Spencer et al. ( 2005 , vedi anche Denk & Spencer 2008 ), che ha sostenuto che il lungo periodo di rotazione di Giapeto (79 giorni) consente all'acqua di uscire dalla superficie sul lato oscuro e migrare verso i climi più freddi sul lato posteriore e ai poli (vedi anche Hamilton 1997 per una variante di questa idea). 

Questo processo di fuga, in un lasso di tempo dell'ordine di 100 milioni di anni, creerebbe potenzialmente la dicotomia vista oggi. Il grilletto per questo meccanismo sarebbe il materiale scuro non ghiacciato che piove giù dai satelliti irregolari. In modo simile, il materiale scuro trovato su Iperione proviene dalla polvere dei satelliti irregolari che è riuscita ad evitare Giapeto.

Frane e valanghe:

Sul satellite la sonda Cassini ha effettivamente fotografato anche enormi frane o valanghe, la cui origine deve essere ancora compresa con certezza, e sono al vaglio differenti ipotesi, tra cui il fatto che la lenta rotazione possa sublimare e creare i fenomeni fotografati, oltre al fatto di giustificare i due differenti lati del satellite.
(vedi a lato e sotto).

( In foto un collage di varie immagini che testimoniano il fatto dell'esistenza di enormi valanghe presenti sulla superficie di Giapeto, con fronti di decine di km ).

Cresta equatoriale:

Una delle tante sorprese di questa luna ghiacciata di Saturno, è la prominente cresta topografica che si snoda all'equatore come il bordo di una noce.

L'Orbiter Cassini acquisì una striscia di immagini a colori lungo questa cresta nel settembre 2007, vicino al confine tra gli emisferi scuri e luminosi.
L'origine del crinale è ad oggi sconosciuta, ma i dati di Cassini indicano che il crinale di questo sito è suddiviso in diverse cime svettanti da 15 a 20 chilometri sopra le pianure circostanti e scure.
Questi sono tra i picchi più alti del sistema solare.

Questa prospettiva qua sotto, guarda a sud-est verso uno di questi picchi e si basa sulla topografia stereo derivata dai dati di Cassini.
Macchie di ghiaccio di acqua pura brillante possono essere visti fiancheggiando queste cime scure, che hanno la luminosità della fuliggine. La scena è di circa 70 chilometri e viene estratta da un film che mostra un ipotetico volo su Giapeto. ( vedi sotto ).

Crateri:

La luna possiede numerosi crateri di notevoli dimensioni, alcuni dei quali sono stati scoperti grazie alle foto della sonda Voyager2 , solo con la Cassini è stato possibile rilevare la presenza di vasti crateri d'impatto nella regione oscura. Il più grande, Turgis, possiede un diametro di 580 km (due quinti di quello della luna) ed è uno dei più vasti del sistema solare. L'orlo del cratere è molto ripido e parte della scarpata supera i 15 km d'altezza.


LINK di approfondimento:
https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06171


Scoperta:
Fu scoperto dall'astronomo italiano Giovanni Domenico Cassini il 25 ottobre 1671. Deve il suo nome al Giapeto della mitologia greca ed è anche noto come Saturno VIII.
La pronuncia del nome è sdrucciola, con l'accento sulla ''a'', quindi Giàpeto.
Subito dopo la scoperta, fu subito evidente che il satellite aveva un lato chiaro ed uno scuro, difatti Cassini notò che poteva osservare Giapeto solamente su un lato di Saturno e non sull'altro.

( Dettaglio della superficie, in evidenza le montagne della cresta equatoriale ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI GIAPETO:

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A cura di Andreotti Roberto.

REA il maggiore dei satelliti LODICEI, anch'esso con gli anelli. by Andreotti Roberto - INSA

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Aggiornato il 26/08/2019

REA

Le caratteristiche di Rea assomigliano a quelle di Dione, con emisferi anteriore e posteriore dissimili tra loro, suggerendo per le due le lune hanno simile composizione ed uguale storia.

Dati fisici:
Rea ha un diametro di 1527,6 km, seconda tra le lune di Saturno dopo Titano, ed una massa pari a 0,00039 Mt ed una densità di 1,236 kg/dm3, una gravità di 0,264 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,635 km/s che non permette di mantenere la tenue atmosfera osservata intorno al satellite.
La temperatura su Rea è −174 °C con luce solare diretta e tra −200 °C e −220 °C in ombra.

Parametri orbitali:
Ha un orbita che si trova a 527.108 km da Saturno, che compie in 4,518212 giorni in rotazione sincrona, con una bassa eccentricità pari a 0,0012583.

Superficie:
In base alla densità dei crateri, la superficie di Rea può essere divisa in due differenti aree, la prima contiene crateri più grandi di 40 km di diametro mentre la seconda area, nelle regioni polari ed equatoriali, ha crateri al di sotto di 40 km in diametro.
L'emisfero anteriore (cioè l'emisfero che per effetto della rotazione sincrona precede costantemente l'altro lungo l'orbita) è pesantemente craterizzato e uniformemente brillante, mentre l'emisfero posteriore presenta una rete di strisce chiare su fondo scuro, e pochi crateri. Queste strisce potrebbero essere materia espulsa da vulcani di ghiaccio quando Rea era ancora liquida sotto la superficie.
Ciò suggerisce un qualche evento di rimodellazione superficiale accaduto durante la sua formazione.

( Credit: NASA/JPL/SSI  - La scala dell'immagine è di 2 chilometri per pixel ).

Le differenze del colore degli emisferi su Rea sono evidenti in questa vista (vedi sopra) a falsi colori dalla sonda Cassini della NASA. Questa immagine mostra il lato della luna che si affaccia sempre sul pianeta.
In questa immagine, la metà sinistra del disco visibile di Rea è quella che va in direzione del moto orbitale intorno a Saturno, mentre il lato destro si affaccia sulla direzione posteriore. Non è insolito che i grandi satelliti saturniani ghiacciati presentino un'albedo emisferica con differenze cromatiche. Queste differenze sono probabilmente legate a cambiamenti sistematici regionali nella composizione superficiale o le dimensioni e la struttura meccanica dei grani che compongono il terreno ghiacciato. Tali variazioni su larga scala possono derivare da numerosi processi, come i detriti meteoritici che colpiscono preferenzialmente un lato di Rea.
Le differenze possono derivare anche dallo  "spazzamento magnetico" , un processo che si verifica quando gli ioni intrappolati nel campo magnetico di Saturno si trascinano e si impiantano nella superficie ghiacciata di Rea. Le sfumature di falsi colori leggermente rossastre nei pressi dei poli di Rea identificano sottili cambiamenti di composizione che potrebbero essere causati da differenze nell'esposizione superficiale ai detriti meteorici che cadono nella luna o all'impianto di ioni. Queste differenze potrebbero variare in base alla latitudine. Essi suggeriscono che almeno alcune delle differenze di colore sono exogeniche, o derivate esternamente.
Questa immagine è stata catturata durante il 2 marzo 2010. Le immagini ultraviolette, verdi e infrarosse sono state combinate in un'unica immagine che isola e mappa le differenze cromatiche regionali. Questa  "mappa a colori" è stata quindi sovrapposta su un'immagine con filtro trasparente che conserva la luminosità relativa in tutto il corpo.
Questa immagine guarda verso il lato rivolto a Saturno di Rea. Il Nord è in alto. Le immagini sono state scattate con la fotocamera grandangolare della Cassini. La vista è stata acquisita ad una distanza di circa 35.000 chilometri da Rea e in un angolo di fase di 3 gradi.

Atmosfera:
Il 26 novembre 2010, la NASA ha reso noto che la sonda Cassini ha individuato attorno a Rea una tenue e debolissima atmosfera composta da ossigeno e anidride carbonica. La presenza di ossigeno allo stato gassoso è stata spiegata come conseguenza dell'influenza del campo magnetico di Saturno sulla superficie ghiacciata di Rea, il ghiaccio reagirebbe e rilascerebbe ossigeno gassoso.
Questa ''atmosfera'' a causa della bassissima velocità di fuga, verrebbe continuamente dispersa nello spazio.

( La linea indica la traiettoria del sorvolo della Cassini ).

Struttura interna:

Prima della missione Cassini-Huygens, si presumeva che Rea avesse un nucleo roccioso. Tuttavia, le misurazioni effettuate durante un flyby ravvicinato dall'Orbiter Cassini nel 2005 gettarono un dubbio. In un documento pubblicato nel 2007 è stato affermato che il coefficiente di inerzia assiale senza dimensione era 0,4. E tale valore indicava che Rea aveva un interno quasi omogeneo (con una certa compressione di ghiaccio al centro), mentre l'esistenza di un nucleo roccioso implicherebbe un momento di inerzia di circa 0,34. Ma nello stesso anno un altro documento affermava che il momento di inerzia era di circa 0,37. Implicando che Rea sia parzialmente o completamente differenziata e sarebbe coerente con le osservazioni della sonda Cassini (vedi schema). Tenendo conto della sua densità totale di 1,236 kg/dm3 , si ipotizza un nucleo roccioso del 25% ed un Mantello di ghiaccio del 75% in volume con una densità di 0,83 kg/dm3

Anello:

La sonda Cassini ha rivelato molte sorprese all’interno del sistema di Saturno, compresa l’eventuale presenza di un anello di detriti che circonda la superfice ricca di antichi crateri della luna Rea, la seconda più grande di Saturno. Fino ad oggi, nessuna prova diretta di questo anello era stata ripresa visivamente. Questa foto mostra una vista prospettica di macchie blu che formano una banda molto ristretta sulla superfice di Rhea larga soltanto 10 chilometri che si trova a cavallo dell’equatore.
Il materiale bluastro si crede che sia ghiaccio fresco depositatosi quando il materiale dell’anello di Rea ha colpito la superficie lungo l’equatore.

SCHEMA DEGLI ANELLI

( Nello schema si riportano i dati a conferma dell'anello di Rea , confrontati con quelli di Teti ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI REA:

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A cura di Andreotti Roberto.

DIONE il secondo dei satelliti LODICEI di SATURNO. by Andreotti Roberto - INSA .

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Aggiornato il 26/08/2019

Dione

Parametri orbitali:
Dione orbita attorno a Saturno in 2,736915 giorni; il semiasse maggiore della sua orbita, di 377.396 km. Dione è in risonanza orbitale 1:2 con Encelado, ossia completa un'orbita attorno a Saturno mentre Encelado ne completa due.
Questa risonanza contribuisce a mantenere l'eccentricità orbitale di Encelado (0,0047), fornendo una fonte di calore per una vasta attività geologica di quest'ultimo, che presenta una rilevante attività criovulcanica sulla sua superficie.

Dati fisici:
Dione ha un diametro di 1122,8 km con una massa pari a 0,0001834 Mt ed una densità di 1,478 che fa ipotizzare che sia composto in egual misura di ghiaccio e roccia, differenziato in un nucleo roccioso ed un mantello ghiacciato senza che vi siano strati di acqua liquida.
Orbita a 377.896 km da Saturno in 2,7315 giorni in rotazione sincrona.
Come gli altri maggiori satelliti di Saturno, Dione è in rotazione sincrona e volge sempre la stessa faccia al pianeta.

Struttura e composizione:
Dione è composto principalmente di ghiaccio d'acqua, infatti nasconde un oceano di acqua ad una profondità di circa 100km . Ma trattandosi di uno dei più densi fra i satelliti naturali di Saturno (a parte Titano) si ritiene comunemente che al suo interno sia presente una quantità considerevole di materiale più denso, come ad esempio silicati, che costituiscono circa un terzo della massa del satellite.

Craterizzazione:
In passato l'emisfero posteriore di Dione è stato oggetto di un pesante bombardamento meteorico, che ha generato numerosi crateri più grandi di 100 km di diametro; al contrario, l'emisfero anteriore presenta crateri nell'ordine dei 30 km di diametro. Il dato contrasta con le previsioni dei planetologi; Eugene Shoemaker e Wolfe avevano avanzato un modello di craterizzazione per un satellite in rotazione sincrona che indicava un maggior tasso di craterizzazione per l'emisfero anteriore. La peculiarità della distribuzione dei crateri su Dione potrebbe suggerire che, durante il periodo di maggior bombardamento, l'oggetto presentasse un diverso emisfero anteriore; trattandosi di un corpo di dimensioni ridotte, qualsiasi impatto in grado di provocare un cratere di 35 chilometri avrebbe potuto causarne una rotazione, e dato l'alto numero di crateri di dimensioni simili Dione potrebbe essere stato soggetto più volte a rotazioni cataclismatiche nel corso delle prime fasi di vita del sistema solare. La struttura dei crateri e l'elevata albedo del lato anteriore suggeriscono che Dione è rimasto nell'orientamente attuale per diversi miliardi di anni.
Prima della Cassini, l'origine delle striature fatte da un sottile materiale brillante che caratterizza la superficie di Dione era ignota, ma la sue immagini, tuttavia, hanno mostrano che le strisce non sono depositi di ghiaccio, ma piuttosto rupi scoscese ricoperte di materiale ghiacciato, create da fratture tettoniche; Dione si è rivelato un corpo lacerato da enormi fratture sull'emisfero posteriore.

( Bacino di impatto polare sud Evander, 350 km di diametro, è di gran lunga il più grande cratere di Dione. Il cratere profondo in alto a sinistra è Sabinus ).

Tra i crateri più grandi, alcuni lasciano dei raggi luminosi attraverso la luna, richiamando l'attenzione sulla loro esistenza e sulla violenza della loro creazione.
Il cratere raggiato visto qui in foto su Dione è chiamato Creusa. I raggi sono materiale più luminoso fatto saltare fuori dall'impatto che ha formato il cratere. Gli scienziati possono utilizzare i modelli di eiezione, per contribuire a determinare l'ordine degli eventi geologici sulla superficie del satellite, esaminando quali caratteristiche si trovano sopra ad altre.
L'immagine è stata scattata con la telecamera ad angolo stretto della sonda Cassini, il 26 novembre 2016 utilizzando un filtro spettrale che ammette preferenzialmente lunghezze d'onda del vicino infrarosso centrato a 727 nanometri.

Linee:
Dione dispone di ' virgae ' lineari che sono fino a centinaia di km di lunghezza, ma meno di 5 km di larghezza. Queste linee corrono parallele all'equatore e sono evidenti solo a latitudini inferiori (a meno di 45 ° Nord o sud); caratteristiche simili sono noti su Rhea. Sono più brillanti di tutto intorno a loro e sembrano sovrapporre altre caratteristiche come creste e crateri, indicando che sono relativamente giovani. È stato proposto che queste linee siano di origine esogena, come risultato della collocazione del materiale sulla superficie da impatti a bassa velocità del materiale proveniente dagli anelli di Saturno, da lune co ‐ orbitali o da avvicinamenti ravvicinati delle comete.

( Fratture di dimensioni diverse e orientate all'interno del cratere di 60km Amastrus (picco centrale in basso a destra). Le fratture arcuato più grandi che corrono da basso a sinistra in alto a destra sono le Chasmata di Padova, mentre le fratture più piccole più parallele da basso a destra a sinistra superiore possono essere legate alla Aurunca Chasmata ).

Mappa:

SCHEDA RIASSUNTIVA DI DIONE:

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I Troiani di Dione

Dione ha due piccoli satelliti co-orbitali, o troiani, Elena e Polluce.
Essi si trovano all'interno dei punti lagrangiani L4 e L5 di Dione, rispettivamente 60 gradi davanti e dietro a Dione.
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Elena

Elena fu scoperto nel marzo 1980 all'osservatorio del Pic du Midi, e inizialmente denominato S/1980 S6, successivamente gli venne assegnato il nome della moglie di Menelao, che secondo la mitologia greca era la figlia di Leda e di Zeus e che causò la guerra di Troia.

E' il satellite troiano che precede Dione nel suo moto orbitale, trovandosi nel punto L₄ dell'orbita comune, ad una distanza media da Saturno di 377.400 km.

Di questo satellite, fotografato per la prima volta dalla sonda Voyager 2 il 25 agosto 1981, si sa che è di forma leggermente irregolare, 36x32x30 km e con 0,5 kg/dm3 di densità, che ha un'orbita poco eccentrica di 0,0022, ed inclinata rispetto al Saturno di 0,199^o, che la percorre in 2,736915 giorni come Dione, e che mostra una rotazione sincrona.
Il suo Albedo Superficiale è di 0,60.
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Polluce

È stato scoperto in immagini prese dalla sonda Cassini il 24 ottobre 2004 e gli è stato assegnato il nome di uno dei figli di Leda e Zeus, gemello di Castore e fratello di Elena di Troia.
Polluce è il satellite troiano che segue Dione, trovandosi nel punto L₅ dell'orbita comune, inclinata rispetto a Saturno di 0.1774^o e percorsa in 2.736915 giorni.
A causa dell'eccentricità dell'orbita, di 0.0192, Polluce è soggetto a librazione, infatti a causa il satellite si allontana dal punto lagrangiano L₅ fino a 31.4^o in direzione opposta a Dione e fino a 26.1^o verso Dione stesso, naturalmente a causa di ciò anche il raggio orbitale varia di ±7.660 km rispetto al valore medio di 377.400 km
Si stima abbia un diametro medio di 3.5 km e che abbia una rotazione sincrona, librazione permettendo.
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A cura di Andreotti Roberto.

TETI il primo dei satelliti LODICEI. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 16/05/2019

TETI

Dati fisici:
Teti è un corpo ghiacciato di composizione simile a Dione e Rea. La sua densità di 0.97 g/cm³ indica che è composto quasi interamente di ghiaccio d'acqua, ha un diametro di 1.062,2 km con una massa pari a 0,000103 Mt, una gravità di 0,146 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,394 km/s.

Parametri orbitali:
Teti orbita a 294.619 km da Saturno in 1,887802 giorni, con un'eccentricità di 0,0001 , inclinata di 1,12° rispetto al piano equatoriale di Saturno.

Superficie:
La superficie di Teti è fortemente craterizzata e contiene numerose crepe causate dalle fratture nel ghiaccio.
L'emisfero occidentale di Teti è dominato da un enorme cratere da impatto chiamato Odisseo, il cui diametro di 400 km è circa 2/5 di Teti stessa. Questo cratere è quasi piatto (o, più precisamente, conforme alla forma sferica del satellite), come i crateri su Callisto e senza le alte montagne ad anello o picchi centrali che sono presenti sulla Luna e su Mercurio.
Questa caratteristica è probabilmente causata dal cedimento della debole crosta ghiacciata di Teti poco dopo la sua formazione.

( Nel grafico, l'analisi spettrale di TETI, con le varie righe di assorbimento, tra cui si evidenzia la presenza di ammoniaca [Trailing Hemisphere] - Emisfero di coda ).

La seconda struttura principale del satellite è un'enorme valle chiamata Ithaca Chasma.
( vedi foto a lato ).

La temperatura superficiale è di circa -187 °c.
Su Teti sono presenti due tipi di terreni, uno composto da regioni con molti crateri e l'altro di colore scuro e contenente una cintura leggermente craterizzata che si estende attorno alla luna.
Questa seconda regione indica che Teti fu internamente attiva nel passato.
Il processo di accrescimento probabilmente durò per diverse migliaia di anni prima che la luna si fosse completamente formata. I modelli suggeriscono che gli impatti che accompagnano accrescimento hanno causato il riscaldamento dello strato esterno di Teti, raggiungendo una temperatura massima di circa 155 K a una profondità di circa 29 km. Dopo la fine della formazione a causa della conduzione termica, lo strato sub-superficiale si è raffreddato e l'interno riscaldato.
Il raffreddamento dello strato vicino alla superficie l'ha contratta mentre l'interno si è espanso.
Ciò ha causato forti tensioni prolungate nella crosta di Teti raggiungendo stime di 5,7 MPa, che probabilmente ha portato alla fessurazione.
La superficie di Teti ha una serie di caratteristiche su larga scala che si distinguono per il loro colore e a volte la luminosità. L'emisfero di coda diventa sempre più rosso e scuro .
Tale modello di colore differenziato provoca l'esistenza di una banda bluastra tra gli emisferi seguendo un grande cerchio che attraversa i poli.
Questa colorazione e l'oscuramento della superficie di Teti è tipico per i satelliti saturniani di medie dimensioni. La sua origine può essere correlata a una deposizione di particelle di ghiaccio brillanti dall'anello E sull'emisfero di moto e particelle scure provenienti da satelliti esterni sull'emisfero di coda. L'oscuramento dell'emisfero di coda può anche essere causato dall'impatto del plasma dalla magnetosfera di Saturno, che co-ruota con il pianeta.

( Nel dettaglio gli archi rossi presenti in alcune zone della sua superficie ).

Struttura:
La sua densità di 0,97 g/cm³ indica che è composto quasi interamente di ghiaccio d'acqua

Mappa altimetrica:
La sonda Cassini effettuò vari flyby di Teti, il più vicino dei quali avvenne il 23 settembre 2005 quando si avvicinò alla luna fino a 1503 km. Successivi incontri avvicinati avvennero in seguito, tra cui uno nel 2012 alla distanza di 9100 km. Durante la sua missione Cassini ha mappato la superficie di Teti con una risoluzione di 0,29 km.

( Nella mappa altimetrica possiamo notare la grande depressione creata dal cratere Odisseo, e partendo da esso si vedono dei cerchi concentrici di elevazioni dovute al grosso impatto avvenuto al momento della formazione del cratere che ne ha rimodellato interamente la superficie ).

Scoperta:
Teti (dal greco Τηθύς), anche chiamato Saturno III, è un satellite naturale di Saturno scoperto da Giovanni Domenico Cassini il 21 marzo del 1684.

SCHEDA RIASSUNTIVA DI TETI:

I troiani di Teti
Teti possiede due satelliti co-orbitali nei punti di lagrange L4 e L5 sono Telesto e Calipso.

Telesto

È il satellite troiano di Teti che lo precede nel suo moto orbitale, trovandosi nel punto L₄ della sua orbita, e quindi orbita attorno a Saturno ad una distanza di 294.619 km in 1,887802 giorni, con una eccentricità di 0,000 ed una inclinazione rispetto al pianeta di 1,19^o, inoltre è in rotazione sincrona.
Venne scoperto tramite osservazioni da Terra nel 1980, ma solo nel 1983 gli venne assegnato il nome di una delle tremila ninfe figlie di Teti ed Oceano. L'11 ottobre 2005 la sonda Cassini lo ha sorvolato e fotografato, rilevando, oltre alla forma leggermente ovale, 29x22x20 km, una superficie inaspettatamente liscia, priva di piccoli crateri, e con almeno due grossi crateri da impatto.

Calipso

E' il satellite troiano che segue Teti nel suo moto orbitale, essendo posizionato nel punto L₅ di quest'ultimo, 60° dietro, ed infatti orbita attorno a Saturno ad una distanza di 294.619 km in 1.887802 giorni, ed ha una rotazione sincrona, con una eccentricità di 0.000 ed una inclinazione rispetto al pianeta di 1.56^o.
Venne scoperto nell'aprile 1980 grazie ad ossevazioni effettuate da telescopi terrestri e poi fotografato dalla sonda Voyager 1; mostra una forma irregolare, 30x23x14 km, ed è ricoperto da crateri che si sovrappongono. Sembrerebbe che abbia "emesso" a seguito degli impatti meteorici del materiale in grado di rendere meno evidenti le strutture dei crateri. La sua superficie è estremamente riflettente e la sua altissima albedo geometrica di 1,34 è dovuta alla riflessione della luce proveniente dalle particelle di ghiaccio dell'anello E.
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A cura di Andreotti Roberto.