테티스 (위성)

3. 궤도

테티스는 토성 중심으로부터 약 295,000km(토성 반지름의 약 4.4배) 떨어진 거리에서 토성을 공전한다. 궤도 이심률은 무시할 만하고, 궤도 경사각은 약 1°이다. 테티스는 미마스와 공명 상태에 있지만, 각 천체의 중력이 약하기 때문에 이 상호 작용은 눈에 띄는 궤도 이심률이나 조석 가열을 일으키지 않는다.

테티스의 궤도는 토성의 자기권 깊숙한 곳에 위치하므로, 토성과 함께 자전하는 플라스마가 위성의 후행 반구에 부딪힌다. 테티스는 또한 자기권에 존재하는 고에너지 입자(전자와 이온)에 의한 끊임없는 충격을 받는다.

3. 1. 트로이 위성

4. 물리적 특징

테티스는 태양계에서 16번째로 큰 위성이며, 반지름은 약 531km이다. 질량은 (지구 질량의 0.000103)^[4]이며, 이는 달 질량의 1% 미만이다.^[8] 토성의 위성 중에서는 다섯 번째로 크다.

테티스의 밀도는 0.98 g/cm³으로, 거의 순수한 물 얼음으로 구성되어 있음을 나타낸다. 조석력과 자전력의 작용으로 삼축 타원체 모양을 하고 있는데, 이는 테티스의 내부가 균질함을 시사한다. 지하 바다의 존재 가능성은 낮다고 여겨진다.

테티스의 표면은 태양계에서 가시광선 반사율이 가장 높은 표면 중 하나이며, 가시광선 반사율은 1.229이다. 이는 E 고리에서 날아온 입자들에 의한 모래 분사(sandblasting)의 결과이며, 이 고리는 엔켈라두스의 남극 간헐천에서 생성된 작고 미세한 물 얼음 입자들로 구성되어 있다. 테티스 표면의 레이더 반사율 또한 매우 높다. 테티스의 선행 반구는 후행 반구보다 10~15% 더 밝다.

높은 반사율은 테티스의 표면이 매우 순수한 물 얼음으로 구성되어 있으며, 소량의 어두운 물질만 포함하고 있음을 나타낸다. 테티스의 가시광선 스펙트럼은 평평하고 특징이 없지만, 근적외선에서는 1.25, 1.5, 2.0, 3.0 μm 파장에서 강한 물 얼음 흡수띠가 보인다. 테티스에서 결정질 물 얼음 이외의 다른 화합물은 명확하게 확인되지 않았다. (가능한 구성 요소로는 유기물, 암모니아, 이산화탄소가 있다.) 얼음 속 어두운 물질은 이아페투스나 히페리온과 같이 어두운 토성 위성의 표면에서 관찰되는 것과 같은 스펙트럼 특성을 가진다. 가장 가능성이 높은 후보는 나노상 철 또는 적철광이다. 카시니 우주선의 열 방출 측정과 레이더 관측 결과, 테티스 표면의 얼음 레골리스는 구조적으로 복잡하며, 95%를 초과하는 높은 기공률을 가지고 있다.

4. 1. 표면 특징

4. 1. 1. 색상 패턴

4. 1. 2. 지형

4. 1. 3. 충돌구 연대학

5. 기원과 진화

테티스는 토성 형성 후 상당 기간 동안 존재했던 가스와 먼지의 원반인 강착 원반(주행성원반)에서 형성되었을 것으로 생각된다. 토성의 위치에서의 낮은 온도는 모든 위성이 형성된 주요 고체가 물 얼음이었음을 의미한다. 암모니아와 이산화탄소와 같은 다른 더 휘발성 화합물도 존재했을 가능성이 있지만, 그 풍부도는 잘 알려져 있지 않다.

테티스의 극도로 물 얼음이 풍부한 구성은 여전히 설명되지 않고 있다. 토성 주위의 주행성원반 환경에서는 분자 질소와 일산화탄소가 암모니아와 메탄으로 변환될 것으로 생각된다. 이것은 테티스를 포함한 토성의 위성이 명왕성 또는 해왕성의 위성 트리톤과 같은 태양계 외곽 천체보다 물 얼음을 더 많이 포함하는 이유를 부분적으로 설명할 수 있다. 이는 일산화탄소에서 해리된 산소가 수소와 반응하여 물을 생성하는 화학 반응이 발생하기 때문이다. 제안된 가장 흥미로운 설명 중 하나는 고리와 내부 위성이 타이탄과 같은 위성의 조석에 의해 벗겨진 물 얼음이 풍부한 지각에서 생성되어 토성에 흡수되기 전에 생성되었다는 것이다.

강착 과정은 위성이 완전히 형성될 때까지 수천 년 동안 지속되었을 가능성이 높다. 이론 모델에서는 강착을 수반하는 천체 충돌이 테티스의 외층을 가열하여 지하 29km 정도에 걸쳐 최대 온도가 155,000에 도달했음을 시사한다. 형성이 끝난 후 열 전도로 인해 지하는 식어가고, 내부는 외층에서 열이 전달되기 때문에 가열된다. 식어가는 표면 부근의 층은 수축하고, 반대로 내부는 팽창한다. 이 과정은 테티스 근처에 강한 인장 응력을 미치며, 그 강도는 5.7MPa에 달했을 것으로 추정된다. 이에 따라 표면의 균열이 발생했을 것으로 생각된다.

테티스는 암석 성분이 부족하기 때문에, 방사성 원소의 붕괴에 따른 가열이 내부 진화에 큰 영향을 미쳤을 가능성은 낮다. 따라서 내부의 조석 가열을 제외하면, 테티스는 내부 용융을 경험하지 않았음을 의미한다. 만약 과거에 내부 용융이 발생했다면, 그것은 테티스가 디오네와 다른 위성과의 궤도 공명을 통과했던 시기였을 것이다. 여전히 테티스의 진화에 대한 현재의 지식은 매우 제한적이다.

6. 탐사

1979년 파이오니어 11호가 토성을 근접 통과하였고, 1979년 9월 1일 329,197km 지점에서 테티스에 가장 가까이 접근했다.^[4]

1년 후인 1980년 11월 12일, 보이저 1호는 테티스에서 415,670km 떨어진 지점을 통과했다.^[5] 쌍둥이 탐사선인 보이저 2호는 1981년 8월 26일 테티스에서 93,010km 떨어진 지점을 통과했다.^[3][6][7] 두 탐사선 모두 테티스의 영상을 촬영했지만, 보이저 1호의 영상 해상도는 15km를 넘지 않았고, 보이저 2호가 촬영한 영상만 2km의 고해상도를 가졌다.^[7] 1980년 보이저 1호에 의해 발견된 최초의 지질학적 특징은 이타카 협곡이었다.^[5] 1981년 후반 보이저 2호는 이 협곡이 테티스의 거의 전체를 270°에 걸쳐 돌아가는 것을 밝혀냈다. 보이저 2호는 오디세우스 크레이터도 발견했다.^[7] 테티스는 보이저 탐사선에 의해 가장 상세하게 촬영된 토성의 위성이었다.^[8]

7. 테티스 관련 소설

테티스와 관련된 소설은 토성의 위성 관련 소설 문서를 참고하라.

참조

_[1] OED Tethys
_[2] MW Tethys
_[3] 웹사이트 Cassini Equinox Mission: Tethys https://web.archive.[...] JPL 2009-03-27
_[4] 논문 The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn's Pole* 2022-11-01
_[5] 사전 Tethys
_[6] 사전 Tethys http://www.lexico.co[...] Oxford University Press 2020-03-27
_[7] 사전 Tethys
_[8] 웹사이트 Saturn's Moon Tethys https://www.universe[...] 2015-10-23
_[9] 웹사이트 Cassini Finds a Video Gamers' Paradise at Saturn http://solarsystem.n[...] NASA 2012-11-26
_[10] 웹사이트 Saturnian Satellite Fact Sheet http://nssdc.gsfc.na[...] NASA 2011-02-22
_[11] 서적 オックスフォード天文学辞典 朝倉書店
_[12] 웹사이트 太陽系内の衛星表 https://www.kahaku.g[...] 국립과학박물관 2019-03-09
_[13] 뉴스 またも出現、土星の衛星のパックマン https://www.astroart[...] AstroArts 2012-11-29
_[14] 문서 토성의 자기권은 토성 본체와 거의 같은 각속도로 회전하고 있기 때문에, 테티스의 궤도 부근에서의 회전 속도는 테티스의 공전 속도보다 빠르다. 자기권의 플라스마는 자기에 끌려 함께 움직이기 때문에, 테티스의 공전보다 빠르게 움직여 테티스에 추월하는 형태로 공전 방향의 뒤에서 충돌하게 된다.
_[15] 웹인용 Saturnian Satellite Fact Sheet http://nssdc.gsfc.na[...] NASA 2011-02-22