Ver o código fonte de «Tetis (lúa)»

<table style="border:solid black 1px; padding:5px; float:right; text-align:left; margin-left:1em; font-size:10pt;" width="275">
<tr>
<th colspan="2" style="font-size: 10pt;" align="center" >'''Tetis'''</th>
</tr>

<tr><td colspan="2"> [[Ficheiro:Saturn's Moon Tethys as seen from Voyager 2.jpg|275px]]</td></tr>
<tr><td colspan="2" style="font-size:6pt;" align="center">Tetis nunha imaxe tomada pola "Voyager 2" no ano 1981, coa xigantesca fenda chamada [[Ítaca Chasma]] estendéndose diagonalmente dende abaixo a esquerda cara arriba a dereita ata o cráter [[Telémaco (cráter)|Telémaco]]. As chairas suaves do hemisferio de vangarda, coa súa baixa densidade de cráteres, poden ser vistas abaixo cara a dereita.</td></tr>
<tr>
<th colspan="2" style="background:#a0ffa0;" align="center" >Descubrimento</th>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td width="40%">'''Descuberto por'''</td>
<td>[[Giovanni Domenico Cassini|G. D. Cassini]]</td> 
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''Data do descubrimento'''</td>
<td>21-03-1684 </td> 
</tr>
<tr>
<th colspan="2" style="background:#a0ffa0;" align="center">Designacións</th>
</tr> 
<tr style="vertical-align:top;">
<td >'''Designación alternativa'''</td>
<td>Saturno III</td>
</tr>

<tr>
<th colspan="2" style="background:#a0ffa0;" align="center">Características orbitais</th>
</tr> 
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Semieixo maior|Eixo Semi-maior]]'''</td>
<td>294&nbsp;619 [[quilómetro|km]] <!-- Computado usando o valor µ de http://cfa-www.harvard.edu/iau/NatSats/NaturalSatellites.html --></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Excentricidade]]'''</td>
<td>0,0001<ref name="Jacobson 2010 SAT339"/>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Período orbital]]'''</td>
<td>1,887802 [[día|d]]</td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Inclinación orbital]]'''</td>
<td>1,12[[grao (ángulo)|°]] <small>(respecto do ecuador de Saturno)</small></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Satélite]] de:'''</td>
<td>[[Saturno]]</td>
</tr>

<tr style="vertical-align:top;">
<th colspan="2" style="background:#a0ffa0;" align="center">Características físicas</th>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''Dimensións'''</td>
<td>1076,8 × 1057,4 × 1052,6&nbsp;km<ref name="Roatsch Jaumann et al. 2009"/></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''Raio medio'''</td>
<td>{{nowrap|531,1 ± 0,6 km (0,083 Terras)}}<ref name="Roatsch Jaumann et al. 2009"/></td>
</tr>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Masa]]'''</td>
<td>6,17449 ± 0,00132 x 10<sup>20</sup> [[quilogramo|kg]]<ref name="Jacobson Antreasian et al. 2006"/> (1,03 x 10<sup>−4</sup> Terras)</td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Densidade]] media'''</td>
<td>0,984 ± 0,003 [[gramo|g]]/cm³<ref name="Roatsch Jaumann et al. 2009"/></td>
</tr>
<tr>
<td>'''[[Gravidade superficial]] ecuatorial'''</td>
<td>0,147 [[Aceleración|m/s²]]<ref name="gravidade superficial" group="alpha"/></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Velocidade de escape]]'''</td>
<td>0,394&nbsp;km/s<ref name="velocidade de escape" group="alpha"/></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Período de rotación|Período de rotación sideral]]'''</td>
<td>sincrónica<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Oblicuidade da eclíptica]]'''</td>
<td>cero</td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Albedo]]'''</td>
<td>1,229 ± 0,005 ([[albedo xeométrico|xeométrico]])<ref name="Verbiscer French et al. 2007"/><br/>
0,80 ± 0,15 ([[albedo de Bond]])<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/><br/>
0,67 ± 0,11 (albedo bolométrico de Bond)<ref name="Howett Spencer et al. 2010"/><br/>
</td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Temperatura]]s'''</td>
<td>86 ± 1 [[Kelvin|K]]<ref name="Stone & Miner 1982"/></td>
</tr>
<tr style="vertical-align:top;">
<td>'''[[Magnitude aparente]]'''</td>
<td>10,2<ref name="Observatorio ARVAL"/></td>
</tr>

</table>

'''Tetis''' ou '''Saturno III''' é unha [[satélite natural|lúa]] de tamaño medio de [[Saturno]], que ten un diámetro duns 1.060&nbsp;km. Foi descuberta por [[Giovanni Domenico Cassini|G. D. Cassini]] no ano 1684 e máis tarde bautizada co nome do [[Titán (mitoloxía)|titán]] [[Tetis (mitoloxía)|Tetis]] da [[mitoloxía grega]].

Tetis ten unha densidade baixa, de 0,98 g/cm ³, o que indica que está composta principalmente de xeo de auga, con só unha pequena fracción do rocha. Isto está confirmado pola espectroscopia da súa superficie, a cal identificou ó xeo de auga coma o material predominante da súa superficie. Unha pequena cantidade de material escuro non identificado está tamén presente. A superficie de Tetis é moi brillante, sendo a segunda máis brillante entre as lúas de Saturno, despois de [[Encélado (lúa)|Encélado]], e é de cor neutra.

Tetis ten moitos cráteres e a súa superficie está cortada por un pequeno número de '''fallas/graben''' de grandes proporcións. O maior cráter de impacto é [[Odiseo (cráter)|Odiseo]], que ten preto de 400&nbsp;km de diámetro, mentres cá maior graben é [[Ítaca Chasma]], que ten de preto de 100&nbsp;km de ancho e máis de 2.000&nbsp;km de lonxitude. Estas dúas grandes características da superficie poderían estar relacionadas. Unha pequena parte da superficie está cuberta por chairas suaves que poderían ter unha orixe criovolcánica. Como tódalas outras lúas esféricas de Saturno, Tetis formouse a partir da sub-nebulosa de gas e po que rodeaba Saturno despois da súa formación.

Tetis foi explorada por varias sondas espaciais, incluíndo a [[Pioneer 11]] (1979), a [[Voyager 1]] (1980), a [[Voyager 2]] (1981), e a [[Cassini-Huygens|Cassini]] dende 2004.

== Descubrimento e nomeamento ==

Tetis foi descuberta por [[Giovanni Domenico Cassini]] en 1684, xunto con [[Dione (lúa)|Dione]], outra das lúa de Saturno. Tamén descubriu dúas lúas con antelación, [[Rea (lúa)|Rea]] e [[Iapeto (lúa)|Iapeto]], no ano 1671-1672.<ref name="Van Helden 1994"/> Cassini observou todas estas lúas utilizando un gran [[telescopio aéreo]] que montou nos terreos do [[Observatorio de París]].<ref name="Price 2000"/>

Cassini bautizou as catro lúas novas coma ''[[Sidera Lodoicea]]'' ("as estrelas de Louis") en homenaxe ó rei [[Lois XIV de Francia]].<ref name="Cassini 1686-1692"/> Pero a finais do século XVII, os astrónomos caeron no hábito de referirse a elas de xeito numérico, asignándolle a [[Titán (lúa)|Titán]] o primeiro lugar, coma "Saturno I", e a serie chegaba por aquel entón ata "Saturno V" (Tetis, Dione, Rea, Titán, Iapeto).<ref name="Van Helden 1994"/> Unha vez que [[Mimas (lúa)|Mimas]] e [[Encélado (lúa)|Encélado]] foron descubertas en 1789, a serie numérica foi estendida ata ''Saturno VII'', movendo dous postos a algunha das vellas lúas. O descubrimento de [[Hiperión]], no ano 1848, cambiou os números unha última vez, movendo a Iapeto ata ''Saturno VIII''. De aí en diante, a serie numérica permanecería fixa.

Os nomes modernos de dos sete satélites de Saturno veñen de [[John Herschel]] (fillo de [[William Herschel]], descubridor de Mimas e Encélado).<ref name="Van Helden 1994"/> Na súa publicación de 1847 ''Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope'' (''resultados das observacións astronómicas realizadas no Cabo de Boa Esperanza''),<ref name="Lassell 1848"/> suxeriu que fosen usados os nomes dos [[Titán (mitoloxía)|Titáns]], irmás e irmáns de [[Cronos|Kronos]] (o deus grego análogo a Saturno). Despois diso, a lúa recibiría o nome do titán [[Tetis (mitoloxía)|Tetis]] da [[mitoloxía grega]].<ref name="Van Helden 1994"/>. Tamén é designado coma '''Saturno III''' ou '''S III Tetis'''.

== Órbita ==

Tetis orbita ó redor de Saturno a unha distancia duns 295.000&nbsp;km (case de 4,4 raios de Saturno) respecto do centro do planeta. A [[excentricidade orbital]] é desprezable, mentres que a [[inclinación orbital]] é de preto de 1 grao. A lúa está ancorada nunha [[resonancia orbital]] con [[Mimas (lúa)|Mimas]], que, con todo, non causa ningún excentricidade orbital visible e quecemento interno por mor das mareas gravitatorias.<ref name="Matson Castillo-Rogez et al. 2009"/>

A órbita de Tetis atópase totalmente inmersa dentro da [[magnetosfera de Saturno]], de xeito que o plasma en co-rotación co planeta bate contra ó hemisferio de retagarda da lúa. Tetis tamén está suxeito ó constante bombardeo por parte das partículas enerxéticas (electróns e ións) presentes na magnetosfera.<ref name="Khurana Russell et al. 2008"/>

Tetis ten dúas [[configuración co-orbital|lúas co-orbitais]], [[Telesto (lúa)|Telesto]] e [[Calipso (lúa)|Calipso]] orbitando preto dos [[puntos de Lagrange]] de Tetis (L4 60° á cabeza) e L5} (60° cara atrás).

== Características físicas ==
[[Ficheiro:Tethys map June 2008 PIA08416.jpg|miniatura|left|300px|Mapa de Tetis (O hemisferio de retagarda queda a dereita)]]

Con 1.066&nbsp;km de diámetro, Tetis é a 16ª maior lúa do [[Sistema Solar]], e posúe máis masa cá suma da masa tódalas lúas coñecidas menores cá propia Tetis.<ref name="moon masses" group="alpha"/> A densidade de Tetis é de 0,98 g/cm³, o que indica que está composta case por enteiro de xeo de auga. A masa do material rochoso non superaría o 6% da masa da lúa.<ref name="Thomas Burns et al. 2007"/>

Non se sabe se Tethys é ten un interior diferenciado, cun [[núcleo (xeoloxía)|núcleo]] rochoso e un [[manto (xeoloxía)|manto]] de xeo. Con todo, se está diferenciado, o raio do núcleo sería de case 145&nbsp;km. Debido á acción de forzas de marea e da rotación, Tetis ten a forma dun [[elipsoide triaxial]]. As dimensións deste elipsoide son acordes cunha Tetis cun interior homoxéneo.<ref name="Thomas Burns et al. 2007"/> A existencia dun océano por baixo da superficie, unha capa de auga líquida no interior de Tetis - é considerada coma improbable.<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006"/>

A superficie de Tetis é unha das máis reflexivas (a lonxitudes de onda visibles) do sistema solar, cun albedo visual 1,229. Este albedo moi alto é o resultado da abrasión producida polas partículas do anel E de Saturno, un feble anel composto de pequenas partículas de xeo de auga, xeradas por géiseres do polo sur de Encélado.<ref name="Verbiscer French et al. 2007"/> O albedo da superficie de Tetis visto por radar tamén é moi alto.<ref name="Ostro West et al. 2006"/> O hemisferio de vangarda de Tetis é o máis brillante, cun 10-15% máis co hemisferio de retagarda.<ref name="Filacchione Capaccioni et al. 2007"/>

O albedo alto indica que a superficie da Tetis está composta case na súa totalidade de xeo de auga, con só unha pequena cantidade dun material escuro. O espectro visible da lúa é plano e sen características dignas de mención, mentres que no [[infravermello próximo]] aparecen fortes bandas de absorción de xeo de auga a lonxitudes de onde de 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0.<ref name="Filacchione Capaccioni et al. 2007"/> Non foi identificado en Tetis ningún outro composto agás o xeo cristalino de auga.<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/> (outros posibles compoñentes incluirían compostos orgánicos, [[amoníaco]] e [[dióxido de carbono]]). O material escuro do xeo ten as mesmas propiedades espectrais có material escuro que pode ver nas superficies das lúas Iapeto e Hiperion. O candidato máis probable é ferro ou [[hematita]].<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/> Medicións da [[emisión térmica]], así como observacións por radar feitas pola sonda Cassini mostran que o [[regolito]] de xeo da superficie de Tetis é estruturalmente complexo<ref name="Ostro West et al. 2006"/> e que ten unha gran [[porosidade]], máis do 95%.<ref name="Carvano Migliorini et al. 2007"/>

== Características da superficie ==

[[Ficheiro:Color map of Tethys.jpg|miniatura|Mapa en cores realzadas de Tetis que amosan un hemisferio de retagarda avermellado (esquerda) e unha banda azulada no hemisferio de vangarda (dereita).]]

=== Patróns de cores ===

A superficie de Tetis ten unha serie de características a gran escala que se distinguen pola súa cor e ás veces polo seu brillo. O hemisferio retagarda está cada vez máis vermello e escuro, así coma nos imos achegando ó polo do hemisferio. Este escurecemento é responsable da asimetría hemisférica do albedo mencionado arriba.<ref name="Schenk Hamilton et al. 2011"/> O hemisferio de vangarda tamén se avermella lixeiramente, así coma nos imos achegando ó seu polo, aínda que sen un escurecemento perceptible.<ref name="Schenk Hamilton et al. 2011"/> Tamén existe unha banda azul entre os hemisferios seguindo un gran círculo que se executa a través dos polos. Esta cor e escurecemento da superficie de Tetis é típico dos satélites de tamaño medio de Saturno. A súa orixe pode estar relacionado cun deposito de partículas de xeo brillantes procedentes do anel E que se depositarían nos hemisferios de vangarda e as partículas escuras que procederían de satélites máis externos que serían depositadas sobre os hemisferios de retagarda. O escurecemento dos hemisferios de retagarda tamén pode estar causado polo impacto do plasma da [[magnetosfera de Saturno]], o cal está en co-rotación co planeta.<ref name="Schenk Hamilton et al. 2011"/>

Observacións espaciais do hemisferio de vangarda de Tetis descubriron unha banda azul escuro que abrangue dende os 20° ó sur e ó norte do ecuador. A banda ten unha forma elíptica que vai estreitándose así coma se vai achegando ó hemisferio retagarda. Só existe unha banda comparable en Mimas.<ref name="Schenk Hamilton et al. 2011"/>. A banda é seguramente causada pola influencia de electróns de alta enerxía da magnetosfera saturniana, con enerxías superiores ós case 1 [[MeV]]. Estas partículas van á deriva en dirección contraria á rotación do planeta e impactan principalmente en zonas do hemisferio de vangarda preto do ecuador.<ref name="Schenk Hamilton et al. 2011"/> Os mapas de temperatura de Tetis obtidos pola ''Cassini'', mostraron que esta rexión azulada é máis fría ó mediodía cás áreas circundantes, dándolle ó satélite unha aparencia de "Pac-Man" -en lonxitudes de onda do infravermello medio.<ref>{{cita web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20121126/ | título=Cassini Finds a Video Gamers' Paradise at Saturn | data=26-11-2012 | dataacceso=26-11-2012 | editor=NASA | urlarquivo=https://web.archive.org/web/20121129045655/http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20121126/ | dataarquivo=29-11-2012 | urlmorta=yes }}</ref>

=== Xeoloxía ===

A xeoloxía de Tetis é relativamente simple. A superficie está composta principalmente de terreo montañoso con cráteres, onde destacan cráteres de máis de 40&nbsp;km de diámetro. Unha pequena parte da superficie está representada polas chairas suaves do hemisferio de retagarda. Hai tamén un pequeno número doutras características de orixe tectónico, tales coma as [[chasmata]], fendas e canles.<ref name="Moore Schenk et al. 2004"/>

[[Ficheiro:PIA07738 Tethys mosaic contrast-enhanced.jpg|miniatura|left|Vista do hemisferio de Tetis que está cara a Saturno, amosando a xigantesca [[falla]] de [[Ítaca Chasma]], o cráter Telémaco está arriba e as chairas suaves cara á dereita.]]

A parte occidental do hemisferio de vangarda de Tetis está dominado por un gran cráter de impacto chamado [[Odiseo (cráter)|Odiseo]], con 450&nbsp;km de diámetro que son preto de 2/5 parte do diámetro de Tetis. O cráter é agora bastante plano ou para ser máis precisos, o chan ten a mesma forma esférica de Tetis. Isto é probablemente debido á relaxación viscosa da codia xeada de Tetis ó longo do tempo xeolóxico. Con todo, as cristas do bordo do cráter Ulises están 5&nbsp;km por enriba do raio medio de satélite. O complexo central de Odiseo posúe un pozo central de 2–4&nbsp;km de profundidade rodeado por macizos elevados 6–9&nbsp;km por riba do chan do cráter, os cales en si están preto de 3&nbsp;km por baixo do raio medio.<ref name="Moore Schenk et al. 2004"/>

A segunda característica máis importante de Tetis é un gran val chamado [[Ítaca Chasma]], de preto de 100&nbsp;km de ancho e 3&nbsp;km de profundidade. Ten máis de 2000&nbsp;km de lonxitude, unhas 3/4 partes do percorrido ó redor da circunferencia da Tetis.<ref name="Moore Schenk et al. 2004"/> Ithaca Chasma ocupa preto de 10% da superficie de Tetis. É aproximadamente concéntrica con Odiseo, un polo de Ítaca Chasma está a só uns 20° dende o cráter.<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/>

Pénsase que Ìtaca Chasma se formou cando a auga líquida interna de Tetis se solidificou, facendo que a lúa se expandise e racharse a súa superficie para acomoda-lo volume extra do interior. O océano baixo a superficie podería ter sido o resultado dunha [[resonancia orbital]] de 2:3 entre Dione e Tetis, nos inicios da historia do sistema solar que levou a lúa a ter [[excentricidade orbital]] e o quecemento do seu interior por mor das mareas gravitatorias. O océano teríase conxelado despois de que as lúas escapasen da resonancia.<ref name="Chen & Nimmo 2008"/> Hai outra teoría sobre a formación de Ítaca Chasma: cando ocorreu o impacto que causou o gran cráter Odiseo, a onda de choque viaxou ó longo de Tetis e fracturou o xeo quebradizo da superficie. Neste caso Ithaca Chasma sería o [[graben]] anular máis externo de Odiseo.<ref name="Moore Schenk et al. 2004"/> Con todo, a determinación da idade en base ó reconto de cráteres en imaxes de alta resolución da Cassini mostraron que Ítaca Chasma é máis vello que Odiseo, facendo a hipótese do impacto improbable.<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/>

[[Ficheiro:Tethys near true.jpg|miniatura|O enorme, complexo e pouco profundo cráter [[Odiseo (cráter)|Odiseo]], co seu complexo central, os Scheria Montes, na parte superior da imaxe.]]

As chairas suaves do hemisferio de retagarda están aproximadamente nas antípodas de Odiseo, aínda que se estenden ó redor dos 60° cara ó nordeste do punto exacto das antípodas. As chairas teñen un límite relativamente marcado con terreo circundante craterizado. A localización desta característica preto das antípodas de Odiseo, semella defender unha conexión entre o cráter e chairas. Estas últimas poden se-lo resultado de concentrarse as [[onda sísmica|ondas sísmicas]] producidas polo impacto no centro do hemisferio oposto. Con todo, a aparencia lisa das chairas xunto con súas fronteiras nítidas (o impacto produciría unha zona de transición ancha) indica que se formaron por unha intrusión endóxena, posiblemente ó longo das liñas de debilidade na litosfera de Tetis creadas polo impacto que formou Odiseo.<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/><ref name="Moore Schenk et al. 2004"/>

=== Cráteres de impacto e cronoloxía ===

A maioría dos cráteres de impacto de Tetis son do sinxelo tipo de pico central. Os que teñen máis de 150&nbsp;km de diámetro amosan unha morfoloxía máis complexa con picos centrais anulares. Só o cráter Odiseo ten unha depresión central semellante a un pozo central. Os cráteres de impacto máis vellos son un pouco máis planos cós máis novos, o que implica un certo grao de relaxación.<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/>.

A densidade de cráteres de impacto varía ó longo da superficie de Tetis. Canto maior sexa a densidade de cráteres, a máis vella é a superficie. Isto permite científicos establecer unha cronoloxía relativa a Tetis. Un terreo de cráteres é probabelmente a característica máis antiga que se remontaría á [[Formación e evolución do Sistema Solar|formación do Sistema Solar]] hai 4.560 millóns de anos.<ref name="Dones Chapman et al. 2009"/> A característica máis nova atópase dentro do cráter Odiseo cunha idade estimada da 3.760-1.060 millóns de anos, dependendo da cronoloxía absoluta a utilizar.<ref name="Dones Chapman et al. 2009"/> A idade de Ítaca Chasma é intermedia entre as ambas idades anteriormente mencionadas.<ref name="Giese Wagner et al. 2007"/>

== Orixe e evolución ==

Pénsase que Tetis se formou a partir dun [[disco de acreción]] ou dunha sub-nebulosa, un disco de gas e po que que existiu en torno a Saturno durante algún tempo despois da súa formación.<ref name="Johnson & Estrada 2009"/> A baixa temperatura da posición de Saturno dentro da nebulosa solar significa que o xeo de auga era o sólido principal a partir do cal tódalas lúas se formaron. Outros compostos máis volátiles, coma o [[amoníaco]] e o [[dióxido de carbono]] estiveron probablemente presentes, aínda que a abundancia dos mesmos non foi discernida.<ref name="Matson Castillo-Rogez et al. 2009"/>

A composición de Tetis moi rica en xeo de auga permanece sen explicación. As condicións da sub-nebulosa de Saturno semellan favorece-la conversión do [[nitróxeno]] molecular e do [[monóxido de carbono]] en amoníaco e [[metano]], respectivamente.<ref name="Johnson & Estrada 2009"/> Isto pode en parte explicar por que lúas de Saturno, incluíndo Tetis, conteñen máis xeo de auga que outros corpos do Sistema Solar exterior, coma {{Pa|Plutón}} ou [[Tritón (lúa)|Tritón]], xa que o osíxeno liberado do monóxido de carbono reaccionaría co hidróxeno formando auga.<ref name="Johnson & Estrada 2009"/> Unha das explicacións máis interesantes propostas é que os aneis e lúas internas de Saturno, terían aumentado de tamaño grazas a codia rica en xeo de Titán, a cal tería sido extraída da lúa polas forzas gravitacionais de Saturno.<ref name="Canup 2010"/>

O proceso de acreción probablemente durou varios miles de anos antes de que a lúa estivese completamente formada. Os modelos indican que os impactos que acompañan a acreción causarían o quecemento capa externa de Tetis, alcanzando unha temperatura máxima de preto de 155 K, a unha profundidade de aproximadamente 29&nbsp;km.<ref name="Squyres Reynolds et al. 1988"/> Tralo fin da formación e debido á [[condución térmica]], a capa do subsolo arrefriouse, mentres co interior quenceu.<ref name="Squyres Reynolds et al. 1988"/> A refrixeración da capa preto da superficie provocou a súa contracción, mentres que o interior expandiuse. Iso causou unhas fortes [[Estrés (mecánica)|tensións extensionais]] na cortiza da lúa, as estimacións indican que a presión chegou ata os 5,7 [[Pascal (unidade)|MPa]], o que probablemente levou á quebra da codia.<ref name="Hillier & Squyres 1991"/>

Dende que se sabe que Tetis carece dunha cantidade importante de rocha, o quecemento pola desintegración dos elementos radioactivos é improbable que teña desempeñado un papel significativo na evolución posterior desta lúa.<ref name="Matson Castillo-Rogez et al. 2009"/> Isto tamén significa que Tetis pode nunca tivese experimentado unha fusión significativa, a menos que o seu interior fose quentado polas mareas. Poderían ter ocorrido, por exemplo, durante o paso de Tetis través dunha resonancia orbital con Dione ou con algunha outra lúa.<ref name="Matson Castillo-Rogez et al. 2009"/> Aínda que con todo o citado anteriormente, o coñecemento actual da a evolución da Tetis é moi limitado.

== Exploración==

[[Ficheiro:Tethys.gif|miniatura|Animación de Tetis en rotación.]]

A [[Pioneer 11]] sobrevoou Saturno no ano 1979, e a súa maior aproximación a Tetis foi a 329.197&nbsp;km o 1 de setembro de 1979.<ref name="Muller, Pioneer 11 Full Mission Timeline"/> Un ano despois, o 12 de novembro de 1980, a Voyager 1 sobrevoou Tetis a unha distancia mínima de 415.670&nbsp;km.<ref name="Stone & Miner 1981"/> Súa nave xemelga, a Voyager 2, pasou tan tan só 93.000&nbsp;km<ref name="Stone & Miner 1981"/> da lúa o 1 de setembro de 1981.<ref name="Stone & Miner 1982"/> Aínda que ambas sonda obtiveron imaxes de Tetis, a resolución das imaxes da Voyager 1 non superaban os 15&nbsp;km e só aquelas obtidas pola Voyager 2 tiveron unha resolución de 2&nbsp;km.<ref name="Stone & Miner 1982"/> A primeira característica xeolóxica descuberta en 1980 pola Voyager 1 foi Ítaca Chasma.<ref name="Stone & Miner 1981"/> Máis tarde, en 1981, a Voyager 2 revelou que Ítaca Chasma case circundaban a lúa, o seu percorrido acada un arco de máis de 270º. A Voyager 2 tamén descubriu o cráter Odiseo.<ref name="Stone & Miner 1982"/> Tetis foi o satélite de Saturno mellor fotografado polas Voyagers.<ref name="Moore Schenk et al. 2004"/>

A sonda ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]'' entrou en órbita ó redor de Saturno no ano 2004. Durante a súa misión principal, de xuño de 2004 a xuño de 2008, realizou un sobrevoo rasante sobre Tetis o 24 de setembro do 2005, a unha distancia de 1.503&nbsp;km. Ademais dese sobrevoo, a nave realizou sete sobrevoos sen obxectivo predefinido durante as súas misións principal e de equinoccio entre os anos 2004 a 2010, pero con achegamentos a distancias de decenas de miles de quilómetros.<ref name="Jaumann Clark et al. 2009"/><ref name="Seal & Buffington 2009"/>

Outro sobrevoo de Tetis tivo lugar o 14 de agosto de 2010 (durante a misión de solsticio, achegándose a unha distancia de 38.300&nbsp;km, neste sobrevoo foi fotografado o cuarto maior cráter de Tetis, [[Penélope (cráter)|Penélope]], que ten 207&nbsp;km de diámetro.<ref name="Cook 2010"/> Foron planeados máis sobrevoos sen obxectivo predefinido para a misión de solsticio que será levada a cabo entre os anos 2011 a 2017.<ref name="Cassini Solstice Mission"/>

As observacións da Cassini permitiron facer mapas de alta resolución de Tetis, cunha resolución de 0,29&nbsp;km.<ref name="Roatsch Jaumann et al. 2009"/> A sonda obtivo o espectro no infravermello próximo da superficie de Tetis, o cal amosaba que a súa superficie está composta de xeo de auga mesturada cun material escuro,<ref name="Filacchione Capaccioni et al. 2007"/> mentres que as observacións do infravermello profundo reducen o [[albedo de bond]] bolométrico.<ref name="Howett Spencer et al. 2010"/> As observacións de radar na lonxitude de onda de 2,2&nbsp;cm amosan que o regolito de xeo ten unha estrutura complexa e que é moi poroso.<ref name="Ostro West et al. 2006"/> As observacións do plasma nas proximidades de Tetis demostraron que é un corpo xeoloxicamente morto, que non produce ningún plasma novo na magnetosfera de Saturno.<ref name="Khurana Russell et al. 2008"/>

Hai poucas posibilidades de futuras misións a Tetis e ó sistema de Saturno, pero unha posibilidade é a [[Titan Saturn System Mission]].

== Notas ==
{{listaref |
| group = alpha
| refs =
<ref name="velocidade de escape" group="alpha">A velocidade de escape foi obtida coa masa ''m'', a [[constante gravitacional]] ''G'' e o radio ''r'': <math>\sqrt{2Gm/r}</math>.</ref>
<ref name="gravidade superficial" group="alpha">A gravidade superficial foi obtida coa masa ''m'', a [[constante gravitacional]] ''G'' e o radio ''r'' : <math>Gm/r^2</math>.</ref>
<ref name="moon masses" group="alpha">As masas das lúas esféricas máis pequenas son (en kg): [[Encélado (lúa)|Encélado]] 1,1 x 10<sup>20</sup>, [[Miranda (lúa)|Miranda]] 0,6 x 10<sup>20</sup>, [[Proteo (lúa)|Proteo]] 0,5  x 10<sup>20</sup>, [[Mimas (lúa)|Mimas]] 0,4 x 10<sup>20</sup>. A masa total do resto de lúas é do redor de 0,9 x 10<sup>20</sup>. Asi pois, o total da masa de tódalas lúas máis pequenas cá Tetis e do redor de 3,5 x 10<sup>20</sup>.</ref> 
}}

;Referencias
{{listaref | 30em
| refs =

 <ref name="Jacobson 2010 SAT339">
  {{cita web
  | autor = Jacobson, R.A.;
  | ano = 2010
  | título = Planetary Satellite Mean Orbital Parameters
  | editor = JPL/NASA
  | obra = SAT339&nbsp;– JPL satellite ephemeris
  | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#saturn
  | dataacceso = 17-12-2010
  }}</ref>

 <ref name="Roatsch Jaumann et al. 2009">
{{cita libro
| doi = 10.1007/978-1-4020-9217-6_24
| autor = Roatsch, T.; Jaumann, R.; Stephan, K.; Thomas, P. C.;
| ano = 2009
| capítulo = Cartographic Mapping of the Icy Satellites Using ISS and VIMS Data
| título = Saturn from Cassini-Huygens
| url = https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse
| páxinas = [https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse/page/763 763]–781
| isbn = 978-1-4020-9216-9 }}</ref>

<ref name="Jacobson Antreasian et al. 2006">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1086/508812
| autor = Jacobson, R.A.; Antreasian, P.G.; Bordi, J.J.; Criddle, K.E.; Ionasescu, R.; Jones, J.B.; MacKenzie, R.A.; Meek, M.C.; Parcher, D.;
| data = Decembro do 2006
| título = The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data
| revista = The Astronomical Journal
| volume = 132
| número = 6
| páxinas = 2520–2526
| url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/132/6/2520/fulltext
| bibcode = 2006AJ....132.2520J  }}</ref>

<ref name="Jaumann Clark et al. 2009">
{{cita libro
| doi = 10.1007/978-1-4020-9217-6_20
| autor = Jaumann, R.; Clark, R. N.; Nimmo, F.; Hendrix, A. R.; Buratti, B. J.; Denk, T.; Moore, J. M.; Schenk, P. M.; Ostro, S. J.;
| ano = 2009
| capítulo = Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes
| título = Saturn from Cassini-Huygens
| url = https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse
| páxinas = [https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse/page/637 637]–681
| isbn = 978-1-4020-9216-9}}</ref>

<ref name="Verbiscer French et al. 2007">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1126/science.1134681
| autor = Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; Helfenstein, P.;
| título = Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act
| revista = Science
| volume = 315
| número = 5813
| páxina = 815
| data = 09-02-2007
| pmid = 17289992
| url = http://www.sciencemag.org/content/315/5813/815.abstract
| dataacceso = 20-12-2011  }}</ref>

<ref name="Howett Spencer et al. 2010">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2009.07.016
| autor = Howett, C. J. A.; Spencer, J. R.; Pearl, J.; Segura, M.;
| data = Abril do 2010
| título = Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements
| revista = Icarus
| volume = 206
| número = 2
| páxinas = 573–593
| bibcode=2010Icar..206..573H  }}</ref>

<ref name="Stone & Miner 1982">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1126/science.215.4532.499
| autor = Stone, E. C.; Miner, E. D.;
| data = 29-01-1982
| título = Voyager 2 Encounter with the Saturnian System
| url = https://archive.org/details/sim_science_1982-01-29_215_4532/page/499
| revista = Science
| volume = 215
| número = 4532
| páxinas = 499–504
| pmid = 17771272  }}</ref>

<ref name="Observatorio ARVAL">{{cita web
 |autor       = Observatorio ARVAL
 |título     = Classic Satellites of the Solar System
 |editor      = Observatorio ARVAL
 |data        = 15-04-2007
 |url         = http://www.oarval.org/ClasSaten.htm
 |dataacceso  = 17-12-2011
 |urlarquivo  = https://web.archive.org/web/20100731193653/http://www.oarval.org/ClasSaten.htm
 |dataarquivo = 31-07-2010
 |urlmorta    = yes
}}</ref>

<ref name="Van Helden 1994">{{cita publicación periódica
 |autor       = Van Helden, Albert
 |data        = Agosto de 1994
 |título     = Naming the satellites of Jupiter and Saturn
 |revista     = The Newsletter of the Historical Astronomy Division of the American Astronomical Society
 |número     = 32
 |páxinas    = 1–2
 |formato     = PDF
 |url         = http://had.aas.org/hadnews/HADN32.pdf
 |dataacceso  = 17-12-2011
 |urlarquivo  = https://web.archive.org/web/20120314073252/http://had.aas.org/hadnews/HADN32.pdf
 |dataarquivo = 14-03-2012
 |urlmorta    = yes
}}</ref>

<ref name="Price 2000">
  {{cita libro
  | autor = Price, Fred William
  | ano = 2000
  | título = The Planet Observer's Handbook
  | url = https://archive.org/details/planetobserversh00pric
  | editor = Cambridge University Press
  | localización = Cambridge; New York
  | isbn = 978-0-521-78981-3 
  }}</ref>

<ref name="Cassini 1686-1692">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1098/rstl.1686.0013
| autor = Cassini, G.D.
| ligazónautor = Giovanni Domenico Cassini
| ano = 1686–1692
| título = An Extract of the Journal Des Scavans. Of April 22 st. N. 1686. Giving an Account of Two New Satellites of Saturn, Discovered Lately by Mr. Cassini at the Royal Observatory at Paris
| revista = Philosophical Transactions of the Royal Society of London
| volume = 16
| número = 179–191
| páxinas = 79–85
| jstor = 101844  }}</ref>

<ref name="Lassell 1848">
  {{cita publicación periódica
  | autor = Lassell, W.
  | ligazónautor = William Lassell
  | data = 14-01-1848
  | título = Observations of satellites of Saturn
  | revista = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
  | volume = 8
  | número = 3
  | páxinas = 42–43
  | url = http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html
  | dataacceso = 18-12-2011
  | bibcode = 1848MNRAS...8...42L
  }}</ref>

<ref name="Matson Castillo-Rogez et al. 2009">
{{cita libro
| doi = 10.1007/978-1-4020-9217-6_18
| autor = Matson, D. L.; Castillo-Rogez, J. C.; Schubert, G.; Sotin, C.; McKinnon, W. B.;
| ano = 2009 | título = Saturn from Cassini-Huygens
| url = https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse
| capítulo = The Thermal Evolution and Internal Structure of Saturn's Mid-Sized Icy Satellites
| páxinas = [https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse/page/577 577]–612 | isbn = 978-1-4020-9216-9 }}</ref>

<ref name="Khurana Russell et al. 2008">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2007.08.005
| autor = Khurana, K.; Russell, C.; Dougherty, M.;
| data = Febreiro do 2008
| título = Magnetic portraits of Tethys and Rhea
| revista = Icarus
| volume = 193
| número = 2
| páxinas = 465–474
| bibcode = 2008Icar..193..465K  }}</ref>

<ref name="Thomas Burns et al. 2007">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2007.03.012
| autor = Thomas, P.; Burns, J.A.; Helfenstein, P.; Squyres, S.; Veverka, J.; Porco, C.; Turtle, E.P.; McEwen, A.; Denk, T.;
| data = Outubro do 2007
| título = Shapes of the saturnian icy satellites and their significance
| revista = Icarus
| volume = 190
| número = 2
| páxinas = 573–584
| bibcode = 2007Icar..190..573T
| url = http://www.geoinf.fu-berlin.de/publications/denk/2007/ThomasEtAl_SaturnMoonsShapes_Icarus_2007.pdf
| dataacceso = 15-12-2011 }}</ref>

<ref name="Hussmann Sohl et al. 2006">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2006.06.005
| autor = Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman; 
| data = Novembro do 2006
| título = Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects
| revista = [[Icarus (revista)|Icarus]]
| volume = 185
| número = 1
| páxinas = 258–273
| bibcode = 2006Icar..185..258H }}</ref>

<ref name="Ostro West et al. 2006">{{cita publicación periódica
 |doi         = 10.1016/j.icarus.2006.02.019
 |autor       = Ostro, S.; West, R.; Janssen, M.; Lorenz, R.; Zebker, H.; Black, G.; Lunine, J.; Wye, L.; Lopes, R.;
 |data        = Agosto do 2006
 |título     = Cassini RADAR observations of Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Hyperion, and Phoebe
 |revista     = Icarus
 |volume      = 183
 |número     = 2
 |páxinas    = 479–490
 |formato     = PDF
 |url         = http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/40235/1/05-3668.pdf
 |bibcode     = 2006Icar..183..479O
 |data-acceso = 12 de xullo de 2013
 |urlarquivo  = https://web.archive.org/web/20160305020202/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/40235/1/05-3668.pdf
 |dataarquivo = 05 de marzo de 2016
 |urlmorta    = yes
}}</ref>

<ref name="Filacchione Capaccioni et al. 2007">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2006.08.001
| autor = Filacchione, G.; Capaccioni, F.; McCord, T.B.; Coradini, A.; Cerroni, P.; Bellucci, G.; Tosi, F.; D'Aversa, E.; Formisano, V.;
| data = Xaneiro do 2007
| título = Saturn's icy satellites investigated by Cassini-VIMS: I. Full-disk properties: 350–5100 nm reflectance spectra and phase curves
| revista = Icarus
| volume = 186
| número = 1
| páxinas = 259–290 }}</ref>

<ref name="Carvano Migliorini et al. 2007">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2006.09.008
| autor = Carvano, J.M.; Migliorini, A.; Barucci, A.; Segura, M.; Equipo do CIRS;
| data = Abril do 2007
| título = Constraining the surface properties of Saturn's icy moons, using Cassini/CIRS emissivity spectra
| revista = Icarus
| volume = 187
| número = 2
| páxinas = 574–583
| bibcode = 2007Icar..187..574C }}</ref>

<ref name="Schenk Hamilton et al. 2011">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2010.08.016
| autor = Schenk, P.; Hamilton, D. P.; Johnson, R. E.; McKinnon, W. B.; Paranicas, C.; Schmidt, J.; Showalter, M. R.;
| data = Xaneiro do 2011
| título = Plasma, plumes and rings: Saturn system dynamics as recorded in global color patterns on its midsize icy satellites
| revista = Icarus
| volume = 211
| número = 1
| páxinas = 740–757
| bibcode = 2011Icar..211..740S  }}</ref>

<ref name="Moore Schenk et al. 2004">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1016/j.icarus.2004.05.009
| autor = Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B.;
| ano = Outubro do 2004
| título = Large impact features on middle-sized icy satellites
| revista = Icarus
| volume = 171
| número = 2
| páxinas = 421–443
| url = http://planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf
| formato = PDF
| bibcode = 2004Icar..171..421M }}</ref>

<ref name="Chen & Nimmo 2008">Chen, E. M. A.; Nimmo, F.; 10–14 Marzo do 2008; [http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1968.pdf Thermal and Orbital Evolution of Tethys as Constrained by Surface Observations], 39th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XXXIX), 1968, League City, Texas; [[Lunar and Planetary Institute|LPI]]; consultado o 12-12-2011.</ref>

<ref name="Dones Chapman et al. 2009">
{{cita libro
| doi = 10.1007/978-1-4020-9217-6_19
| autor = Dones, L.; Chapman, C. R.; McKinnon, W. B.; Melosh, H. J.; Kirchoff, M. R.; Neukum, G.; Zahnle, K. J.;
| ano = 2009
| capítulo = Icy Satellites of Saturn: Impact Cratering and Age Determination
| título = Saturn from Cassini-Huygens
| url = https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse
| páxinas = [https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse/page/613 613]–635
| isbn = 978-1-4020-9216-9 }}</ref>

<ref name="Giese Wagner et al. 2007">{{cita publicación periódica
| doi = 10.1029/2007GL031467
| autor = Giese, B.; Wagner, R.; Neukum, G.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C.;
| data = 2007
| título = Tethys: Lithospheric thickness and heat flux from flexurally supported topography at Ithaca Chasma
| revista = Geophysical Research Letters
| volume = 34
| número = 21
| url = http://ciclops.org/media/sp/2007/4702_10268_0.pdf
| data-acceso = 13 de xullo de 2013
| urlarquivo = https://web.archive.org/web/20110725171634/http://ciclops.org/media/sp/2007/4702_10268_0.pdf
| dataarquivo = 25 de xullo de 2011
| urlmorta = yes
}}</ref>

<ref name="Johnson & Estrada 2009">
{{cita libro
| doi = 10.1007/978-1-4020-9217-6_3
| autor = Johnson, T. V.; Estrada, P. R.;
| ano = 2009
| capítulo = Origin of the Saturn System
| título = Saturn from Cassini-Huygens
| url = https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse
| páxinas = [https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse/page/55 55]–74
| isbn = 978-1-4020-9216-9 }}</ref>

<ref name="Canup 2010">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1038/nature09661
| autor = Canup, R. M.;
| data = 12-12-2010
| título = Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite
| revista = Nature
| volume = 468
| número = 7326
| páxinas = 943–6
| pmid = 21151108  }}</ref>

<ref name="Squyres Reynolds et al. 1988">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1029/JB093iB08p08779
| autor = Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix;
| ano = 1988
| título = Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus
| revista = Journal of Geophysical Research
| volume = 93
| número = B8
| páxinas = 8779–8794
| bibcode = 1988JGR....93.8779S  }}</ref>

<ref name="Hillier & Squyres 1991">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1029/91JE01401
| autor = Hillier, John; Squyres, Steven W.;
| data = Agsoto do 1991
| título = Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus
| revista = Journal of Geophysical Research
| volume = 96
| número = E1
| páxinas = 15,665–15,674
| bibcode = 1991JGR....9615665H  }}</ref>

<ref name="Muller, Pioneer 11 Full Mission Timeline">{{cita web
  | autor = Muller, Daniel
  | título = Pioneer 11 Full Mission Timeline
  | url = http://www.dmuller.net/spaceflight/mission.php?mission=pioneer11&appear=black&mtype=scet&showimg=yes&dispwide=no
  | dataacceso = 18-12-2011
  | urlarquivo = https://web.archive.org/web/20120303151608/http://www.dmuller.net/spaceflight/mission.php?mission=pioneer11&appear=black&mtype=scet&showimg=yes&dispwide=no
  | dataarquivo = 03-03-2012
  | urlmorta = yes
  }}</ref>

<ref name="Stone & Miner 1981">
{{cita publicación periódica
| doi = 10.1126/science.212.4491.159
| autor = Stone, E. C.; Miner, E. D.;
| data = 10-04-1981
| título = Voyager 1 Encounter with the Saturnian System
| url = https://archive.org/details/sim_science_1981-04-10_212_4491/page/159
| revista = Science
| volume = 212
| número = 4491
| páxinas = 159–163
| pmid = 17783826  }}</ref>

<ref name="Seal & Buffington 2009">
{{cita libro
| doi = 10.1007/978-1-4020-9217-6_22
| autor = Seal, D. A.; Buffington, B. B.;
| ano = 2009
| capítulo = The Cassini Extended Mission
| título = Saturn from Cassini-Huygens
| url = https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse
| páxinas = [https://archive.org/details/saturnfromcassin0000unse/page/725 725]–744
| isbn = 978-1-4020-9216-9}}</ref>

<ref name="Cook 2010">{{cita web
  | autor = Cook, Jia-Rui C.
  | data = 16-08-2010
  | título = Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons
  | editor = JPL/NASA
  | url = http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-270
  | dataacceso = 18-12-2011
  | data-arquivo = 18-09-2019
  | url-arquivo = https://web.archive.org/web/20190918212740/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2010-270
  | url-morta = yes
  }}</ref>

<ref name="Cassini Solstice Mission">{{cita web
 |título     = Cassini Solstice Mission: Saturn Tour Dates: 2011
 |editor      = JPL/NASA
 |url         = http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011/
 |dataacceso  = 18-12-2011
 |urlarquivo  = https://web.archive.org/web/20110919005309/http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011/
 |dataarquivo = 19-09-2011
 |urlmorta    = yes
}}</ref>
}}

== Véxase tamén ==
{{commonscat}}
=== Outros artigos ===
* [[Mimas]]
* [[Dione]]
=== Ligazóns externas ===
* [https://web.archive.org/web/20070609142406/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sat_Tethys Tethys Profile]at [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration Site]{{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070609142406/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sat_Tethys |date=09 de xuño de 2007 }} {{en}}
* [http://www.solarviews.com/cap/sat/vtethys1.htm Movie of Tethys's rotation by Calvin J. Hamilton (based on Voyager images)] {{en}}
* [https://web.archive.org/web/20060519234034/http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/tethys.html The Planetary Society: Tethys] {{en}}
* [https://web.archive.org/web/20110813151249/http://ciclops.org/search.php?x=20&y=7&search=Tethys Cassini images of Tethys] {{en}}
* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Tethys Images of Tethys at JPL's Planetary Photojournal] {{en}}
* Movie of [https://web.archive.org/web/20100601190100/http://sos.noaa.gov/videos/Tethys.mov Tethys' rotation] from the National Oceanic and Atmospheric Administration {{en}}
* Tethys [https://web.archive.org/web/20130424042753/http://www.ciclops.org/view/6533/Map_of_Tethys_-_August_2010 global] and [https://web.archive.org/web/20130424051858/http://www.ciclops.org/view/6534/Tethys_Polar_Maps_-_August_2010 polar] basemaps (August 2010) from Cassini images {{en}}
* [http://ciclops.org/view.php?id=5074 Tethys atlas (August 2008) from Cassini images] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20120226150137/http://ciclops.org/view.php?id=5074 |date=26 de febreiro de 2012 }} {{en}}
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/TETHYS/target Tethys nomenclature] and [http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/tethys_comp.pdf Tethys map with feature names] from the [http://planetarynames.wr.usgs.gov USGS planetary nomenclature page] {{en}}

{{Lúas de Saturno}}
{{Control de autoridades}}

[[Categoría:Tetis| ]]