テティス (衛星)
降着過程は衛星が完全に形成した後数千年に渡って続いた可能性が高い。理論モデルでは、降着に伴う天体衝突がテティスの外層を加熱し、地下 29 km 程度にわたって最大温度は 155 K に到達したことが示唆されている。形成が終了した後、熱伝導によって地下は冷えていき、内部は外層から熱が伝わるため加熱される。冷えていく表面付近の層は収縮し、逆に内部は膨張する。この過程はテティスの近くに強い伸長応力を及ぼし、その強さは 5.7 MPa になったと推定される。これにより、表面のひび割れが発生したと考えられる。
テティスは岩石成分が欠乏しているため、放射性元素の崩壊に伴う加熱が内部の進化に大きな影響を及ぼした可能性は低い。そのため内部の潮汐加熱を除けば、テティスは内部溶融を経験していないことを意味する。もし過去に内部の溶融が発生したのであれば、それはテティスがディオネやその他の衛星との軌道共鳴を通過した時期であっただろう。依然として、テティスの進化に関する現在の知見は非常に限定的である。
さらにレーダーで測定した表面のアルベドも同様に高い。場所によってアルベドの値には違いがあり、公転の進行方向の半球は、逆側の半球よりも 10-15% 明るい。
アルベドが高いことから、テティスの表面は大部分が純粋な氷から出来ており、暗い物質の含有量は低いことが示唆される。可視光でのテティスのスペクトルは平坦で特徴に乏しいことが分かっているが、近赤外線では 1.25, 1.5, 2.0, 3.0 μm で強い氷による吸収が存在することが分かっている。氷の結晶以外の化合物は、テティスの表面での確実な検出報告は存在しない。存在する可能性がある物質は、有機物、アンモニア、二酸化炭素である。氷に含まれる暗い物質は、イアペトゥスやヒペリオンなどの暗い表面を持つ土星の衛星に見られているのと同じスペクトルの特徴を持つ。この物質の候補は、ナノ粒子の鉄か赤鉄鉱 (ヘマタイト) だと予想される。カッシーニによって行われたテティスの熱放射の観測やレーダー観測からは、テティス表面に降り積もっている氷組成のレゴリスは複雑な構造を持つことが示されており、レゴリス粒子の空隙率は 95% を超える。