System Cronian (tj. W rzeczywistości Saturn ma około 150 księżyców i księżyców - i oficjalnie nazwano tylko 53 z nich), co czyni go drugim po Jowiszu.
W większości księżyce te są małymi, lodowymi ciałami, o których uważa się, że mieszczą oceany wewnętrzne. I we wszystkich przypadkach, szczególnie Rhea, ich ciekawy wygląd i kompozycje czynią z nich główny cel badań naukowych. Oprócz tego, że mogą nam wiele powiedzieć o układzie Croniana i jego powstawaniu, księżyce takie jak Rhea mogą również wiele powiedzieć o historii naszego Układu Słonecznego.
Odkrycie i nazewnictwo:
Rhea został odkryty przez włoskiego astronoma Giovanniego Domenico Cassiniego 23 grudnia 1672 r. Wraz z księżycami Iapetus, Tethys i Dione, które odkrył między 1671 a 1672 r., Nazwał je wszystkie Sidera Lodoicea („Gwiazdy Ludwika”) na cześć jego patrona, króla Francji Ludwika XIV. Jednak nazwy te nie były powszechnie znane poza Francją.
W 1847 r. John Herschel (syn słynnego astronoma Williama Herschela, który odkrył Urana, Enceladusa i Mimasa) zasugerował imię Rhea - które po raz pierwszy pojawiło się w jego traktacie Wyniki obserwacji astronomicznych dokonanych na Przylądku Dobrej Nadziei. Podobnie jak wszystkie inne satelity Cronian, Rhea została nazwana na cześć Tytana z mitologii greckiej, „matki bogów” i jednej z sióstr Cronosa (w mitologii rzymskiej Saturn).
Rozmiar, masa i orbita:
O średnim promieniu 763,8 ± 1,0 km i masie 2,3065 × 1021 kg, Rhea ma wielkość równą 0,1199 Ziemi (i 0,44 Księżyca) i około 0,00039 razy masywniejszą (lub 0,03139 Księżyca). Krąży wokół Saturna w średniej odległości (oś pół-główna) 527,108 km, co umieszcza go poza orbitami Dione i Tethys, i ma prawie okrągłą orbitę z bardzo małą ekscentrycznością (0,001).
Przy prędkości orbity około 30 541 km / h Rhea pokonuje pojedynczą orbitę swojej planety macierzystej w przybliżeniu 4,518 dni. Podobnie jak wiele księżyców Saturna, jego okres obrotowy jest zsynchronizowany z orbitą, co oznacza, że ta sama twarz jest zawsze skierowana w jego stronę.
Skład i cechy powierzchni:
O średniej gęstości około 1,236 g / cm³ szacuje się, że Rhea składa się z 75% lodu wodnego (o gęstości około 0,93 g / cm3) i 25% skały krzemianowej (o gęstości około 3,25 g / cm³) . Ta niska gęstość oznacza, że chociaż Rhea jest dziewiątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym, jest także dziesiąta pod względem masy.
Pod względem wnętrza Rhea była pierwotnie podejrzewana o różnicowanie między skalistym rdzeniem a lodowym płaszczem. Jednak nowsze pomiary wydają się wskazywać, że Rhea jest albo tylko częściowo zróżnicowana, albo ma jednorodne wnętrze - prawdopodobnie składające się zarówno z skały krzemianowej, jak i lodu (podobnie jak księżyc Jowisza Callisto).
Modele wnętrza Rhei sugerują również, że może mieć wewnętrzny ocean ciecz-woda, podobny do Enceladusa i Tytana. Ten ocean ciecz-woda, gdyby istniał, prawdopodobnie znajdowałby się na granicy płaszcza-jądra i byłby podtrzymywany przez ogrzewanie spowodowane rozpadem pierwiastków promieniotwórczych w jego rdzeniu.
Powierzchniowe rysy Rhei przypominają rysy Dione, a między ich wiodącymi i tylnymi półkulami występują odmienne wyglądy - co sugeruje, że oba księżyce mają podobne kompozycje i historię. Zrobione zdjęcia powierzchni doprowadziły astronomów do podzielenia jej na dwa regiony - mocno pokryty kraterami i jasny teren, w którym kratery mają średnicę większą niż 40 km (25 mil); oraz regiony polarne i równikowe, w których kratery są zauważalnie mniejsze.
Kolejną różnicą między wiodącą a tylną półkulą Rhei jest ich zabarwienie. Półkula prowadząca jest mocno pokryta kraterami i jednolicie jasna, podczas gdy półkula prowadząca ma sieć jasnych pokosów na ciemnym tle i kilka widocznych kraterów. Uważano, że te jasne obszary (aka. Delikatny teren) mogą być materiałem wyrzuconym z lodowych wulkanów na początku historii Rhei, kiedy ich wnętrze było jeszcze płynne.
Jednak obserwacje Dione, która ma jeszcze ciemniejszą półkulę tylną i podobne, ale bardziej widoczne jasne smugi, poddały to w wątpliwość. Obecnie uważa się, że delikatny teren to tektonicznie ukształtowane lodowe klify (otchłań), które powstały w wyniku rozległego pękania powierzchni Księżyca. Rhea ma również bardzo słabą „linię” materiału na swoim równiku, o której sądzono, że osadza się na skutek deorbitacji materiału z jego pierścieni (patrz poniżej).
Rhea ma dwa szczególnie duże misy uderzeniowe, z których oba znajdują się po przeciwnej stronie Krony Rhei (czyli stronie odwróconej od Saturna). Są one znane jako dorzecze Tirawa i Mamaldi, które mają średnicę około 360 i 500 km (223,69 i 310,68 mil). Bardziej północne i mniej zdegradowane zagłębie Tirawy pokrywa Mamaldi - leżące na południowym zachodzie - i jest z grubsza porównywalne z kraterem Odyseusz na Tetydzie (co nadaje mu wygląd „Gwiazdy Śmierci”).
Atmosfera:
Rhea ma delikatną atmosferę (egzosferę), która składa się z tlenu i dwutlenku węgla, który występuje w stosunku 5: 2. Gęstość powierzchniowa egzosfery wynosi od 105 do 106 cząsteczki na centymetr sześcienny, w zależności od lokalnej temperatury. Temperatury powierzchni na Rhea średnio 99 K (-174 ° C / -281,2 ° F) w bezpośrednim świetle słonecznym, i między 73 K (-200 ° C / -328 ° F) a 53 K (-220 ° C / -364 ° F ), gdy nie ma światła słonecznego.
Tlen w atmosferze powstaje w wyniku interakcji lodu na powierzchni wody i jonów dostarczanych z magnetosfery Saturna (inaczej radioliza). Jony te powodują rozpad lodu wodnego na gazowy tlen (O²) i wodór elementarny (H), z których pierwszy zachowuje się, a drugi ucieka w przestrzeń kosmiczną. Źródło dwutlenku węgla jest mniej jasne i może być wynikiem utleniania się substancji organicznych w lodzie powierzchniowym lub odgazowywania z wnętrza księżyca.
Rhea może mieć również delikatny układ pierścieniowy, który został wywnioskowany na podstawie zaobserwowanych zmian w przepływie elektronów uwięzionych przez pole magnetyczne Saturna. Istnienie układu pierścieniowego zostało tymczasowo wzmocnione przez odkrytą obecność zestawu małych, jasnych promieni ultrafioletowych plam rozmieszczonych wzdłuż równika Rhea (które zostały zinterpretowane jako punkty uderzenia deorbitującego materiału pierścieniowego).
Jednak nowsze obserwacje poczynione przez Sonda Cassini poddawali w wątpliwość. Po zrobieniu zdjęć planety pod wieloma kątami nie znaleziono dowodów na obecność materiału pierścienia, co sugerowałoby, że musi istnieć inna przyczyna obserwowanego przepływu elektronów i jasnych plam UV na równiku Rhea. Gdyby istniał taki układ pierścieniowy, byłby to pierwszy przypadek znalezienia układu pierścieniowego krążącego wokół księżyca.
Badanie:
Pierwsze obrazy Rhea zostały uzyskane przez Voyager 1 i 2 statek kosmiczny podczas studiowania systemu Cronian, odpowiednio w 1980 i 1981 roku. Żadne kolejne misje nie zostały wykonane przed przybyciem Cassini orbiter w 2005 roku. Po przybyciu do systemu Cronian orbiter wykonał pięć przelatujących blisko siebie przelotów i wykonał wiele zdjęć Saturna z dużych lub średnich odległości.
System Cronian to zdecydowanie fascynujące miejsce, a tak naprawdę dopiero zaczęliśmy drapać jego powierzchnię w ostatnich latach. Z czasem więcej orbiterów i być może lądowników będzie podróżować do systemu, szukając więcej informacji na temat księżyców Saturna i tego, co istnieje pod ich lodowymi powierzchniami. Można mieć tylko nadzieję, że każda taka misja obejmuje bliższe spojrzenie na Rheę i drugą „Gwiazdę Śmierci Księżyca”, Dione.
Mamy wiele świetnych artykułów na temat układu księżyców Rhea i Saturna tutaj w Space Magazine. Oto jeden z możliwych układów pierścieniowych, jego aktywności tektonicznej, basenów uderzeniowych i zdjęć z przelotu Cassiniego.
Astronomy Cast ma również interesujący wywiad z dr. Kevinem Grazierem, który pracował nad misją Cassini.
Aby uzyskać więcej informacji, odwiedź stronę NASA Solar System Exploration na Rhea.
