Rhea (měsíc) - Rhea (moon)

Rhea
	Cassiniho mozaika z Rhea
Objev
Objevil	GD Cassini
Datum objevu	23. prosince 1672
Označení
Označení	Saturn V.
Výslovnost	/ R jsem ə /
Pojmenoval podle	Ῥέᾱ RHEA
Přídavná jména	Rhean / r jsem ə n /
Orbitální charakteristiky
Poloviční hlavní osa	527 108 km
Excentricita	0,001 2583
Oběžná doba	4,518 212 d
Průměrná orbitální rychlost	8,48 km/s
Sklon	0,345 ° (k Saturnovu rovníku)
Satelit z	Saturn
Fyzikální vlastnosti
Rozměry	1532,4 × 1525,6 × 1524,4 km
Střední poloměr	763,8 ± 1,0 km
Plocha povrchu	7 337 000 km 2
Hmotnost	(2,306 518 ± 0,000 353 ) × 10 21 kg (~ 3,9 × 10 - 4 Země)
Střední hustota	1,236 ± 0,005 g/cm3
Povrchová gravitace	0,264 m/s²
Moment setrvačnosti	0,3911 ± 0,0045 (sporné/nejasné)
Úniková rychlost	0,635 km/s
Doba rotace	4,518 212 d ; ( synchronní )
Axiální náklon	nula
Albedo	0,949 ± 0,003 ( geometrický )
Zdánlivá velikost	10

Rhea ( / r I ə / ) je druhý největší měsíc Saturna a devátým největším měsícem ve Sluneční soustavě . Je to druhé nejmenší těleso ve sluneční soustavě, u kterého přesná měření potvrdila tvar shodný s hydrostatickou rovnováhou , po trpasličí planetě Ceres . Objevil jej v roce 1672 Giovanni Domenico Cassini .

Objev

Giovanni Domenico Cassini , objevitel Rhea v roce 1672

Rhea objevil Giovanni Domenico Cassini 23. prosince 1672. Byl to druhý měsíc Saturnu, který Cassini objevil, a třetí měsíc objevený celkově kolem Saturnu.

název

Rhea je pojmenována po Titan Rhea z řecké mytologie , „matka bohů“ a manželka Kronos , je řecký protějšek boha Saturna . Je také označován jako Saturn V (jako pátý hlavní měsíc odcházející z planety, po Mimasovi , Enceladovi , Tethys a Dione ).

Cassini pojmenovala čtyři měsíce, které objevil (Tethys, Dione, Rhea a Iapetus ) Sidera Lodoicea (hvězdy Ludvíka) na počest krále Ludvíka XIV . Astronomové se dostal do zvyku odkazování na ně a Titanu , jak Saturn I přes Saturn V. . Jakmile byly Mimas a Enceladus objeveny, v roce 1789 bylo schéma číslování rozšířeno na Saturn VII a poté na Saturn VIII s objevem Hyperionu v roce 1848.

Rhea byla pojmenována až v roce 1847, kdy John Herschel (syn Williama Herschela , objevitele planety Uran a dalších dvou měsíců Saturnu, Mimase a Encelada ) ve výsledcích astronomických pozorování provedených na mysu Dobré naděje navrhl , aby jména titáni, sestry a bratři z Kronosu (Saturn, v římské mytologii), budou použity.

Fyzikální vlastnosti

Velikost, hmotnost a vnitřní struktura

Porovnání velikostí Země (vpravo), Měsíce (vlevo nahoře) a Rhea (vlevo dolů)

Rhea je ledové tělo s hustotou asi 1,236 g/cm ³ . Tato nízká hustota znamená, že je vyrobena z ~ 25% Rock (hmotnost ~ 3,25 g / cm ³ ) a ~ 75% vody led (~ hustota 0,93 g / cm ³ ). Přestože je Rhea devátým největším měsícem, je pouze desátým nejhmotnějším měsícem. Vskutku, Oberon , druhý největší měsíc Uranu, má téměř stejnou velikost, ale je podstatně hustší než Rhea (1,63 vs. 1,24) a tím masivnější.

Před misí Cassini-Huygens se předpokládalo, že Rhea má skalnaté jádro. Měření provedená během blízkého průletu družicí Cassini v roce 2005 to však zpochybnila. V článku publikovaném v roce 2007 se tvrdilo, že axiální bezrozměrný moment součinitele setrvačnosti byl 0,4. Taková hodnota naznačovala, že Rhea měla téměř homogenní vnitřek (s určitým stlačením ledu uprostřed), zatímco existence skalnatého jádra by znamenala moment setrvačnosti asi 0,34. Ve stejném roce další papír tvrdil, že moment setrvačnosti byl asi 0,37. Rhea, která je částečně nebo úplně diferencovaná, by byla v souladu s pozorováním sondy Cassini . O rok později další článek tvrdil, že měsíc nemusí být v hydrostatické rovnováze, což znamená, že moment setrvačnosti nelze určit pouze z údajů o gravitaci. V roce 2008 se autor prvního příspěvku pokusil sladit tyto tři rozdílné výsledky. Došel k závěru, že v datech Cassiniho rádiového Dopplera použitých při analýze je systematická chyba , ale po omezení analýzy na podmnožinu dat získaných nejblíže k Měsíci dospěl ke svému starému výsledku, že Rhea byla v hydrostatické rovnováze a měla momentová setrvačnost asi 0,4, což opět znamená homogenní interiér.

Trojosý Tvar Rhee je v souladu s homogenní těla v hydrostatické rovnováze otáčející se úhlovou rychlostí Rhea. Modely naznačují, že Rhea by mohla být schopná udržet vnitřní oceán kapalné vody prostřednictvím ohřevu radioaktivním rozpadem .

Vylepšená barevná mapa (28 MB), přední polokoule vpravo.

Vylepšené barevné mapy
severní a jižní polokoule

Mapy s vylepšenými barvami za
sebou a přední polokoule

Vlastnosti povrchu

Vlastnosti Rhea se podobají rysům Dione , s odlišnými předními a koncovými polokoulemi, což naznačuje podobné složení a historii. Teplota na Rhea je 99 K (-174 ° C) na přímém slunci a mezi 73 K (-200 ° C) a 53 K (-220 ° C) ve stínu.

Vlastnosti povrchu na Rhea díky osvětlení dobře definované.

Rhea má poměrně typický silně kráterový povrch, s výjimkou několika velkých chasmat typu Dione nebo zlomenin (křupavého terénu ) na zadní polokouli (strana odvrácená od směru pohybu podél oběžné dráhy Rhea) a velmi slabé „čáry“ "materiálu na Rheaově rovníku, který mohl být uložen materiálem deorbitujícím z jeho prstenců." Rhea má na své protikronické polokouli dvě velmi velké dopadové pánve (odvrácené od Saturnu), které mají průměr asi 400 a 500 km. Severnější a méně degradovaný z těchto dvou, zvaný Tirawa , je zhruba srovnatelný s povodí Odysseus na Tethysu . K dispozici je nárazový kráter o průměru 48 km při 112 ° W, který je prominentní díky rozšířenému systému jasných paprsků . Tento kráter, zvaný Inktomi , má přezdívku „The Splat“ a může být jedním z nejmladších kráterů na vnitřních měsících Saturnu. Nebyly objeveny žádné důkazy o žádné endogenní aktivitě.

Detailní záběr zobrazující dva krátery na povrchu Rhea pořízené v roce 2013 kosmickou lodí Cassini.

Jeho povrch lze podle hustoty kráteru rozdělit na dvě geologicky odlišné oblasti ; první oblast obsahuje krátery o průměru větším než 40 km, zatímco druhá oblast v částech polárních a rovníkových oblastí obsahuje pouze krátery pod touto velikostí. To naznačuje, že nějaký čas během jeho vzniku došlo k velké obnově povrchu. Přední polokoule je silně kráterová a rovnoměrně jasná. Stejně jako na Callisto krátery postrádají prvky vysokého reliéfu pozorované na Měsíci a Merkuru . Bylo teoretizováno, že tyto kráterské pláně jsou v průměru až čtyři miliardy let staré. Na zadní polokouli je síť jasných řádků na tmavém pozadí a několik viditelných kráterů. Předpokládalo se, že tyto světlé oblasti mohou být materiálem vyvrženým z ledových sopek na začátku historie Rhea, když byl její vnitřek ještě tekutý. Pozorování Dione, která má ještě tmavší zadní polokouli a podobné, ale výraznější jasné pruhy, ukazují, že pruhy jsou ve skutečnosti ledové útesy vyplývající z rozsáhlého štěpení povrchu měsíce. Předpokládá se, že rozsáhlé tmavé oblasti jsou uloženými tholiny , což je směs komplexních organických sloučenin generovaných na ledu pyrolýzou a radiolýzou jednoduchých sloučenin obsahujících uhlík, dusík a vodík.

17. ledna 2006 vzdálený průlet kosmickou lodí Cassini poskytl snímky mizerné polokoule s lepším rozlišením a nižším úhlem Slunce než předchozí pozorování. Obrázky z tohoto a dalších průletů ukázaly, že Rheainy pruhy jsou ve skutečnosti tektonicky vytvořené ledové útesy ( chasmata ) podobné těm z Dione.

Formace

Předpokládá se, že měsíce Saturnu se vytvořily pomocí akrece , což je podobný proces, o kterém se věří, že vytvořil planety ve sluneční soustavě. Když se mladé obří planety vytvořily, byly obklopeny kotouči materiálu, který se postupně spojil v měsíce. Navrhovaný model pro vznik Titanu však může také vrhnout nové světlo na původ Rhea a Iapetus . V tomto modelu byl Titan vytvořen v sérii obřích nárazů mezi již existujícími měsíci a Rhea a Iapetus jsou považovány za součást části trosek těchto srážek.

Atmosféra

27. listopadu 2010 NASA oznámila objev řídké atmosféry - exosféry . Skládá se z kyslíku a oxidu uhličitého v poměru zhruba 5 až 2. povrchové hustoty exosféra je od 10 ⁵ do 10 ⁶ molekul v krychlový centimetr v závislosti na místních teplotě. Hlavním zdrojem kyslíku je radiolýza vodního ledu na povrchu ionty dodávanými magnetosférou Saturnu . Zdroj oxidu uhličitého je méně jasný, ale může to souviset s oxidací organických látek přítomných v ledu nebo s odplyňováním nitra měsíce.

Možný prstencový systém

6. března 2008 NASA oznámila, že Rhea může mít tenký prstencový systém. To by znamenalo první objev prstenců kolem měsíce. Existence prstenů byla odvozena z pozorovaných změn v toku elektronů zachycených magnetickým polem Saturnu, když Cassini prošla Rhea. Prach a úlomky se mohly rozšířit do sféry Rhea Hill , ale byly považovány za hustší blíže k Měsíci se třemi úzkými prstenci vyšší hustoty. Případ pro prsten byl posílen následným zjištěním přítomnosti sady malých ultrafialově jasných skvrn rozmístěných podél Rheaova rovníku (interpretováno jako body dopadu deorbitujícího prstencového materiálu). Když však Cassini provedl cílená pozorování domnělé prstencové roviny z několika úhlů, nebyl nalezen žádný důkaz prstenového materiálu, což naznačuje, že je zapotřebí dalšího vysvětlení dřívějších pozorování.

Průzkum

První snímky Rhea byly získány kosmickou lodí Voyager 1 & 2 v letech 1980–1981.

Na oběžné dráze Cassini bylo pět blízkých cílených průletů: na vzdálenost 500 km 26. listopadu 2005, na vzdálenost 5 750 km 30. srpna 2007, na vzdálenost 100 km 2. března 2010 a na 69 km průletu 11. ledna 2011 a posledním průletu na 992 km 9. března 2013. Rhea byla také orbiterem mnohokrát zobrazována z dlouhé až střední vzdálenosti.

Galerie

Umělecký dojem z prstenů Rhea
Cassiniho barevný obrázek Rhea - velký kráter Powehiwehi (pravý střed) - chasmata se táhne svisle nad (kolem kráteru Wakonda, poblíž terminátoru ) - Onokoro Catenae (vlevo dole).
Obrázek křehké polokoule zobrazující ledové útesy - Powehiwehi (horní střed); chasmata se táhnou zleva doprava do středu - Onokoro Catenae (vpravo dole).
Pohled na přední polokouli Rhea s kráterem Inktomi a jeho prominentním paprskovým systémem těsně pod středem; dopadová pánev Tirawa je vlevo nahoře
Vylepšené barevné pohledy na Rhea pořízené Cassini dne 9. února 2015
Horizont Rhea viděn 10. února 2015.