Rhea (lua) - Rhea (moon)

Rhea
	Mosaico Cassini de Rhea
Descoberta
Descoberto por	GD Cassini
Data de descoberta	23 de dezembro de 1672
Designações
Designação	Saturno V
Pronúncia	/ R i ə /
Nomeado após	Ῥέᾱ Rheā
Adjetivos	Rhean / r i ə n /
Características orbitais
Semi-eixo maior	527 108 km
Excentricidade	0,001 2583
Período orbital	4.518 212 d
Velocidade orbital média	8,48 km / s
Inclinação	0,345 ° (para o equador de Saturno)
Satélite de	Saturno
Características físicas
Dimensões	1532,4 × 1525,6 × 1524,4 km
Raio médio	763,8 ± 1,0 km
Superfície	7 337 000 km 2
Massa	(2,306 518 ± 0,000 353 ) × 10 21 kg (~ 3,9 × 10 - 4 Terras)
Densidade média	1,236 ± 0,005 g / cm³
Gravidade superficial	0,264 m / s²
Fator de momento de inércia	0,3911 ± 0,0045 (contestado / pouco claro)
Velocidade de escape	0,635 km / s
Período de rotação	4.518 212 d ; ( síncrono )
Inclinação axial	zero
Albedo	0,949 ± 0,003 ( geométrico )
Magnitude aparente	10

Ema ( / r i ə / ) é a segunda maior lua de Saturn e a lua nona maior no sistema solar . É o segundo menor corpo do Sistema Solar para o qual medições precisas confirmaram uma forma consistente com o equilíbrio hidrostático , depois do planeta anão Ceres . Foi descoberto em 1672 por Giovanni Domenico Cassini .

Descoberta

Giovanni Domenico Cassini , descobridor de Rhea em 1672

Rhea foi descoberta por Giovanni Domenico Cassini em 23 de dezembro de 1672. Foi a segunda lua de Saturno que a Cassini descobriu, e a terceira lua descoberta ao redor de Saturno em geral.

Nome

Rhea tem o nome da titã Rhea da mitologia grega , a "mãe dos deuses" e esposa de Cronos , a contraparte grega do deus Saturno . Também é designada Saturno V (sendo a quinta lua maior saindo do planeta, depois de Mimas , Enceladus , Tethys e Dione ).

Cassini nomeou as quatro luas que descobriu (Tethys, Dione, Rhea e Iapetus ) Sidera Lodoicea (as estrelas de Louis) em homenagem ao rei Louis XIV . Astrônomos caiu no hábito de se referir a elas e Titan como Saturn I através Saturn V . Depois que Mimas e Enceladus foram descobertos, em 1789, o esquema de numeração foi estendido para Saturno VII e, em seguida, para Saturno VIII com a descoberta de Hipérion em 1848.

Rhea não foi nomeada até 1847, quando John Herschel (filho de William Herschel , descobridor do planeta Urano , e duas outras luas de Saturno, Mimas e Enceladus ) sugeriu em Resultados de Observações Astronômicas feitas no Cabo da Boa Esperança que os nomes de os Titãs, irmãs e irmãos de Cronos (Saturno, na mitologia romana).

Características físicas

Tamanho, massa e estrutura interna

Comparação do tamanho da Terra (direita), Lua (topo esquerdo) e Rhea (esquerda baixo)

Rhea é um corpo gelado com densidade de cerca de 1,236 g / cm ³ . Esta baixa densidade indica que é feito de cerca de 25% de rocha (densidade ~ 3,25 g / cm ³ ) e ~ 75% de gelo de água (densidade ~ 0,93 g / cm ³ ). Embora Rhea seja a nona lua maior, é apenas a décima lua mais massiva. De fato, Oberon , a segunda maior lua de Urano, tem quase o mesmo tamanho, mas é significativamente mais densa do que Réia (1,63 contra 1,24) e, portanto, mais massiva.

Antes da missão Cassini-Huygens , presumia-se que Rhea tinha um núcleo rochoso. No entanto, medições feitas durante um sobrevôo próximo pelo orbitador Cassini em 2005 colocam isso em dúvida. Em um artigo publicado em 2007, foi afirmado que o coeficiente do momento de inércia sem dimensão axial era de 0,4. Tal valor indicava que Rhea tinha um interior quase homogêneo (com alguma compressão de gelo no centro), enquanto a existência de um núcleo rochoso implicaria em um momento de inércia de cerca de 0,34. No mesmo ano, outro jornal afirmou que o momento de inércia era de cerca de 0,37. Sendo Rhea parcial ou totalmente diferenciada, seria consistente com as observações da sonda Cassini . Um ano depois, outro artigo afirmava que a lua pode não estar em equilíbrio hidrostático, o que significa que o momento de inércia não pode ser determinado apenas pelos dados de gravidade. Em 2008, um autor do primeiro artigo tentou reconciliar esses três resultados díspares. Ele concluiu que há um erro sistemático nos dados de rádio Doppler da Cassini usados na análise, mas depois de restringir a análise a um subconjunto de dados obtidos mais próximo da lua, ele chegou ao antigo resultado de que Rhea estava em equilíbrio hidrostático e tinha o momento de inércia de cerca de 0,4, novamente implicando em um interior homogêneo.

A forma triaxial de Rhea é consistente com um corpo homogêneo em equilíbrio hidrostático girando na velocidade angular de Rhea. Os modelos sugerem que Rhea poderia ser capaz de sustentar um oceano interno de água líquida por meio do aquecimento por decomposição radioativa .

Mapa de cores aprimoradas (28 MB), hemisfério principal à direita.

Mapas com cores aprimoradas dos
hemisférios norte e sul

Mapas de cores aprimoradas nos
hemisférios à direita e à esquerda

Recursos de superfície

As feições de Reia se assemelham às de Dione , com hemisférios anteriores e posteriores diferentes, sugerindo composição e histórias semelhantes. A temperatura em Rhea é de 99 K (−174 ° C) na luz solar direta e entre 73 K (−200 ° C) e 53 K (−220 ° C) à sombra.

Características da superfície em Rhea bem definidas devido à iluminação.

Rhea tem uma superfície bastante típica com muitas crateras , com a exceção de alguns grandes chasmata tipo Dione ou fraturas ( terreno ralo ) no hemisfério posterior (o lado voltado para longe da direção do movimento ao longo da órbita de Rhea) e uma linha muito tênue " "de material no equador de Rhea que pode ter sido depositado pela desorbitação de material de seus anéis. Rhea tem duas bacias de impacto muito grandes em seu hemisfério anti-Cronian (de costas para Saturno), que têm cerca de 400 e 500 km de diâmetro. O mais ao norte e menos degradado dos dois, chamado Tirawa , é aproximadamente comparável à bacia Odysseus em Tethys . Há uma cratera de impacto de 48 km de diâmetro a 112 ° W que é proeminente por causa de um extenso sistema de raios brilhantes . Esta cratera, chamada Inktomi , é apelidada de "The Splat" e pode ser uma das crateras mais jovens nas luas internas de Saturno. Nenhuma evidência de qualquer atividade endogênica foi descoberta.

Close up mostrando duas crateras na superfície de Rhea, tiradas em 2013 pela nave Cassini.

Sua superfície pode ser dividida em duas áreas geologicamente diferentes com base na densidade da cratera ; a primeira área contém crateras maiores que 40 km de diâmetro, enquanto a segunda área, em partes das regiões polares e equatoriais, possui apenas crateras abaixo desse tamanho. Isso sugere que um grande evento de resurfacing ocorreu em algum momento durante sua formação. O hemisfério dianteiro tem muitas crateras e é uniformemente brilhante. Como em Calisto , as crateras não têm as características de alto relevo vistas na Lua e em Mercúrio . Foi teorizado que essas planícies com crateras têm, em média, quatro bilhões de anos. No hemisfério posterior, há uma rede de faixas brilhantes em um fundo escuro e poucas crateras visíveis. Pensou-se que essas áreas brilhantes poderiam ser material ejetado de vulcões de gelo no início da história de Rhea, quando seu interior ainda era líquido. No entanto, as observações de Dione, que tem um hemisfério ainda mais escuro e faixas brilhantes semelhantes, mas mais proeminentes, mostram que as faixas são, na verdade, penhascos de gelo resultantes de extensas fraturas da superfície da lua. Acredita-se que as extensas áreas escuras sejam tholins depositados , que são uma mistura de compostos orgânicos complexos gerados no gelo pela pirólise e radiólise de compostos simples contendo carbono, nitrogênio e hidrogênio.

O voo distante de 17 de janeiro de 2006 pela espaçonave Cassini produziu imagens do pequeno hemisfério com melhor resolução e um ângulo solar mais baixo do que as observações anteriores. Imagens deste e subsequente sobrevôo mostraram que as faixas de Rhea, na verdade, são penhascos de gelo formados tectonicamente ( chasmata ) semelhantes aos de Dione.

Formação

Acredita-se que as luas de Saturno tenham se formado por meio de co-acreção , um processo semelhante ao que se acredita ter formado os planetas do Sistema Solar. À medida que os jovens planetas gigantes se formavam, eles eram rodeados por discos de material que gradualmente se aglutinavam em luas. No entanto, um modelo proposto para a formação de Titã também pode lançar uma nova luz sobre a origem de Rhea e Iapetus . Neste modelo, Titã foi formado em uma série de impactos gigantes entre luas pré-existentes, e acredita-se que Reia e Jápeto tenham se formado a partir de parte dos destroços dessas colisões.

Atmosfera

Em 27 de novembro de 2010, a NASA anunciou a descoberta de uma atmosfera tênue - uma exosfera . Consiste em oxigênio e dióxido de carbono em proporção de aproximadamente 5 para 2. A densidade da superfície da exosfera é de 10 ⁵ a 10 ⁶ moléculas em um centímetro cúbico, dependendo da temperatura local. A principal fonte de oxigênio é a radiólise do gelo de água na superfície por íons fornecidos pela magnetosfera de Saturno . A fonte do dióxido de carbono é menos clara, mas pode estar relacionada à oxidação dos compostos orgânicos presentes no gelo ou à liberação de gás do interior da lua.

Possível sistema de anel

Em 6 de março de 2008, a NASA anunciou que Rhea pode ter um sistema de anéis tênue. Isso marcaria a primeira descoberta de anéis em torno de uma lua. A existência dos anéis foi inferida por mudanças observadas no fluxo de elétrons capturados pelo campo magnético de Saturno conforme a Cassini passava por Rhea. Poeira e detritos podem se estender até a esfera da Colina de Rhea , mas acredita-se que sejam mais densos perto da lua, com três anéis estreitos de maior densidade. A defesa de um anel foi reforçada pela descoberta subsequente da presença de um conjunto de pequenos pontos brilhantes ultravioleta distribuídos ao longo do equador de Reia (interpretados como os pontos de impacto do material do anel desorbitante). No entanto, quando a Cassini fez observações direcionadas do plano do anel putativo de vários ângulos, nenhuma evidência de material do anel foi encontrada, sugerindo que outra explicação para as observações anteriores é necessária.

Exploração

As primeiras imagens de Rhea foram obtidas pelas espaçonaves Voyager 1 e 2 em 1980-1981.

Houve cinco sobrevôos com alvo próximo pelo orbital Cassini : a uma distância de 500 km em 26 de novembro de 2005, a uma distância de 5.750 km em 30 de agosto de 2007, a uma distância de 100 km em 2 de março de 2010, e a 69 km sobrevôo em 11 de janeiro de 2011 e um último sobrevôo a 992 km em 9 de março de 2013. Rhea também foi fotografada muitas vezes de distâncias longas a moderadas pelo orbitador.

Galeria

Impressão artística dos anéis de Rhea
Imagem colorida de Cassini de Rhea - grande cratera Powehiwehi (centro direito) -trecho chasmata verticalmente acima (após a cratera Wakonda, perto do terminador ) - Onokoro Catenae (inferior esquerdo).
Imagem do hemisfério fino, mostrando penhascos de gelo - Powehiwehi (centro superior); trecho chasmata do canto superior esquerdo ao centro direito - Onokoro Catenae (canto inferior direito).
Vista do hemisfério principal de Rhea com a cratera Inktomi e seu sistema de raios proeminente logo abaixo do centro; a bacia de impacto de Tirawa está no canto superior esquerdo
Imagens em cores aprimoradas de Rhea tiradas pela Cassini em 9 de fevereiro de 2015
Horizonte de Rhea visto em 10 de fevereiro de 2015.