Rea (luna)
Rea () es la segunda luna más grande de Saturno y la novena luna más grande del Sistema Solar. Es el cuerpo más pequeño del Sistema Solar para el que las mediciones precisas han confirmado una forma consistente con el equilibrio hidrostático. Fue descubierto en 1672 por Giovanni Domenico Cassini.
Descubrimiento
Rea fue descubierta por Giovanni Domenico Cassini el 23 de diciembre de 1672. Fue la segunda luna de Saturno que descubrió Cassini, y la tercera luna descubierta alrededor de Saturno en general.
Nombre
Rea lleva el nombre de la titán Rea de la mitología griega, la "madre de los dioses" y esposa de Kronos, la contraparte griega del dios Saturno. También se designa a Saturno V (siendo la quinta luna principal que sale del planeta, después de Mimas, Enceladus, Tethys y Dione).
Cassini nombró a las cuatro lunas que descubrió (Tethys, Dione, Rhea y Iapetus) Sidera Lodoicea (las estrellas de Luis) en honor al rey Luis XIV. Los astrónomos adoptaron la costumbre de referirse a ellos y a Titán como Saturno I a Saturno V. Una vez que se descubrieron Mimas y Encelado, en 1789, el esquema de numeración se extendió a Saturno VII, y luego a Saturno VIII con el descubrimiento de Hyperion en 1848.
Rea no recibió su nombre hasta 1847, cuando John Herschel (hijo de William Herschel, descubridor del planeta Urano y otras dos lunas de Saturno, Mimas y Encelado) sugirió en Resultados de observaciones astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza de que se utilicen los nombres de los Titanes, hermanos y hermanas de Kronos (Saturno, en la mitología romana).
Características físicas
Tamaño, masa y estructura interna
Rea es un cuerpo helado con una densidad de alrededor de 1,236 g/cm3. Esta baja densidad indica que está formado por ~25 % de roca (densidad ~3,25 g/cm3) y ~75 % de hielo de agua (densidad ~0,93 g/cm3). Aunque Rhea es la novena luna más grande, es solo la décima luna más masiva. De hecho, Oberón, la segunda luna más grande de Urano, tiene casi el mismo tamaño, pero es significativamente más densa que Rea (1,63 frente a 1,24) y, por lo tanto, más masiva, aunque Rea es un poco más grande en volumen.
Antes de la misión Cassini-Huygens, se suponía que Rhea tenía un núcleo rocoso. Sin embargo, las medidas tomadas durante un sobrevuelo cercano de la sonda Cassini en 2005 arrojaron dudas. En un artículo publicado en 2007, se afirmaba que el coeficiente de inercia del momento axial adimensional era de 0,4. Tal valor indicaba que Rhea tenía un interior casi homogéneo (con cierta compresión de hielo en el centro) mientras que la existencia de un núcleo rocoso implicaría un momento de inercia del orden de 0,34. En el mismo año, otro artículo afirmó que el momento de inercia era de aproximadamente 0,37. La diferenciación parcial o total de Rhea sería coherente con las observaciones de la sonda Cassini. Un año más tarde, otro artículo afirmó que la luna puede no estar en equilibrio hidrostático, lo que significa que el momento de inercia no puede determinarse solo a partir de los datos de gravedad. En 2008, un autor del primer artículo trató de reconciliar estos tres resultados dispares. Llegó a la conclusión de que hay un error sistemático en los datos de radio Doppler de Cassini utilizados en el análisis, pero después de restringir el análisis a un subconjunto de datos obtenidos más cerca de la luna, llegó a su antiguo resultado de que Rhea estaba en equilibrio hidrostático y tenía un momento de inercia de aproximadamente 0,4, lo que nuevamente implica un interior homogéneo.
La forma triaxial de Rhea es consistente con un cuerpo homogéneo en equilibrio hidrostático que gira a la velocidad angular de Rhea. El modelado en 2006 sugirió que Rhea podría ser apenas capaz de sostener un océano interno de agua líquida a través del calentamiento por desintegración radiactiva; tal océano tendría que estar a unos 176 K, la temperatura eutéctica para el sistema agua-amoníaco. Indicaciones más recientes son que Rhea tiene un interior homogéneo y, por lo tanto, que este océano no existe.
Características de la superficie
Las características de Rhea se asemejan a las de Dione, con hemisferios anteriores y posteriores diferentes, lo que sugiere una composición e historias similares. La temperatura en Rhea es de 99 K (−174 °C) a la luz directa del sol y entre 73 K (−200 °C) y 53 K (−220 °C) a la sombra.
Rea tiene una superficie llena de cráteres bastante típica, con la excepción de algunos chasmas o fracturas (terreno tenue) grandes de tipo Dione en el hemisferio posterior (el lado que mira en dirección opuesta a la dirección del movimiento a lo largo de la órbita de Rea).) y una "línea" muy tenue. de material en el ecuador de Rhea que puede haber sido depositado por material que sale de sus anillos. Rea tiene dos cuencas de impacto muy grandes en su hemisferio anti-Croniano (de espaldas a Saturno), que tienen unos 400 y 500 km de ancho. La más septentrional y menos degradada de las dos, llamada Tirawa, es más o menos comparable a la cuenca de Odiseo en Tetis. Hay un cráter de impacto de 48 km de diámetro a 112°O que es prominente debido a un sistema extendido de rayos brillantes. Este cráter, llamado Inktomi, recibe el sobrenombre de 'El Splat', y puede ser uno de los cráteres más jóvenes de las lunas interiores de Saturno. No se ha descubierto ninguna evidencia de actividad endógena.
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Su superficie se puede dividir en dos áreas geológicamente diferentes según la densidad del cráter; la primera área contiene cráteres que tienen más de 40 km de diámetro, mientras que la segunda área, en partes de las regiones polares y ecuatoriales, solo tiene cráteres de menos de ese tamaño. Esto sugiere que se produjo un importante evento de repavimentación en algún momento durante su formación. El hemisferio delantero está lleno de cráteres y es uniformemente brillante. Al igual que en Calisto, los cráteres carecen de las características de alto relieve que se ven en la Luna y Mercurio. Se ha teorizado que estas llanuras llenas de cráteres tienen un promedio de hasta cuatro mil millones de años. En el hemisferio posterior hay una red de franjas brillantes sobre un fondo oscuro y pocos cráteres visibles. Se había pensado que estas áreas brillantes podrían ser material expulsado de los volcanes de hielo a principios de la historia de Rhea, cuando su interior aún era líquido. Sin embargo, las observaciones de Dione, que tiene un hemisferio posterior aún más oscuro y rayas brillantes similares pero más prominentes, muestran que las rayas son en realidad acantilados de hielo resultantes de la fractura extensa de la superficie de la luna. Se cree que las extensas áreas oscuras son tolinas depositadas, que son una mezcla de compuestos orgánicos complejos generados en el hielo por pirólisis y radiólisis de compuestos simples que contienen carbono, nitrógeno e hidrógeno.
El sobrevuelo distante del 17 de enero de 2006 de la nave espacial Cassini arrojó imágenes del tenue hemisferio con mejor resolución y un ángulo solar más bajo que las observaciones anteriores. Las imágenes de este y posteriores sobrevuelos mostraron que las rayas de Rhea, de hecho, son acantilados de hielo formados tectónicamente (chasmata) similares a los de Dione.
Formación
Se cree que las lunas de Saturno se formaron por coacreción, un proceso similar al que se cree que formó los planetas del Sistema Solar. A medida que se formaron los jóvenes planetas gigantes, fueron rodeados por discos de material que gradualmente se fusionaron en lunas. Sin embargo, un modelo propuesto para la formación de Titán también puede arrojar nueva luz sobre el origen de Rhea y Iapetus. En este modelo, Titán se formó en una serie de impactos gigantes entre lunas preexistentes, y se cree que Rhea y Iapetus se formaron a partir de parte de los escombros de estas colisiones.
Ambiente
El 27 de noviembre de 2010, la NASA anunció el descubrimiento de una atmósfera tenue: una exosfera. Se compone de oxígeno y dióxido de carbono en una proporción de aproximadamente 5 a 2. La densidad de la superficie de la exosfera es de 105 a 106 moléculas por centímetro cúbico dependiendo de las condiciones locales. la temperatura. La principal fuente de oxígeno es la radiólisis del hielo de agua en la superficie por iones suministrados por la magnetosfera de Saturno. La fuente del dióxido de carbono es menos clara, pero puede estar relacionada con la oxidación de los compuestos orgánicos presentes en el hielo o con la desgasificación del interior de la luna.
Posible sistema de anillos
El 6 de marzo de 2008, la NASA anunció que Rhea podría tener un tenue sistema de anillos. Esto marcaría el primer descubrimiento de anillos alrededor de una luna. Los anillos' la existencia fue inferida por los cambios observados en el flujo de electrones atrapados por el campo magnético de Saturno cuando Cassini pasó por Rea. El polvo y los escombros podrían extenderse hasta la esfera de Rhea's Hill, pero se pensaba que eran más densos más cerca de la luna, con tres anillos estrechos de mayor densidad. El caso de un anillo se vio reforzado por el hallazgo posterior de la presencia de un conjunto de pequeñas manchas de luz ultravioleta distribuidas a lo largo del ecuador de Rhea (interpretadas como los puntos de impacto del material del anillo fuera de órbita). Sin embargo, cuando Cassini realizó observaciones específicas del supuesto plano del anillo desde varios ángulos, no se encontró evidencia de material del anillo, lo que sugiere que se necesita otra explicación para las observaciones anteriores.
Exploración
Las primeras imágenes de Rhea fueron obtenidas por Voyager 1 & 2 nave espacial en 1980-1981.
Hubo cinco sobrevuelos de cerca del orbitador Cassini: a una distancia de 500 km el 26 de noviembre de 2005, a una distancia de 5750 km el 30 de agosto de 2007, a una distancia de 100 km el 2 de marzo de 2010, y un sobrevuelo de 69 km el 11 de enero de 2011 y un último sobrevuelo de 992 km el 9 de marzo de 2013. El orbitador también ha fotografiado a Rhea muchas veces desde distancias largas a moderadas.
Galería
La impresión de un artista de los anillos de Rhea
Cassini imagen de color de Ñandú - cráter grande Powehiwehi (centro derecho) - chasmata estiramiento verticalmente arriba (página cráter Wakonda, cerca del terminator) - Onokoro Catenae (abajo izquierdo).
Imagen del hemisferio wispy, mostrando acantilados de hielo - Powehiwehi (centro superior); chasmata estiramiento de la parte superior izquierda a la derecha - Onokoro Catenae (abajo derecho).
Vista del hemisferio líder de Rhea con el cráter Inktomi y su prominente sistema de rayos justo debajo del centro; cuenca de impacto Tirawa está en la parte superior izquierda
Vistas al color mejorado de Rhea tomadas por Cassini el 9 de febrero de 2015
El horizonte de Rhea fue visto el 10 de febrero de 2015.
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