Rhea (měsíc) - Rhea (moon)

Nesmí být zaměňována s pojmenovaným asteroidem 577 Rhea.
Rhea
PIA07763 Rhea full globe5.jpg
Cassini mozaika Rhea
Objev
ObjevilG. D. Cassini[1]
Datum objevu23. prosince 1672[1]
Označení
Označení
Saturn V
Výslovnost/ˈriːə/[2]
Pojmenoval podle
Ῥέᾱ Rhea
Přídavná jménaRhean /ˈriːən/[3]
Orbitální charakteristiky  [4]
527108 km
Excentricita0.0012583
4.518212 d
8,48 km / s[A]
Sklon0,345 ° (na Saturnův rovník)
Satelitní zSaturn
Fyzikální vlastnosti
Rozměry1532,4 × 1525,6 × 1524,4 km[5]
Střední poloměr
763.8±1,0 km [5]
7337000 km2
Hmotnost(2.306518±0.000353)×1021 kg [6] (~3.9×10−4 Země)
Znamenat hustota
1.236±0,005 g / cm3 [5]
0.264 m / s²
0.3911±0.0045[7] (rozptýlené / nejasné[8])
0,635 km / s
4.518212 d
(synchronní )
nula
Albedo0.949±0.003 (geometrický ) [9]
Povrch tepl.minznamenatmax
Kelvin53 K. 99 K.
10 [10]

Rhea (/ˈriːə/) je druhý největší měsíc Saturnu a devátý největší měsíc v Sluneční Soustava. Je to druhé nejmenší těleso v Sluneční Soustava u nichž přesná měření potvrdila tvar shodný s hydrostatická rovnováha, po trpasličí planeta Ceres.[11][12] To bylo objeveno v roce 1672 Giovanni Domenico Cassini.

Objev

Giovanni Domenico Cassini, objevitel Rhea v roce 1672

Rhea byla objevena Giovanni Domenico Cassini dne 23. prosince 1672.[1] Byl to druhý Saturnův měsíc, který objevila Cassini, a třetí měsíc objevil kolem Saturna celkově.[1]

název

Rhea je pojmenována po Titan Rhea z řecká mytologie, "matka bohů" a manželka Kronos, Řecký protějšek boha Saturn. Je také určen Saturn V (poté, co byl pátým hlavním měsícem vycházejícím z planety Mimas, Enceladus, Tethys, a Dione ).[13][14]

Cassini pojmenoval čtyři měsíce, které objevil (Tethys, Dione, Rhea a Iapetus ) Sidera Lodoicea (hvězdy Louis) na počest krále Louis XIV.[1] Astronomové si zvykli na ně odkazovat a Titan tak jako Saturn I. přes Saturn V.[1] Jakmile byli Mimas a Enceladus objeveni, v roce 1789 bylo schéma číslování rozšířeno na Saturn VIIa pak na Saturn VIII s objevem Hyperion v roce 1848.[14]

Rhea byla pojmenována až v roce 1847, kdy John Herschel (syn William Herschel, objevitel planety Uran a dva další měsíce Saturnu, Mimas a Enceladus ) navrhl v Výsledky astronomických pozorování provedených na mysu Dobré naděje aby byla použita jména Titánů, sester a bratrů Kronosových (Saturn, v římské mytologii).[15][1]

Fyzikální vlastnosti

Velikost, hmotnost a vnitřní struktura

Porovnání velikosti Země (vpravo), Měsíc (vlevo nahoře) a Rhea (vlevo dole)

Rhea je ledové tělo s hustotou asi 1,236 g / cm3. Tak nízko hustota naznačuje, že je vyroben z ~ 25% horniny (hustota ~ 3,25 g / cm3) a ~ 75% vodního ledu (hustota ~ 0,93 g / cm3). Ačkoli je Rhea devátým největším měsícem, je to pouze desátý nejmohutnější měsíc.[b]

Před Cassini-Huygens mise, předpokládalo se, že Rhea měla kamenité jádro.[16] Měření provedená během blízkého průletu u Cassini orbiter v roce 2005 to zpochybnil. V článku publikovaném v roce 2007 se tvrdilo, že axiální bezrozměrný moment setrvačnosti koeficient byl 0,4.[C][17] Taková hodnota naznačovala, že Rhea měla téměř homogenní vnitřek (s určitou kompresí ledu ve středu), zatímco existence skalního jádra by znamenala moment setrvačnosti asi 0,34.[16] Ve stejném roce tvrdila jiná práce, že moment setrvačnosti byl asi 0,37.[d] Rhea, která je buď částečně, nebo úplně diferencovaná, by byla v souladu s pozorováním Cassini sonda.[18] O rok později ještě další práce tvrdila, že Měsíc nemusí být v hydrostatické rovnováze, což znamená, že moment setrvačnosti nelze určit pouze z údajů o gravitaci.[19] V roce 2008 se autor prvního příspěvku pokusil sladit tyto tři rozdílné výsledky. Došel k závěru, že v systému dochází k systematické chybě Cassini data použitá při analýze rádiovým Dopplerem, ale poté, co omezil analýzu na podmnožinu dat získaných nejblíže Měsíci, dospěl ke svému starému výsledku, že Rhea byla v hydrostatické rovnováze a měla momentovou setrvačnost asi 0,4, což znovu naznačuje homogenní vnitřek .[8]

The trojosý tvar Rhea odpovídá homogennímu tělu v hydrostatická rovnováha rotující úhlovou rychlostí Rhea.[20] Modely naznačují, že Rhea by mohla být schopna udržet vnitřní oceán kapalina-voda ohřevem o radioaktivní rozpad.[21]

Vylepšená barevná mapa (28 MB), přední polokoule vpravo.
Vylepšené barevné mapy
severní a jižní polokoule
Vylepšené barevné mapy
koncové a přední hemisféry

Vlastnosti povrchu

Hlavní článek: Seznam geologických prvků na Rhea

Vlastnosti Rhea se podobají těm z Dione, s rozdílnou přední a zadní hemisférou, což naznačuje podobné složení a historii. Teplota na Rhea je 99 K (-174 ° C) na přímém slunečním světle a mezi 73 K (-200 ° C) a 53 K (-220 ° C) ve stínu.

Povrchové prvky na Rhea dobře definované díky osvětlení.

Rhea má docela typické kráter povrch,[22] s výjimkou několika velkých chasmat nebo zlomenin typu Dione (řídký terén ) na koncové hemisféře (strana odvrácená od směru pohybu po oběžné dráze Rhea)[23] a velmi slabá „linie“ materiálu na Rheiném rovníku, která mohla být uložena materiálem deorbitujícím se z jeho prstenců.[24] Rhea má na své protikoronské polokouli (odvrácené od Saturnu) dvě velmi velké povodí, jejichž průměr je asi 400 a 500 km.[23] Ti severnější a méně degradovaní z těch dvou volali Tirawa, je zhruba srovnatelná s povodí Odysseus Tethys.[22] K dispozici je nárazový kráter o průměru 48 km při 112 ° W, který je prominentní kvůli rozšířenému systému jasných paprsky.[23] Tento kráter, tzv Inktomi, je přezdíván „Splat“ a může být jedním z nejmladších kráterů na vnitřních měsících Saturnu.[23] Nebyly objeveny žádné důkazy o žádné endogenní aktivitě.[23]

Detailní zobrazení dvou kráterů na povrchu Rhea pořízených v roce 2013 uživatelem Kosmická loď Cassini.

Jeho povrch lze rozdělit do dvou geologicky odlišných oblastí na základě kráter hustota; první oblast obsahuje krátery o průměru větším než 40 km, zatímco druhá oblast má v částech polární a rovníkové oblasti pouze krátery pod touto velikostí. To naznačuje, že k významné události zabrousení došlo nějakou dobu během jejího formování. Přední polokoule je silně kráterovaná a rovnoměrně jasná. Syn Callisto, krátery postrádají prvky vysokého reliéfu, které jsou vidět na Měsíc a Rtuť. Předpokládalo se, že tyto kráterové pláně jsou v průměru až čtyři miliardy let staré.[25] Na zadní polokouli je síť jasných řádků na tmavém pozadí a několik viditelných kráterů. Předpokládalo se, že tyto světlé oblasti mohou být materiálem vymrštěným z ledu sopky na začátku historie Rhea, když byl její interiér ještě tekutý. Pozorování Dione, která má ještě tmavší zadní polokouli a podobné, ale výraznější světlé pruhy, ukazují, že pruhy jsou ve skutečnosti ledové útesy vyplývající z rozsáhlého štěpení povrchu měsíce.[Citace je zapotřebí ] Rozsáhlé tmavé oblasti jsou považovány za deponované tholiny, které jsou kombinací komplexu organické sloučeniny generované na ledě uživatelem pyrolýza a radiolýza jednoduchých sloučenin obsahujících uhlík, dusík a vodík.[26]

Vzdálený průlet kolem 17. Ledna 2006 Cassini kosmická loď poskytla snímky chmurné polokoule při lepším rozlišení a menším úhlu Slunce než předchozí pozorování. Snímky z tohoto a následných průletů ukázaly, že pruhy Rhea jsou ve skutečnosti tektonicky vytvořené ledové útesy (chasmata) podobné těm z Dione.

Formace

Předpokládá se, že měsíce Saturnu vznikly skrz spolurozhodování, podobný proces, o kterém se předpokládá, že vytvořil planety ve sluneční soustavě. Když se mladé obří planety formovaly, byly obklopeny disky materiálu, které se postupně splynuly v měsíce. Navrhovaný model pro formování Titan může také vrhnout nové světlo na původ Rhea a Iapetus. V tomto modelu byl Titan vytvořen v sérii obrovské dopady mezi již existujícími měsíci a Rheou a Iapetem se předpokládá, že se vytvořili z části trosek těchto srážek.[27]

Atmosféra

27. listopadu 2010 NASA oznámil objev jemné atmosféry - an exosféra. Skládá se z kyslíku a oxidu uhličitého v podílu zhruba 5 až 2. Povrchová hustota exosféry je od 105 do 106 molekuly v kubickém centimetru v závislosti na místní teplotě. Hlavním zdrojem kyslíku je radiolýza vodního ledu na povrchu ionty dodávanými z magnetosféra Saturnu. Zdroj oxidu uhličitého je méně jasný, ale může souviset s oxidace organických látek přítomných v ledu nebo odplyňování vnitřku měsíce.[28][29]

Možný systém zvonění

Hlavní článek: Prsteny Rhea

6. března 2008 NASA oznámila, že Rhea může mít jemný kruhový systém. To by znamenalo první objev prstenců kolem měsíce. Existence prstenů byla odvozena pozorovanými změnami v toku elektronů zachycených Saturnovým magnetickým polem jako Cassini prošel kolem Rhea.[30][31][32] Prach a nečistoty se mohly rozšířit až k Rhea Hill koule, ale byly považovány za hustší blíže k měsíci, se třemi úzkými prstenci o vyšší hustotě. Pouzdro na prsten bylo posíleno následným zjištěním přítomnosti sady malých ultrafialově jasných skvrn distribuovaných podél Rheiného rovníku (interpretováno jako body nárazu materiálu desorbujícího prsten).[33] Kdy však Cassini Provedli cílená pozorování domnělé roviny prstence z několika úhlů, nebyl nalezen žádný důkaz materiálu prstence, což naznačuje, že je nutné další vysvětlení dřívějších pozorování.[34][35]

Průzkum

První snímky Rhea byly získány Voyager 1 a 2 kosmická loď v letech 1980–1981.

Vedle bylo pět blízkých cílených průletů Cassini orbiter: 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 průlet 11. ledna 2011[36] a poslední průlet na 992 km 9. března 2013.[37] Rhea byl také mnohokrát zobrazen orbiterem z dlouhé na střední vzdálenost.

Galerie

  • Umělecký dojem z Rheiných prstenů

  • Cassini barevný obrázek Rhea - velký kráter Powehiwehi (pravý střed) - chasmata protáhnout se svisle nad (kolem kráteru Wakonda, poblíž terminátor ) - Onokoro Catenae (vlevo dole).

  • Obrázek chmurné polokoule, ukazující ledové útesy - Powehiwehi (uprostřed nahoře); chasmata úsek od levého horního k pravému středu - Onokoro Catenae (vpravo dole).

  • Pohled na přední polokouli Rhea s kráterem Inktomi a jeho prominentní paprskový systém těsně pod středem; nárazové umyvadlo Tirawa je vlevo nahoře

  • Vylepšené barevné pohledy na Rhea pořízené uživatelem Cassini dne 9. února 2015

  • Pohled společnosti Rhea na 10. února 2015.

Viz také

Poznámky

  1. ^ Vypočteno na základě dalších parametrů.
  2. ^ Měsíce masivnější než Rhea jsou: Měsíc, čtyři Galileovy měsíce, Titan, Triton, Titania a Oberon. Oberon, druhý největší měsíc Uranu, má poloměr, který je ~ 0,4% menší než Rhea, ale hustota je o ~ 26% větší. Vidět JPLSSD.
  3. ^ Přesněji 0,3911 ± 0,0045 kg · m².[17]
  4. ^ Přesněji 0,3721 ± 0,0036 kg · m².[18]

Reference

  1. ^ A b C d E F G Rhea: Saturnův špinavý měsíc sněhové koule
  2. ^ "Rhea". Lexico Britský slovník. Oxford University Press.
  3. ^ Moore a kol. (1984) "Geomorfologie Rhea", Sborník patnácté lunární a planetární vědy, Část 2, s. C-791 – C-794
  4. ^ Ephemeris služba přírodních satelitů Centrum menších planet
  5. ^ A b C Roatsch, T .; Jaumann, R .; Stephan, K .; Thomas, P. C. (2009). "Kartografické mapování ledových satelitů pomocí dat ISS a VIMS". Saturn z Cassini-Huygens. 763–781. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_24. ISBN  978-1-4020-9216-9.
  6. ^ Jacobson, R. A .; Antreasian, P. G .; Bordi, J. J .; Criddle, K. E .; Ionasescu, R .; Jones, J. B .; Mackenzie, R. A .; Meek, M. C .; Parcher, D .; Pelletier, F. J .; Owen Jr., W. M .; Roth, D. C .; Roundhill, I. M .; Stauch, J. R. (prosinec 2006). „Gravitační pole saturnského systému ze satelitních pozorování a údajů ze sledování kosmických lodí“. Astronomický deník. 132 (6): 2520–2526. Bibcode:2006AJ .... 132,2520J. doi:10.1086/508812.
  7. ^ Anderson, J. D .; Schubert, G. (2007). „Saturnův satelit Rhea je homogenní směs skály a ledu“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 34 (2): L02202. Bibcode:2007GeoRL..34.2202A. doi:10.1029 / 2006 GL028100.
  8. ^ A b Anderson, John D. (červenec 2008). Gravitační pole a vnitřní struktura Rhea. 37. vědecké shromáždění COSPAR. Koná se 13. – 20. Července 2008 v kanadském Montréalu. p. 89. Bibcode:2008cosp ... 37 ... 89A.
  9. ^ Verbiscer, A .; Francouzština, R .; Showalter, M .; Helfenstein, P. (9. února 2007). „Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act“. Věda. 315 (5813): 815. Bibcode:2007Sci ... 315..815V. doi:10.1126 / science.1134681. PMID  17289992. (podpůrný online materiál, tabulka S1)
  10. ^ Observatorio ARVAL (15. dubna 2007). „Klasické satelity sluneční soustavy“. Observatoř ARVAL. Citováno 2011-12-17.
  11. ^ [1]
  12. ^ Emily Lakdawalla (12. listopadu 2015). „DPS 2015: First reconnaissance of Ceres by Dawn“. Planetární společnost. Citováno 21. února 2018.
  13. ^ „V hloubce | Rhea“. Průzkum sluneční soustavy NASA. Věda NASA. 19. prosince 2019. Citováno 7. ledna 2020.
  14. ^ A b "Jména planet a satelitů a objevitelé". Místopisný člen planetární nomenklatury. USGS astrogeologie. 21. července 2006. Citováno 7. ledna 2020.
  15. ^ Jak uvádí William Lassell, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, sv. 8, č. 3, s. 42–43 (14. ledna 1848)
  16. ^ A b Anderson, J. D .; Rappaport, N. J .; Giampieri, G .; et al. (2003). "Gravitační pole a vnitřní struktura Rhea". Fyzika Země a planetární interiéry. 136 (3–4): 201–213. Bibcode:2003PEPI..136..201A. CiteSeerX  10.1.1.7.5250. doi:10.1016 / S0031-9201 (03) 00035-9.
  17. ^ A b Anderson, J. D .; Schubert, J. (2007). „Saturnův satelit Rhea je homogenní směs skály a ledu“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 34 (2): L02202. Bibcode:2007GeoRL..3402202A. doi:10.1029 / 2006 GL028100.
  18. ^ A b Iess, L .; Rappaport, N .; Tortora, P .; Lunine, J .; Armstrong, J .; Asmar, S .; Somenzi, L .; Zingoni, F. (2007). "Gravitační pole a vnitřek Rhea z analýzy dat Cassini". Icarus. 190 (2): 585. Bibcode:2007Icar..190..585I. doi:10.1016 / j.icarus.2007.03.027.
  19. ^ MacKenzie, R. A .; Iess, L .; Tortora, P .; Rappaport, N. J. (2008). "Nehydrostatický Rhea". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 35 (5): L05204. Bibcode:2008GeoRL..3505204M. doi:10.1029 / 2007 GL032898.
  20. ^ Thomas, P. C .; Burns, J. A .; Helfenstein, P .; Squyres, S .; Veverka, J .; Porco, C .; Turtle, E. P .; McEwen, A .; Denk, T .; Giesef, B .; Roatschf, T .; Johnsong, T. V .; Jacobsong, R. A. (říjen 2007). „Tvary saturnských ledových satelitů a jejich význam“ (PDF). Icarus. 190 (2): 573–584. Bibcode:2007Icar..190..573T. doi:10.1016 / j.icarus.2007.03.012. Citováno 15. prosince 2011.
  21. ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (listopad 2006). „Podpovrchové oceány a hluboké interiéry středních vnějších planetových satelitů a velkých transneptunických objektů“. Icarus. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016 / j.icarus.2006.06.005.
  22. ^ A b Moore, Jeffrey M .; Schenk, Paul M .; Bruesch, Lindsey S .; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (říjen 2004). „Funkce velkého dopadu na ledové satelity střední velikosti“ (PDF). Icarus. 171 (2): 421–443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.009.
  23. ^ A b C d E Wagner, R.J .; Neukum, G .; et al. (2008). „Geologie Saturnova satelitu Rhea na základě snímků s vysokým rozlišením z cíleného průletu 049 30. srpna 2007“. Měsíční a planetární věda. XXXIX (1391): 1930. Bibcode:2008LPI ... 39.1930W.
  24. ^ Schenk, Paul M .; McKinnon, W. B. (2009). "Globální barevné variace na Saturnových ledových satelitech a nové důkazy pro Rhein prsten". Americká astronomická společnost. 41: 3.03. Bibcode:2009DPS .... 41.0303S.
  25. ^ "Rhea - Přehled | Planety - Průzkum sluneční soustavy NASA". Průzkum sluneční soustavy NASA. Citováno 2017-09-21.
  26. ^ Spektroskopická studie povrchů velkých saturnských satelitů: led H2O, tholiny a vedlejší složky (PDF). Dale P. Cruikshank, Tobias. Owen, Cristina Dalle Ore, Thomas R. Geballe, Ted L. Roush, Catherine de Bergh, Scott A. Sandford, Francois Poulet, Gretchen K. Benedix, Joshua P. Emery. Icarus, 175, strany: 268–283, 2. března 2005.
  27. ^ „Obrovský scénář dopadu může vysvětlit neobvyklé měsíce Saturnu“. Prostor denně. 2012. Citováno 2012-10-19.
  28. ^ „Cassini najde v Rhea éterickou atmosféru“. NASA. Citováno 27. listopadu 2010.
  29. ^ Teolis, B. D .; Jones, G. H .; Miles, P. F .; Tokar, R. L .; Magee, B. A .; Waite, J. H .; Roussos, E .; Young, D. T .; Crary, F. J .; Coates, A. J .; Johnson, R.E .; Tseng, W. - L .; Baragiola, R. A. (2010). „Cassini najde atmosféru kyslíku a oxidu uhličitého na Saturnově ledovém měsíci Rhea“. Věda. 330 (6012): 1813–1815. Bibcode:2010Sci ... 330.1813T. doi:10.1126 / science.1198366. PMID  21109635.
  30. ^ Saturnův Měsíc Rhea také může mít prsteny, NASA, 3. června 2006
  31. ^ Jones, G. H .; et al. (2008-03-07). „Prašná svatozář největšího ledového měsíce Saturna, Rhea“. Věda. 319 (5868): 1380–1384. Bibcode:2008Sci ... 319.1380J. doi:10.1126 / science.1151524. PMID  18323452.
  32. ^ Lakdawalla, E. (06.03.2008). „Prstencový měsíc Saturnu? Cassini Objeví možné prsteny u Rhea ". Webové stránky Planetary Society. Planetární společnost. Archivovány od originál dne 10.03.2008. Citováno 2008-03-09. Externí odkaz v | práce = (Pomoc)
  33. ^ Lakdawalla, E. (5. října 2009). „Další možný důkaz pro prsten Rhea“. Blog Planetární společnosti. Planetární společnost. Citováno 2009-10-06. Externí odkaz v | práce = (Pomoc)
  34. ^ Matthew S. Tiscareno; Joseph A. Burns; Jeffrey N. Cuzzi; Matthew M. Hedman (2010). "Vyhledávání pomocí Cassini vylučuje prstence kolem Rhea". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 37 (14): L14205. arXiv:1008.1764. Bibcode:2010GeoRL..3714205T. doi:10.1029 / 2010GL043663.
  35. ^ Kerr, Richard A. (2010-06-25). „Měsíční prsteny, které nikdy nebyly“. ScienceNow. Archivovány od originál dne 01.07.2010. Citováno 2010-08-05.
  36. ^ Cook, Jia-Rui C. (13. ledna 2011). „Mise Cassini Solstice: Cassini Rocks Rhea Rendezvous“. saturn.jpl.nasa.gov. NASA / JPL. Citováno 11. prosince 2011.
  37. ^ „Řemeslo NASA pořizuje poslední detailní fotografie ledového měsíce Saturn“. saturn.jpl.nasa.gov. NASA / JPL. Citováno 17. března 2013.

externí odkazy