De ijzige maan Rhea van Saturnus in haar volle, met kraters bedekte glorie.

Rhea werd op 23 december 1672 ontdekt door Giovanni Domenico Cassini. Het was de tweede maan van Saturnus die Cassini ontdekte, en de derde maan die in het algemeen rond Saturnus werd ontdekt.

Rhea is qua groter de 9e maan van ons zonnenstelsel.

Naam.

Rhea is vernoemd naar de Titan Rhea uit de Griekse mythologie, de "moeder van de goden" en echtgenote van Kronos, de Griekse tegenhanger van de god Saturnus. Het wordt ook wel Saturnus V genoemd de vijfde grote maan die vanaf de planeet naar buiten gaat, na Mimas, Enceladus, Tethys en Dione).
Cassini noemde de vier manen die hij ontdekte (Tethys, Dione, Rhea en Iapetus) Sidera Lodoicea (de sterren van Lodewijk) ter ere van koning Lodewijk XIV. Astronomen maakten er een gewoonte van om naar hen en Titan te verwijzen als Saturnus I tot en met Saturnus V. Toen Mimas en Enceladus eenmaal waren ontdekt, in 1789, werd het nummeringsschema uitgebreid naar Saturnus VII en vervolgens naar Saturnus VIII met de ontdekking van Hyperion in 1848.
Rhea kreeg pas in 1847 zijn definitieve naam, door John Herschel (zoon van William Herschel.)

De baan van de maan Deimos om mars.
Saturnusmaan Rhea heeft mogelijk ook ringen (bron NASA: Impressie van een kunstenaar.)

Grootte, massa en interne structuur.

Rhea is een ijzig lichaam met een dichtheid van ongeveer 1.236 g/cm3. Deze lage dichtheid geeft aan dat het is gemaakt van ~ 25% steen (dichtheid ~ 3,25 g/cm3) en ~ 75% waterijs (dichtheid ~ 0,93 g/cm3). Hoewel Rhea de negende grootste maan is, is het slechts de tiende meest massieve maan.

De baan van de maan Deimos om mars.
Grote van Rhea in vergelijking met de aarde en onze maan.

Vóór de Cassini-Huygens-missie werd aangenomen dat Rhea een rotsachtige kern had. Echter, metingen die in 2005 zijn gedaan tijdens een close flyby door de Cassini-orbiter, brengen dit in twijfel. In een artikel gepubliceerd in 2007 werd beweerd dat de axiale dimensieloze traagheidsmomentcoëfficiënt 0,4 was. Een dergelijke waarde gaf aan dat Rhea een bijna homogeen samenstelling had (met enige compressie van ijs in de kern), terwijl het bestaan van een rotsachtige kern zou een traagheidsmoment van ongeveer 0,34 impliceren. In hetzelfde jaar beweerde een ander artikel dat het traagheidsmoment ongeveer 0,37 was. Het feit dat Rhea gedeeltelijk of volledig gedifferentieerd is, zou consistent zijn met de waarnemingen van de Cassini-sonde. Een jaar later beweerde nog een ander artikel dat de maan misschien niet in hydrostatisch evenwicht is, wat betekent dat het traagheidsmoment niet alleen uit de zwaartekrachtgegevens kan worden bepaald. In 2008 probeerde een auteur van het eerste artikel deze drie ongelijksoortige resultaten met elkaar te verzoenen. Hij concludeerde dat er een systematische fout zit in de Cassini-radio Doppler-gegevens die in de analyse zijn gebruikt, maar nadat hij de analyse had beperkt tot een subset van gegevens die het dichtst bij de maan waren verkregen, kwam hij tot zijn oude resultaat dat Rhea in hydrostatisch evenwicht was en de traagheidsmoment van ongeveer 0,4, wat opnieuw een homogeen kern impliceert.
De triaxiale vorm van Rhea komt overeen met een homogeen lichaam in hydrostatisch evenwicht dat roteert met de hoeksnelheid van Rhea. Modellen suggereren dat Rhea in staat zou kunnen zijn om een ​​interne vloeibaar-wateroceaan in stand te houden door middel van verwarming door radioactief verval.

De baan van de maan Deimos om mars.
Close-up van twee kraters op het oppervlak van Rhea, genomen in 2013 door Cassini-sonde.

Oppervlaktekenmerken.

Rhea oppervlak lijken op die van Dione, met ongelijke voor- en achterliggende hemisferen, wat wijst op een vergelijkbare samenstelling en geschiedenis. De temperatuur op Rhea is -174 ° C in direct zonlicht en tussen de -200 ° C en de -220 ° C in de schaduw.
Rhea heeft een vrij typisch oppervlak met veel kraters, met uitzondering van een paar grote Dione-achtige chasmata of breuken (piekerig terrein) op het achterste halfrond (de kant die is afgekeerd van de bewegingsrichting langs de baan van Rhea) en een zeer vage "lijn" van materiaal op de evenaar van Rhea die mogelijk is afgezet door materiaal dat uit zijn ringen is weggelopen. Rhea heeft twee zeer grote inslagbekkens op zijn anti-Cronisch halfrond (afgekeerd van Saturnus), die ongeveer 400 en 500 km breed zijn. De meer noordelijke en minder gedegradeerde van de twee, Tirawa genaamd, is ongeveer vergelijkbaar met het Odysseus-bekken op Tethys. Er is een inslagkrater met een diameter van 48 km op 112 ° W die prominent aanwezig is vanwege een uitgebreid systeem van heldere stralen. Deze krater, Inktomi genaamd, heeft de bijnaam "The Splat", en is misschien wel een van de jongste kraters op de binnenste manen van Saturnus. Er is geen bewijs gevonden voor enige endogene activiteit.

De baan van de maan Deimos om mars.
De verschillende oppervlakten.

Het oppervlak kan worden verdeeld in twee geologisch verschillende gebieden op basis van kraterdichtheid; het eerste gebied bevat kraters die groter zijn dan 40 km in diameter, terwijl het tweede gebied, in delen van de polaire en equatoriale gebieden, alleen kraters heeft die kleiner zijn dan die grootte. Dit suggereert dat er enige tijd tijdens de vorming een grote resurfacing-gebeurtenis heeft plaatsgevonden. Het leidende halfrond is zwaar bekraterd en uniform helder. Net als op Callisto missen de kraters de hoogreliëfkenmerken die op de maan en op Mercurius te zien zijn. Er is een theorie dat deze kratervlaktes gemiddeld tot vier miljard jaar oud zijn. Op het achterliggende halfrond is er een netwerk van heldere banen op een donkere achtergrond en weinig zichtbare kraters. Er werd gedacht dat deze heldere gebieden mogelijk materiaal waren dat uit ijsvulkanen werd uitgestoten in het begin van de geschiedenis van Rhea, toen het binnenste nog vloeibaar was. Waarnemingen van Dione, die een nog donkerder achterliggend halfrond heeft en soortgelijke, maar meer prominente heldere strepen, laten echter zien dat de strepen in feite ijskliffen zijn die het gevolg zijn van uitgebreide breuken in het oppervlak van de maan. Men denkt dat de uitgebreide donkere gebieden zijn gedeponeerde tholins, een mengsel van complexe organische verbindingen die op het ijs worden gegenereerd door pyrolyse en radiolyse van eenvoudige verbindingen die koolstof, stikstof en waterstof bevatten.
De Cassini-ruimtesonde vloog op 17 januari 2006 vlak langs Rhea en dat leverde beelden op van het piekerige halfrond met een betere resolutie en een lagere zonnehoek dan eerdere waarnemingen. Beelden van deze en volgende flybys toonden aan dat de strepen van Rhea in feite tektonisch gevormde ijskliffen (chasmata) zijn, vergelijkbaar met die van Dione

IJsmaan Rhea.
IJsmaan Rhea.

Vorming.

Men denkt dat de manen van Saturnus zijn gevormd door co-accretie, een soortgelijk proces als dat waarvan wordt aangenomen dat het de planeten in het zonnestelsel heeft gevormd. Toen de jonge reuzenplaneten zich vormden, werden ze omringd door schijven van materiaal die geleidelijk samensmolten tot manen. Een voorgesteld model voor de vorming van Titan kan echter ook een nieuw licht werpen op de oorsprong van Rhea en Iapetus. In dit model werd Titan gevormd in een reeks gigantische inslagen tussen reeds bestaande manen, en men denkt dat Rhea en Iapetus zijn gevormd uit een deel van het puin van deze botsingen .

Atmosfeer.

Op 27 november 2010 kondigde NASA de ontdekking aan van een ijle atmosfeer - een exosfeer. Het bestaat uit zuurstof en koolstofdioxide in een verhouding van ongeveer 5 tot 2. De oppervlaktedichtheid van de exosfeer is van 105 tot 106 moleculen in een kubieke centimeter, afhankelijk van de lokale temperatuur. De belangrijkste bron van zuurstof is radiolyse van waterijs aan het oppervlak door ionen geleverd door de magnetosfeer van Saturnus. De bron van de koolstofdioxide is minder duidelijk, maar het kan te maken hebben met oxidatie van de organische stoffen die aanwezig zijn in ijs of met uitgassen van het binnenste van de maan

Rhea.
Baankarakteristieken.
Natuurkundige kenmerken.
Atmosferische gegevens.