Rhea – de vuile sneeuwbalmaan van Saturnus

Rhea - maan van Saturnus
De Saturnusmaan Rhea, opname gemaakt door de Cassini-sonde.

Rhea is de op een na grootste maan van Saturnus. De maan is als een vuile sneeuwbal van ijs en gesteente. Het is de enige maan met een atmosfeer van zuurstof. Die atmosfeer is heel ijl maar hij is er wel. Rhea is een van de meest bekraterde manen in het zonnestelsel.

Ontdekking en naamgeving

Rhea is een van de vier manen die door de Italiaanse astronoom Giovanni Cassini zijn ontdekt. Hij ontdekte de maan op 23 december 1672. Het was de tweede maan die hij waarnam en de derde die in een baan om de planeet werd gevonden. Rhea heeft een doorsnede van 1528 kilometer en het is de op een na grootste maan van Saturnus. Rhea is echter minder dan 1/3de van de grootte van Titan, de grootste maan van Saturnus.

Cassini noemde de vier manen die hij ontdekte de Sidera Lodoicea – de sterren van Louis – naar koning Lodewijk IV. De maan werd eerst vernoemd als Saturnus V, deze naamgeving is gebaseerd op de afstand tot de planeet. Het duurde tot 1847 toen de Britse astronoom John Herschel (zoon van William Herschel) voorstelde om de manen van Saturnus te vernoemen naar de Titanen, de broers en zussen van de Griekse god Cronus (Saturnus voor de Romeinen).

Rhea was de dochter van Uranus en Gaea en de vrouw van Cronus. Ze was bekend als de moeder van de goden en ze baarde verschillende van de Olympische goden en godinnen waaronder Zeus en Hera. Ze was ook de moeder van Hestia, Hades, Demeter en Poseidon.

De structuren op Rhea zijn allemaal vernoemd naar personages uit verschillende mythes.

Aan het oppervlak

Rhea is een ijsachtig object met een dichtheid van 1,233 * de dichtheid van water en dat impliceert dat de maan voor ongeveer driekwart uit ijs bestaat en een kwart uit gesteente. Het oppervlak heeft een heel hoog albedo en dat wijst ook op de aanwezigheid van veel ijs. Toen de Cassini-Huygens ruimtesonde van de NASA de maan onderzocht wezen metingen erop dat de maan geen ijsachtige kern heeft. In plaats daarvan lijkt de maan meer op een bevroren vuile sneeuwbal die is samengesteld uit een mengsel van ijs en gesteente.

De temperaturen op Rhea variëren van -174 °Celsius tot -220 °Celsius. Bij deze koude temperaturen gedraagt het ijs zich als gesteente.

Rhea is een van de meest bekraterde objecten in ons zonnestelsel. De gebieden zijn ingedeeld naar de hoeveelheid kraters. Het zwaar bekraterde, heldere terrein bevat inslagkraters groter dan 40 kilometer terwijl het minder bekraterde terrein in de buurt van de polen en de evenaar kleinere kraters bevat.

Rhea heeft veel meer kraters dan de andere twee ijsmanen Dione en Tethys. De maan draait ook verder weg van Saturnus. De gemiddelde afstand van Rhea tot Saturnus bedraagt ongeveer 527.040 kilometer. De aantrekkingskracht van Saturnus heeft dus veel minder invloed op Rhea. Dione en Tethys hebben gladde vlaktes die vermoedelijk zijn ontstaan doordat interne warmte die door het trekken en kneden van Saturnus wordt opgewekt, zorgt voor het lokaal smelten van het ijs en er voor zorgt dat kraters in het ijs verdwijnen. Een andere verklaring is dat de verre maan gewoonweg meer inslagen te verduren heeft gehad.

Op Rhea komen ook onregelmatige lijnen voor die tientallen tot honderden kilometers over de maan lopen. De Cassini toonde aan dat die onregelmatige lijnen breuken in het oppervlak zijn die hebben geresulteerd in kloven waarvan er sommigen honderden meters hoge wanden hebben. Als donker materiaal van die wanden valt wordt er helder ijs zichtbaar. Op Dione en Tethys komen ook dergelijke lijnen voor.

Grootte, massa en baan

Rhea heeft een gemiddelde straal van 763,8 ± 1,0 kilometer en een massa van 2,3065 * 1021 kilogram. Dat komt over een met 0,1199 * de grootte van de Aarde en ± 0,00039 * de massa van de Aarde. De gemiddelde afstand tot Saturnus bedraagt 527.108 kilometer. De baan is met een excentriciteit van 0,001 nagenoeg cirkelvormig.

De baansnelheid bedraagt 30.541 kilometer/uur en met die snelheid heeft Rhea ± 4,158 dagen nodig voor een baan om Saturnus. Net zoals veel andere manen van Saturnus is de omlooptijd gelijk aan de rotatietijd van de maan. Dit noemen we een gebonden rotatie en betekent dat de maan altijd met dezelfde zijde naar de planeet toe is gericht. Onze Maan doet dat overigens ook.

Samenstelling en oppervlaktekenmerken

De gemiddelde dichtheid van Rhea bedraagt 1,236 g/cm3. Men schat dat Rhea voor 75% uit waterijs bestaat (met een gemiddelde dichtheid van ± 0,93 g/cm3) en voor 25% uit silicaathoudend gesteente (met een dichtheid van ongeveer 3,25 g/cm3). Deze lage dichtheid betekent dat Rhea, in grootte de negende maan in het zonnestelsel, in massa de tiende maan is.

Eerder werd aangenomen dat het binnenste van Rhea was gedifferentieerd in een kern van gesteente en een mantel bestaande uit ijs. Echter meer recente metingen duidden erop dat dit slechts gedeeltelijk heeft plaatsgevonden of dat er sprake is van een homogeen binnenste waarbij gesteente en ijs met elkaar zijn vermengd (zoals we dat ook kennen van de Jupitermaan Callisto).

Modellen van het binnenste van Rhea suggereren ook dat er een ondergrondse oceaan van vloeibaar water zou kunnen bestaan, vergelijkbaar met de manen Enceladus en Tethys. Deze oceaan van vloeibaar water zou, als die bestaat, zich dan bevinden op de grens van de kern en de mantel en zou in stand gehouden door de warmte die vrijkomt bij het verval van radioactieve elementen in de kern van de maan.

Het oppervlak van Rhea doet denken aan dat van Dione met verschillen tussen het naar de planeet toe gerichte halfrond en het van de planeet af gerichte halfrond. He lijkt erop dat beide manen op dezelfde manier zijn ontstaan en eenzelfde samenstelling hebben. Afbeeldingen van het oppervlak laten twee soorten terrein zien: zwaar bekraterde en heldere gebieden met kraters groter dan 20 kilometer in doornsnede en de pool- en evenaarsgebieden waar de kraters aanmerkelijk kleiner zijn.

Een ander verschil tussen de voorkant en de achterkant van Rhea is het grote kleurverschil. Het naar Saturnus toe gerichte halfrond is zwaar bekraterd en uniform helder van kleur terwijl het van Saturnus af gerichte halfrond een netwerk van heldere stroken op een donkere achtergrond laat zien. Mogelijk dat deze heldere gebieden zijn ontstaan uit materiaal dat als gevolg van cryovulkanisme in de vroege geschiedenis van Rhea, toen het binnenste van de maan nog vloeibaar was, naar buiten is gestoten

Echter vergelijkbare waarnemingen van Dione trekken deze theorie in twijfel. Men neemt nu aan dat het gaat om ijskliffen die zijn ontstaan als gevolg van tektonische werking van het oppervlak. Rhea heeft ook een dunne zwakke lijn van materie om zijn evenaar die mogelijk is ontstaan uit materiaal afkomstig uit de ringen van Saturnus.

Rhea heeft twee grote inslag bassins die zich beide op de van Saturnus afgekeerde zijde bevinden. Ze zijn bekend als het Tirawa en het Mamaldi bassin. Ze hebben een doorsnede van 360 respectievelijk 500 kilometer. Het Mamaldi bassin wordt deels overlapt door het Tirawa bassin. Het Tirawa bassin is vergelijkbaar met de Odysseus krater op Tethys die zorgt voor het Death Star-uiterlijk van de maan.

Atmosfeer

Rhea heeft een hele ijle atmosfeer (exosfeer) die bestaat uit zuurstof en koolstofdioxide in de verhouding 5:2. Aan het oppervlak bedraagt de dichtheid van de exosfeer ongeveer 105 tot 106 moleculen per cm3, afhankelijk van de temperatuur ter plekke. De oppervlaktetemperatuur op Rhea bedraagt gemiddeld 99 Kelvin (-174 °C) in direct zonlicht en tussen de 73 Kelvin (-200 °C) en 53 Kelvin (-220 °C) als er geen direct zonlicht is.

Het zuurstof in de atmosfeer is afkomstig door de interactie tussen waterijs aan het oppervlak en ionen die afkomstig zijn uit de magnetosfeer van Saturnus. Dit proces wordt radiolyse genoemd. Deze ionen zorg er voor dat het waterijs wordt afgebroken in zuurstof gas (O2) en elementair waterstof (H). Omdat zuurstof zwaarder is blijft het hangen in de atmosfeer en het lichtere waterstof verdwijnt in de ruimte. Waar de koolstofdioxide vandaan komt is niet helemaal duidelijk. Die kan het resultaat zijn van organische componenten in het ijs aan de oppervlakte die worden geoxideerd of het is afkomstig uit het binnenste van de maan.

Rhea heeft mogelijk ook een heel ijl ringenstelsel. Dit ringenstelsel werd afgeleid uit veranderingen en de elektronenstroom die gevangen zijn in het magneetveld van Saturnus. Het bestaan van dit ringensysteem werd tijdelijk ondersteund door de ontdekking van een serie vlekken verdeeld over de evenaar van Rhea die in het ultraviolet erg helder zijn en waarvan men aannam dat het inslagplaatsen waren van materiaal uit de ringen.

Nieuwe waarnemingen van de Cassini-sonde trekken dit echter in twijfel. Na het fotograferen van de maan bij verschillende hoeken werd er geen bewijs gevonden voor de aanwezigheid van ringen. Er zou dus een andere bron moeten zijn voor de waargenomen elektronenstroom en de heldere ultraviolette vlekken op Rhea. Als een dergelijk ringensysteem zou bestaan dat zou het voor het eerst zijn dat we zoiets waarnemen bij een maan. De ringen zijn echter nooit met behulp van optische waarnemingen bevestigd dus astronomen nemen aan dat ze niet bestaan en dat er een andere verklaring gezocht moet worden voor de bron van de elektronenstroom.

Verkenning

Voyager 1 en Voyager 2 waren in 1980 en 1981 de eerste verkenners die een bezoek brachten aan Rhea. Het duurde tot 2005 voor de Cassini nieuwe waarnemingen deed aan van Rhea. De Cassini-sonde heeft in totaal vijf scheervluchten gemaakt langs Rhea en er zijn talloze foto’s van grotere afstand gemaakt.

Er staan geen missies naar Saturnus en zijn manen in de planning maar mocht het er nog ooit van komen dan zijn bezoeken aan Rhea en zijn zustermaan Dione zeker de moeite waard.

Rhea in cijfers

Rhea in cijfers
Ontdekt doorGiovanni Cassini
Datum ontdekking23 december 1672
Gemiddelde afstand tot Saturnus527.068 km
Periapsis (dichtste nadering tot Saturnus)526.541 km
Apoapsis (grootste afstand tot Saturnus)527.595 km
Jaar4,518 Aardse dagen
Omtrek baan3.311.665,09 km
Gemiddelde baansnelheid30.541,4 km/u
Baan excentriciteit0,001
Equatoriale inclinatie t.o.v. de baan0,333°
Gemiddelde straal764,3 km
Omtrek aan de evenaar4.802,2 km
Volume1.870.166.133 km3
Massa2.307.089.151.289.080.000.000 kg
Dichtheid1,233 g/cm3
Oppervlakte7.340.701,82 km2
Zwaartekracht aan de oppervlakte0,264 m/s2
Ontsnappingssnelheid2.285 km/u

Eerste publicatie: 18 november 2015
Volledige revisie: 30 september 2018

Bron: UniverseToday, space.com