Cráteres superpuestos, grandes cuencas y fracturas atraviesan la superficie de Rea, la segunda mayor luna de Saturno
Rea es la segunda luna más grande de Saturno. Mide unos 1.530 km de diámetro y describe una órbita casi circular entre Dione y Titán. El hielo de agua domina su superficie. En las imágenes de Voyager y Cassini se distinguen grandes cuencas de impacto, cráteres superpuestos y fracturas con paredes de hielo claro.
La escasa profundidad de algunas cuencas sugiere que el hielo se deformó lentamente después de los impactos. Los datos de gravedad y forma admiten varias distribuciones de hielo y roca en el interior. Algunos modelos térmicos permiten una etapa con agua líquida cuya existencia sigue abierta.
Rea en el sistema de Saturno
Rea ocupa el extremo exterior del grupo de cinco lunas heladas medianas de Saturno. Por dentro de su órbita se suceden Mimas, Encélado, Tetis y Dione. La siguiente gran luna, Titán, orbita a más del doble de distancia del planeta. Rea comparte con las cuatro lunas interiores una órbita prograda, en el mismo sentido que la rotación de Saturno y próxima a su plano ecuatorial.
Los periodos orbitales de algunas de estas lunas guardan proporciones que hacen que sus perturbaciones gravitatorias se repitan y puedan acumularse. Son las resonancias orbitales. Encélado completa aproximadamente dos vueltas por cada una de Dione, y Mimas hace lo mismo respecto a Tetis. Rea queda fuera de esas resonancias actuales. Su órbita es casi circular y la intensidad de la marea de Saturno varía poco durante cada vuelta.
La influencia de Encélado alcanza la órbita de Rea a través del anillo E. Parte del hielo expulsado por Encélado alimenta ese anillo, y algunos de sus granos terminan depositándose sobre Rea. La superficie también recibe el bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Saturno. Ambos procesos ayudan a explicar las diferencias de brillo y color entre sus hemisferios.
Características físicas y orbitales de Rea
El diámetro medio de Rea es de unos 1.527 km. Su masa equivale aproximadamente al 3 % de la de nuestra Luna y su densidad media es de unos 1.237 kg/m³. La gravedad en la superficie es cerca del 3 % de la terrestre. Un objeto conservaría allí su masa y pesaría alrededor de una cuarentava parte de lo que pesa en la Tierra.
Rea tiene una forma casi esférica. Sus diámetros principales difieren en pocos kilómetros. A partir del contorno que presenta en las imágenes se puede ajustar un elipsoide, una figura ligeramente alargada o achatada que permite estimar el volumen de la luna.
El semieje mayor de la órbita es de unos 527.200 km, medidos desde el centro de Saturno. La excentricidad, que expresa cuánto se aparta la órbita de un círculo, es de aproximadamente 0,001. El plano orbital está inclinado unos 0,3° respecto al plano de Laplace local, una referencia que en esta región se encuentra muy cerca del ecuador del planeta.
Rea tarda 4,52 días terrestres en completar una órbita. Su rotación es síncrona y dura el mismo tiempo, por lo que mantiene aproximadamente la misma cara hacia Saturno. En los mapas también se distingue el hemisferio de avance, orientado en la dirección en que Rea se desplaza, y el de retroceso, orientado en sentido contrario.
La temperatura superficial varía con la iluminación y la estación. Las zonas soleadas pueden alcanzar unos −175 °C. A partir de la radiación infrarroja registrada por el espectrómetro CIRS de Cassini se estimaron unos −207 °C en el polo norte durante el verano y unos −248 °C en el polo sur durante el invierno. En este último caso, la incertidumbre es del orden de 7 °C.
El análisis térmico indica que el terreno polar se calienta y enfría con relativa rapidez cuando cambia la iluminación. Esta propiedad se denomina baja inercia térmica. Las observaciones son compatibles con una capa muy porosa de alrededor de un metro de profundidad. Esa capa de granos y fragmentos que recubre la superficie se conoce como regolito.
Interior de Rea
Composición y estructura
La densidad media de Rea es compatible con una mezcla de hielo y materiales más densos, como la roca. Si se supone que el interior carece de poros, una estimación sitúa el hielo en torno a dos tercios de la masa. La proporción depende de la composición, la porosidad y la compresión que se atribuyan a los materiales.
El primer análisis de la gravedad, basado en el sobrevuelo de Cassini de 2005, favoreció una mezcla de hielo y roca casi homogénea. El cálculo suponía que Rea se encontraba en equilibrio hidrostático, es decir, que su forma y su distribución de masa se habían ajustado a los efectos de su propia gravedad, la rotación y las mareas de Saturno.
Al combinar los datos de dos sobrevuelos, los investigadores pudieron estimar por separado cómo varía la atracción gravitatoria alrededor de Rea. Las variaciones medidas se apartaban de las esperadas para un cuerpo en ese equilibrio. Esto deja más margen para interpretar la distribución interna de masa. Algunas configuraciones mantienen la roca bastante repartida, mientras que otras permiten que parte de ella se concentre en un núcleo rodeado de hielo. El grado de separación entre ambos materiales sigue abierto.
Evolución térmica
Algunas grandes cuencas de Rea son menos profundas que otras de tamaño similar en Jápeto. El hielo sólido puede deformarse lentamente bajo su propio peso y lo hace con más facilidad a mayor temperatura. Con el tiempo, esa deformación reduce el desnivel entre el fondo y los bordes de la cuenca. El proceso se denomina relajación viscosa.
Las simulaciones indican que un periodo de calentamiento de varios millones de años podría haber suavizado parte del relieve. El resultado depende de la profundidad inicial que se suponga para las cuencas y de la facilidad con la que se deformara el hielo. Por ello, su aspecto actual permite comparar distintas historias térmicas sin asignarles una duración precisa.
Entre las posibles fuentes de calor se encuentran la propia formación de la luna y la desintegración de elementos radiactivos de la roca. Las mareas también pueden generar calor cuando la atracción de Saturno deforma el interior de forma repetida. Ese aporte pudo ser mayor si Rea tuvo una órbita más excéntrica en el pasado. En algunos modelos, el calentamiento llega a fundir parte del hielo y el agua se congela después. La existencia de un océano, pasado o presente, sigue sin confirmarse.
Superficie y morfología de Rea
El relieve de Rea podría parecerse a un mapa dibujado varias veces sobre el mismo papel rugoso. Los impactos más recientes se superponen a depresiones antiguas y algunas fracturas atraviesan unas y otras. Entre las cuencas de bordes desgastados destacan los rayos claros de Inktomi, formados por el material que el impacto dispersó alrededor del cráter. Estas relaciones permiten ordenar parte de la historia de la superficie, incluso cuando la edad de cada estructura sigue siendo incierta.
Terrenos craterizados
Los cráteres más sencillos tienen forma de cuenco. Los mayores pueden presentar elevaciones centrales y paredes escalonadas. Contar cuántos hay de cada tamaño permite comparar terrenos y estudiar las poblaciones de proyectiles. En las regiones con más impactos se puede alcanzar la saturación. Los cráteres nuevos borran parte de los antiguos y el número de estructuras conservadas deja de aumentar en proporción al tiempo.
Para estimar la edad de un terreno en años hay que saber con qué frecuencia recibió impactos y de dónde procedían los proyectiles. Además de cuerpos que orbitaban el Sol, pudieron llegar fragmentos expulsados de las propias lunas. La mezcla de poblaciones y la destrucción de cráteres anteriores dificultan la datación de los terrenos antiguos de Rea.
Los materiales expulsados por otras colisiones pueden rellenar el fondo de un cráter. Los impactos superpuestos y los desplazamientos de sus paredes también cambian su forma. La comparación de profundidades, pendientes y contornos permite evaluar en qué medida el relieve se ha suavizado por deformación del hielo.
Grandes cuencas
Mamaldi es una de las mayores cuencas reconocidas, con unos 480 km de diámetro. Sus bordes degradados y los cráteres superpuestos muestran cuánto se ha modificado desde su formación. Más al norte, Tirawa conserva una depresión extensa, también cubierta de impactos posteriores. Su diámetro se sitúa entre unos 360 y 400 km según la delimitación empleada. Powehiwehi, de unos 270 km, es otra de las grandes cuencas de Rea.
Las cuencas de más de unos 100 km suelen ser menos profundas que las de tamaño comparable en Jápeto, cuya gravedad superficial es parecida. Esa diferencia hace de Rea un caso útil para estudiar cuánto relieve puede perder una superficie helada después de un impacto.
Inktomi y sus depósitos
Inktomi tiene unos 48 km de diámetro y está rodeado por rayos brillantes que se extienden sobre gran parte del hemisferio de avance. Sus bordes y depósitos se conservan mejor que los de las grandes cuencas. Los espectros muestran materiales ricos en hielo de agua en el cráter y sus alrededores, coherentes con la excavación de hielo menos alterado.
Las imágenes detalladas muestran depósitos de material expulsado y campos de cráteres pequeños. Algunos fragmentos volvieron a caer dentro del cráter que los había originado. Sus impactos produjeron los llamados cráteres autosecundarios, formados durante el mismo episodio que excavó Inktomi.
La conservación de los bordes y los rayos indica que Inktomi es más reciente que buena parte del terreno circundante. Para estimar su edad a partir de los cráteres pequeños hay que distinguir los que produjo el propio impacto de los que se acumularon después.
Fracturas y escarpes claros
Las imágenes de Voyager mostraban unas marcas claras y filamentosas que Cassini pudo resolver en conjuntos de fracturas, escarpes y depresiones tectónicas. El brillo de sus paredes es compatible con la exposición de hielo al desprenderse el material superficial oscuro. Los escarpes claros se distinguen especialmente bien en el hemisferio de retroceso.
Avaiki Chasmata es un sistema de fracturas asociadas a la extensión de la corteza. En una falla normal, dos bloques se separan y uno desciende respecto al otro. Varias fallas pueden delimitar una depresión alargada o «graben». Algunos escarpes son menos abruptos de lo esperado para fallas recién formadas en hielo. Una explicación es que la deformación lenta del hielo suavizara su relieve con el tiempo.
Las fracturas que atraviesan cráteres son posteriores a esos impactos. Otras quedaron parcialmente borradas por colisiones posteriores. Estas relaciones sugieren varios episodios de deformación. La expansión del interior al congelarse agua líquida es uno de los mecanismos propuestos para explicar la extensión de la corteza.
Hemisferios y composición
Los espectros de Cassini identifican hielo de agua en toda la superficie y revelan diferencias regionales. Las zonas oscuras suelen presentar señales de absorción más débiles del hielo de agua y una mayor contribución de dióxido de carbono y materiales carbonados. El tamaño de los granos también influye en esas señales y debe tenerse en cuenta al estimar la composición.
El hemisferio de retroceso es, en conjunto, más oscuro y rojizo en los mapas que combinan imágenes ultravioletas, visibles e infrarrojas. La irradiación por partículas de la magnetosfera y la deposición de polvo ayudan a explicar el contraste. En el hemisferio de avance, los granos helados del anillo E pueden contribuir a mantener superficies más claras.
Cerca del ecuador se observa una cadena estrecha de manchas relativamente azuladas en bordes de cráteres antiguos. Su color es compatible con la exposición de hielo más limpio. Una hipótesis atribuye esas manchas a impactos de material que orbitaba Rea, aunque su procedencia sigue abierta.
En el ultravioleta lejano se ha observado una banda de absorción próxima a 184 nm. Al compararla con espectros de laboratorio se propuso el monohidrato de hidracina como posible componente superficial. Otros compuestos también reproducen la banda y la identificación sigue pendiente de confirmación.
Exosfera de Rea
Detección y composición
El 2 de marzo de 2010, el espectrómetro de masas de Cassini detectó oxígeno molecular y dióxido de carbono durante un sobrevuelo de Rea. El gas es tan tenue que sus moléculas apenas chocan entre sí. Una molécula liberada desde el hielo puede recorrer cierta distancia bajo la gravedad de Rea y volver a depositarse en la superficie. Cassini también detectó iones que salían del entorno de la luna, un indicio de que parte del gas se pierde al adquirir carga eléctrica y ser arrastrado por el plasma de Saturno.
La principal explicación propuesta para el oxígeno es la radiólisis del hielo de agua. Las partículas energéticas de la magnetosfera de Saturno rompen moléculas de agua y favorecen la formación de oxígeno molecular. El bombardeo también puede expulsar material de la superficie. El origen del dióxido de carbono se conoce peor. Entre las posibilidades figuran la transformación de materiales ricos en carbono y la liberación de dióxido de carbono que ya estaba atrapado en el hielo.
Los sobrevuelos registraron diferencias en la cantidad de gas y en su distribución. Una explicación propuesta es que las regiones polares retengan parte del gas durante el invierno y lo liberen cuando aumenta la iluminación. El posible papel de este ciclo estacional se ha evaluado comparando modelos con las mediciones de unos pocos sobrevuelos.
La hipótesis de anillos
En el sobrevuelo de 2005, los detectores de Cassini registraron caídas del flujo de electrones energéticos a ambos lados de Rea. En 2008 se propuso que un disco de fragmentos con anillos estrechos o arcos podría absorber parte de esos electrones y producir el patrón observado.
La búsqueda posterior con las cámaras de Cassini estableció límites a la cantidad de material que podía orbitar Rea. Para explicar las caídas del flujo, los anillos propuestos habrían tenido que contener suficiente material como para aparecer en las imágenes. El estudio descartó ese modelo como explicación de las caídas de electrones.
Descubrimiento y primeras observaciones de Rea
Giovanni Domenico Cassini descubrió Rea el 23 de diciembre de 1672 en París, un año después de identificar Jápeto. Fue la tercera luna de Saturno descubierta, tras Titán y Jápeto. En los telescopios de la época, Rea aparecía como un punto luminoso cuyo desplazamiento respecto al planeta permitía seguir su órbita.
Cassini agrupó sus cuatro descubrimientos saturnianos, Jápeto, Rea, Tetis y Dione, bajo la denominación Sidera Lodoicea, en homenaje a Luis XIV. Los nombres mitológicos que se consolidaron después fueron propuestos por John Herschel en el siglo XIX. Rea recibe el de la titánide griega, esposa de Crono y madre de varios dioses olímpicos. También se conoce como Saturno V, según la numeración histórica de las grandes lunas del planeta.
Exploración de Rea por sondas espaciales
Voyager 1 y Voyager 2 observaron el sistema de Saturno en noviembre de 1980 y agosto de 1981, respectivamente. Sus imágenes revelaron el terreno craterizado de Rea, cuencas como Tirawa y contrastes de brillo que más tarde se estudiarían con mayor resolución. Las observaciones permitieron las primeras comparaciones geológicas con otras lunas heladas de Saturno.
Cassini estudió Rea desde la órbita de Saturno entre 2004 y 2017. Sus cámaras cartografiaron cráteres y fallas y obtuvieron pares de imágenes para reconstruir el relieve en tres dimensiones. Los espectrómetros analizaron la composición de la superficie mediante la luz reflejada y permitieron estimar su temperatura a partir de la radiación infrarroja que emite.
El 26 de noviembre de 2005, Cassini pasó a unos 500 km de la superficie y obtuvo datos de gravedad y del entorno de partículas. En agosto de 2007, un paso a unos 5.700 km permitió obtener nuevas imágenes y espectros. Los sobrevuelos de marzo de 2010 y enero de 2011 acercaron la sonda a unos 100 y 70 km, respectivamente, y permitieron estudiar el gas y su interacción con el plasma de Saturno.
El último sobrevuelo próximo tuvo lugar el 9 de marzo de 2013, a unos 1.000 km de la superficie. Al pasar junto a Rea, su gravedad modificó ligeramente la velocidad de Cassini. Los cambios de frecuencia de la señal de radio permitieron medir esa variación y combinarla con las observaciones de 2005 para estimar cómo se distribuye la masa en el interior. Las cámaras y el analizador de polvo también obtuvieron datos durante el encuentro.
Referencias y más información:
- Rhoden, A. R. et al. 2024. Geologic Constraints on the Formation and Evolution of Saturn’s Mid-Sized Moons. Space Science Reviews
- Schenk, P. et al. 2020. The anatomy of fresh complex craters on the mid-sized icy moons of Saturn and self-secondary cratering at the rayed crater Inktomi (Rhea). Meteoritics & Planetary Science
- Tortora, P. et al. 2016. Rhea gravity field and interior modeling from Cassini data analysis. Icarus
- Teolis, B. D. y Waite, J. H. 2016. Dione and Rhea seasonal exospheres revealed by Cassini CAPS and INMS. Icarus
- White, O. L., Schenk, P. M. y Dombard, A. J. 2013. Impact basin relaxation on Rhea and Iapetus and relation to past heat flow. Icarus
- Teolis, B. D. et al. 2010. Cassini Finds an Oxygen-Carbon Dioxide Atmosphere at Saturn’s Icy Moon Rhea. Science
- Tiscareno, M. S. et al. 2010. Cassini imaging search rules out rings around Rhea. Geophysical Research Letters
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