Inelele lui Rhea | luna Rhea ar putea avea un sistem de inele subțiri

Detecție

Voyager 1 a văzut o zonă fără la fel de mulți electroni energetici prinși în câmpul magnetic al lui Saturn în aval de Rhea în 1980. Aceste măsurători, care nu au fost niciodată explicate, au fost făcute la o distanță mai mare decât datele Cassini.

La 26 noiembrie 2005, Cassini a efectuat singurul zbor pe Rhea din cadrul misiunii sale principale. A trecut la o distanță de 500 km de suprafața lui Rhea, în aval de câmpul magnetic al lui Saturn, și a văzut urma plasmatică rezultată, așa cum a făcut-o și în cazul altor sateliți, cum ar fi Dione și Tethys. În aceste cazuri, a existat o întrerupere a electronilor energetici în momentul în care Cassini a trecut în umbra plasmei sateliților (regiunile în care sateliții înșiși au blocat plasma magnetosferică să ajungă la Cassini). Cu toate acestea, în cazul lui Rhea, plasma de electroni a început să scadă la o distanță de opt ori mai mare și a scăzut treptat până la scăderea bruscă așteptată în momentul în care Cassini a intrat în umbra plasmei lui Rhea. Distanța extinsă corespunde sferei Hill a Rheei, distanța de 7,7 ori raza Rheei, în interiorul căreia orbitele sunt dominate de gravitația Rheei și nu de cea a lui Saturn. Când Cassini a ieșit din umbra plasmei Rhea, s-a produs modelul invers: O creștere bruscă a electronilor energetici, apoi o creștere treptată până la raza sferei Hill a Rhea.

Aceste citiri sunt similare cu cele de pe Enceladus, unde apa care iese din polul său sudic absoarbe plasma de electroni. Cu toate acestea, în cazul lui Rhea, modelul de absorbție este simetric.

În plus, Instrumentul de Imagistică Magnetosferică (MIMI) a observat că acest gradient ușor a fost punctat de trei scăderi bruște ale fluxului de plasmă pe fiecare parte a lunii, un model care a fost, de asemenea, aproape simetric.

În august 2007, Cassini a trecut din nou prin umbra plasmatică a lui Rhea, dar mult mai în aval. Datele sale au fost similare cu cele ale lui Voyager 1.

Nu există imagini sau observații directe ale materialului despre care se crede că absoarbe plasma, dar candidații probabili ar fi dificil de detectat direct. Alte observații sunt planificate pentru prima prelungire a misiunii Cassini, cu un zbor de apropiere programat pentru 2 martie 2010.

 
Comparație a citirilor MIMI la Rhea și Tethys și posibile inele. Urma plasmei este mai turbulentă la Rhea decât la Tethys, astfel încât umbra sa nu este la fel de clară.  


La o expunere de 100 de secunde a lui Rhea luminată de fundal nu s-a găsit nicio urmă de inele. Dacă acestea există, fie sunt prea subțiri, fie nu împrăștie suficientă lumină pentru a fi detectate. Această geometrie de observare este în special adaptată pentru a detecta particule mici de mărimea prafului, astfel încât un inel format în întregime din resturi mai mari este încă posibil. Semiluna luminată de Soare se află în partea dreaptă jos; iluminarea gibboasă din partea stângă este lumina planetei.  

Interpretare

Traiectoria de survol a lui Cassini face dificilă interpretarea citirilor magnetice.

Candidații evidenți ai materiei care absoarbe plasma magnetosferică sunt gazul neutru și praful, dar cantitățile necesare pentru a explica scăderea observată a electronilor sunt mult mai mari decât permit măsurătorile lui Cassini. Prin urmare, descoperitorii, conduși de Geraint Jones din echipa Cassini MIMI, susțin că scăderea numărului de electroni trebuie să fie cauzată de particule solide care orbitează în jurul Rhea:

O analiză a datelor electronice indică faptul că acest obstacol se prezintă cel mai probabil sub forma unui disc de material cu adâncime optică mică în apropierea planului ecuatorial al lui Rhea și că discul conține corpuri solide cu dimensiuni de până la ~1 m.

Cea mai simplă explicație pentru punctuațiile simetrice ale fluxului de plasmă sunt "arcuri sau inele extinse de material" care orbitează în jurul Rhea în planul său ecuatorial. Aceste dip-uri simetrice prezintă o oarecare asemănare cu modul în care au fost descoperite inelele lui Uranus în 1977.

Posibile inele Rhean
Inel	raza orbitală (km)
disc	< 5,900
1	≈ 1,615
2	≈ 1,800
3	≈ 2,020

Cu toate acestea, nu toți oamenii de știință sunt convinși că semnăturile observate sunt cauzate de un sistem de inele. În imagini nu au fost observate inele, ceea ce pune o limită foarte mică, cel puțin în ceea ce privește micile particule de mărimea prafului. În plus, un inel format din bolovani ar fi trebuit să genereze praf care ar fi fost probabil văzut în imagini.

 

Istoric

Simulările sugerează că corpurile solide pot orbita în mod stabil în jurul planetei Rhea în apropierea planului său ecuatorial, la scări de timp astronomice. Este posibil ca acestea să nu fie stabile în jurul lui Dione și Tethys, deoarece aceste luni sunt mult mai aproape de Saturn și, prin urmare, au sfere Hill mult mai mici, sau în jurul lui Titan, din cauza rezistenței din cauza atmosferei sale dense.

S-au făcut multe sugestii cu privire la posibila origine a inelelor. Un impact ar fi putut aduce material pe orbită; acest lucru s-ar fi putut întâmpla în urmă cu 70 de milioane de ani. Un corp de mici dimensiuni ar fi putut fi perturbat atunci când a fost prins pe orbită în jurul Rhea. În ambele cazuri, resturile s-ar fi așezat în cele din urmă pe orbite ecuatoriale circulare. Cu toate acestea, având în vedere stabilitatea lor orbitală pe termen lung, este posibil ca acestea să fi supraviețuit de la formarea însăși a Rheei.

Pentru a exista inele diferite, trebuie să existe ceva care să le separe. Printre sugestii se numără lunilete sau aglomerări de material în interiorul discului, similare celor observate în inelul A al lui Saturn.