Anéis de Rhea

Detecção

A Voyager1 viu uma área sem tantos elétrons energéticos presa no campo magnético de Saturno a jusante de Rhea em 1980. Estas medições, que nunca foram explicadas, foram feitas a uma distância maior do que os dados da Cassini.

Em 26 de novembro de 2005, a Cassini fez com que a Rhea se tornasse o alvo de sua missão principal. Ela passou a 500 km da superfície de Rhea, abaixo do campo magnético de Saturno, e viu a esteira de plasma resultante, como aconteceu com outras luas, tais como Dione e Tethys. Nesses casos, houve um corte de elétrons energéticos quando Cassini cruzou para as sombras de plasma das luas (as regiões onde as próprias luas bloquearam o plasma magnetosférico de alcançar Cassini). No entanto, no caso de Rhea, o plasma de elétrons começou a cair a oito vezes essa distância, e diminuiu gradualmente até a esperada queda acentuada quando Cassini entrou na sombra de plasma de Rhea. A distância estendida corresponde à esfera de Rhea's Hill, a distância de 7,7 vezes o raio de Rhea dentro da qual as órbitas são dominadas pela gravidade de Rhea e não pela de Saturno. Quando Cassini surgiu da sombra de plasma de Rhea, o padrão inverso ocorreu: Um forte aumento dos elétrons energéticos, depois um aumento gradual até o raio da Hill-sphere de Rhea.

Estas leituras são semelhantes às do Enceladus, onde a água que sai de seu pólo sul absorve o plasma de elétrons. No entanto, no caso de Rhea, o padrão de absorção é simétrico.

Além disso, o Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) viu que este gradiente suave era pontuado por três gotas bruscas no fluxo de plasma em cada lado da lua, um padrão que também era quase simétrico.

Em agosto de 2007, Cassini passou novamente pela sombra de plasma de Rhea, mas mais a jusante. Suas leituras foram semelhantes às da Voyager 1.

Não há imagens ou avistamentos diretos do material que se pensa estar absorvendo o plasma, mas os prováveis candidatos seriam difíceis de detectar diretamente. Outros avistamentos estão planejados para a primeira extensão da missão da Cassini, com um voo de voo direcionado programado para 2 de março de 2010.

Comparação das leituras do MIMI em Rhea e Tethys, e possíveis anéis. A esteira de plasma é mais turbulenta em Rhea do que em Tethys, portanto, sua sombra não é tão clara.


Uma exposição de 100 segundos de um Rhea retroiluminado não conseguiu encontrar nenhuma evidência de anéis. Se eles existem, ou são muito tênues ou não espalham luz suficiente para serem detectados. Esta geometria de visualização está especialmente sintonizada para detectar pequenas partículas do tamanho de poeira, de modo que um anel feito inteiramente de detritos maiores ainda é possível. A lua crescente iluminada pelo sol está na parte inferior direita; a iluminação gibosa no lado esquerdo é a luz do planeta.

Interpretação

A trajetória de voo de Cassini torna difícil a interpretação das leituras magnéticas.

Os candidatos óbvios para matéria absorvente de plasma magnetosférico são o gás neutro e a poeira, mas as quantidades necessárias para explicar a diminuição observada nos elétrons são muito maiores do que as medidas de Cassini permitem. Portanto, os descobridores, liderados por Geraint Jones da equipe Cassini MIMI, argumentam que a diminuição dos elétrons deve ser causada por partículas sólidas que orbitam a Rhea:

Uma análise dos dados dos elétrons indica que este obstáculo é mais provável na forma de um disco de baixa profundidade óptica de material próximo ao plano equatorial de Rhea e que o disco contém corpos sólidos de até ~1 m de tamanho.

A explicação mais simples para as pontuações simétricas no fluxo de plasma são "arcos estendidos ou anéis de material" orbitando a Rhea em seu plano equatorial. Estes anéis simétricos têm alguma semelhança com a forma pela qual os Anéis de Urano foram encontrados em 1977.

Possíveis anéis de Rhean
Anel	raio orbital (km)
disco	< 5,900
1	≈ 1,615
2	≈ 1,800
3	≈ 2,020

No entanto, nem todos os cientistas estão convencidos de que as assinaturas vistas são causadas por um sistema de anéis. Nenhum anel foi visto em imagens, o que coloca um limite muito baixo, pelo menos em pequenas partículas do tamanho de poeira. Além disso, seria esperado que um anel feito de rochas gerasse poeira que provavelmente teria sido vista nas imagens.

História

As simulações sugerem que corpos sólidos podem orbitar estavelmente Rhea perto de seu plano equatorial sobre escalas de tempo astronômicas. Eles podem não ser estáveis ao redor de Dione e Tethys porque essas luas estão muito mais próximas de Saturno e, portanto, têm esferas Hill muito menores, ou ao redor de Titan por causa do arrasto de sua atmosfera densa.

Muitas sugestões têm sido feitas para a possível origem dos anéis. Um impacto poderia ter colocado material em órbita; isto poderia ter acontecido tão recentemente quanto há 70 milhões de anos. Um pequeno corpo poderia ter sido perturbado quando pego em órbita sobre Rhea. Em ambos os casos, os detritos teriam eventualmente se instalado em órbitas equatoriais circulares. Entretanto, dada sua estabilidade orbital de longo prazo, é possível que eles sobrevivam da formação de Rhea em si.

Para que existam anéis diferentes, algo deve separá-los. As sugestões incluem lunetas ou tufos de material dentro do disco, semelhantes aos vistos dentro do anel A de Saturno.