Ringe af Rhea | månen Rhea kan have et tyndt ringsystem

Detektion

Voyager 1 så et område uden lige så mange energiske elektroner fanget i Saturns magnetfelt nedstrøms Rhea i 1980. Disse målinger, som aldrig blev forklaret, blev foretaget i en længere afstand end Cassini-dataene.

Den 26. november 2005 foretog Cassini det eneste målrettede forbiflyvning af Rhea under sin primære mission. Den passerede inden for 500 km fra Rheas overflade, nedstrøms Saturns magnetfelt, og så det resulterende plasmaspor, ligesom den havde set det med andre måner, såsom Dione og Tethys. I disse tilfælde var der en afbrydelse af energiske elektroner, da Cassini krydsede ind i månernes plasmaskygger (de områder, hvor månerne selv blokerede magnetosfærisk plasma for at nå Cassini). I Rheas tilfælde begyndte elektronplasmaet imidlertid at falde ved otte gange denne afstand og faldt gradvist indtil det forventede kraftige fald, da Cassini trådte ind i Rheas plasmaskygge. Den udvidede afstand svarer til Rheas Hill-kugle, dvs. afstanden på 7,7 gange Rheas radius, inden for hvilken baner domineres af Rheas og ikke Saturns tyngdekraft. Da Cassini trådte ud af Rheas plasmaskygge, opstod det omvendte mønster: En kraftig stigning i antallet af energiske elektroner og derefter en gradvis stigning ud til Rheas Hill-kugle-radius.

Disse målinger ligner dem fra Enceladus, hvor vand, der kommer ud fra sydpolen, absorberer elektronplasmaet. I Rheas tilfælde er absorptionsmønsteret imidlertid symmetrisk.

Desuden så Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI), at denne bløde gradient var afbrudt af tre skarpe fald i plasmastrømmen på hver side af månen, et mønster, der også var næsten symmetrisk.

I august 2007 passerede Cassini gennem Rheas plasmaskygge igen, men længere nede ad floden. Dens målinger svarede til Voyager 1's målinger.

Der er ingen billeder eller direkte observationer af det materiale, der menes at absorbere plasmaet, men de sandsynlige kandidater ville være vanskelige at opdage direkte. Der er planlagt yderligere observationer i Cassinis første missionsforlængelse med en målrettet forbiflyvning planlagt til den 2. marts 2010.

 
Sammenligning af MIMI-aflæsninger på Rhea og Tethys og mulige ringe. Plasmafølgen er mere turbulent på Rhea end på Tethys, så dens skygge er ikke så tydelig.  


En 100 sek. eksponering af en Rhea med baggrundsbelysning viste ingen tegn på ringe. Hvis de findes, er de enten for spinkle eller spreder ikke nok lys til at blive opdaget. Denne betragtningsgeometri er især indstillet på at opdage små støvpartikler af støvstørrelse, så en ring udelukkende bestående af større vragrester er stadig mulig. Den lyse soloplyste halvmåne er nederst til højre; den gibbusagtige belysning på venstre side er planetshine.  

Fortolkning

Cassinis forbipasserende bane gør det vanskeligt at fortolke de magnetiske målinger.

De oplagte kandidater til magnetosfærisk plasmaabsorberende stof er neutral gas og støv, men de mængder, der kræves for at forklare det observerede fald i elektroner, er langt større end Cassinis målinger tillader. Derfor hævder finderne, der ledes af Geraint Jones fra Cassini MIMI-holdet, at faldet i elektroner må skyldes faste partikler i kredsløb om Rhea:

En analyse af elektrondataene viser, at denne forhindring højst sandsynligt er i form af en disk af materiale med lav optisk dybde nær Rheas ækvatorplan, og at disken indeholder faste legemer på op til ~1 m i størrelse.

Den enkleste forklaring på de symmetriske afbrydelser i plasmastrømmen er "udstrakte buer eller ringe af materiale", der kredser om Rhea i dens ækvatorplan. Disse symmetriske dips har en vis lighed med den måde, hvorpå Uranus' ringe blev fundet i 1977.

Mulige Rhean ringe
Ring	Orbitalradius (km)
disk	< 5,900
1	≈ 1,615
2	≈ 1,800
3	≈ 2,020

Det er dog ikke alle forskere, der er overbevist om, at de observerede signaturer er forårsaget af et ringsystem. Der er ikke set nogen ringe på billederne, hvilket i det mindste sætter en meget lav grænse for små støvpartikler af støvstørrelse. Desuden ville man forvente, at en ring lavet af klippestykker ville generere støv, som sandsynligvis ville være blevet set på billederne.

 

Historie

Simuleringer tyder på, at faste legemer kan kredse stabilt om Rhea nær dens ækvatorplan over astronomiske tidsskalaer. De er måske ikke stabile omkring Dione og Tethys, fordi disse måner er meget tættere på Saturn og derfor har meget mindre Hillkugler, eller omkring Titan på grund af modstand fra den tætte atmosfære.

Der er blevet fremsat mange forslag om ringernes mulige oprindelse. Et nedslag kunne have bragt materiale i kredsløb; dette kunne være sket for så sent som for 70 millioner år siden. Et lille legeme kunne være blevet splittet, da det blev fanget i kredsløb om Rhea. I begge tilfælde ville vragresterne i sidste ende have sat sig i cirkulære ækvatoriale baner. I betragtning af deres langsigtede banestabilitet er det dog muligt, at de overlever fra selve Rheas dannelse.

For at der kan eksistere forskellige ringe, skal der være noget, der adskiller dem. Forslagene omfatter måner eller klumper af materiale i skiven, som ligner dem, der ses i Saturns A-ring.