Prsteny Rhea

Detekce

Voyager 1 viděl v roce 1980 oblast bez tolika energetických elektronů zachycených v magnetickém poli Saturnu směrem od Rhey. Tato měření, která nebyla nikdy vysvětlena, byla provedena ve větší vzdálenosti než údaje ze sondy Cassini.

Dne 26. listopadu 2005 uskutečnila sonda Cassini jediný cílený průlet kolem Rhey v rámci své primární mise. Prolétla ve vzdálenosti 500 km od povrchu Rhey, po proudu Saturnova magnetického pole, a viděla vzniklou plazmovou bouři, stejně jako v případě jiných měsíců, například Dione a Tethys. V těchto případech došlo k přerušení toku energetických elektronů, když Cassini přešla do plazmového stínu měsíců (oblasti, kde samotné měsíce bránily magnetosférickému plazmatu v přístupu ke Cassini). V případě Rhey však elektronové plazma začalo klesat v osminásobku této vzdálenosti a postupně klesalo až do očekávaného prudkého poklesu, když Cassini vstoupila do plazmového stínu Rhey. Prodloužená vzdálenost odpovídá Hillově sféře Rhey, tedy vzdálenosti 7,7násobku poloměru Rhey, uvnitř které jsou oběhy ovládány spíše gravitací Rhey než Saturnu. Když Cassini vystoupila z plazmového stínu Rhey, došlo k opačnému vývoji: Prudký nárůst energetických elektronů a poté postupný nárůst až k poloměru Rheiny Hillovy sféry.

Tyto údaje jsou podobné jako u Enceladu, kde voda vycházející z jeho jižního pólu pohlcuje elektronové plazma. V případě Rhey je však absorpční vzorec symetrický.

Přístroj MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) navíc zjistil, že tento mírný gradient byl přerušen třemi prudkými poklesy proudění plazmatu na každé straně Měsíce, což je také téměř symetrický vzor.

V srpnu 2007 Cassini opět prolétla plazmovým stínem Rhey, ale dále po proudu. Její údaje byly podobné údajům sondy Voyager 1.

Neexistují žádné snímky ani přímá pozorování materiálu, o němž se předpokládá, že pohlcuje plazmu, ale pravděpodobné kandidáty by bylo obtížné přímo detekovat. Další pozorování jsou plánována v rámci prvního prodloužení mise sondy Cassini, přičemž cílený průlet je naplánován na 2. března 2010.

Srovnání údajů MIMI u Rhey a Tethys a možné prstence. Plazmová brázda je na Rhee více turbulentní než na Tethys, takže její stín není tak zřetelný.


Při 100sekundové expozici podsvícené Rhey se nepodařilo nalézt žádné stopy prstenců. Pokud existují, jsou buď příliš slabé, nebo nerozptylují dostatek světla, aby je bylo možné odhalit. Tato pozorovací geometrie je obzvláště uzpůsobena k detekci drobných částic o velikosti prachu, takže prstenec tvořený výhradně většími úlomky je stále možný. Jasný srpek osvětlený Sluncem je vpravo dole; gibbické osvětlení na levé straně je planetární svit.

Výklad

Dráha průletu sondy Cassini ztěžuje interpretaci magnetických údajů.

Zřejmými kandidáty na látky pohlcující magnetosférické plazma jsou neutrální plyn a prach, ale množství potřebná k vysvětlení pozorovaného poklesu elektronů jsou mnohem vyšší, než umožňují měření sondy Cassini. Proto nálezci pod vedením Gerainta Jonese z týmu Cassini MIMI tvrdí, že pokles elektronů musí být způsoben pevnými částicemi obíhajícími kolem Rhey:

Analýza elektronových dat naznačuje, že tato překážka má nejspíše podobu disku materiálu s nízkou optickou hloubkou v blízkosti rovníkové roviny Rhey a že disk obsahuje pevná tělesa o velikosti až ~1 m.

Nejjednodušším vysvětlením symetrických výkyvů v proudění plazmatu jsou "protáhlé oblouky nebo prstence materiálu", které obíhají kolem Rhey v její rovníkové rovině. Tyto symetrické poklesy se do jisté míry podobají způsobu, jakým byly v roce 1977 nalezeny prstence Uranu.

Možné kroužky Rhean
Kroužek	poloměr oběžné dráhy (km)
disk	< 5,900
1	≈ 1,615
2	≈ 1,800
3	≈ 2,020

Ne všichni vědci jsou však přesvědčeni, že pozorované signatury jsou způsobeny prstencovým systémem. Na snímcích nebyly pozorovány žádné prstence, což klade velmi nízkou hranici přinejmenším na drobné prachové částice. Navíc by se dalo očekávat, že prstenec tvořený balvany bude generovat prach, který by byl na snímcích pravděpodobně vidět.

Historie

Simulace naznačují, že pevná tělesa mohou stabilně obíhat kolem Rhey v blízkosti její rovníkové roviny v astronomickém časovém měřítku. Nemusí být stabilní kolem Dione a Tethys, protože tyto měsíce jsou mnohem blíže Saturnu, a proto mají mnohem menší Hillovy sféry, nebo kolem Titanu kvůli odporu jeho husté atmosféry.

Bylo předloženo mnoho návrhů na možný původ prstenců. Materiál na oběžnou dráhu mohl přinést náraz; k tomu mohlo dojít již před 70 miliony let. Mohlo dojít k rozpadu malého tělesa, které se ocitlo na oběžné dráze kolem Rhey. V obou případech by se úlomky nakonec usadily na kruhových rovníkových oběžných drahách. Vzhledem k jejich dlouhodobé stabilitě na oběžné dráze je však možné, že přežily z doby vzniku samotné Rhey.

Aby mohly existovat různé kruhy, musí je něco oddělovat. Mezi návrhy patří měsíčky nebo shluky materiálu uvnitř disku, podobné těm, které lze pozorovat v Saturnově prstenci A.