Rhea rõngad

Saturni Kuu Rhea võib omada õhukest rõngassüsteemi, millel on kolm kitsast riba tahkete osakeste kettas. Need oleksid esimesed rõngad, mida on Kuu ümber nähtud. Avastusest teatati ajakirjas Science 6. märtsil 2008. aastal.

2005. aasta novembris leidis Cassini orbiter, et Saturni magnetosfääris Rhea lähedal ei ole energeetilisi elektrone. Avastusmeeskonna sõnul on see kõige paremini seletatav, kui oletada, et neid neelas tahke materjal ekvaatoriketta kujul, millel on tihedamad rõngad või kaared, mille osakeste läbimõõt võib olla mitu detsimeetrit kuni umbes meetri.

Kunstniku kujutis Rhea rõngastest

Avastamine

Voyager 1 nägi 1980. aastal Rheast allapoole Saturni magnetvälja lõksus olevat ala, kus ei olnud nii palju energeetilisi elektrone. Need mõõtmised, mida ei ole kunagi selgitatud, tehti kaugemal kui Cassini andmed.

26. novembril 2005 sooritas Cassini oma esmase missiooni raames ühe sihtotstarbelise Rhea möödasõidu. See möödus Rhea pinnast 500 km kauguselt, Saturni magnetvälja allavoolu, ja nägi sellest tulenevat plasmahoogu, nagu ka teiste kuude, näiteks Dione ja Tethys, puhul. Neil juhtudel katkesid energeetilised elektronid, kui Cassini ületas kuude plasmavarju (piirkonnad, kus kuud ise takistasid magnetosfääri plasma jõudmist Cassini'sse). Rhea puhul aga hakkas elektronide plasma vähenema kaheksakordsel kaugusel ja vähenes järk-järgult, kuni Cassini sisenedes Rhea plasmavarjusse toimus oodatud järsk langus. Laiendatud kaugus vastab Rhea Hill'i sfäärile, mis on 7,7-kordne Rhea raadius, mille piires orbiitidel domineerib Rhea, mitte Saturni gravitatsioon. Kui Cassini väljus Rhea plasmavarjust, tekkis vastupidine muster: Energiliste elektronide järsk tõus, seejärel järk-järguline tõus kuni Rhea mäe kera raadiuseni.

Need näitajad on sarnased Enceladuse näitajatega, mille lõunapooluselt väljuv vesi neelab elektronplasma. Rhea puhul on neeldumismuster siiski sümmeetriline.

Lisaks sellele nägi magnetosfääri pildistamise instrument (MIMI), et seda õrna gradienti katkestas kolm järsku plasmavoolu langust mõlemal pool kuud, mis oli samuti peaaegu sümmeetriline.

2007. aasta augustis läbis Cassini taas Rhea plasmavarju, kuid kaugemal allavoolu. Selle mõõtmistulemused olid sarnased Voyager 1 mõõtmistulemustega.

Puuduvad kujutised või otsesed vaatlused materjalist, mis arvatavasti neelab plasmat, kuid tõenäolisi kandidaate oleks raske otseselt avastada. Täiendavad vaatlused on planeeritud Cassini esimese missiooni pikendamiseks, kusjuures kavandatud möödumine on kavandatud 2. märtsiks 2010. aastal.

Rhea ja Tethysi MIMI näitude võrdlus ja võimalikud rõngad. Rheal on plasmavool on turbulentsem kui Tethysil, mistõttu selle vari ei ole nii selge.

100-sekundilise taustavalgustusega Rhea puhul ei õnnestunud leida mingeid tõendeid rõngaste kohta. Kui need on olemas, siis on nad kas liiga õhukesed või ei hajuta piisavalt valgust, et neid oleks võimalik avastada. See vaatlusgeomeetria on eriti hästi kohandatud pisikeste tolmuosakeste avastamiseks, nii et täielikult suurematest jäätmetest koosnev rõngas on siiski võimalik. Päikesega valgustatud hele poolkuu on paremal allapoole; vasakul asuv gibboosne valgustus on planeetide valgus.

Tõlge

Cassini möödumisrada muudab magnetiliste näitude tõlgendamise keeruliseks.

Magnetosfääri plasmat neelava aine ilmsed kandidaadid on neutraalne gaas ja tolm, kuid elektronide arvu vähenemise seletamiseks on vaja palju suuremaid koguseid, kui Cassini mõõtmised võimaldavad. Seetõttu väidavad leidjad, keda juhib Geraint Jones Cassini MIMI meeskonnast, et elektronide vähenemine peab olema põhjustatud Rhea ümber tiirlevate tahkete osakeste poolt:

Elektronandmete analüüs näitab, et see takistus on tõenäoliselt Rhea ekvaatoritasapinna lähedal asuva madala optilise sügavusega materjaliketta kujul ja et see ketas sisaldab kuni ~1 m suuruseid tahkeid kehi.

Kõige lihtsam seletus sümmeetrilistele punktsioonidele plasmavoolus on "pikendatud materjalikaared või -rõngad", mis tiirlevad Rhea ekvaatoritasapinnal. Need sümmeetrilised süvendid sarnanevad mõnevõrra sellega, kuidas 1977. aastal leiti Uraani rõngad.

Võimalikud Rheani rõngad
Ring	orbitaalraadius (km)
ketas	< 5,900
1	≈ 1,615
2	≈ 1,800
3	≈ 2,020

Siiski ei ole kõik teadlased veendunud, et täheldatud märgid on põhjustatud rõngassüsteemist. Piltidel ei ole näha ühtegi rõngast, mis seab vähemalt väga väikese tolmu suurusega osakestele väga madala piiri. Lisaks oleks eeldatavasti kivimitest koosnev rõngas tekitanud tolmu, mis oleks tõenäoliselt ka piltidel näha olnud.

Ajalugu

Simulatsioonid näitavad, et tahked kehad võivad stabiilselt tiirelda Rhea ümber selle ekvaatoritasandi lähedal astronoomiliste ajaskaalade jooksul. Dione ja Tethyse ümber ei pruugi nad olla stabiilsed, sest need kuud on Saturnile palju lähemal ja seetõttu on neil palju väiksemad Hilli kerad, või Titani ümber, sest tema tihe atmosfäär takistab neid.

Rõngaste võimaliku päritolu kohta on tehtud mitmeid ettepanekuid. Kokkupõrge võis tuua materjali orbiidile; see võis juhtuda alles 70 miljonit aastat tagasi. Rhea ümber orbiidile sattunud väike keha võis puruneda. Mõlemal juhul oleks prahi lõpuks asunud ringikujulisele ekvaatoriaalsele orbiidile. Arvestades nende pikaajalist orbiidi stabiilsust, on siiski võimalik, et nad on säilinud Rhea enda tekkimisest.

Et erinevad rõngad oleksid olemas, peab neid midagi eraldama. Ettepanekute kohaselt võib olla tegemist kuukeste või materjalikogumitega ketta sees, mis sarnanevad Saturni A-rõnga sees nähtutega.

Küsimused ja vastused

K: Millise kuu ümber on õhukese rõnga süsteem?

V: Õhukese rõnga süsteem on Saturni kuu Rhea ümber.

K: Millal teatati selle õhukese rõngasüsteemi avastamisest?

V: Õhukese rõngassüsteemi avastamisest teatati ajakirjas Science 6. märtsil 2008. aastal.

K: Kuidas teadlased avastasid, et Saturni magnetosfääris Rhea lähedal ei ole energeetilisi elektrone?

V: Teadlased avastasid, et Saturni magnetosfääris Rhea lähedal ei ole energeetilisi elektrone, kui nad kasutasid 2005. aasta novembris Cassini orbitaatorit.

K: Mida tähendab see, et Rhea ümber on "tihedamad rõngad või kaared"?

V: See tähendab, et Rhea ümber on suurema kontsentratsiooniga tahke aine, näiteks osakeste läbimõõt on mitu detsimeetrit kuni umbes meetri, mis moodustavad rõngad või kaared.

K: Millist tüüpi osakesed moodustavad need tihedamad rõngad ja kaared?

V: Need tihedamad rõngad ja kaared koosnevad tahketest osakestest, mille läbimõõt ulatub mitmest detsimeetrist kuni meetrini.

K: Mille poolest erineb see teistest teadaolevatest rõngastest, mida on täheldatud kuude ümber?

V: See erineks teistest teadaolevatest rõngastest, mida on nähtud kuude ümber, sest see oleks esimene kord, kui õhukest rõngassüsteemi on nähtud kuu ümber.