Anillos de Rea | la luna Rea puede tener un sistema de anillos delgados

Detección

El Voyager 1 observó una zona sin tantos electrones energéticos atrapados en el campo magnético de Saturno, aguas abajo de Rea, en 1980. Estas mediciones, que nunca se explicaron, se realizaron a una distancia mayor que los datos de Cassini.

El 26 de noviembre de 2005, Cassini efectuó el único sobrevuelo de Rea previsto en su misión principal. Pasó a menos de 500 km de la superficie de Rea, a contracorriente del campo magnético de Saturno, y observó la estela de plasma resultante, al igual que hizo con otras lunas, como Dione y Tetis. En esos casos, se produjo un corte de electrones energéticos cuando la Cassini cruzó hacia las sombras de plasma de las lunas (las regiones en las que las propias lunas bloqueaban el plasma magnetosférico para que no llegara a la Cassini). Sin embargo, en el caso de Rea, el plasma de electrones comenzó a disminuir a una distancia ocho veces mayor, y se redujo gradualmente hasta la esperada caída brusca cuando Cassini entró en la sombra de plasma de Rea. La distancia ampliada corresponde a la esfera Hill de Rea, la distancia de 7,7 veces el radio de Rea dentro de la cual las órbitas están dominadas por la gravedad de Rea y no por la de Saturno. Cuando Cassini salió de la sombra de plasma de Rea, se produjo el patrón inverso: Una fuerte oleada de electrones energéticos y, a continuación, un aumento gradual hasta el radio de la colina de Rea.

Estas lecturas son similares a las de Encélado, donde el agua que sale de su polo sur absorbe el plasma de electrones. Sin embargo, en el caso de Rea, el patrón de absorción es simétrico.

Además, el Instrumento de Imágenes Magnetosféricas (MIMI) vio que este suave gradiente estaba salpicado por tres bruscas caídas del flujo de plasma en cada lado de la luna, un patrón que también era casi simétrico.

En agosto de 2007, Cassini volvió a pasar por la sombra de plasma de Rea, pero más abajo. Sus lecturas fueron similares a las de la Voyager 1.

No hay imágenes ni avistamientos directos del material que se cree que absorbe el plasma, pero los probables candidatos serían difíciles de detectar directamente. Está previsto realizar más avistamientos durante la primera ampliación de la misión de Cassini, con un sobrevuelo previsto para el 2 de marzo de 2010.

 
Comparación de las lecturas del MIMI en Rea y Tetis, y posibles anillos. La estela de plasma es más turbulenta en Rea que en Tetis, por lo que su sombra no es tan clara.  


Una exposición de 100 segundos de un Rea retroiluminado no logró encontrar ninguna evidencia de anillos. Si existen, son demasiado tenues o no dispersan la luz lo suficiente como para ser detectados. Esta geometría de observación está especialmente indicada para detectar partículas diminutas del tamaño del polvo, por lo que todavía es posible que un anillo esté formado en su totalidad por desechos de mayor tamaño. La media luna brillante iluminada por el sol está en la parte inferior derecha; la iluminación gibosa de la parte izquierda es la luz del planeta.  

Interpretación

La trayectoria de vuelo de Cassini dificulta la interpretación de las lecturas magnéticas.

Los candidatos obvios para la materia que absorbe el plasma magnetosférico son el gas neutro y el polvo, pero las cantidades necesarias para explicar la disminución de electrones observada son muy superiores a las que permiten las mediciones de Cassini. Por ello, los descubridores, dirigidos por Geraint Jones, del equipo MIMI de Cassini, sostienen que la disminución de electrones debe ser causada por partículas sólidas que orbitan alrededor de Rea:

Un análisis de los datos de los electrones indica que lo más probable es que este obstáculo tenga la forma de un disco de material de baja profundidad óptica cerca del plano ecuatorial de Rea y que el disco contiene cuerpos sólidos de hasta ~1 m de tamaño.

La explicación más sencilla para las puntuaciones simétricas en el flujo de plasma son "arcos o anillos de material extendidos" que orbitan alrededor de Rea en su plano ecuatorial. Estas puntuaciones simétricas guardan cierta similitud con la forma en que se encontraron los Anillos de Urano en 1977.

Posibles anillos de Rhean
Anillo	radio orbital (km)
disco	< 5,900
1	≈ 1,615
2	≈ 1,800
3	≈ 2,020

Sin embargo, no todos los científicos están convencidos de que las firmas observadas sean causadas por un sistema de anillos. No se han visto anillos en las imágenes, lo que pone un límite muy bajo, al menos, a las pequeñas partículas del tamaño del polvo. Además, se esperaría que un anillo formado por cantos rodados generara polvo que probablemente se habría visto en las imágenes.

 

Historia

Las simulaciones sugieren que los cuerpos sólidos pueden orbitar de forma estable alrededor de Rea cerca de su plano ecuatorial en escalas de tiempo astronómicas. Es posible que no sean estables alrededor de Dione y Tethys porque esas lunas están mucho más cerca de Saturno y, por tanto, tienen esferas de Hill mucho más pequeñas, o alrededor de Titán debido al arrastre de su densa atmósfera.

Se han hecho muchas sugerencias sobre el posible origen de los anillos. Un impacto podría haber puesto material en órbita; esto podría haber ocurrido hace tan sólo 70 millones de años. Un cuerpo pequeño podría haberse desintegrado al quedar atrapado en la órbita de Rea. En cualquiera de los dos casos, los restos habrían acabado por asentarse en órbitas ecuatoriales circulares. Sin embargo, dada su estabilidad orbital a largo plazo, es posible que sobrevivan desde la formación de la propia Rea.

Para que existan diferentes anillos, algo debe separarlos. Las sugerencias incluyen lunas o cúmulos de material dentro del disco, similares a los observados dentro del anillo A de Saturno.