En 1610, qui fut le premier à observer les anneaux de Saturne à l’aide d’un télescope ?
Galileo Galilei
Bien que la réflexion des anneaux augmente la luminosité de Saturne, ils ne sont pas visibles depuis la Terre sans aide. En 1610, l'année après que Galileo Galilei a tourné pour la première fois un télescope vers le ciel, il est devenu la toute première personne à observer les anneaux de Saturne, même s'il ne pouvait pas les voir suffisamment bien pour discerner leur véritable nature. En 1655, Christiaan Huygens fut le premier à les décrire comme un disque entourant Saturne. Bien que beaucoup de gens pensent que les anneaux de Saturne sont constitués d'une série de minuscules boucles (un concept qui remonte à Laplace), les véritables lacunes sont rares. Il est plus correct de considérer les anneaux comme un disque annulaire avec des maxima et des minima locaux concentriques en termes de densité et de luminosité. A l’échelle des touffes à l’intérieur des anneaux, il y a beaucoup d’espace vide. Galileo Galilei fut le premier à observer les anneaux de Saturne en 1610 à l'aide de son télescope, mais fut incapable de les identifier comme tels. Il écrivit au duc de Toscane que « [l]a planète Saturne n'est pas seule, mais est composée de trois, qui se touchent presque et ne bougent ni ne changent jamais les unes par rapport aux autres. zodiaque, et celui du milieu (Saturne lui-même) est environ trois fois plus grand que les anneaux latéraux [les bords des anneaux]." Il a également décrit Saturne comme ayant des « oreilles ». En 1612, le plan des anneaux était orienté directement vers la Terre et les anneaux semblaient disparaître. Mystifié, Galilée se demanda : « Saturne a-t-il avalé ses enfants ? », faisant référence au mythe de la consommation de ses enfants par Saturne pour les empêcher de le renverser. Ils réapparurent ensuite en 1613, confondant encore davantage Galilée.
Les anneaux de Saturne constituent le système d’anneaux planétaires le plus étendu de toutes les planètes du système solaire. Ils sont constitués d’innombrables petites particules, allant du micromètre au mètre, qui gravitent autour de Saturne. Les particules annulaires sont presque entièrement constituées de glace d’eau, avec une trace de matériau rocheux. Il n’y a toujours pas de consensus quant à leur mécanisme de formation ; Certaines caractéristiques des anneaux suggèrent une origine relativement récente, mais les modèles théoriques indiquent qu'ils se sont probablement formés au début de l'histoire du système solaire.
Bien que la réflexion des anneaux augmente la luminosité de Saturne, ils ne sont pas visibles depuis la Terre sans aide. En 1610, l'année après que Galileo Galilei a tourné pour la première fois un télescope vers le ciel, il est devenu la toute première personne à observer les anneaux de Saturne, même s'il ne pouvait pas les voir suffisamment bien pour discerner leur véritable nature. En 1655, Christiaan Huygens fut le premier à les décrire comme un disque entourant Saturne. Bien que beaucoup de gens pensent que les anneaux de Saturne sont constitués d'une série de minuscules boucles (un concept qui remonte à Laplace), les véritables lacunes sont rares. Il est plus correct de considérer les anneaux comme un disque annulaire avec des maxima et des minima locaux concentriques en termes de densité et de luminosité. A l’échelle des touffes à l’intérieur des anneaux, il y a beaucoup d’espace vide.
Les anneaux présentent de nombreuses lacunes où la densité des particules chute fortement : deux ouvertes par des lunes connues intégrées à l'intérieur, et de nombreuses autres à des emplacements de résonances orbitales déstabilisantes connues avec les lunes de Saturne. D’autres lacunes restent inexpliquées. Les résonances stabilisatrices, quant à elles, sont responsables de la longévité de plusieurs anneaux, comme le Titan Ringlet et le G Ring.
Bien au-delà des anneaux principaux se trouve l'anneau de Phoebe, qui est incliné à un angle de 27 degrés par rapport aux autres anneaux et, comme Phoebe, orbite de manière rétrograde.
Histoire
L'œuvre de Galilée
Galileo Galilei fut le premier à observer les anneaux de Saturne en 1610 à l'aide de son télescope, mais fut incapable de les identifier comme tels. Il écrivit au duc de Toscane que « [l]a planète Saturne n'est pas seule, mais est composée de trois, qui se touchent presque et ne bougent ni ne changent jamais les unes par rapport aux autres. zodiaque, et celui du milieu (Saturne lui-même) est environ trois fois plus grand que les anneaux latéraux [les bords des anneaux]." Il a également décrit Saturne comme ayant des « oreilles ». En 1612, le plan des anneaux était orienté directement vers la Terre et les anneaux semblaient disparaître. Mystifié, Galilée se demanda : « Saturne a-t-il avalé ses enfants ? », faisant référence au mythe de la consommation de ses enfants par Saturne pour les empêcher de le renverser. Ils réapparurent ensuite en 1613, confondant encore davantage Galilée.
Les premiers astronomes utilisaient les anagrammes comme une forme d’engagement pour revendiquer de nouvelles découvertes avant que leurs résultats ne soient prêts à être publiés. Galilée a utilisé smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras pour Altissimum planetam tergeminum observavi (« J'ai observé que la planète la plus éloignée avait une forme triple ») pour découvrir les anneaux de Saturne.
Théorie des anneaux, observations et exploration
En 1655, Christiaan Huygens fut le premier à suggérer que Saturne était entourée d'un anneau. À l'aide d'un télescope réfringent de puissance 50 qu'il a conçu lui-même, bien supérieur à ceux dont disposait Galilée, Huygens a observé Saturne et a écrit que "Elle [Saturne] est entourée d'un anneau mince et plat, ne se touchant nulle part, incliné vers l'écliptique". Robert Hooke fut un autre observateur précoce des anneaux de Saturne et nota la projection d'ombres sur les anneaux.
En 1675, Giovanni Domenico Cassini a déterminé que l'anneau de Saturne était composé de plusieurs anneaux plus petits séparés par des espaces ; la plus grande de ces lacunes fut plus tard nommée division Cassini. Cette division est une région de 4 800 km de large située entre l'anneau A et l'anneau B.
En 1787, Pierre-Simon Laplace suggère que les anneaux soient composés d'un grand nombre de boucles pleines.
En 1859, James Clerk Maxwell démontra que les anneaux ne pouvaient pas être solides, sinon ils deviendraient instables et se briseraient. Il a proposé que les anneaux soient composés de nombreuses petites particules, toutes orbitant indépendamment autour de Saturne. Plus tard, Sofia Kovalevskaya a découvert que les anneaux de Saturne ne peuvent pas être des corps liquides en forme d'anneau. La proposition de Maxwell s'est avérée correcte en 1895 grâce à des études spectroscopiques des anneaux réalisées par James Keeler de l'Observatoire d'Allegheny et Aristarkh Belopolsky de l'Observatoire de Pulkovo.
Quatre vaisseaux spatiaux robotisés ont observé les anneaux de Saturne depuis le voisinage de la planète. L'approche la plus proche de Saturne par Pioneer 11 a eu lieu en septembre 1979, à une distance de 20 900 km. Pioneer 11 était responsable de la découverte de l'anneau F. L'approche la plus proche de Voyager 1 a eu lieu en novembre 1980, à une distance de 64 200 km. Un photopolarimètre défectueux a empêché Voyager 1 d'observer les anneaux de Saturne à la résolution prévue ; néanmoins, les images du vaisseau spatial ont fourni des détails sans précédent sur le système d'anneaux et ont révélé l'existence de l'anneau G. L'approche la plus proche de Voyager 2 a eu lieu en août 1981, à une distance de 41 000 km. Le photopolarimètre fonctionnel de Voyager 2 lui a permis d'observer le système d'anneaux à une résolution plus élevée que Voyager 1, et de découvrir ainsi de nombreuses boucles inédites. Cassini est entré en orbite autour de Saturne en juillet 2004. Les images des anneaux de Cassini sont les plus détaillées à ce jour et sont à l'origine de la découverte d'encore plus de boucles.
Les anneaux sont nommés par ordre alphabétique dans l’ordre dans lequel ils ont été découverts. Les anneaux principaux sont, à l'extérieur de la planète, C, B et A, la division Cassini étant le plus grand espace séparant les anneaux B et A. Plusieurs anneaux plus faibles ont été découverts plus récemment. L’anneau D est extrêmement faible et le plus proche de la planète. L’étroit anneau F se trouve juste à l’extérieur de l’anneau A. Au-delà se trouvent deux anneaux beaucoup plus faibles, nommés G et E. Les anneaux présentent une énorme quantité de structure à toutes les échelles, certaines liées aux perturbations des lunes de Saturne, mais pour la plupart inexpliquées.
Caractéristiques physiques
Les anneaux principaux denses s'étendent de 7 000 km à 80 000 km au-dessus de l'équateur de Saturne (voir Principales subdivisions des anneaux ; le rayon équatorial de Saturne est de 60 300 km). Avec une épaisseur locale estimée entre 10 mètres et 1 kilomètre, ils sont composés à 99,9 % de glace d'eau pure avec une poignée d'impuretés pouvant inclure des tholins ou des silicates. Les anneaux principaux sont principalement composés de particules dont la taille varie de 1 centimètre à 10 mètres.
Sur la base des observations du Voyager, la masse totale des anneaux a été estimée à environ 3 x 1 019 kg. Il s'agit d'une petite fraction de la masse totale de Saturne (environ 50 ppb) et c'est juste un peu moins que la lune Mimas. Des observations plus récentes et une modélisation informatique basée sur les observations de Cassini montrent que ce chiffre pourrait être une sous-estimation en raison de l'agglutination des anneaux et que la masse pourrait être trois fois supérieure à ce chiffre. Bien que les plus grandes lacunes dans les anneaux, telles que la division Cassini et Encke Gap, soient visibles depuis la Terre, les deux sondes Voyager ont découvert que les anneaux ont une structure complexe composée de milliers de fines lacunes et boucles. On pense que cette structure résulte, de plusieurs manières différentes, de l’attraction gravitationnelle des nombreuses lunes de Saturne. Certaines lacunes sont comblées par le passage de minuscules lunes telles que Pan, dont beaucoup d'autres pourraient encore être découvertes, et certaines boucles semblent être maintenues par les effets gravitationnels de petits satellites bergers (similaire à l'entretien de l'anneau F par Prométhée et Pandore). ). D'autres espaces résultent de résonances entre la période orbitale des particules dans l'espace et celle d'une lune plus massive plus éloignée ; Mimas entretient ainsi la Division Cassini. Une autre structure encore dans les anneaux est constituée d'ondes spirales soulevées par les perturbations gravitationnelles périodiques des lunes intérieures à des résonances moins perturbatrices.
Les données de la sonde spatiale Cassini indiquent que les anneaux de Saturne possèdent leur propre atmosphère, indépendante de celle de la planète elle-même. L'atmosphère est composée d'oxygène moléculaire (O2) produit lorsque la lumière ultraviolette du Soleil interagit avec la glace d'eau dans les anneaux. Les réactions chimiques entre les fragments de molécules d’eau et une stimulation ultraviolette supplémentaire créent et éjectent, entre autres, de l’O2. Selon les modèles de cette atmosphère, H2 est également présent. Les atmosphères d'O2 et de H2 sont si rares que si l'atmosphère entière était condensée d'une manière ou d'une autre sur les anneaux, elle aurait une épaisseur d'environ un atome. Les anneaux ont également une atmosphère OH (hydroxyde) tout aussi clairsemée. Comme l'O2, cette atmosphère est produite par la désintégration des molécules d'eau, bien que dans ce cas la désintégration soit réalisée par des ions énergétiques qui bombardent les molécules d'eau éjectées par Encelade, la lune de Saturne. Cette atmosphère, bien que extrêmement clairsemée, a été détectée depuis la Terre par le télescope spatial Hubble.
Saturne présente des modèles complexes dans sa luminosité. La plus grande partie de la variabilité est due à l'aspect changeant des anneaux, et cela se produit sur deux cycles à chaque orbite. Cependant, à cela s'ajoute une variabilité due à l'excentricité de l'orbite de la planète, qui fait que la planète présente des oppositions plus brillantes dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud.
En 1980, Voyager 1 a effectué un survol de Saturne qui a montré que l'anneau F était composé de trois anneaux étroits qui semblaient tressés dans une structure complexe ; on sait maintenant que les deux anneaux extérieurs sont constitués de boutons, de plis et de bosses qui donnent l'illusion d'un tressage, le troisième anneau, moins brillant, se trouvant à l'intérieur d'eux.
De nouvelles images des anneaux prises autour de l'équinoxe de Saturne du 11 août 2009 par la sonde spatiale Cassini de la NASA ont montré que les anneaux s'étendent considérablement hors du plan nominal de l'anneau à quelques endroits. Ce déplacement atteint jusqu'à 4 km à la frontière du Keeler Gap, en raison de l'orbite hors plan de Daphnis, la lune qui crée le fossé.
Formation des anneaux principaux
Les anneaux de Saturne peuvent être très anciens, datant de la formation de Saturne elle-même. Il existe deux théories principales concernant l'origine des anneaux intérieurs de Saturne. Une théorie, proposée à l'origine par Édouard Roche au 19e siècle, est que les anneaux étaient autrefois une lune de Saturne (nommée Veritas, une déesse romaine qui se cachait dans un puits) dont l'orbite s'est désintégrée jusqu'à ce qu'elle se rapproche suffisamment pour être déchirée par les marées. forces (voir limite de Roche). Une variante de cette théorie est que cette lune s’est désintégrée après avoir été frappée par une grosse comète ou un astéroïde. La deuxième théorie est que les anneaux n’ont jamais fait partie d’une lune, mais sont plutôt des restes du matériau nébulaire d’origine à partir duquel Saturne s’est formé.
Une version plus traditionnelle de la théorie de la lune perturbée est que les anneaux sont composés de débris provenant d'une lune de 400 à 600 km de diamètre, légèrement plus grosse que Mimas. La dernière fois qu’il y a eu des collisions suffisamment importantes pour perturber une lune aussi grande, c’était lors du bombardement lourd tardif, il y a environ quatre milliards d’années.
Une variante plus récente de ce type de théorie de R. M. Canup est que les anneaux pourraient représenter une partie des restes du manteau glacé d'une lune différenciée beaucoup plus grande, de la taille d'un Titan, qui a été dépouillé de sa couche externe lors de sa spirale vers la planète. pendant la période de formation où Saturne était encore entouré d'une nébuleuse gazeuse. Cela expliquerait la rareté du matériel rocheux à l’intérieur des anneaux. Les anneaux auraient initialement été beaucoup plus massifs (~ 1 000 fois) et plus larges qu’aujourd’hui ; la matière dans les parties extérieures des anneaux aurait fusionné dans les lunes de Saturne jusqu'à Téthys, expliquant également le manque de matière rocheuse dans la composition de la plupart de ces lunes. Une évolution collisionnelle ou cryovolcanique ultérieure d'Encelade pourrait alors avoir provoqué une perte sélective de glace de cette lune, élevant sa densité à sa valeur actuelle de 1,61 g/cm3, contre des valeurs de 1,15 pour Mimas et 0,97 pour Téthys.
L'idée des premiers anneaux massifs a ensuite été étendue pour expliquer la formation des lunes de Saturne jusqu'à Rhéa. Si les anneaux massifs initiaux contenaient des morceaux de matériau rocheux (> 100 km de diamètre) ainsi que de la glace, ces corps silicatés auraient accumulé davantage de glace et auraient été expulsés des anneaux, en raison des interactions gravitationnelles avec les anneaux et de l'interaction des marées avec Saturne, dans des orbites de plus en plus larges. Dans la limite de Roche, les masses de matière rocheuse sont suffisamment denses pour accumuler du matériel supplémentaire, alors que les masses de glace moins denses ne le sont pas. Une fois hors des anneaux, les lunes nouvellement formées auraient pu continuer à évoluer par fusions aléatoires. Ce processus peut expliquer la variation de la teneur en silicate des lunes de Saturne jusqu'à Rhéa, ainsi que la tendance à une teneur moindre en silicate plus près de Saturne. Rhéa serait alors la plus ancienne des lunes formées à partir des anneaux primordiaux, les lunes plus proches de Saturne étant progressivement plus jeunes.
La luminosité et la pureté de la glace d'eau dans les anneaux de Saturne ont été citées comme preuve que les anneaux sont beaucoup plus jeunes que Saturne, peut-être à peine 100 millions d'années, car l'infiltration de poussière météorique aurait conduit à un assombrissement des anneaux. Cependant, de nouvelles recherches indiquent que l'anneau B pourrait être suffisamment massif pour contenir du matériau dilué et ainsi éviter un assombrissement important au fil de l'âge du système solaire. Le matériau des anneaux peut être recyclé lorsque des amas se forment à l'intérieur des anneaux et sont ensuite détruits par les impacts. Cela expliquerait la jeunesse apparente de certains matériaux présents dans les anneaux.
L'équipe Cassini UVIS, dirigée par Larry Esposito, a utilisé l'occultation stellaire pour découvrir 13 objets, allant de 27 mètres à 10 km de diamètre, dans l'anneau F. Ils sont translucides, ce qui suggère qu’il s’agit d’agrégats temporaires de blocs de glace de quelques mètres de diamètre. Esposito pense qu'il s'agit de la structure de base des anneaux saturniens, des particules s'agglutinant puis étant détruites.
Subdivisions et structures à l'intérieur des anneaux
Les parties les plus denses du système d'anneaux saturnien sont les anneaux A et B, qui sont séparés par la division Cassini (découverte en 1675 par Giovanni Domenico Cassini). Avec l'anneau C, découvert en 1850 et dont le caractère est similaire à celui de la division Cassini, ces régions constituent les anneaux principaux. Les anneaux principaux sont plus denses et contiennent des particules plus grosses que les anneaux poussiéreux ténus. Ces derniers comprennent l'anneau D, s'étendant vers l'intérieur jusqu'aux sommets des nuages ​​de Saturne, les anneaux G et E et d'autres au-delà du système d'anneaux principal. Ces anneaux diffus sont qualifiés de « poussiéreux » en raison de la petite taille de leurs particules (souvent de l'ordre du micromètre) ; leur composition chimique est, comme les anneaux principaux, presque entièrement constituée de glace d'eau. L’anneau F étroit, juste à côté du bord extérieur de l’anneau A, est plus difficile à catégoriser ; certaines parties sont très denses, mais elles contiennent également une grande quantité de particules de la taille d'une poussière.
Données tabulées
Remarques:
(1) la distance correspond au centre des interstices, des anneaux et des boucles qui sont inférieurs à 1 000 km
(2) nom non officiel
(3) Noms désignés par l'Union astronomique internationale, sauf indication contraire. Les séparations plus larges entre les anneaux nommés sont appelées divisions, tandis que les séparations plus étroites au sein des anneaux nommés sont appelées espaces.
(4) Données provenant principalement du [http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html Gazetteer of Planetary Nomenclature], un [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html Fiche d'information de la NASA] et plusieurs articles.
Principales subdivisions des anneaux
Structures à l'intérieur de l'anneau C
Structures au sein de la Division Cassini
* Source:
Structures au sein de l’anneau A
Anneau en D
L'anneau D est l'anneau le plus intérieur et est très faible. En 1980, Voyager 1 a détecté dans cet anneau trois boucles désignées D73, D72 et D68, D68 étant la boucle discrète la plus proche de Saturne. Quelque 25 ans plus tard, les images de Cassini ont montré que D72 était devenue beaucoup plus large et diffuse, et s'était déplacée vers la planète de 200 kilomètres.
L’anneau D présente une structure à petite échelle avec des vagues espacées de 30 kilomètres. Observée pour la première fois dans l'espace entre l'anneau C et D73, la structure a été découverte lors de l'équinoxe de Saturne de 2009 et s'étendait sur une distance radiale de 19 000 km depuis l'anneau D jusqu'au bord intérieur de l'anneau B. Les vagues sont interprétées comme un motif en spirale d'ondulations verticales de 2 à 20 m d'amplitude ; le fait que la période des vagues diminue avec le temps (de 60 km en 1995 à 30 km en 2006) permet de déduire que le phénomène pourrait avoir pris naissance à la fin de 1983 avec l'impact d'un nuage de débris (d'une masse de ~ 1012 kg) provenant d'une comète perturbée qui a fait basculer les anneaux hors du plan équatorial. Un motif en spirale similaire dans l'anneau principal de Jupiter a été attribué à une perturbation provoquée par l'impact du matériau de la comète Shoemaker-Levy 9 en 1994.
Anneau C
L’anneau C est un anneau large mais faible situé à l’intérieur de l’anneau B. Il a été découvert en 1850 par William et George Bond, bien que William R. Dawes et Johann Galle l'aient également vu indépendamment. William Lassell l'a appelé « l'anneau de crêpe » car il semblait être composé d'un matériau plus sombre que les anneaux A et B plus brillants.
Son épaisseur verticale est estimée à 5 mètres, sa masse à environ 1,1 kilogramme et sa profondeur optique varie de 0,05 à 0,12. Autrement dit, entre 5 et 12 pour cent de la lumière brillant perpendiculairement à travers l’anneau est bloquée, de sorte que vu du dessus, l’anneau est presque transparent. Les ondulations en spirale d'une longueur d'onde de 30 kilomètres observées pour la première fois dans l'anneau D ont été observées lors de l'équinoxe de Saturne de 2009 pour s'étendre à travers l'anneau C (voir ci-dessus).
Colombo Gap et Titan Ringlet
Le Colombo Gap se trouve dans l’anneau C intérieur. Dans cet espace se trouve le brillant mais étroit Colombo Ringlet, centré à 77 883 kilomètres du centre de Saturne, qui est légèrement elliptique plutôt que circulaire. Cette boucle est également appelée Titan Ringlet car elle est régie par une résonance orbitale avec la lune Titan. À cet endroit dans les anneaux, la longueur de la précession absidale d'une particule annulaire est égale à la longueur du mouvement orbital de Titan, de sorte que l'extrémité extérieure de cet anneau excentrique pointe toujours vers Titan.
Maxwell Gap et Ringlet
Le Maxwell Gap se trouve dans la partie extérieure du C Ring. Il contient également une boucle dense non circulaire, la Maxwell Ringlet. À bien des égards, cette boucle est similaire à l’anneau ε d’Uranus. Il y a des structures ondulées au milieu des deux anneaux. Alors que l'on pense que l'onde dans l'anneau ε est causée par la lune uranienne Cordelia, aucune lune n'a été découverte dans la brèche de Maxwell en juillet 2008.
Apporter
L’anneau B est le plus grand, le plus brillant et le plus massif des anneaux. Son épaisseur est estimée entre 5 et 15 mètres et sa profondeur optique varie de 0,4 à plus de 5, ce qui signifie que >99 % de la lumière traversant certaines parties de l'anneau B est bloquée. L’anneau B présente de nombreuses variations dans sa densité et sa luminosité, presque toutes inexpliquées. Ceux-ci sont concentriques, apparaissant comme des boucles étroites, bien que l'anneau B ne contienne aucun espace. Par endroits, le bord extérieur de l'anneau B contient des structures verticales s'écartant jusqu'à 2,5 kilomètres du plan principal de l'anneau.
Une étude réalisée en 2016 sur les ondes de densité en spirale utilisant des occultations stellaires a indiqué que la densité de surface de l'anneau B est comprise entre 40 et 140 g/cm2, ce qui est inférieur à ce que l'on pensait auparavant, et que la profondeur optique de l'anneau a peu de corrélation avec sa densité de masse (une découverte précédemment rapporté pour les anneaux A et C). La masse totale de l’anneau B a été estimée entre 7 et 1 kg. Cela se compare à une masse pour Mimas de kg.
Rayons
Jusqu’en 1980, on expliquait que la structure des anneaux de Saturne était exclusivement due à l’action des forces gravitationnelles. Ensuite, les images du vaisseau spatial Voyager ont montré des caractéristiques radiales dans l'anneau B, appelées rayons, qui ne pouvaient pas être expliquées de cette manière, car leur persistance et leur rotation autour des anneaux n'étaient pas cohérentes avec la mécanique orbitale gravitationnelle. Les rayons apparaissent sombres en lumière rétrodiffusée et brillants en lumière diffusée vers l'avant (voir les images dans la galerie) ; la transition se produit à un angle de phase proche de 60°. La théorie principale concernant la composition des rayons est qu'ils sont constitués de particules de poussière microscopiques suspendues loin de l'anneau principal par répulsion électrostatique, car elles tournent de manière presque synchrone avec la magnétosphère de Saturne. Le mécanisme précis qui génère ces rayons est encore inconnu, bien qu'il ait été suggéré que les perturbations électriques pourraient être causées soit par des éclairs dans l'atmosphère de Saturne, soit par des impacts de micrométéoroïdes sur les anneaux.
Les rayons n'ont été observés à nouveau que vingt-cinq ans plus tard, cette fois par la sonde spatiale Cassini. Les rayons n'étaient pas visibles lorsque Cassini est arrivé sur Saturne début 2004. Certains scientifiques ont émis l'hypothèse que les rayons ne seraient plus visibles avant 2007, sur la base de modèles tentant de décrire leur formation. Néanmoins, l’équipe d’imagerie de Cassini a continué à rechercher des rayons sur les images des anneaux, et ils ont ensuite été aperçus sur des images prises le 5 septembre 2005.
Les rayons semblent être un phénomène saisonnier, disparaissant au milieu de l’hiver et de l’été saturniens et réapparaissant à mesure que Saturne se rapproche de l’équinoxe. Les suggestions selon lesquelles les rayons pourraient être un effet saisonnier, variant avec l'orbite de Saturne de 29,7 ans, ont été étayées par leur réapparition progressive au cours des dernières années de la mission Cassini.
Lune
En 2009, lors de l'équinoxe, une petite lune encastrée dans l'anneau B a été découverte grâce à l'ombre qu'elle projetait. On estime son diamètre. Le satellite a reçu la désignation provisoire S/2009 S 1.
Division Cassini
La division Cassini est une région de 4 800 km de large située entre l’anneau A et l’anneau B. Il a été découvert en 1675 par Giovanni Cassini à l'Observatoire de Paris à l'aide d'un télescope réfracteur doté d'un objectif de 2,5 pouces avec une longueur focale de 20 pieds de long et un grossissement de 90x. Depuis la Terre, il apparaît comme un mince espace noir dans les anneaux. Cependant, Voyager a découvert que l'espace est lui-même rempli d'un matériau annulaire très similaire à l'anneau C. La division peut apparaître brillante dans les vues du côté non éclairé des anneaux, car la densité relativement faible du matériau permet à plus de lumière d'être transmise à travers l'épaisseur des anneaux (voir deuxième image dans la galerie).
Le bord intérieur de la division Cassini est régi par une forte résonance orbitale. Les particules annulaires à cet endroit orbitent deux fois pour chaque orbite de la lune Mimas. La résonance provoque l'accumulation de l'attraction exercée par Mimas sur ces particules annulaires, déstabilisant leurs orbites et entraînant une coupure brutale de la densité des anneaux. Cependant, bon nombre des autres écarts entre les boucles au sein de la division Cassini sont inexpliqués.
Trouée d'Huygens
La Trouée d'Huygens est située à la limite intérieure du département de Cassini. Il contient au milieu le dense et excentrique Huygens Ringlet. Cette boucle présente des variations azimutales irrégulières de largeur géométrique et de profondeur optique, qui peuvent être causées par la résonance proche de 2: 1 avec Mimas et l'influence du bord extérieur excentrique de l'anneau B. Il y a un anneau étroit supplémentaire juste à l'extérieur du Huygens Ringlet.
Un anneau
L’anneau A est le plus extérieur des grands anneaux brillants. Sa limite intérieure est la division Cassini et sa limite extérieure nette est proche de l'orbite de la petite lune Atlas. L'anneau A est interrompu à un endroit situé à 22 % de la largeur de l'anneau à partir de son bord extérieur par l'espace Encke. Un espace plus étroit situé à 2 % de la largeur de l'anneau à partir du bord extérieur est appelé espace de Keeler.
L'épaisseur de l'Anneau A est estimée entre 10 et 30 mètres, sa densité surfacique entre 35 et 40 g/cm2 et sa masse totale entre 4 et 1 kg (juste en dessous de la masse d'Hypérion). Sa profondeur optique varie de 0,4 à 0,9.
De la même manière que pour l'anneau B, le bord extérieur de l'anneau A est maintenu par une résonance orbitale, dans ce cas la résonance 7:6 avec Janus et Epiméthée. D'autres résonances orbitales excitent également de nombreuses ondes de densité spirales dans l'anneau A (et, dans une moindre mesure, dans d'autres anneaux également), qui représentent l'essentiel de sa structure. Ces ondes sont décrites par la même physique qui décrit les bras spiraux des galaxies. Les ondes de flexion en spirale, également présentes dans l'anneau A et également décrites par la même théorie, sont des ondulations verticales dans l'anneau plutôt que des ondes de compression.
En avril 2014, des scientifiques de la NASA ont rapporté avoir observé l’éventuelle phase de formation d’une nouvelle lune près du bord extérieur de l’anneau A.
Trou d'Encke
L'Encke Gap est un espace de 325 kilomètres de large au sein de l'anneau A, centré à une distance de 133 590 kilomètres du centre de Saturne. Cela est dû à la présence de la petite lune Pan, qui orbite à l’intérieur. Les images de la sonde Cassini ont montré qu'il y avait au moins trois fines boucles nouées dans l'espace. Les ondes de densité en spirale visibles des deux côtés de celui-ci sont induites par des résonances avec les lunes proches à l'extérieur des anneaux, tandis que Pan induit un ensemble supplémentaire de sillages en spirale (voir l'image dans la galerie).
Johann Encke lui-même n'a pas constaté cette lacune ; il a été nommé en l'honneur de ses observations d'anneaux. La brèche elle-même a été découverte par James Edward Keeler en 1888. La deuxième brèche majeure de l'anneau A, découverte par le Voyager, a été nommée Keeler Gap en son honneur.
L'Encke Gap est un écart car il se trouve entièrement à l'intérieur de l'anneau A. Il y avait une certaine ambiguïté entre les termes écart et division jusqu'à ce que l'AIU clarifie les définitions en 2008 ; avant cela, la séparation était parfois appelée « Division Encke ».
Écart de Keeler
Le Keeler Gap est une brèche de 42 kilomètres de large dans l'anneau A, à environ 250 kilomètres du bord extérieur de l'anneau. La petite lune Daphnis, découverte le 1er mai 2005, orbite à l'intérieur de celle-ci, la gardant dégagée. La lune induit des vagues sur les bords de la brèche. Parce que l'orbite de Daphnis est légèrement inclinée par rapport au plan de l'anneau, les ondes ont une composante perpendiculaire au plan de l'anneau, atteignant une distance « au-dessus » du plan.
La brèche de Keeler a été découverte par le Voyager et nommée en l'honneur de l'astronome James Edward Keeler. Keeler avait à son tour découvert et nommé Encke Gap en l'honneur de Johann Encke.
Lunes
En 2006, quatre minuscules « lunelettes » ont été trouvées dans les images de Cassini de l'Anneau A. Les lunes elles-mêmes ne mesurent qu’une centaine de mètres de diamètre, trop petites pour être vues directement ; Ce que Cassini voit, ce sont les perturbations en forme d'hélice créées par les lunes, qui s'étendent sur plusieurs kilomètres de diamètre. On estime que l’Anneau A contient des milliers d’objets de ce type. En 2007, la découverte de huit autres lunes a révélé qu'elles étaient en grande partie confinées à une ceinture de 3 000 km, à environ 130 000 km du centre de Saturne, et en 2008, plus de 150 lunes à hélice avaient été détectées. Celui qui est traqué depuis plusieurs années a été surnommé Blériot.
Division Roche
La séparation entre l'anneau A et l'anneau F a été baptisée Division Roche en l'honneur du physicien français Édouard Roche. La division Roche ne doit pas être confondue avec la limite de Roche, un concept physique qui décrit le moment où un gros objet se rapproche si près d'une planète (comme Saturne) que les forces de marée de la planète le séparent. Située à l'extérieur du système d'anneaux principal, la division Roche est en fait proche de la limite de Roche de Saturne, c'est pourquoi les anneaux n'ont pas pu s'accumuler pour former une lune.
Comme la Division Cassini, la Division Roche n'est pas vide mais contient une feuille de matière. Le caractère de ce matériau est similaire à celui des anneaux D, E et G, ténus et poussiéreux. Deux sites du département de Roche présentent une concentration de poussières plus élevée que le reste de la région. Ceux-ci ont été découverts par l'équipe d'imagerie de la sonde Cassini et ont reçu des désignations temporaires : R/2004 S 1, qui se trouve le long de l'orbite de la lune Atlas ; et R/2004 S 2, centré à 138 900 km du centre de Saturne, à l'intérieur de l'orbite de Prométhée.
Anneau F
L'anneau F est l'anneau discret le plus extérieur de Saturne et peut-être l'anneau le plus actif du système solaire, avec des caractéristiques changeant sur une échelle de temps de plusieurs heures. Il est situé à 3 000 km au-delà du bord extérieur de l’anneau A. L'anneau a été découvert en 1979 par l'équipe d'imagerie Pioneer 11. Il est très mince, avec une étendue radiale de seulement quelques centaines de kilomètres. Alors que l'opinion traditionnelle était qu'elle était maintenue ensemble par deux lunes bergers, Prométhée et Pandore, qui orbitaient à l'intérieur et à l'extérieur d'elle, des études récentes indiquent que seul Prométhée contribue à son confinement. Des simulations numériques suggèrent que l'anneau s'est formé lorsque Prométhée et Pandore sont entrés en collision et ont été partiellement perturbés.
Des images rapprochées récentes de la sonde Cassini montrent que l'anneau F est constitué d'un anneau central et d'un brin en spirale autour de lui. Ils montrent également que lorsque Prométhée rencontre l'anneau à son apoapsis, son attraction gravitationnelle crée des plis et des nœuds dans l'anneau F alors que la lune « vole » de la matière, laissant un canal sombre dans la partie intérieure de l'anneau (voir lien vidéo et images supplémentaires du F Ring dans la galerie). Étant donné que Prométhée orbite autour de Saturne plus rapidement que le matériau de l’anneau F, chaque nouveau canal est creusé à environ 3,2 degrés devant le précédent.
En 2008, un nouveau dynamisme a été détecté, suggérant que de petites lunes invisibles en orbite à l'intérieur de l'anneau F traversent continuellement son noyau étroit en raison des perturbations de Prométhée. L'une des petites lunes a été provisoirement identifiée comme étant S/2004 S 6.
Anneaux extérieurs
Bague Janus/Épiméthée
Un léger anneau de poussière est présent autour de la région occupée par les orbites de Janus et d'Épiméthée, comme le révèlent les images prises en lumière diffusée vers l'avant par la sonde spatiale Cassini en 2006. L'anneau a une étendue radiale d'environ 5 000 km. Sa source est constituée de particules projetées sur la surface des lunes par des impacts de météoroïdes, qui forment ensuite un anneau diffus autour de leurs trajectoires orbitales.
Anneau G
L'anneau G (voir la dernière image dans la galerie) est un anneau très fin et pâle, à mi-chemin entre l'anneau F et le début de l'anneau E, avec son bord intérieur à environ 15 000 km à l'intérieur de l'orbite de Mimas. Il contient un seul arc nettement plus brillant près de son bord intérieur (semblable aux arcs des anneaux de Neptune) qui s'étend sur environ un sixième de sa circonférence, centré sur la lune d'un demi-kilomètre de diamètre Aegaeon, qui est maintenue en place par un 7 : 6 résonance orbitale avec Mimas. On pense que l’arc est composé de particules glacées pouvant atteindre quelques mètres de diamètre, le reste de l’anneau G étant constitué de poussière libérée par l’arc. La largeur radiale de l'arc est d'environ 250 km, contre une largeur de 9 000 km pour l'ensemble du G-Ring. On pense que l’arc contient de la matière équivalente à une petite lune glacée d’environ une centaine de mètres de diamètre. La poussière libérée par Aegaeon et d'autres corps sources dans l'arc par les impacts de micrométéoroïdes dérive vers l'extérieur de l'arc en raison de l'interaction avec la magnétosphère de Saturne (dont le plasma corote avec le champ magnétique de Saturne, qui tourne beaucoup plus rapidement que le mouvement orbital de l'anneau G). Ces minuscules particules sont progressivement érodées par d’autres impacts et dispersées par la traînée du plasma. Au fil des milliers d'années, l'anneau perd progressivement de la masse, qui est reconstituée par d'autres impacts sur Aegaeon.
Arc annulaire de méthone
Un léger arc d'anneau, détecté pour la première fois en septembre 2006, couvrant une étendue longitudinale d'environ 10 degrés, est associé à la lune Méthone. On pense que le matériau dans l’arc représente la poussière éjectée du méthone par des impacts de micrométéoroïdes. Le confinement des poussières au sein de l'arc est imputable à une résonance 14h15 avec Mimas (similaire au mécanisme de confinement de l'arc au sein de l'anneau G). Sous l'influence de la même résonance, Méthone effectue des allers-retours sur son orbite avec une amplitude de 5° de longitude.
Arc de l'Anneau d'Anthe
Un léger arc d'anneau, détecté pour la première fois en juin 2007, couvrant une étendue longitudinale d'environ 20 degrés, est associé à la lune Anthe. On pense que le matériau dans l’arc représente de la poussière projetée sur Anthe par des impacts de micrométéoroïdes. Le confinement de la poussière au sein de l'arc est imputable à une résonance 10:11 avec Mimas. Sous l'influence de la même résonance, Anthe dérive sur son orbite sur 14° de longitude.
Bague Pallène
Un léger anneau de poussière partage l'orbite de Pallene, comme le révèlent les images prises en lumière diffusée vers l'avant par la sonde spatiale Cassini en 2006. L'anneau a une étendue radiale d'environ 2 500 km. Sa source est constituée de particules projetées sur la surface de Pallene par des impacts de météoroïdes, qui forment ensuite un anneau diffus autour de sa trajectoire orbitale.
Anneau E
L'anneau E est le deuxième anneau le plus extérieur et est extrêmement large ; il se compose de nombreuses particules minuscules (microniques et submicroniques) de glace d'eau avec des silicates, du dioxyde de carbone et de l'ammoniac. L'Anneau E est réparti entre les orbites de Mimas et Titan. Contrairement aux autres anneaux, il est composé de particules microscopiques plutôt que de morceaux de glace macroscopiques. En 2005, il a été déterminé que la source du matériau de l'anneau E était des panaches cryovolcaniques émanant des « rayures de tigre » du pôle sud.