Anneaux de Saturne (Rings of Saturn)

Saturne possède le système d'anneaux le plus vaste et le plus complexe parmi toutes les planètes du système solaire. Ces anneaux comprennent des particules en orbite, dont la taille varie de quelques micromètres à plusieurs mètres, et sont principalement composés de glace d'eau, avec un mélange mineur de constituants rocheux.

Saturne possède le système d'anneaux le plus étendu et le plus complexe de toutes les planètes du système solaire. Les anneaux sont constitués de particules en orbite autour de la planète, d'une taille allant du micromètre au mètre, et sont presque entièrement constitués de glace d'eau, avec une trace de matériau rocheux.

Bien que la réflectivité des anneaux améliore la luminosité perçue de Saturne, ils restent imperceptibles depuis la Terre sans aide télescopique. En 1610, suite à ses premières observations télescopiques, Galileo Galilei devint le premier individu à observer les anneaux de Saturne ; cependant, son point de vue manquait de clarté pour déterminer leur morphologie précise. En 1655, Christiaan Huygens les caractérisait avec précision comme un disque distinct encerclant Saturne. Le cadre théorique postulant que les anneaux de Saturne sont composés de nombreuses petites boucles est attribué à Pierre-Simon Laplace.

Le système d'anneaux présente de nombreuses divisions caractérisées par une réduction significative de la densité des particules. Deux de ces espaces sont entretenus par des lunes encastrées, tandis que de nombreux autres correspondent à des emplacements de résonances orbitales déstabilisantes établies avec les différents satellites de Saturne. Toutefois, les origines de ces lacunes supplémentaires ne sont pas encore entièrement comprises. A l’inverse, les résonances stabilisantes contribuent à la persistance de plusieurs anneaux, dont le Titan Ringlet et le G Ring. Bien au-delà du système d'anneaux primaire se trouve l'anneau Phoebe, dont on pense qu'il provient de la lune Phoebe et partage par conséquent sa trajectoire orbitale rétrograde. Cet anneau est coplanaire au plan orbital de Saturne. Compte tenu de l'inclinaison axiale de Saturne de 27 degrés, l'anneau de Phoebe est également incliné de 27 degrés par rapport aux anneaux les plus proéminents situés au-dessus du plan équatorial de Saturne.

L'époque précise de la formation des anneaux reste un sujet de débat en cours : la modélisation théorique a initialement indiqué une formation précoce dans l'histoire du système solaire, tandis que des données plus récentes acquises auprès de Cassini suggèrent une date de formation considérablement plus tardive.

Aperçu historique

Observations initiales

En 1610, Galileo Galilei fut le premier à observer les anneaux de Saturne à travers son télescope, bien qu'il n'en identifie pas correctement la nature. Il communiqua au duc de Toscane que "La 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. Elles sont disposées sur une ligne parallèle au zodiaque, et celle du milieu (Saturne elle-même) est environ trois fois plus grande que les latérales." Il a également appelé familièrement les anneaux les « oreilles » de Saturne. En 1612, le passage de la Terre à travers le plan de l'anneau les rendit invisibles, ce qui suscita le commentaire perplexe de Galilée : « Je ne sais que dire dans un cas si surprenant, si inattendu et si nouveau. » Il a spéculé : « Saturne a-t-il avalé ses enfants ? » – une référence à la consommation de sa progéniture par le Titan mythologique Saturne pour éviter une prophétie de son renversement. Sa confusion s'est intensifiée lorsque les anneaux sont réapparus en 1613.

Les astronomes pionniers utilisaient fréquemment les anagrammes comme méthode pour affirmer la priorité des nouvelles découvertes avant la publication officielle de leurs découvertes. Par exemple, Galilée a utilisé l'anagramme "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" pour représenter Altissimum planetam tergeminum observavi ("J'ai observé que la planète la plus éloignée avait une forme triple"), revendiquant ainsi son observation des anneaux de Saturne.

En 1657, Christopher Wren fut nommé professeur d'astronomie au Gresham College de Londres. À partir de 1652 environ, il avait mené des observations de Saturne dans le but d'élucider son apparence particulière. L'hypothèse qu'il propose, documentée dans De corpore saturne, postule presque l'existence d'un anneau planétaire. Néanmoins, Wren ne savait pas vraiment si cet anneau était gravitationnellement distinct de la planète ou s'il y était physiquement conjoint. Avant la publication de l'hypothèse de Wren, Christiaan Huygens avait avancé sa propre théorie concernant les anneaux de Saturne. Wren a rapidement reconnu la formulation de Huygens comme supérieure à la sienne, conduisant à la suppression permanente du De corpore saturni. Robert Hooke a également contribué aux premières observations des anneaux de Saturne, en documentant notamment les ombres projetées sur eux.

Hypothèse de l'anneau de Huygens et avancées ultérieures

En 1655, Christiaan Huygens, en collaboration avec son père Constantijn Huygens, commença le meulage de lentilles, ce qui lui permit de construire un télescope réfringent de puissance 43×. Cet instrument a permis des observations détaillées sans précédent de Saturne. Huygens fut le premier à proposer que Saturne était entourée d'un anneau distinct de la planète elle-même. Il a initialement publié cette découverte sous une forme énigmatique, la présentant comme la chaîne de lettres "aaaaaaaccccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu". Trois ans plus tard, il a révélé que ces lettres codaient la phrase latine Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohérente, ad eclipticam inclinato, qui se traduit par : "[Saturne] est entourée d'un anneau mince et plat, ne touchant nulle part [le corps de la planète], incliné vers l'écliptique." Son hypothèse globale sur les anneaux, ainsi que sa découverte de la lune de Saturne, Titan, et la délimitation précise initiale des dimensions du système solaire, furent ensuite publiées dans Systema Saturnium en 1659.

Giovanni Domenico Cassini, en 1675, constata que le système d'anneaux de Saturne comprenait de nombreux anneaux plus petits séparés par des espaces distincts. Le plus important de ces interstices fut par la suite désigné division Cassini. Cette division particulière s'étend sur une largeur de 4 800 kilomètres (3 000 miles) et est située entre l'anneau A et l'anneau B.

Pierre-Simon Laplace a démontré en 1787 qu'un anneau uniformément solide manquerait intrinsèquement de stabilité. Il proposa par conséquent que les anneaux de Saturne étaient plutôt constitués d'une multitude d'anneaux solides.

James Clerk Maxwell, en 1859, démontra que ni un anneau solide non uniforme, ni des anneaux solides, ni un anneau fluide continu ne pouvaient maintenir la stabilité. Cela l’a amené à conclure que le système d’anneaux devait être constitué d’innombrables petites particules, chacune tournant autour de Saturne indépendamment. Par la suite, les recherches de Sofia Kovalevskaya ont confirmé cela en établissant que les anneaux de Saturne ne pouvaient pas exister sous forme de formations liquides en forme d'anneau. Des recherches spectroscopiques indépendantes menées en 1895 par James Keeler à l'Observatoire Allegheny et Aristarkh Belopolsky à l'Observatoire Pulkovo ont par la suite confirmé l'exactitude de l'analyse théorique de Maxwell.

Quatre vaisseaux spatiaux robotisés ont effectué des observations des anneaux de Saturne à proximité de la planète. La rencontre la plus proche de Pioneer 11 avec Saturne a eu lieu en septembre 1979, à une distance de 20 900 kilomètres (13 000 miles). Cette mission est créditée de la découverte de l'anneau F. Par la suite, l'approche la plus proche du Voyager 1 a eu lieu en novembre 1980, à une distance de 64 200 kilomètres (39 900 miles). Bien qu'un photopolarimètre défectueux ait empêché Voyager 1 d'atteindre la résolution prévue pour les observations d'anneaux, l'imagerie du vaisseau spatial a néanmoins fourni des détails sans précédent sur le système d'anneaux et a dévoilé l'anneau G. Le survol le plus proche du Voyager 2 a eu lieu en août 1981, à une distance de 41 000 kilomètres (25 000 miles). Équipé d'un photopolarimètre fonctionnel, Voyager 2' a pu observer le système d'anneaux à une résolution supérieure à celle de Voyager 1, conduisant à l'identification de nombreuses boucles jusqu'alors inobservées. Le vaisseau spatial Cassini a commencé sa mission orbitale autour de Saturne en juillet 2004. À ce jour, les images des anneaux de Cassini représentent les observations les plus complexes et sont responsables de l'identification de boucles supplémentaires.

Les anneaux de Saturne sont désignés par ordre alphabétique en fonction de leur séquence de découverte : les anneaux A et B ont été identifiés en 1675 par Giovanni Domenico Cassini ; Ring C en 1850 par William Cranch Bond et George Phillips Bond ; Ring D en 1933 par Nikolai Barabashov et Boris Semeykin ; Ring E en 1967 par Walter A. Feibelman ; Ring F en 1979 par Pioneer 11 ; et Ring G en 1980 par Voyager 1. En progressant vers l'extérieur de la planète, les anneaux primaires sont C, B et A, la division Cassini étant l'écart le plus important, délimitant les anneaux B et A. Plusieurs anneaux moins proéminents ont été identifiés plus récemment. L'Anneau D, exceptionnellement faible, est situé le plus près de la planète. Le mince anneau F se trouve immédiatement au-delà de l’anneau A. Plus loin se trouvent les anneaux G et E, nettement plus faibles. L'ensemble du système d'anneaux présente une immense complexité de structures à toutes les échelles, certaines étant attribuables aux perturbations gravitationnelles des lunes de Saturne, mais une partie substantielle reste inexpliquée.

Observation

L'inclinaison axiale de Saturne de 26,7° garantit que diverses perspectives de ses anneaux visibles, qui occupent son plan équatorial, sont offertes depuis la Terre à différents moments. La Terre traverse le plan des anneaux environ tous les 13 à 15 ans, ce qui correspond à environ une demi-année saturnienne, avec des probabilités à peu près égales qu'un simple ou un triple croisement se produise au cours de chacun de ces événements. Les traversées du ring les plus récentes ont eu lieu les 22 mai 1995, 10 août 1995, 11 février 1996, 4 septembre 2009 et 23 mars 2025 ; les événements à venir sont prévus pour le 15 octobre 2038, le 1er avril 2039 et le 9 juillet 2039. Les périodes d'observation optimales pour les traversées du plan de l'anneau, en particulier lorsque Saturne n'est pas à proximité du Soleil, sont exclusivement associées aux événements de triple croisement.

Les équinoxes de Saturne, définis par le passage du Soleil à travers le plan de l'anneau, ne se produisent pas à intervalles uniformes. La trajectoire du Soleil du sud au nord à travers le plan de l'anneau coïncide avec la longitude héliocentrique de Saturne atteignant 173,6 degrés, un événement illustré par l'événement du 11 août 2009, qui se rapproche de la transition de Saturne de la constellation du Lion à la Vierge. Par la suite, après un intervalle de 15,7 ans, la longitude de Saturne atteint 353,6 degrés, point auquel le Soleil se dirige vers le côté sud du plan des anneaux. Au cours de chaque cycle orbital, le Soleil reste positionné au nord du plan de l'anneau pendant 15,7 années terrestres, suivi d'une période de 13,7 ans au sud du plan. Les dates des traversées nord-sud incluent le 19 novembre 1995 et le 6 mai 2025, tandis que les traversées sud-nord ont eu lieu le 11 août 2009 et le 23 janvier 2039. Pendant la période autour d'un équinoxe, l'éclairage de la plupart des anneaux est considérablement diminué, permettant ainsi des observations distinctives mettant l'accent sur les structures s'écartant du plan de l'anneau.

Saturne présente des modèles complexes de variation de luminosité. La source prédominante de cette variabilité provient de l'aspect évolutif des anneaux, qui subissent deux cycles complets par orbite. De plus, une couche supplémentaire de variabilité est imposée par l'excentricité de l'orbite de la planète, ce qui entraîne des oppositions lumineuses plus importantes lorsqu'elles sont observées depuis l'hémisphère nord par rapport à l'hémisphère sud.

Caractéristiques générales

Les anneaux principaux denses s'étendent sur une distance radiale de 7 000 km (4 300 mi) à 80 000 km (50 000 mi) au-delà de l'équateur de Saturne, qui possède un rayon de 60 300 km (37 500 mi). Leur épaisseur locale estimée varie d'un minimum de 10 mètres (32' 10") à un maximum de 1 km (1 093 yards). Ces anneaux sont principalement constitués de glace d'eau pure à 99,9 %, entrecoupée d'impuretés mineures comprenant potentiellement des tholins ou des silicates. Les particules constitutives des anneaux principaux mesurent majoritairement moins de 10 mètres.

La mission Cassini a directement déterminé la masse des anneaux principaux. système d'anneaux grâce à son influence gravitationnelle pendant la phase orbitale terminale, qui impliquait des trajectoires entre les anneaux et les sommets des nuages. Cela a donné une valeur de masse de 1,54 (± 0,49) × 10¹⁹ kg, équivalente à 0,41 ± 0,13 masses Mimas. l'estimation correspond étroitement à la valeur de masse de 0,40 Mimas obtenue à partir des observations Cassini des ondes de densité dans les anneaux A, B et C. Représentant environ 0,25 parties par milliard, cela constitue une fraction mineure de la masse globale de Saturne. Les observations précédentes de Voyager, utilisant des ondes de densité dans les anneaux A et B et un profil de profondeur optique, avaient indiqué une masse d'environ 0,75 masse Mimas ; la modélisation suggère que ce chiffre était une sous-estimation.

Bien que d'importants espaces annulaires, notamment la division Cassini et Encke Gap, soient visibles depuis la Terre, le vaisseau spatial Voyager a révélé une structure annulaire complexe comprenant des milliers d'espaces et d'anneaux minces. On suppose que cette architecture complexe provient de l’influence gravitationnelle des nombreuses lunes de Saturne, se manifestant par divers mécanismes. Certaines lacunes sont comblées par le transit de minuscules lunes, comme Pan, avec le potentiel de nombreuses découvertes supplémentaires ; Parallèlement, certaines boucles semblent être soutenues par les interactions gravitationnelles de petits satellites bergers, semblables aux rôles de Prométhée et de Pandore dans le maintien de l'anneau F. Des espaces supplémentaires résultent d'interactions résonantes entre les périodes orbitales des particules à l'intérieur de l'espace et celles de lunes massives plus éloignées ; Mimas, par exemple, préserve la Division Cassini grâce à ce mécanisme. De plus, le système d'anneaux présente des ondes spirales, générées par les perturbations gravitationnelles périodiques des lunes intérieures à des emplacements de résonance moins perturbateurs.

Les observations de la sonde spatiale Cassini révèlent que les anneaux de Saturne maintiennent une atmosphère indépendante, distincte de celle de la planète. Cette atmosphère est principalement constituée d'oxygène moléculaire (O₂), qui se forme par l'interaction de la lumière ultraviolette solaire avec la glace d'eau à l'intérieur des anneaux. D'autres stimulations ultraviolettes et réactions chimiques impliquant des fragments de molécules d'eau conduisent à la création et à l'éjection de substances telles que O§4_{5§. Les modèles atmosphériques suggèrent également la présence de H§67§. Les atmosphères O§89§ et H§1011§ sont extrêmement ténues ; si elle était condensée sur les anneaux, leur épaisseur se rapprocherait d'un seul atome. De plus, les anneaux possèdent une atmosphère d’hydroxyde (OH) relativement clairsemée. Semblable à l'atmosphère O§1213§, l'atmosphère d'hydroxyde résulte de la désintégration des molécules d'eau, notamment lorsque des ions énergétiques bombardent les molécules d'eau éjectées par Encelade, la lune de Saturne. Malgré son extrême rareté, cette atmosphère a été détectée avec succès depuis la Terre à l'aide du télescope spatial Hubble.}

Lors de son survol de Saturne en 1980, Voyager 1 a révélé que l'anneau F comprend trois anneaux étroits, apparaissant initialement comme une structure complexe et tressée. Une analyse ultérieure a permis de clarifier que les deux anneaux extérieurs présentent des bosses, des plis et des bosses distincts, qui créent l'illusion d'optique d'un tressage, tandis qu'un troisième anneau moins lumineux est situé à l'intérieur.

Des images récentes des anneaux de Saturne, capturées par le vaisseau spatial Cassini de la NASA près de l'équinoxe du 11 août 2009, démontrent des extensions localisées significatives au-delà du plan nominal de l'anneau. Ce déplacement peut atteindre jusqu'à 4 km (2,5 mi) à la limite du Keeler Gap, un phénomène attribué à la trajectoire orbitale hors plan de Daphnis, la lune responsable de la formation de l'espace.

L'équipe Cassini UVIS, sous la direction de Larry Esposito, a identifié 13 objets dans l'anneau F par occultation stellaire, avec des tailles variant de 27 mètres (89 pieds) à 10 km. (6 milles) de diamètre. Ces objets présentent une translucidité, indiquant qu'il s'agit d'agrégats transitoires de blocs de glace, chacun mesurant plusieurs mètres. Esposito postule que ce processus dynamique d'agglutination des particules et de dispersion ultérieure représente le mécanisme structurel fondamental des anneaux de Saturne.

Formation et évolution des anneaux principaux de Saturne

L'âge estimé des anneaux de Saturne présente une variabilité considérable, en fonction des méthodologies utilisées. Alors que certaines hypothèses proposent une origine ancienne, potentiellement contemporaine de la formation de Saturne, les données de Cassini indiquent un âge significativement plus jeune, suggérant que leur formation a eu lieu au cours des 100 derniers millions d'années, plaçant leur âge entre 10 millions et 100 millions d'années. Cette hypothèse d'origine récente est étayée par de nouveaux modèles intégrant de faibles estimations de masse pour l'évolution dynamique des anneaux et par des mesures du flux de poussière interplanétaire, qui informent les estimations du taux d'assombrissement des anneaux au fil du temps. Compte tenu de la perte continue de matière des anneaux, leur masse passée aurait dépassé leur masse actuelle. Cependant, les estimations de masse à elles seules ne constituent pas un diagnostic définitif, car les anneaux massifs formés au début de l'histoire du système solaire auraient pu évoluer jusqu'à atteindre une masse comparable à celle observée aujourd'hui. Sur la base des taux d'épuisement actuels, les anneaux devraient se dissiper d'ici environ 300 millions d'années.

Les principales hypothèses concernant la genèse des anneaux intérieurs de Saturne postulent leur formation à partir des restes d'une ou plusieurs lunes. Une de ces hypothèses, initialement avancée par Édouard Roche au XIXe siècle, suggère que les anneaux proviendraient d'une ancienne lune saturnienne (nommée Veritas, d'après une déesse romaine qui se cachait dans un puits) dont l'orbite s'est désintégrée, la rapprochant suffisamment pour être perturbée par les forces de marée. Des simulations numériques réalisées en 2022 confortent cette théorie, les auteurs de l'étude proposant la désignation « Chrysalide » pour la lune désintégrée. Une version alternative de cette hypothèse propose que la Lune se soit fragmentée suite à un impact avec une comète ou un astéroïde important. De plus, des simulations de 2023 ont démontré que la collision de deux lunes glacées pourrait expliquer la rareté observée de matériaux rocheux dans les anneaux de Saturne.

Une itération plus conventionnelle de l'hypothèse de la lune perturbée postule que les anneaux sont constitués de débris d'une lune d'environ 400 à 600 km (200 à 400 miles) de diamètre, une taille légèrement supérieure à celle de Mimas. Des collisions d'une ampleur suffisante pour perturber une telle lune se sont produites pour la dernière fois lors du bombardement lourd tardif, il y a environ quatre milliards d'années.

R. M. Canup a proposé une hypothèse contemporaine suggérant que les anneaux constitueraient des restes du manteau glacé d'une lune différenciée beaucoup plus grande, de la taille d'un Titan. La couche externe de cette lune aurait été enlevée lors de sa spirale vers Saturne pendant l'ère de formation de la planète, alors qu'elle était encore enveloppée par une nébuleuse gazeuse. Ce modèle explique la rareté du matériel rocheux observé à l'intérieur des anneaux. Initialement, on pensait que ces anneaux étaient considérablement plus massifs (environ 1 000 fois) et étendus que leur état actuel. La matière provenant de leurs régions extérieures se serait accumulée pour former les lunes les plus intérieures de Saturne, s'étendant jusqu'à Téthys, élucidant ainsi également l'absence de constituants rocheux dans la composition de la plupart de ces satellites. L'évolution collisionnelle ou cryovolcanique ultérieure d'Encelade, une autre de ces lunes, aurait alors pu provoquer une perte sélective de glace, augmentant sa densité jusqu'à sa valeur actuelle de 1,61 g/cm³, contre 1,15 pour Mimas et 0,97 pour Téthys.

Ce concept d'anneaux primordiaux substantiels a ensuite été élargi pour élucider la genèse des lunes de Saturne, s'étendant jusqu'à Rhéa. Si ces anneaux massifs initiaux avaient constitué à la fois des composants glacés et des fragments rocheux (dépassant 100 km ou 60 miles de diamètre), ces corps silicatés auraient accumulé de la glace supplémentaire. Par la suite, les interactions gravitationnelles avec les anneaux et les forces de marée de Saturne les auraient éjectés sur des orbites de plus en plus lointaines. À l'intérieur de la limite de Roche, les corps rocheux possèdent une densité suffisante pour accumuler davantage de matière, une capacité que ne partagent pas les corps glacés moins denses. En sortant du système d’anneaux, ces lunes naissantes pourraient avoir subi une évolution ultérieure via des fusions stochastiques. Ce mécanisme explique potentiellement la variabilité observée de la teneur en silicates parmi les lunes de Saturne jusqu'à Rhéa, parallèlement à une tendance perceptible à la diminution de la proportion de silicates à proximité de la planète. Par conséquent, Rhéa représenterait la lune la plus ancienne issue de ces anneaux primordiaux, avec des satellites plus proches de Saturne présentant des âges progressivement plus jeunes.

La luminosité et la nature immaculée de la glace d'eau composant les anneaux de Saturne ont été présentées comme la preuve que les anneaux sont considérablement plus jeunes que Saturne lui-même, étant donné que l'accrétion continue de poussière météorique entraînerait généralement leur assombrissement. Néanmoins, des recherches récentes suggèrent que l'anneau B possède une masse suffisante pour diluer efficacement la matière entrante, empêchant ainsi un assombrissement important tout au long de la durée de vie du système solaire. Les constituants des anneaux peuvent subir un recyclage, formant des amas à l'intérieur des anneaux qui sont ensuite fragmentés par les impacts. Ce mécanisme pourrait expliquer les caractéristiques apparemment jeunes de certains matériaux du système d’anneaux. Les chercheurs ont accumulé des preuves indiquant une genèse récente de l'anneau C, sur la base de l'analyse des données du Cassini Titan Radar Mapper, qui a spécifiquement examiné la proportion de silicates rocheux présents dans cet anneau. Si une partie substantielle de ce matériau provenait d'un centaure ou d'une lune récemment perturbé, l'âge de l'anneau C pourrait être estimé à 100 millions d'années ou moins. À l’inverse, si le matériau provenait principalement d’un afflux de micrométéoroïdes, son âge serait d’environ un milliard d’années.

Les enquêtes basées sur le taux d'infiltration de matière dans Saturne tendent à soutenir un âge plus jeune pour le système d'anneaux, estimé à des centaines de millions d'années. Le matériau de l’anneau tourne perpétuellement vers Saturne ; un taux de chute plus élevé est en corrélation avec une durée de vie plus courte du système d’anneaux. Un mécanisme proposé décrit la gravité attirant des grains de glace d'eau chargés électriquement des anneaux le long des lignes de champ magnétique de la planète, un phénomène appelé « pluie annulaire ». Les observations au sol du télescope Keck ont ​​déduit que ce débit se situait entre 432 et 2 870 kg/s. Par conséquent, sur la seule base de ce processus, les anneaux devraient se dissiper d'ici environ ~292+818
−124 millions d'années. Lors de son transit en septembre 2017 à travers l'espace séparant les anneaux et la planète, la sonde spatiale Cassini a identifié un flux équatorial de matière de charge neutre depuis les anneaux vers Saturne, allant de 4 800 à 44 000 kg/s. En supposant que ce taux d'afflux soit stable, son ajout au processus actuel de « pluie annulaire » suggère que les anneaux pourraient disparaître dans moins de 100 millions d'années.

Structure physique des anneaux

Les anneaux A et B représentent les composants les plus importants du système d'anneaux de Saturne, délimités par la division Cassini, découverte par Giovanni Domenico Cassini en 1675. L'anneau C, identifié en 1850 et présentant des caractéristiques proches de la division Cassini, rejoint ces régions pour former les anneaux principaux. Ces anneaux primaires présentent une plus grande densité et contiennent des particules plus grosses que les anneaux poussiéreux plus diffus. Cette dernière catégorie englobe l'anneau D, qui s'étend vers l'intérieur vers la limite atmosphérique de Saturne, ainsi que les anneaux G et E et d'autres formations situées au-delà du système d'anneaux principal. Ces anneaux diffus sont désignés comme « poussiéreux » en raison des dimensions infimes de leurs particules constitutives, avoisinant fréquemment le micromètre ; leur composition chimique, similaire à celle des anneaux principaux, est principalement constituée de glace d'eau. Le mince anneau F, positionné immédiatement au-delà de la limite extérieure de l'anneau A, présente des défis de classification ; bien que certains segments soient particulièrement denses, ils contiennent également une quantité substantielle de particules de la taille d'une poussière.

Aperçu structurel complet

Caractéristiques structurelles de l'anneau C

Caractéristiques structurelles de la division Cassini

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Éléments structurels de l'anneau A

L'anneau D

L'anneau D représente le composant le plus interne et particulièrement faible du système d'anneaux. En 1980, la mission Voyager 1 a identifié trois boucles distinctes au sein de cette structure, étiquetées D73, D72 et D68, D68 étant positionnée comme la boucle discrète la plus interne par rapport à Saturne. Environ 25 ans plus tard, les images du vaisseau spatial Cassini ont révélé que D72 avait subi un élargissement et une diffusion importants, migrant simultanément à 200 km (100 miles) plus près de la planète.

L'anneau en D présente une structure à échelle fine caractérisée par des vagues espacées de 30 km (20 miles) les unes des autres. Initialement observée dans l'espace inter-anneaux entre l'anneau C et D73, cette structure a ensuite été déterminée lors de l'équinoxe de Saturne de 2009 comme s'étendant sur une étendue radiale de 19 000 km (12 000 miles), s'étendant de l'anneau D à la limite intérieure de l'anneau B. Ces ondes sont interprétées comme une configuration en spirale d'ondulations verticales, possédant des amplitudes allant de 2 à 20 mètres. La diminution temporelle observée de la période des vagues - de 60 km (40 miles) en 1995 à 30 km (20 miles) en 2006 - suggère que cette tendance est probablement apparue à la fin de 1983. On suppose que cette origine serait le résultat de l'impact d'un nuage de débris, estimé à ≈10¹² kg, dérivé d'une comète fragmentée, qui a ensuite incliné les anneaux loin de l'onde. plan équatorial. De manière analogue, un motif en spirale comparable au sein du système d'anneaux primaires de Jupiter a été attribué à une perturbation induite par l'impact du matériau de la comète Shoemaker-Levy 9 en 1994.

L'anneau C

L'anneau C est caractérisé comme un anneau large mais faible, situé à l'intérieur de l'anneau B. Sa découverte en 1850 est attribuée à William et George Bond, bien que William R. Dawes et Johann Galle l'aient également observé indépendamment. William Lassell l'a ensuite désigné « anneau de crêpe », en raison de sa composition apparente de matériaux plus sombres que celle trouvée dans les anneaux A et B, plus lumineux.

Les estimations placent son épaisseur verticale à 5 mètres (16 pieds) et sa masse à environ 1,1 × 10¹⁸ kg. Sa profondeur optique varie de 0,05 à 0,12. Cette profondeur optique implique qu'entre 5 % et 12 % de la lumière incidente perpendiculairement sur l'anneau est atténuée, ce qui rend l'anneau presque transparent lorsqu'il est vu d'un point de vue aérien. Lors de l'équinoxe de Saturne de 2009, les ondulations spirales d'une longueur d'onde de 30 km, initialement identifiées dans l'anneau D, se sont propagées sur l'ensemble de l'anneau C.

Le Colombo Gap et Titan Ringlet

Le Colombo Gap est situé dans la région intérieure du C Ring. Cet espace contient le lumineux mais mince Colombo Ringlet, positionné à une distance centrale de 77 883 km (48 394 miles) de Saturne, présentant une morphologie légèrement elliptique plutôt que parfaitement circulaire. Cette boucle est également appelée Titan Ringlet, en raison de sa résonance orbitale avec la lune Titan. À ce rayon orbital spécifique au sein du système d'anneaux, la période de précession absidale d'une particule annulaire correspond précisément à la période du mouvement orbital de Titan, orientant par conséquent l'abside de cet anneau excentrique de manière cohérente vers Titan.

Le Maxwell Gap et Ringlet

Le Maxwell Gap est situé dans le segment extérieur de l'anneau C. Cet espace englobe également une formation dense et non circulaire connue sous le nom de Maxwell Ringlet. À bien des égards, cette boucle ressemble à l’anneau ε d’Uranus. Les deux anneaux présentent des structures ondulatoires dans leurs régions centrales. Bien que l'on suppose que l'onde dans l'anneau ε résulte de l'influence gravitationnelle de la lune uranienne Cordelia, aucune lune n'avait été identifiée dans la fente de Maxwell en juillet 2008.

L'anneau B

L'Anneau B est le plus étendu, le plus lumineux et le plus massif du système d'anneaux de Saturne. Son épaisseur estimée varie de 5 à 15 mètres, avec une profondeur optique fluctuant entre 0,4 et dépassant 5, indiquant que plus de 99 % de la lumière incidente est obstruée dans certaines régions de l'anneau B. Des variations importantes de densité et de luminosité caractérisent l’anneau B, la majorité de ces phénomènes manquant actuellement d’explication scientifique. Ces variations se manifestent par des boucles concentriques et étroites, bien que l’anneau B lui-même soit dépourvu d’espaces distincts. À sa périphérie externe, l’anneau B présente des structures verticales qui peuvent s’écarter jusqu’à 2,5 kilomètres (1,5 miles) du plan de l’anneau principal. Cela représente un écart substantiel par rapport à l'épaisseur verticale typique des anneaux A, B et C, qui est généralement d'environ 10 mètres (30 pieds). On suppose que de telles formations verticales résultent de l'influence gravitationnelle de lunes encastrées non détectées.

Des recherches menées en 2016, utilisant des occultations stellaires pour analyser les ondes de densité en spirale, ont révélé que la densité de surface de l'anneau B varie de 40 à 140 g/cm². Cette mesure est inférieure aux estimations précédentes et indique une corrélation minimale entre la profondeur optique de l'anneau et sa densité de masse, relation également observée dans les anneaux A et C. La masse totale de l'anneau B a été estimée entre 7 et 24×10¹⁸ kilogrammes. À des fins de comparaison, Mimas possède une masse de 37,5ק1415§18 kilogrammes.

Rayons

Avant 1980, les caractéristiques structurelles des anneaux de Saturne étaient attribuées uniquement aux forces gravitationnelles. Cependant, des images ultérieures du vaisseau spatial Voyager ont révélé des caractéristiques radiales à l'intérieur de l'anneau B, appelées rayons. Ces caractéristiques défiaient toute explication par la mécanique gravitationnelle en raison de leur présence soutenue et de leur comportement rotationnel, incompatibles avec la dynamique orbitale. Ces rayons se manifestent comme sombres en lumière rétrodiffusée et brillants en lumière diffusée vers l'avant, cette transition optique se produisant à un angle de phase d'environ 60 degrés. L'hypothèse prédominante concernant la composition des rayons postule qu'ils contiennent des particules de poussière microscopiques, soulevées du plan de l'anneau primaire par répulsion électrostatique, et qu'ils tournent de manière presque synchrone avec la magnétosphère de Saturne. Le mécanisme exact responsable de la génération de ces rayons reste indéterminé. Une explication proposée suggère que des perturbations électriques, telles que des éclairs dans l'atmosphère de Saturne ou des impacts de micrométéoroïdes sur les anneaux, pourraient être des facteurs causals. Une théorie alternative postule que les rayons ressemblent fortement à des phénomènes tels que la lueur de l'horizon lunaire ou la lévitation de la poussière, et sont plutôt induits par des champs électriques intenses à travers le terminateur des particules annulaires, plutôt que par des perturbations électriques générales.

Les rayons sont restés inobservés pendant environ vingt-cinq ans, jusqu'à leur détection par la sonde spatiale Cassini. Lors de l'arrivée de Cassini sur Saturne début 2004, les rayons n'étaient pas discernables. En se basant sur des modèles tentant d'élucider leur formation, certains scientifiques ont émis l'hypothèse que les rayons ne réapparaîtraient pas avant 2007. Malgré ces prédictions, l'équipe d'imagerie de Cassini a continué à rechercher des rayons dans les images de l'anneau, pour finalement les observer à nouveau sur des photographies prises le 5 septembre 2005.

Les rayons présentent les caractéristiques d'un phénomène saisonnier, disparaissant pendant l'hiver et le milieu de l'été saturniens, puis réapparaissant à l'approche de Saturne. ses équinoxes. L'hypothèse selon laquelle les rayons représentent un effet saisonnier, en corrélation avec la période orbitale de Saturne de 29,7 ans, a été corroborée par leur réapparition progressive au cours des dernières étapes de la mission Cassini.

Lunelet

Lors de l'équinoxe de 2009, une petite lune encastrée dans l'anneau B a été identifiée grâce à l'ombre qu'elle projetait. Son diamètre estimé est de 400 mètres (1 300 pieds). Ce satellite a reçu la désignation provisoire S/2009 S 1.

Division Cassini

La division Cassini constitue une région mesurant 4 800 kilomètres (3 000 miles) de largeur, située entre les anneaux A et B de Saturne. Sa découverte en 1675 est attribuée à Giovanni Cassini, qui l'a observé depuis l'Observatoire de Paris à l'aide d'un télescope réfringent équipé d'un objectif de 2,5 pouces, d'une distance focale de 20 pieds et d'un grossissement de 90x. Vu de la Terre, il se présente comme un vide étroit et sombre à l’intérieur du système d’anneaux. Néanmoins, la mission Voyager a révélé que cet espace apparent est en fait rempli par un matériau annulaire présentant des ressemblances significatives avec l'anneau C. La division peut apparaître lumineuse lorsqu'elle est observée du côté non éclairé des anneaux, un phénomène attribuable à la densité relativement faible du matériau qui facilite une plus grande transmission de la lumière à travers sa profondeur.

La limite intérieure de la division Cassini est principalement influencée par une forte résonance orbitale. Plus précisément, les particules annulaires situées ici présentent une résonance orbitale de 2 : 1 avec la lune Mimas. Cette résonance entraîne des perturbations gravitationnelles cumulatives de Mimas, qui déstabilisent les orbites de ces particules et produisent par conséquent une nette réduction de la densité des anneaux. À l'inverse, les origines de nombreux autres écarts observés entre les boucles au sein de la division Cassini restent inélucidées.

Écart de Huygens

Le Huygens Gap, identifié en 1981 à partir d'images transmises par Voyager 2, est situé à la limite intérieure de la division Cassini. Dans cet espace se trouve le dense et excentrique Huygens Ringlet. L'anneau présente des variations azimutales irrégulières à la fois dans sa largeur géométrique et dans sa profondeur optique, potentiellement attribuables à sa proximité avec la résonance 2:1 avec Mimas et à l'influence gravitationnelle du bord extérieur excentrique de l'anneau B. Une boucle étroite supplémentaire est positionnée immédiatement à l'extérieur de la boucle de Huygens.

Un anneau

L'Anneau A constitue le plus extérieur des principaux anneaux brillants de Saturne. Sa démarcation interne est la division Cassini, tandis que sa limite externe distincte se rapproche de la trajectoire orbitale de la petite lune Atlas. L'anneau A est traversé transversalement par l'Encke Gap, positionné à environ 22 % de la largeur totale de l'anneau vers l'intérieur à partir de sa périphérie extérieure. Un espace plus mince, le Keeler Gap, est situé à 2 % de la largeur de l'anneau à partir de son bord extérieur.

L'épaisseur estimée de l'anneau A varie de 10 à 30 mètres, sa densité superficielle est comprise entre 35 et 40 g/cm² et sa masse totale est estimée à environ 4 à 5×10¹⁸ kg, ce qui est légèrement inférieur à la masse d'Hyperion. Sa profondeur optique fluctue de 0,4 à 0,9.

Analogue à l'anneau B, le périmètre extérieur de l'anneau A est soutenu par des résonances orbitales, bien que l'ensemble spécifique d'interactions soit considérablement plus complexe. Son influence principale provient de la résonance 7:6 avec Janus et Epiméthée, complétée par les contributions de la résonance 5:3 avec Mimas et plusieurs résonances impliquant Prométhée et Pandore. De plus, d’autres résonances orbitales induisent de nombreuses ondes de densité en spirale au sein de l’anneau A (et, dans une moindre mesure, dans d’autres anneaux), qui définissent en grande partie ses caractéristiques structurelles. Les principes physiques régissant ces ondes sont identiques à ceux qui expliquent la formation des bras spiraux dans les galaxies. Les ondes de courbure en spirale, également observées dans l'anneau A et expliquées par le même cadre théorique, se manifestent par des ondulations verticales à l'intérieur de l'anneau plutôt que par des perturbations de compression.

En avril 2014, des scientifiques de la NASA ont documenté la formation potentielle d'une nouvelle lune à proximité de la limite extérieure de l'anneau A.

Écart d'Encke

Encke Gap, une discontinuité de 325 km (200 miles) de large au sein de l'anneau A, est situé au centre, à une distance de 133 590 km (83 000 miles) du noyau de Saturne. Son existence est attribuée à la petite lune Pan, qui maintient une orbite dans cette région. Les images acquises par la sonde Cassini ont révélé la présence d'au moins trois boucles fines et alambiquées dans l'espace. Les ondes de densité spirales, observables sur les deux flancs de l'espace, sont générées par des résonances avec les lunes adjacentes situées à l'extérieur des anneaux, tandis que Pan lui-même génère une série supplémentaire de sillages en spirale.

Johann Encke n'a pas personnellement observé cet espace ; sa nomenclature honore ses contributions aux observations d'anneaux. L'écart a été découvert indépendamment par James Edward Keeler en 1888. Par la suite, le deuxième écart important dans l'anneau A, identifié par Voyager, a été désigné l'écart de Keeler en reconnaissance de son travail.

L'écart d'Encke est classé comme un écart en raison de son enclos complet dans l'anneau A. Avant la clarification des définitions par l'Union astronomique internationale (AIU) en 2008, une ambiguïté terminologique existait entre écart et division ; par conséquent, cette séparation était parfois appelée « Division Encke ».

Écart de Keeler

Le Keeler Gap constitue une discontinuité de 42 km (26 miles) de large au sein de l'anneau A, située à environ 250 km (150 miles) de la périphérie extérieure de l'anneau. La petite lune Daphnis, identifiée le 1er mai 2005, orbite dans cet espace, conservant ainsi son état clair. Le transit orbital de Daphnis génère des ondes le long des bords de l'espace, un phénomène encore modulé par son excentricité orbitale mineure. Étant donné la légère inclinaison orbitale de Daphnis par rapport au plan de l'anneau, ces ondes possèdent une composante perpendiculaire au plan, s'étendant jusqu'à 1 500 mètres « au-dessus » de lui.

Le Keeler Gap a été identifié par Voyager et ensuite nommé en l'honneur de l'astronome James Edward Keeler. Keeler lui-même avait déjà découvert et nommé Encke Gap en hommage à Johann Encke.

Lunettes à hélice

En 2006, quatre petites « lunettes » ont été identifiées dans les images Cassini de l'Anneau A. Ces lunes, d'une centaine de mètres de diamètre, sont trop petites pour une observation directe ; au lieu de cela, Cassini détecte les perturbations distinctives en forme d'hélice qu'elles génèrent, qui s'étendent sur plusieurs kilomètres. Les projections suggèrent que l’Anneau A abrite des milliers de ces entités. En 2007, l'identification de huit lunes supplémentaires indiquait leur confinement principal dans une ceinture de 3 000 km (2 000 milles), située à environ 130 000 km (80 000 milles) du noyau de Saturne. En 2008, plus de 150 lunes à hélices avaient été cataloguées, dont une régulièrement surveillée pendant plusieurs années et désignée Blériot.

La Division Roche

La région interstitielle séparant l'anneau A et l'anneau F est désignée Division Roche, une nomenclature en l'honneur du physicien français Édouard Roche. Cette division doit être distinguée de la limite de Roche, qui définit la proximité à laquelle un corps céleste important, à l'approche d'une planète comme Saturne, serait perturbé par les forces de marée de la planète. Située à la périphérie du système d'anneaux primaires, la division Roche est en effet proche de la limite de Roche de Saturne, un facteur expliquant l'incapacité des anneaux à fusionner pour former une lune.

Analogue à la division Cassini, la division Roche n'est pas dépourvue de matière mais englobe une feuille de matière diffuse. La composition de ce matériau ressemble à celle trouvée dans les anneaux D, E et G, ténus et poussiéreux. Dans la division Roche, deux endroits spécifiques présentent des concentrations de poussière élevées par rapport à la zone environnante. Ceux-ci ont été identifiés par l'équipe d'imagerie de la sonde Cassini et ont reçu des désignations provisoires : R/2004 S 1, situé le long de la trajectoire orbitale de la lune Atlas ; et R/2004 S 2, centré à 138 900 km (86 300 miles) du noyau de Saturne, à l'intérieur de l'orbite de Prométhée.

L'anneau F

L'anneau F représente l'anneau discret le plus externe de Saturne et est potentiellement l'anneau le plus dynamiquement actif du système solaire, présentant des caractéristiques qui évoluent sur des échelles de temps horaires. Il est situé à 3 000 km (2 000 miles) au-delà de la limite extérieure de l'anneau A. L'équipe d'imagerie de Pioneer 11 a découvert cet anneau en 1979. Caractérisé par son extrême finesse, il ne s'étend que sur quelques centaines de kilomètres radialement. Historiquement, il a été postulé que deux lunes bergers, Prométhée et Pandore, en orbite interne et externe, maintenaient leur cohésion ; cependant, des recherches contemporaines suggèrent que seul Prométhée contribue de manière significative à son confinement. Des simulations numériques proposent que l'anneau provienne d'une perturbation partielle suite à une collision entre Prométhée et Pandore.

Des images haute résolution ultérieures de la sonde Cassini révèlent que l'anneau F comprend un anneau central entouré d'un brin en spirale. Ces observations démontrent en outre que lors des rencontres de Prométhée avec l'anneau à son apoapsis, l'influence gravitationnelle de la lune induit des plis et des nœuds à l'intérieur de l'anneau F en « accrétant » de la matière, formant ainsi un canal sombre dans la région interne de l'anneau. Étant donné que Prométhée orbite autour de Saturne à une vitesse supérieure à celle du matériau constitutif de l'anneau F, chaque canal successif est incisé à environ 3,2 degrés en avant de son prédécesseur.

En 2008, une activité dynamique supplémentaire a été observée, indiquant que de petites lunes inobservées en orbite à l'intérieur de l'anneau F traversent systématiquement son noyau étroit en raison des perturbations gravitationnelles de Prométhée. L'une de ces lunes mineures a été provisoirement identifiée comme étant S/2004 S 6.

À partir de 2023, la morphologie agglomérée caractéristique de l'anneau F résulterait de « la présence de milliers de petits corps parents (de 1,0 à 0,1 km) qui entrent en collision et produisent des brins denses de particules de taille micrométrique à centimétrique qui se réaccumulent en quelques mois sur les corps parents dans un état d'équilibre. régime."

Anneaux extérieurs

L'anneau Janus/Epimetheus

Un anneau de poussière ténu entoure le domaine orbital de Janus et d'Épiméthée, une caractéristique discernée à partir d'images acquises en lumière diffusée vers l'avant par le vaisseau spatial Cassini en 2006. Cet anneau présente une dimension radiale d'environ 5 000 km (3 000 miles). Sa genèse est attribuée aux particules éjectées de la surface des lunes par des impacts de météoroïdes, formant ensuite un anneau diffus le long de leurs trajectoires orbitales respectives.

Le G-Ring

L'anneau G, un anneau particulièrement mince et faible, est positionné approximativement à mi-chemin entre l'anneau F et le début de l'anneau E, avec sa limite intérieure située à environ 15 000 km (10 000 miles) à l'intérieur de l'orbite de Mimas. Cet anneau présente un arc nettement plus brillant près de son bord intérieur, rappelant les arcs observés dans les anneaux de Neptune, qui s'étendent sur environ un sixième de sa circonférence. Cet arc est centré sur Aegaeon, une lune d'un demi-kilomètre de diamètre (500 yards), et est maintenu dans sa position par une résonance orbitale 7:6 avec Mimas. L'arc est théoriquement constitué de particules glacées, certaines atteignant plusieurs mètres de diamètre, tandis que le reste de l'anneau G est constitué de poussière provenant de cet arc. La largeur radiale de l'arc est d'environ 250 km (150 miles), un contraste notable avec la largeur totale du G Ring de 9 000 km (6 000 miles). On estime que l’arc contient une matière équivalente à une petite lune glacée d’environ une centaine de mètres de diamètre. Les particules de poussière, délogées d'Aegaeon et d'autres corps sources dans l'arc par des impacts de micrométéoroïdes, migrent vers l'extérieur en raison des interactions avec la magnétosphère de Saturne. Le plasma à l'intérieur de cette magnétosphère tourne avec le champ magnétique de Saturne, qui tourne beaucoup plus vite que le mouvement orbital de l'anneau G. Ces minuscules particules sont progressivement érodées par les impacts ultérieurs et dispersées par la traînée du plasma. Au fil des millénaires, l'anneau subit une perte de masse progressive, qui est continuellement reconstituée par de nouveaux impacts sur Aegaeon.

L'arc de l'anneau de Méthone

Un arc d'anneau subtil, initialement identifié en septembre 2006, s'étend sur environ 10 degrés de longitude et est associé à la lune Méthone. Le matériau constituant cet arc est présumé être de la poussière éjectée du Méthone suite à des impacts de micrométéoroïdes. Le confinement de ces poussières au sein de l'arc est attribué à une résonance 14h15 avec Mimas, mécanisme analogue à celui régissant le confinement de l'arc du G Ring. Sous l'influence de cette résonance identique, Méthone présente un mouvement de libration sur son orbite, oscillant d'avant en arrière avec une amplitude longitudinale de 5 degrés.

L'Arc de l'Anneau d'Anthe

Un léger arc d'anneau, détecté pour la première fois en juin 2007, s'étend sur environ 20 degrés de longitude et est lié à la lune Anthe. On pense que le matériau à l’intérieur de cet arc est constitué de poussière délogée d’Anthe par des impacts de micrométéoroïdes. Le confinement de cette poussière au sein de l'arc s'explique par une résonance 10:11 avec Mimas. Par conséquent, Anthe subit une dérive longitudinale sur son orbite, oscillant sur 14 degrés de longitude en raison de la même résonance.

L'anneau Pallene

Un léger anneau de poussière coorbite avec Pallene, un phénomène révélé par des images capturées en lumière diffusée vers l'avant par le vaisseau spatial Cassini en 2006. Cet anneau possède une étendue radiale d'environ 2 500 km (1 500 miles). Son origine réside dans les particules éjectées de la surface de Pallene par les impacts de météoroïdes, qui forment ensuite un anneau diffus le long de son trajet orbital.

L'anneau E

L'existence de l'anneau E, non confirmée jusqu'en 1980, était un sujet controversé parmi les astronomes depuis au moins 1908. Dans un récit historique des observations de Saturne, Arthur Francis O'Donel Alexander attribue à Georges Fournier l'observation initiale de ce qui sera plus tard appelé l'anneau E. Le 5 septembre 1907, au Mont Revard, Fournier signale une « zone lumineuse » « entourant l'anneau lumineux extérieur ». L'année suivante, le 7 octobre 1908, E. Schaer observa indépendamment « un nouvel anneau sombre... entourant les anneaux brillants de Saturne » depuis l'Observatoire de Genève. Des investigations ultérieures menées par W. Boyer, T. Lewis et Arthur Eddington, motivées par la découverte de Schaer, ont identifié des indications d'un anneau discontinu cohérentes avec la description de Schaer, bien qu'ils aient qualifié leurs observations d'« incertaines ». Après qu'Edward Barnard, utilisant ce qui était alors le télescope le plus avancé au monde, n'ait détecté aucune preuve de l'existence d'un tel anneau, le scepticisme quant à l'existence de l'anneau E s'est accru parmi la plupart des astronomes. Malgré cela, E. M. Antoniadi a plaidé en faveur de la présence de l'anneau dans une publication de 1909, faisant référence à l'observation de William Wray le 26 décembre 1861, d'une « lumière très faible... afin de donner l'impression qu'il s'agissait de l'anneau sombre ».

Contrairement aux anneaux A, B et C, la profondeur optique minimale de l'anneau E et sa dimension verticale importante nécessitent une perspective de visualisation de bord, un alignement qui ne se produit qu'une fois tous les 14 à 15 ans. Par conséquent, les observations de l’anneau E n’ont repris que dans les années 1960. Alors que certains récits attribuent la découverte de l'anneau E à Walter Feibelman en 1966, son article ultérieur, publié l'année suivante, reconnaît le débat en cours et le vaste dossier historique d'observations soutenant et réfutant la présence de l'anneau. Feibelman a prudemment présenté son interprétation des données comme étant indicatives d'un nouvel anneau, la qualifiant de « seulement provisoire ». Une réanalyse ultérieure des observations initiales de Feibelman, entreprise en prévision du survol de Saturne par Pioneer 11, a de nouveau qualifié les preuves de cet anneau extérieur de « fragiles ». Même les observations polarimétriques menées par Pioneer 11 lors de son survol de 1979 n'ont pas permis d'identifier définitivement l'anneau E, bien que sa présence ait été déduite de mesures de particules, de rayonnements et de champs magnétiques. La confirmation définitive de l'existence de l'anneau E a finalement été obtenue dans un article de 1980 de Feibelman et Klinglesmith, suite à une réanalyse numérique des observations de 1966 et de plusieurs observations indépendantes utilisant des télescopes au sol et dans l'espace.

L'anneau E, positionné comme le deuxième anneau le plus extérieur, présente une étendue exceptionnellement large. Il comprend de nombreuses particules minuscules, allant du micron au submicron, constituées de glace d’eau mélangée à des silicates, du dioxyde de carbone et de l’ammoniac. Cet anneau est situé entre les trajectoires orbitales de Mimas et Titan. Distinct des autres anneaux, l’anneau E est composé de particules microscopiques plutôt que de fragments de glace macroscopiques. En 2005, l'origine du matériau constitutif de l'anneau E a été identifiée comme étant des panaches cryovolcaniques émanant des « rayures de tigre » situées dans la région polaire sud de la lune Encelade. Contrairement aux anneaux primaires, l'anneau E possède une épaisseur supérieure à 2 000 km (1 000 miles), qui augmente progressivement avec la distance à Encelade. De plus, les formations ressemblant à des vrilles observées dans l'anneau E sont attribuables aux émissions des jets polaires sud les plus actifs d'Encelade.

Les particules de l'anneau E présentent une propension à s'accumuler sur les lunes en orbite dans son étendue, principalement en raison des excentricités orbitales des particules et de la proximité des demi-grands axes des autres lunes avec celui d'Encelade. Les particules rencontrant des lunes en orbite autour d'Encelade se déplacent généralement à une vitesse plus élevée, étant proches de leurs péricentres, ce qui a par conséquent un impact sur les faces arrière des lunes. À l'inverse, les particules rencontrant des lunes en orbite à l'extérieur d'Encelade ont tendance à se déplacer plus lentement, étant proches de leurs apocentres, frappant ainsi les hémisphères principaux des lunes. Ce mécanisme d'impact différentiel fait que Janus, Epiméthée et Mimas affichent des côtés arrière plus brillants, tandis que Téthys, Dioné et Rhéa présentent une luminosité accrue sur leurs hémisphères avant. De plus, l'équateur de l'hémisphère principal de Téthys est subtilement teinté de bleu par l'accrétion de matière infaillible. Les lunes troyennes, dont Telesto, Calypso, Hélène et Polydeuces, sont particulièrement affectées lorsque leurs orbites traversent le plan des anneaux. Cette interaction conduit leurs surfaces à être recouvertes d'un matériau brillant, ce qui adoucit ensuite les caractéristiques topographiques existantes.

Bague Phoebe

En octobre 2009, la détection d'un disque de matière ténu situé juste à l'intérieur de l'orbite de Phoebe a été annoncée. Au moment de sa découverte, ce disque était observé dans un alignement par rapport à la Terre. Cette formation peut être globalement caractérisée comme un anneau supplémentaire. Malgré sa taille immense, équivalente à deux pleines lunes vu de la Terre, l’anneau reste pratiquement imperceptible. Sa découverte a été facilitée par le télescope spatial infrarouge Spitzer de la NASA, et elle a été observée sur toute l'étendue des observations initiales, s'étendant de 128 à 207 fois le rayon de Saturne. Des calculs ultérieurs suggèrent son extension potentielle vers l'extérieur jusqu'à 300 rayons de Saturne et vers l'intérieur jusqu'à l'orbite de Iapetus à 59 rayons de Saturne. L'anneau a ensuite été étudié à l'aide des vaisseaux spatiaux WISE, Herschel et Cassini. Les observations WISE indiquent son étendue entre au moins 50 et 100 à 270 rayons de Saturne, la limite intérieure étant obscurcie par l'éblouissement de la planète. Les données acquises par WISE suggèrent en outre que les particules annulaires sont pour la plupart petites, celles qui dépassent 10 cm de rayon constituant 10 % ou moins de la surface transversale totale.

Phoebe maintient une orbite autour de Saturne à une distance comprise entre 180 et 250 rayons planétaires. Le système d'anneaux associé présente une épaisseur d'environ 40 rayons. Étant donné que l’on suppose que les particules annulaires proviennent d’impacts (à la fois micrométéoroïdes et plus grands) sur Phoebe, elles devraient partager son mouvement orbital rétrograde, ce qui est contraire à l’orbite prograde de la lune intérieure adjacente, Iapetus. Cet anneau particulier est situé dans le plan orbital de Saturne, se rapprochant de l'écliptique, et affiche par conséquent une inclinaison de 27 degrés par rapport au plan équatorial de Saturne et à ses autres anneaux. L'inclinaison orbitale de Phoebe est de 5° par rapport au plan orbital de Saturne (souvent exprimée par 175° en raison de son mouvement rétrograde), et le déplacement vertical qui en résulte au-dessus et au-dessous du plan de l'anneau s'aligne précisément avec l'épaisseur observée de l'anneau de 40 rayons de Saturne.

L'existence théorique de cet anneau a été initialement postulée dans les années 1970 par Steven Soter. Sa découverte ultérieure est attribuée à Anne J. Verbiscer et Michael F. Skrutskie, affiliés à l'Université de Virginie, et à Douglas P. Hamilton, de l'Université du Maryland, College Park. Notamment, ces trois chercheurs avaient auparavant poursuivi des études supérieures en collaboration à l'Université Cornell.

Le matériau de l'anneau subit une migration vers l'intérieur, un processus entraîné par la réémission du rayonnement solaire, dont la vitesse est inversement corrélée à la taille des particules. Par exemple, une particule de 3 cm parcourrait la distance entre la proximité de Phoebe et celle de Iapetus pendant toute la durée de vie du système solaire. Par conséquent, ce matériel migratoire impacte l’hémisphère principal de Iapetus. Bien que l'accrétion de ce matériau provoque un assombrissement et un rougissement mineurs de l'hémisphère principal de Iapetus (analogue aux observations sur les lunes d'Uranus, Obéron et Titania), elle n'est pas la cause directe de la coloration bicolore distinctive de la lune. Au lieu de cela, les particules entrantes déclenchent un mécanisme de rétroaction positive impliquant une auto-ségrégation thermique, caractérisée par la sublimation de la glace des zones plus chaudes et la condensation ultérieure de la vapeur sur les régions plus froides. Ce processus dépose finalement un résidu sombre de « décalage » sur la majorité de la zone équatoriale de l'hémisphère principal de Iapetus, créant un contraste saisissant avec les formations de glace lumineuses qui couvrent ses régions polaires et la majeure partie de son hémisphère arrière.

Galileo Galilei a été le premier individu à documenter les observations des anneaux de Saturne, franchissant cette étape en 1610.

• Galileo Galilei – la première personne à observer les anneaux de Saturne, en 1610
• Christiaan Huygens fut le premier à proposer formellement l'existence d'une structure en anneau entourant Saturne, une hypothèse qu'il avança en 1655.
• On attribue à Giovanni Cassini la découverte de la séparation distincte entre les anneaux A et B de Saturne, connue sous le nom de division Cassini, en 1675.
• Édouard Roche, un astronome français, a élucidé le mécanisme par lequel un satellite entrant dans la limite de Roche de Saturne pourrait se désintégrer, contribuant ainsi à la formation des anneaux de la planète.

Notes éditoriales

Références scientifiques

• Nœud des anneaux planétaires : système d'anneaux de Saturne
• Nomenclature des anneaux de Saturne tirée de la page de nomenclature planétaire de l'USGS
• Tout ce qu'un esprit curieux devrait savoir sur les systèmes d'anneaux planétaires avec le Dr Mark Showalter (podcast Waseem Akhtar avec Mark Showalter)
• Animation haute résolution réalisée par Kevin M. Gill d'un survol de l'anneau B externe à l'équinoxe (il commence à devenir moins uniforme après la première minute) ; voir l'album Rings pour en savoir plus
• Animation haute résolution réalisée par Nick Stevens de Saturne et de ses anneaux depuis une orbite équatoriale et polaire, et lors d'une plongée sous les anneaux ; voir la liste pour en savoir plus